The Cosmic Microwave Background’s Detailed Structure

宇宙マイクロ波背景放射の詳細構造

初期の密度揺らぎに関する情報を明らかにする温度異方性と偏光

初期宇宙からのかすかな輝き

ビッグバン直後、宇宙は陽子、電子、光子が絶えず相互作用する高温高密度のプラズマでした。宇宙が膨張し冷却されると、約38万年後に陽子と電子が中性水素に結合できる点（再結合）に達し、それにより光子の散乱が劇的に減少しました。その時代以降、これらの光子は自由に移動し、宇宙マイクロ波背景放射を形成しました。

最初にPenzias and Wilson（1965年）によってほぼ均一な約2.7 Kの放射として発見されたCMBは、ビッグバン理論の最も強力な柱の一つです。時間の経過とともに、ますます高感度な装置が微小な異方性（105分の1のレベルの温度変動）や偏光パターンを明らかにしました。これらの詳細は初期宇宙の微小な密度揺らぎを示しており、後に銀河や銀河団へと成長する種となりました。したがって、CMBの詳細な構造は宇宙の幾何学、ダークマター、ダークエネルギー、そして原始プラズマの物理学に関する豊富な情報を符号化しています。

2. CMBの形成：再結合とデカップリング

2.1 光子-バリオン流体

ビッグバン後約38万年（赤方偏移z ≈ 1100）以前、物質は主に自由電子、陽子、ヘリウム核のプラズマとして存在し、高エネルギー光子が電子に散乱（トムソン散乱）していました。このバリオンと光子の強い結合により、光子散乱からの圧力が重力圧縮に部分的に対抗し、音響波（バリオン音響振動）を生み出しました。

2.2 再結合と最後の散乱

温度が約3,000 Kに下がると、電子は陽子と結合して中性水素を形成しました—これを再結合と呼びます。突然、光子の散乱頻度が大幅に減少し、物質から“デカップル”して自由に移動するようになりました。この瞬間は最後の散乱面（LSS）に記録されています。その時代の光子は現在CMBとして検出されており、約138億年の宇宙膨張によりマイクロ波周波数に赤方偏移しています。

2.3 黒体スペクトル

CMBのほぼ完全な黒体スペクトル（1990年代初頭にCOBE/FIRASで正確に測定）で温度T ≈ 2.7255 ± 0.0006 Kはビッグバン起源の証です。純粋なプランク曲線からの最小限のずれは、デカップリング後に重要なエネルギー注入がなく、極めて熱平衡に近い初期宇宙を裏付けます。

3. 温度異方性：原始ゆらぎの地図

3.1 COBEからWMAP、Planckへ：解像度の向上

  • COBE (1989–1993)はΔT/T ∼ 10-5レベルの異方性を発見し、温度の不均一性を確認しました。
  • WMAP (2001–2009)はこれらの測定を洗練させ、約13分角の解像度で異方性をマッピングし、角度パワースペクトルにおける音響ピーク構造を明らかにしました。
  • Planck (2009–2013)はさらに高解像度（約5分角）と多周波数カバレッジを提供し、精度の新基準を打ち立て、高多重極（ℓ > 2000）までのCMB異方性を測定し、宇宙論パラメータに厳しい制約を与えました。

3.2 角度パワースペクトルと音響ピーク

温度ゆらぎの角度パワースペクトルCℓは、多重極ℓの関数としての異方性の分散であり、角度スケールθ ∼ 180° / ℓに対応します。音響ピークは、デカップリング前の光子-バリオン流体の音響振動によって現れます:

  1. 第一ピーク（ℓ ≈ 220）：基本的な音響モードに結びついています。その角スケールは宇宙の幾何学（曲率）を示し、ℓ ≈ 220のピークはほぼ平坦性（Ωtot ≈ 1）を強く示唆します。
  2. 後続のピーク：バリオン含有量（奇数ピークの増強）、暗黒物質密度（振動位相への影響）、膨張率に関する情報を提供します。

ℓ ∼ 2500までの複数のピークを捉えたPlanckデータは、パーセントレベルの精度で宇宙パラメータを抽出する金字塔となっています。

3.3 ほぼスケール不変性とスペクトル指数

インフレーションはほぼスケール不変な原始ゆらぎのパワースペクトルを予測し、通常はスカラーのスペクトル指数nsでパラメータ化されます。観測ではns ≈ 0.965で、1よりやや小さく、スローロールインフレーションと整合的です。これはこれらの密度摂動がインフレーション起源であることを強く支持します。

