宇宙のダークエネルギー
昨日はクリスマス。
でも世の中が冷たいダークマターとダークエネルギーだらけという話は、本当だったみたい、、、冷たい

東京大学大学院理学系研究科 須藤 靖
2006年12月26日 理論懇シンポジウム＠立教大学
http://www.geocities.co.jp/SiliconValley-PaloAlto/8371/index.html

昼（すばる観測所、田中壱氏撮影）

夜（すばる観測所、田中壱氏撮影）

夜来たる



６つの太陽をもつ惑星ラガッシュに2049年に一度の夜が訪れるダークな時間があることの幸せ 暗いので昼間にはできない悪いこともできる リラックスできる ゆっくり眠れる 集中して何かに取り組める 地上の世界以外にも、夜空の向こうに別の世界がひろがっていることを教えてくれる 宇宙とは何か、物質とは何か 天文学の発端、哲学・自然科学の源流
 第2の地球？

マルチバース？
 ダークマター、ダークエネルギー

暗黒／ダークエネルギーとは何か
宇宙のサイズ 宇宙の加速膨張

減速膨張 万有斥力?

宇宙定数?
ダークエネルギー?
一般相対論の破綻?
137億年
宇宙の加速膨張の発見（1998年）




時間

重力は引力なので必ず減速膨張
重力を打ち消すような「万有斥力」が必要

加速膨張の原因は何か？
万有斥力を及ぼす奇妙な物質（ダークエネルギー）?
アインシュタインの宇宙定数(1917年）?
 「真空」がもつエネルギー?


宇宙論スケールでの一般相対論（重力法則）の破綻

いずれも未知の物理学を切り拓く鍵

Science誌が選んだ
breakthrough of the year
1998年 宇宙の加速膨張
2003年 ダークエネルギー

宇宙定数（≒ダークエネルギー）の歴史
1916年： 一般相対論
 1917年： アインシュタインの静的宇宙モデル
 1980年代以降： 真空のエネルギー密度

1Rμν − R gμν + Λ gμν = 8π G Tμν
2
移項
宇宙定数
(時空の幾何学量）

物質場(真空のエネルギー密度？）⎛⎞1
ΛRμν − R gμν = 8π G ⎜⎜ Tμν −gμν ⎟⎟28π G⎝⎠

宇宙定数の自然な大きさ： プランク密度c5Λ121933Λ=≈ 5.2 × 10 g/cm ⇔ Ω Λ ≡≈10hG
3 H 02
物理学史上最大の理論と観測の不一致！
 観測的制限： Ω Λ ≈ 0.7
暗黒エネルギーと宇宙の状態方程式
 宇宙の状態方程式
 圧力とエネルギー密度の比がw ⇒p = wρ

 w=0: ダークマター、w=1/3: 輻射、w=-1: 宇宙定数
 相対論では重力はΔφ=4πG(ρ+3p)=4πGρ(1+3w) なので
w<-1/3 ⇒万有斥力 wが時間に依存しなければρ(t) ∝ a(t) -3(w+1)
 -1<w<0: （一般の）ダークエネルギー ここまでくると、wが定数である理由すらなくなる

w=w(t)

ダークエネルギー研究の意義

7割以上を占める宇宙の主要成分の解明  “Right now, not only for

新たな物質階層か？一般相対論の限界か？



未知の物理学への道を拓く鍵

天文観測が唯一のアプローチ

10000





総数1000

年間投稿論文数の推移
100

101（astro-phより）

93 994 995 996 997 998 999 000 001 002 003 004 005 006
91 1 1 1 1 1 1 2 2 2 2 2 2 2

Steven Weinberg (1979年度ノーベル物理学賞）“Would be number one on
my list of things to figureout”
ダークエネルギー関係

cosmology but forelementary particle theory
this is the bone in thethroat”

Edward Witten (1990年度フィールズ賞）“Maybe the mostfundamentally mysterious
thing in basic science”
Frank Wilczek (2004年度ノーベル物理学賞）重力レンズ∝(宇宙の幾何)×(宇宙の構造)

