Measuring the Hubble Constant: The Tension

ハッブル定数の測定：緊張状態

局所測定と初期宇宙測定の不一致が新たな宇宙論的疑問を生んでいる

Hの重要性0

ハッブル定数（H0）は宇宙の現在の膨張率を設定し、通常はキロメートル毎秒毎メガパーセク（km/s/Mpc）で表されます。H0の正確な値は宇宙論において重要です。なぜなら：

  1. 膨張から逆算した宇宙の年齢を決定します。
  2. 他の宇宙測定のための距離スケールを校正します。
  3. 宇宙論パラメータのフィットにおける縮退を解消するのに役立ちます（例：物質密度、ダークエネルギーのパラメータ）。

伝統的に、天文学者はH0を二つの異なる戦略で測定します：

  • 局所（距離階段）アプローチ：視差からセファイドまたはTRGB（赤色巨星分枝の先端）へ、次にタイプIa超新星を用いて、比較的近傍宇宙での直接的な膨張率を得ます。
  • 初期宇宙アプローチ：選択した宇宙論モデル（ΛCDM）に基づき、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データからH0を推定し、バリオン音響振動や他の制約を加えます。

近年、これら二つのアプローチは大きく異なるH0値を示しています：局所測定は高め（約73–75 km/s/Mpc）、CMBに基づく測定は低め（約67–68 km/s/Mpc）。この不一致は「ハッブル緊張」と呼ばれ、標準ΛCDMを超える新物理か、いずれかまたは両方の測定方法の未解決の系統誤差を示唆しています。

2. 局所距離階段：段階的アプローチ

2.1 視差と校正

局所距離階段の基盤は、比較的近い星に対する視差（三角測量）（Gaiaミッション、セファイドのHST視差など）です。視差は、周期-光度関係がよく特徴付けられたセファイド変光星のような標準光源の絶対スケールを設定します。

2.2 セファイドとTRGB

  • セファイド変光星：タイプIa超新星のようなより遠い指標を校正するための重要な段階。FreedmanとMadore、Riessら（SHoESチーム）などが局所のセファイド校正を改良しました。
  • 赤色巨星分枝の先端（TRGB）：別の手法は、金属量の低い集団におけるヘリウムフラッシュ開始時の赤色巨星の光度を利用します。Carnegie–Chicagoチーム（Freedmanら）は、一部の局所銀河で約1％の精度を測定し、セファイドの代替手段を提供しました。

2.3 タイプIa超新星

ホスト銀河のセファイド変光星（またはTRGB）が超新星の光度を基準付けすると、数百Mpc先の超新星を測定できます。超新星の見かけの明るさと導出された絶対光度を比較することで距離が得られます。後退速度（赤方偏移から）と距離をプロットすると、局所的にH0が得られます。

2.4 局所測定

Riessら（SHoES）は通常、H0 ≈ 73–74 km/s/Mpc（約1.0–1.5%の不確かさ）を見つけます。Freedmanら（TRGB）は約69–71 km/s/Mpcの値を見つけ、Riessよりやや低いですがプランクの約67よりは高いです。したがって、局所測定は多少の違いはあるものの、通常70–74 km/s/Mpc付近に集まっており、プランクの約67より高いです。

3. 初期宇宙（CMB）アプローチ

3.1 ΛCDMモデルとCMB

宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性はWMAPやプランクによって測定され、標準のΛCDM宇宙論モデルの下で音響ピークのスケールや他のパラメータを推定します。CMBパワースペクトルのフィッティングからΩb h²、Ωc h²などのパラメータが得られます。これらを平坦性の仮定やBAOなどのデータと組み合わせることで、導出されたH0が得られます。

3.2 プランクの測定

プランクコラボレーションの最終データは通常、H0 = 67.4 ± 0.5 km/s/Mpc（正確な事前分布による）を示し、局所のSHoES測定より約5–6σ低いです。この差はハッブル緊張として知られ、約5σの有意性があり、偶然の産物である可能性は低いことを示唆しています。

3.3 なぜこの不一致が重要か

標準のΛCDMモデルが正しく、プランクのデータが系統的に堅牢であれば、局所の距離階段法には未認識の系統誤差が含まれているはずです。あるいは、局所距離が正確であれば、初期宇宙モデルが不完全である可能性があります。新しい物理が宇宙の膨張に影響を与えているか、追加の相対論的種や初期ダークエネルギーが推定されるH0を変えているかもしれません。

4. 不一致の潜在的な原因

4.1 距離階段における系統誤差？

一つの疑いは、セファイドの較正や超新星の光度測定に未補正の系統誤差があるかもしれないことです。例えば、セファイドの光度に対する金属量の影響、局所流の補正、選択バイアスなど。しかし、複数のチーム間での強い内部整合性は大きな誤りの可能性を低くします。TRGB法も中程度に高いH0に収束しますが、セファイドよりやや低く、それでもプランクよりは高いです。

4.2 CMBまたはΛCDMにおける未認識の系統誤差？

もう一つの可能性は、プランクのΛCDM下でのCMB解釈が重要な要素を見逃していることです。例：

  • 拡張ニュートリノ物理学または追加の相対論的種（Neff）。
  • 再結合期近くの初期ダークエネルギー。
  • 非平坦な幾何学または時間変化するダークエネルギー。

プランクはこれらの強い兆候を示していませんが、一部の拡張モデルのフィットでは軽いヒントが見られます。いずれも他の異常を引き起こしたり複雑さを増すことなく緊張を説得力を持って解決していません。

