2019 年度 第 49 回 天文・天体物理 若手夏の学校
重力・宇宙論分科会 アブストラクト

招待講演アブストラクト

須山 輝明 (東京工業大学理学院 )7 月 30 日 17:00–18:00 B 会場

原始ブラックホールは暗黒物質を説明できるか？
宇宙には暗黒物質が存在することが分かっている。存在することは分かっていて、その存在量も分かっているが、その正体はまだ分かっていない。これまでに様々な暗黒物質の候補が提案され、実験・観測により検証されてきた。本講演では、暗黒物質の候補の一つである原始ブラックホール研究の現状について紹介したい。

菅野 優美 (大阪大学 素粒子論グループ )8 月 1 日 11:15–12:15 B 会場

エンタングルする宇宙と精密観測 最近、私たちの宇宙は因果的に離れた多くの宇宙の中の１つにすぎず、宇宙初期には他の宇宙と互いに量子論的にエンタングルしていたことが、ストリング理論によって示唆されています。また、初期宇宙の理論であるインフレーション理論は、宇宙の構造や宇宙背景放射の温度揺らぎを、量子揺らぎから説明することに成功しました。この講演では、初期の宇宙が本当に量子揺らぎから始まったのか、その際、他の宇宙とエンタングルしていたのか、その痕跡を宇宙における精密観測から探ります。

1. J. Maldacena and G. Pimentel JHEP 1302 (2013) 038
2. S. Kanno Phys.Lett. B751 (2015) 316-320
3. S. Kanno and J. Soda Phys.Rev. D99 (2019) no.8, 084010

1

宇宙の晴れ上がり以前なので、重力波でのみ直接観測すること

重力 a1 BlackHole まわりのアクシオン雲による重力波放射
物部 武瑠 (立教大学 M1)ができる。そのため、QCD 相転移中に生み出された重力波を観測することは宇宙の進化の過程で相転移が生じた証拠になるとともに、基礎物理学に対する理解を深める上でも重要である。

本発表は [1] のレビューである。2015 年に連星 BlackHole に

格子 QCD を用いた相転移の非摂動的な解析により [1]、QCD

よる重力波が観測されて以来、重力波を主題とした研究がより相転移中では状態方程式パラメータが時間とともに変化する

盛んに行われてきた。ひとえに重力波といっても連星系からのことが明らかになっている [2]。この状態方程式パラメータのもの、BlackHole 由来のもの、インフレーション由来のものな

時間変化は重力ポテンシャルの振る舞いを変化させる。その結どさまざまである。近年の技術の進歩により、LIGO や Virgo果、重力ポテンシャルの空間的な揺らぎによって 2 次的に生みなどの検出器の精度が高まってきたこともあり、以前観測され出される重力波もその影響を受けるため、QCD 相転移が生じたものとは異なる由来の重力波の検出を目指して研究が進めらた痕跡を求めることができる。そこで、本研究では放射優勢期れてる。

の重力波について数値計算を行なった [3] の手法を応用して、弦理論や M 理論では次元のコンパクト化により、小さいが[1][2] から導かれる状態方程式パラメータの時間変化が重力波

幅広いレンジの質量を持ったアクシオン場の存在が提唱されてのシグナルに与える影響を計算する。これにより将来的な観測いる。[2] そのアクシオンを通して、多くの宇宙論的現象についに対する制限をつけることに加え、QCD 相転移に対する検証ての新しい見方が考えられている。

可能性を与えることが期待される。

その中の一つとして、本発表では BlackHole まわりのアクシ

本発表では、今回行なった重力波の数値計算の結果を報告し、オン雲による重力波の放射を考えた [1] をレビューする。回転

将来的な検出可能性について議論する。

する BlackHole では BlackHole 近傍のポテンシャルにより、あ1. S. Borsanyi et al., Nature 539 (2016) 69-71, [1606.07494]

るモードの波動が散乱され、振幅が増幅し回転エネルギーが取

2. Christian T. Brynes, Mark Hindmarsh, Sam Young,

り出される現象が起こる。この現象を superradiance と呼ぶ。

Michael R. S. Hawkins JCAP Vol 2018 [1801.06138]

superradiance は繰り返しにより不安定になり superradiance

3. D. Baumann, P. J. Steinhardt, K. Takahashi and K.

instability を引き起こすが、それによりアクシオン雲はどんど

Ichiki, Phys. Rev. D76, 084019 (2007) [0703290]

ん成長し、非線形相互作用と重力波の放出が現れるようになる。

superradiance instability の終状態（bosenova）では重力波が重力 a3 アクシオンにおける共鳴不安定性
福永 颯斗 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M2)

放出される。[3][1] では bosenova の起こる前の状態での重力波の放出を解析していて、その計算結果として backreaction（ここではアクシ

宇宙論において共鳴不安定性は、主にインフレーションからオン雲からの重力波の放出）はとても小さいことが確かめられホットビッグバン宇宙への遷移期間である再加熱期に考えられた。これにより [3] で bosenova の間の重力波の放出についててきた [1]。再加熱期はインフレーションを担うスカラー場で計算する際に考慮した、bosenova の描写が適切であると確認あるインフラトンの振動により、共鳴的に他の粒子が生成されできた。

ると考えられている。一方で、一方でダークマターの候補の一つであるアクシオンを考えると、再加熱期以降の輻射優勢期に

1. H. Yoshino and H. Kodama, PTEP 2014, 043E02 (2014)

も共鳴不安定がおきることが示唆されている [2]。共鳴不安定

2. H. Kodama and H. Yoshino, Int. J. Mod. Phys. Conf.

によって一様な場から非一様な場へ、効率よくエネルギーが輸Ser. 7, 84 (2012)

送されることから、共鳴不安定は重力波の放出を生み出すため

3. H. Yoshino and H. Kodama, arXiv1203.5070の優れた機構とされている。しかし、背景の場が非調和振動をしている場合においては未だ詳しい解析がなされていない。

重力 a2 クォーク・ハドロン相転移による背景重力波への影響
植田 郁海 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M1)

本研究では、まず背景の場が非調和振動をする場合におきる
共鳴不安定である Flapping resonance について述べた後に、背景の場の振動の形式に依存せずに共鳴不安定を特徴付けるパラ宇 宙 が 誕 生 し て 間 も な い 頃 に ク ォ ー ク・ハ ド ロ ン 相 転 移メータを導入する [3]。この新しいパラメータを用いて最も効(QCD 相転移) が生じたことは広くいけ入れられている。QCD

率の良い共鳴不安定について述べる。

相転移とは、それまで自由粒子として存在していたクォークと

1. L.Kofman, A.D.Linde and A. A. Starobinsky, Phys.

グルーオンが、宇宙が冷えていくにつれて陽子などのハドロン

Rev. Lett. 73, 3195(94)を形成し始めることである。しかし、宇宙の進化の過程で相転2. N. Kitajima, J. Soda and Y. Urakawa, JCAP 1810, no.

移が起きたことを示す直接的な証拠は未だ得られておらず、そ10, 008(18)の詳細も十分に理解されていない。QCD 相転移が生じたのは

3. H.
2

Fukunaga,

N.

Kitajima

andY.

Urakawa,る。β については、観測から制限がかけられており、PBH の存

arXiv:1903.02119

在量 β はゆらぎの情報をもつので、インフレーションの情報を

重力 a4 Pulsar Timing Array による M87 からの低周波重力波の制限喜久永 智之介 (熊本大学 自然科学教育部 M1)得るために重要である。

PBH が形成されるのはゆらぎが十分大きい場合であり、摂動展開で扱えない。そこで曲率ゆらぎの PDF を計算する方法として、背景のダイナミクスに対する量子ゆらぎの反作用が大き2017 年の Event Horizon Telescope の観測で、楕円銀河 M87

い場合でも使えるストカスティック形式を用いる必要がある。

の中心に存在し太陽の 6.6×109 倍の質量を持つ超大質量ブラッ

この形式は、ハッブルスケールより十分大きい長波長モードにクホール (以下、SMBH) が撮像された [1]。このような SMBH

ついての有効理論であり、短波長モードを近似的に自由場としは銀河の中心に存在しており、銀河の衝突により SMBH 連星て扱うことで、長波長モードの時間発展がブラウン運動によっを形成して合体する。この SMBH 連星からは nHz-µHz の低て記述されるものである。さらに、曲率ゆらぎを摂動計量での周波重力波が放射されると考えられており、これはレーザー干

e-folding 数と背景時空の e-folding 数の差で表す δN 形式を用

渉計型重力波検出器の観測周波数帯に対応していない。SMBH

いて、曲率ゆらぎで表される β とインフレーションのモデルをの形成過程については未だ謎が多いため、これらから放射され結びつける。

る低周波重力波の検出により、SMBH の進化に関する情報が得これらを合わせたストカスティック δN 形式を用いて PDFられると期待されている。この低周波重力波の検出法として、を二つの相補的な方法で求める。1 つは PDF の特性関数に関Pulsar Timing Array(PTA) という手法が存在する。

する微分方程式を解く方法で、もう 1 つは PDF に関する熱伝パルサーとは、非常に安定した周期でパルスを放射する中性導方程式を直接解く方法である。これにより、ゆらぎの拡散が子星である。この周期の安定性を利用して、パルスの到着時刻

支配的な極限、あるいは小さい古典的な極限での PDF を求めを精密に予測できる。地球とパルサーの間に重力波が存在するる。この結果を PBH の存在量 β の計算に適用し、PBH の観と、時空が歪むことでパルスの伝播経路が変化し、パルスの到測的な制限と比較することで、インフレーションのポテンシャ

着時刻も変化する。実際のパルスの到着時刻と予測された到着

ルにおいてゆらぎの拡散が支配的な時期の長さを見積もった。

時刻の差はタイミング残差と呼ばれる。PTA では、数年〜十数

さらにこの見積もりから、ある具体的な 2 つのインフレーショ

年に渡りタイミング残差を測定することで重力波を検出する。

ンモデルに対する制限について議論した。

この観測期間は nHz 帯の重力波 1 周期に対応する。今のところ低周波重力波の検出には至ってはいないが、ベイズ統計学を

1. C. Pattison, V. Vennin, H. Assadullahi and D. Wands,

用いたデータ解析の手法を使って、数 nHz の重力波の強度に制JCAP 1710 (2017) 046, [1707.00537]

限をつけている [2]。この制限から SMBH 連星の質量への制限

2. S. Young, C. T. Byrnes and M. Sasaki, JCAP 1407が得られる。また、論文 [3] では M87 には複数の SMBH が存(2014) 045 [1405.7023]

在し、0.1nHz の重力波を放射していることが示唆されており、

重力 a6 宇宙の加速器の物理
間仁田 侑典 (京都大学 天体核研究室 M1)

現在の PTA の制限から M87 の SMBH 質量への制限を得ることができる。本発表では論文 [2] のレビューを行い、0.1nHz の
重力波による M87 の SMBH 質量への制限について議論する。

宇宙初期にはインフレーションとよばれる、宇宙の準指数関数的膨張があったと考えられている。インフレーションは

1. K. Akiyama et al. (Event Horizon Telescope), Astro-

1014 GeV を超える可能性がある、地上では到底到達しえない超phys. J. 875, L1 (2019).

高エネルギーの物理現象である。そのため、インフレーション

2. K. Aggarwal et al., (2018), arXiv:1812.11585 [astro-

由来の初期密度揺らぎは我々の知らない超高エネルギーの物理

ph.GA].

の情報を含んでいると思われる。そこで、本講演では、初期密3. Yonemaru et al. 2016, PASJ, 68, 106

度揺らぎから高エネルギーの物理を抽出する方法を議論する。

重力 a5 インフレーション中の量子ゆらぎと原始ブ
ラックホール
高橋 卓弥 (京都大学 天体核研究室 M1)

まず、インフレーション中にインフラトンとは別のスカラー場が存在する場合の有効理論を構築する。次に、得られた理論を用いて曲率揺らぎの相関関数を計算し、特に、相関関数のSqueezed limit に着目する。squeezed limit とは、運動量空間

本発表は論文 [1] のレビューである。インフレーションは、

での 3 点相関関数を与える波数ベクトルの三角形に対し、非常初期宇宙に指数関数的な加速膨張が起きる時期である。この時に長い 1 辺と短い 2 辺を取る極限であり、新粒子に関する直接期にできたゆらぎの振幅が十分大きければ、崩壊し原始ブラッ的な情報を与える。squeezed limit における 3 点相関関数の運クホール（PBH）を形成すると考えられている。この PBH の

動量依存性は粒子の質量を与え、角運動量依存性は粒子のスピ

存在量 β は、ハッブル半径内のスケールで粗視化された曲率ゆンを与える。特に、インフレーションと同程度のエネルギース

らぎの確率分布関数（PDF）を積分することによって計算され3

ケールを持つ重い粒子が加えらえれた場合は、非自明な 3 点相成できる有用なシナリオとして、様々な模型が考えられてきた。

関関数が得られる。最後にこれらの結果を用いて、インフレー

その中で、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) の温度ゆらぎの観

ションの加速器としての可能性を議論する。

測と整合する模型として、多くのスローロール・インフレー

1. N.

Arkani-Hamed

and

J.

