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■研究紹介

宇宙背景放射偏光測定が拓く超高エネルギー物理学
 素粒子原子核研究所
羽澄昌史  年（平成  年） 月  日
はじめに

インフレーション宇宙と原始重力波

今，チリの山の中，標高  メートルの観測所でこ宇宙はビッグバンによりはじまった，というのは様々れを書いています。これまで加速器を使った素粒子実験な観測を経て揺るぎない定説になっています。具体的にに従事していた私が，このような解説記事をこのようなは宇宙は最初，熱い火の玉のような高温，高密度の状態

酸素の薄い場所で書くことになろうとは，自分自身も予であったとするのです。ところが，このビッグバン理論

想しておりませんでした。私が宇宙マイクロ波背景放射だけでは，観測によりわかってきた宇宙の平坦性，一様（

等方性，また宇宙の構造形成を説明することができま   ，以下   と記す）の偏光測定という新しい分野に魅せられ，飛び込んでかせん。

ら約  年が経過しようとしています。本解説記事は，高これらを見事に説明するのがインフレーション仮説でエネルギー実験屋を対象に，  偏光測定の魅力をおす。インフレーションは「ビッグバンの前」（すなわち伝えすることを目的としています。特に，   偏光

熱い火の玉宇宙ができる前）に何が起きたかを記述しま

測定がインフレーションに起因する原始重力波を発見す

す。インフレーションは，これらの謎に対する解を見事る最良の方法であること，  したがって「ビッグバンのに与える一方，その代償として，宇宙の極初期における前」を探る強力な方法であること， インフレーション

急激な加速膨張を仮定します。どの程度の膨張かという宇宙のエネルギースケールを決定できる可能性があること，典型的なインフレーションモデルでは宇宙誕生後，と， 量子論と重力理論の統一を実験・観測により検証  秒というまさに「一瞬」に，  倍程度の膨張が必要になります。これは，アメーバが銀河のサイズになるほどの膨張です。このような加速膨張を起こす微視的（素粒子論的）物理法則は解明されておらず，
もちろん素粒子の標準理論では作り出すことができません。

する道を拓くこと，を説明したいと思います。はじめに，これから説明することを図にまとめてしまいました。図 がそれです。この図を眺めながら，以下の説明を読んでいただければと思います。

さて，ここでいう宇宙の膨張とは一体何をあらわすのでしょうか？ われわれ高エネルギー物理屋はふだん一
般相対論に触れる機会が少ないため，膨張の意味をしばしば誤解しているようです。宇宙の膨張を考えるときには，計量（メトリック）  について考えないといけません。高エネルギー物理実験屋が普段取り扱う計量は

  


           
 
 




  

で，時間変化をしたりしません。もし膨張を，計量がこ
図  インフレーション宇宙論と素粒子論のまま変化せず，物質が空間の中を飛び散っていくようなものと考えていたら，それは間違いです。膨張とは計
量そのものの膨張なのです。ここがポイントです。一様グラビトンを実粒子として取り出すことは原理的に不可等方な膨張宇宙は能とは言わないまでも，実際的な手段がありません。し

 



         










 






かし，宇宙初期の真空という特別な装置では，先程のべた「暴力的な」加速膨張により，バーチャルグラビトン

 

対が再結合する間もなく，あっという間に引き離されて，実粒子になってしまうのです )*。

という形の    !" # $% （!$）計量
であらわせます。 はスケール因子と呼ばれ，これがさて，原始重力波は非対角成分のゆらぎだといいました。これは計量がテンソルであるからこそ生じるゆらぎ
なのでテンソルゆらぎ   といいます（これも，グラ

時間が経つにつれて大きくなっていきます（現在が   

ビトンはスピン を持つ，といったほうがピンとくるでであるとして規格化します）。これが宇宙の膨張であり，

しょうか）。一方，対角成分のみに生ずるゆらぎも存在

これ以上でも，これ以下でもありません。

し，スカラーゆらぎ   といいます。二つの大きさの比

このように，計量が時間変化をすることが一般相対論

   が原始重力波の強度を表します。 はインフの現象論でもっとも肝心な点で，このことさえ押さえてレーションモデルのパラメータとなり，実験観測によりおけば，一気に視野が広がります。計量は時空内で変化決定する必要があります。興味深いことに，もっともシ

