銀河の人口調査をしてるんですか?中国の「スカイサーベイ」が「ハッブル危機」の解決に貢献！

中国科学誌「サイエンス中国物理・機械・天文学（SCPMA）」の英語版は、2024年第3号の表紙記事として、ノースイースタン大学の張欣チームの研究成果を掲載した。記事のタイトルは「 CSST銀河調査と重力波観測の相乗効果：暗黒標準サイレンからのハッブル定数の推定」[1]である。同時に武漢大学の朱宗紅教授による解説記事も出版された[2]。

1 中国宇宙望遠鏡

ハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、1990 年の打ち上げ以来、天文学史上最も重要な機器の 1 つとなっています。 2021年12月25日、HSTの後継機であるジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の打ち上げにより、人類の視野は宇宙のさらに遠く、太古の深宇宙にまで広がることになる。我が国の科学者たちが待ち望んでいた中国の宇宙望遠鏡はいつ到着するのでしょうか？

嬉しいニュースとしては、中国探査宇宙望遠鏡（CSST）が2025年頃に打ち上げられる予定で、深宇宙探査のための私たち自身の目が間もなく利用可能になるということです。

なぜ望遠鏡を宇宙に移動するのでしょうか?

望遠鏡を宇宙に送り込む主な目的は、天体観測に対する大気の干渉を避けることです。天体望遠鏡は天体から放射される電磁波を観測しますが、大気はほとんどの周波数帯の電磁波に大きな影響を与えます。例えば、地上でX線天文観測を行うことはほぼ不可能です。さらに、望遠鏡を宇宙に移動させることで、人工光源による干渉を避けることができます。したがって、宇宙望遠鏡は同じ大きさの地上望遠鏡よりも鮮明に、より遠くまで見ることができます。

中国の宇宙望遠鏡はどれほど強力か？

図 1 は、CSST の想像図を示しています。CSST の口径は 2 メートルで、ハッブル宇宙望遠鏡 HST の口径に匹敵しますが、視野は HST の 300 倍以上です (HST は「精密測定」望遠鏡ですが、CSST は「調査」望遠鏡です)。したがって、CSST は宇宙の銀河の「国勢調査」を非常に効率的に実施することができます。さらに、観測される見かけの等級の上限は 26 等級に達し、これはハッブル宇宙望遠鏡の 23 等級よりも高いものです。これは、CSST が宇宙のより暗く、より遠い銀河を観測できることを意味します。これらの利点により、宇宙における銀河の分布をより包括的かつ詳細に理解できるようになり、銀河の形成と進化、さらには宇宙全体の進化の歴史を理解するのに役立ちます。

優れた設計指標は必然的に研究コストの上昇につながります。同時期の同レベルの国際天文観測望遠鏡である欧州宇宙機関（ESA）のユークリッド望遠鏡やNASAのローマン宇宙望遠鏡を参考にすると、CSSTの建設費は少なくとも数百億元と推定される。コストは高いものの、科学的な見返りは莫大です。

図1: 中国の宇宙望遠鏡の想像図。 （出典：CSST公式サイト[3]）

2 地上設置型重力波検出器の第3世代

2015年9月14日、人類は先進レーザー干渉計重力波観測所（aLIGO）[4]を用いて初めて重力波を直接検出した。 aLIGO は LIGO のアップグレード版であり、第 2 世代の重力波検出器として分類されます。 2030年代には、より野心的な第3世代重力波検出器であるアインシュタイン望遠鏡（ET）[5]とコズミック・エクスプローラ（CE）[6]が運用を開始する予定です。感度は第2世代の検出器よりも1桁高く、重力波を検出できる周波数範囲も広くなります。

重力波を検出するのはどれくらい難しいのでしょうか?

実際、100年以上前の1916年に、アインシュタインは光速で伝播する時空の波である重力波の存在を予言していました[7]。時空を静かな水面に例えると、重力波の発生は水に石を投げ込むようなものです。距離が遠ければ遠いほど、波は小さくなります。地球に到達したとき、その電波は非常に弱いため、人類がそれを検知するのに 100 年かかりました。

aLIGO を例にとると、重力波を検出する原理は、長さ 4 km の 2 本の「腕」上で重力波によって生じるわずかな長さの変化をレーザー干渉で測定するという単純なものです。 2015年に初めて検出された重力波の最大無次元振幅は約10-21で、これはaLIGOの4kmの長さの「腕」が重力波の影響で10-18m変化したことを意味します。比較すると、陽子の半径は約 10 ～ 15 m で、これは aLIGO のアームの長さの変化の数百倍に相当します。

なぜ重力波を検出するのですか?

