ウェッブ望遠鏡のより正確な観測により、科学者は宇宙の膨張についてさらに混乱している

私たちの宇宙は膨張しており、宇宙の膨張率を測る重要な「定数」がハッブル定数です。ハッブル定数を計算する方法には、「距離ラダー法」と標準宇宙論モデル法の 2 つがあります。測定精度が向上するにつれて、2 つの方法で得られたハッブル定数には明らかな違いが現れます。 「距離ラダー法」の基幹機器であるハッブル宇宙望遠鏡 (HST) は、遠方のセフェイド変光星を測定する際に一定の偏差を生じ、この方法で得られるハッブル定数が不正確になるのではないかと推測する人もいます。しかし、ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）による新たな観測により、HSTの観測が正確であったことが証明されました。したがって、ハッブル定数の問題は未解決のままです。距離ラダー法のどこかに問題があるのでしょうか、それとも標準宇宙論モデルに問題があるのでしょうか?

著者 |王山琴

最近、2011年のノーベル賞受賞者であるアダム・リース（1969-）のチームが次のように発表しました[1]。ジョンズ・ホプキンス・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の観測により、「距離ラダー法」を使用して得られたハッブル定数は、宇宙論の標準モデルから得られたハッブル定数と確かに矛盾していることが確認されました。 2 つの方法で得られたハッブル定数の不一致は「ハッブル・テンション」と呼ばれ、「ハッブル・コンフリクト」と翻訳することもできます。

では、ハッブル定数とは何でしょうか?ハッブル定数はどのように測定されるのでしょうか? 「ハッブル衝突」はどのようにして発生したのでしょうか?もし本当に「ハッブル衝突」があるとしたら、それは何を意味するのでしょうか?

ハッブル定数

1929年、エドウィン・ハッブル（1889年 - 1953年）は24個の銀河の距離を測定し、それをヴェスト・スライファー（1875年 - 1969年）が以前に測定した20個の銀河の速度と、ミルトン・ヒューメイソン（1891年 - 1972年、当時ハッブルの助手）が測定した別の4個の銀河の速度と比較しました。

ハッブルが銀河の写真を持っている。画像出典: パブリックドメイン

ハッブルは銀河の遠ざかる速度がその距離に比例することを発見しました。これは「ハッブルの法則」として知られています[2]。ハッブルの成果により、人々は宇宙が膨張していることを認識しました。 [注1]

ハッブルが得た銀河の速度と距離の図は、両者が基本的に比例していることを示しています。画像出典：参考文献[2]。

速度の単位を km s^(-1)、距離の単位をメガパーセク (Mpc、326 万光年) とし、速度を距離で割って得られる比例定数は後に「ハッブル定数」と呼ばれ、記号「H」で表されました。当時ハッブルが計算したハッブル定数は約 550 で、その物理的な意味は、私たちから 326 万光年離れた物体 (銀河など) が 550 km s (-1) の速度で私たちから遠ざかっているということです。宇宙の遠くにある物体は、私たちからより速い速度で遠ざかっています。したがって、ハッブル定数は宇宙がどれだけ速く膨張しているかを説明するために使用されます。

ハッブル定数は、基本的に「速度を距離で割ったもの」です。そしてその逆数は「距離÷速度」となり、それが時間となります。したがって、ハッブル定数は宇宙の年齢とも密接に関係しています。宇宙が均一な速度で膨張していると仮定すると、ハッブル定数の逆数である「ハッブル時間」は宇宙の年齢に等しくなります (宇宙は均一な速度で膨張していないため、両者の間には差がありますが、偶然にも、両者の差は大きくなく、どちらも約 140 億年です)。

ハッブル定数 H は、宇宙の年齢によって異なるため、実際には定数ではありません。これから説明するハッブル定数は、すべてさまざまな方法から導き出された「現在のハッブル定数」であり、H0 で表されます。

ハッブル定数の計算方法: 距離ラダー法

初期の天文学者は視差法を使って天体までの距離を測定しました。視差法の基本原理は、同じ天体を異なる場所から観測し、2本の視線を取得し、2本の視線間の角度を測定し、測定場所間の距離を組み合わせて三角関数を使用して天体の距離を計算することです。角度の半分は「視差」と呼ばれます。 [注2]

