宇宙の成り立ちと技術社会
高エネルギー加速器研究機構 社会連携部知的財産室長

藤井 啓文

はじめに
「宇宙の生い立ちについて何か書いてもらえません

有名なアインシュタインの式か？」この話が広報室から回ってきた時、最初、私は理

E ＝ mc2論の誰か適当な人に頼もうと思いましたが、依頼されたで与えられます。

方が特許庁技術懇話会からなので、知的財産室長である私に回ってきたらしいということがわかりました。そこ

次に必要なのは、素粒子は粒子性と波動性を持つといで、技術の話も絡めた少し違った切り口で「宇宙の生いう量子力学的な描像です。光は立ち」の話をしてみようと思い立ちました。

E＝hν

宇宙の生い立ちについては、現在では、すぐれた解説のエネルギーを持つ質量 0 の粒子（光子）です。

書が多数ありますし、Web 上にも解説が多数あります。
最も有名なのは 1977 年に出版された Steven Weinberg

二つの高エネルギー光子から電子と陽電子（反電子）の「The First Three Minutes」（ISBN：0-465-02435-1）の対を作る反応があります（対生成）。

でしょう。宇宙が高温・高密度の火の玉状態から最初

γ＋γ→ e −＋ e ＋の 3 分間から 4 分間あたりで現在宇宙に満ちている元素

この時、エネルギーの保存則が働くので、重心系でのが作られていく過程が可能な限り古典力学的描像で（つ全エネルギーは少なくとも電子と陽電子の静止質量の和

まり私たちの日常感覚で理解できる描像で）述べられてより大きくならなければなりません。電子と陽電子の静います。

止質量は全く同じですので、重心系での全エネルギーがまずはこの描像の復習から始め、小林・益川理論の検電子の静止質量の 2 倍以上無ければ上の反応は起こりま

証実験で有名になった CP 対象性の破れがどこでどのよせん。

うに絡んでくるのかを述べてみましょう。
一方、上の逆反応（対消滅）

予備知識

e ＋＋ e −→γ＋γは光子の質量が 0 なので電子や陽電子の運動エネルギー

古典的描像と言っても、高エネルギーの素粒子の話やがほとんど 0 であっても起こります。（全エネルギーと重力の話が絡んできますので、どうしても「非常識な」いう意味では電子と陽電子の質量も含めますから電子と部分を入れざるを得ません。ここでは、そのいくつかに陽電子の静止質量の和より大きいことは自明です）。

ついて簡単に説明しておきます。
まず高エネルギー領域では粒子が生まれたり、消えた

大雑把に言えば温度は粒子の持つ運動エネルギーの平り、別の粒子になったりするということです。この時、均値ですからこのことは、どの温度で反応が起こるか、エネルギー保存則は粒子の質量も含めて考える必要があどこまで温度が下がると反応が止まるかを考える上で重ります。静止している粒子の質量とエネルギーの関係は要です。

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未来へつなぐ宇宙技術

いくつかの観測事実子）になることで光に対し透明になり（光は電荷で散乱されます）、その時の光が現在地球に届いていることで現在の宇宙の生い立ちに関する定説ができあがるには説明できることがわかり、ビッグバンの正しさを証明す

いくつかの観測事実が必要です。ここでは、そのいくつる観測的事実として受け入れられました。

かを述べます。

ビッグバンモデル

まず、宇宙の一様性です。我々の見る星空は天の川があり、天の川は星々の集まりであることを知っています。
とうてい一様には見えませんが、これは我々太陽系が天

現在の宇宙の生い立ちの定説はビッグバンモデルでの川銀河の中にあり、すぐそばにあるからに他なりませす。宇宙は遥かな過去においては火の玉（高温高密度）ん。銀河の大きさよりももっとずっと大きな範囲で見た状態にあり、それが膨張し、冷えていく過程で元素が作時、物質密度は極めて一様です。

