2021 年度 第 51 回 天文・天体物理 若手夏の学校

重力・宇宙論

アブストラクト集

招待講演アブストラクト

石橋 明浩 (近畿大学 総合理工学研究科・理学専攻・教授)
8 月 23 日 13:15–14:15 A 会場

BMS 対称性とメモリー効果
本講演では，重力波の「メモリー効果」と時空の「漸近対称性」についてお話します．メモリー効果は，輻射バーストの通過に伴う自由粒子系（例えば重力波検出装置）の配置変化が元に戻らずいつまでも残る現象をいいます．一般相対論では，ブラックホールのような孤立系は，時空の漸近平坦性により特徴づけることができます．特にペンローズ
による「光的（共形）無限遠」の概念を用いると，時空の漸近平坦性を物理的にも数学的にも大変見通しよく記述することができるため，時空の大域的因果構造の理解や重力波物理学の進展において重要な役割を果してきました．光
的無限遠は理想的な観測者，例えば天体からやってくる重力波をとらえる検出器の世界線の集合体と解釈してもよく，
孤立天体の全エネルギーや重力波などの輻射のエネルギーを光的無限遠において厳密に評価することができます．これは，光的無限遠を時空幾何の一部ととらえたとき，時空の漸近対称性が明確に定義できるからです．特に興味深いのは，漸近対称性が「BMS 対称性」と呼ばれる無限次元の対称性を有し，その対称性が重力波の非振動的現象である
メモリー効果と密接に結びつくことでしょう．本講演では，一般相対論における時空の大域構造の基礎からはじめて，

BMS 対称性と重力波のメモリー効果の関係について解説します．関連して，重力波のエントロピーについてもお話したいと思います．

川崎 雅裕 (東京大学 宇宙線研究所・教授)

8 月 25 日 14:30–15:30 C 会場

超対称性理論における物質・反物質非対称性の生成
超対称性理論は素粒子のボゾンとフェルミオンの対称性で，素粒子の階層性の問題を解決することから注目を浴びてきた。超対称性理論では標準モデルの素粒子に対してその超対称性パートナーが存在することが予言されそれらは超対称性粒子と呼ばれる。超対称性粒子のうち最も軽い粒子は安定であることからダークマターの有力な候補となっている。さらにクォークの超対称性パートナーであるスカラー・クォークは宇宙の物質・反物質の非対称性の生成に重要な役割を果たす可能性がある。
本講演では超対称性理論の基本的な事項と超対称性の破れについて説明をした後，インフレーション宇宙においてス
カラー・クォーク（レプトン）のダイナミックスを用いてバリオン数を生成するメカニズムとして，アフレック・ダイ
ン機構を説明し，さらにアフレック・ダイン機構に伴って生成されるノントポロジカル・ソリトンである Q ボールについて解説する。

1

非線形電磁気の枠組みにおけるブラックホールの準固有振動
野村 皇太 (神戸大学宇宙論研究室 D1)

重宇 1
大域的磁場を持つ動的宇宙モデルと佐々木多様体
末藤 健介 (大阪市立大学大学院 宇宙物理・重力研究室 修士 1 年)

近年、コンパクト天体から生じる重力波や電磁波などの複合的観測、及び理論的研究の発展が目覚ましい。その中現在宇宙にはジェットや宇宙磁場のように磁場が関係あでも、ブラックホールから伝播する波は、それに固有の振る現象が観察されています．しかしそれらの性質について

動数を伴った特徴的な減衰振動をすることが知られている。

はまだ良くわかっていないことが多く, これらを解明する

この振動は準固有振動と呼ばれ、これを観測することで、ブことは現代物理学の大きな課題の１つと言えます．電場やラックホールの質量などの情報の取得や重力理論の検証が磁場といった電磁気力は一般相対性理論において時空を行えるため、その解析は重要視されている。

曲げる源となりますが，Maxwell 方程式と Einstein 方程重力と電磁気を含む理論は、典型的には、Einstein-Hilbert

式の連立系は一般に解くことが非常に困難です．Einstein-

ラグランジアンと、電磁場の強さからなる Maxwell ラグラ

Maxwell 系の解として Bertotti-Robinson 解や Melvin 解

ンジアンを足し合わせた Einstein-Maxwell 理論で記述されがよく知られていて，新たにこの困難な系を佐々木多様体る。この理論で構成される荷電ブラックホールの準固有振を三次元空間として用いて厳密解を求めた研究を私の研究

動については、過去に [1] などで調べられている。一方で、室の石原と松野が行いました．[1]量子補正など高エネルギー由来の効果を加味すると、ラグ

そこでは接触計量空間の接触形式 η に対する Reeb ベク

ランジアンには電磁場の強さ及びその双対からなる高次のトル ξ が重要な役割を果たします．ξ は発散が無く，回転と補正が含まれると期待される。量子電磁力学からの補正や、平行で測地線の接線といった性質を持っていて，磁場と電時空特異点の解消など、高エネルギー領域におけるブラッ流がこの ξ に比例する形で表現されこれが系を簡単にしてクホールの性質に迫る方法の一つとして、このような非線

Einstein-Maxwell-current 系の厳密解を与えます．

形電磁気の枠組みでのブラックホール解が精力的に研究さ

しかし [1] のこの解は定常的な磁場と時空の解であったのれている。講演者は、[2] に基づき、この非線形電磁気の枠でこの拡張として，本研究ではこの定常的な時空を時間発展組みにおける荷電ブラックホールから生じる重力波・電磁させる Einstein-Maxwell-current 系について考察します．

波の準固有振動を算出した。Einstein-Maxwell 理論では、

1. Hideki Ishihara, Satsuki Matsuno,

二つの準固有振動モードの振動数は一致することが知られhttps://arxiv.org/abs/2012.02432ているが、電磁場の非線形効果により、この一致性が破れることも確かめられた。将来的には、この理論的予言と観測を結び付けることにより、ブラックホールを手段として

重宇 2

Einstein-Maxwell 理論を超えた物理を探査できるかもしれ

20

Universal 10 Hz stochastic gravitational waves
from photon spheres of black holes
Kaishu Saito1 (1 Department of Physics, Kobe
University, Kobe 657-8501, Japan)ない。

1. E. W. Leaver, Phys.Rev.D 41 (1990) 2986-2997
2. K. Nomura, D. Yoshida, and J. Soda, Phys.Rev.D
101 (2020) 12, 124026

We show that photon spheres of supermassive black
holes generate high-frequency stochastic gravitational

and the electron mass me . It turns out that the den-

重宇 4連星ブラックホール合体時に放射される重力波を用いた Hawking の面積定理の検証
度會 大貴 (東京大学 理学系研究科物理学専攻

sity parameter of the stochastic gravitational waves Ωgw

M1)

waves through the photon-graviton conversion.

Re-markably, the frequency is universally determined as√me me /mp ≃ 1020 Hz in terms of the proton mass mp

could be 10−12. Since the existence of the gravitational

面積定理「孤立系においてブラックホールの表面積の和

waves from photon spheres is robust, it is worth seekingは減少しない」を示したことは S.Hawking の偉大な業績のmethods of detecting high-frequency gravitational waves

一つである。天体ブラックホールは電気的に中性と考えら

around 1020 Hz.

れるため、表面積はその質量とスピンのみで決まる。よってこの定理は、連星ブラックホール合体からの重力波デー

重宇 3タを解析し合体前後のブラックホールの質量とスピンを推2

定することで検証が可能である。

を作り出し Hawking 放射を検証できる可能性が指摘された

一般に連星ブラックホールの合体過程はそれらの質量や[2]. しかし実験で用いられる流体ではその粒子間距離が有スピンに依らず普遍的であり順に、インスパイラル、合体、限であることに起因して音波の分散関係は非線形となり, 通

リングダウンの三段階から成る。この検証には、インスパ

常の BH の場合とは分散関係は異なる. 分散関係の違いに

イラル段階とリングダウン段階それぞれにおいて、質量とより, mode 間の量子もつれ構造にも違いが出る. 具体的にスピンを同定するのに十分な精度の理論重力波形を導出す

は, 通常の BH では mode 間の量子もつれは horizon の外側ることが必要である。前者はポストニュートン展開を用いに放出される粒子 mode と horizon の内側に落ちる反粒子て、後者はブラックホール摂動論に基づいて計算される。一mode の 2 つの mode 間にしか存在しないが, analogue BH

方で、観測で得られるのは時系列データである。それを合では非線形な分散関係により 3 つ以上の mode の間で量子体前後で分割し、それぞれの時間領域において独立なパラ

もつれを形成することが可能となる.

メータ推定を行うことで、合体前後のブラックホールの質の違いが analogue BH と通常の BH の放射スペクトルの間量とスピンの同定が可能となる。

に違いを生むことが予想される.

この量子もつれ構造

本発表ではまず、理論波形の導出とデータ解析法の概要を

そこで本発表では場の mode 間の量子もつれ構造に着目

述べ、GW150914 を用いて面積定理の検証を行った研究 [1]

して analogue BH の放射スペクトルと通常の BH の放射スをレビューする。この論文では、連星を完全な孤立系と見ペクトルの間に現れる差異について議論する [3].

なした場合の事象の地平面の面積を検証している。しかし、

1. S.W.Hawking, Commun. Math. Phys., 43, 199, 1975

事象の地平面は現実の動的時空では扱いづらい。なぜなら、この概念はその定義により時空全体を把握しないと決めら

2. W.G.Unruh, Phys.Rev.Lett , 46, 1351, 1981

れない大域的なものであり、そして我々は時空全体を把握

3. Y.Nambu, Y.Osawa, Phys.Rev.D, 103, 2021

できないためである。例えば、将来物質が地平面下に落ち込むことがあれば、合体過程における真の事象の地平面は

重宇 6
超伝導体から見るブラックホール像
郭 優佳 (名古屋大学理学研究科 M2)

この仮定と異なる可能性は大いにある。以上から、ブラックホールの表面を特徴づける新たな (準) 局所的な概念とそれらに対する法則への拡張が望まれる。これらの概念について議論された [2] についても紹介する。

1. M.Isi,

W.Farr,M.Giesler,

AdS/CFT 対応とは、漸近 AdS 時空の古典的な重力理論
M.Scheelと AdS 境界上の QFT が対応するという仮説である。これ

andによれば、複雑な QFT を対応する古典重力理論に置き換

S.Teukolsky, Testing the black-hole area law with

えて、計算を簡単化することができる。AdS/CFT 対応の

GW150914 , Physical Review Letters 127,011103,

例として、「AdS-Schwarzchild (SAdS) 時空中の Einstein-

2021

Maxwell 理論」と「超伝導体の QFT」の対応が挙げられる。

2. A.Ashtekar and B.Krishnan, ”Isolated and dynami-

この重力理論は「ホログラフィック超伝導体」と呼ばれる

cal horizons and their applications”, Living Reviews[1]。ホログラフィック超伝導体の重力理論を解析すること

in Relativity 7:10, 2004

で、超伝導体の物理が解明されると期待されている。
本研究は、ホログラフィック超伝導体の重力理論におけ

重宇 5る光子球の像を構築する [2]。具体的には、(3+1) 次元の

Analogue black hole における Hawking 放射
大澤 悠生 (名古屋大学理学研究科 博士前期課
程 1 年)

SAdS 時空中の電磁場と複素スカラー場の運動を数値計算する。AdS/CFT 対応によれば、ブラックホールがスカラー場を纏っている/いない場合は、超伝導相/常伝導相をそれ1975 年に Hawking によりブラックホール (BH) が熱放ぞれ表す。超伝導相/常伝導相のそれぞれの場合に、AdS 境

射 (Hawking 放射) を出すことが理論的に示された [1] が,界から局所的に電磁場を発し、対極の AdS 境界上で観測さ放射の温度は重力崩壊により形成される BH の場合にはれる光子球の像をシミュレーションする。また、常伝導相

CMB の温度よりも数桁低く現在まで Hawking 放射の観測から超伝導相への 2 次相転移に応じた像の変化についてもはされていない.