天体は非常に遠いため、視差の一般的な単位は秒角です (はるかに遠い物体の場合は、ミリ秒角やマイクロ秒角も使用できます)。そのため、距離の単位であるパー​​セクが導き出されます。地球と太陽の平均距離を基準にすると、星の視差が 1 秒角の場合、その距離は 1 パーセクになります。 1パーセクはおよそ3.262光年に相当します。光の速度が決定される前は、パーセクが恒星までの距離の標準単位でした。 [注3]

しかし、ほとんどの星は遠すぎるため、視差を測定することはできません。地上では、一般的に数百光年以内の星の視差しか測定できません。より遠い距離を観測する場合、天文学者はより強力なツールを使用する必要があります。 1912 年、ハーバード天文台の無名の女性天文学者ヘンリエッタ・レヴィット (1868-1921) は、継続的な観測に基づいて、セファイド変光星の明るさが高くなるほど、変化の周期が長くなるという重要な法則を発見しました。より正確に言えば、対数を取った後、両者の間には線形関数関係があります。 [3] これは有名な「周期-光度関係」（「周期-光度関係」）であり、近年では「リービット関係」としても知られています。

偉大でありながら長らく無名だったルウィットと彼女が築いた平日の交際。上部と下部の点のグループは、それぞれ異なるセフェイド変光星の最大光度と最小光度を表しており、どちらも単純な線形関数の関係を満たしています (上部と下部の線分を参照)。画像出典: パブリック著作権 (左);参考文献[3]（右）

セフェイド変光星の周期は簡単に測定できます。したがって、視差法を使用して近くのセフェイド変光星までの距離を測定し (したがってその明るさを取得) る限り、視差法をスケールとして使用し、周期と明るさの関係と組み合わせて、遠くのセフェイド変光星の明るさを取得 (したがってその距離を取得) することができます。

1929 年、ハッブルはセフェイド変光星を使って 24 個の銀河までの距離を測定しました。それ以来、セフェイド変光星は天体の距離測定における重要な「宇宙の定規」となりました。

セフェイド変光星法で測定できる最遠距離は約1億光年です。より長い距離は、Ia 型超新星を使用して測定されます。異なる Ia 型超新星の最大光度には違いがありますが、いくつかの人工的な「補正」方法により、Ia 型超新星を「標準化されたキャンドル」に変換できます。 Ia型超新星を発生させる近くの銀河でセファイド変光星が確認された場合、セファイド変光星までの距離を測定することで、これらのIa型超新星までの距離を測定できます。そして、「標準化されたキャンドル」に基づいて、遠方のIa型超新星とその銀河（「ホスト銀河」）までの距離を測定することができます。

宇宙の距離を測定する方法には、視差法、セフェイド変光星法、Ia 型超新星法の 3 つがあります。より遠い距離については、セフェイド変光星を使用して距離を測定し、さらに遠い距離については、Ia 型超新星を使用して距離を測定します。図中の小さな点線の円は単純視差法（旧方式）で測定できる距離限界を表し、大きな点線の円は視差法とセフェイド変光星法（新方式）を組み合わせたものによって測定できる距離限界を表しています。小さな青い点は短周期セフェイド変光星を表し、大きな青い点は長周期セフェイド変光星を表します。画像提供: NASA、ESA、A. Feild (STScI)、A. Riess (STScI/JHU)
https://esahubble.org/images/opo1812a/

これにより、視差 - セフェイド変光星 - Ia 型超新星という 3 段階の梯子が形成されます。これは数ある距離ラダーのうちの 1 つにすぎませんが、最も強力で正確な距離ラダーです。

ハッブルは当時、2種類のセフェイド変光星を混同していたため、得られたハッブル定数は大きすぎました。継続的な改訂を経て、この値は 1990 年以前は 50 から 100 の間であると決定されましたが、不確実性は大きくなっていました。 1990年に打ち上げられたハッブル宇宙望遠鏡（HST）は、最大約1万光年までの距離を測定できます。これによりハッブル定数を正確に決定することが可能になりました。

