Chapter 2. 銀河の年代学と観測的宇宙論
球状星団M15の色ー等級図

星間吸収の補正が必要

Salaris et al. 19971

球状星団M92の色ー等級図age (Gyr)Given [Fe/H]
0.1 mag variation in ΔV: Δage ~1 Gyr(insensitive to Δ[Fe/H])2

H
He⇒C,OC,O

Shell Hburning

Shell He
burningCore He:e degeneracy
⇒Tc↑

AGB

H

RGB

HB

He

He⇒C,O

Evolutionary track
for low-mass, longlived stars⇒photometric propertiesof old stellar components

HH⇒He

H
H⇒He

Shell Hburning散開星団 （ プレアデス星団、ヒアデス星団、大熊座星団 ） の色ー級図

Tordiglione, V. et al. 2003

4

散開星団と球状星団の金属量と年齢の関係
球状星団

散開星団

Salaris et al. 20045

モデル結果Worthey 1994

6

Age-metallicity degeneracy

Worthey 1994

7

LBDS 53W091 at z = 1.552

R band (blue), J band (green),and H band (red)Dunlop et al. 1996
Spinrad et al. 1997

8

LBDS 53W091のスペクトルとモデルの比較（最初に星形成してその後恒星進化でスペクトルが変化）

転向点付近の星が寄与

年齢  3.5 Gyr @ z=1.552

Dunlop et al. 1996
Spinrad et al. 1997

9

楕円銀河の進化モデル(Worthey 1994)

年齢固定

金属量固定

10

スペクトルに対する恒星種類の寄与

All giants

All dwarfs

Worthey 199411

宇宙膨張の過去・未来
ΩΛ

加速膨張宇宙臨界宇宙（無限時間で無限大）a(t)1/(1+z)

開いた宇宙（有限時間で無限大）加速膨張していると宇宙年齢が長く、天体までの距離が大収縮に転ずる
宇宙時間（１０億年単位）

宇宙年齢と現在から遡った時間の赤方偏移依存性
150億年
宇宙年齢（age）

現在から遡った時間（look backtime）

加速膨張宇宙
開いた宇宙

100億年

臨界宇宙

50億年

加速膨張宇宙の方が宇宙年齢大で現在から遡った時間も大赤方偏移

For H0 = 70 km/s/Mpc

H0決定の変遷

V = H0R
H0の不定性：
距離R決定の不定性が反映

かつては50か100かの論争があったが、最近では70付近に収束しつつある。
しかし、現在もまだ問題あり（後述）。

HST Key Project
近傍銀河のセファイド変光星による距離と後退速度

Freedman et al. 200115

H0 = 72±8 km/s/Mpc

16

Freedman et al. 2001

標準光源までの距離（光度距離）
加速膨張宇宙光度距離加速膨張宇宙
臨界宇宙

加速膨張宇宙の方が距離大

赤方偏移M < 8 Msunの星の最後
Ia型超新星爆発(残った白色矮星に伴星からガスが降着して爆発)

絶対等級Type Ia 超新星の光度曲線
補正前
最大光度が明るいほど減光時間が長い

絶対等級

最大光度からの時間（日）補正後補正した光度曲線から絶対等級を求め、見かけ等級と比べて距離を決定
最大光度からの時間（日）Ia型超新星までの距離（距離指数）
加速膨張宇宙
開いた宇宙
臨界宇宙

暗い
加速膨張宇宙開いた宇宙の場合からの差

開いた宇宙
臨界宇宙
明るい

Riess et al.2000

赤方偏移

暗い

明るい

加速膨張宇宙のモデルにフィット

Riess et al 2004

20

Riess et al 2004

21

宇宙論パラメータへの制限

暗黒エネルギー密度

暗黒エネルギー密度

Ia型超新星 ~ 0.7物質エネルギー密度

m ~ 0.3

加速膨張宇宙
を強く示唆
CMB

バリオン
音響振動

Kowalski et al. 2008

22

物質エネルギー密度

ハッブル定数

臨界宇宙

加速膨張宇宙ハッブルパラメータ（任意時刻）

加速膨張宇宙臨界宇宙
減速パラメータ（途中から）加速膨張宇宙（常に）加速膨張宇宙

宇宙背景輻射（CMB: Cosmic Microwave Background）の測定の歴史Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP)(2001～2010)
宇宙背景輻射の温度パターン

ゆらぎ～10-5

CMBの温度揺らぎのスペクトラム

最初のピーク（右ほど小角度）

角度スケール最初のピークを与える
物理的長さ

θ （右ほど小角度）

open

開いた宇宙

開いた宇宙

θ

flat
平坦な宇宙

平坦な宇宙

観測者
前頁の最初のピーク位置と比べると、平坦な宇宙がいいことがわかる。

宇宙論パラメータへの制限

暗黒エネルギー密度

暗黒エネルギー密度

Ia型超新星 ~ 0.7物質エネルギー密度

m ~ 0.3

加速膨張宇宙を強く示唆
CMB

バリオン音響振動

Kowalski et al. 2008

28

物質エネルギー密度

バリオン音響振動
Baryon Acoustic Oscillation (BAO)• 宇宙初期において光子とバリオンが強く結合• 圧力を持つ流体・音波振動• 晴れ上がりにより結合が切れるまで振動が続き、その後は位相が固定

29

銀河分布（相関関数）におけるバリオン音響振動(BAO: Baryon Acoustic Oscillation)
Eisenstein et al. 2005, ApJ, 633, 560

105 h-1Mpc~ 5 億光年

晴れ上がり時に固定された振動位相は現在の銀河分布に特徴的なスケールを与える“standard ruler”⇒どのスケールで起こるかは膨張宇宙パラメータに依存

30

銀河分布（相関関数）におけるバリオン音響振動(BAO: Baryon Acoustic Oscillation)
Eisenstein et al. 2005, ApJ, 633, 560

Angular diameter distance D(z)Planck衛星による宇宙背景放射の地図(2009～2013)

WMAPとPlanckの結果の比較

Ωm0.278

0.315

33宇宙のエネルギーの内訳（現在のベスト値）

68.5％暗黒エネルギー
26.5％
暗黒物質

ビック
バン

現在
宇宙の年齢：138億年（現在のベスト値）

5％通常の物質（光で見える部分）

現在の問題The Hubble Tension
Freedman 2017

近傍宇宙から決定したH0(72-73 km/s/Mpc)
合わない！
CMB（遠方宇宙）から決定したH0(67.4±0.5 km/s/Mpc)

様々な観点から解決策が議論されている最中Subaru/HSCの結果
S8=σ8(Ωm/0.3)0.45

Hikage et al. 2019, PASJ, 71, 43

Ωm36