ション模型が提案されている。更に具体的に模型を同定するた

Maldacena,

めには、インフレーション模型のテンソル型摂動である原始重arXiv:1503.08043v1
2. T.

Noumi,

M.Yamaguchi

and

D.

力波を探ることが不可欠である。

Yokoyama,

先行研究 [1] では、どのスローロール・ インフレーション模JHEP06(2013)051

型でも原始重力波のスペクトル指数が負となる標準的な理論が構成されていた。この標準的な理論を前提に、CMB の B モー

重力 a7 Non Bunch-Davies 真空における単一スカ
ラー場インフレーションモデルの観測量の推定村上 広椰 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M1)

ド偏光の観測で、原始重力波の大きさによって具体的な模型を峻別することが考えられている。ところが、ガウス・ボンネ項との相互作用で実現されるスローロール・インフレーション模

インフレーション理論はビッグバン理論の抱える問題を解型では、原始重力波のスペクトル指数が正となることが確認さ決するために生まれた理論であり、多様なモデルが存在する。

れた [2]。これは、既存の標準的な理論で扱えない模型では、原その中でも最も単純なモデルとして、単一スカラー場インフ始重力波のスペクトル指数が負とは限らないことを示唆する。

レーションモデルがある。インフレーションモデルを特徴付

標準的な理論は、枠組を構成するための要請が厳しく、ガウ

ける観測量として、テンソル・スカラー比 r と非ガウス性パス・ボンネ項を含めることができなかった。しかし、その要請

ラメータ fN L に着目する。ここでテンソル・スカラー比とは、を工夫の元で緩めると、ガウス・ボンネ項以外の相互作用候補

テンソル型の揺らぎ (初期重力波を生む時空の揺らぎ) とスカも含む形で理論を拡張できることが分かった。この点に着目

ラー型の揺らぎ (曲率揺らぎと呼ばれる揺らぎで、密度揺らぎ

し、本研究は、原始重力波のスペクトル指数が正となる個別のの起源となる) それぞれの二点相関関数の大きさの比に対応

スローロール・インフレーション模型を包含する形で、標準的する量で、非ガウス性パラメータ fN L はインフレーション期

な理論を拡張した。この拡張された標準的な理論を用いると、につくられる初期揺らぎの三点相関の大きさを表す量である。

具体的な模型によらず、正のスペクトル指数を持つ原始重力このモデルでは r はスローロールパラメーター ϵ を用いて理波の普遍的な性質を理解できる。本講演では、この結果を紹介

論的に r = 16ϵ で表され、実際の CMB 観測では、その値はする。

r < 0.07(⇒ ϵ < 0.07/16) に制限されている。また、fN L は無

1. K. Kamada, T. Kobayashi, T. Takahashi, M. Yamaguchi

視できるほど小さな値となる。

and J. Yokoyama, Phys. Rev. D86 (2012) 023504.

上述のテンソル・スカラー比とスローロールパラメーターの2. S. Koh, B.-H. Lee and G. Tumurtushaa, Phys. Rev.

関係や fN L の大きさを求める際には、曲がった時空において不D98 (2018) 103511.

定性を持つ真空について、Bunch-Davies 真空と呼ばれる小ス

3. T. Kobayashi, M. Yamaguchi and J. Yokoyama, Prog.

ケール極限で平坦時空の真空と一致するよう定義された真空がTheor. Phys. 126 (2011) 511.

仮定されているが、今回はそれとは異なった真空を考える. 本
発表では参考文献 [1] 及び [2] のレビューとして、真空の変更

重力 a9 R + R2 モデルに対する高階微分項による補正
佐藤 靖 (立教大学 M1)がテンソル・スカラー比や fN L に与える影響について議論する。さらに近年の Planck による制限との比較を行い、string

swampland conjecture と呼ばれる弦理論の予言との整合性についても紹介する。

宇宙の膨張を説明する標準ビッグバン理論は、平坦性問題
や地平線問題という宇宙の初期条件の微調整に関する問題を

1. Brahma, S., & Hossain, M. W. 2019, Journal of High

含んでいる。それらを解決するために、宇宙が初期に加速膨張

Energy Physics, 2019, 6.

をするインフレーションシナリオが提唱されている。インフ

2. Ashoorioon, A. 2019, Physics Letters B, 790, 568.

レーションモデルには様々なものがあるが、その一つとして、

3. Chen, X. 2010, Advances in Astronomy, 2010, 638979.

R + R2 モデルがある。
一般相対論は量子化の困難から量子重力理論の低エネルギー

重力 a8 Blue gravitational waves from slow-roll

有効理論であると考えられている。そのため、初期宇宙のようinflation

な高エネルギー領域では質量の次元が高い項が作用に加えられ三嶋 洋介 (立教大学 M2)ることが予想される。中でも、シンプルな拡張として、一般相

インフレーションは、標準ビッグバン理論の初期条件に関す対論の作用にリッチスカラーの二乗を加えた R + R2 モデルがる問題を解決し、宇宙の大規模構造の種となる密度ゆらぎを生考えられた [1]。このモデルはスカラー場を必要とせずにイン

4フレーションを起こすことが可能であり、宇宙マイクロ波背景する。

放射の観測結果とも整合的であることが魅力である。

1. Yousef Bisabr, arXiv:1711.06582[gr-qc](2018)

R + R2 モデルに対しても、より質量の次元が高い項が作用

2. Nima Arkani-Hamed, Lawrence J. Hall, Christopherに加えられることが予想される。そのような項の可能性として

Kolda, and Hitoshi Murayama, Phys.Rev.Lett.

リッチスカラーの微分を含む項がある。一般に、高階微分項を

85(Nov,2000) 4434-4437

作用に加えるとゴーストが現れてしまう。しかし、高階微分項

3. Takeshi Fukuyama and Morikawa Masahiro, Phys.Rev.

を摂動として加える場合ゴーストを回避できることが知られて

D 80, 063520 (2009)いる [2]。[3] では高階微分項の一つである R□R を摂動として

R + R2 モデルに加える。本講演では、[3] をレビューし、この重力 a11cubic-order Horndeski 理論においてスケー
リング解を持つ最も一般的なラグランジアン
竹村 希心 (東京理科大学 理学研究科 物理学専攻
辻川研究室 M2)

モデルにおけるテンソル・スカラー比と曲率ゆらぎのスペクト
ル指数を求め、観測と整合的なインフレーションモデルとなることを示す。

1. A. A. Starobinsky, Phys. Lett. B 91, 99 (1980)

本講演は [1] のレビューである。

2. J. Z. Simon, Phys. Rev. D 41, 3720 (1990)

宇宙の後期加速膨張は現在までに様々な観測によって独立

3. A. R. R. Castellanos, F. Sobreira, I. L. Shapiro andに示されている。それを説明する試みとして、ダイナミカルな

A. A. Starobinsky, JCAP 1812, no. 12, 007 (2018)

スカラー場を導入した数多くの理論が提唱されてきた。中でも運動方程式を 2 階微分に保つように構成された最も一般的

重力 a10 漸減する宇宙項と間欠的加速膨張
新井 幸 (お茶の水女子大学理学専攻物理科学コース
宇宙物理研究室 M1)なスカラー・テンソル理論は、Horndeski 理論という名前で知られている。近年の、連星中性子星を重力波源とするイベント

GW170817 によって、重力波の速度が 10−15 程度の範囲で光

宇宙定数のエネルギー密度は観測によると ρΛ ∼ 10−47 GeV 4

速に近いことを示された為、もし Horndeski 理論に対して重力である。これは場の量子論による理論的な予測より 120 桁小波の速度が光速と等価であるという条件を課すならば、そのラ

さく、宇宙項問題と呼ばれる宇宙論の未解決問題の一つである

グランジアンは L = G2 (ϕ, X) + G3 (ϕ, X)□ϕ + G4 (ϕ)R(ただ[1]。これに関連して、長い宇宙の歴史の中で宇宙定数, 物質のし X = −∂µ ϕ∂ µ ϕ/2) という形に制限される。

エネルギー密度が、現在ほぼ一致しており、ρΛ ∼ ρM となる。

重力理論にスカラー場を導入すると、スケーリング解と呼ばなぜ宇宙が始まって 138 億年の現在にエネルギー密度がほぼ一れる、スカラー場と物質のエネルギー密度の比が宇宙膨張史の致するのかはまだわかっておらず、Why now? problem と呼中で一定になる解を持つ場合がある。このような解が存在する

ばれている [2]。これらの問題を解決すべく、ダークエネルギー

場合、初期値に依らず、スケーリング期に宇宙論的パラメータ(DE) とダークマター (DM) をボゾン場の異なる相として、初が一定の値を持つようになるため、現在の物質とスカラー場の期の急激な加速膨張と現在の緩やかな加速膨張を同一機構にエネルギー密度が同オーダーとなる問題 (偶然性問題) を緩和

よって実現しよう、というメカニズムが提案されている。本来することが可能である。

宇宙が加速するためには強い負の圧力を持った特別な場が必要

cubic-order Horndeski 理論においては、先行研究によってであるので、インフレーションなどを記述する場合は未知の古スケーリング解を持つ一般的なラグランジアンが示された [2]。

典スカラー場や標準理論で唯一のスカラー場である Higgs 場を

しかし最近の研究で、同様の理論においてそのラグランジアン

仮定していた。このような未知の場の凝縮相としてボーズ・アに含まれないスケーリング解が示された [3]。本講演ではこのインシュタイン凝縮体 (BEC) が用いられる (BEC 宇宙論)[3]。

結果を踏まえ、このスケーリング解を含むように [2] を拡張し本講演では、この BEC による宇宙論での議論を実在の宇宙にた最も一般的なラグランジアンを導出し、固定点解析を行うこ

適用可能かどうかを考える。まず [3] をレビューし、BEC の相とによって、系の発展を観測的制限を踏まえて議論する。更にを DE, 非凝縮のボゾンを DM であるとしてそれらの寄与を取

具体的な模型を使い、理論の安定性などからパラメータに対しり入れたアインシュタイン方程式により、BEC 宇宙論におけて制限を課し、そのダイナミクスについて議論する。

るインフレーションのメカニズムの計算を示し、それが宇宙項

1. N.Frusciante, R.Kase, N.J.Nunes and S.Tsujikawa,にどのような影響を与えるかを紹介する。さらにその結果を論

Phys.

文では WMAP のデータによるテンソルスカラー比と CMB のRev.

D 98, no.

12, 123517 (2018)[arXiv:1810.07957 [gr-qc]].

温度揺らぎを上記モデルから計算したものと比較しているが、

2. A.R.Gomes and L.Amendola, JCAP 1403, 041 (2014)

今回は最新の観測データと比較して、いくつかある宇宙の相転[arXiv:1306.3593 [astro-ph.CO]].

移に付随した真空エネルギーの変遷を上記モデルと考え合わせ3. I.S.Albuquerque,る。さらに宇宙項問題にどのような解決方法を与えるかも議論

S.Tsujikawa, Phys.
5

N.Frusciante,
Rev.

N.J.Nunes

D 98, no.

and6, 064038

一般の接続を考えることも可能で、実際にそのような形式も存(2018) [arXiv:1807.09800 [gr-qc]].