重力波検出の重要性は、一般相対性理論の検証、ブラックホールや中性子星の研究、宇宙進化の歴史の検出、新しい物理学の探究など、多面的です。ここでは、「ハッブル危機」を解決するためのハッブル定数（H0）の測定についてのみ詳しく説明します。 H0 は宇宙の現在の膨張率を表します。これはアメリカの天文学者エドウィン・ハッブルによって初めて提唱され、宇宙論における最初のパラメータであると言えます[8]。 1986年にバーナード・F・シュッツは重力波を用いてH0を測定する方法を提案した[9]。中心となるアイデアは、特殊なタイプの天体システム、つまりコンパクトな連星系（中性子星連星、ブラックホール連星、中性子星とブラックホールの組み合わせなど）を使用することです。重力の影響により、2 枚の葉が渦を巻いて互いの方向に回転するように、それらは互いの方向に回転し、徐々に近づいていきます。それらが作り出す重力波の波形を分析することで、私たちからの絶対距離を知ることができます。このとき、光学観測により赤方偏移情報が得られれば、距離と赤方偏移の関係を確立することができ、宇宙の膨張の歴史を推測したり、現在の宇宙の膨張率 H0 を測定したりできます。宇宙論における「標準光源」や「標準定規」に類似して、宇宙学者は、螺旋状に合体していくこのタイプの連星系を重力波「標準ホイッスル」と名付けました。

「ハッブル危機」とは何ですか?

近年、観測精度の向上に伴い、H0の測定に矛盾が生じ、「ハッブル危機」と呼ばれる巨大な宇宙論的危機を引き起こしました。具体的には、図 2 に示すように、初期宇宙の宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) 観測を使用して、標準的な宇宙論モデルでは、推定される H0 値は約 67 画像 (不確実性 0.8%) です。距離ラダー法を用いて後期宇宙で直接測定された H0 の値は、約 74 枚の写真 (不確実性は約 1.4%) です。

両者の間には 10% 以上の矛盾があります。統計的な観点から見ると、2 つの観測によって裏付けられた H0 値は、相手側の近い画像の信頼区間の外側にあり、それらが指す H0 値は矛盾しており、同時に真であることはできないことを示しています。

図 2: 過去 20 年間のハッブル定数測定の進歩。赤色はCMB観測による結果（初期宇宙の測定）を表し、青色は距離ラダー法による直接測定による結果（後期宇宙の測定）を表します。赤と青の影は、2 つの観測方法の限界結果の不確実性を表しています。最新の結果では、測定結果の不一致が標準偏差の5.3倍に達したことが示されています。 （出典：ダーシー・ケンワーシー[10]）

「ハッブル危機」をどう解決するか？

2 つの観測方法を分析した結果、2 つの測定方法のうち 1 つに誤差がある可能性があるため、H0 の値を調停するには第三者による宇宙観測が必要であることがわかりました。一方、初期宇宙と後期宇宙の測定結果が信頼できるものである場合、宇宙に関する私たちの理解に問題がある可能性があります。つまり、標準的な宇宙論モデルには欠陥があり、拡張する必要があるということです。現在、標準的な宇宙論モデルの拡張に関する研究が盛んに行われています。しかし、「ハッブル危機」をうまく解決し、観測データと一致する拡張モデルは存在しません。

研究によれば、将来的には重力波の「標準ホイッスル」がH0値を裁定する第三者による宇宙観測となることが期待されている。前述のように、「標準ホイッスル」は重力波の発生源の絶対距離を与えることができます。比較すると、距離ラダー法では、Ia 型超新星は相対距離を与えるため、絶対距離を得るには較正が必要になります。しかし、校正プロセスには未知の体系的誤差があると広く考えられています。したがって、重力波標準ホイッスルは H0 の測定において独自の利点を持っています。

なぜ第3世代の地上重力波検出器を開発するのですか?