天文学者たちはハッブル宇宙望遠鏡キープロジェクト（KP）を実行し、セフェイド変光星までの距離を正確に測定してハッブル定数の正確な値を計算しまし た。 2001年、KPはハッブル定数の値が72で、誤差範囲が8であると算出しました。2011年、リース率いるチームは、9つの銀河のセフェイド変光星の距離測定に基づいて、ハッブル定数の新しい値が73.8で、誤差範囲が2.4であると算出しました。これら 9 つの銀河のうち 8 つは Ia 型超新星爆発を経験したことが観測されています。

2013年には、数万光年ほどの距離を測定できるガイア衛星が宇宙に打ち上げられました。リースら「状態方程式のための超新星H0」プロジェクトを実施しました。これは「SH0ES」（英語の「靴」を意味するSHOESに似ている）と略されています[4]。 「SH0ES」は、HST と Gaia の観測を組み合わせて、距離ラダーの各ステップをより正確に（つまり、誤差を少なくして）測定します。

2022年、Rees et al. SH0ES プロジェクトの観測に基づいて、ハッブル定数は 73 で、誤差は 1 であると算出されました。

標準宇宙論モデル

ハッブル定数を計算する別の方法は、標準宇宙論モデルを使用することです。このモデルでは、宇宙の物質は暗黒エネルギー、冷たい暗黒物質、そして通常の物質で構成されていると仮定しています。このうち、暗黒エネルギーはギリシャ文字のΛで表され、冷たい暗黒物質の略称はCDMです。したがって、標準宇宙論モデルはΛCDMモデルとも呼ばれます。

標準宇宙論モデルを使用して宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) データをフィッティングすることで、ハッブル定数やその他の重要な宇宙論パラメータを得ることができます。理論によれば、CMB はビッグバンから約 38 万年後に、宇宙の電子が水素イオン (陽子) と結合して中性の水素原子を形成し、基本的に光子と相互作用しなくなったときに形成されたとされています。これらの光子はこのように「分離」され、温度が約 3000 K の背景光子になります。宇宙が膨張し続けると、背景光子の波長は約 1,000 倍伸び、エネルギーは約 1,000 分の 1 に減少し、温度は約 2.725 K になります。これは主にマイクロ波帯域に集中しているため、宇宙マイクロ波背景放射と呼ばれます。

CMB は宇宙の初期の様相を反映しており、初期宇宙に関する極めて重要な情報を含んでいます。宇宙論学者が宇宙モデル（ΛCDM モデル）を使用して CMB データを適合させる場合、物質含有量（通常の物質と冷たい暗黒物質を含む）、暗黒エネルギー含有量、ハッブル定数、宇宙の曲率（曲率の度合いの尺度）などのパラメータを使用する必要があります。フィッティングにより、これらのパラメータの最適値、中央値、および誤差を取得できます。

マイクロ波背景放射を検出する衛星には、宇宙背景放射探査機 (COBE)、ウィルキンソン マイクロ波異方性探査機 (WMAP) 衛星、プランク衛星などがあります。

上は、左から右に、COBE、WMAP、プランク衛星の芸術的なレンダリングです。以下は、検出された CMB データに基づいて描かれた疑似カラー画像です。 WMAP データは COBE よりも詳細であり、Planck によって取得されたデータは WMAP データよりも詳細であることがわかります。画像提供: NASA/JPL-Caltech/ESA

初期の WMAP データに基づいて、宇宙学者はハッブル定数を約 72 と算出しましたが、大きな誤差がありました。 2003 年以降、WMAP データからハッブル定数を当てはめる精度は向上し続けています。プランク衛星はWMAPよりも先進的です。それによって得られた値に基づいてフィッティングされたハッブル定数は、WMAP データから得られた値よりも正確で、誤差が小さくなります。

2020年、プランク衛星はハッブル定数を67.4と発表し、誤差は0.5でした。 [5]

2つの方法の矛盾

そこで問題が発生します。両方の誤差を考慮しても、距離ラダー法で得られるハッブル定数は 72 以上であるのに対し、ΛCDM モデルで得られるハッブル定数は 68 未満です。中央値のみを考慮すると、両者の違いはより明白です。前者によって推測される宇宙の膨張率は後者によって推測されるものより 9% 大きい。