られ、現在の宇宙になり膨張は今も続いているというものです。

次に宇宙の元素組成ですが、（我々の地球には様々な元素が存在しますが）ほとんど水素で、残りは（存在比で）宇宙の膨張を表すパラメータはハッブル定数として知10％程度のヘリウム（ヘリウム 4）です。重量比で言えられています。大雑把に言えばこの逆数は宇宙年齢を表ば 71％の水素、27％のヘリウム、2％程度のその他のします。反応が宇宙年齢に達しても起こらない程度であ元素です。

れば現在は、その状態が続いていると考えてよいでしょう。温度と反応率の関係がわかれば、どの温度でその反次に、遠くの銀河ほど速い（距離に比例した）速度で、応が止まるかがわかります。

我々の銀河から遠ざかっているという観測結果です。これは 1929 年にハッブルが発表して以来、ハッブルの法陽子と中性子は非常に高温状態ではニュートリノや電則として知られているものです。（多くの人が指摘して子と弱い相互作用を通じて相互に入れ替わり熱平衡状態いるように、この論文に掲載されているデータから遠くを保ちます。この相互作用が止まる温度は大体 1010 度の銀河ほど速く離れているらしいことは読み取れても距です。この温度に冷えるのは大体 1 秒です。この時まで離に比例しているとまで言うのはどうかと思われますが熱平衡状態であり、その時の陽子と中性子の比率が固定その後の観測で裏付けされていきます。）

されるとすると、陽子と中性子の質量差からこの温度で熱平衡状態を保つには陽子が中性子の 4 − 5 倍必要にな

ここで我々の銀河との相対速度を求めるのに使われります。

たのは赤方偏移の観測です。物質からの光のスペクト
ルは、光を出している物質や、近くにある物質によっ

この後、中性子はβ崩壊（半減期 15 分）で陽子に変わって固有の輝線や吸収線を持ちます。赤方偏移というのていきますが、3 分ぐらいたった頃、温度が 109 度付近

は、この固有の輝線や吸収線が波長の長い方へ（つまりで陽子と中性子が結合して原子核を形成する過程が始ま可視光で言えば赤い方へ）ずれる現象です。これは古典ります。つまり原子核の形成が始まる頃には、陽子の比論的な意味で光のドップラー効果として理解され（他に率がもう少し大きくなります。

も赤方偏移を引き起こす現象はあるので、これだけでもう少し詳細な計算で、この比率は大体 7：1 である

ドップラー効果というのは早計ですが）、このずれの量とされています。この過程で安定な原子核はヘリウム 4を測ることで観測者との相対速度を決めることができです。全部の中性子がヘリウム 4 になるとすると、ヘリます。

ウム 4 は 2 個の陽子と 2 個の中性子を使いますから、残さて最も重要な観測は絶対温度 2.7 度に相当する宇宙る陽子は 12 個となり、水素原子核とヘリウム原子核のマイクロ波背景放射の存在でしょう。これは1965年（観重量比は 12：4 すなわち 3：1 となります。この状態が測自体は 1964 年）にベル研究所のペンジアスとウィル現在の宇宙に残っているわけです。

ソンにより発見されました。後で述べるように、これはここから先、次に来る物質構造は原子です。それまでビッグバンモデルで宇宙の初期（といってもビッグバンは電子と水素の原子核（陽子）とヘリウム 4 の原子核がから 40 万年ぐらいたった頃）、水素の原子核と電子が結それぞれ独立に運動し、やがて温度が 3000 度付近にま合して水素原子を作った時代、電気的に中性の粒子（原で下がると（大体 40 万年ぐらいかかります）電子が原子2010.5.21. no.257