現在の第2世代重力波検出器は、重力波の非存在から存在への検出の変革を達成しましたが、現在の観測データは依然として宇宙論や基礎物理学研究における精度の要件を満たすことができません。 H0 の測定を例にとると、重力波の「標準ホイッスル」には特別なタイプのイベントがあります。これらは、電磁帯域で見える調整された電磁信号（電磁対応物）を持っているため、「明るいホイッスル」と呼ばれています。電磁波の対応物を通じて、「明るい笛」のホスト銀河を正確に特定し、重力波源の赤方偏移を決定することができます。現在、唯一の「内部告発」イベントであるGW170817は、約14％の精度でH0の独立した測定を達成しました[11]。電磁気的に対応するものがない「標準的なホイッスル」現象は、「ダークホイッスル」と呼ばれます。 「ダークホイッスル」の赤方偏移を求めるには、スカイサーベイプロジェクトが提供する星カタログ（天空の銀河の位置、明るさ、色などの情報を記録したカタログ）を組み合わせる必要があります。

現在、GLADE+カタログと組み合わせた47の「ダークホイッスル」イベントに基づくH0の測定精度は約19％です[12]。図3は、さまざまな観測値に対するH0の現在の制約を示しています。図からわかるように、現在の重力波「標準ホイッスル」観測は、「ハッブル危機」を解決するための精度要件にまだ達していない（「標準ホイッスル」データから推定されるH0事後分布は、CMB観測と距離ラダー法の制限を超えている）ため、次世代の重力波検出器の開発が非常に重要です。

図3: さまざまな真の観測値に対するH0の事後分布。黒い線は、「ブライトホイッスル」GW170817 の唯一のケースの制限を表します。灰色の破線は、重力波イベントの人口分布を固定した後、「ダークホイッスル」制約のみを使用した結果を表しています。青い実線は、GLADE+ k バンド カタログを使用して「ダーク ホイッスル」と「ブライト ホイッスル」を組み合わせる制約を表しています。オレンジ色の実線は、GLADE+ k バンド カタログと Dark Whistle を組み合わせて使用​​する場合の制約を表しています。ピンクと緑の網掛け部分は、それぞれプランクのCMB観測とSH0ES距離ステップ法の制約下でのH0の68%信頼領域を表しています。 （出典：R.アボット他[12]）

3 危機解決に向けた強力な連携

研究によれば、地上に設置される第 3 世代の重力波検出器は、10 年以内に何百万もの重力波イベントを観測し、最も高い赤方偏移は 100 に達すると予想されています。ただし、電磁波の観測には限界があるため、「明るいホイッスル」イベントは約 0.1% しか占めていません。したがって、膨大な数の「ダークホイッスル」イベントを宇宙論の研究に最大限活用することは非常に重要です。観測能力の限界により、天体調査プロジェクトでは比較的暗い銀河を見逃してしまうことがよくあります。現在、ダークホイッスル研究に使用されている GLADE+ 星カタログの完全性は、赤方偏移が約 0.17 の時点で 20% に低下しており (カタログの完全性が低いほど、カタログに含まれない銀河が多くなります)、次世代の重力波検出器のダークホイッスル研究のニーズを満たすことが困難になっています。これを実現するには、まもなく開始される次世代の天体観測から得られる星表が必要です。

CSST は次世代の天体調査プロジェクトとして、2035 年頃に調査ミッションを完了し、第 3 世代の地上重力波検出器に高度な星カタログを提供することが期待されています。 GLADE+ カタログと比較すると、CSST はカタログの完全性が高く、赤方偏移の不確実性が低くなっています。図 4 は、距離と赤方偏移による CSST シミュレーション星カタログの完全性の分布を示しています。 CSST カタログの完全性は GLADE+ カタログと比較して大幅に向上していることがわかります (赤方偏移 0.3 までの完全性は依然として 100% に近いです)。さらに、研究により、CSST 赤方偏移測定の不確実性は非常に低いことが示されています。測光調査では、赤方偏移の不確実性が 0.05 (1+z) 未満の銀河の 95% 以上と、0.02 (1+z) 以内の銀河の約 50% を達成できます。シームレススペクトルサーベイは、銀河の赤方偏移の不確実性を0.002（1+z）[13,14]のレベルまで達成することができ、これはGLADE+カタログよりも少なくとも40％高い値です。赤方偏移の不確実性が低くなると、距離と赤方偏移の関係を通じて H0 の測定精度が直接向上します。