し，波を伝えたりできるのです。まさに場としてふるま

ンプルな（したがって「そうであってほしい」）インフうのです。一般相対論の要諦を一言でいえば，「計量は場

レーションのシナリオ（ % +% % %% ,# ）だ！」ということになります。計量の場の方程式は等価

では，インフレーションのエネルギースケールは原理から導かれるアインシュタイン方程式
    

によって与えられます（宇宙項は本稿の議論で本質的ではないのでゼロと置いています）。ここで，右辺の  はエネルギー運動量テンソルで，ここにいろいろな粒子の場が寄与し，左辺に影響を与えます。左辺（アインシュタインテンソル）は計量の関数なので時空そのものを規定します。

      &-となります。さらに多くのモデルでは，これまでの観測  というような制約が課されています（% %%  # .）。したがって，
インフレーションのエネルギースケールは力の大統一スケール（&'( スケール） &- あたりになるのです。直接関係のない二つのエネルギースケールが同じになるのは，まことに不思議なことといえます ) *。

により，間接的にですが

さて，インフレーションを実現するには，  によほ

原始重力波を検出することにより，&'( スケールのど強烈な影響を与えるような新しい場を導入してやる必

エネルギーが定量的に決まってしまう！ 地上の加速器

要があります。そこで，新しいスカラー場（インフラトで現在直接到達できるエネルギーの  兆倍のエネルギーン）が登場します。これはヒッグス場と似たようなポテの物理を探れる！（しかも，驚くほど低予算）。ここがンシャルを持ち，ポテンシャルの深さとその形（未知で高エネルギー物理屋にとって大きな魅力となるところです）をうまく調節してやることによってインフレーショ

す。勿論，宇宙論研究者にとっても，原始重力波の検出

秒は今後の最大目標といっても過言ではありません。それ（これが &'( スケールに相当します）のころに  をは，原始重力波の強度測定から，ビッグバンの初期温度ンを実現しようというのです。これにより    桁大きくすることができるようになります。

と開始時刻を決められる可能性があるからです。

インフラトンのような新しい場を導入し， の「暴もうひとつ興味深いこと。式  からわかるように，イ

力的な」加速膨張を達成すると，これに付随して，計量

ンフレーションエネルギースケールが高いほど，放出さにこれ以外のゆらぎ（摂動）も生まれます。特に非対角れる原始重力波の強度は大きくなります。高エネルギー

成分にもゆらぎが生じます。このゆらぎが原始重力波で物理の普通の  /0.   0 では概ねエネルギース

す。くどいようですが，計量がどう変化するか，が問題

ケールの下限が上がっていき，最後に発見が訪れるわけの中心であり，重力波とは計量という場の波なのです。

ですが，原始重力波探索では，反対に，エネルギーの上

原始重力波生成を，グラビトン生成と考える方が，わ限が下がっていくのです。エネルギーの上限が決まるとれわれ高エネルギー物理屋にはわかりやすいかもしれま

いうのは，何と興味深いことでしょう！

せん。真空のなかでは，一般に，様々なバーチャル粒子

では，原子重力波をどうやったら検出できるでしょうが量子論的生成消滅を繰り返します。グラビトンとて例か？ 答えは，「  の偏光度を見よ」です。次節でそ外ではありません。さて，普通の真空では，バーチャルのからくりを説明します。