81tokugikon核に捕獲されるようになり原子となります。原子は全体クォークと反クォークは対生成、対消滅で熱平衡を保っとして見れば電気的に中性ですから、光はほとんど散乱てきました。つまり、クォークの数と反クォークの数はされなくなり直進します（光は電磁相互作用を担うの常に等しいことになります。素粒子の標準模型ではバリで）。つまり、この頃の光は当時のまま現在まで届くこオン数と呼ばれる保存量があり、反応の前後で保存しまとになります。ただし、宇宙は互いの距離に比例した速す。クォークは 1/3、反クォークは − 1/3 です。陽子や度でお互いに遠ざかっていますので、波長が長い方へ引

中性子はクォーク3個から成るのでバリオン数が1です。

き伸ばされます（赤方偏移）。この量はどれだけ宇宙が熱平衡状態でクォークと反クォークの反応は対で起こっ膨張しているかで決まりますから現在の温度がわかれていますから、バリオン数は 0 です。バリオン数が保存ば、この時からの年齢が決まります。

しない反応はまだ発見されていません。従って、陽子や現在観測されている温度は絶対温度 2.7 度で、宇宙年

中性子があるならば、同じ数の反陽子、反中性子が無け

齢は 137 億年と推定されています。

ればなりません。

この時の光は、それまでの熱平衡状態の残りですから、ところが今の宇宙には（高エネルギーの粒子から二次その分布は黒体輻射になります。宇宙マイクロ波背景放的に生成される反粒子を除いて）反陽子も反中性子も見射が非常によく黒体輻射に一致していることは衛星によつかりません。

る観測で確認されています。

現在のバリオン数が 0 でない状況を作り出すには以下

ここから、原子が集まって星を作り、星が集まって銀の 3 つの条件が必要と言われています（サハロフの 3 条

河を作る長い長い過程が始まるわけです。

件）。
（1）バリオン数が反応の前後で保存しない反応がありビッグバンから最初の 1 秒まで（2）粒 子・反粒子の入れ替え（C 変換）及び粒子・反粒子の入れ替えと同時に空間反転する変換（CP 変換）

前の節では、宇宙誕生から 1 秒付近、陽子、中性子がに対し対称性を破りある世界から始めましたが、その前はどうかという疑問（3）平衡状態にはないが当然起こります。というものです。例えばバリオン数が反応の前後で保存

当初、素粒子と思われていた陽子や中性子は、その後せずに１だけ増える反応があったとしても、粒子・反粒の研究で複数の（陽子や中性子は 3 個の）クォークから子の入れ替えに対して対称であると、粒子と反粒子を入成ることが確からしいことがわかってきました。確かられ替えた反応、すなわちバリオン数が１だけ減る反応がしいというのは間接的証拠はいろいろあるのですが、単同じ確率で起こるので、結果的にバリオン数は変わらな体のクォークは未だに見つかっていないからです。もうくなります。

一つよくわかっていないのは例えば陽子は 3 個のクォーCP 変換に対してはもう少し話しが複雑になりますが、クから出来ていますが、陽子の質量はこれらクォークの同様の議論です。また平衡状態というのは、ある過程が質量の総和よりも遥かに重いのです。つまりクォークかあったら、その逆過程が同じ確率で起こるわけですので、ら陽子が作られる時に何らかの仕組みが働いて質量を獲今の議論と同様に、バリオン数非保存の反応があっても得しているわけですが、その仕組みがよくわかっていま結果としてバリオン数が 0 になります。

せん。

CP 変換に対する対称性の破れは、中性Ｋ中間子の崩

このような問題はありますが、温度がもっと高い 1 秒壊で起こっていることが知られていました。小林・益川よりずっと前の宇宙では光と電子・陽電子が熱平衡して理論というのは CP 変換に対する破れがクォークレベルいただけでなくクォーク・反クォークも同じように熱平で生じるためには、当時知られていた 3 種類または 4 種衡に参加していたと考えられます。陽子や中性子の質量類のクォークではだめで、少なくとも 6 種類（2 種類をは大体 1GeV ですから、宇宙温度にして 10 度付近、時対として 3 世代）必要であること、またその機構を定式間にして 1 マイクロ秒付近でクォークが陽子、中性子に化したものです。

