銀河間物質
宇宙は銀河や星だけでなく、それらの間にも広大な空間が存在します。この空間を満たす希薄な物質は、銀河間物質（Intergalactic Medium, IGM）と呼ばれています。IGMは、宇宙に存在する通常の物質であるバリオンの総量の実に50%以上を占めると考えられており、宇宙の大規模構造の形成や進化を理解する上で欠かせない要素です。
IGMの基本的な元素組成は、宇宙が誕生して間もない頃に起きたビッグバン元素合成によって生成された水素とヘリウムが主体であり、質量比でおよそ水素が75%、ヘリウムが25%と推定されています。しかし、銀河の中で星の進化によって作られた炭素や酸素などのより重い元素（金属元素）も、銀河から吹き出すガス流（銀河風）などによってIGMへと供給され、含まれていることが分かっています。これらの金属がどのようにIGMに拡散していくのか、その正確なメカニズムについては、現在も研究が進められています。
IGMの状態は、宇宙の進化とともに大きく変化してきました。
中性期のIGM: 宇宙誕生から約38万年後、「宇宙の晴れ上がり」と呼ばれる時代（赤方偏移 z～1000）を経て、宇宙のガスは電気的に中性な状態になりました。この時期のIGMも主に中性原子ガスでした。
宇宙の再電離: やがて宇宙で最初の星や銀河が誕生し始めると、それらが放つ強力な紫外線などによって周囲のIGMが再び電離され始めました。このプロセスは「宇宙の再電離」と呼ばれ、おおよそ赤方偏移 z=7からz=9の間に起こったと考えられています。再電離が完了すると、IGMはほぼ完全に電離したプラズマ状態となり、同時にその温度は約1万ケルビン（10^4 K）程度まで上昇しました。
高温のIGM（WHIM）: さらに宇宙が進化し、比較的低い赤方偏移の時代（z≲2）になると、重力の作用で物質が集まり、銀河や銀河団といった大規模構造が形成されます。この構造形成に伴ってガスが圧縮され、強い衝撃波が発生することで、IGMのガスの約半分はさらに高温、10万ケルビンから1000万ケルビン（10^5〜10^7 K）にまで加熱されると考えられています。この高温で希薄なIGMは「Warm–hot intergalactic medium (WHIM)」と呼ばれており、宇宙に存在するバリオンの 상당部分をこのWHIMが占めていると見られています。WHIMの密度は極めて低く、例えば1立方メートルあたりに原子が一つ程度、およそ10^-27 kg/m^3を下回る値です。
IGMは非常に希薄なため、直接的に光を放つことは少なく、観測には間接的な手法が用いられます。
吸収線観測: 遠方宇宙にある非常に明るい天体、特にクエーサーからの光を利用する手法が広く用いられています。クエーサーからの光が地球に届くまでの間に、IGMの中性水素ガス雲を通過すると、特定の波長、すなわち中性水素原子の電子が基底状態から第一励起状態へ遷移する際に吸収されるライマンα線（本来は紫外線の波長）が吸収されます。吸収が起こる波長は、ガス雲の距離（赤方偏移）によって異なります。そのため、クエーサーのスペクトルには、様々な赤方偏移を持つガス雲による無数のライマンα吸収線が短波長側に並んで現れ、これは「ライマンαの森」と呼ばれています。また、宇宙の再電離が完了する前の高赤方偏移宇宙（z≳6）では、IGMの大部分がまだ中性であったため、クエーサーのスペクトルにおいて、ライマンα線より長波長側の広い範囲の光がIGM全体によって連続的に吸収され、スペクトルが途切れたような形状を示します。これは「ガン-ピーターソン検定（Gunn–Peterson trough）」として知られており、2001年に高赤方偏移のクエーサーで初めて観測されました。