これが冒頭で述べた「ハッブル張力」です。

下の図は、2つの主流の方法を使用して、異なる年（水平方向）に測定されたハッブル定数の値を示しています。距離ラダー法（KP、SH0ES、CPH、HST+Gaia2、HST+Gaia）を使用して得られたハッブル定数とその誤差範囲は、青い点と誤差バーで表されます。 CMB データ (W1、W3、W5、W7、W9、P13、P15、P18、P+S4) を使用して得られたハッブル定数とその誤差範囲は、赤い点と誤差バーで表されます。図の緑色は、連星中性子星（BNS）の合体によって生成された重力波に基づいて測定されたハッブル定数を表しています。

「ハッブルテンション」：精度が増すにつれて、2つの主流の方法によって得られるハッブル定数の値が大きく異なり始めます。図中のKPはハッブルキープロジェクトを意味します。 W は WMAP の略で、その後の数字は使用されるデータの年数を表します。 P はプランク衛星を表します。 BNS は現在大きな誤差がありますが、今後 15 件のイベントを測定すると、誤差は大幅に減少する可能性があります。画像出典:
https://www.researchgate.net/figure/The-Hubble-tension-adapted-from-Beaton-et-al-2016-Freedman-2017-含む-the_fig6_329836950

2つの初期の方法で得られた値は重なり合っており、矛盾がないことがわかります。後期には、両方の方法の誤差が急速に減少したため、2つの方法で得られた値が重複しなくなり、明らかな違いが現れました。

JWST の赤外線観測：驚きか衝撃か？

2 つの方法の矛盾については、距離が長くなるにつれて、セファイド変光星の光を周囲の恒星の光から分離することがますます困難になり、近くの恒星の光による汚染がますます深刻になり、HST がセファイド変光星の光度を測定するときに大きな偏差が生じると考える人もいます。もしそのような偏差がなかったら、ハッブル衝突は起こらなかったかもしれない。

2023年、リース氏のチームはJWSTを使用して、Ia型超新星を経験し、多数のセファイド変光星を含む5つの銀河を観測した。彼らはこれらの銀河の中に1,000以上のセフェイド変光星を特定した。 [5]

この測定は宇宙学者にとって良いニュースと悪いニュースをもたらす。良いニュースは、JWST の赤外線観測品質が HST よりも優れていることです。残念なことに、ハッブルの対立は解決されておらず、将来的にHSTに責任を転嫁することは不可能だろう。

写真の左側は、ハッブル宇宙望遠鏡HSTの第3世代広視野カメラ（WFC3）とJWSTの近赤外線カメラ（NIRCam）の観測データを合成したNGC 5584の画像です。中央の青い星団は2つの観測領域にある星々で、赤い点はその中に混ざるセフェイド変光星を表しています。右上の画像はHSTのWFC3の合成画像、右下の画像はJWSTのNIRCamの合成画像です。 JWST のより鮮明な赤外線画像により、ターゲットのセフェイド変光星を周囲の恒星からより明確に分離できるようになります。画像提供: NASA、ESA、A. Riess (STScI)、W. Yuan (STScI)

JWST は HST よりも口径が大きいため、解像度は HST よりも高くなります。 HST では識別できない多くの光点をはっきりと識別できるため、測光精度が向上します。したがって、JWST によって測定されたセフェイド変光星の誤差は、HST によって得られた誤差よりも小さくなります。

JWSTのより精密な観測によれば、以前のHSTの観測には大きな誤差があったものの、測定した値の中央値はJWSTによって得られた中央値とほぼ一致していたため、偏差はなく、以前のHSTの観測は正確であったことが示されています。[5]ハッブル紛争は続いている。

さまざまなセフェイド変光星の周期 (横軸) と明るさ (縦軸、等級で表現) の関係。赤い点は JWST からのもので、灰色の点は HST からのものです。上の写真は、Ia 型超新星のホスト銀河である NGC 5584 です。下の写真は、幾何学的距離がわかっている銀河 NGC 4258 を示しています。 JWST の観測誤差は HST のそれよりも大幅に小さくなります。各画像内のセフェイド変光星は同じ銀河から来ているため、同じ画像内のセフェイド変光星は地球から同じ距離にあり、明るさの差は光度の差を測定します。画像提供: NASA、ESA、A. Riess (STScI)、G. Anand (STScI)