議論を行う。本研究によって、現実の超伝導体の測定から1981 年に Unruh により流体を伝わる音波の方程式と同じ手法で像を構築することで、超伝導体と重力理論の対

Schwarzshild 時空上の無質量スカラー場の方程式の構造が応が可視化されると期待する。

同じであり, 実験室で BH の性質を持った系 (analogue BH)

1. S.
3

Hartnoll,C.

HerzogandG.

Horowitz,

せることでこれを拡張した修正重力理論を考えることがで

Phys.Rev.Lett., 101, 1-4, 2008
2. Y.

Kaku,

K.

Murata

and

J.

きる。

Tsujimura,

一方、修正重力理論を熱力学的な要請から求めようとす

arXiv:2106.00304 2021

る試み [1] がある。その考え方に至るまでには以下のような

重宇 7

背景がある。

Complementarity と Firewall
脇 隆浩 (京都大学理学研究科物理学・宇宙物理学
専攻 M1)

まず一般相対性理論において、ブラックホール (BH) に
対し熱力学に類似した法則が成り立つ。そのうちの一つに、

BH のエントロピー、温度、エネルギーの関係を表す熱力学
第一法則がある。BH のエントロピーと温度は BH の境界

1976 年に Hawking によって提唱された「ブラックホー

であるイベントホライズンに関する量で表される。さらに

ル情報パラドックス」は既存の物理法則に大きな修正を要

この関係は一般相対性理論において定義される他の種類の求する未解決問題である [1]。このパラドックスの主張は重ホライズンでも成立する。

力崩壊によってブラックホールが形成され、Hawking 放射

それとは逆に、エントロピーと温度の式、そして熱力学第によって蒸発する過程において情報が保存されないという一法則を仮定して Einstein 方程式を導くことができる。こものである。これを導く論理は非常に堅実であり反駁するの導出は丁度熱力学における状態方程式の導出と類似してのは容易ではない。

いるため、Einstein 方程式を状態方程式と考えることがでしかし、「妥当な仮定」（unitarity や等価原理など）の下

きる [2]。また、この議論は重力理論の背後により基本的なで「ブラックホール情報パラドックス」を解決する Com-理論として熱力学が存在する可能性を示唆する。

plementarity という仮説が 1990 年代に Susskind らによっ

以上を踏まえ、[1] では良い重力理論は熱力学的な性質をて提唱された [2]。Complementarity は二人の観測者が互満たすという立場を取り、熱力学から状態方程式として高いに矛盾する観測結果を持っていたとしても、その二人が階微分を含む重力場の方程式を導くことを試みる。そして通信できない限りは矛盾してもよいとする仮説である。こ

その結果として導かれた状態方程式から具体的に Lovelockの仮説により一度議論は収束した。

重力理論等が導かれることを見る。

ところが、「妥当な仮定」の矛盾を単一の観測者が見てしまうため Complementary は十分でないという主張が 2013

1. R. Guedens, T. Jacobson and S. Sarkar, Horizon en-

年に Polchinski らによってなされた [3]。この主張の趣旨はtropy and higher curvature equations of state, Phys.

自由落下する観測者は高エネルギーのモード (Firewall) にRev. D 85 (2012) 064017, [1112.6215].

horizon 近傍で出会い、等価原理を破棄しなければなければ

2. T. Jacobson, Thermodynamics of space-time: The

ならないというものである。矛盾を導く鍵となるのは量子

Einstein equation of state, Phys. Rev. Lett.75 (1995)

縺れである。本発表では論文 [2][3] に基づき、Complemen-

1260–1263, [gr-qc/9504004].

tarity と Firewall についてレビューする。

重宇 9
潮汐変形現象に対する理論的解析: 一般相対論及
びその拡張理論の観点から
沼尻 光太 (名古屋大学理学研究科 QG 研 M2)

1. Hawking, S. W,Phys. Rev. D,14, 2460(1976).
2. L. Susskind,

L. Thorlacius,and J. Ugrum,arXiv:9306069v2(1993).
3. A. Almheiri,D. Marolf,J. Polchinski,and J. Sully,

修正重力理論は、一般相対性理論 (GR) に新たな物理的自

arXiv:1207.3123v4(2013).

由度を追加する等を行い理論を拡張するものであり、ダー重宇 8
ブラックホール熱力学と高階微分重力理論
鳥羽 修平 (京都大学 理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 M1)

クエネルギーやインフレーションといった宇宙論的問題の解決や、量子重力理論への橋渡しを期待されている。今回扱う f (R) 重力理論もこの一種であり、特に宇宙論的制限をクリア出来る可能性があるとして議論されている ([1] 他)。
現在は強重力領域など他のエネルギースケールからくる制

本発表では [1] をレビューする。一般相対性理論は多くの限を満たす関数 f (R) の模索が課題となっている。

実験事実と一致する結果を導いているが、宇宙の加速膨張

一方、観測サイドでは近年 LIGO, Virgo, KAGRA といっの起源等については説明仕切れていない。そこで、Einstein

た重力波観測器による、強重力天体の観測がスタートして方程式を導く Einstein-Hilbert 作用は計量の最低次の微分いる ([2] 他)。なかでも (連星合体重力波などで捉えられる)項しか持たないが、良い性質を保ちつつ高階微分項を含ま

4

中性子星は、その物理量が強く重力理論に依存し、なおか

本発表では、まずスカラー場の場合に注目し、この非局所

つこの物理量の情報は重力波の振幅や位相から読み取れる

場理論の導入、及びその理論的性質についてレビューする。

[3]。このことから中性子星は強重力領域の重力理論に対す

その後、非局所演算子を持つ重力理論について説明し、そるプローブとして注目されている。

の理論的性質や弱重力場におけるダイナミクスを具体的に本発表では、観測による重力理論の決定を念頭に、中性見る。

子星の潮汐変形現象における修正重力理論の効果について

重宇 11
２次元ブラックホール時空中の偽の真空崩壊
宮地 大河 (神戸大学 M2)議論する。まず GR における潮汐変形についてレビューを行い、‘星が歪む度合い’(潮汐変形率) を決定する観測可能なパラメータである Tidal Love number (TLN) を導入する。そして重力理論として f (R) 重力理論を採用した際に、スカラー場のポテンシャルに縮退していない２つの安定(Jordan frame の下で) 潮汐変形および TLN に現れる影響

点がある場合を考える。スカラー場の値がエネルギーの高について検証する。

い方の安定点にある状態は偽の真空、低い方の安定点にある状態は真の真空と呼ばれている。スカラー場が偽の真空[1] S. Capozziello, Int. J. Mod. Phys. D 11 (2002),にある時、量子的な効果によって、スカラー場が偽の真空か

483-492

ら真の真空へ遷移する。この遷移現象は偽の真空崩壊と呼[2] B. P. Abbott et al. (LIGO Scientiﬁc, Virgo collabo-

ばれている [1]。特に、ブラックホールがある場合、この偽

rations), Phys. Rev. Lett., 119 (2017), no.16, 161101の真空崩壊の確率が大きくなることが指摘されている [2]。
本発表では、ブラックホールから離れた位置で偽の真空崩[3] E. E. Flanagan and T. Hinderer, Phys. Rev. D 77

壊が起こる確率を、背景時空を固定した上で計算した我々(2008), 021502の研究を紹介する [3]。ただし簡単のため、背景時空は 2 次
元 Schwarzschild 時空を考えている。 数値計算の結果、ブ

重宇 10
宇宙論と非局所場理論
宮下 優一 (東京工業大学 宇宙論研究室 M2)

ラックホールから離れている場合でも偽の真空崩壊が起こる確率は大きくなることが わかった。ブラックホールのホライゾンでこの確率は最も大きくなり、無限遠では平坦時
空の場合と一致する。

一般相対論は重力の古典的側面を記述する、最も優れた重力理論である。その予言能力は数多の実験で検証されて

1. S. R. Coleman, Phys. Rev. D, 15, 2929-2936, 1977

おり、特に最近では 2016 年に LIGO/Virgo によって重力2. R. Gregory et al. , JHEP, 03, 081, 2014

波の存在が観測的に実証されている。これらの観測事実か

3. T. Miyachi, J. Soda, Phys. Rev. D, 103, 085009, 2021

ら、一般相対論は現代の物理学の根幹をなす理論として確固たる地位を確立している。その一方で、宇宙論における初期特異点やブラックホールにおける特異点の問題、量子重宇 12
回転ブラックホール時空における真空崩壊
斎藤 大生 (名古屋大学理学研究科 QG 研 M2)論における摂動論的非くりこみ性などの未解決の問題もまた存在する。そのため、一般相対論は高エネルギー領域における予言能力に欠けているのもまた事実である。
これらの問題に対し、一般相対論を拡張することで、重真空崩壊とは局所的に安定な状態 (偽真空) からより安定

力理論の量子補完を構成する試みが行われてきた。そのよな状態 (真真空) へと遷移する現象である。この遷移は量子
トンネル効果により確率的に引き起こされる。偽真空にあうな修正重力理論の一つに、一般相対論を記述する作用にる場で満たされた時空でこの現象を考えると、その中に真2 次の曲率項を取り込む、Quadratic Gravity がある。これ

真空の場を持つ領域 (真空泡) が生じる描像が考えられる。

はくりこみ可能な重力理論となる一方で、系のハミルトニ

生じた真空泡は膨張し、時空は真真空により埋め尽くされアンを不安定にさせるゴースト自由度を内包してしまうこエネルギーの低い状態へ転移する [1]。

とも明らかになった。近年、Biswas らによって、無限次の時空中に球対称ブラックホール (BH) が存在する場合は微分項による非局所演算子を持つ二次曲率項によって、一ない場合に比べ真空崩壊を引き起こしやすいことが知られ般相対論の拡張としてゴーストフリーな重力理論 Inﬁniteている [2]。この結果は BH の触媒効果として知られ、宇宙

Derivative Gravity を構成された。加えて、この理論では論・素粒子論的な観点での応用研究もなされている [3]。

弱重力場の下でニュートンポテンシャルの特異性が解消さ

講演者は回転している BH が引き起こす触媒効果を深くれることが示されている。

5

理解することを目的に研究を進めている。本講演ではその0044020 , (2010)

第一歩として、回転をしながら球対称性を保つ 3 次元時空

2. C. de Rham, G. Gabadadze, and A. J. Tolley, Phys.

の BH(BTZ BH) の存在が及ぼす真空崩壊現象への影響にRev. Lett. 106, 231101 , (2011)

ついて、特に角運動量の効果に着目して論じる。時間の余

3. D Amico,

G.,de Rham,C.,

Dubovsky,S.,

裕があればより現実的な 4 次元回転 BH(Kerr BH) につい

Gabadadze, G., Pirtskhalava, D. and Tolley, A. J.,ても議論する。

Phys. Rev. D, 84, 124046 (2011)
4. Gümrükçüoğlu A. E., Lin, C. and Mukohyama, S.,

1. Coleman, De Luccia, Phys.Rev.D 21,3305 (1980).

J. Cosmol. Astropart. Phys., 2011(11), 030 (2011).

2. Gregory, Moss, and Withers, JHEP 03,081 (2014).

5. C. de Rham, L. Kelter, A. J. Tolley, Phys. Rev. D

3. Dai, Gregory and Stojkovic, Phys.Rev.D 12,125012

90, 024050 (2014)
6. Michael Kenna-Allison, A. Emir Gümrükçüoğlu, andKazuya Koyama Phys. Rev. D 101, 084014 (2020)