在する。この形式を Levi-Civita 接続を仮定する形式 (metric

重力 a12 Infinite Derivative Gravity 理論におけるブラックホールの内部構造に対するスカラー場の影響について
小池 貴博 (東京学芸大学 M2)形式) に対して、metric-aﬃne 形式と呼ぶ。metric-aﬃne 形式
では、計量と接続のそれぞれを独立変数として導入する。この場合、接続の運動方程式が接続の満たすべき拘束条件式となる。
つまり、接続の表式を要請せずとも、作用を変分して得られる運動方程式の解として接続を決定できる。ただし、これら二つ

一般相対性理論におけるブラックホールの一般的な性質の 1の形式が等価な物理を記述する理論になっているかどうかは全つは、その中心に時空特異点が存在することである。そこではく自明な問題ではない。

ブラックホールを構成する物質の密度や曲率が発散し、一般相

ここで、D(> 2) 次元の Einstein-Hilbert 作用で metric-aﬃne

対性理論は予言力を失う。この特異点を回避するために、これ形式を考えた場合、接続の解を用いて作用を計量で書き下してまで多くの研究がなされてきたが、未だ解決には至っていない。

しまえば、その表式は metric 形式での作用の表式と一致するこ

特異点近傍の強重力領域における振る舞いを正しく記述すとが知られていた。さらに [1] により、二つの形式の測地線方程るために、一般相対性理論を拡張した様々な理論が考えられ式も等しくなることが示された。この意味で、Einstein-Hilbertており、これらは修正重力理論と呼ばれている。これらの中に作用については二つの形式が物理的に等価だといえる。

Einstein-Hilbert 作用に曲率の高次の補正項に導入することにまた、metric-aﬃne 形式での Gauss-Bonnet 作用が解としてよって理論を構築し、強重力場領域での振る舞いをよく記述でLevi-Civita 接続を含むことは知られていたが、metric 形式ときるものがあることが知られている。しかし、これらの理論は等価か否かは判明していなかった。本講演でレビューする [2]

一般的に高階微分の項から来る不安定性（ゴースト）が生じてでは、実際には Gauss-Bonnet 作用での二つの形式が等価でしまうといった問題を抱えている。

ないことを見る。特に 4 次元の Gauss-Bonnet 作用で metric-

これに対し、Infinite Derivative Gravity（IDG）理論は、無aﬃne 形式を考えると、接続の解として Levi-Civita 接続だけ

限次の共変微分からなる微分演算子を導入し、作用を修正するでなく Weyl 接続も存在することがわかる。この Weyl 接続とことによってこの不安定性の問題を解消した理論である。このLevi-Civita 接続とを比べると、これらを用いて書き下した作用理論の枠組みにおいて、Biswas らは 4 次元時空の静的球対称の表式は等しいにも関わらず、測地線方程式はそれぞれ異なっ

真空解を Minkowski バックグラウンドにおいて弱場近似を用ている。つまり、このとき二つの形式は全く同じ作用を有していることで解を構築した [1]。この解は、物質として大きさを持いるが、等価な物理を記述する理論にはなっていないことが示たない点源を仮定しているにもかかわらず、ブラックホールのせる。

中心において特異点が回避される時空構造を持つ。
そこで本発表では、一般に曲率特異点を発生させる性質があ

1. A. N. Bernal, B. Janssen, A. Jimenez-Cano, J. A. Ore-

るスカラー場を IDG 理論に導入し、この場合においても特異

juela, M. Sanchez and P. Sanchez-Moreno, Phys. Lett.

点が回避されるかどうかについて議論する。

B 768, 280 (2017)

本研究は同研究室の太田との共同研究であり、太田が IDG

2. B. Janssen, A. Jimenez-Cano and J. A. Orejuela,

理論における特異点回避の機構について概説する。

1. T. Biswas et al.,arXiv:1903.00280 [gr-qc].

Towards singularity and ghost freetheories of gravity,

重力 a14 水面波メタマテリアルの実装とその宇宙論的応用について楠見 蛍 (東京学芸大学 M2)

Phys. Rev. Lett. 108, 031101(2012).
2. T. Biswas et al.,Generalized ghost-free quadratic cur-vature gravity,

Class.Quant. Grav. 31, 015022 (2014).

3. M. Cadoni and E. Franzin,

メタマテリアルとは自然界の物質にはない振る舞いを示す人
工媒体の総称である。1999 年、Pendry らは小さな金属の構造

Asymptotically flat black

holes sourced by a massless scalar field,

体を配列することで、比誘電率と比透磁率を操作し、有効的にPhys. Rev.

負の屈折率を実現するメタマテリアルの存在を理論的に示し

D91, 104011 (2015).

た。これを皮切りに現在盛んに研究されているが、その中でも重力 a13 Gauss-Bonnet 作用における metric 形式とmetric-aﬃne 形式の非等価性
池田 拓人 (立教大学 M1)

宇宙論的応用の可能性が注目されている。
膨張している現在の宇宙から過去へさかのぼると、宇宙は密度と曲率が発散する特異点から始まったことになる。その特異点を回避するために、Hawking らは「虚時間」という数学的概通常、一般相対論は (重力以外の場を無視すれば) 計量だけを念を導入した [1]。虚時間から実時間に変化するとき、時空構造

独立変数として持つ理論である。ここで接続は Levi-Civita 接

は (4+0) 次元 Euclidean 空間から (3+1) 次元 Minkowski 時空

続で与えられることを要請している。しかしこの要請を外し、6

へと変化するが、そこでどのような現象が起きるかは明らかに件が満たされている限り、Hawking 輻射に相当する粒子生成がはなっていない。

起きることを検証し、時間依存する Bogoliubov 係数を計算す2010 年、Smolyaninov らは比誘電率を正から負に変化させる

る方法を文献 [1] に基づいて考える。

ことが可能なメタマテリアルを用いて、(3+0) 次元 Euclidean

1. Carlos Barcelo, Stefano Liberati, Sebastiano Sonego and空間から (2+1) 次元 Minkowski 時空への低次元時間符号変化

Matt Visser arXiv:1011.5911 [gr-qc]

をモデル化できると考えた [2]。その結果、虚時間から実時間に切り替わった瞬間、粒子が生成されることが示唆された。これ

重力 a16 ブラックホールの無毛定理、地平面の安定性、および熱力学松本 怜 (近畿大学大学院総合理工学研究科理学専攻

は次元を上げても同様に成り立つ。しかし、この研究はまだ理論的な予想に留まっている。
そこで我々は、この時間符号変化の水面波によるモデル実験

M1)の実装を目指した。[2] では光による実験を想定していたが、水の波で実験を行うことは比較的容易に可視化できるという利点

No-hair 定理により一般相対論におけるブラックホールは、がある。水面波に対して負の屈折率を示すメタマテリアルは、

理論上は質量、角運動量、電荷以外の物理量を持ち得ないこ2019 年飯田によって理論的および数値的に示されている [3]。

とが証明されている。しかし今後、現実宇宙のブラックホール

本研究ではそれを実装し、その結果、負の屈折率を示す水面波

観測を通して一般相対論が精密に検証されることを鑑みると、の振る舞いを観測することができた。

様々な重力理論における No-hair 定理を吟味しておくことが望

本発表では、その実験結果の報告と、時間符号変化をはじめまれる。例えば、重力を含む最も先進的な理論である弦理論でとする水面波メタマテリアルの宇宙論への応用の可能性についは、単純な形式の No-hair 定理はもはや成り立たないことが分て議論する。

かっている。実際、低エネルギー弦理論での静的球対称荷電ブ
ラックホールを表す解は質量、電荷に加えて、ディラトンの漸1. S.W.Hawking et al. , Phys. Rev. D28 (1983) 2960

近値もその特徴付けに必要となる。

2. I.Smolyaninov et al. , Phys. Rev. Lett. 105 (2010)

一般相対論での非荷電静的ブラックホールを表す

067402
3. T.Iida,

M.Kashiwagi,

Schwarzschild 解は、質量がプランク質量に比べて大きけれ

Journal of Hydrodynamics.

ば、その時空は特異点近傍を除いて弦理論の良い近似である。

(2019)1-8

それは弦理論の古典的な運動方程式が、(Einstein 方程式) ＋(プランクスケールの補正項) の形になっているからである。曲

重力 a15 Hawking-like radiation
神原 亮介 (大阪市立大学 宇宙物理・重力研究室率が大きい特異点近くでは弦理論の解は Einstein 方程式では近似できないが、巨大ブラックホールに関しては地平面とそのM1)

外側では曲率が小さいので、その領域では近似解とすることができる。

一般相対性理論によれば光でさえもその内側から外部に出ることができないブラックホールという存在を予言する。その定本発表では、弦理論におけるブラックホールについて、D.

義から、ブラックホールに粒子が吸収されることはあっても、

Garfinkle, G. T. Horowitz, A. Strominger らの論文 (1991) をそこから粒子が古典的に放出されることはない。しかし、曲紹介する。特に弦理論の有効理論におては、ディラトンの存在

がった時空上で場の量子論を考えると、無限遠の過去と未来にがブラックホールの特徴を大きく変えることを見る。さらに内おける真空の定義が一般には異なるため、粒子生成が起きるこ

部地平面の安定性とブラックホールの熱力学についても議論とが知られている。この考えに基づき、ブラックホールからのする。

熱的放射が存在することが 1974 年に Hawking によって見出さ

1. D. Garfinkle, G. T. Horowitz and A. Strominger, Phys.

れ、のちに Hawking 輻射と呼ばれている。通常、蒸発しない

Rev. D 43, 1340 (1991)

事象の地平面の存在および外部の幾何が静的であることを仮定することによって Hawking 輻射は見出される。しかし、蒸発

重力 a17 発散方程式と静的ブラックホールの唯一性
定理
何 俊逸 (立教大学 M1)

しないブラックホールは、実際の天文学的なブラックホールの形成や進化を反映していない。したがって、今までの仮定を緩めることを考える。そうすると、蒸発しているブラックホール
やより急激に重力崩壊するブラックホール、さらには事象の地

ブラックホール (BH) とは、強重力により光さえ脱出するこ

平面がまだ形成されていないブラックホールでも輻射が起こるとができない時空領域である。シュワルツシルト解はアイン

ことがわかる。

シュタイン方程式の解であり、４次元漸近的平坦な真空時空に今回のレビューでは、無限遠の過去と未来における null のア

おける静的球対称 BH 解である [1]。そして、シュワルツシルフィンパラメーターの間の関係が指数関数的で、適切な断熱条

ト解がこの時空における唯一の BH 解である (唯一性定理)。ま7

た、漸近的平坦な静的 BH 解に関する唯一性定理は、高次元には、Hawking 放射によって蒸発する PBH は最終的に回転状おいても成り立つことが示されている。唯一性定理は宇宙に存態に帰着する可能性が指摘されており、厳密な理論を得るには在する BH を記述する解に対して強い制限を与えるため、非常BH の回転による効果を議論する必要がある。また、PBH はに重要である。

Hawking 放射によって蒸発するため、もし PBH が真空崩壊を

４次元シュワルツシルト解の唯一性定理の証明には、発散方

触発することで真空の寿命を宇宙年齢以下に短縮するという計程式が重要な役割を果たす [2]。発散方程式とは、時空の球対算結果が得られても、真空が相転移を起こすよりも前に PBH

称性からのずれを表すベクトルの発散が従う方程式である。[2]が Hawking 放射で消滅してしまえば、PBH が真空崩壊の触の方法は [1] が用いた仮定を緩めたものだが、次の二つの点で不媒として作用しない。つまり、Hawking 放射による PBH の寿十分である:(1) 発散方程式の物理的意味が明らかでない(2)

命が、相転移による真空の寿命を上回るような PBH は存在し４次元で漸近的平坦な時空に限って成り立つ積分公式を用いて得ない [10]、というのが正しい現象論的推察である。本講演でいる。これにより、高次元の場合や、漸近的平坦でない BH のは、回転効果が Hawking 放射と真空の触媒作用に及ぼす寄与

場合に拡張できない。実際、高次元の場合の唯一性定理は [2]を適切な近似とゲージ変換、そして数値計算により定量的に解とは全く異なる手法で示されており、静的 BH の唯一性に関す析した結果を用いて回転 BH の真空崩壊の触媒効果について議る次元に依らない系統的な理解は得られていない。また、漸近論する。

的平坦な場合以外の BH の唯一性は知られていない。ここで、

1. Ruth Gregory, Ian G. Moss, Benjamin Withers, Journal[2] の方法を見直すことによって、次元や時空の漸近構造に依ら

of High Energy Physics:1-27 (2014)

ない系統的な証明法が得られると期待できる。

2. P.E. Kashargin, S.V. Suskov, Grav. Cosmol. 17:119-

本講演では [3] のレビューを行う。[3] は [2] の証明を拡張し、125. (2011)

漸近的平坦な静的 BH の唯一性定理を証明した。発表では最初

3. K. Mukaida, M. Yamada, Phys. Rev. D 96, 103514に証明に必要な数学を紹介する。次に、[2] が用いた発散方程式(2017)について説明する。最後に、上記 (1)、(2) を解決する証明法を与え、一般次元における漸近的平坦な静的 BH 解の唯一性を証

重力 a19 すばる HSC の銀河サーベイデータを使った宇宙論パラメタ推定手法の開発
杉山 素直 (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 M2)

明する。

1. W. Israel, Pays. Rev. 164, 1776(1967)
2. D. C. Robinson, Gen. Rel. Grav. 8, 696(1977)

宇宙の大規模構造は、インフレーションなどの初期条件、ダー

3. M. Nozawa, T. Shiromizu, K. Izumi, and S. Yamada,

クマターの重力、ダークエネルギーの加速膨張の物理で進化し

arXiv preprint arXiv:1805.11385 (2018).