4. 偏光：Eモード、Bモード、再電離

4.1 トムソン散乱と線偏光

光子が電子に散乱されるとき（特に再結合期付近で）、その散乱点での放射場の四重極異方性が線偏光を誘起します。この偏光はEモード（勾配様）とBモード（渦巻き様）パターンに分解できます。Eモードは主にスカラー（密度）摂動から生じ、BモードはEモードの重力レンズ効果か、インフレーション由来の原始的テンソル（重力波）モードから生じます。

4.2 Eモード偏光の測定

WMAPは初めてEモード偏光を検出し、Planckはその測定を精密化し、再電離の光学的深さ（τ）に関する制約を改善しました。これにより、最初の星や銀河が宇宙を再電離した時期のタイムラインが明らかになりました。Eモードは温度異方性とも相関し、より堅牢なパラメータ推定を可能にし、物質密度や宇宙の幾何学における縮退を減らします。

4.3 Bモード偏光への期待

レンズ効果によるBモードは（より小さな角スケールで）観測されており、大規模構造がEモードをレンズする理論的予測と一致しています。大規模スケールでの原始的重力波（インフレーション）によるBモードは依然として捉えられていません。複数の実験（BICEP2、Keck Array、SPT、POLARBEAR）がテンソル対スカラー比rの上限を設定しています。もし検出されれば、大規模BモードはGUTスケール近くのインフレーション重力波の「決定的証拠」となります。原始的Bモードの探索は、今後の観測装置（LiteBIRD、CMB-S4）で続けられます。

5. CMBからの宇宙論的パラメータ

5.1 ΛCDMモデル

最小限の6パラメータΛCDMフィットは通常CMBデータに一致します:

  1. 物理的バリオン密度: Ωb h²
  2. 物理的冷たい暗黒物質密度: Ωc h²
  3. デカップリング時の音響地平線の角サイズ: θ* ≈ 100
  4. 再電離光学的深さ: τ
  5. スカラー摂動振幅: As
  6. スカラースペクトル指数: ns

PlanckデータはΩを導きますb h² ≈ 0.0224、Ωc h² ≈ 0.120、ns ≈ 0.965、かつAs ≈ 2.1 × 10-9。結合されたCMBデータは平坦な幾何学（Ω）を強く支持しますtot=1±0.001) およびインフレーションと整合するほぼスケール不変のパワースペクトル。

5.2 追加の制約

  • ニュートリノ質量：CMBレンズ効果はニュートリノ質量の総和を部分的に制約します。現在の上限は約0.12–0.2 eVです。
  • 有効ニュートリノ種数：放射内容に敏感。観測されたNeff ≈ 3.0–3.3。
  • ダークエネルギー：高赤方偏移では、CMB単独では主に物質および放射支配の時代を観測するため、ダークエネルギーに関する直接的な制約はBAO、超新星距離、またはレンズ成長率との組み合わせから得られます。

6. 地平線問題と平坦性問題

6.1 地平線問題

初期のインフレーション時代がなければ、CMBの遠く離れた領域（約180°離れた場所）は因果的接触がなく、それでもほぼ同じ温度（10万分の1の精度）を持ちます。CMBの均一性は地平線問題を明らかにします。インフレーションの指数関数的膨張は、かつて因果的に接続されていた領域を現在の地平線の外まで劇的に拡大することでこれを解決します。

6.2 平坦性問題

CMBの観測は宇宙が幾何学的に非常に平坦に近いことを示しています（Ωtot ≈ 1）。非インフレーション的なビッグバンでは、Ω=1からのわずかな逸脱でも時間とともに増大し、宇宙は急速に曲率支配か崩壊に向かいます。インフレーションは巨大な膨張（例：60エフォールド）によって曲率を平坦化し、Ω→1に押し込みます。CMBの最初の音響ピークがℓ ≈ 220付近に測定されることは、このほぼ平坦性を強く裏付けています。