重宇 13

Stable cosmology in generalized massive gravity
高寺 俊希 (立教大学 理論物理学研究室 M1)

重宇 14
ひも模型と揺らぎのスペクトル解析
七條 友哉 (九州大学 理学府物理学専攻 M1)

現在 Ia 型超新星の観測から我々の宇宙では後期加速膨張が起こっているということが分かっている。この加速膨張

自然界には 4 つの力が存在し、電磁気力、強い力およびは一般相対論を用いたΛ CDM モデルによって説明される

弱い力は量子力学に従うが、重力が量子力学に従っている

が、一般相対論が宇宙論的長距離でも成立するかはまだ観ことが検証されていない。もし重力が量子的であるならば、測で確かめられていない。そこで加速膨張を説明する方法

重力の量子力学的重ね合わせ状態が観測できるはずである。

として重力理論を修正するという試みも盛んに行われてお重力は他の力に比べ非常に弱い力であり、重力の効果を大り、その内の一つのとして massive gravity がある。

きくするために物体を巨視化してしまうと環境との相互作

一般相対論はスピン２の質量のないゲージ理論と考えら

用により、物体を量子力学的状態に保つことが難しくなる。

れ、ここに質量項を加えたものを massive gravity と呼ぶ。

光学機械振動子は、重力波の検出にも応用されている、光共質量項を加えたことにより理論のゲージ対称性は失われる

振器と振動子とを組み合わせた力学系で、[1] では重力の量

が、Stückelberg 場という新たな場を導入することでゲー子性の検証に向けて、7mg の振動子についてエネルギー散

ジ対称性を回復することができる。長年 massive gravity

逸を大きく低減することに成功している。これにより、従には質量項の非線形性に由来するゴーストの自由度が生ま

来の限界より 5 桁も重い巨視的振動子の量子制御が可能にれてしまい系が不安定になるという問題があったが、近年するものである。

de Rham, Gabadadze, Tolley らの研究によりゴースト自この研究では、光共振器の片側の鏡を固定し、もう片側の由度を排除した理論 (dRGT 理論) が作られた [1,2]。しか鏡をひもでつるした振動子とする光学機械振動子の理論模

し dRGT 理論の FLRW 解を考えると closed 解と ﬂat 解を型を構築し、その量子制御に向けた理論解析を行った。ひ

作ることができず [3]、open 解にも不安定性が現れてしまうもの影響を考えていない文献 [2] の解析を応用し、本研究で[4]。これを解決するために dRGT 理論を拡張するという試はひもの影響を含めて鏡の振動子の揺らぎを考える。初め

みがなされた。その中でも dRGT 理論の持つ Stückelbergに、ひもを考慮した光学機械振動子の模型を導入し、ひもの場の並進対称性を破り、元々定数であった質量パラメーター

熱的な揺らぎが、ひもの端についた鏡振動子の揺らぎにども Stückelberg 場の関数であるような形で拡張した massive

う影響するのか明らかにする。鏡の揺らぎを考えるために、

gravity を generalized massive gravity(GMG) と呼ぶ [5]。

[2] の研究を応用し、定常状態における鏡振動子の揺らぎの本講演では [6] をレビューする。この論文では GMG を

2 乗期待値を計算し、揺らぎの振幅のスペクトル解析を行っ用いた一様等方膨張宇宙における計量の摂動を計算し、加た。また、鏡の揺らぎがひもの影響を考えることでどのよ

速膨張解の安定性条件を調べた。また GMG の中でも元のうに変化したかについて議論する。

dRGT 理論からの拡張を最小限に抑えた理論を導入し、その理論の中で後期加速膨張を再現できることがわかった。

1. Seth B. Cataño-Lopez , Jordy G. Santiago-Condori,

しかし GMG の枠組みで観測と整合的な膨張を再現できる

Keiichi Edamatsu, and Nobuyuki Matsumoto, Phys.

かはわかっていないため、その解明が今後の展望となる。

Rev. Lett. 124, 221102 (2020)
2. C. Genes, D. Vitali, P. Tombesi, S. Gigan, and

1. C. de Rham and G. Gabadadze, Phys. Rev, D 82,
6

M. Aspelmeyer, Phys. Rev. A 77, 033804 (2008),

論の考察が活発になっており、それらは実験室系での検証

arXiv:0705.1728

可能性をもたらす期待が持たれている。
量子制御技術は飛躍的に発展してきており、それに伴い、

重宇 15
光学振動子系における非ガウス状態の量子もつれ三木 大輔 (九州大学 M2)

非相対論、弱重力極限での量子重力理論の実験による検証についての方法の探索が行われている。そのうちの一つとしてエンタングルメントを用いた検証が考えられてきたが、問題点があることが指摘され、新たな指標として波動関数の非重力と量子力学を統一する量子重力理論は盛んに研究さ

ガウス性が提案された [1]。筆者らは fully quantum gravity

れてきたが、確立した理論は存在しない。また、重力が量と呼ばれるモデルと semi-classical gravity と呼ばれるモデ

子力学に従うことが自明ではないとの指摘もあり [1]、重ルを実験によって区別する方法について考察をした。

ね合わせ状態の物体がどのような重力を生じるかは明らか

また筆者らは既存の光学による手法ではなく、Bose- Ein-になっていない。これらは実験による検証の欠如が要因とstein 凝縮と呼ばれる一粒子状態を用いての検証を提案し、なっているが、近年の量子技術の発展を契機に、重力が量子

量子重力による相互作用と電磁気相互作用による観測系へ

力学に従うかを量子もつれにより検証する模型が提案されの影響を区別する方法を提示した。

てきた。量子もつれは非局所的な量子操作によってのみ生

本発表では、筆者らの提案した波動関数の非ガウス性が成される量子力学特有の相関であり、重力による量子もつ

生み出される理論的側面と、波動関数の非ガウス性の検証

れの生成は重力が量子力学に従うことを意味する。

の指標となる量などの実験的側面についてレビューを行う。

量子もつれを用いた検証模型の一つとして光学振動子系[2,3] が提案されている。この模型では光子と相互作用する

1. Richard Howl, Vlatko Vedral, Devang Naik, Marios

2 つの鏡を重ね合わせ状態にし、重力相互作用させる。先行

Christodoulou, Carlo Rovelli, and Aditya Iyer, jour-

研究では鏡を介して光子間に生成される量子もつれが議論

nal1, PRX QUANTUM 2, 010325 (2021)

されているが、鏡間に生成される量子もつれは評価されてなっている。ガウス状態の量子もつれについては評価法が

重宇 17
回転ブラックホール周辺のアクシオン電磁気学
砂川 浩諒 (神戸大学大学院理学研究科物理学専攻

確立しているが、非ガウス状態に対する評価法はいくつか

M1)

いない。これは鏡の状態を導出すると、波動関数がガウス型の状態 (ガウス状態) になっていないことが 1 つの要因と提案されているが、一般的な評価は難しい。

中心にカー・ブラックホール (Kerr BH) をもつと考えら

私たちは非ガウス状態を特徴づけるキュムラントに着目れる活動銀河核 (AGN) から毎秒 1044−47 erg のエネルギー

し、量子もつれの評価法を構築した。本講演では、この評価が放出される仕組みはまだ謎である。だがこの仕組みを説

法により鏡間に生成される量子もつれを評価し、非ガウス

明するための候補モデルとして、Blandford & Znajek 機構

性とキュムラントの関係について議論する。また、この評(BZ 機構) というものがある [1]。BZ 機構とは、Kerr BH

価法で検出可能な量子もつれについても議論する。

のエルゴ領域から磁場のエネルギーが取り出されることを

1. R. Penrose, Gen. Rel. Grav. 28, 581 (1996)

予言する理論である。このことを説明するためには、BH 周

2. A. A. Balushi et al., Phys. Rev. A 98, 043811 (2018)

辺に存在するプラズマの慣性が電磁場のエネルギーに比べて無視できる仮定 (force-free 条件) を用いる。この条件の下で考える電磁気学を FFE(force-free electrodynamics) と3. A. Matsumura and K. Yamamoto, Phys. Rev. D

いう [2]。つまり、上述の BZ 機構は FFE と一般相対論の102, 106021 (2020)

みから導かれる理論である。

重宇 16
非ガウス性による重力の量子性の検証
前田 新也 (名古屋大学理学研究科重力・素粒子的宇宙論研究室 修士２年)

我々は 銀河中心の回転ブラックホール周辺にアクシオン
ダークマターが存在する可能性があることを踏まえて、アクシオンと電磁場の結合が BZ 機構に影響を与える可能性を考えた。その結果、アクシオンと電磁場はそれぞれ独立に解けることが分かった。つまり、アクシオンと電磁場の重力のミクロスケールにおける振る舞いを説明する理論

相互作用を考慮すると、force-free 条件の下で電磁場を支配

は量子重力理論と呼ばれており、その実験による検証の困する方程式は、FFE を支配する方程式と全く同じものにな難さから、未だ確定した理論は存在しているとは言えない。

るということである。したがって、アクシオンと電磁場の近年、非相対論、弱重力極限での重力の量子性を記述する理7

諏訪

相互作用を考慮すると、従来から知られている BZ 機構に帰着することが結論づけられる。これは驚くべき結果であり、みづき (近畿大学

M1)

2019 年 4 月 10 日に EHT 国際共同研究グループが楕円

アクシオンと電磁場の相互作用と BH の関係は、将来的に

銀河 M87 の中心にある巨大ブラックホールの撮影に成功

様々な観点から探求しがいのある開拓分野であると考えらしたと発表した。その結果は、ブラックホール時空におけれる。本発表では、この結果を微分形式を用いて最小作用

る光の振る舞いについて一般相対性理論が予言する通りでの原理から導出する。

あった。ブラックホール時空を記述する上で最も簡単な解は、Schwarzschild 時空である。Schwarzschild 時空は、十1. Blandford R. D., Znajek R. L., MNRAS, 179, 433,

分遠方では Minkowski 時空になる漸近平坦時空である。し1977

かし、我々の宇宙は、現在ダークエネルギーにより加速膨

2. Gralla S. E., Jacobson T., MNRAS, 445, 2500-2534,

張しており、初期にはインフレーションという加速膨張を2014

経験している。こうした加速膨張宇宙は漸近平坦ではなく、sde Sitter（ドジッター）時空に漸近することが分かっている。そのため、宇宙論におけるブラックホールのダイナミ

重宇 18
膨張宇宙における Black Hole Shadow
松田 大輝（名古屋大学 重力・素粒子的宇宙論
研究室（QG 研）M1）

クスを理解する上では、背景時空がインフレーションを表すような漸近的 de Sitter 時空上のブラックホールが重要である。そこで、本発表では、スカラー場のポテンシャルがゆっくり進化する slow-roll インフレーション宇宙論におけ2019 年、the Event Horizon Telescope によりおとめ座

るブラックホールについて考察する。そのようなブラック

銀河団の楕円銀河Ｍ 87 の中心に位置する super-massive

ホールは、宇宙定数が時間とともにゆっくり進化する quasi-

black hole の姿を画像で捉えることに成功した。画像から

Schwarzschild-de Sitter 時空によって記述できる。本発表

black hole を囲む明るいリング構造とその中心にある暗いでは、初めに静的 Schwarzschild-de Sitter 時空の基本を説

領域が存在することが分かる。この暗い領域は black hole

明する。その後、Gregory-Kastor-Traschen の研究 [1] にしshadow と呼ばれている。この shadow の大きさや輪郭によたがって、Schwarzschild-de Sitter での slow-roll するスカ

り black hole のパラメータを決定することが出来る。

ラー場の波動方程式を分析して、ポテンシャルが時間座標

今回レビューする [1] では、宇宙論的距離にある black

T のみに依存する新しい座標を導入する。そして、slow-rollhole に対する black hole shadow の見た目の大きさについ

インフレーション宇宙論における動的ブラックホールを記て解析したものである。膨張宇宙での shadow の大きさを述する、スカラー場を用いた Einstein 方程式の解析摂動解

計算する手法は厳密解である Schwarzschild-deSitter の場を示す。

合以外に知られていない。そのため [1] では新たな計算手法

1. R.Gregory, D.Kastor, J.Traschen, Classical andとして、angular size redshift relation を用いて近似的に一Quantum Gravity 35, 155008, (2018)

般的な場合での shadow のサイズを求める方法を提案した。
この計算から shadow の angular size は black hole redshift

なり得ることがわかった。また最後に、このような shadow

重宇 20
大気チェレンコフ望遠鏡を用いた原始ブラック
ホールの探索
金森 翔太郎 (東京大学 理学系研究科物理学専攻の観測の可能性について議論する。

M1)に依存した関数として得られる。結果として、大きな宇宙論的距離にある black hole の shadow のサイズが、我々の住む銀河の中心にある black hole の shadow に近いサイズに

現代宇宙論の興味深いテーマの一つに原始ブラックホー

1. Gennady S. Bisnovatyi-Kogan and Oleg Yu. Tsupko,

ル (Primordial Black Hole, PBH) がある。PBH とは、イ

Phys. Rev. D 98,084020(2018)
J. Lett.

