Baryon Acoustic Oscillations

バリオン音響振動

特徴的な距離スケールを残した原始プラズマ中の音波で、「標準尺」として用いられます。

原始音波の役割

初期宇宙（ビッグバン後約38万年の再結合前）では、宇宙は光子、電子、陽子の熱いプラズマ、すなわち「光子-バリオン流体」で満たされていました。この期間中、物質を過密領域に引き寄せる重力と外向きに押し出す光子圧という相反する力が、プラズマ内に音響振動、つまり本質的には音波を生み出しました。宇宙が冷えて陽子と電子が中性水素に結合すると、光子はデカップリングし（CMBを形成）、これらの音響波の伝播は、CMBの角度スケールとその後の大規模物質分布の両方に約150Mpcの特有の距離スケール（現在の共動座標系で）を刻み込みました。これらのバリオン音響振動（BAO）は、宇宙論的測定における重要な基準点であり、時間を通じた宇宙膨張を追跡するための標準尺として機能しています。

銀河調査でBAOを観測し、そのスケールを初期宇宙物理学から予測されるサイズと比較することで、天文学者はハッブルパラメータを測定し、ダークエネルギーの効果を評価できます。したがって、BAOは標準宇宙論モデル（ΛCDM）の精密化における中心的なツールとなっています。以下では、BAOの理論的起源、観測的検出、および精密宇宙論での利用について詳述します。

2. 物理的起源：光子-バリオン流体

2.1 再結合前の力学

高温で高密度の原始プラズマ（約z=1100以前）では、光子は自由電子に頻繁に散乱し、バリオン（陽子＋電子）を放射に強く結びつけていました。重力は物質を過密領域に引き寄せようとしますが、光子圧力が圧縮に抵抗し、音響振動を引き起こします。これらは、光子優勢のため音速がc/√3に近い流体の密度擾乱の波動方程式で記述できます。

2.2 音響地平線

これらの音波がビッグバンから再結合までに到達できる最大距離が特徴的な音響地平線スケールを決定します。宇宙が中性になる（光子がデカップリングする）と、波の伝播は停止し、約150 Mpc（共動座標）で過密度の殻が「凍結」されます。この「ドラッグ時代の音響地平線」は、CMBと銀河相関の両方で観測される基本的なスケールです。CMBでは、これは空の約1度の音響ピークスケールとして現れます。銀河調査では、BAOスケールは二点相関関数またはパワースペクトルで約100～150 Mpcに現れます。

2.3 再結合後

光子がデカップリングすると、バリオンはもはや放射によって引きずられなくなり、さらなる音響振動は実質的に終了します。時間とともに、ダークマターとバリオンは重力の下でハローに崩壊し続け、宇宙構造を形成します。しかし、その初期の波のパターンの痕跡は、銀河がそのスケール（約150 Mpc）でランダムな分布よりも頻繁に分離されるという控えめな傾向として残ります。したがって、大規模な銀河相関関数に見られる「バリオン音響振動」となります。

3. BAOの観測的検出

3.1 初期の予測と検出

BAOの特徴は1990年代から2000年代にかけて暗黒エネルギーを測定する手段として認識されました。SDSS（スローン・デジタル・スカイ・サーベイ）と2dF（ツーディグリー・フィールド・サーベイ）は2005年頃に銀河相関関数のBAO「バンプ」を発見し、大規模構造における最初の確実な検出を示しました[1,2]。これは超新星距離測定を補完する独立した「標準尺」を提供しました。

3.2 銀河相関関数とパワースペクトル

観測的には、以下を測定できます：

  • 二点相関関数ξ(r)は銀河の位置の相関を示します。BAOはr ∼ 100–110 h-1 Mpc付近に小さなピークとして現れます。
  • パワースペクトルP(k)はフーリエ空間で表されます。BAOはP(k)に穏やかな振動的特徴として現れます。

これらの信号は微妙（数パーセントの変調）であり、高い完全性と良好に制御された系統誤差で宇宙の大規模な体積をマッピングする必要があります。

3.3 現代の調査

BOSS（バリオン振動分光調査）はSDSS-IIIの一部で、約150万の明るい赤色銀河（LRG）を測定し、BAOスケールの制約を洗練しました。eBOSSとDESIはさらに高い赤方偏移（放射線銀河、クエーサー、Lyαフォレストを使用）をカバーします。近い将来のEuclidとRoman Space Telescopeは数十億の銀河をマッピングし、BAOをパーセントレベルまたはそれ以上の精度で測定し、宇宙の膨張履歴を正確に把握し、暗黒エネルギーモデルを検証します。

4. BAOを標準尺として

4.1 原理

再結合時の音響地平線の物理的長さはよく知られた物理学（CMBデータ＋核反応速度など）から計算できるため、BAOスケールの観測された角度サイズ（横方向）と赤方偏移分離（視線方向）は距離-赤方偏移の測定を提供します。平坦なΛCDM宇宙では、これらは角径距離DA(z)とハッブルパラメータH(z)を測定します。理論とデータを比較することで、暗黒エネルギーの状態方程式や曲率を解くことができます。

4.2 超新星との補完性

Ia型超新星は「標準光源」として機能し、BAOは「標準尺」として機能します。どちらも宇宙の膨張を調べますが、系統誤差は異なります：SNeは光度較正に不確実性があるかもしれませんが、BAOは銀河バイアスと大規模構造に依存します。これらを組み合わせることで、相互検証と暗黒エネルギー、宇宙の幾何学、物質密度に関するより強力な制約が得られます。