13なったと考えられます。

この理論では B 中間子と呼ばれる粒子の崩壊が CP 変

ところが、ここで厄介な問題が生じます。それまで、

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換に対する対称性を大きく破る可能性が指摘され、米国

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未来へつなぐ宇宙技術

技術と社会のスタンフォード線形加速器センターと日本の高エネルギー加速器研究機構とで実験が行われ 2001 年、その大きな破れの観測に成功しました。これにより小林・益川

宇宙マイクロ波背景放射が、なぜ宇宙論からの要請で理論の正しさが実験的に証明され、2008 年のノーベル測られずに 1965 年まで待たなければならなかったのか賞につながりました。という点について、ワインバーグの解説書で、一章を割

これは、宇宙のバリオン数の問題で言えば、まだほんいて議論しています。の一歩を踏み出したにすぎない状況です。しかし、この彼の論点は、理論的にも観測技術的にも 1940 年代遅成功を足がかりに標準理論を越える様々な理論が展開さ

くとも 1950 年代半ばには発見できたはずで、1965 年れ、次の実験的・観測的証明を待っています。になって、それも宇宙マイクロ波背景放射を測る目的ではなく別の目的で測っていてようやく発見された、つまビッグバンより前の宇宙りこの時に至っても宇宙論的視点から測られたわけではなかったのはなぜだろうというわけです。

宇宙の生い立ちがビッグバンモデルでどのように語ら

彼はこの解説書の中で三つの理由を挙げています。第

れるか述べてきました。多くの観測量がビッグバンモデ

一の理由は、ガモフ等の宇宙論は当時すべての元素がどルで得られる値と一致し、成功をおさめている一方でのようにできるかを論じていて、ヘリウムの比率に特に困った問題も明らかになってきました。

着目しているわけではなかったこと、第二の理由は、こその一つに事象の水平線問題と呼ばれるものがありま

れは理論屋と実験屋のコミュニケーション不足の古典的す。宇宙の物質密度は極めて一様です。宇宙背景放射も典型例であること、そして第三に（これが最も重要だと同様に極めて一様です。これは光の速度で到達したわけ思うとも述べていますが）当時、宇宙の初期に関する理ですから、地球とこの事象までの距離より離れている 2論を真剣に受け止めるのはとても困難だったということ点間では、まだ情報は伝わっていません。つまり因果律です。

で結ばれていません。もっとずっと過去の事象はすでにここではこの問題に対する私なりの考えを述べてみた光が届く範囲に入って因果律で結ばれます。

いと思います。

ところが宇宙の晴れ上がりはビッグバンから 40 万年

宇宙マイクロ波背景放射を測定したアンテナはエコー頃ですので、宇宙の現在の年齢 137 億年から見れば、衛星を使った通信実験用のものです（この点は論文中にごく始めの一瞬です。因果律で結ばれているのは、ほ書かれています）。筆者の疑問は、何の目的で宇宙からんの少しの領域です。因果律的に関係の無い領域からのマイクロ波を測っていたかです。通信中に入り込むあの放射が全くと言ってよいほど同じというのは不自然

らゆる雑音源を特定しようとしたというのが最も説得力です。

がありそうですが確証は見つけられませんでした。

これを解決するためビッグバンの前にインフレーショ

これより少し前、通信衛星は飛躍的な進歩をとげます。

ンと呼ばれる急激な膨張があり、因果律の水平線を越えエコー衛星はその名の通り、地上から送信された電波をて一気に広がったとする説があります。インフレーショ

単に反射するだけの衛星でエコー 1 号（1 号は失敗してンが終わってビッグバンが始まる時、再び因果律で結ば

正 し く は 1A 号 ）は 1960 年 に 打 ち 上 げ ら れ ま し た。

れる範囲に入ってきたとする説です。

1962 年には受信電波を増幅して再送する能動型通信衛

この説はこの問題だけでなく、宇宙が（宇宙を特徴づ星テルスター衛星が打ち上げられました。

ける大きさに比べて）極めて平坦である問題をも解決す一方で、エコー 2 号が 1964 年に打ち上げられました。

る可能性があること、因果律の範囲を越えてインフレー

1964 年には能動型通信衛星シンコム 3 号が静止軌道ションを起こす直前の量子揺らぎがビッグバンの宇宙サに打ち上げられ東京オリンピックのテレビ画像が送信さイズにまで拡大されても残り、それが現在観測されていれました。