ンフレーションの時に生じた密度揺らぎが、重力崩壊して形

doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7

成すると考えられているブラックホールである。PBH は、

2. Event Horizon Telescope, Astrophys.
875,

L1

(2019)

現在観測されている大質量ブラックホールの起源を自然に[arXiv:1906.11238 [astro-ph.GA]].

説明できるだけでなく、ダークマターの正体である可能性もあることから注目されている。

重宇 19
インフレーション宇宙論におけるブラックホールのダイナミクスPBH を探索する方法の一つとして、ブラックホールが起こすとされているホーキング放射によるガンマ線を観測す

8

る方法がある。ブラックホールによるホーキング放射は、時

本発表では、まず文献 [1] に基づいて、原始ブラックホール

間と共に放出する光子のエネルギーが上昇する。特にガンの質量と abundance の制限がどのように行われているかを

マ線領域は、エネルギーの増加の様子が顕著であることか

概観し、また、宇宙の初期揺らぎに基づいてどのようにしてら、エネルギーが上昇してゆくガンマ線を検出することで原始ブラックホールが作られるかを議論する。

PBH を検出することが考えられてきた。この方法によるその上で、そのような初期揺らぎを作るインフレーション

PBH の探索はこれまで、100 TeV 付近のエネルギーに最高のシナリオとして現在考えられているものを紹介する。[2]感度を持つ水チェレンコフ検出器の HAWC[1]、1 GeV 付

では、インフラトン場のポテンシャルの関数に inﬂection

近のエネルギーに最高感度を持つガンマ線天文衛星 Fermi -point と呼ばれる特徴的な領域を作ることによって、波長LAT[2] などを用いて行われてきたが、検出には至っていの小さな初期揺らぎを作ることができる。また、[3] では、ない。

インフレーションが起きる段階を２つに分けることにより、

そこで、本発表では HAWC や Fermi -LAT などと異なる

CMB で観測される波長領域の密度揺らぎと原始ブラック

1 TeV 付近のエネルギーに最高感度を持つ大気チェレンコ

ホールを生成する密度揺らぎの両方を説明できるシナリオ

フ望遠鏡の MAGIC と H.E.S.S. を用いて、PBH の探索をになっている。[1] [2] [3]

行った文献 [3][4] のレビューを行う。また、次世代大気チェ

1. Misao Sasaki, Teruaki Suyama, Takahiro Tanaka,

レンコフ望遠鏡である CTA が現在建設中である。CTA はand Shuichiro Yokoyama(2018), arXiv: 1801.05235

従来の大気チェレンコフ望遠鏡の 10 倍以上の感度を持つことから、PBH の探索が飛躍的に進むことが期待されている。

2. J. Garcia-Bellido and E. Ruiz Morales, Phys. Dark

そこで、私は CTA のデータを解析することによって、PBH

Univ. 18, 47(2017), 1705.04861の探索に貢献したいと考えている。本発表では MAGIC、

3. R. Saito, J. Yokoyama, and R. Nagata, 052(2008),

H.E.S.S. の結果だけでなく、CTA を用いた将来展望につい0804.3470ても議論する。

1. A. Albert et al.

重宇 22
曲率ピークの形状が原始ブラックホール形成においてサイズに及ぼす影響
上原 晃一朗（名古屋大学 重力・素粒子的宇宙論研究室（QG 研）M1）

Constraining the Local Burst

Rate Density of Primordial Black Holes with
HAWC(2020), JCAP, 2020, 26
2. M. Ackermann et al. Search for Gamma-Ray Emission from Local Primordial Black Holes with theF ermi Large Area Telescope, The Astrophysical

本発表では論文 [1,2] をレビューする。原始ブラックホー

Journal(2018), 857,49

ル（Pri-mordial Black Hole, PBH）は初期宇宙において形

3. Miquel Cassanyes, Master thesis (2015), Universitat

成されるブラックホールの総称で、典型的にはインフレー

Autonoma de Barcelona

ションの際に生じた密度ゆらぎの初期分布において、稀な高4. T.Tavernier et al, proceeding (2019) 36th ICRC 2019

い非線形ピークによって PBH 生成が起こるとされる。これらは暗黒物質候補の一つとされ、暗黒物質が PBH の形である程度の割合で存在するシナリオが考えられている。

重宇 21
原始ブラックホールを生成するインフレーション
笠井 健太郎 (東京大学 理学系研究科物理学専攻

密度ゆらぎの重力崩壊に起因する PBH 形成の数値計算
は以前からなされており、そこで得られるブラックホール
形成に必要な初期振幅の閾値や形成されるブラックホール

M1)

質量は、理論モデルから PBH 量の見積もりを行う上で欠か

本発表では、原始ブラックホールについて扱う。原始ブ

せない要素となっている。これまでに PBH 形成の閾値付ラックホールは未だ正体のわかっていない暗黒物質の有力

近では PBH の質量が自己相似スケーリング則に従うことな候補の一つであり、その質量によっては、全ての暗黒物質が示されているが、apparent horizon 形成時の PBH のサを説明できる可能性が残されている。原始ブラックホール

イズと質量降着の影響について複数の初期プロファイルをを生成するには、波長が小さく振幅の大きな宇宙の初期密用いた系統的な数値解析は行われていなかった。

度揺らぎが必要である。そのような揺らぎを作る有力で自論文 [1] では PBH 形成の閾値が主に compaction func-

然なメカニズムとして、インフレーションの機構が考えら

tion（所与の体積内での質量超過を表す）のピーク付近の形れる。

状と状態方程式に依存することが示され、宇宙論的に十分9精度の良い解析的な公式の構築がなされた。これらに加え、
始質量や終質量に対する曲率プロファイルの形状や閾値に村田 知瞭 (立教大学 理学研究科物理学専攻 M2)
インフレーションとは、ビッグバンの前にあったとされ対する依存性、質量降着の推定などについて PBH 形成をる急激な加速膨張のことである。この機構により、宇宙が数値的に計算することで調べたのが [2] である。これらの初一様等方かつ平坦という状況を自然に作り出すことができ、期曲率ゆらぎは主に球対称性を仮定して解析されているが、今後の発展として非球対称での摂動からなる PBH 形成に

標準ビッグバン理論の初期条件に関する問題を解決することができる。その一方で、インフレーション自体の初期条おける数値計算などで調べることも期待される。本発表で件に関する問題はあまり研究されていない。特にベクトル

は主に PBH 形成の数値計算の初期条件と計算手法、閾値や場を含むモデルでは、インフレーション前の非等方性が残apparent horizon の条件、並びに降着プロセスの解析につり続けてしまう可能性が指摘されている [1]。つまり、ベク

いて紹介する。

トル場を含むインフレーションモデルは初期条件に対して非自明な依存性を持っている可能性があり、十分に調査す

1. A. Escrivà, C. Germani, and R. K. Sheth, JCAP 01,

る必要がある。

(2021) 030

今回はベクトル場を含むモデルの中でも、原始重力波の予2. A. Escrivà and A. E. Romano, JCAP 05, (2021) 066

言に特徴が見られることで注目される axion-SU(2) モデルを考える。このモデルの初期条件に関する研究として、非

重宇 23

等方性に対する振る舞いが既に調べられている [2]。その結Cosmic No-hair Conjecture and Inﬂation with anSU(3) Gauge Field
Pengyuan Gao (Kobe University D3)

果として、Bianchi type-I 計量の下では、全ての非等方な初期条件に対して短時間で等方化されることが分かった。
この結果を発展させる方向として、他の Bianchi type 計
量における振る舞いを調べることが挙げられる。本講演でWe study inﬂationary universes with an SU(3) gauge

は Bianchi type-IX 計量における axion-SU(2) モデルの振

ﬁeld coupled to an inﬂaton through a gauge kinetic func-

る舞いを議論する。Bianchi type-IX 計量は一様等方時空

tion. Although the SU(3) gauge ﬁeld grows at the initialにおいて正の空間曲率を持った場合 (閉じた宇宙) に相当すstage of inﬂation due to the interaction with the inﬂaton,

る。閉じた宇宙において、単一スカラー場モデルではイン

nonlinear self-couplings in the kinetic term of the gauge

フレーションが起こりにくくなり、短時間で宇宙が潰れて

ﬁeld become signiﬁcant and cause nontrivial dynamics af-

しまう可能性がある。しかし、axion-SU(2) モデルではこの

ter suﬃcient growth. We investigate the evolution of the

結果と異なり、閉じた宇宙において潰れにくくなるというSU(3) gauge ﬁeld numerically and reveal attractor solu-

性質があることが分かった。本講演ではこの理由について

tions in the Bianchi type I spacetime. In general cases

詳しく議論する。

where all the components of the SU(3) gauge ﬁeld have
1. M. Watanabe, S. Kanno and J. Soda, Phys. Rev.

the same magnitude initially, they all tend to decay even-

Lett. 102, 191302 (2009)tually because of the nonlinear self-couplings. Therefore,

2. I. Wolfson, A. Maleknejad, T. Murata, E. Komatsu

the cosmic no-hair conjecture generically holds in a math-and T. Kobayashi, [arXiv:2105.06259 [gr-qc]].

ematical sense. Practically, however, the anisotropy canbe generated transiently in the early universe, even for an
isotropic initial condition. Moreover, we ﬁnd particular

重宇 25

cases for which several components of the SU(3) gauge

ultra-light axion-like particle の oscillon による21cm 異方性の効果
宮崎一慶（東京大学修士 2 年）

ﬁeld survive against the nonlinear self-couplings. It occurs due to ﬂat directions in the potential of a gauge
ﬁeld for Lie groups whose rank is higher than one. Thus,

Ultra-light Axion-like particle （ULAP）は、その質量

an SU(2) gauge ﬁeld has a specialty among general non-が m ∼ 10−20 eV の領域では、ΛCDM における small scale

Abelian gauge ﬁelds.

crisis を解決しうる粒子として、近年注目を浴びている [1]。
ULAP は、ポテンシャルの羃が 2 乗よりも緩やかであれ

重宇 24
閉じた宇宙における axion-SU(2) モデル

ば、oscillon(I-ball) と呼ばれる局所的なオブジェクトを作ることが知られている [2]。この oscillon は、断熱不変量の近似的な保存から、生成されてから赤方偏移が z ∼ 10 程

10

度まで存在し続けることが可能であり、ゆらぎを増幅するて他の吸収線源モデル (銀河間物質, ミニハロー) に対してことによって構造形成に影響を与える。oscillon の power

も吸収の強さを計算し, さらに SKA の感度を考慮すること

specturm を用いて、minihalo がどの程度生成されるかをで, 吸収線源の識別可能性についても議論する.