1 偏光を通した原始重力波検出
ビッグバンから  万年たったとき，宇宙が十分に冷えて，それまでプラズマ状態で存在していた電子と陽子が結合し，水素原子となります。光子はそれまでうようよしていた荷電粒子と高い頻度で散乱していたのですが，パタッと相手が消えたため，以後，自由に宇宙空間を伝わります。これが宇宙の晴れ上がりで，この自由に伝わり，宇宙に満ちている「電磁波の化石」が   です。 万歳の宇宙の温度は約  度で，その時点での  の温度も同じです。ところが現在の観測では  の温度は 21 3（約  3 です。  は赤方偏移しているわけです。これが「ドップラー効果」のようなものによると思っていたら，それも高エネルギー屋によくある誤解です。ポイントはまたも計量です。晴れ上がり時のスケール因子は   です。今は    です。この宇宙膨張により，光子の波長も長くなっているのです。
さて，宇宙が晴れ上がるとき，光子は荷電粒子と「最後の散乱」をおこして決別します。これは通常のトムソ
ン散乱です。よく知られているように，光は散乱すれば偏光成分を持ちます。したがって   も偏光成分をもてるわけです。ただし偏光度は大きくありません。もし  が空のどこでもまったく同じ温度だとすると，四方から来た光子が散乱されてわれわれの視線方向にやってくる場合の平均はゼロ偏光になってしまいます。 
年のノーベル物理学賞が #0 と 4 # に与えられたことを記憶しているでしょうか？ あれは 56 という  観測衛星による業績です。4 # の業績は  の温度分布を全天にわたり測定し， 3 の温度ゆらぎ（ 3 の  万分の ）を発見したことです。この揺らぎがあると，温度が高い領域から来る光子が勝つため，ようやく偏光が生まれるのです。したがって偏光のゆらぎ
は温度ゆらぎより更に小さくなります。

図    偏光マップのイメージ
力波を発見することができるのです。
では，それは具体的にどんなパターンなのでしょう？
それを理解するためには，もう少し我慢していただき，
偏光解析の基礎について知る必要があります。偏光をあらわすパラメータはストークスパラメータと呼ばれます。これ自体は  年以上前に考案されたものであり何ら新しいことはありません。電場のみに着目し，その  

成分と  成分をそれぞれ  ，  とします。偏光はこれ
らの相関となるので，一般的に

      9  9   9   と書けます。ここで  ，， ， がストークスパラメー
タ， はパウリ行列です。  の偏光は直線偏光ですので（超弦理論では円偏光も可能になります）， と のみを考えればよくなります。したがって偏光のマップ（図 ）は，天空の各点   での



 

このように小さな偏光度ですが，よい測定器があれば      

観測できます。皆さん $ 78 衛星の全天マップをご覧というテンソルの分布となります。原始重力波の特殊なパになったことがあるかと思います。あれは温度ゆらぎでターンを議論するには，これをさらに二つのモードに分解

すが，同様に偏光の測定により，  偏光マップを得します。これはることができるはずです。それは，たとえば図 のようと定義されます（ は反対称テンソル）)*。テンソルなイメージとなります。各点での棒（ロッド）の向きとの微分形なのでここがわかりにくいところですが，電長さが直線偏光の向きと強さに相当します。

場・磁場と電磁ポテンシャルの関係に似ています。だか      ，       ，

これで偏光が生ずるメカニズムはわかりました。でもら実際， を偏光の  モード， を偏光の 6 モード

ここまでのところ原始重力波と何の関係もありません。

と呼びます。式だけではイメージがわかないでしょうか

では，どのように原始重力波が影響するのでしょうか？

ら，図  に  モードと 6 モードの具体例を示します。

ポイントはトムソン散乱に起因する偏光マップが原始重

ひらたくいえば，以下のようになります。天空の各点

力波により変更を受け，偏光マップに特殊なパターンがで棒を書くと，これを流れとして表現してもよいことが生成される，ということです。これを利用すると，まるわかります。流体を表現するには各点で「湧き出し」とで現場についた指紋から犯人を割り出すように，原始重「渦」を決めてやればよいです。これがまさに 6 モードと  モードに対応しているのです。


日本ではなぜかこれまで本格的取り組みがありませんでしたが，欧米では   偏光  モード観測の重要性はよく認識されており，究極の測定に向けたロード
マップが議論されています。以下は  年に出た '4! / )* からの抜粋です（括弧内は私の意訳）。
(0   #   # >   /% ?# 
 #0 @## % #/  @#   % > "#0 #0  %. '    > #%/0.  # #0 0 0#   2 （  偏光測定
は，
「初期宇宙」と「最高エネルギーの根本的物理法則」を探究する王道である。）

