星をほとんどもたない銀河

宇宙の標準的な描像では、小さなダークマターの塊は大きな塊よりもはるかに数が多く、その中でも最も小さいものでは星形成が抑え込まれると考えられている。どこかに、それを下回るとハロー(暗黒物質の塊)が決して光らない質量の閾値があるはずだ。もしそうなら、宇宙には暗黒銀河(ダークギャラクシー)が存在するはずである。21cmの電波輝線で検出できる中性水素はもつが、星はわずか、あるいはまったくもたないハローだ。

その探索には落とし穴が多い。候補天体が、以前の画像では見逃されていた暗い星をもっていたと判明することがある。FAST J0139+4328がまさにそうで、より深い画像が得られると、暗い矮小銀河に分類し直された。また電波望遠鏡は電波干渉に悩まされる。紛れ込んだ信号が暗い電波源を装うことがあり、あるサーベイでは太陽のせいで昼間のデータを捨てなければならなかったほどだ。最も確実な検証法は、異なる場所にあり、異なる受信機をもつ2台の独立した望遠鏡で同じ信号を見ることである。

2台の望遠鏡、1つの信号

オーストラリアのスウィンバーン工科大学のマルコ・モナチ(Marco Monaci)、ダンカン・フォーブス(Duncan Forbes)、ウォリック・カウチ(Warrick Couch)、ジャン・ブロディ(Jean Brodie)は、まさにそれを実行した。アレシボ電波望遠鏡によるALFALFAサーベイから暗黒銀河の候補142個を取り出し、中国の500メートル望遠鏡FASTによる全天サーベイFASHIの中で探したのだ。一致したのは13個。明るい銀河の近くにあるもの、光学的な対応天体がありうるもの、確認不可能なものを除くと、残ったのは1つ、AGC 322753だった。

ALFALFAとFASHIが観測したAGC 322753の水素輝線。同じ速度、同じ二重ピークの形で、回転の特徴を示している。— 図1、Monaci et al. (2026), arXiv:2609.39152.

2つの検出結果はよく一致している。後退速度は約6,965 km/s、輝線幅は85 km/s、水素の質量は太陽質量の約20億倍である。2つの装置が異なる時期にとらえた以上、この電波源が電波干渉であるはずはない。その輝線には2つのピークがあり、秩序立って回転するガス円盤の典型的な特徴を示している。

行方不明の星を探して

それぞれの電波望遠鏡は、数分角の幅をもつビームの範囲内でしか電波源の位置を特定できない。しかし2つのビームは重なっており、その重なりが探索範囲を狭める。1平方秒角あたり約27.5等級まで到達するDESI Legacy Surveyの画像にも、SDSS、Pan-STARRS、GALEX、WISEにも、そこには何も写っていない。FASHIのカタログがこの電波源に結びつけていた天体は、Gaiaカタログによれば私たちの銀河系の恒星である。視野内で唯一はっきり見える銀河は、はるか背景にある。

アレシボ(破線)とFAST(実線)のビーム。赤で拡大した両者の重なり部分が、星があるとすれば最も可能性の高い場所である。印をつけた天体は手前の恒星か背景の銀河である。— 図2、Monaci et al. (2026), arXiv:2609.39152.

「何もない」を数値に変えるため、チームは画像に偽の銀河を埋め込み、どれならまだ見えるかを調べた。その結果、星があったとしても質量は最大で太陽の約5000万倍であり、水素は星の少なくとも40倍の重さをもつことになる。かつて暗黒銀河と間違えられた暗い矮小銀河では、この比は約11.5だった。

完全に暗いにしては重すぎる

AGC 322753は、最も単純な予測に基づく暗黒天体、つまり質量が太陽の最大300万倍程度の、回転しない小さな水素雲には当てはまらない。また、現在のシミュレーションが生み出すどの完全に星のない銀河よりも重い。そのため著者らは、この天体は完全に暗いわけではなく、現在の画像では暗すぎて見えない星がまばらに存在するのではないかと考えている。

近くの銀河から引きはがされたガス雲である可能性もまだある、と彼らは認める。ただし最も近い銀河でも投影距離で290キロパーセクと330キロパーセク離れており、ガスは円盤のように回転している。VLAのような電波干渉計による詳細な電波地図と、より深い多波長画像によって、この何もない空の一角にどんな天体があるのかが決着するだろう。