ダークエネルギーの“見え方”
 宇宙膨張を加速させる
 宇宙の幾何学を変える
 宇宙構造の進化を変える 超新星
 マイクロ波背景輻射 重力レンズ バリオン振動

RｔIa型超新星の光度曲線の測定
 現在距離の知られているすべてのIa型超新星

SN1997cj
母銀河

ハッブル宇宙望遠鏡による観測

××

超新星の明るさの最大絶対光度は約10パーセントの精度で一致
 Ia型超新星を発見し、定期的にその光度変化をモニターできれば距離決定の標準光源となる

Ia型

観測日

超新星を用いた宇宙の加速膨張の発見
Ia型超新星の見かけの明るさ

より暗い（遠い）より明るい（近い）××
加速膨張(空っぽの宇宙）

減速膨張

現在時間

過去

 宇宙は加速膨張をしていた！(1998年）

超新星と宇宙の加速膨張超新星から得られた宇宙の質量密度と宇宙定数の値への制限
 宇宙の膨張加速度
a&&
Λ
4πG
=−
( ρ + 3 p) +a33 現在の宇宙ではa&&Ωm ⎞2⎛= H0 ⎜ Ω Λ −⎟2 ⎠a0⎝ ΩΛ>Ωm/2であれば現在の宇宙は加速膨張

宇宙の加速膨張と宇宙の組成

米国の科学雑誌Scienceが選んだ「その年の大発見」（breakthrough of the year）
1998年 宇宙の加速膨張、 2003年 宇宙の暗黒エネルギー

CMB中のバリオン・光子弾性振動の痕跡

再結合時の音波の地平線長（=音速×宇宙時刻）

2-0.25147 (Ωm h / 0.13)

2-0.08(Ωb h / 0.024)

Mpc

これを幾何学的な標準ものさしとして、宇宙の距離を決定

CMBとバリオン弾性振動（BAO)
Acoustic series in
EisensteinP(k) becomeset
a al.
single(2005)
peak in ξ(r)z=1000WMAP 3yr

z=0.4
SDSS LRG 相関関数

147( 0.13 / Ω m h )2 0.25( 0.024 / Ω b h )2 0.08Mpc

バリオン振動 (1) 宇宙初期では、あるゆらぎピークの周りのゆらぎ質量プロファイル(≠密度プロファイル）

ダークマター、バリオンガス、光子、ニュートリノの4成分すべてが一流体として振舞う

http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/acoustic_physics.html

バリオン振動 (2)あるゆらぎピークの周りのゆらぎ質量プロファイル(≠密度プロファイル）

ニュートリノはほとんど相互作用しないので、外側へ自由に拡がる。
 ダークマターは、重力だけを受けて基本的には中心にとどまろうとする。
 バリオンガスと光子は一流体として振舞う。
中心密度揺らぎは圧力でもあるので、それによって外側への弾性球面波として伝わる


http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/acoustic_physics.html

バリオン振動 (3)

再結合(z＝1000)の前までは、バリオンガスと光子は一流体として振舞うが、その後相互作用が切れるにつれ、光子だけが外側へ逃げ始める。


ダークマターのゆらぎは、自己重力によって成長を続ける。
http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/acoustic_physics.html

バリオン振動 (4)

バリオンガスと光子の相互作用が切れると、バリオンはダークマター最終的な物質（ダークマター＋バリオン）の密度プロファイルのつくる重力ポテンシャルに落ち込んで揺らぎが成長する。
ダークマターは、バリオンゆらぎの作った弾性波ピークの付近での揺らぎの反作用を受け、小さなピークを作る。
http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/acoustic_physics.html

ピークのまわりの密度プロファイルの進化

http://cmb.as.arizona.edu/~eisenste/acousticpeak/acoustic_physics.html

BAO(バリオン弾性振動) と３Dパワースペクトルの進化

CMBFAST/CAMBによる結果 （東大：樽家篤史、西道啓博）

超新星とBAOからのダークエネルギー
超新星レガシーサーベイ1年目への制限(Astier et al. 2006)

SDSS LRG BAO(Eisenstein et al. 2005)

w=－1.023±0.090（系統誤差）±0.054（統計誤差）

WMAP 3yrと他の観測を組み合わせて得られたダークエネルギーへの制限

w = −0.926+0.051− 0.075

1パーセントレ
ベルでの制限を課せるかど
うかが将来計画の鍵

測光サーベイによるダークエネルギー探査
 DES: Dark Energy Survey
 5000平方度の測光サーベイ＠チリ4m
 2009年にサーベイ開始を目指す

 LSST: Large Synoptic Survey Telescope 20000平方度の測光サーベイ＠メキシコ／チリ8.4m
 2014年にサーベイ開始を目指す