宇宙マイクロ波背景放射との相互作用: IGMは、宇宙の晴れ上がりの名残である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とも相互作用します。特に高温のIGM中に存在する自由電子がCMBの光子と逆コンプトン散乱を起こすと、CMBのスペクトルに特徴的な歪み（y型のスペクトル歪み）が生じます。この効果は、銀河団ガスに対して見られるスニャーエフ・ゼルドビッチ効果と同様の物理過程であり、IGM全体の熱的な状態を知る手がかりとなります。
21cm線観測: 中性水素原子は、電子のスピンの向きが陽子と同じ向きか逆向きかでエネルギーがわずかに異なり、このエネルギー差に対応する波長21cmの電波（21cm線）を放射または吸収します。宇宙の暗黒時代と呼ばれる、まだ星や銀河がほとんどなかった初期宇宙のIGMは中性水素が豊富であったと考えられており、この時代のIGMからの21cm線を検出することは、宇宙の初期状態や再電離の様子を知る上で極めて重要です。LOFARやMWAといった電波望遠鏡による観測が進められていますが、2020年時点ではIGM起源の21cm線はまだ直接的に検出されていません。将来的に計画されている大口径電波望遠鏡であるスクエア・キロメートル・アレイ（SKA）などによる観測に期待が寄せられています。
銀河間物質の存在を探る最初の試みは、1959年にジョージ・B・フィールドによって行われましたが、IGMからの21cm線の検出には至りませんでした。その後、クエーサーが発見されると、1965年にはジェームズ・E・ガンとブルース・ピーターソンが、IGMに中性水素があればクエーサー光のスペクトルにライマンα吸収線が現れることを理論的に予測しました。IGMの研究は、1970年代のX線天文衛星ウフルの打ち上げ、1990年代のハッブル宇宙望遠鏡や地上大口径望遠鏡に搭載された高性能分光器（NTT/EMMI、Keck/HIRES、VLT/UVESなど）の登場、そして広域サーベイ観測プロジェクト（FUSE、SDSS）の開始といった、観測技術の度重なる革新によって飛躍的に進展してきました。これらの観測によって、IGMが宇宙に遍く存在し、その状態が宇宙の進化と密接に関わっていることが明らかになってきています。
組成と状態
IGMの基本的な元素組成は、宇宙が誕生して間もない頃に起きたビッグバン元素合成によって生成された水素とヘリウムが主体であり、質量比でおよそ水素が75%、ヘリウムが25%と推定されています。しかし、銀河の中で星の進化によって作られた炭素や酸素などのより重い元素（金属元素）も、銀河から吹き出すガス流（銀河風）などによってIGMへと供給され、含まれていることが分かっています。これらの金属がどのようにIGMに拡散していくのか、その正確なメカニズムについては、現在も研究が進められています。
IGMの状態は、宇宙の進化とともに大きく変化してきました。
中性期のIGM: 宇宙誕生から約38万年後、「宇宙の晴れ上がり」と呼ばれる時代（赤方偏移 z～1000）を経て、宇宙のガスは電気的に中性な状態になりました。この時期のIGMも主に中性原子ガスでした。
宇宙の再電離: やがて宇宙で最初の星や銀河が誕生し始めると、それらが放つ強力な紫外線などによって周囲のIGMが再び電離され始めました。このプロセスは「宇宙の再電離」と呼ばれ、おおよそ赤方偏移 z=7からz=9の間に起こったと考えられています。再電離が完了すると、IGMはほぼ完全に電離したプラズマ状態となり、同時にその温度は約1万ケルビン（10^4 K）程度まで上昇しました。
高温のIGM（WHIM）: さらに宇宙が進化し、比較的低い赤方偏移の時代（z≲2）になると、重力の作用で物質が集まり、銀河や銀河団といった大規模構造が形成されます。この構造形成に伴ってガスが圧縮され、強い衝撃波が発生することで、IGMのガスの約半分はさらに高温、10万ケルビンから1000万ケルビン（10^5〜10^7 K）にまで加熱されると考えられています。この高温で希薄なIGMは「Warm–hot intergalactic medium (WHIM)」と呼ばれており、宇宙に存在するバリオンの 상당部分をこのWHIMが占めていると見られています。WHIMの密度は極めて低く、例えば1立方メートルあたりに原子が一つ程度、およそ10^-27 kg/m^3を下回る値です。