てきた構造である。したがって、大規模構造の特性と時間進化を調べることで宇宙論パラメタの制限を行うことができる。中重力 a18 回転 BH による真空崩壊の触媒作用
上田 和茂 (広島大学 宇宙物理学研究室 M2)でも、弱い重力レンズと銀河分布を組み合わせた解析は、銀河
バイアス不定性を除去するため宇宙論パラメタを制限する非常

近年の LHC における Higgs 粒子の観測によって完成した標に強力な手法である。本研究の最終的なゴールはすばる HSC

準理論のパラメータによると、Higgs 場の凝縮度が現在の値よの銀河サーベイデータを用いて宇宙論パラメタを制限することりも非常に大きい場合、エネルギーが現在の電弱真空よりもである。

下がることが予言され、電弱真空は準安定状態である可能性には、理論を正確に計算する必要がある。理論の計算方法としが指摘されている。つまり、現在の電弱真空は偽真空状態にあて標準的に使われている大規模構造の摂動論は小スケールのシ

り、量子トンネル効果によって、より安定な真真空状態へ相転

グナルを正しく計算できない上に、観測されるシグナルは小ス

移する可能性がある。この様な相転移現象を偽真空崩壊と呼ぶ

ケールと大スケールが混ざった状態にあるため、摂動論にもとが、標準理論から算出される偽真空崩壊による真空の寿命は現づいて計算された理論を観測と比較する際には、解析に使える

在の宇宙年齢を遥かに凌駕しており、真空の相転移が標準理論

スケールが大スケールに限られるという問題がある。使用できの正当性を脅かすことは無い。ところが近年、Ruth Gregory

るシグナルスケールが限られることは、統計誤差の増加につな

らは、Planck 質量程度の原始ブラックホール (以下 PBH と表がるため宇宙論パラメタの制限を弱くすることにつながってし記) は真空崩壊を誘起する触媒として作用し、真空の寿命を著まう。

しく縮めることを指摘した。この主張が正しければ、観測宇宙

タ解析に先立ち、宇宙論パラメタを強く制限できる新しい解析の内部に真空崩壊を誘起するような PBH は 1 つも存在し得な手法を開発する。上のような問題を解決するために、数値宇宙

観測と理論を比較して宇宙論パラメタの制限を行う

そこで本研究では、すばる HSC の銀河サーベイデー

い、という現象論的推察が可能となる。この様な推察には厳密論にもとづいた理論の計算方法 [1] と観測シグナルのスケールな理論予言が不可欠であるが、先行研究では BH の回転の影

マスキング手法 [2] を組み合わせる。新しい解析手法では小ス

響は考慮されていない。考慮する場の種類 (スピン) によってケールのシグナルを正確に計算できることに加え、観測シグナ

8

ルのスケールを分離するため、従来の解析手法に比較して使用

重力 a21 ハッブル定数の不一致問題に対する
cosmological backreaction による説明の問題点
三浦 大志 (京都大学 天体核研究室 D1)できるスケール範囲が広がり統計誤差が小さくなると期待される。新しい解析手法で得られた宇宙論パラメタの統計誤差を従来の解析手法の結果と比較し、その有効性を検証する。

宇宙の膨張率を記述する速度と距離の間の比例係数 H0 は

1. Nishimichi T., et al., 2018, arXiv:1811.09504

ハッブル定数と呼ばれ、宇宙論モデルを制限する重要なパラ

2. Baldauf T. et al., Phys. Rev. D, 81, 063531 (2010)

メータである。現在の標準的な宇宙論モデルである ΛCDM モ
デルは様々な観測とほぼ矛盾がない。しかしながら Planck 衛

重力 a20 宇宙の大規模構造とダークマターハローの形状の相関
栗田 智貴 (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 M2)星で観測された宇宙マイクロ波背景放射の非等方性と、標準光源の赤方偏移と光度距離を用いる直接観測で求められた２つのハッブル定数の値の間には 4 σ 以上の不一致がある。この不一宇宙構造形成の標準シナリオである冷たいダークマターモデ

致は標準宇宙論モデルが不十分であることを示唆している可能ル（CDM モデル）では、CDM が密集した自己重力系である性があり、重大な問題である。

ダークマターハローの中に銀河が形成される。銀河の形状やそこの問題に対して、小スケールでの宇宙の非一様性により背の周囲を包むダークマターハローの形状は、それらを構成する

景時空の時間発展が変更される効果 (cosmological backreac-

物質と大規模構造による宇宙広域の重力場との重力相互作用のtion) により直接観測によって測定されたハッブル定数が変更

結果を反映すると考えられる。このような形状と大規模構造のされ、ハッブル定数の不一致問題が解決できる可能性があると相関は Intrinsic Alignment（IA）と呼ばれ、現在理論と観測のいう主張がある [1][2]。しかしながら、基本的に cosmological

両面から研究が進展している [1,2]。

backreaction は計量に対する摂動の２次のオーダーで影響し、ホライズンより十分内側で Newtonian cosmology に一致する

IA の理論的な研究手法として、摂動論によって理論模型をNewtonian gauge ではその backreaction の効果は十分無視で構築する方法と N 体シミュレーションを用いる手法の二つがきるという主張もある [3]。

ある。摂動論は物理的な描像を理解しやすいなどの利点も多い

したがって本講演では、宇宙の非一様性を考慮し、直接観測

が、重力による非線形成長に起因して小スケール（短波長）領で測定されるハッブル定数を光の測地線方程式を解く方法であ域では破綻することが知られている。一方 N 体シミュレーショ

る ray-tracing 法を用いて求め、cosmological backreaction がンは、運動方程式とポアソン方程式を数値的に解くものであ

ハッブル定数の不一致問題を説明できるかどうかを検証する。

り、非線形領域における構造形成を第一原理的に追うことがでその際 Newtonian cosmology で物理量を計算した Newtonian

きる。この点においてこれらは相補的な研究手法である。

gauge を用いる。その結果、cosmological backreaction の直接観測で測定されるハッブル定数への影響は十分小さく、ハッブ

現状では IA の摂動論は N 体シミュレーションを用いて十分ル定数の不一致問題を説明できるほどではないことを示す。ま

に検証されてはいない。本研究では N 体シミュレーションを用た、ある重力崩壊領域に対する近似や平均化の手法を用いると、いて IA の測定、すなわちダークマターハローの形状と大規模

Newtonian cosmology を用いても、先行研究で示唆されるよう構造（ダークマターの空間分布）の相関の測定を行なった。そな cosmological backreaction のハッブル定数への誤った影響の後、摂動論による理論計算と比較をすることで、摂動論の小が得られてしまうことを示す。

スケールにおける適用限界や摂動論が含むモデルパラメータの1. K. Bolejko, Physical Review D97, 103529 (2018)

ハロー質量、赤方偏移、宇宙論モデルへの各種依存性を調べた。

2. K. Tomita, Progress of Theoretical and Experimental

発表では、これらの結果から示唆される、重力レンズ効果の解

Physics 2018, 021E01 (2018)

析に与える影響や IA 自身に含まれる宇宙論的な情報の抽出可

3. S. Green and R.Wald, Physical Review D83, 084020

能性についても議論する。

(2011)

1. A. Kiessling, et al. Space Sci. Rev. 193, 67 (2015)
2. S. Singh, R. Mandelbaum, and S. More, MNRAS 450,

重力 a22 銀河形状を用いた初期三点相関の検証
小粥 一寛 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） D1)

2195 (2015)

宇宙初期には急激な加速膨張 (インフレーション) があり, これはスカラー場であるインフラトンにより引き起こされたとされる. インフレーションモデルは数多く提唱されているが, その重要な予言として, インフラトンの量子的ゆらぎにより空間曲9

率のゆらぎが生じ構造形成のもととなる密度ゆらぎが生成され望遠鏡 Hyper Suprime-Cam (HSC) などの観測により z ∼ 1

ることが挙げられる. 一方で, 高エネルギー物理では, 自然界の程度の遠方銀河団が数多く見つかっており、銀河団を用いた精

四つの力を統一的に記述する超弦理論が提案されている. 超弦密宇宙論が期待される。

理論は特有の性質として 2 より大きなスピンをもつ粒子 (高ス

銀河団の質量の大部分は暗黒物質が占めているため、可視光

ピン粒子) の存在を予言する. この高スピン粒子とインフラトン

観測によって得られるメンバー銀河の数から推定される銀河団が相互作用した場合には, 曲率ゆらぎの統計的性質に, 非ガウスの質量は不定性が大きい。そこで、暗黒物質の空間分布を直接性が生じ, その波長間の角度や粒子の質量に依存する固有の特的に測定できる弱重力レンズ効果と組み合わせることで高精度徴が表れることが示されている [1]. 以上のことから, 宇宙論的の質量推定が可能となる。一般に、弱重力レンズ効果を用いた観測により, このような非ガウス性に迫ることで超弦理論の観質量推定は背景光源として銀河を用いる。しかし、レンズ天体

測的な検証につながることが期待できる. ゆらぎの分布の非ガが高赤方偏移であるほど背景銀河の数が少なくなるため、 高赤

ウス性は, 三点以上の高次相関によって特徴づけられる. 先行研

方偏移の質量分布の情報を引き出すことが困難になるという問究では, 銀河形状の観測を用いた初期三点相関の検出可能性が題がある。一方、z ∼ 1100 の最終散乱面から放射される宇宙マ検証された. 早期に形成が始まり十分に時間が経過したと考え

イクロ波背景放射 (CMB) を背景光とする弱重力レンズ効果をられる楕円銀河の形状は, その周囲のダークマターハローの潮用いると、遠方宇宙における質量分布の情報を手に入れること

汐場と相関することから, 宇宙初期の曲率ゆらぎの情報が含まが可能となる。

れるからである. このことから, 銀河形状の観測は角度依存する

本発表では、Planck の CMB レンズマップ [2] と HSC の銀

初期非ガウス性の検証に有用であることが示された [2,3]. 本研

河団カタログ (CAMIRA) [3] を組み合わせて銀河団の周囲に究では, これを応用し高スピン粒子が生成する非ガウス性のう

おける CMB レンズ信号のスタッキング解析を行った結果を報ち, 初期三点相関が銀河形状に与える影響を調べ, その検出可能告する。また、時間があれば CMB レンズ信号を用いた銀河団性を検証した. 銀河形状モーメントは，初期三点相関に表れるの質量推定についても議論する。

スピンと関係し，4 次モーメントでは初期三点相関におけるス
ピン 4 粒子の痕跡を検出できる可能性があることがわかった．
この発見は今後の初期非ガウス性の探査において重要な指針を

1. David H. Weinberg et al., Phys.

Reports, Volume530(2013)
2. Planck 2015 results XV. Gravitational lensing

与える.

3. Oguri, M., et al. 2018, PASJ, 70, S20

1. Arkani-Hamed, N. and Maldacena, J. (2015). Cosmo-

重力 a24 21cm 線と CMB 弱重力レンズ効果の相互相関による中性水素存在量の推定
迫田 康暉 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M1)

logical Collider Physics.
2. Schmidt, F., Chisari, N. E., Dvorkin, C. (2015). Imprint of inflation on galaxy shape correlations. Journalof Cosmology and Astroparticle Physics, 2015(10), 032–

宇宙の再電離以降、宇宙空間に存在する水素のほとんどは電

032.

離されており、残された HI の大部分は銀河などの高密度領域

3. Kogai, K., Matsubara, T., Nishizawa, A. J., Urakawa, Y.

に存在する。従って HI を探ることは銀河などの高密度領域の(2018). Intrinsic galaxy alignment from angular depen-

中を見るということに他ならない。高密度領域では星形成が行

dent primordial non-Gaussianity. Cosmology and As-

われており、HI はその苗床である。したがって HI の存在量のtroparticle Physics An IOP and SISSA Journal J, 08.