7. 現在の緊張と未解決の問題

7.1 ハッブル定数の緊張

CMBベースのΛCDMモデルはH0 ≈ 67.4 ± 0.5 km/s/Mpcを示す一方、局所の距離梯子測定はより高い値（約73–75）を示します。この「ハッブル緊張」は、未認識の系統誤差か、標準ΛCDMを超える新物理（例：初期の暗黒エネルギー、追加の相対論的種）を示唆しています。これまでのところ合意に達しておらず、議論が続いています。

7.2 大規模異常

CMBマップのいくつかの大規模異常—「コールドスポット」、低い四重極パワー、または軽度の双極子整列など—は偶然の可能性もありますが、宇宙の位相的特徴や新物理の微妙なヒントかもしれません。Planckデータは大きな異常の強い証拠を示していませんが、この分野は依然として関心の対象です。

7.3 インフレーションからの欠落Bモード

大規模なBモードの検出がない場合、インフレーション性重力波の振幅に対する上限のみが存在し、インフレーションのエネルギースケールに制約を与えます。Bモードの特徴が著しく低い閾値でも見つからなければ、一部の高スケールインフレーションモデルは除外され、より低いスケールや代替のインフレーション力学を示唆する可能性があります。

8. 将来のCMBミッション

8.1 地上観測：CMB-S4、Simons Observatory

CMB-S4 は、2020年代から2030年代に計画されている次世代の地上実験で、原始的なBモードの確実な検出または極めて厳しい制限を目指しています。Simons Observatory（チリ）は、複数の周波数で温度と偏光の両方を測定し、前景の混乱を減らします。

8.2 衛星ミッション：LiteBIRD

LiteBIRD（JAXA）は、大規模偏光を測定し、テンソル対スカラー比rを約10-3まで検出（または制限）する感度を持つことを目的とした提案中の宇宙ミッションです。成功すれば、インフレーション性重力波を明らかにするか、より高いrを予測するインフレーションモデルを強く制約することになります。

8.3 他の探査手法との相関解析

CMBレンズ効果、銀河せん断、BAO、超新星、21cm強度マッピングの共同解析により、宇宙膨張の歴史が精緻化され、ニュートリノ質量の測定、重力理論の検証、さらには新たな現象の発見が期待されます。この相乗効果により、CMBは基盤的なデータセットであり続けますが、宇宙の構成と進化に関する根本的な疑問を探る上で唯一のものではありません。

9. 結論

宇宙マイクロ波背景放射は、自然界で最も精巧な初期宇宙の「化石記録」の一つです。その温度異方性は数十マイクロケルビンのオーダーで、後に銀河やクラスターへと成長した原始密度ゆらぎの痕跡を封じ込めています。一方、偏光データは再電離、音響ピークの知識を洗練させ、特にインフレーションからの原始重力波への潜在的な窓を提供します。

COBEからWMAP、Planckまでの観測は解像度と感度を着実に向上させ、正確なパラメータ決定を伴う現代のΛCDMモデルに結実しました。この成功はまた、ハッブル緊張やインフレーションからのBモード信号の不在（これまでのところ）などの未解決の謎を残しており、より深い洞察や新しい物理が潜んでいる可能性を示しています。将来の実験や大規模構造調査との相乗効果により、インフレーションシナリオの詳細な確認や予期せぬ展開の発見など、理解のさらなる飛躍が期待されます。CMBの詳細な構造を通じて、私たちは最も初期の宇宙時代を垣間見ており、プランクエネルギー近傍の量子ゆらぎから数十億年後に見る銀河やクラスターの壮大なタペストリーへの架け橋を築いています。

参考文献およびさらなる読書

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965).「4080 Mc/sにおける過剰アンテナ温度の測定」The Astrophysical Journal、142、419–421.
  2. Smoot, G. F., et al. (1992).「COBE差動マイクロ波放射計の初年度マップにおける構造」The Astrophysical Journal Letters、396、L1–L5.
  3. Bennett, C. L., et al. (2013).「9年間のWilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)観測：最終マップと結果」The Astrophysical Journal Supplement Series、208、20.
  4. Planck Collaboration (2018).「Planck 2018結果 VI. 宇宙論パラメータ」Astronomy & Astrophysics、641、A6.
  5. Kamionkowski, M., & Kovetz, E. D. (2016).「インフレーション性重力波からのBモード探索」Annual Review of Astronomy and Astrophysics、54、227–269.

 

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