観測方法
IGMは非常に希薄なため、直接的に光を放つことは少なく、観測には間接的な手法が用いられます。
吸収線観測: 遠方宇宙にある非常に明るい天体、特にクエーサーからの光を利用する手法が広く用いられています。クエーサーからの光が地球に届くまでの間に、IGMの中性水素ガス雲を通過すると、特定の波長、すなわち中性水素原子の電子が基底状態から第一励起状態へ遷移する際に吸収されるライマンα線（本来は紫外線の波長）が吸収されます。吸収が起こる波長は、ガス雲の距離（赤方偏移）によって異なります。そのため、クエーサーのスペクトルには、様々な赤方偏移を持つガス雲による無数のライマンα吸収線が短波長側に並んで現れ、これは「ライマンαの森」と呼ばれています。また、宇宙の再電離が完了する前の高赤方偏移宇宙（z≳6）では、IGMの大部分がまだ中性であったため、クエーサーのスペクトルにおいて、ライマンα線より長波長側の広い範囲の光がIGM全体によって連続的に吸収され、スペクトルが途切れたような形状を示します。これは「ガン-ピーターソン検定（Gunn–Peterson trough）」として知られており、2001年に高赤方偏移のクエーサーで初めて観測されました。
宇宙マイクロ波背景放射との相互作用: IGMは、宇宙の晴れ上がりの名残である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とも相互作用します。特に高温のIGM中に存在する自由電子がCMBの光子と逆コンプトン散乱を起こすと、CMBのスペクトルに特徴的な歪み（y型のスペクトル歪み）が生じます。この効果は、銀河団ガスに対して見られるスニャーエフ・ゼルドビッチ効果と同様の物理過程であり、IGM全体の熱的な状態を知る手がかりとなります。
21cm線観測: 中性水素原子は、電子のスピンの向きが陽子と同じ向きか逆向きかでエネルギーがわずかに異なり、このエネルギー差に対応する波長21cmの電波（21cm線）を放射または吸収します。宇宙の暗黒時代と呼ばれる、まだ星や銀河がほとんどなかった初期宇宙のIGMは中性水素が豊富であったと考えられており、この時代のIGMからの21cm線を検出することは、宇宙の初期状態や再電離の様子を知る上で極めて重要です。LOFARやMWAといった電波望遠鏡による観測が進められていますが、2020年時点ではIGM起源の21cm線はまだ直接的に検出されていません。将来的に計画されている大口径電波望遠鏡であるスクエア・キロメートル・アレイ（SKA）などによる観測に期待が寄せられています。
研究の歴史
銀河間物質の存在を探る最初の試みは、1959年にジョージ・B・フィールドによって行われましたが、IGMからの21cm線の検出には至りませんでした。その後、クエーサーが発見されると、1965年にはジェームズ・E・ガンとブルース・ピーターソンが、IGMに中性水素があればクエーサー光のスペクトルにライマンα吸収線が現れることを理論的に予測しました。IGMの研究は、1970年代のX線天文衛星ウフルの打ち上げ、1990年代のハッブル宇宙望遠鏡や地上大口径望遠鏡に搭載された高性能分光器（NTT/EMMI、Keck/HIRES、VLT/UVESなど）の登場、そして広域サーベイ観測プロジェクト（FUSE、SDSS）の開始といった、観測技術の度重なる革新によって飛躍的に進展してきました。これらの観測によって、IGMが宇宙に遍く存在し、その状態が宇宙の進化と密接に関わっていることが明らかになってきています。
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