図  偏光の  モードと 6 モード
さて，ようやく核心に触れることができます。6 モードと  モードの本質的な違いは，6 モードのパリティが正であり， モードのパリティが負であることです。そして，スカラーゆらぎはモードしか作ることが出来ま:# #  /   %   ## %  % " > #0 #   + #  # +     >
%% # 2 （原始重力波の発見は科学史上最大の発見となる。）

せん。したがって， モードという偏光の特殊なパターンを検出することにより，重力と関係ない「普通の物理」にわずらわされることなく，原始重力波を発見できるのです。スカラー（スピン ）ではパリティ正のモードしか作れない，テンソル（スピン ）ならパリティ正と負

ロードマップの著者は原始重力波発見を目指している人の両モードを作れる，とまとめてよいかと思います。

たちなので， 番目の点は割り引いて受け止める必要が以上が   偏光を通して原始重力波を発見するからあると私は思いますが，それにしても自らの目指すサイくりです。ここで皆さんは，レーザー干渉計を用いて原

エンスが「史上最大の発見」だと言い切れるテーマは数

始重力波は発見できないのか，という疑問を持つかもし少ないことも事実かと思います。

れません。実際に比較してみると，  偏光  モード

さて，ここまで，なぜ   偏光測定をやりたいか，による測定はレーザー干渉計よりはるかに高感度な測定

その動機を説明してきました。次節から，実際の研究活となることが知られています )*。では，レーザー干渉計

動について説明していきます。後発の日本で最終的にどによる原始重力波探索は無意味かというと決してそうでうすればトップに立てるか，がプロジェクトを推進するはありません。現時点での緊急性はあまりないのは事実上でもっとも大事な点で，私の考えは本稿の後半に説明でしょう。しかし，  偏光  モードで原始重力波がしますが，まずは，観測の概要と世界の情勢について見発見された場合，レーザー干渉計で目標とすべき感度もていきましょう。

定まるわけです。これは何としてても実行したい観測になるでしょう。まとめると，原始重力波を発見するベス
トチャンスは   偏光  モード測定にあります。それは，これまで行われてきた電磁波による測定と遠い将来



観測の概要と世界の情勢  の大気による吸収の様子を図  に示します。 地のレーザー干渉計による原始重力波測定との懸け橋として，今まさに人類が挑むべきテーマであるといえます。
先に，多くの自然なインフレーションモデルで，  が予言されていることを述べました。現在までの観測で に対する制約はまったくないのでしょうか？
  偏光測定についていえば，これまで十分な感度の測定がなかったのですから，答えはイエスです。一方，
どんな観測でもよいとすれば，答えはノーで，間接的な弱い制約があります。$ 78 のデータ，バリオン振動の観測，4:44 のデータから，   ; < 2=2 という結果が得られています。なぜこういう制約が出せるかというと，原始重力波の影響は幅広い影響を与えるからです。ただし，これらの観測の精度を上げるより，今後
は，混じり気がない   偏光  モードを攻めていく方が圧倒的に有利になるということなのです。

図    の大気による吸収;流でしたが，最近は，より感度の高い超伝導転移端センサー（(64，(  #  6 4 ）が実用化されつつあります。これは 

3 というような極低温で使用します。
単一のレシーバーのノイズを小さくするだけでは限界があります。  の光子がふりそそぐ量に統計的な揺らぎがあるからです。現代の最先端検出器では，この揺らぎ（フォトンノイズ）の影響が無視できなくなっています。これに対処するためには，高エネルギー物理業界でいうところの「統計を増やす」必要があります。解決
図    偏光測定の概要

