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こと

Hの重要性0

ハッブル定数（H0）は宇宙の現在の膨張速度を設定し、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較正します。
  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やTRGB（赤色巨星分枝の先端）を経てIa型超新星を用い、比較的近傍宇宙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その他の制約を加えます。

近年、これら二つの手法は大きく異なる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、標準的なΛCDMを超える新しい物理か、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 視差と較正

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）です（Gaiaミッション、セファイドのHST視差など）。視差は、周期-光度関係がよく知られている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：Ia型超新星のようなより遠方の指標を較正するための重要な段階です。FreedmanとMadore、Riessら（SHoESチーム）などが局所のセファイド較正を改良しました。
  • 赤色巨星分枝の先端（TRGB）：もう一つの手法は、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。カーネギー・シカゴチーム（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 Ia型超新星

セファイド変光星（またはTRGB）が銀河内で超新星の光度の基準となると、数百Mpc先の超新星まで測定できます。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、局所的なH0が得られます。

2.4 局所測定値

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の値を示し、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の範囲に集中しており、プランクの約67より高い値を示しています。

3. 初期宇宙（CMB）アプローチ

3.1 ΛCDMモデルとCMB

WMAPやプランクによって測定された宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性は、標準的な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、その他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測定値より約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

標準的な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を変えているのかもしれません。

4. 不一致の潜在的な原因

4.1 距離階段法における系統誤差？

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、選択バイアスなどです。しかし、複数のチーム間での強い内部整合性が大きな誤差の可能性を低くしています。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値です。

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CMB解釈がΛCDMの下で重要な要素を見落としていることです。例えば：

  • 拡張ニュートリノ物理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。
  • 非平坦ジオメトリまたは時間変動するダークエネルギー。

Planckはこれらの強い兆候を示さないが、一部の拡張モデルフィットでは軽度のヒントが見られる。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はいない。

4.3 2つの異なるハッブル定数？

大きな局所構造や不均一性（「ハッブルバブル」）が存在すれば、低赤方偏移での膨張率が全体平均と異なる可能性があると主張する人もいるが、複数方向からのデータや他の宇宙スケール、一般的な均質性の仮定により、大規模な局所空洞や局所環境の説明だけで緊張を完全に説明するのは難しい。

5. 緊張解消への取り組み

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る：

  • 超新星距離の基準としてのメガメーザー銀河（NGC 4258など）におけるメーザー。
  • 強いレンズの時間遅延（H0LiCOW、TDCOSMO）。
  • 楕円銀河における表面輝度ゆらぎ。

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ないが、通常は67を超えている。したがって、単一の独立した方法で緊張が解消された例はない。

5.2 DES、DESI、Euclidからのさらなるデータ

異なる赤方偏移で測定されたBAOはH(z)を再構築し、z = 1100（CMB時代）からz = 0の間でΛCDMからの逸脱があるかを検証できる。データが高zでPlanckと一致しつつ局所的に高いH0を示す進化を示せば、新物理（例えば初期暗黒エネルギー）を示唆する可能性がある。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かもしれない。

5.3 次世代距離階段

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、セファイドのゼロ点を改善し、超新星の光度測定の系統誤差を再検証している。もし緊張が誤差範囲の縮小とともに持続すれば、ΛCDMを超える新物理の可能性が強まる。もし解消すれば、ΛCDMの堅牢性が確認されるだろう。

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ΛCDMと一致する。この場合、ローカル距離階段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る。このシナリオは宇宙の年齢が約138億年であることを示す。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る。

6.2 ローカル距離階段が正しい場合（高いH0)

もしH0 ≈ 73が正しいなら、標準的なΛCDMによるPlanckのフィットは不完全である可能性がある。私たちは以下を必要とするかもしれない：

  • 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があり、ピーク角度を変化させるため、Planckに基づくH0の推定値が低下する。
  • 超相対論的自由度の追加や新しいニュートリノ物理学。
  • 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 今後の展望

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、構造形成が高いまたは低いH0膨張のどちらに一致するかを検証できます。緊張が約5σで一貫して続く場合、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結論を出すかもしれません。

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、超新星経由）は通常H0 ≈ 73 km/s/Mpcを示します。
  2. プランクデータを用いたCMBベースのΛCDMフィットは、H0 ≈ 67 km/s/Mpcを示します。

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。パララックス較正（Gaia）、超新星のゼロポイント、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。緊張が続く場合、初期暗黒エネルギーや追加ニュートリノなどの異例の解決策が明らかになるかもしれません。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、初期宇宙と現在宇宙を一つの整合的な図に統合する現代宇宙論の動的な性質を示しています。

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%の測定」 The Astrophysical Journal, 826, 56.
  2. Planck Collaboration (2018). 「Planck 2018年の結果 VI. 宇宙論パラメータ」 天文学＆天体物理学, 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. 赤色巨星分枝の先端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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