4.3 2つの異なるハッブル定数？

一部は、低赤方偏移での膨張率が大規模な局所構造や不均一性（「ハッブルバブル」）の存在により全体平均と異なる可能性があると主張しますが、複数方向からのデータ、他の宇宙スケール、そして一般的な均質性の仮定により、大きな局所的な空洞や局所環境の説明が緊張を完全に説明する可能性は低いと考えられています。

5. 緊張を解決するための取り組み

5.1 独立した方法

研究者たちは代替のローカル較正を検証しています:

  • メガマザー銀河（NGC 4258 など）におけるメーザーを超新星距離のアンカーとして使用。
  • 強いレンズの時間遅延（H0LiCOW、TDCOSMO）。
  • 楕円銀河の表面輝度ゆらぎ。

これまでのところ、これらは一般的に H0 60年代後半から70年代前半の範囲で、すべてが同じ正確な値に収束しているわけではありませんが、通常は67を超えています。したがって、単一の独立した方法で緊張を解消したものはありません。

5.2 DES、DESI、Euclid からのさらなるデータ

BAO は異なる赤方偏移で測定され、H(z) を再構築して z = 1100（CMB 時代）から z = 0 までの間に ΛCDM からの逸脱があるかを検証できます。もしデータが高い z で Planck と一致しつつ局所的に高い H0 をもたらす進化を示せば、それは初期暗黒エネルギーのような新物理を示すかもしれません。DESI は複数の赤方偏移で約1%の距離測定を目指し、宇宙膨張の経路を明らかにする可能性があります。

5.3 次世代距離ラダー

ローカルチームは Gaia データを用いて視差の較正を継続的に改良し、セファイドのゼロポイントを改善し、超新星の光度測定の系統誤差を再検証しています。もし緊張がより小さな誤差範囲で持続するなら、ΛCDM を超える新しい物理の可能性が強まります。もし解消すれば、ΛCDM の堅牢性が確認されるでしょう。

6. 宇宙論への影響

6.1 Planck が正しい場合（低い H0)

低い H0 ≈ 67 km/s/Mpc は z = 1100 から現在までの標準的な ΛCDM と一致します。すると、ローカル距離ラダーの方法は系統的に誤っているか、私たちは異常な局所領域に住んでいることになります。このシナリオは宇宙の年齢が約138億年であることを示しています。大規模構造の予測は銀河のクラスタリングデータ、BAO、レンズ効果と整合しています。

6.2 ローカルラダーが正しい場合（高い H0)

もし H0 ≈ 73 が正しいなら、Planck に対する標準的な ΛCDM フィットは不完全である可能性があります。私たちは次のことを検討する必要があるかもしれません:

  • 再結合前に一時的に膨張を加速させる追加の初期暗黒エネルギーにより、ピーク角度が変わり、PlanckベースのH0推定が低下する。
  • 追加の相対論的自由度や新しいニュートリノ物理。
  • 平坦で純粋なΛCDM宇宙という仮定の破綻。

このような新物理は、より複雑なモデルを代償に緊張を解決するかもしれませんが、他のデータ（CMBレンズ効果、構造成長制約、ビッグバン元素合成）で検証可能です。

6.3 将来の展望

この緊張は強力なクロスチェックを促します。CMB-S4や次世代の宇宙せん断データは、構造成長が高いまたは低いH0膨張のどちらに一致するかを検証できます。もし緊張が約5σで一貫して続くなら、標準モデルの改訂が強く示唆されます。大きな理論的進展か系統的解決が最終的な判断を下すかもしれません。

7. 結論

ハッブル定数（H0）の測定は、宇宙論の中心にあり、局所的な膨張の観測と初期宇宙の枠組みを結びつけます。現在の手法は二つの異なる結果を生み出しています：

  1. 局所距離階段（セファイド変光星、TRGB、超新星を通じて）は通常H0 ≈ 73 km/s/Mpcを示します。
  2. CMBベースのΛCDMフィットは、Planckデータを用いてH0 ≈ 67 km/s/Mpcを導き出します。

この「ハッブル緊張」は約5σの有意性を持ち、一方の手法に未認識の系統誤差があるか、標準のΛCDMモデルを超える新物理が存在することを示唆しています。視差校正（Gaia）、超新星ゼロポイント、レンズ時間遅延距離、高赤方偏移BAOの継続的な改善が各仮説を検証しています。もし緊張が続くなら、異常な解決策（初期暗黒エネルギー、余剰ニュートリノなど）を明らかにするかもしれません。緊張が減少すれば、ΛCDMの堅牢性が確認されます。

どちらの結果も私たちの宇宙物語に深い影響を与えます。この緊張は新たな観測キャンペーン（DESI、Euclid、Roman、CMB-S4）や高度な理論モデルを促進し、精密なデータと持続する異常が現代宇宙論の動的な性質を示しています。つまり、初期宇宙と現在の宇宙を一つの整合的な図に統合する探求を推進しています。

参考文献およびさらなる読書

  1. Riess, A. G., et al. (2016).「局所的なハッブル定数の2.4％の決定」The Astrophysical Journal、826、56.
  2. Planck Collaboration (2018).「Planck 2018結果 VI. 宇宙論パラメータ」Astronomy & Astrophysics、641、A6.
  3. Freedman, W. L., et al. (2019).「カーネギー・シカゴ・ハッブルプログラム VIII. 赤色巨星分岐点に基づくハッブル定数の独立測定」The Astrophysical Journal、882、34.
  4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019).「初期宇宙と後期宇宙の間の緊張」Nature Astronomy、3、891–895.
  5. Knox, L., & Millea, M. (2020).「ハッブル定数ハンターズガイド」Physics Today、73、38.

 

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