策はレシーバーの数を増やすことです。現在準備中の実
験は，いずれも  チャンネル程度のレシーバーをア

上で観測をおこなう場合，酸素と水の吸収を避ける必要

レイ化して焦点面に置くことをめざしています。より将があります。よく使用される周波数は， &A?，; &A?，

来の実験のためには，  カメラとでも呼ぶべきであ &A?，  &A? などです。それでも吸収を可能な限り避けるため，できるだけ高所での測定が望まれます。
しかも空気が乾燥していて，一年を通して晴天率が高い
ところとなると限られてきます。現在   観測サイト
としておもなものは南米チリのアタカマ高地，および南極です。もちろん宇宙空間での測定をおこなえば，大気の吸収による制約はなくなります。

る多素子アレイの開発 )* がおこなわれています。

系統誤差をおさえたりします。このあたりの構成をどう

偏光を受ける方法はいくつかあります。偏光板，半波
長板スロットアンテナ，5 ( といった，これまで天文観測でよく使用されてきたものとその組み合わせといった感じです。最後にとても大事なのが，信号に変調をかけることです。これにより   ノイズを取り除いたり，

図  は（地上での）一般的な   観測装置の概要でするかは実験屋の腕の見せ所となるわけですが，かな

す。一般的な電波天文観測装置と同様の構成です。空かり細かい話になってしまうので，本稿ではこの辺にしまら降ってくる   のフォトンは，電波としてアンテナす。興味のある方は，文献 )* を読むことを勧めます。

と光学系で焦点面に集められます。ミリ波が対象なので，さて，世界を見渡せば，当然ながら，原始重力波とい可視光の望遠鏡のような精度は必要ありません。焦点面

う金鉱脈を狙う山師たちがいるわけです。この原稿を書には検出器（レシーバー）アレイが配置されます。これ

いている現在，データを取得しているのは，363  

らにはノイズを極限まで抑え，かつ系統誤差を注意深くグループが推進している C'D6( 実験のみですが，予取り除いたデザインが要求されます。レシーバーは大別

算がついて準備中のものを含めると， C'D6(，% ，すると，コヒーレントレシーバーとインコヒーレントレ

85=7!!（以上はチリでの観測），D68 ，48(
85=（以上は南極での観測），66E，48D:6!（以上は気球での観測），8% （ラグランジュポイントでの観測）があります。特筆すべきことは，8%  以外のすべての実験が，    の感度を持つと主張していることです。しかも，今後  年以内にそれを達成するという計画です。8%  衛星は 647（ヨーロッパ）とB747（米国）の共同プロジェクトで，今年打ち上げ予
定です。これは   温度揺らぎに関する決定的な測定を行うと期待されていますが，残念なことに，偏光についての精度は不十分です。  偏光  モードによる原始重力波検出というアイディアが論文雑誌に掲載されたのは ;;1 年 )F F 1F * ですが，そのときすでにデザインを固めていた 8%  は対応できなかったというのが理由のようです。一方，あとからでてきた地上と気球による   偏光  モード観測計画では，主目的が原始重力波検出であり，より野心的な検出器を考案できたわけです。8%  衛星のデザインを決める充分前に，  

シーバーの二種類があります。
高周波の電波に対するコヒーレントレシーバーは，無線 =7B や 4 放送のレシーバーなど，われわれの日常で重要な役割を果たしています。これらは決められた周
波数（ 2 &A?， &A? など）の電波を受け，増幅し，信号の復調，検波を行います。  に対しても，原理的にはまったく同じ方法が使えます。しかし，  観測に必要なのは  &A? というひとけた以上周波数の高い電波のレシーバーです。しかも通信と比べてはるかに高い感度が要求されます。A6 (（A 0 6% # 
" % #. (  # ）と呼ばれる特別に速く動作するトランジスタを使ったアンプを，  3 程度に冷やして使用します。いったん低温で増幅してしまえば，後は通信で広く使われているダイオードによる二乗検波などが可能です。
インコヒーレントレシーバーとして代表的なのはボロ
メーターです。従来は半導体を使ったボロメーターが主偏光  モードによる原始重力波検出というアイディアがン大，コロンビア大，363，オスロ大で，8D はシカゴ大出現していたら，世界は変わっていたかも知れません。