時間変化を探ることは宇宙論的な星形成の理解につながる。HI
は波長 21cm の電磁波 (21cm 線) を放出する。従って 21cm 線

重力 a23 CMB レンジングを用いた銀河団の質量推定
山本 菜々花 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研）を観測すれば、HI の存在量の時間発展を得ることができる。しかし、21cm 線のシグナルは前景放射によって汚染されてしまう。この問題を解決するために、21cm 線と、大規模構造が宇宙

M1)

マイクロ波背景放射に及ぼす重力レンズ効果から得られるコン

銀河団は宇宙の中で最も大きな質量を持つ天体であり、宇宙バージェンスマップとの相互相関をとるという手法を採用するの大規模構造の進化を調べる上で重要な研究対象である。銀河[1]。先行研究 [2] では、今後観測が始まる望遠鏡である Square

団の質量と数の関係は、原始密度揺らぎや暗黒エネルギーの性Kilometre Array (SKA) を想定した場合に、HI の存在量の推質に強く依存する。そのため、観測によって多くの銀河団を発定精度を Fisher 解析により予測している。その結果、SKA 観

見し、その質量を正しく推定する事は、宇宙論モデルの制限に測による [1] の手法を用いた HI の存在量の推定は、従来の望遠

おいて非常に重要である [1]。これまで、赤方偏移 z ∼ 0.6 程度

鏡による他の手法を用いた制限よりも、高赤方偏移まで精度よの近傍宇宙においては Sloan Digital Sky Survey (SDSS) など

く HI の存在量を推定できる可能性を示している。しかし、[1]の観測により数多くの銀河団が発見された。また、近年すばるの手法により、存在量そのものを正しく推定できるかはわかっ

10

ていないため、それを検証する必要がある。従って本研究では、て議論する。また、その結果から、k ≥ 1Mpc−1 の小スケール[1] の手法による HI 存在量推定の妥当性を以下の手順によって側の初期パワースペクトルの制限について議論する。

明らかにする。N 体シミュレーションにより得られたハローの

1. M. Ricotti & A. Gould, ApJ. 707, 2, 979 (2009)

分布と暗黒物質ハロー質量-HI 質量関係から得られる HI 分布

2. E. Komatsu & U. Seljak, MNRAS, 327, 1353 (2001)に基づき、21cm 線強度マップを作成する。これと同時に、N
体シミュレーションからコンバージェンスマップを作成する。

2 つのマップの相互相関を取り、HI の存在量を推定する。推定した HI 存在量が、作成した HI のマップにおける存在量を正しく復元するか確認する。 本発表では、その結果について議論を行う。時間が許せば、21cm 線と銀河の相互相関による HI の存

重力 a26 21cm-LAE cross-correlation を用いた 21cm
線シグナルの検出可能性
口ノ町 瑛 (熊本大学自然科学教育部 M1)
誕生して間もない宇宙は、高温高密度のプラズマ状態で存在

在量推定についても検討する。

していた。やがて宇宙膨張による温 度の低下によって陽子と電子が再結合し、中性水素が生成される。その後、初代星や初代

1. Guha Sarkar T., (2010), Journal of Cosmology and As-銀河の形成に伴って、宇宙に存在するほとんどの中性水素が電troparticle Physics, 2, 2離される。この時期を宇宙再電離期と呼ぶ。

2. Tanaka, Shoichiro, and Yoshiura, Shintaro, and Kubota,

しかし宇宙再電離期について、電離開始時期を始め、電離源

Kenji, and Takahashi, Keitaro, and Nishizawa, Atsushi

や電離プロセスはまだ観測的に未解明である。この宇宙再電離

J. and Sugiyama, Naoshi, (2019), arXiv:1904.10363

期を捉えるには、当時の宇宙を満たしていた中性水素が放射す[astro-ph.CO]る電 磁波である 21cm 線の観測が有効である。しかし、宇宙再電離期の 21cm 線は非常に微弱であるのに加え、21cm 線の観

重力 a25 Ultracompact minihalo の 21cm 線観測による初期パワースペクトルの制限
古郡 国彦 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M1)

測は銀河系シンクロトロン放射や系外電波などの強烈な前景放射によって妨げられている。そのため、前景放射の影響を軽減、回避することが求められる。その方法の 1 つである 21cm 線のビッグバン理論の宇宙初期に関する諸問題の解決策としてイ

放射強度と銀河分布の相互相関 (cross-correlation) を取る方法

ンフレーション理論がある。インフレーションモデルは無数にが先行研究で行われている。21cm 線の放射強度と銀河分布に存在するため、そのモデルを制限する必要がある。その方法のは負の相関関係があると考えられているが、前景放射と銀河分一つに初期パワースペクトルによる制限がある。初期パワース

布には相関関係が無いと考えられている。そのため、21cm 線

ペクトルの制限は宇宙マイクロ波背景放射の観測などから得らの放射強度と銀河の位置の相互相関を取ることで前景放射の影れてきたが、小スケール側 (波数 k ≥ 1Mpc

−1

) は不定性が大響を低減することができ、21cm 線の検出が期待される。

きい。近年注目されている Ultracompact minihalo (UCMH)

そこで本研究では、21cm 線の放射強度と銀河分布の相互相という天体を用いることで小スケール側に制限を課せる可能関に着目した。21cm 線の放射強度と銀河分布はそれぞれ、現性がある [1]。UCMH は、赤方偏移 z ∼ 1000 に形成される高在行われているオーストラリアの Murchison Widefield Array−3z ≤ δ ≤ 0.3 を(MWA) による観測とハワイのすばる望遠鏡の Hyper Supreme満たす時に構造形成されうる。高赤方偏移において形成される

Cam (HSC) による Lyman-α emitter (LAE) と呼ばれる高UCMH は、空間的にコンパクトであり、初期パワースペクト

赤方偏移銀河の観測を想定した。この MWA-HSC 観測の想定

ルの短波長側の波数範囲に制限をつけることが期待される。

のもとで得られる 21cm-LAE 相互相関を計算し、21cm 線シグ密度天体であり、密度揺らぎの大きさが 10

本研究では、21-cm 線を用いて UCMH の存在量に制限を

ナルの感度を見積もり、検出可能性を示した。

課し、小スケール側の初期パワースペクトルに制限をつける

1. Kubota, K., Yoshiura, S., Takahashi, K., et al. 2018,

ことを目的とする。21-cm 線とは、中性水素の超微細構造由MNRAS, 479, 2754

来の電磁波である。2020 年代前半に観測を開始する Square

Kilometre Array(SKA) によって z ∼ 30 程度までの観測が期待される見込みである。宇宙再電離より十分以前であるから、

UCMH も中性水素ガスを持つと考えられる。そのため UCMH
内部の中性水素に由来する 21cm 線が観測できると期待される。

重力 b1 F(R)gravity での Shuwarzshild-de Sitter
black holes の anti- evaporation
木太久 稜 (名古屋大学 重力・素粒子的宇宙論研究
室 (Qg 研) M1)
宇宙項を含めた真空の本講演では、UCMH の中性水素密度分布および温度分布を

Einstein 方 程 式 の 解 にモデル化することで、個別の UCMH の 21-cm 線シグナル分布

Schwarzschild-de Sitter black hole がある。このブラックホーを導出する手法を紹介する。[2] そして、SKA の感度を考慮す

ルは 2 つのホライズンを持ち一つは通常のブラックホールホることにより、UCMH の存在量に制限を与える可能性についライズン、もう 1 つは cosmological ホライズンである。この11

2 つのホライズンの大きさがほぼ等しい場合を考え 2 つのホ

重力 b3 スカラーダークマターとブラックホール
ヘア
野村 皇太 (神戸大学 宇宙論研究室 M1)

ライズンの間の領域を張る座標系を考えると Nariai 時空が得られる。R.Bousso and S.Hawking は s 波と one-loop 近似を使ってこの時空に量子補正をした [1]。そのあとある形の摂動をかけ初期のホライズンの振る舞いを見ると初期条件によってSchwarzschild 計量を背景とする Klein–Gordon 方程式は，

は evaporation つまりホライズンの大きさが減少する、しかし時間に依存する非自明な解をもつことが Jacobson によって指一方で anti-evaporation、つまりホライズンの大きさが増加す摘された [1]。「ブラックホールは 3 本の毛，すなわちその質量，ることが見られた。今回レビューする論文 [2] は F(R) gravity

スピン，電荷で完全に特徴付けられる」と主張する無毛定理にでは量子効果を考慮しなくても上の 2 つのホライズンがほぼなぞらえて，このようなスカラー場解はブラックホールの「ス同じ大きさであるブラックホールで anti-evaporation が起こ

カラーヘア (毛)」と呼ばれる。Jacobson の結果は，宇宙論的る可能性を示している。F(R)gravity とは修正重力理論の一つなスケールで線形に時間発展するスカラー場であった。一方，で Einstein Hilbert 作用の Lagragian 密度の曲率 R を R の近年注目されているのは，宇宙に存在するダークマターがスカ関数 F(R) に置き換えて得られるものである。この F(R) の形

ラー場からなり，ブラックホールがこのスカラーダークマター

によっては現在の加速する宇宙、また宇宙初期のインフレーをまとっているとするモデルである。この場合，スカラーヘションを表すことができる。上の論文ではまず初めに真空の場

アの時間依存性は質量をもつダークマターの振動に由来する。

の方程式の解に Nariai 時空が存在するための F(R) の条件を

Hui らは，スカラー場の質量に応じて，ブラックホールを取り得る。その後、その時空にある形の摂動をかけ F(R) の形とそ巻くスカラー場の配位がどのように変わるかを解析した [2]。

の曲率での値によってはホライズンの大きさが初期では時間とその結果，ブラックホールから十分離れた距離 r において，小ともに増加することが示されている。最後にいくつかの具体的さな質量をもつスカラー場は 1/r に伴って減衰する一方で，大な F(R) の形で anti-evaporation が生じるかを見る。

きな質量をもつスカラー場は 1/r 3/4 の振る舞いを見せることが示された。スカラー場は時空計量に影響を与え，物体の運動

1. R. Bousso and S.W. Hawking, (Anti)evaporation ofや重力波にその配位の情報を残すと考えられることから，それSchwarzschild-de Sitter black holes, Phys. Rev. D 57,

らの観測を通してスカラーダークマターの質量に関する手がか

2436 (1998)

りをつかめる可能性がある。本発表では，おもに [2] の解析手

2. S. Nojiri and S.D. Odintsov, Anti evaporation of

法と結果についてレビューを行う。

Schwarzschild-de Sitter black holes in f(R)gravity, Classical Quantum Gravity 30, 125003 (2013)

1. Ted Jacobson, Primordial Black Hole Evolution in
Tensor-Scalar Cosmology, Phys. Rev. Lett. 83 (1999),

重力 b2 Q-balls
遠藤 洋太 (大阪市立大学

2699

宇宙物理・重力研究室

2. Lam Hui, Daniel Kabat, Xinyu Li, Luca Santoni and
Sam S. C. Wong, Black Hole Hair from Scalar Dark

M2)

Matter, arXiv:1904.12803 [gr-qc]

波が局在するような解を soliton 解と呼ぶ。その中で non-topological soliton と呼ばれる soliton 解が存在する。ある重力 b4 Infinite Derivative Gravity 理論における特異点解消の構造について
太田 渓介 (東京学芸大学 M1)

特定のポテンシャルをしたスカラー場は重力の効果なしに

non-topological soliton 解をなすことが分かっている。これがQ-ball である。
先行研究 [?] では、Q-ball の存在性や安定性について議論さ一般相対性理論は重力場を記述する理論として最も有力なもれており、特定の条件を満たすようなポテンシャルで抽象的にのの一つである。これは、重力波をはじめとして、主に IR 領域

議論を進めている。また、この Q-ball の励起状態についてもでの観測によってその有効性が確認されている。一方で、UV言及している。

領域では Einstein-Hilbert 作用により、ブラックホールの真空本発表では先行研究 [?] のレビューに加え、実際に具体的な解などの特異点を持つ解が必ず導かれる。自然界は古典的な特ポテンシャルを仮定して、Q-ball 解を数値的に導出し、その異点を避けることが期待されている。そこで、この問題に対し結果がどのような物理現象に対応しているかを考察する。加えて Einstein-Hilbert 作用に補正項を加えることで、UV 領域でて、ゲージ場を入れた場合解がどのように変更されるか、また、特異点を解消し、IR 領域では一般相対性理論の結果と一致するスカラー場のみの場合と比較して、物理現象としてどのようなような修正重力理論が盛んに研究されている。

ものがあげられるか考察する。

修正重力理論の一つである Infinite Derivative Gravity (IDG)
理論は 、重力源の 分布はデル タ関数型 として 、Einstein-