では、CSST は第 3 世代の地上重力波検出器と組み合わせると、H0 の測定でどのようなパフォーマンスを発揮するのでしょうか?図5は、ET、CE、および1つのETと2つのCEで構成される重力波検出器ネットワーク（ET2CE）を含む、さまざまな第3世代重力波検出器の制限結果を示しています。第三世代の重力波検出器では、CSST の 100% 完全性領域 (赤方偏移 0.3 未満) 内に位置する約 300 個の重力波イベントのみを使用して、ハッブル定数を 1% 未満に制限できることがわかりました。将来的には、信頼性のある統計的手法を使用して、不完全な星カタログによって引き起こされる統計的バイアスを排除することで、より多くの重力波イベントを考慮に入れることを期待しています。その時までに、CSST と第 3 世代の地上重力波検出器の組み合わせにより、宇宙論パラメータの制約に関するより正確な結果が得られることになります。

図 4: CSST 測光調査プロジェクトによって提供された、測光距離と赤方偏移の関数としての星カタログの完全性の分布。異なる色の線は、異なるタイプの銀河の状況を表しています。青い実線は星形成銀河、オレンジ色の破線は後期型渦巻銀河、緑の点線の水平線は前期型渦巻銀河、そして赤い点線は明るい赤色の銀河を表しています。 (出典: Song et al. 2024 [1])

図 5: CSST と第 3 世代地上重力波検出を組み合わせて推定したハッブル定数の事後分布。 (出典: Song et al. 2023 [1])

【参考文献】

[1] JY Song et al., CSST銀河サーベイと重力波観測の相乗効果：暗黒標準サイレンからのハッブル定数の推定、Sci.中国-物理メカ。アストロン。 67、230411 (2024)、土井: 10.1007/s11433-023-2260-2

[2] Z.-H. Zhu、CSST による暗いサイレンの照明、Sci.中国-物理メカ。アストロン。 67、230431 (2024)、土井: 10.1007/s11433-023-2277-5

[3] http://www.bao.ac.cn/csst/

[4] BP Abbott他「連星ブラックホール合体による重力波の観測」Phys.レット牧師116, 061102 (2016)、doi: 10.1103/PhysRevLett.116.061102

[5] M Punturo 他「アインシュタイン望遠鏡：第 3 世代重力波観測所」クラス。量子重力。 27、194002（2010）、doi：10.1088/0264-9381/27/19/194002

[6] BP Abbott他「次世代重力波検出器の感度の探究」クラス。量子重力。 34、044001 (2017)、土井: 10.1088/1361-6382/aa51f4

[7] A. アインシュタイン、重力の場の方程式、シッツングスバー。プレウス。アカド。ウィス。ベルリン（数学・物理学）1915、844-847（1915）

[8] E.ハッブル、銀河系外星雲間の距離と視線速度の関係、Proc.ナット。アカデミー科学。 15、168 (1929)、土井: 10.1073/pnas.15.3.168

[9] バーナード・F・シュッツ、重力波観測によるハッブル定数の決定、ネイチャー323、310-311（1915）、doi：10.1038/323310a0

[10] https://www.aura-astronomy.org/blog/2023/03/06/our-mysterious-universe-still-evades-cosmological- Understanding/

[11] BPアボット他「重力波標準サイレンによるハッブル定数の測定」ネイチャー551、85（2017）、doi：10.1038/nature24471

[12] R. Abbott他「GWTC-3による宇宙膨張史の制約」Astrophys. J. 949、76 (2023)、土井: 10.3847/1538-4357/ac74bb

[13] Y. Cao et al.、中国宇宙ステーション光学サーベイ（CSS-OS）のフィルター定義による測光赤方偏移測定のテスト、月曜日。ない。ロイ。アストロン。社会480, 2178 (2018)、doi: 10.1093/mnras/sty1980

[14] Y. Gong他「中国宇宙ステーション光学サーベイ（CSS-OS）による宇宙論」Astrophys. J. 883、203 (2019)、土井: 10.3847/1538-4357/ab391e