の    $ #  です。米国でも   観測は天文学科より物理学科のプロジェクトとして進んでいるところ

  グループ
極めて重要でありながら，  の観測はこれまで（特に ;; 年代以降）日本で空白になっていました。その解が多く，C'D6( も高エネルギー実験，重力実験などの多彩なバックグラウンドを持った物理屋，天文屋，計算科学屋の混成部隊です。$ 78 メンバーの一部も入っています。

決には，空白のすぐ横にいる力をもったグループが参入

図  が観測中の望遠鏡の写真です。白い箱状の部分はするのがベストです。そこで昨年，363 で   偏光

周囲のミリ波を遮蔽しており，上面に黒く見える部分か測定グループ );* を立ち上げました。現在は，次節で紹ら   を観測します。遮蔽部を取り除いた内部は図 1

介する C'D6( 実験 )* をメインプロジェクトとして推のような構造を持ちます。空から降ってくる   光子

進しており，羽澄昌史，田島治，樋口岳雄，長谷川雅也

は，主鏡，副鏡と反射してプレートレットアレイと呼ば（以上 363 のスタッフ），茅根裕司（:，東北大，363

れる集光部（ホーン）を通り，焦点面のレシーバーに叩

特別共同利用研究員）の  名が参加しています。また，

き込まれます。これら全体がマウントの上に乗せられてC'D6( 実験と共同観測を予定している 85=7!!
実験 )* に羽澄と都丸隆行（363 低温センター）が参加しています。 ; 年  月からは，ポスドク研究員と，総研大の大学院生  人も参加することになります。さらに，  年 ; 月に G7E7，国立天文台，363，カリフォ
ルニア大バークレー校，カリフォルニア工科大学，東北大，岡山大などの有志により，将来（ 年後）の  
偏光観測衛星のスタディグループを立ち上げました。これは現在 G7E7 の小型科学衛星プロジェクトワーキン
ググループの一つとして認知されています。簡単にいえば，今後  年は地上で頑張る，その後  年で衛星を打ち上げる，というプランです。

おり， 軸制御により視線方向とそれに対する焦点面の回転角を自由に変えることができます。
レシーバーシステム全体は，土管のような形をしたクライオスタットの中で  3 まで冷却されています。図 に概要を示します。C'D6( の最大の特長は，G8= が新高エネルギー物理から見た宇宙論，いわゆるコスミッ
ク・コネクション，の重要性は近年ますます高まっています。われわれの活動が日本の高エネルギー物理研究と宇宙論実験にとって少しでもプラスとなるようにと一同がんばっています。
以上が   グループの活動概要です。これと深く関連して，将来の   観測に使用可能な超伝導検出器ア

図  紺碧の空と観測中の C'D6( 望遠鏡

レイ開発を 363 測定器開発室の活動の一環としておこ観測を昼夜を問わずおこなうことができる。

なっております。この活動は   グループの科学志向で焦点を絞った研究スタイルとは異なり，技術志向で幅広い応用を開拓しようというものであり，本稿では触れず，またの機会を設けて説明したいと思います。
では，残りの紙面で，363   グループの現在の活動について，さわりを紹介いたします。

 実験

C'D6( 実験の装置は，チリ・アタカマ高地標高 メートルに設置された   望遠鏡です。参加研究機関
はシカゴ大，マイアミ大，スタンフォード大，カリフォ
ルニア工科大，B747 ジェット推進研究所，プリンスト

図 1 C'D6( 実験装置概要

ミリ波の


たに開発した A6 ( ポーラリメータチップ（図 ;）を使用することです。従来の A6 ( レシーバーモジュー
ルの大きさは導波管を用いているため約 程度でした。これを使って  モジュールというのは巨大な焦点面が必要になってしまい，現実的ではありません。

C'D6( のチップは 
角程度（切手ぐらい）なので，
 モジュールが可能です。

図  C'D6( /0 DD で期待される検出感度
図  C'D6( レシーバーシステム概要





 共同観測

紙面の都合で 85=7!! 実験についてはごく短く触れさせていただきます。85=7!! は '  %.
が中心に準備を進めている実験で，C'D6( と同時期に同じ空を共同観測することが検討されています。85=7!

