物理学者は、宇宙スケールでの重力に関する現在の理解を覆すような、星団の不可解な振る舞いを観測した。この観測は、興味深いことに、暗黒物質の存在を否定する別の重力理論に合致するという。

ニュートンの万有引力の法則は、アインシュタインの一般相対性理論に取って代わられたものの、宇宙の大規模な構造や運動を説明するものとして、今でも十分に通用するものだ。しかし、現在では、これらのモデルに全く当てはまらない新しい観測結果が得られている。

天体物理学者の国際チームは、巨大なガス雲の中で短時間に何千もの星が誕生したときに形成される、「散開星団」を調査していた。これらの星団は、星が星団の前方と後方の2つの「尾」に分かれて漂うため、溶解するまでの寿命が比較的短いのが特徴だ。

ボン大学ヘルムホルツ放射線核物理学研究所のPavel Kroupa（パヴェル・クルーパ） 教授は、「開口星団は、ほとんどの場合、数億年後に消滅します」と説明する。その過程で、星は定期的に失われ、2つのいわゆる “潮汐の尾 “に蓄積される。この潮汐の尾の1つは、星団が宇宙を旅するときに後ろに引っ張られる。一方、もう1つの尾は、槍の穂先のように先頭を切って進む。

「ニュートンの重力の法則によれば、失われた星がどちらの尾にたどり着くかは偶然の産物です。つまり、どちらの尾にもほぼ同じ数の星があるはずなのです。しかし、私たちの研究で、そうではないことを初めて証明することができました。私たちが調べた星団では、前方の尾には、星団の近くにある星が後方の尾よりも常にかなり多く含まれていました。」と、この研究の共著者であるJan Pflamm-Altenburg（ヤン・プラム＝アルテンバーグ）博士は語る。

これまで、星団のどの星がどの尾に属しているかを判断するのは困難だった。「これを行うには、これらの各オブジェクトの速度、運動方向、および年齢を調べる必要があります」と Tereza Jerabkova （テレザ・ジェラブコヴァ）博士は説明する。彼女は初めて尾の星を正確に数えることができる方法を開発したのだ。この方法を「 Jerabkova-compact-convergent-point（CCP）法」と呼び、「ガイア」ミッションなどの調査によって集められた4つの散開星団のデータに適用したところ、驚くべきことに、すべての散開星団において、どの星がどの尾に属するかが明らかになった。その結果、4つの星団すべてにおいて、ニュートンの法則に反して、先頭の尾には後続の尾よりもはるかに多くの星があることがわかったのだ。

そこで研究チームは、「修正ニュートン力学(MOND)」と呼ばれる別の仮説に基づいて、これらの星団の星の動きをシミュレートした。このモデルは、低加速度ではニュートンの法則よりも重力の影響が強くなることを示唆するものである。そして、興味深いことに、このモデルの予測は観測結果と非常によく一致したのだ。

「簡単に言えば、MONDによれば、星は2つの異なる扉を通って星団を離れることができるのです。一つは後方の潮汐の尾につながり、もう一つは前方につながります。しかし、1つ目の扉は2つ目の扉よりもずっと狭いので、星がこの扉を通って星団から離れる可能性は低くなります。一方、ニュートンの重力理論は、どちらのドアも同じ幅であるべきだと予測しています。」と、Kroupa教授は説明する。

MONDモデルが現実の観測によく適合しているのは、これだけに留まらない。近傍の銀河の星団は、ニュートンの法則が予測するよりも速く溶解していることが分かっている。

MONDが正しいとすれば、暗黒物質が存在しないことになる。暗黒物質とは、1930年代に、観測された星や銀河の運動の矛盾を説明するために考え出された謎の物質である。銀河は、質量に対してあまりに速く動いていると考えられていた。暗黒物質は、目に見えない大量の質量を追加することでこのギャップを埋めるもので、以来、科学者たちはこれを探し続けている。暗黒物質の粒子を検出するために行われた数十年にわたる実験では、何も発見されなかった。

しかし、暗黒物質が有力な理論であるのは、観測された宇宙の多くの特徴を非常にうまく説明できることと、その存在を示唆する他の証拠がたくさんあるためだ。MONDを支持する観測的証拠は他にもあるが、MONDは科学界に広く受け入れられていない仮説にとどまっている。

研究チームは現在、より正確なシミュレーションを行うための新しい数学的手法を探っている。そうすれば、MOND理論が正しいかどうかのさらなる証拠を見つけることができるかもしれない。

研究の要旨

すべての星のかなりの割合が、誕生後、星団の潮汐閾値（práh)を通過し、古典的な潮汐尾部へと移行する。先行尾部と後行尾部の星の数の非対称性は、重力理論を検証するものである。尾のデータを持つ5つの散開星団（ヒアデス、プレーゼペ、かみのけ座、COIN-ガイア13、NGC752）は、その中心から dcl≈50pcdcl≈50pc 以内の星が、目に見えて後尾よりも多く存在している。Jerabkova-compact-convergent-point（CCP）法を用いて、近傍の600-2000Myrの散開星団4個について、dcl>50pcdcl>50pcまでの延長尾のマッピングを行った。これらはほぼ円形の銀河中心軌道上にあり、開散群の軌道離心率を推定する式が導出された。この問題をニュートン重力学のPhantom of Ramsesコードを適用すると、尾はほぼ対称になる。修正ニュートン力学(MOND)では、非対称性は50 < dcl/pc < 200で観測値に達し、近銀河中心点付近で最大となり、apogalacticon付近ではわずかに反転し、Küpper 周期の過密度は非対称な間隔を持つことがわかった。円軌道上のクラスターは、非対称なスピルアウトによって軌道偏心を起こし、その結果、軌道角運動量とは逆にスピンアップしている。この正の力学的フィードバックは、ミルグロム型散開星団が、軌道の離心率が増加するにつれて急速に消滅していくことを示唆しています。今後、異なる年齢の散開星団の潮汐尾をより明確にし、ミルグロム型直接Nボディーコードを開発する必要がある。