重力レンズは、暗黒物質を「見る」方法ではありません。質量が背景の光の進路をどう変えたかを測り、光っている物質と見えない質量を合わせた地図をつくる方法です。
質量は光の進路を曲げる
一般相対論では、質量とエネルギーが時空を曲げ、光はその曲がった時空を進みます。遠方銀河の手前に銀河団があると、背景銀河は伸びた弧や複数像に見えることがあります。レンズの形・距離・光源の分布から、手前の総質量を逆算します。
光らない質量が多ければ、可視銀河や熱いガスだけから計算した予測より強い歪みが出ます。これが「重力を通じて暗黒物質を地図化する」という意味です。
強レンズと弱レンズ
| 手法 | 見えるサイン | 得意なスケール |
|---|---|---|
| 強重力レンズ | 弧、リング、複数像 | 個々の銀河・銀河団の中心質量 |
| 弱重力レンズ | 背景銀河の形の統計的な歪み | 広域の質量分布・構造の成長 |
弱レンズでは、一つの銀河の形だけを見ても、もともとの楕円率や画像ノイズと区別できません。多数の背景銀河を統計的に重ね、系統誤差を抑えて初めて信号になります。測定は派手ではありませんが、宇宙の質量地図に直接近い情報を持ちます。
バレット銀河団が示した「分離」
衝突する銀河団では、銀河はほぼ衝突せず、X線ガスは衝撃波と圧力で減速します。バレット銀河団の弱レンズ質量地図は、ガスのピークではなく銀河の分布に近い位置に質量の山を示しました。5つの証拠で紹介した中でも、通常物質の主成分と重力質量が空間的に分かれる点が重要です。
EuclidとSubaru HSCが広げる視野
Euclidは可視・赤外観測を組み合わせて広い範囲の銀河形状と距離を測り、弱レンズと大規模構造の時間発展を調べます。Subaru HSCも地上から高品質な画像を集め、日本の宇宙論研究で重要な弱レンズデータを提供してきました。
広域サーベイの価値は、暗黒物質の「量」だけでなく、どの時代にどの大きさの構造が成長したかを追えることです。初期宇宙のガス運動や21cm線と組み合わせれば、銀河ができる前後の物理へ橋を架けられます。
限界：質量地図だけでは粒子は決まらない
レンズが測るのは総質量です。暗黒物質粒子がWIMPなのかアクシオンなのか、あるいはPBHなのかを、レンズだけで識別することはできません。また、赤方偏移、銀河形状の校正、観測装置のPSF、バリオン物理などが系統誤差になります。