計算できる [3]。この minihalo は中性水素からできている

1. Robertson B. E., et al., 2013, ApJ, 768, 71.

と考えられているので、背景光 (CMB) が通ることによって、超微細構造に由来する 21cm 線のゆらぎが生成される。
本研究では、oscillon が存在することよって、21cm 線のシ

doi:10.1088/0004-637X/768/1/71

重宇 27
ガウス過程回帰をもちいた前景放射除去
伊東 拓実 (熊本大学 M1)

グナルへどのような影響を与えるかを調べ、それらの観測可能性について調べた。

1. L. Hui, J. P. Ostriker, S. Tremaine and E. Witten,

宇宙で最初の天体が誕生した後、天体が発する紫外線に

Phys. Rev. D 95 (2017) 043541

よって宇宙全体にある中性水素ガスが電離される時期を

2. M. A. Amin, R. Easther and H. Finkel, JCAP 12

宇宙再電離期と呼ぶ。宇宙再電離期の 21cm 線の検出は当(2010) 001

時の中性水素および電離源の分布や性質の解明につながる

3. M.Kawasaki, W. Nakano, H.Nakatsuka, and E.

ことから、初代星や宇宙初期における銀河やブラックホー

Sonomoto 2010.09311

ル、銀河間物質などの研究において非常に重要である。しかしながら再電離期からのシグナルは銀河系のシンクロト

重宇 26

ロン放射など、21cm 線自身より 3 桁以上も明るい前景放21 cm forest による暗い銀河の検出可能性
中島 光一朗 (名古屋大学 理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻 宇宙論研究室 修士１年)

射の中に埋もれており、シグナル検出のためにはこの前景を回避するか正確に除去する必要がある。

前景の回避および除去については様々な研究が行われている。[1] の論文

宇宙の構造形成初期の天体から放射される電離光子は, 宇

においてはガウス過程回帰 (Gaussian Process Regression,

宙の中性ガスを電離し, 再電離期を引き起こした. 数々の観

以下 GPR) を LOw Frequency ARray(LOFAR) のシミュ

測やシミュレーションにより, 再電離期は赤方偏移 z ∼ 20

レーションデータに適用することで効果的に前景が除去でで始まり z ∼ 6 で終わると示唆されているが, 完全な理解にきることを示している。今回は [1] の論文で紹介されているは至っていない. 再電離期解明への大きな課題として, 電離

GPR のプログラムを Murchison Wideﬁeld Array(MWA)

光子源の特定がある. 銀河は z > 6 でもなお多く観測されてのデータ用に最適化し、実際に前景除去をおこなってみた

おり, 主要な電離光子源として考えられている. しかしながため、その結果を報告する。

ら, 現在観測されている銀河のみでは電離を維持できない可

1. Mertens F. G., Ghosh A., Koopmans L. V. E., MN-

能性が示唆されている [1]. もし銀河が主要な電離光子源な

RAS, 478, 3640, 2018

らば, まだ観測されていない暗い銀河の存在が期待される.
本研究では, 21cm forest による暗い銀河の検出可能性を

重宇 28
銀河形成シミュレーションを用いた銀河の特異速度の推定法の開発
阿部 祐大 (弘前大学 理工学研究科 M2)

探ることを目的とする. 21cm 線は, 中性水素の超微細構造に由来する電磁波である. クエーサー等の明るい背景光源と我々の間に中性水素ガスがあると, スペクトルに 21cm 線の吸収線が刻まれる. 赤方偏移を考えると, 観測スペクトルには異なる周波数に吸収線が刻まれていく. 吸収線が連続的に2017 年の連星中性子星合体からの重力波検出により、銀刻まれた観測スペクトルは, 全体として森のように見えるこ河までの距離が精度良く測定された事でハッブル定数が約とから 21cm forest と呼ばれる. これは Square Kilometre

15 ％の精度で決定された [1]。しかし、銀河の後退速度に関Array(SKA) などの大規模電波干渉計による将来観測によしては宇宙膨張に起因する成分であるハッブル流と個々のり, 高赤方偏移クエーサーを用いて観測される見込みであ銀河の特異運動に起因する特異速度が合わさったものである. 暗い銀河中の中性水素ガスも例外ではなく, 吸収線をるため、特異速度の不定性が残っている。

刻むはずである. 暗い銀河による吸収線の特徴がわかれば,そのため、より精度よくハッブル定数を求めるには、銀河

こういった観測で暗い銀河が検出されることが期待できる.

の特異速度の正確な推定が必要になる。本研究では最新の本講演では, 暗い銀河の中性水素ガスをモデル化し, 21cm

銀河形成シミュレーション (IllustrisTNG[2]) を用いて、銀

forest による暗い銀河の検出可能性について議論する. 併せ

河の空間分布から特異速度による不定性を除去する手法の11

開発を行なっている。TNG シミュレーションの銀河カタロ

power spectra. Power spectra can be calculated for any

グは公開されており、一辺が 205h−1 Mpc の立方体内に約

parameters without additional simulations. Combining

二百万個の銀河が分布している。

these two tools with mock data, the authors perform the

銀河の特異速度の推定法としては線形摂動論 (ZA: thelikelihood analysis to evaluate baryonic eﬀects on cosmo-

Zel’dovich approximation) と 2 次の摂動論 (2LPT: 2ndlogical constraints. Especially, I focus on the interestingorder Lagrangian perturbation theory) を用いる [3]。ZA

methodology and introduce the result for the Massiveによると速度場と密度場はフーリエ空間を介して比例関係

neutrino LambdaCDM model. We show how cosmologi-にある。また、2LPT は ZA に対して重力の潮汐効果によcal constants are constrained when we use the baryoniﬁ-

る補正を行なった 2 次の解である。

cation method.

ここで推定した特異速度で補正を行う事により、TNG の

1. Aurel Schneider, Alexandre Refregier, Nicola Stoira,

銀河カタログにおいてフィールド銀河に関しては速度の標Mischa Knabenhans, Sebastian Grandis, Dominique

準偏差を実空間では約 45%、赤方偏移空間では約 37% 減ら

Eckert, Joachim Stadel, and Romain Teyssier. 2019,

すことに成功した。

arXiv e-prints, p. arXiv:1910.08494

1. LIGO Scientiﬁc Collaboration,et al , Nature, 551, 85-

重宇 30
CMB スペクトルの黒体からのズレの詳細測定で拓く初期宇宙探査室越 琳生 (東北大学理学研究科天文学専攻 M1)

87, 2017
2. Nelson D., et al ,Computational Astrophysics andCosmology, 6,2,2019
3. Scoccimarro, MNRAS, 299, 1097-1118, 1998

1965 年のペンジアスとウィルソンによる宇宙マイクロ波

重宇 29

背景放射 (Cosmic Microwave Background, CMB) の発見

a new approach to model baryonic eﬀects on
future cosmological surveys : the baryoniﬁcation
methodSeongWhan Yoon (Nagoya University M1)

以降、CMB は初期宇宙の理解において重要な役割を果たしてきた。現在はインフレーションの証拠である、原始重力波起源の CMB 偏光 B モード観測を目指した研究が盛んに行われているが、本発表では次世代の CMB 研究の主要な分野となるであろう、CMB スペクトルの黒体放射からのずFor decades, cosmologists have uncovered evolution
and formation of large scale structure of the Universe.

れについて議論を行う。

On the other hand, for the small scale structure, due to1989 年 に 打 ち 上 げ ら れ た COBE(COsmic Backgroundcomplicated baryonic physics our understanding is under

Explorer) の FIRAS(Far InfraRed Absolute Spectropho-

developed. considering that data from the small scale

tometer) によって、CMB は温度 2.725K の黒体放射であ

structure allows us to break degeneracy of cosmologicalり、黒体からのずれは 10 万分の 1 以下であることが示されmodels and parameters, understanding baryonic physics

た。ビッグバン直後、光子とバリオンは頻繁に相互作用を

will be crucial for future survey projects. For this goal,

しており熱平衡状態にあった。しかし、赤方偏移 z が 100

likelihood analysis with simulations to study potential

万を切ると宇宙膨張によって相互作用の頻度が下がり、黒baryonic eﬀects on future survey projects like Erosita and体からのずれが生じると考えられている。これは CMB のEuclid[1] may be a good choice. To approach the physics

スペクトルに黒体放射からの歪みが生じることを示唆する。

in this scale, a unique technique is developed, thebary-

この歪みを検出するために PIXIE や PRISM といったミッ

oniﬁcation method . In this method, the matter proﬁleションが計画されており、観測されればインフレーション

is modeled by displacement of particles in N-body simu-

やΛ CDM などの宇宙論モデルの理解に大きな貢献をする

lations through parametrization to account for baryonic

ことが期待される [1]。本発表では、CMB スペクトルの歪

eﬀects of stars and gas, instead of running full hydro-

みがどのような物理機構で刻印されるか、また、どのようにdynamical simulations. this approach allows us to deal

初期宇宙に関する情報をもたらすのかについてレビューすwith baryonic uncertainty and high computational cost.

る [2][3]。

Also, an emulator is constructed. Based on the relation

私は、現在 CMB shadow と名付けられた CMB モノポール

between limited known exact results and corresponding

成分の星間塵による吸収で刻印される偏光シグナルが CMB

parameters, the authors ﬁnd a function of parameters for

偏光観測データに持ち込む系統誤差の評価とその除去の手

12

法について研究を進めている [4]。最新の研究により CMB

and Shinji Tsujikawa. Physical Review. D 103, no.

shadow が CMB スペクトルの歪みの観測データにも無視で4 (2021).

きない系統誤差を持ち込むことが示された [5]。私は、CMB

shadow を足掛かりに CMB スペクトルの歪みの研究分野の重宇 32

開拓に足を踏み入れたいと考えている。

Fuzzy Dark Matter (FDM) ハローモデルの構築とFDM の質量制限
河合 宏紀 (東京大学理学系研究科物理学専攻 M2)

1. Chluba, J., Abitbol, M.H., Aghanim, N. et al., Exp
Astron, (2021)

宇宙の全物質のうち約 8 割を占めるダークマターの正体

2. Hiroyuki Tashiro, PTEP, (2014)
3. Rishi Khatri, Rashid A. Sunyaev, JCAP, (2012)は未だ解明されていない。標準宇宙モデルでは Cold Dark

4. Nashimoto et al., ApJL, (2020)

Matter (CDM) と仮定しており、大規模構造は非常によく

5. Ioana A. Zelko1, Douglas P. Finkbeiner, ApJ, (2020)再現できる [1] が、銀河やハローの小スケールに注目すると、観測結果と矛盾する [2]。この小スケール問題を解決するダークマターモデルとして Fuzzy Dark Matter (FDM)

重宇 31

モデルが近年注目されている。FDM は質量が 10−22 eV 程

Cosmic Birefringence による Axion-Like Particle

度の仮想的なスカラー粒子で、その具体的素粒子モデルはの探査と制限筧 嵩文 (京都大学 理学研究科物理学・宇宙物理学専攻 M1)

Axion-like Particle (ALP) である。
FDM は、O(1) kpc のドブロイ波長より大きなスケー
ルでは CDM と同様な振る舞いをする一方で、それより小さいスケールでは波動性が支配的となり CDM の場合とはアクシオン的粒子 (Axion-Like Particle、以下 ALP) と異なった構造となる。FDM シミュレーションによると、