 JDEM: Joint Dark Energy Mission (NASA+DOE)
 スペースミッション
 0.5<z<1.7の超新星サーベイ
 SNAP: SuperNova Acceleration Probe Destiny: Dark Energy Space Telescope

測光サーベイによる2次元ゆらぎパワー
スペクトルのBAO

Blake & Bridle

Fosalba & Gaztanaga

特定領域研究 「広視野深宇宙探査によるダークエネルギーの研究」
研究代表者：唐牛宏 2006年度採択
 2006年～2011年の6年計画
 Hyper Suprime-Camを建設し、測光サーベイ観測でダークエネルギーに迫る 宮崎聡：CCD 相原博昭：DAQ
 理論家：寄生虫

HSC: 2006年から2011年の年次計画
 2006-2007年: telescope interface

design, optical system + CCD prototype 2007-2008年: fabrication of eachcomponent
 2009年: integration of the system 2010年: first light 2011年: 1000 deg2 サーベイ終了
 2012年以降: さらなる1000 deg2 サーベイの追加観測樽家戸谷浜名千葉
有本松原
唐牛
山本

相原小宮山
高田宮崎

2006年11月特定領域国際会議@東大小柴ホール
Cosmology with wide-field photometric andspectroscopic galaxy surveys

WFMOS： すばる＋Geminiの分光サーベイ
 すばる主焦点に口径1.5°の広視野カメラ
 4000天体分光器による赤方偏移サーベイ
 0.5<z<1.3: emission line galaxies
 2×106個/2000平方度⇒1400ポインティング（900時間）

 2.3<z<3.3: Lyman-break galaxies
 6×105個/300平方度⇒200ポインティング（800時間）

 銀河空間分布のバリオン振動スケールを決定

し、H(z), DA(z)を1％レベルで決定 wを±3%? , dw/dz を±25%?の精度で決定⇒ ダークエネルギーを観測的に絞り込む

WFMOSの科学的意義・位置づけ
 ダークエネルギー問題に対して重要な天文学的貢献をなすことが期待できる
 現在大規模分光観測サーベイ提案としては唯一
 すばるを用いて日本が主導権をとれる位置にある

 ダークエネルギー探査＝実質的にはSDSSを高赤方偏移にひろげたものとみなせる
 物理のコミュニティーから天文に対する予算を増やす
 ダークエネルギーにこだわらない広い天文学的研究のために利用するという発想が大切／得策 ある割合を高分散分光器にして惑星探査・フォローアップなどにも使えないか？
 ダークエネルギーに最適化しきらないことが重要

WFMOS z=1 銀河データから予想されるダークエネルギーへの制限

WFMOS サーベイ ＋ プランク衛星データ ＋ HyperSuprime weak lensing (WFMOSデータによる測光ｚの較正後）
WFMOS+Planck

68% C.L.

(k<kmax~0.2hMpc-1)

WFMOS+Planck(k<kmax~0.2hMpc-1)

BAO WL BAO+WLσ(w0): 0.14 0.09 0.07
σ(wa): 0.49 0.26 0.18

（東北大 高田昌広）

ダークエネルギー or 一般相対論の限界？
Yamamoto, Bassett, Nichol, Suto & Yahata
PRD 74(2006)063525, astro-ph/0605278
 フリードマン方程式の変更をパラメータ化
2/ n22− 2 / nc

HH −r

8πG
=ρ3

 n=2: DGP model, n=∞ : 宇宙定数

 rcがスケールを与える ～1/H0
 r<rc: 4D時空的重力, r>rc: 5D時空的重力 平坦な宇宙では( H 0 rc )2 / n− 2= 1 − Ωm

WFMOS z=1 銀河データから予想されるフリードマン方程式からのずれへの制限

Yamamoto et al. PRD 74(2006)063525

WFMOSをめぐる政治情勢
2002年 KAOS@Gemini広域サーベイ
計画
 2003年夏 アスペンでGeminiの次期装置としてWFMOS提案 2005年3月 WFMOS Feasibility
Study：Geminiから すばるへ 2005年12月 WFMOS概念設計開始
 2006年5月 概念設計中止
 2006年7月 HSC特定領域研究採択
 2006年9月 概念設計中止撤回
 2006年10月 英国PPARCで推進採択