る小さな揺らぎを説明できる可能性があることなどいく

つまり、宇宙マイクロ波背景放射を測った時には、衛つかの問題解決の可能性を秘めているために精力的に研星による通信技術は飛躍的発展をしている最中でした。

究がされています。

そのような状況なので、多分、受信波長である 4GHz

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帯のありとあらゆる方向から来る電波を測る社会的需要

大型科学研究を遂行するためには、科学力、技術力のは多分にあったものと思われます。

結集だけでなく、組織を作りあげたり、資金計画を立てそのような社会的需要があったからこそ高価な大型アたり、運用規則を定めたりする力も必要です。様々な力ンテナの長期使用やその回路系を液体ヘリウムで冷やしを一つの大きな研究目標のために結集して熱い議論をしてまで熱雑音を低減するような方法（これも安くはありて、分担を決め一つのシステムとして動かしていく、こません）が可能であったのではないかと筆者は推測しての方法は、まるで研究分野での新しい宇宙を創り出すいます。

ビッグバンモデルのように思えなくもありません。

一方、大型加速器は高周波、高電圧、電磁石、真空、また最近では超伝導など様々な要素技術が結集されたものです。つまり各要素技術は、もともとそれ単独で応用分野を持っていました。もしそのような分野を持っていなければ今のように急速に大型化、大強度化ができたとは到底思えません。
このように技術に対する社会的要請の高まりの時期や形態の違いがこの問題の答えではないだろうかと私は思っています。

おわりに大型科学研究は経費や人手や時間がかかります。
いつ役に立つかわからないような基礎研究の成果だけで、多額の税金を使う理由にするには限界があると筆者は考えています。上で述べたように大型の科学研究装置

profileや設備や一般に様々な高度技術の複合体です。その装置や設備を建設し維持するには各要素技術を持って維持す藤井 啓文（ふじい ひろふみ）

るだけでなくそれらを組み合わせて一つのシステムとし

職歴
1974年 東京大学原子核研究所助手
1977年 同 理学部助手
1987年 高エネルギー物理学研究所（現：大学共同利用機関法人高エネルギー加速器研
究機構素粒子原子核研究所）助教授
1996年 同 教授
1999年 総合研究大学院大学数物科学研究科教授（併任）2004年 大 学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構
知的財産室長（現：社会連携部知的財産室長）（併任）
2007年 大 学共同利用機関法人高エネルギー加速器研究機構
産学公連携室長（現：社会連携部産学公連携室長）（併任）て運転し運用する技術を持つことです。各要素技術がそれぞれが持つ応用分野にどのように展開されるのかを示すことが重要であると考えています。
大型科学研究はもはや一つの国では建設・維持できない状況になりつつあります。つまり国際協力無しに実現できない事態になりつつあります。この時、学術的研究成果（発見）は公開され共有されることで合意できるにしても、その装置や設備を作るにあたって開発された技術（発明）は、どう扱うべきかという問題を生じます。
またその装置の置かれた国はそれだけで様々な利点があ学位
理学博士（1976年広島大学）

るわけで、それをどう評価して費用分担を決めるのかという問題も生じます。各国の研究者はそれぞれ国の出資者（納税者）に対して説明責任を負っているわけですので、簡単には決まりません。
社会現象の中には、物理学で見られる法則の類似を感じることも多々あります。

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