は、宇宙に偏在すると考えられる軽いスカラー場のことを指し、ダークマターやダークエネルギーの有力候補である。

ALP の性質の制限は宇宙論における重要な課題の一つとFDM ハロー内にはドブロイ波長程度の大きさの多数の粒状構造ができることが分かっている [3]。この粒状構造による密度揺らぎに注目し観測結果と比較することは、FDM モデなっている。ALP は電磁場と Chern-Simons 項によりカッルの妥当性を調べる一つの手立てとなる。

プリングして、電磁場の偏光角を回転させる。特に、宇宙本研究では、まずこの粒状構造を考慮した FDM ハロー

マイクロ波背景放射 (CMB) の偏向角の ALP による回転はモデルを構築した。ここでダークマター成分は、ドブロイ

Cosmic Birefringence(以下 CB) として知られている。CB

波長の大きさの粒状構造の中に存在するとし、その空間平

偏向角の観測は、ALP 探査の手法の一つである。

均密度は NFW プロファイルに従うとした。一方バリオン

本発表では、CB を用いた ALP と電磁場の結合定数 g と成分は、ダークマター成分とは独立に与え、Hernquist プロ

ALP 質量について論じた文献 [1] を主に紹介する。[1] でファイルに従うとした。この FDM ハローモデルを用いて、は、CMB 光子の最終散乱面 (LSS) と観測地点の ALP 場の振幅を計算することで、理論的な CB 偏向角を求めている。
その結果から、現在及び将来の CMB 観測の g に対する感2 次元射影密度場のパワースペクトルを計算し、FDM 質量
等のパラメータ依存性を調べた。さらに現在および将来の重力レンズ効果の観測から得られるパワースペクトル [4, 5]度曲線を評価している。CB 偏向角には等方な成分だけでな
く、LSS での ALP ゆらぎのために、非等方の成分もある。
これらを組み合わせることで、ALP 質量について制限を与と比較することで FDM 質量に制限を設けた。
本講演では、小スケール問題と FDM モデルについて短く述べた後に、本研究結果を紹介する。

えることができる。
また、文献 [2] において、CB の観測が報告されており、ALP への制限が現実のものとなりつつある。発表ではこの

1. V. Springel, 2005, MNRAS, 364, 1105-1134
2. J. S. Bullock and M. Boylan-Kolchin, 2017, ARAA,

ような最近の観測成果を踏まえた文献 [3] などについても触55, 343-387

れる予定である。

3. H. Schive, T. Chiueh and T. Broadhurst, 2014, Nature Physics, 10, 496-499

1. Tomohiro Fujita, Yuto Minami, Kai Murai, Hiro-

4. D. Bayer et al., 2018, arXiv:1803.05952v1

masa Nakatsuka, arXiv:2008.02473(2021)

5. Y. Hezaveh, N. Dalal, G. Holder, T. Kisner, M.

2. Minami, Yuto and Eiichiro Komatsu, Physical Re-

Kuhlen and L. P. Levasseur, 2016, JCAP, 11(2016),

view Letters 125, no. 22 (2020): 221301-221301.

048

3. Fujita, Tomohiro, Kai Murai, Hiromasa Nakatsuka,13景放射の観測から H0 が推測されている。後者は Ia 型超新重宇 33星などを使った距離はしごの観測から H0 が測定されておEarly Dark Energy による Hubble Tension の解決
林 慎太郎 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研）M1)り、二つの値のズレは 4.4σ になる [1]。宇宙論的立場からのハッブルテンション解消へのアプローチとしては、ダー
クエネルギーの状態方程式やダイナミクス、また暗黒物質

標準宇宙論モデル（ΛCDM モデル）は、“Hubble Tension”のモデルの修正などが提案されている。本講演では、暗黒という問題が指摘されている。これは現在の宇宙膨張率を物質の二体崩壊がハッブルパラメーターへ与える影響につ表すハッブル定数、H0 の観測による見積もりが、モデルにいての論文 [2] をレビューする。暗黒物質から質量ゼロの粒依存しないものは高い H0 を、モデルに依存するものは低子と質量のある重い粒子が生成される場合、特に生成されい H0 を示しているという問題である。また、バリオン音響

た重い粒子が温かい暗黒物質であれば、ハッブルテンショ

振動の観測は、標準モデルにおける CMB 最終散乱面でのンを緩和することができる。

音響ホライズン rs∗ の見積もりが大きすぎることが Hubble

Tension と関係していることを示唆している。そのため、Hubble Tension を解決するモデルは、rs∗ を標準モデルより小さくするような、新しい物理を要請すると考えられる。

[1]

1. A. G. Riess, S. Casertano, W. Yuan, L. M. Macri,and D. Scolnic, Astrophys. J., 876, 85, 2019
2. K. Vattis, S. M. Koushiappas, and A. Loeb, Phys.
Rev. D, 99, 121302, 2019

その一つとして提案されているのが Early Dark Energy（EDE）である。EDE は再結合前のエネルギー密度を増やすことで、標準モデルよりも rs∗ を小さくし、H0 を大きくする。
本発表では従来の EDE モデル [2] による Hubble Tension
解決に対する問題点と改善策を議論する。それを踏まえ、

EDE がどのくらいの時期に、どのくらいの量存在するのが

重宇 35
観測的効果を考慮したコズミックシアバイスペク
トルの測定手法
谷口 貴紀 (東京大学理学系研究科物理学専攻 修
士 2 年)

Hubble Tension を解決するために最も有効であるか調べた

宇宙の大規模構造の弱重力レンズ効果による遠方銀河像

結果を紹介し、[2] とは異なる EDE モデルとして、再結合前の系統的な歪み (コズミックシア) は、暗黒物質を含むあらに短寿命の偽真空崩壊を連続して起こすという Chain EDE

ゆる質量に対して感度を持つため、宇宙論研究における強モデル [3] に関するレヴューを行うとともに、このモデルに力な観測対象の１つである。先行研究では、コズミックシ

よる Hubble Tension 解決の可能性について議論する。

アの 2 点相関関数やパワースペクトルの測定を通した宇宙論パラメータの制限がなされてきた [1][2]。現在の宇宙の大

1. L. Knox and M. Millea, Phys. Rev. D 101, 043533

規模構造は非線型な重力効果を受けて形成されたため、コ(2020)

ズミックシアの揺らぎは非ガウス分布となっており、3 点相2. T. L. Smith, V. Poulin, M. A. Amin, Phys. Rev. D

関関数やバイスペクトルといったより高次の統計量にも宇101, 063523 (2020)

宙論的情報が含まれている。したがって、従来の統計量に3. Katherine Freese and Martin Wolfgang Winkler,

加えて高次統計量を測定することで、より精密な宇宙論パ(2021), arXiv:2102.13655 [astro-ph.CO]

ラメータの制限が可能になると考えられている [3]。
パワースペクトルやバイスペクトルを測定する際にはコズ

重宇 34
後期宇宙での暗黒物質崩壊によるハッブルテン
ションの緩和井上 直樹 (富山大学 理工学教育部物理学専攻 M
１)

ミックシアをフーリエ変換する必要があるが、実際の観測領域は整った形状をしておらず明るい天体によるマスクも存在するため、その変換は非自明なものとなる。本発表では、そのような観測的効果を考慮し、観測されたコズミック
シアバイスペクトルと理論テンプレートを比較する手法に宇宙論パラメータの一つであるハッブル定数 H0 は現在

ついて取り扱う。

の宇宙の膨張率をあらわすが、初期宇宙の観測からの推定値

1. T. Hamana et al., PASJ, 72, 16,2020.

と局所宇宙の直接的な測定値の間に違いが生じており、こ2. C. Hikage et al., PASJ, 71, 43, 2019の問題をハッブルテンションと呼ぶ。前者では宇宙論の標

3. I. Kayo, M. Takada, B. Jain, MNRAS, 429, 344-371,

準モデルである ΛCDM モデルを仮定し、宇宙マイクロ波背

2013
14

を動機として、暗黒エネルギーが超ホライズン大スケール

重宇 36の非一様等方性を持つ宇宙模型の研究が行われている (Nanseparate universe simulation を用いた長波長密度
揺らぎへの応答の測定
寺澤 凌 (東京大学大学院
１年)

理学系研究科

Yamamoto 2021)。この模型では、現在のホライズンスケー
ルより十分大きなスケールで 暗黒エネルギー密度が O(1)修士の非一様性を持つランダムスカラー場のポテンシャルエネ
ルギーが、加速膨張を説明する模型である。この模型は、一後期宇宙の宇宙構造形成では、重力の非線形性により、異般に大スケールで非一様性を持ち、宇宙原理を破る模型でなる波長の密度揺らぎは互いに影響を与え合う (モードカッあるが、スカラー場の非一様性のスケールは、現在のホライプリング)。 実際の観測領域や数値宇宙論シミュレーション

ズンスケールより十分大きいため観測からの制限を回避での体積は有限だが、この有限体積を超える超長波長の密度きる可能性がある。本発表では、この理論模型における暗揺らぎ (super-survey mode) は、有限体積内の密度揺らぎ

黒エネルギーと物質密度の非一様性の進化を摂動論によりに影響を与える。この超長波長モードとのモードカップリ

調べた結果について述べる。次に、暗黒エネルギーの非一ングによる共分散を Super sample covariance (SSC) とい様性が、大規模構造の形成に与える影響について解析を行う。超長波長モードは直接測定できない量であるが、近年のなった結果を報告する。

研究の指摘により SSC の重要性が認識され、SSC の効果を

1. [1]H. K. Eriksen, A. J. Banday, K. M. Gorski, F. K.

考慮した物理解析が通例になっている。超長波長モードのHansen, P. B. Lilje, Astrophys. J. 660, L81 (2007)

共分散への寄与を測定する手法として、separate universe

2. [2] K. Migkas, G. Schellenberger, T. H. Reiprich,simulation(以下 SU シミュレーション) という数値的手法

F. Pacaud,が開発された。この手法では超長波長モードの影響を背景

M. E. Ramos-Ceja,

L. Lovisari,

arXiv:2004.03305

宇宙の変化に取り入れることで、構造形成への影響を非線

3. [3] Y. Nan, K. Yamamoto, H. Aoki, S. Iso, and D.

形領域まで正しく評価できる。SU シミュレーションを用Yamauchi, Phys. Rev. D 99, 103512 (2019).