1853年 黒船来航
1854年 日米和親条約
1858年 日米修好通商条約
1862年 生麦事件
1868年 明治維新
1911年 関税自主権回復

WFMOSの問題点・課題
すでにw=-0.98±0.12という結果があるのなら、「ダークエネルギー＝宇宙定数」と結論してよいのではないか？
 予想されている精度が本当に達成できるか？
 数値がわかったとしても、ダークエネルギーの正体の解明につながるような信頼できる理論が存在するか？
 結局どこかが別の方法でやるはずだから、あえてすばるでやらなくても良いのでは？
 日本がサイエンスをリードできるか？
 すばるでの他の観測プロジェクトの遂行に重大な支障が出るのではないか？
 必要な予算は本当に確保できるか？
 このような大掛かりな計画には多大な労力と資源の注入が必要で、それに対する責任体制は確立しているか？
歴史から学ぶ：SDSSと日本
プリンストン、シカゴを中心としたアメリカの計画として出発、その後日本への参加要請を受けて正式に共同研究を開始
 日本グループは基礎的かつ重要な貢献をした モザイクカメラの製作（関口） フィルターの製作（嶋作、土居、福来） 標準星の決定と較正（市川、福来） 測光パイプラインの開発（安田） 重力レンズサーベイ（稲田、大栗） KL変換を用いた構造の定量化（松原）

しかし、あまりvisibleでなかったのも事実

SDSS papers have had huge impact¾ 1345 refereed papers to date
¾ These papers have been cited over 39,000 times¾ 30 of the 200 most cited papers in astronomy

since 2000 used SDSS data.
¾ Impact in many areas we didn’t anticipate:White dwarfs
z Brown dwarfs
z Ultra-low metallicity stars
z Galaxy-galaxy lensingz Supernovaez Epoch of reionizationz Etc., etc.
(Dec. 18, 2006@NAOJ, Michael Strauss)z

ADS High-Impact Papers 2005
Number ofCitations

Fraction of theTotal

WMAP

1892

24.9%

SDSS

848

11.2%

Keck562

7.4%

ESO549

7.2%

HST466

6.1%Chandra

380

5.0%

Kamiokande

324

4.3%

2MASS

250

3.3%

XMM-Newton

185

2.4%

CBI

149

2.0%

Facility(Dec. 18, 2006@NAOJ, Michael Strauss)ADS High-Impact Papers 2006
Number ofCitations

Fraction of theTotal

SDSS

1843

17.4%

ESO

1365

12.9%

HST

1124

10.6%

WMAP

1121

10.6%

Keck

642

6.0%

Kamiokande

372

3.5%

Chandra

365

3.4%

ACBAR

207

2.0%

NOAO (KPNO/CTIO)

202

1.9%

Las Campanas

176

1.7%

Facility(Dec. 18, 2006@NAOJ, Michael Strauss)

SDSSの教訓
 日本人はおとなしい・礼儀正しい アメリカ主導で始まった計画をのっとるようなことはできない
 結局あくまで一協力者的な立場に終始してしまった
 人間関係が重要

 プリンストングループとは太いパイプを持っていたが、それ以外の機関とは信頼関係を築いていなかった
 複数の機関間での調整は困難（地理、時差、言語） オールジャパン体制で対抗すべき

 人的資源を考えると、日本グループは研究テーマを絞りこんで、集中的な研究投資をすべきだった 種々の理由で各メンバーがばらばらに研究をした
 もっと広く国内で共同研究を推進すべきであったHSC/WFMOSに生かすべきこと

あくまで日本主導の計画であること


HSCはOKWFMOSについては、今後そのような方向への誘導が不可欠。少なくとも完全に対等なパートナーとしての提案であるべき。



場合によっては、Geminiとではなく、別の枠組みでの国際共同計画を日本から提案する

サイエンスの結果を出す段階で、日本が十分貢献できること。少なくとも論文の半分はPASJに出版することが目標。

実際にデータを用いてサイエンスを行う興味をもつ国内研究者の参加を奨励すること

オールジャパン体制を確立することで、日本のvisibilityを最適化

これを通じて、汎用望遠鏡であるすばるから、サーベイモードに多くの夜数を割り当ててもらうことが正当化される

最近の動向 プリンストン大学が、すばるとの共同研究の締結を真剣に検討中
 HiCiao (PI:田村元秀）
 HSC (PI:唐牛宏、宮崎聡）
 2体問題、過去の信頼関係からいっても理想的 池内、福来、須藤、梅村、関口、土居、嶋作、安田、杉之原、小松、戸谷、住、大栗 もっと非公式なレベルでは他に３つの研究機関から打診がある すばるの実績が認められている証拠に他ならず、日本として誇るべき事実
 今後の８m望遠鏡の国際的共有・有効利用の先鞭をきるという意味においても画期的