1. Sidney Coleman, Nuclear Physics B262 (1985) 263-283

Hilbert 作用の中にリーマンテンソルの無限階の微分を補正

12項として導入する理論である。2011 年に Biswas らは IDG 理論の完全な作用を初めて定式化し、4 次元静的球対称真空解を弱場近似として求めた [1,2]。この解はゴーストフリーであり、また IR 領域では 1/r ポテンシャルのように振る舞う。一方で、

重力 b6 21cm 線-CMB Lensing 相互相関の検出可能性と宇宙論パラメータの制限
田中 章一郎 (熊本大学自然科学教育部 M2)

UV 領域においては、メトリックが定数になる。つまり、重力

宇宙晴れ上がり後、中性水素に満たされていた宇宙は初代星源をデルタ関数分布に設定していたとしても、原点における特や銀河の形成に伴い放出される紫外線光子により電離が行われ異点が解消される。しかし、無限階微分を導入したことによるる。最終的に宇宙全体の中性水素が電離されるまでの時代を宇特異点の回避の物理的機構については十分に議論されていな

宙再電離期という。再電離期後、ほとんどの中性水素は電離さい。

れてしまうが、ごく一部は高密度領域の中 (主に銀河内部) に

本発表では、まず IDG 理論における定式化について紹介する。

残る [1]。そのため、中性水素の分布は銀河分布とその背景に次に、特異点回避の物理的機構について議論する。本研究ではあるダークマター分布をトレースする。 また、宇宙全体の中性

IDG 理論における特異点の回避は、重力源としてガウシアン型

水素の量を表すパラメータ ΩHI がある。ΩHI の測定は宇宙のの物質分布をおくことによる特異点の回避と、同じ構造を持つ

バリオンのほとんどを占める水素の物理状態を知る上で重要でと仮定する。その下で、IDG 理論で得られた線形の弱場解につある。特に ΩHI の赤方偏移進化は宇宙の三次元物質密度分布の

いて、重力源としてガウシアン型を仮定して物質分布を逆算す

再構築において欠かすことができない。宇宙論的スケールの物る。それを踏まえて、ガウシアンをソースとするブラックホー

質分布は宇宙論の精度を上げるために非常に重要である。この

ルと IDG 理論から得られるブラックホールとの関連性についΩHI を求めるために中性水素の超微細構造に由来する 21cm 線て考察する。

に着目する。
宇宙膨張に伴う赤方偏移の効果によって、遠方宇宙からの1. Biswas, Tirthabir, et al. Physical review letters 108.3

21cm 線はより低周波な電波として観測される。つまり、赤方(2012): 031101.

偏移した 21cm 線を広い周波数帯で観測することにより、各赤2. Biswas, Tirthabir, et al. Classical and Quantum Gravity

方偏移ごとの階層的な宇宙の探査が可能となる。従って、ΩHI

31.1 (2013): 015022.

の赤方偏移進化を探る上で 21cm 線観測は不可欠である。
しかし、21cm 線観測は銀河系内外からの強力な前景放射に

重力 b5 原始ブラックホールによる非等方的なKinetic Sunyaev-Zeld́ovich 効果
阿部 克哉 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M2)

より、未だ宇宙論的スケールでの観測には至っていない。また、ΩHI の制限を行う研究はライマンアルファの吸収性質を用いた推定や HI 分布と銀河分布の相互相関による推定など多くなさ

宇宙論における重要課題の 1 つにダークマター (DM) の解れてきた。しかし、誤差が大きいことに加えて各赤方偏移ごと明が挙げられる。宇宙初期に高密度領域が重力崩壊して形成の制限にばらつきがみられる。そこで本研究では、前景放射のされるブラックホールである、原始ブラックホール (PBH) は影響を減らすことができる相互相関という手法を用いた 21cm

その候補の一つである。それゆえ、現在様々な観測によってそ

線-CMB Lensing 相互相関 [2] に着目し、検出可能性を議論しの存在量に制限を与える取り組みがされている。本研究ではた。これに加えて Fisher 解析を行い ΩHI の制限について将来

Kinetic Sunyaev-Zeld́ovich 効果 (kSZ 効果) と呼ばれる現象のの精密観測によってどの程度制限が向上するか予測した。

観測により、PBH の密度パラメータに制限を与える。PBH ご

1. Zwaan M. A., Briggs F. H., Sprayberry D., Sorar E.,

く近傍のガスは、降着時の重力エネルギー解放により温度が上

1997, ApJ, 490, 173

昇し熱制動放射を引き起こす。そのため、PBH は紫外線や X

2. Tapomoy Guha Sarkar, 2009, Journal of Cosmology and線の放射源となり、周囲のガスを電離する。これらの電離されAstrophysics , Issue 02,pp.002(2010)

たガスが kSZ 効果を引き起こす。本研究ではまず、PBH 周辺のガスの電離構造を明らかにするため、PBH の放射光度を仮

重力 b7 HSC データを用いたフィラメント構造の弱重力レンズ効果測定
近藤 寛人 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M2)

定し輻射輸送シミュレーションを実施した。こうして得られたガスの電離構造をもとに、PBH の kSZ 効果による CMB の温
度ゆらぎの角度パワースペクトルを見積もった。この結果、得られたスペクトルの形がシルクスケールよりも小さなスケール

現在最も支持されている宇宙論モデルとして、宇宙膨張を促にて平坦になるため、小スケールにて支配的な寄与をもたらす

進する宇宙項 Λ と冷たいダークマターを含む ΛCDM モデルが可能性が明らかになった。また、これらの結果と South Pole

ある。ΛCDM モデルに基づいた N 体シミュレーションでは、

Telescope (SPT) の観測結果 [1] を比較することにより PBH

ダークマターの構造として球状のハローとその間をつなぐ線状の密度パラメータに対する制限に関しても議論を行う。

のフィラメント構造が形成される。実際の観測では、ダークマ
ターは光を放射しないためダークマターの構造を直接観測する

1. J. W. Henning, et al., ApJ, 852, 97 (2018)13

ことはできず、内部で形成された銀河の空間分布を通して観測

演では、宇宙初期に増幅された電磁場から作られる重力波のパされてきた。

ワースペクトルを計算し、重力波干渉計による直接観測の可能

しかし、相対論的効果を考えると、ダークマター構造の背後に性を検討する。

存在する銀河の形状は、重力場による光の経路の歪みから若1. Tomohiro Fujita and Ruth Durrer, arXiv:1904.11428

干の変化が生じる。これを弱重力レンズ効果と呼び、膨大な数の銀河像を平均することで、微小な銀河像の変化を取り出し、ダークマター構造を直接的に測定することが可能になる。ハ2. Chiara Caprini and Lorenzo Sorbo, JCAP1410(2014)

重力 c1 Weyl クラス
松野 皐 (大阪市立大学

ロー内のダークマター分布は、弱重力レンズ効果によって広く研究されているが、ハローと比較して質量が小さく、弱重力レ
ンズ効果の小さいフィラメント構造においては、まだ十分に研宇宙物理・重力研究室 D2)軸対称静的時空の Einstein 方程式の真空解に関して次の定究されていない。先行研究として、SDSS LRG 間のフィラメ理が知られている．

ント構造の弱重力レンズ効果の測定 [1] があり、z ≤0.5 のフィ

平坦な２次元ユークリッド空間 (ρ, z) 上の微分方程式

ラメント構造を測定している。

∆U = 0, ∂ρ k = ρ[(∂ρ U )2 − (∂z U )2 ], ∂z k = 2ρ∂z U ∂ρ U

私たちは、より高赤方偏移の銀河である SDSS-BOSS の隣接の解 U (ρ, z), k(ρ, z) を用いて，軸対称静的な真空の Einstein

するペアの間に存在するフィラメント構造 (z≤0.7) を Subaru

方程式の計量はHyper Supreme-Cam (HSC) の初年度データを用いて測定しds2 = e−2U [e2k (dρ2 + dz 2 ) + ρ2 dϕ2 ] − e2U dt2

た。また HSC コラボレーションにて、ΛCDM モデルを仮定しと表される．この定理をレビューする．

た N 体シミュレーションに基づいて作成された擬似銀河カタロ

1. 佐藤，小玉

グにおいても同様の測定を行い、現実のダークマターフィラメ
ント構造が ΛCDM モデルの予言と一致していることを確認し

重力 c2 Modeling scalar fields consistent withた。

positive mass
片桐 拓弥 (立教大学 D1)

本公演では、HSC データを用いた z∼0.5 のフィラメント構造の弱重力レンズ効果解析の結果について発表する。

一般相対論における正エネルギー定理は、物質場が適切なエ

1. J. Clampitt et al., MNRAS, 457, 2391 (2016)

ネルギー条件を満たす時空の非線形レベルの安定性を保証する[1]。正エネルギー定理によると、漸近的に平坦な時空の空間

重力 b8 ヘリカルな磁場生成モデルにおける重力波
生成
岡野 創 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室 M2)

的無限遠において定義される Arnowitt-Deser-Misner(ADM)
エネルギーは非負であり、Minkowski 時空において 0 となる。

ADM エネルギーに下限を定める正エネルギー定理の成立は、宇宙の後期加速膨張を説明する試みのひとつである修正重力理

我々の宇宙には、中性子星や銀河をはじめとした、磁場をもつ物体が多数存在する。磁場の強さは磁場の相関長 (スケール) が論の構築における指導原理となり得るだろう。

12[2] は、修正重力理論のひとつであるスカラー・テンソル理

小さいほど大きくなり、中性子星では 10 G を超ええ、銀河団
−3

一般相対論

G であるなど多岐にわたる。そして、2010 年の TeV論において正エネルギー定理が成立するために、理論が満たす

Blazar の観測から Void の宇宙にも磁場が存在し、100Mpc あべき条件を与えた。ただし、[2] が調べた理論は非常に特別なクでは 10

たりに 10−16

ラスである点で、議論に拡張の余地がある。

G を超える磁場があることがわかった。これは種本講演では、[2] をレビューしたのち、与える結論の拡張をお磁場とよばれ、この磁場がプラズマの運動などで銀河の磁場程度まで増幅されたと言われている。種磁場の起源は初期宇宙、
特にインフレーションにあると考えられ、2010 年の観測後、様々な磁場生成モデルが考えられてきた。ところが 2014 年にこなう。

1. E. Witten, Commun. Math. Phys. 80 (1981) 381.
2. M. Nozawa and T. Shiromizu, Phys. Rev. D 89, no. 2,

インフレーションのみで観測を満たす磁場は生成できないこと

023011 (2014)が証明され、以降はインフレーションだけでなく、再加熱も利

3. M. Nozawa and T. Shiromizu, Nucl. Phys.B 887, 380

用した磁場生成が議論されるようになった。また、観測結果と(2014)

シミュレーションとの比較から、宇宙磁場はヘリカルであることが示唆されている。そこで私は、初期宇宙磁場の生成機構と重力 c3 軸対称時空における時間的閉曲線
林 航大 (京都大学 基礎物理学研究所 M2)

してインフレーション期から再加熱期にかけてヘリカルな磁場を生成するモデルに着目する。このモデルでは、宇宙磁場の観
測下限 > 10−16 G を上回るスケール不変な磁場の生成が可能で本発表ではある軸対称時空に注目し、その時空に時間的閉あり、同時に作られた電場は再加熱時に十分弱められる。本講

曲線 (Closed Timelike Curve, CTC) が存在することを確認

14

する。

重力 c5 逆散乱法によるアインシュタイン方程式の厳密解の構成大倉 靖央 (大阪市立大学 宇宙物理・重力研究室

一般相対性理論は今から約 100 年ほど前にアインシュタインが提唱した理論であり、重力を時空連続体の歪みとして説明するものである。この一般相対性理論の興味深い示唆として、時M1)間的閉曲線の存在がある [1-3]。時間的閉曲線とは時間的な曲線
でありながら全く同一の時空点 (時間、空間 ともに全く同一の

次のようなメトリック()−ds2 = f −dt2 + dz 2 + gab dxa dxb

点) に戻ってくるものである。この時間的閉曲線の存在は、一般相対性理論の枠組みにおいて、過去の世界への時間旅行が禁( 0 1 2 3)x , x , x , x = (t, x, y, z), (a, b = 1, 2)

止されていないことを意味している。
本発表ではまず、文献 [1] に従って、回転する無限に長い円柱形状のダストによって形成される円柱対称時空において時間的を考える (ここで f, gab は t, z のみに依存する)。このメトリッ

閉曲線が存在することを確認する。また文献 [2] に従って、質クは比較的にシンプルであるにもかかわらず重力理論において量を持たない回転する二つの粒子によって形成される軸対称時