いると、物理量の超長波長モードへの応答を測定することができる。SSC はパワースペクトルの応答で記述できる。

Baldauf et al.(2016) では、SU シミュレーションを行ってSSC だけでなくハローの数密度の応答である、一次と二次

4. [4] C.P. Singh, Brazilian J. Phys. 41, 323 (2011)
5. [5] Y.Nan,K. Yamamoto (2021)

重宇 38のハローバイアスも測定した。また、ハロー数密度の密度

Dispersion Measure による宇宙論的距離の推定
中沢 准昭 (名古屋大学 M1)

揺らぎの分散に対する応答も測定した。発表者は、多数回の SU シミュレーションを行い、任意の宇宙論パラメータに対してパワースペクトルの応答を出力するエミュレータの宇宙論全般の議論において距離の指標について議論する

開発を進めている。本発表では Baldauf et al.(2016) のレ

ことは重要である。本講演では、宇宙論で用いる距離指標のビューを行う。発表者がシミュレーションで得た結果も併一つとして dispersion measure (DM) を取り上げる。天体

せて紹介する。

から放射された電波が自由電子と相互作用することによって、電波の周波数に依存した観測時間の遅延が生じることが

重宇 37
大スケール非一様性を持つ宇宙での構造形成について山下 晃毅 (九州大学 理学府物理学専攻 M2)

知られている。DM はこの観測量に比例する量として定義され、したがってこれは観測者と天体との間にある自由電子の存在量に比例する。これまで観測の分野において DMは距離の観測と併せることで、視線方向の電子の平均密度

標準宇宙模型では背景時空の空間的一様等方性 (宇宙原を推定するために用いられてきた。一方で宇宙論において理) を仮定しており、宇宙初期の CMB パワースペクトル等

DM は自由電子密度がよくモデルされる状況で電波の放射の様々な観測を概ね再現している。しかし一方で、CMB パ

源までの距離を推定する手法として使用できる。しかし大ワースペクトルの半球非対称性 (Eriksen et al) や、宇宙膨

きい赤方偏移において、DM を用いた距離の推定が有効で張率の方向依存性 (K.migkas et al.2020) 等、大スケールではなくなる。これは再電離時期よりも過去の領域には中性の一様等方性の破れを指摘する報告もある。Aoki らによっ

気体しか存在せず DM が再電離完了以前の高赤方偏移ではて提案された暗黒エネルギーの理論模型は、超曲率スケー

変化しなくなることに起因している。一方で、この性質から

ルのダイナミカルなスカラー場に基づいた暗黒エネルギー

再電離時期の推定に利用できる。本講演では、DM を使っ模型である (Aoki et al 2018, Nan, et al 2019)。この研究た赤方偏移の推定方法とその有効性を [1] を中心に議論す15

る。また、高赤方偏移での DM の振る舞いに着目して、再ズムによって、連星の軌道離心率や、連星の軌道平面と 3

電離時期の推定についても議論する予定である。DM に関体目の軌道平面のなす角度 (inclination) がある時間で振動してハローや天の川銀河からの寄与など様々考えられるが、的に変化する。この振動の時間を EKL 時間と呼ぶ。現在で今回は IGM からの寄与のみを考えていく。

は、様々な場合に EKL 時間が見積もられており、例えば、

Antognini, J. M. O は一般相対性理論を考慮しない場合に

1. Zhang et al, The Astrophysical Journal, Volume 906,

ついて、最低次の近似で EKL 時間は連星と 3 体目の質量比

7, 2020や三体目の軌道の離心率に依存していることを明らかにした ([1])。

重宇 39
ボソン星の動的発展
村上 由三 (大阪市立大学大学院理学研究科数物系
専攻 前期博士課程 1 年)

本研究では、最低次とその次の項まで取り入れ、さらに2.5 Post-Newtonian(PN) の効果、すなわち重力波の効果までとり入れた Secular コードと直接 N 体計算コードを用いて、3 体目の質量を変化させた場合に EKL 時間がどのよう本発表では、参考文献 [1] のレビューを行う。素粒子物理に変化するか調べた。そして Secular コードと直接 N 体計学による宇宙論への重要な示唆の 1 つに、ボソンが宇宙の算で結果を定量的に比較した。また、一般相対論的効果を形成に重要な役割を果たす、というものがある。多くの素粒考慮しない場合と、1PN まで入れた場合、2.5PN まで入れ子理論は、初期宇宙で弱い相互作用をするボソンが大量にた場合では EKL 時間がどのように異なるかを確かめた。

作られたと予測している。また、銀河形成や原始元素合成

本講演では、3 体目の質量を変化させた場合の EKL 時間の研究によると、ダークマターはバリオンよりも多く、ダーの変化について発表する。はじめに、3 つのコードの結果をクマターはボソン粒子で作られていると言われている。し

比較し、その精度を確かめた。また、2.5PN の効果まで取たがって、ボソンで出来た天体であるボソン星を研究するり入れた場合、Secular コードでも直接 N 体計算でも、3 体

ことは、宇宙物理、天文学において重要だといえる。

目の質量増加に伴って EKL 時間は短くなる場合があること

参考文献 [1] では、自己重力相互作用をする複素スカラー場がわかった。3 体目が連星に比べ軽い場合についても計算をとしてボソン星を考え、基底状態に摂動を加えたときの動行った。また、ブラックホール連星が合体する場合、合体付的な発展を数値計算によって調べている。主な結果は以下

近では EKL 時間が徐々に短くなっていることがわかった。

の 3 つである。

これに加え、講演では EKL 時間の連星と 3 体目の質量比や(1) 総質量 M と粒子数 N に有限の摂動を加えたとき、基底三体目の軌道の離心率への依存性についても議論する。

状態の形状は、安定な場合と不安定な場合に分かれ、その

1. Antognini, J. M. O., Monthly Notices of the Royal

転換点は、critical mass(M = 0.633MP2 lanck /m, m はスカ

Astronomical Society, Volume 452, Issue4, page

ラー場の質量) に対応する。

3610-3619, 2015(2) 安定な場合に摂動を加えると、星の形状が振動し、固有振動数を持つスカラー場を放射して新しい形状へと安定化

重宇 poster1
重力波を用いたダークエネルギー探索
窪田 圭一郎 (京都大学基礎物理学研究所 M2)する。

(3) 不安定な場合に摂動を加えると、崩壊してブラックホー
ルに落ち込むか、安定した状態に移る。
上記 3 つの結果についてのレビューを行う。

2015 年に LIGO によって初めて観測された重力波は、強重力場や高密度天体の研究のみならず宇宙論研究において

1. E. Seidel, W. Suen, Phy. Rev. D 42, 384, 1990

も重要である。重力波は伝搬中に加速膨張の影響を受ける
ため、ダークエネルギーや重力の性質を調べるための新し

重宇 40

い道具として使うことができる [1]。そのうちの１つとしてPost-Newtonian 効果を考慮した Eccentric
Kozai-Lidov 時間
稲熊 穂乃里 (東京大学理学系研究科物理学専攻
M1)

標準音源と呼ばれるものがある。真の明るさが分かっている標準光源（Standard Candle）では、観測された標準光源の見かけの明るさと真の明るさを比較することで光源までの光度距離が見積もることができる。この標準光源と相補

ブラックホールの連星が、他の少し遠方にある天体 (3 体的になるものが標準音源である。中性子星やブラックホー目と呼ぶ) に束縛されており、系が階層的 3 体系となっていルの連星によって生成された重力波は、波源までの光度距る場合を考える。このとき、Eccentric-Kozai-Lidov メカニ

離が見積もることができる。そのため光度距離が分かる標

16準光源になぞらえて、この重力波源を標準音源（Standard

2. Torres, T., Patrick, S., Coutant, A. et al., Nature

Siren）と呼んでいる。

Physics volume 13, pages833–836, 2017

標準光源（電磁波）と標準音源（重力波）から見積もら

3. Satadal Datta and Uwe R. Fischer, arXiv:2011.05837

れた光度距離は、一般相対性理論を拡張したダークエネル,2020

ギーモデルを調べる上で重要である。一般相対性理論では、

4. H Yano et al, J. Phys.: Conf. Ser. 969 012002,2018

同じ赤方偏移にある標準光源と標準音源から見積もられた

重宇 poster3
非線形 teleparallel gravity における GR との等
価性
齋藤 仁 (立教大学理学研究科 物理学専攻 M1)

光度距離は等しい。しかし一般相対論を拡張したダークエ
ネルギーモデルでは一般に等しくならないため、この差を用いることでダークエネルギーの性質を調べることができる [2]。
さらに標準音源を用いると、宇宙はしごとは独立に近傍の

本発表は、論文.1 のレビューである。

ハッブル定数を測定することができる。宇宙はしごに独立

重力のもっとも

標準的な理論は、捩率と non-metricity を 0 にして曲率で重なハッブル定数の測定は、近年問題になっている近傍の観力を記述する一般相対性理論（GR）である。一方で、曲率測から測定されたハッブル定数と、遠方の観測（CMB）とを０にして異なる幾何学量を用いて重力を記述する理論も

ΛCDM モデルを使って測定された現在のハッブル定数が一存在していて、例えば non-metricity を０にし捩率で重力を致しないという問題（Hubble tension）を解決するためにと表す Teleparallel Equivalent of GR (TEGR) が存在する。

ても重要である。

捩率で表される teleparallel スカラーの作用は表面項を除い

本講演では標準音源の現状や将来の展望、また他の重力て Einstein-Hilbert 作用と等しいので GR と等価であるこ波を用いたダークエネルギー探索も紹介する。

とが知られている。一方で、teleparallel スカラーについて
非線形の拡張をした f (T) 理論が GR と等価であるかは自1. J. M. Ezquiaga & M. Zumalacárregui, Front. Astron.

明ではない。また、f (T) 理論は局所 Lorentz 対称性が破れSpace Sci. 5, 44 (2018).

てしまうことがわかっている。よってこの非線形な理論に

2. M. Lagos, M. Fishbach, P. Landry & D. E. Holz,は問題がないのか、さらには GR と等価であるのかがここ

Phys. Rev. D 99, 083504 (2019).

で知りたいことである。

重宇 poster2

Analogue

引き続き f (T) 理論を考える。作用に共形変換を施し

Einstein frame に移すと、Einstein-Hilbert 項と共形モーGravity

佐田 彩夏 (大阪市立大学大学院理学研究科 M2)

ド、局所 Lorentz 対称性の破れる項に分かれる。しかし、Minkowski 時空周りで摂動の２次まで考慮すると、今まで一般相対論やその拡張理論 (修正重力・量子化) の検証のた

破れていた局所 Lorentz 対称性が回復する。さらに、ゲー

めに Black hole の存在を確認したいがそれ自身を直接観測

ジ変換と場の再定義を行うことによって共形モードの運することは原理的に不可能であるため、代わりに Black holeに関連して起こると予想される現象を観測する必要がある。
しかし、そのような現象の一つである Hawking radiation

動項を取り去ることができ、この自由度は dynamical でないことがわかる。これにより、f (T) 理論の摂動の２次の範囲では GR と同じ自由度になる。また、論文.1 では、は宇宙背景放射に比べて非常に微弱なため観測は殆ど不可

non-metricity を用いる f (Q), f (G) 理論でも同じ結果にな能だと考えられている。そこで 1980 年に Unruh が地球上ることを示している。今回の計算では余分な自由度が消え、の流体でつくった Black hole に類似した環境 (Analogue

GR と等価になったが、他の teleparallel 理論などを考えたBlack hole) によって観測することを提案した。[1]時には Minkowski 時空周りで自由度が残る可能性があるの

このように Hawking radiation の類似現象の観測を目的

で、これらについて何を表しているのかがこれからの展望として誕生した Analogue Black hole だが、現在ではそのである。

限りでなく superradiance や重力波の類似現象も研究されている。[2][3]1. J. B. Jiménez, T. S. Koivisto, Universe 7, no.5, 143

本研究では本学の超低温研究室で実現されている超流動(2021) [arXiv:2104.05566 [gr-qc]].

の吸い込み渦 [4] を定常回転する Black hole(Kerr Black重宇 poster4
静的な二体ブラックホール時空中の円軌道の解析

hole) の類似として考え、実現可能性のある興味深い現象について考察する。

1. W. G. Unruh, Phys.Rev.Lett. 46 1351-1353, 198117

田村 悠陽 (大阪市立大学大学院理学研究科数物系
専攻 宇宙物理・重力研究室 修士 1 年)

ルの解が線形摂動に対して不安定であることを示す。また不安定性に関連する時間スケールがワームホールのスロー
トの面積半径を光速で割ったオーダーに等しいことを示す。

重力波による天体の観測が可能になってから、一つの天文

これは宇宙年齢よりも短い時間でワームホールが崩壊する学的な観測対象に対して複数の信号で観測することが非常ことを示唆する。今後の展望としては [1] で想定したモデルに重要となっている。重力波により観測された連星ブラッとは別のワームホールモデルとして回転ワームホールに注

クホールの合体は、連星ブラックホールが宇宙の中に存在目し、線形摂動に対する安定性を考察していこうと考えてすることを示唆したが、ブラックホールの定義より、ブラッいる。

クホールそのものの電磁波による観測は困難である。
本 研 究 で は Innermost stable circular orbits in the

1. J.A.Gonzalez, F.S.Guzman and O.Sarbach, Class.

Majumder-Papapetrou dihole spacetime[1] の論文をもと

Quant. Grav. 26, 015010 (2009)に、アインシュタイン方程式の特殊な厳密解である静的な最2. J.A.Gonzalez, F.S.Guzman and O.Sarbach, Class.