4.3 最近の制約

BOSS/eBOSSの現在のBAOデータは、Planck CMBと組み合わせることで、Ωに関する厳しい制約をもたらしますm、ΩΛそしてハッブル定数。局所的なHとのいくつかの緊張関係0 測定には依然として差異がありますが、直接測定とCMBの緊張よりは小さいです。BAO距離はz ≈ 2.3までΛCDMフレームワークを強く支持し、進化するダークエネルギーや大きな曲率の明確な証拠はありません。

5. BAOの理論的モデリング

5.1 線形および非線形進化

線形理論では、BAOスケールは再結合時に刻まれた固定の共動距離のままです。時間とともに構造成長がわずかに歪めます。非線形効果、特異速度、銀河バイアスはBAOピークをずらしたりぼかしたりします。研究者はこれらを摂動論やN体シミュレーションで慎重にモデル化し、系統的なずれを避けます。再構成技術は大規模流れを元に戻し、BAOピークを鋭くして距離測定の精度を高めます。

5.2 バリオン-フォトン結合

BAOの振幅はバリオン分率(fb) とダークマターの割合。もしバリオンが無視できるなら、音響の特徴は消失します。観測されたBAOの振幅とCMBの音響ピークは、バリオンが臨界密度の約5％、ダークマターが約26％であることを示し、ダークマターの重要性を確認する方法の一つです。

5.3 潜在的な逸脱

代替理論（例：修正重力、温かいDM、初期ダークエネルギー）はBAOの特徴や減衰を変える可能性があります。これまでのところ、標準的なΛCDMと冷たいDMがデータに最も適合しています。将来の高精度観測では、新物理が初期の宇宙膨張や構造形成を変えた場合、小さな異常を検出できるかもしれません。

6. 21 cm強度マッピングにおけるBAO

光学/赤外線銀河調査を超えて、新たな手法として21 cm強度マッピングがあり、個々の銀河を分解せずに大規模なHI輝度温度のゆらぎを測定します。この手法は巨大な宇宙体積にわたるBAO信号を検出でき、高赤方偏移（z > 2）まで拡張可能です。今後のアレイであるCHIME、HIRAX、SKAは、初期宇宙の膨張をより効率的に測定し、新たな宇宙現象の精緻化や発見に寄与する可能性があります。

7. 広い文脈と将来展望

7.1 ダークエネルギーの制約

異なる赤方偏移にわたるBAOスケールを正確に測定することで、宇宙論者はDA(z)とH(z)を描き出します。このデータは超新星の距離モジュリ、CMB制約、重力レンズ効果と強く補完し合います。共同解析により「ダークエネルギーの状態方程式」の制約が得られ、w = -1（宇宙定数）か、w(z)の進化があるかを調査します。これまでのところ、データはほぼ一定のw = -1と整合しています。

7.2 クロス相関

銀河調査におけるBAOを他のデータセット—CMBレンズマップ、Lyαフォレストのフラックス相関、クラスターカタログ—と相関させることで、精度が向上し、縮退が解消されます。この相乗効果は、システム誤差をサブパーセントレベルまで抑えるために重要であり、ハッブル緊張の解明やわずかな曲率や非自明なダークエネルギーの動態の検出につながる可能性があります。

7.3 次世代の展望

DESI、Vera Rubin Observatory（フォトメトリックBAO？）、Euclid、Romanのような調査は数千万の赤方偏移を約束し、BAO信号を驚異的な精度で特定します。これによりz ≈ 2まで約1％またはそれ以上の精度で距離測定が得られます。さらなる拡張（例：SKA 21cm調査）はさらに高い赤方偏移まで到達し、CMBの最終散乱と現在の間の宇宙のギャップを埋める可能性があります。BAOは精密宇宙論の基石であり続けるでしょう。

8. 結論

バリオン音響振動—光子-バリオン流体中の原始的な音波—は、CMBと銀河分布の両方に特徴的なスケールを刻みました。このスケール（約150 Mpcの共動距離）は宇宙膨張の歴史における標準尺として機能し、堅牢な距離測定を可能にします。単純なビッグバン音響物理から最初に予測され、BAOは大規模な銀河調査で確実に観測され、現在では精密宇宙論の中心的存在となっています。

観測的に、BAOは超新星データを補完し、ダークエネルギー、ダークマターの密度、および宇宙の幾何学に関する制約を洗練します。このスケールは多くの系統的誤差に対して比較的免疫があるため、BAOは最も信頼される宇宙探査手段の一つです。新しい調査が赤方偏移の範囲を拡大しデータ品質を向上させるにつれて、BAO解析は基盤的な方法として引き続き機能し、ダークエネルギーが本当に定数であるのか、それとも新しい物理が宇宙距離階段に微妙に現れるのかを探る助けとなります。実際、初期宇宙の物理と後期の銀河分布をつなぐことで、BAOは宇宙の歴史の統一性を示す驚くべき証拠を提供し、原始的な音波を数十億年後に見る大規模な宇宙の網目構造へと結びつけています。

参考文献およびさらなる読書

  1. Eisenstein, D. J., et al. (2005). “SDSSの明るい赤色銀河の大規模相関関数におけるバリオン音響ピークの検出。” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
  2. Cole, S., et al. (2005).「2dF銀河赤方偏移調査：最終データセットのパワースペクトル解析と宇宙論的含意。」Monthly Notices of the Royal Astronomical Society、362、505–534。
  3. Weinberg, D. H., et al. (2013).「宇宙加速の観測的探査。」Physics Reports、530、87–255。
  4. Alam, S., et al. (2021).「完了したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査：アパッチポイント天文台での20年にわたる分光調査からの宇宙論的含意。」Physical Review D、103、083533。
  5. Addison, G. E., et al. (2023).「BAO測定とハッブル緊張。」arXiv preprint arXiv:2301.06613.

 

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