多くの応用がなされており、今までにこのメトリックに対する

空においても同様に時間的閉曲線の存在を確認する。後者の時方程式の非自明な解が数多く得られている。したがってこのメ

空については、質量を持たない回転する棒によって形成されるトリックに対する Einstein 方程式を積分する手法があれば厳密ものに近似することができることも確認する。ただし、注意す

解がシステマティックに求まり、われわれの重力理論のさまざべき点として、ここで述べた二つの解はいずれも非現実的な性

まな側面の理解を大きく進めることができる。そこで Belinskii

質を持っていることが挙げられる。

と Zakharov は文献 [1] において逆散乱法を用いた、このメトリックに対する Einstein 方程式の新たな解を構成する手法を示

1. W.B. Bonnor, J. Phys. A: Math. Gen. 13, 2121 (1980)した。この手法は Einstein 方程式をの既知の特解が少なくと2. W.B. Bonnor, Class. Quantum Grav. 19, 5951 (2002)

も１つあったとき、その特解から新しい非自明な解を得るとい3. S.V. Bolokhov (preprint 1904.06727) (2019)

うものである。これにより未だに知られていない Einstein 方程式の厳密解の発見が期待され、もしそれが実現すれば物理的に重力 c4 修正重力理論におけるスカラー波の遮蔽機
構とその破れ平野 進一 (立教大学 D3)

非常に大きな意味をもつ。本講演はこの文献 [1] のレビュー講演でありこの手法を導出から説明する。さらにそれを用いて最もシンプルな場合のソリトン解と 2-ソリトン解の構成を行う。

1998 年の加速膨張の発見以来、その起源としての修正重力

1. V. A. Belinski and V. E. Zakharov, Sov. Phys. JETP理論の研究が盛んに行われている。宇宙論的大スケールにおい48 (1978) 985て、重力理論の拡張から加速膨張の起源を説明し、太陽系のような小スケールではその拡張効果は遮蔽され、一般相対論の予

重力 c6 重力の熱力学的側面
渡慶次 孝気 (東京大学大学院理学系研究科附属ビッグバン宇宙国際研究センター M1)

言を再現する。近年、重力波の観測技術の進歩から、ブラック
ホールや中性子星のような強重力場での重力理論の検証が可能になりつつある。本ポスターでは、修正重力理論におけるパル
サーバイナリーでの重力波生成を考える。特に、重力理論拡張

近年，重力の熱力学的性質が盛んに研究されている．ブラッの効果によって生じる新たな偏極モードとして生じるスカラー

クホール (BH) を熱力学的対象とみなしたとき，エントロピー

波が伝搬せずに遮蔽されるのか、また、遮蔽されずに破れを生や温度によって BH が特徴付けられることや，エントロピーがじるのはどのような状況かを議論する。さらに、スカラー波がBH ホライズンの表面積に比例することはよく知られている．

飛来した際の地球近傍での振る舞いについても同様に議論を本講演では，まず [1] および [2] に基づいて，重力の熱力学的側面に関するトピックスを紹介する．この review が本講演行う。

の中心であり，熱力学的な要請の下でアインシュタイン方程式

1. C. de Rham, et al., Phys. Rev. D 87 (2013) no.4, 044025が導かれることや，通常の作用汎関数から出発して表面と境界

2. F. Dar, et al., Class. Quant. Grav. 36 , no. 2, 025008の情報が結びつくことなどを含む．後者の関係式をホログラ(2019)

フィック関係式と呼ぶ．

3. T. Katsuragawa, et al., arXiv:1902.02494 [gr-qc].

熱力学的に重力を考えることは量子重力理論への有力な歩みを与えるが，本講演ではこの点にも触れておきたい．一方で観測との整合性についてはどうであろうか．例えば，重力を熱力学的に考えるとダークマターを導入すること無しに観測事実を説明できるように思われたことがあった ([3])．しかしこの解釈は種々の問題点を孕んでいることにも触れておく．

15

1. Dimitris Moustos, Gravity as a thermodynamic phe-

重力 c8 球形ブラックホールが及ぼす質量インフレーション
村島 崇矩 (近畿大学大学院 総合理工学研究科・理学専攻 M1)

nomenon, [arXiv: 1701.08967]
2. T Padmanabhan, Thermodynamical aspects of gravity:
new insights, Rep. Prog. Phys. 73, 046901
3. Erik Verlinde, Emergent Gravity and the Dark Universe,

一般相対論では、定常ブラックホールは一般に質量、電荷、角[arXiv: 1611.02269]

運動量という３つの特徴しか持たないことが理論的に証明され

重力 c7 ブラックホール内部の質量パラメータ・イン
フレーションと宇宙検閲官仮設竹林 蒼真 (近畿大学大学院 総合理工学研究科理学専攻 M1)ている。質量のみをもつシュヴァルツシルト・ブラックホール
は単純であるが、電荷や角運動量をもつカー・ニューマン・ブ
ラックホールは一般にイベント・ホライズン内部にコーシー・
ホライズンと呼ばれる２つ目のホライズンを持つことが分かっている。そこで、回転や電荷を伴うブラックホールの内部構造

重力波天文学を筆頭とする様々な宇宙観測により、今後ブを考えよう。重力崩壊の過程で発せられた重力放射の一部は後ラックホール時空の詳細な構造が明らかにされると期待され

方散乱され、コーシー・ホライズンでエネルギー密度が無限にる。古典的な一般相対論における最も根本的な未開決問題の一

青方偏移することが知られている。その青方偏移の時空への反つは、ブラックホール（BH）と密接な関係がある「宇宙検閲作用効果を取り入れるため、コーシー・ホライズンの近傍で外官仮説」である。一般相対論では、重力崩壊の終点は BH であ

向きの重力放射も考慮すると、その放射は、コーシー・ホライ

り、時空特異点は BH の外部（イベント）ホライズンに隠されズンを横切り、質量パラメーターを無限に増大させることが分るという主張を「弱い宇宙検閲官仮説」という。つまり遠方のかる。この現象は「質量インフレーション」と呼ばれており、観測者から見えるような裸の特異点は存在しないという主張でコーシー・ホライズンの不安定性を意味するため、「現実の宇宙ある。一方、一般相対論の無毛定理によれば、重力崩壊でできには、物理学の初期値問題（コーシー問題）が破綻するようなる BH は質量、角運動量、電荷の３つのパラメータのみで記述

コーシー・ホライズンは存在しない」とする「強い宇宙検閲官仮される Kerr-Newman BH に限られる。Kerr-Newman BH は説」を支持するものである。本発表では「質量インフレーショ

一般に２つのホライズンをもち、BH 内部にあるホライズンは「コーシー・ホライズン」と呼ばれる。コーシー・ホライズンは、
そこを越えると物理の初期値問題（コーシー問題）が解けなくン」現象を最初に簡単なモデルで解析した、ポアソンとイスラ
エル（１９８９、１９９０年）の論文に基づき、回転ブラック
ホールと良く似た構造を持つ帯電した球形ブラックホールのモなる境界であり、現実の宇宙にはコーシー・ホライズンは存在

デルにおける質量インフレーションのメカニズムを解説する。

しないという主張を「強い宇宙検閲官仮説」という。これについて最初の重要な考察は、Poisson と Israel(1989 年）による

1. E.Poisson and W.Israel Phys.Rev.D41 1796(1990)

もので、BH 内部のコーシー・ホライズンが、「質量パラメータ

重力 c9 A new derivation of string-string interactions
藤倉 浩平 (東京工業大学 理工学研究科 基礎物理学専攻 山口研究室 D2)のインフレーション」と呼ばれる現象により不安定になることが示された。BH 時空で光の放射を考えると、無限遠に飛んでいく光と BH に落ち込んでいく光がある。BH に落ちていく方の光は、コーシー・ホライズンでそのエネルギー密度が無限大に青方偏移する。しかし、この効果は BH の外部にいる観測者

初期宇宙で、対称性が自発的に敗れると位相欠陥が生成されからは外部ホライズンにより因果的に切り離されているので、

BH 外部のエネルギー密度は有限なままになる。今発表では、
Kerr-Newman 解と似た構造をもつ Reissner-Nordstrom 解のる。特に、高エネルギー領域がひも状のときは宇宙ひもと呼ばれている。宇宙ひもは巨材なエネルギーを持つので、そのエネ
ルギー密度（数密度）の時間発展を説明することは素粒子論的

質量パラメータ・インフレーションについて、Poisson-Israel

な観点からも非常に興味深い。宇宙ひもの数密度の時間発展は（1990 年）の研究を紹介し、今後の宇宙観測による宇宙検閲官

宇宙ひも同士の相互作用に強く依存している。この講演では、

仮説の検証方法について議論したい。

宇宙ひもの相互作用を説明する系統的な手法を紹介する。

1. E.Poisson and W.Israel Phys.Rev.D41 1796 (1990)

重力 c10 スカラー型ゆらぎから誘起される重力波のゲージ依存性富川 慶太郎 (立教大学 D1)
宇宙論的摂動論を 2 次まで考慮するとスカラー型ゆらぎから 2 次の重力波が誘起される [1][2]。2 次重力波は 1 次とは異なりゲージ依存性がある。しかし、2 次重力波は主に Newtonian16gauge でのみ計算されており他の gauge ではあまり計算されには真空の定義が必要である。しかし一般に、曲がった時空上ていなかった。本発表では状態方程式 p = wρ の完全流体で占での粒子の真空の定義は困難である。これまで重力と非最小結

められている宇宙において、スカラー型ゆらぎから誘起される

合した状態での加熱期の真空について議論はあまりなされてい重力波を comoving gauge と Uniform curvature gauge で計算ない。そこで非最小結合が存在する場合の真空の定義についてし、2 次重力波のゲージ依存性を定量的に評価する。

の議論を行い、粒子生成の解析も行う。

1. K. N. Ananda, C. Clarkson and D. Wands, Phys. Rev.

1. S.Sato and K.Maeda, Phys. Rev. D97 083512(2018)

D 75, 123518 (2007)

2. Y.Ema, R.Jinno, K.Mukaida and K.Nakayama, JCAP

2. D. Baumann, P. J. Steinhardt, K. Takahashi and

1510 (2015)

K. Ichiki, Phys. Rev. D 76, 084019 (2007)

重力 c13 Time crystal とその初期宇宙への影響の可
能性
佐野 有里紗 (東京学芸大学 M2)

重力 c11 宇宙論における相転移由来の重力波
石川 純也 (東京工業大学 理工学研究科 基礎物理学専攻 山口研究室 M2)

我々の住んでいる宇宙は 138 億年前にビッグバンから始まっ

初期宇宙においては、標準模型を超えた物理に関する対称性たと考えられている。しかし、宇宙はビッグバンから始まったが実在していたと考えられている。ツリーレベルポテンシャルとするビッグバン理論を考えると、地平線問題や平坦性問題なに、他の場からの量子効果を加えた有効ポテンシャルを熱化す

どの問題が生じてしまう。そこで、これらの問題を解決するたることで相転移のダイナミクスを調べることができる。本講演

めに、ビッグバンより以前に指数関数的加速膨張であったと仮では、宇宙論における相転移から生じる重力波について述べる。

定する。それは、inflation と呼ばれ、あるスカラー場 (inflaton)が引き起こしたと仮定している。inflaton が激しく振動する際

重力 c12 Reheating after the hybrid Higgs inflation
佐藤 星雅 (早稲田大学 前田研究室・山田研究室にエネルギーが放出され、別の物質へと転移する。それにより、

inflation によって冷やされた宇宙が再び加熱され、ビッグバン

D2)となる。この過程を reheating と呼ぶ。

ビッグバン宇宙論は現在の宇宙の標準理論となっているが初Time crystal とは、時間並進対称性を自発に破った物質であ

期ゆらぎの起源など自然な説明が不可能な課題がある。これをり、非平衡状態においては実験的にすでに実現されている [1]。

解決する理論としてインフレーション理論が提唱され、これま

また、time crystal は時間に対して周期的なパターンをもつ物

でに多くの研究がなされてきた。インフレーション理論では宇質であり、与えられた外力に対して２倍などの周期で振動する

宙の指数関数的膨張が引き起こされる。これは断熱膨張を意味

ことがわかっている。

し、宇宙の温度が絶対零度付近まで下がることを意味する。し本発表では、量子重力理論から示唆される時間の離散性が time

かし初期の元素合成のためにはビッグバン初期は火の玉宇宙とcrystal とみなせる可能性について考えた。また、そのパラメー呼ばれるほど高温が必要である。その為インフレーションを引