大電荷の二体ブラックホール解を用いて、等質量の連星ブQuant. Grav. 26, 015011 (2009)

ラックホール時空を表す計量を構築し、その時空中の null
測地線を解析した。

重宇 poster6
CMB 観測を説明する Quartic Hilltop Inﬂation モ
デルの研究
乾 玲冬 (名古屋大学 M1)

連星ブラックホール間の null 円軌道の安定性について解析し、それらの円軌道がブラックホール間の距離によってどのように変化するのかを調べた。

1. Keisuke Nakashi and Takahisa Igata, Physical Re-

ビッグバン宇宙論は地平線問題や平坦性問題等の諸問題

view, D99, 124033, 2019を内包しているが、これらを解決する理論としてインフレー
ション理論が有力視されている。この理論では、宇宙最初期

重宇 poster5
ゴーストスカラー場を用いたワームホールの安定性解析
加藤 翠 (立教大学大学院 M1)

において、宇宙が加速膨張したとされている。インフレー
ションを引き起こす最も単純な機構は、インフラトンと呼ばれる単一のスカラー場φによって記述される。単一のス
カラー場によって記述されるインフレーションモデルは数多く存在するが、それらは観測結果と整合性がなければな

本発表では [1] についてレビューする。ワームホールとらない。代表的な観測結果としてプランクによる CMB のは、ある時空と別の時空がスロートと呼ばれる部分で結合さ観測結果があり、スペクトル指数とテンソル・スカラー比

れた時空構造を指す。ワームホールの存在は一般相対論でに制限が課されている。ポテンシャルの勾配が十分緩やかは説明できないエキゾチックな物質を導くため、非常に興で、インフラトンがゆっくりとポテンシャルを転がり落ち

味深い研究対象として注目されている。しかしワームホー

る、という「スローロール・インフレーション」は CMB のルは理論的に予言されるが、現実的に存在しうるのかは分観測結果と一致する。本発表では、スローロール・インフ

からない。近年の観測技術の進歩によってその存在に関す

レーションモデルの中でも、ポテンシャルがで記述される

る示唆を得られるかもしれない。

ヒルトップ・インフレーションに注目する。ただし、, は定

本発表では [1] についてレビューし、ワームホールの線数、はプランク質量、q は正の整数である。特に、q=4 とし形安定性に関して議論する。安定性はワームホールの観測た場合は数値計算結果は観測結果と整合性があり注目され可能性を議論する上で重要な要素である。不安定なワームている。一方で、「インフラトンがスローロールする期間はホールの場合、摂動の時間発展によってスロートが大きく非常に短い」という仮定から導かれる従来の解析解は、数値

変形し、ワームホールの崩壊を導くことになる。[2] ではそ計算の結果と異なり、観測結果を再現できていない。[2] そのような不安定なワームホールが最終的にブラックホール

こで本発表では従来の仮定を取り除いて本モデルの解析解に成長することが示されている。

を再構築する。そして、この新たな解析解による予言が観[1] では静的球対称なワームホールの解に注目し、摂動に測結果と一致していることを確認する。本発表内容は [2] の対する線形安定性について議論する。安定性はワームホー

レビューである。

ル時空を作り出す物質モデルに依存するが、[1] では質量ゼロのゴーストスカラー場を採用する。本発表では摂動の時

1. Planck 2018 result. X. Constraints on inﬂation

間発展が指数関数的に成長するモードを持っていることを

2. Konstantinos Dimopoulos, arXiv:2006.06029v2

導き、ゴーストスカラー場を用いた静的球対称なワームホー

18ter, Phys. Rev. Lett. 126, 121301 (2021)

重宇 poster7
チェレンコフ放射状の重力波探索
桑原聡一朗 (東京大学理学系研究科物理学専攻修士 1 年)重宇 poster9
主成分分析による前景放射除去
宮元 龍之介 (熊本大学 M1)

バーストと呼ばれる比較的 duration の短い重力波の探索

宇宙の大規模構造を探る有効な手法として 21cm 線の強を過去の LIGO,Virgo のデータを利用して行う。質点が超度マッピングがある。21cm 線とは中性水素が超微細構造

光速で媒質を進んだ際にチェレンコフ放射や衝撃波のようの準位間において遷移する際に生じる電磁波のことである。

な重力波が発生すると仮定し、理論波形を生成する。本研究

しかし、21cm 線のシグナルは非常に弱く、宇宙再電離期以では、チェレンコフ放射の波形やスペクトルの特徴を持った波形を生成する。この重力波の存在自体が不確定であり、当然質点の移動速度や媒質の種類も確定していないため、パ

降の電波放射、主に銀河系内のシンクロトロン放射や系外
電波源由来の前景放射などの強烈な前景放射に覆い隠されるため 21cm 線の検出は非常に困難である。そのため前景

ラメータを設定し一定の特徴は保ちながらも、数多くの波放射の除去もしくは回避が必要となってくる。

形生成を行う。複数波形の生成にあたってはパラメーター
空間内でなるべく偏りがないよう、パラメーターを決定し、見逃しがないよう注意を払う。それぞれの波形について実

前景放射除去としては様々な方法が存在する。[1] の論文では 3 つの手法（主成分分析、独立成分分析、多項式近似）を考えてる。そこで今回は [1] の論文を元に、主成分分析につ際の時系列データと比較し、Matched Filtering を用いて近いて説明する。この手法は FAST や SKA などの将来的ない波形を持った重力波がないか探索する。この重力波探索

観測でも用いられる可能性があり、すでにいくつかシミュの pipeline には GStreamer を用いることで、計算のスリム

レーションで実験が行われている。[2] の論文では FAST で化を図る。該当する重力波が発見されなかった場合には、対の主成分分析を用いた前景放射除去における最近の進展を

象重力波の存在領域について制限をつける。

紹介する。

重宇 poster8
アクシオン暗黒物質によるナノヘルツ帯の重力波の痕跡
村越 悠太 (福島大学 M1)

1. David A., Philip B., Pedro G. F., Mario G. S., MNRAS, 447, 400-416, 2015
2. Elimboto Y., Yin Z. M., Di L., Xuelei C., Wei M. D.,
MNRAS, 000, 1-13, 2018

アクシオンは強い CP 問題を解決するために導入された
未知の素粒子で、暗黒物質の候補としても考えられている。
ハッブルパラメータがアクシオンの質量に匹敵するようになると、ゼロ以外の初期のずれを持つアクシオンが振動し始め、暗黒物質として振る舞う。 振動の開始前後で、U（1）
ゲージ場はアクシオンとの結合によって爆発的に生成され、かなりの量の確率論的重力波の放出につながる。このゲー

重宇 poster10初代星の星質量・SFRD と宇宙論的 21-cm 線シグ
ナルの関係
伊元 聖也 (名古屋大学 理学研究科 素粒子宇宙物理学専攻 宇宙論研究室 博士前期課程 1 年)
初代星は宇宙で初めに生まれた星々で、z=30 から z=20

ジ場の爆発的な生成により、すぐに線形解析の適用が難しの間に形成されたと考えられている。宇宙で初代星が果たくなるため、非線形な解析が必要になる。

す役割は電離源、重元素合成、BH seed と多様で、それぞ本発表では、ゲージ場とアクシオンの非線形ダイナミクス

れが関連する宇宙再電離や星形成、構造形成といった研究を適切に解く数値格子シミュレーションを用いて、正確な暗のためにも、初代星の理解は重要である。現状で初代星の黒物質の存在量を与える減衰定数 f のアクシオンが次世代観測はなされておらず、理論やシミュレーション先行で研

電波望遠鏡 SKA によって検出可能と考えられるナノヘルツ究が進んでいる。しかし IMF などの詳細な性質について一帯の重力波を生成することや、結果として得られる重力波ス

致した結果はなく、将来観測によって検証する必要がある。

ペクトルが、アメリカとカナダの研究グループ NANOGrav

初代星の観測手段として、中性水素の超微細構造に由来すの 12.5 年のデータによる、過去のアクシオン密度を大幅にる 21-cm 線が有望視される。初代星は電離光子を発し、周低減する必要がある問題を説明する可能性があることも紹

囲のガスを電離・加熱することで、ハローや IGM の 21-cm

介する。[1]線シグナル分布を変化させる。この変化は初代星の物理的1. N. Kitajima, J. Soda, and Y. Urakawa, Nano-Hz

性質、特に星質量を反映することが予想される [1]。よってGravitational-Wave Signature from Axion Dark Mat-

初代星形成時期の 21-cm 線分布を観測することで、初代星19

の持つ典型的な星質量を検証できる可能性がある。

まな宇宙論的シナリオでのレプトン数密度の動的進化を追本研究の目的は、初代星形成期の 21-cm 線分布とその統うために使用される。この理論は、宇宙の進化の非常に早計量が、初代星の星質量や SFRD にどう対応するか、それい時期に、重力によって引き起こされる可能性のある重大は観測によって識別可能か否かを、宇宙論的シミュレーショ

な非対称性を予測している。[2]ンから探ることである。

1. Kohei Kamada, Jun ya Kume, Yusuke Yamada and先行研究 [2] では、21-cm 線分布のシミュレーションにこ

Jun ichi Yokoyama, JCAP, 1911.02657v3, 1-2, 2019

れまで考慮されていなかった LW フィードバックと UV 加熱を導入し、初代星の星質量と 21-cm 線分布、統計量の対2. Jamie I. McDonald and Graham M. Shore, JHEP,応関係を計算している。これによると初代星の電離への寄

2006.09425v2, 2020

与が小さい場合、星質量による違いはわずかで区別は難し
いことが示されている。
しかし、初代星の電離への寄与については再考の余地がある。本講演では [2] を発展させ、より現実的な電離光子脱出率の下、初代星の星質量・SFRD が 21-cm 線分布、統計量へ与える影響について計算し、その観測可能性について議論する。

1. T.Tanaka and K. Hasegawa et al., MNRAS, vol 480,
pages 1925–1937, 2018
2. T. Tanaka and K. Hasegawa, MNRAS, vol 502, pages
463–471, 2021

重宇 poster11
重力レプトジェネシスによる物質の起源の研究及び理論の検証平 啓輔 (福島大学 M1)
バリオン数生成の中で C 対称性や CP 対称性が破れていてもまだ不備が存在し、これを解消するとされる仮説がレプトン数生成である。レプトン数生成とは、右巻きマヨラナ
ニュートリノが崩壊する際に CP の破れがあることで、左巻きニュートリノがそれの反粒子よりも多く生成されるという理論である。右巻きニュートリノは、熱的に生成されると考えられ、これが減衰することで非対称性が生じるとされる。非対称性は、カイラル重力波の生成による膨張中のレプトンのカレントの重力異常により生成されるという理論が、重力レプトジェネシスである。[1]量子ループレベルでの重力潮汐効果は、湾曲した時空のレプトンの力学を変更し、低エネルギーの有効作用 Se f f で別の形に変換される場合がある。これまでに大規模な BSM
理論で、Se f f の CP の奇数曲率によって引き起こされる相互作用が、膨張宇宙でレプトンと反レプトンの分散関係を異なる方法で変更することで、非対称性が示されている。私が研究に用いる論文では、CP の曲率の偶数相互作用がレプ
トン数のカレント保存を破り、宇宙が拡大につれてレプト
ン数密度の進化を変更することが示されている。これらの効果は、一般化されたボルツマン方程式で実装され、さまざ20