距離ステップ法がハッブル定数の測定において実際に正確である場合、このモデルによって適合されるハッブル定数が距離ステップ法によって得られる値と等しくなるように、ΛCDM モデルの他のパラメータを変更する必要があります。ここでの「その他のパラメータ」には、暗黒エネルギー、暗黒物質、宇宙の曲率などが含まれます。

したがって、この問題を解決するには、エキゾチックな暗黒エネルギー、エキゾチックな暗黒物質、または新しい相対論的粒子（エキゾチックなニュートリノなど）を仮定するか、宇宙の曲率がゼロからわずかにずれている（つまり、宇宙がわずかに曲がっている）と仮定する必要があるかもしれません。これらの仮定のいずれかが真実であれば、基礎物理学における新たな変化を意味することになります。 [4]

距離ラダー法に何か問題があれば、恒星天文学に関する知識の一部を見直し、修正する必要があることを意味します。したがって、ハッブル衝突は天文学と宇宙論の両方にとっての課題です。

「なんて天才なんだ」

最後に、「ハッブル張力」という言葉についてお話ししましょう。これは、2つの主要な方法を使用して得られた「ハッブル定数」間の緊張を表しており、発音は英語の「hypertension」という単語に似ています。

私は特に、Di Valentino らが発表した「ハッブル張力」に関する 110 ページのレビュー論文を探しました。 [6]は2021年に、「ハッブル張力」というフレーズが論文中に300回近く登場しているにもかかわらず、どの論文が最初に「ハッブル張力」というフレーズを提案したのかについての言及は見つかりませんでした。

だから、このフレーズを誰が発明したのかはまだ分かりません。しかし、「ハッブル衝突」という言葉を誰が発明したか、またその人が高血圧かどうかに関係なく、ハッブル衝突は高血圧の宇宙学者の一部に血圧上昇による頭痛を引き起こすことになるのは事実です。

人気のインターネット ミームを引用すると、「ハッブル張力」というフレーズを発明した人は本当に天才です。

この記事は2024年3月18日に完成しました

注記

[注1] 1927年、ジョルジュ・ルメートル（1894-1966）は銀河の後退の事実と合わせて、一般相対性理論によって宇宙は膨張しており、銀河の後退速度は距離に比例することを証明した。 2018年、国際天文学連合第30回総会において、「ハッブルの法則」の名称が「ハッブル・ルメートルの法則」に変更されました。後に、「ハッブル定数」は「ハッブル・ルメートル定数」とも呼ばれるようになりました。簡潔にするために、私たちはそれを「ハッブル定数」と呼んでいます。実際、ルメートルはシュリーファーが得た速度データだけでなく、ハッブルが以前に測定した銀河データ（ただし、データ品質は比較的劣っていた）も使用し、非常に大まかな比例関係を得ました。

[注 2] 視差法を示す図のほとんどは 2 つの測定値のみを示していることに注意することが重要です。実際には、この方法では信頼できる距離値を得るために複数回の測定が必要になります。

[注3] 現在でも、天文学の学術論文や著作の大半では、距離の単位としてパーセク（およびキロパーセクやメガパーセクなどのより大きな単位）のみが使用されています。

参考文献

[1]Riess, AG, Anand, GS, Yuan, W., et al. 2024、ApJL、962、L17。 doi:10.3847/2041-8213/ad1ddd

[2]ハッブル、E. 1929、米国科学アカデミー紀要、15、168。doi：10.1073 / pnas.15.3.168

[3]リービット、HS、ピカリング、EC 1912、ハーバード大学天文台回覧、173

[4]Riess, A. 2023、アメリカ天文学会第241回会議、同上。 424.01.アメリカ天文学会紀要、第1巻。 55、第2号 e-id 2023n2i424p01 (https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2023AAS...24142401R/abstract)

[5]Planck Collaboration、Aghanim、N.、Akrami、Y. 他、\ 2020、\aap、641、A6。土井:10.1051/0004-6361/201833910

[6]ディ・ヴァレンティノ、E.、メナ、O.、パン、S.、他。 2021年、古典および量子重力、38、153001。doi：10.1088 / 1361-6382 / ac086d

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