タ共振などが inflation やその後の reheating など初期宇宙に影き起こす粒子 (インフラトン) の崩壊によってこの加熱が達成

響を与える可能性について議論する。

されると考えられている。

1. J.Zhang et al.,Nature 543, 217-220(2017).

一方でインフレーションのモデルは数多くあるが、素粒子標準模型内の粒子によって引き起こされるモデルは Higgs

重力 c14 ダークマターの性質の制限：LSBG を用いたダークマター対消滅の探査
橋本 大輝 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） D1)

inflation のみである。しかし、宇宙背景放射 (CMB) の観測結果と整合するには重力との非最小結合が必要である。非最小結合には質量項タイプと運動項タイプの結合があり、これら 2つが同時に存在するインフレーションモデルが Hybrid Higgs

宇宙のごく初期に熱的に生成されたダークマター（代表例inflation である [1]。このモデルは CMB の観測に整合するが、は Weakly Interacting Massive Particle）は、その当時標準モ

一般に運動項タイプの結合はインフレーション後の加熱期にデルの粒子と熱平衡状態にあったと考えられる。したがって、

Higgs 場の音速の 2 乗が負になる問題 (gradient instability) がダークマターが対消滅して標準モデルの粒子が生成されるよある [2]。これは摂動の急激な成長を引き起こし、摂動論による

うな反応過程が存在することが期待される。それに伴い、ガン解析の破綻を意味する。

マ線が生成されることが予測されており、このガンマ線放射を探査することがダークマターの性質の解明に繋がる。これま本講演では Hybrid Higgs inflation 後の粒子生成による加熱機構の解析を行う。運動項タイプによって引き起こされたでの研究では [1] や [2] において、銀河系中心方向や銀河系近gradient instability が質量項タイプの導入によって回避可能か

傍の矮小銀河をターゲットにして対消滅ガンマ線シグナルの議論しその条件を求めた。また、粒子の生成量についての議論研究が行われており、ダークマター対消滅に関連する性質（と17りわけ対消滅断面積）が制限されてきた。本研究では、Lowyond the Standard Model (SM). So far, various observations

Surface Brightness Galaxy (LSBG) に着目し、同様の研究を

have been used to put constraints on the abundance of PBHs

行う。LSBG を扱う利点は、通常の銀河（銀河系規模 ）に比over a wide range of the mass scales. Here I would like toべダークマターにより支配された系であること、天体由来のガ

review constraints on PBHs of asteroid-mass scales in theンマ線が比較的少ないと期待されることが挙げられる。本研究range 3.5 × 10− 17 < MPBH /M⊙ < 4 × 10− 12 following theでは、Subaru Hyper Suprime-Cam の観測データから構築さ

recent paper by Montero-Camacho et al. (will appear soon

れた LSBG カタログに収録されている 8 個の LSBG を用いて

in arXiv). The paper focused on three phenomena: (1) op-

いる。この 8 個の LSBG について、ダークマター対消滅ガンtical microlensing, (2) dynamical capture of PBHs in stars,

マ線のフラックスをモデリングし、ガンマ線観測と比較するこand (3) destruction of white dwarfs by PBHs. The paperとで、10 GeV の質量のダークマターについて対消滅断面積にshows that it is diﬃcult to constrain PBHs of asteroid-mass

−23

∼ 10

3

[cm /s] の制限を与えた。この制限は現在銀河系近傍

window, and the window is still open in the sense that all3の矮小銀河によって与えられている制限よりも 10 倍程度弱い

dark matter is made up by such tiny PBHs.

制限となるが、将来観測では LSBG の観測数が爆発的に大きく

1. Montero-Camacho et al.

なることが期待され、矮小銀河などの他の天体を用いた制限よ2019 (will appear in arXivsoon)

りも強い制限を与えることができる。

2. H. Niikura et al. Nature Astronomy (Apr, 2019) 238.

1. M. Ackermann et al. ApJ 840 (2017) 43

3. P. W. Graham et al. Phys. Rev. D 92 (Sept., 2015)

2. A. Albert et al. ApJ 834 (2017) 110

063007, [1505.04444]

重力 c15 右巻きニュートリノの重力的生成によるバリオン数と暗黒物質の生成
羽柴 聡一朗 (東京大学大学院理学系研究科附属ビッグバン宇宙国際研究センター D1)

重力 c17 ボイドの形状進化と潮汐場の系統的調査
簑口 睦美 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） D2)

我々はクインテッセンシャル・インフレーション理論に基づ明らかになった。周囲に比べて密度の低い構造はボイドと呼ばき、3 世代の右巻きニュートリノが重力的に生成するようなモれ、その形状により重力理論の違いが区別できる可能性が報告

デルを考えた。我々のモデルに於いて、3 世代の右巻きニューされる（Zivick et al. 2015 [1]）など、銀河団と相補的な理論モ

トリノ Ni (i = 1, 2, 3) はそれぞれ、重い方から順に M3 ∼ 10

13

デルのプローブとして期待されている。一方、重力多体系であGeV、M1 ∼ 10 keV という質量を持っておるボイドの形状が何によって決定されているかは自明な問題でり、最も重い N3 は再加熱過程を実現し、N2 は N3 との混合にはない。Icke 1984 [2] は、低密度領域は自然な初期条件の下でよってバリオン数を生成し [1]、N1 は暗黒物質として振る舞う。

球に近づくことを指摘したが、Park & Lee 2007 [3] によって、我々は種々の観測的制限から許されるパラメータ領域を求めた

大規模構造中でのボイドは平均的に歪むこと、これは周囲の環

結果、ブレーンワールドシナリオ [2] を採用することで、ファ境による潮汐力による可能性が指摘されている。分散の大きな

インチューニングを要さない範囲でこのモデルが上手くいくこ

ボイド形状は、未知の系統誤差が潜む可能性もあり、このモデとを示した。

ル化を行うことは重要な課題である。本研究では N 体シミュ

GeV、M2 ∼ 10

11

SDSS を始めとする近年の銀河の掃天観測によって、宇宙には超銀河団スケールの大規模構造（泡構造）が存在することがレーションを用いて、大規模構造中のボイドの形状及び長軸の1. M. Fukugita and T. Yanagida, Phys. Lett. B174, 45

向きとボイド周囲の潮汐場の相関を調べた。個々のボイドを追(1986)

跡するにあたって、本研究では粒子 ID を用い、元の粒子をど

2. L. Randall and R. Sundrum, Phys. Rev. Lett. 83, 3370

れだけ保持するかを指標として合体分裂の効果を取り除こうと(1999)

考えた。その結果、粒子保持率の高いボイドには期待通りの相関が見られたが、低い粒子保持率のものも含めるとその相関が

重力 c16 Constraints on asteroid-mass primordial

ほぼ失われてしまった。こうしたボイドを詳しく調べた結果、

black holes (PBHs) as dark matter candidates
Qiu Tian (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 M1)

ボイドよりも小スケールの密度進化がボイドの形状に及ぼす影響が大きく、これがノイズのように作用している可能性を見出した。手法及び結果の詳細についてはポスターにて述べる。

Primordial Black Holes (PBHs) have received increasing
attention recently, including claims that black hole binaries

1. Zivick P, Sutter P. M., Wandelt B. D., Li B., Lam T.

for LIGO gravitational wave might be originated from PBHs.

Y., 2015, MNRAS, 451, 4215

PBHs are a viable candidate of cold dark matter that does

2. J. Icke, 1984, MNRAS, 206, 1-3

not require to introduce any new elementary particles be-

3. Park D., Lee J., 2007, Physical Review Letters, 98
18

銀河を観測して統計を取る必要があり、すばる HSC の広天域銀重力 c18 ガウス過程を用いた宇宙の大規模構造の復元
吉田 貴一 (名古屋大学 宇宙論研究室（C 研） M2)

河サーベイが威力を発揮する。また、[1] では weak lensing による銀河の形状の歪みを複数の redshift bin に分けて観測する手法である tomography を用いている。redshift は時間のパラ

宇宙の進化を記述する現代宇宙論は現在観測されている現象

メータとなるので、tomography は物質分布の時間発展を追うをよく説明することができている。特に、宇宙マイクロ波背景

こともできる観測手法である。本発表では [1] における cosmic

放射 (CMB) の観測は我々のビッグバン理論を支持する重要なshear の観測手法とその解析手法を概観する。

証拠である。また、Planck 衛星などによる CMB 温度ゆらぎ

1. C. Hikage et al., Pub. Ast. Soc. Japan 71, 43 (2019)の観測によって宇宙の成分や密度ゆらぎの初期条件などが高[arXiv: 1809.09148]

い精度で分かってきた。我々が予測する理論と CMB の観測は「パワースペクトル」という統計量を用いて比較を行う。しか重力 c20 宇宙マイクロ波背景放射とザックス・ヴォ
ルフェ効果
石倉 来実 (新潟大学 宇宙物理学研究室 M1)

し、我々は宇宙を一つしか観測することができないためそこから生じる誤差 (宇宙分散) を避けることができず、統計量を扱う
限りこの誤差が宇宙論の不定性を決めてしまう。そこで本研究
では、統計量に頼らず密度ゆらぎの時間発展を直接調べること

宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) とは、全天でほぼ等方的にで宇宙分散を超える新たな精密宇宙論を開拓することに着目し観測される電磁波であり、そのスペクトルは絶対温度 2.7K のた。

プランク分布と非常によく一致している。ビッグバン理論によ光は相対性理論に従って運動を行うため、実際の観測から得ると、宇宙初期は高温・高密度の電離状態にあり、宇宙膨張とられるものは光円錐上の情報のみである。つまり、我々が遠方

共にその温度は低下する。温度が 3000K 程度まで下がると、宇宇宙を観測するとそれだけ「過去」のゆらぎを観測することに宙は急速に中性化 (再結合) し、この時物質との熱平衡から切なる。一方で、何らかの方法で遠方宇宙の「現在」のゆらぎをり離された光子が現在、CMB として観測されている。 近年、予測することができれば、観測量と比較することでゆらぎの時

精密な観測により CMB の非等方性の存在が明らかになった。

間発展を知ることができる。異なる時刻のゆらぎは線形成長因

特に、中性化期の地平線スケール (１角度程度) よりも大きな角子 D を介して結びつき、D を知ることで宇宙論のモデルに制度での非等方性は、宇宙誕生直後の姿を我々に教えてくれる宇限を与えることが可能になる。

宙の化石である。

本発表では回帰モデルの予測方法の一つである「ガウス過程」

本発表では、CMB を質量を持たない光子の集団とみなし、を用いてゆらぎの再構築を行い、暗黒物質の密度パラメータにその分布関数の性質を無衝突ボルツマン方程式に基づき考察す

与えた制限について報告をするとともに、その問題点についてる。はじめに、一様等方宇宙における厳密解の導出手順を復習も議論する。

し、併せて分布関数の温度の正確な意味を確認する。次に、密度揺らぎに起因する計量揺らぎが温度揺らぎに影響する様子を

重力 c19 すばる HSC を用いた弱重力レンズの観測による宇宙論時 聡志 (東京大学 カブリ数物連携宇宙機構 M1)

紹介する。具体的には、曲率定数が 0、かつダスト優勢の宇宙における計量揺らぎの式を用いて、光子の分布関数を求める。
温度揺らぎ (ザックス・ヴォルフェ効果) は重力項と重力に起因

本発表は文献 [1] のレビューである。遠方銀河から発せられする速度項からなる。中性化期の地平線よりも大きなスケール

た光の経路は、途中の宇宙の大規模構造の重力により曲げらでは重力項が、小さなスケールでは速度項が、それぞれ優勢でれ、結果としてその銀河像に歪み効果を引き起こす（cosmic

あることが示される。

shear と呼ばれる）。多数の銀河像を統計解析することで、このcosmic shear 効果を引き出すことができる。cosmic shear は
物質密度パラメータ Ωm と密度揺らぎの振幅を特徴づける σ8に強く依存し、cosmic shear を観測することでこれらの宇宙論
パラメータに対する制限を与えることができる。また、重力レ
ンズ効果を用いることで、自ら光を発さないダークマターの分布を調べることもできる。
今 回 レ ビ ュ ー す る 文 献 [1] で は 、す ば る HSC(Hyper

Supreme-Cam) による cosmic shear の観測結果の解析から、Λ
CDM モデルにおける σ8 、Ωm の値に対して強い制限を与えている。個々の銀河では、固有の形状の歪みの方が weak lensing
による歪みよりも大きいため、cosmic shear の測定には大量の19