ACT: The Next Step
After WMAP Atacama Cosmology

Telescope Funded by NSF
 CMB fluctuations on
small angular scales Probe the primordial
power spectrum andthe growth ofstructure (Dec. 18, 2006@NAOJ, David Spergel)

ACT COLLABORATIONS
Government Labs

SchoolsPENNMuseumsPrincetonCatÓlica

TorontoCUNY

Haverford

Kwa-Zulu Natal(Dec. 18, 2006@NAOJ, David Spergel)

The

Millimeter Bolometric Array
Camera: 3000 Detectors
Tricolor:

145, 225, & 265 GHz
3 independent 32x32 arrays

TES PUDs from GSFC
•PUDs = Pop-Up Devices•TES = Transition Edge Sensor
Each pixel: 1 mm x 1 mm

TDM Multiplexing•2-stage 1x33 mux chips, followed bySeries Array SQUIDs: SAs -- from NIST
•Nyquist inductors -- from NIST
•Mux servo electronics & DAQ fromUBC (who provided these for SCUBA)(Dec. 18, 2006@NAOJ, David Spergel)

ACT Operational Plans
 Single Frequency survey in 2007
 Multifrequency survey in 2008/2009
 Plans to survey 1000 square degrees

in equatorial strip
 Data will be made publically available
 Polarization Survey as Possible Followup(Dec. 18, 2006@NAOJ, David Spergel)Combining Optical & CMB
 Cosmology

 SZ/galaxy cross-correlations
 Where are the baryons?

 Optical Lensing/SZ/CMB Lensing

Correlations

 Powerful probe of growth rate of structure Dark Energy/Neutrino Mass

 Galaxy Evolution Group and cluster properties

 Submillimeter Galaxies
 ALMA follow-up(Dec. 18, 2006@NAOJ, David Spergel)暗黒エネルギー研究国際ネットワーク(先端拠点形成プログラム申請中）
アメリカ(準拠点)
プリンストン大学
宇宙科学教室コーディネーター
Edwin Turner（ 教室自己資金、マッチングファンド申請予定 ）宇宙マイクロ波背景輻射
重力レンズ統計
銀河分布のバリオン振動

アメリカ
カリフォルニア工科大学
天文学教室
ビッグバン宇宙国際研究センター
東京大学大学院
理学系研究科コーディネーター
須藤 靖

東北大学

国立天文台
京都大学

広島大学

イギリス
エジンバラ大学
王立天文台
コーディネーター
John Peacock（ Gemini/Subaru WFMOS
概念設計採択済み ）名古屋大学

暗黒エネルギーのモデル
銀河分布のバリオン振動
弱い重力レンズ観測

コーディネーター
Richard Ellis（ Gemini/Subaru WFMOS
概念設計採択済み ）超新星による距離決定
弱い重力レンズ観測まとめ 興味のある人は誰でもどんどん参加してほしい ダークエネルギーという名前ではあるが、バリオ

ン振動、重力レンズ、CMB、超新星、SZ、銀河進化など、宇宙論の広い領域をカバーする研究を展開する土台としたい 2007年3月ごろに国内でダークエネルギー研究会を計画中
 先端拠点形成プログラムが採択されると、毎年、日本とアメリカでそれぞれ１回ずつ研究会を開催

宇宙観は本当に進歩したか？
古代エジプト

古代インド

進歩？

2006年

古代中国

バリオン
暗黒物質

暗黒エネルギー「ダーク」という形容詞がなくなるまでやる：
ダークマターとダークエネルギーを標準モデルに組み込む
宇宙の組成比研究費の配分比「２０XX年の教養物理の教科書」
第3章 物質の微視的世界と素粒子の分類（２０世紀にすでに確立していた階層）
クォーク、レプトン、ゲージ粒子

水木

金

火

土

（2010年代にダークセクターと呼ばれていた階層）
黒い相互作用をする素粒子群
第一世代 トタニン、 （左巻き）トモノリーノ
第二世代 タカダン、 （左巻き）マサヒローノ
第三世代 ヨシダン、 （左巻き）ナオキーノ
これらは美しい対称性を欠くものの、ストレンジネス、ノイジネス、アルコホリネスという猟奇数をもっていることが確立しているが実はその存在は以前から現象論的に予言されていた（Suto 2006)