! は (64 ボロメータを用いて  &A?，  &A?
を中心に測定をする予定であり，C'D6( の  &A?，
; &A? と統合すると，今後  年の地上実験でもっとも広い周波数をカバーできることになります。広い周波数をカバーすることは，銀河や宇宙塵に由来するミリ波（フォアグラウンドと呼ばれます）を   シグナルからうまく分離する上で決定的に重要となります。


図 ; C'D6( で使用するポーラリメータチップと偏光
度測定方式

80 D は現在 C バンド（ &A?）; モジュールを用いて順調にデータを取得中です。  のデータだけでなく，測定器システム校正のためのデータが非常に大事です。ミリ波を強く放出する天体の観測や身近なとこ
ろでは月の観測など様々な観測を組み合わせ，またノイズ源を用いて，総力戦で系統誤差を減らす努力をしています。 ; 年  月ごろに $ バンド（; &A?）; モ
ジュールへ交換し， ; 年末までデータ取得を続け，その後  モジュールへアップグレードして 80 DD の観測をおこなう予定です。80 DD で予想される感度を
図  に示します。もしインフレーションが大統一エネル
ギースケールで起きているなら，原始重力波発見の十分なチャンスがあります。次回はぜひ /0 D の予備的な結果が出たころに報告させていただきたいと思います。

小型科学衛星

地上では全天を観測することが不可能なこと，   のレベルに到達するには大気の影響を除去したいこと，などを考慮すると，  偏光観測衛星が将来的に絶対に必要となります。今後  年間の地上実験で原始重力波を発見できた場合には，あとに続く衛星の精密測定により  モードのパワースペクトルを測定し，インフレー
ションモデルを選別するという一段高いレベルの研究を拓くことができます。背後にある究極の物理に対しても厳しい制約が与えられ，量子重力理論を実験的にテストできる時代が訪れます。地上実験で原始重力波が発見できなかった場合，さらに一桁以上感度の高い実験により，もっともシンプルなインフレーションモデル群を完全にカバーすることが必要です。それでも原始重力波が見えない場合，インフレーションは当初の予想と異なり場が多重にある（ハイブリッドインフレーション）など，複雑な様相をしているか，インフレーションとは別の何かであるか，いずれにせよ，未知の領域であり，観測が研究の方向を決めます。以上の理由により，今の「原始重衛星の概念図を示します。G7E7 が世界に誇る軽量な

力波発見レース」の後には，  偏光に特化した科学

冷却システムの技術をベースにすることにより，観測感衛星が必要と考えられています。米国では 68D ) * と度で妥協することなく，総重量   という画期的な

いう衛星のスタディが，ヨーロッパでは  8% )* とい軽さを実現することが目標で技術検討を開始したとこ

う衛星のスタディがおこなわれています。68D は重さろです。G7E7 が最近立ち上げた小型科学衛星シリー

 トン以上の中−大型衛星で，打ち上げは   年以降になる可能性が大です。 8% は小型衛星ですが，8% との絡みで，やはり   年以降になるかと思われます。

ズ（  年以降，ヵ月に一機のペースで定期的な打363   グループでは，  年代に日本を主導とした小型   偏光衛星を打ち上げる構想を提案し， 
年 ; 月にワーキンググループ申請を G7E7 に提案し，認められました。衛星の仮称は = #D!: )= # = 0##%% # > #0 #  >   /% ?#   D,#  > "   ! #  :# # *で，363，G7E7，国立天文台，理研，東北大，岡山大，近畿大，テキサス大オースティン校，カリフォルニア大バークレイ校，カリフォルニア工科大から総勢  名（設立時）の研究者が参加しています。図  に = #D!:上げを目指します。検出の要になる焦点面検出器には，ち上げを行い，多彩な科学的要求に応えていく新しい枠組み）の枠を使うことを検討しており，  年の打ち
超伝導検出器を用いる予定で，(64 ボロメータ，4(G（4/  #  (% G # ）センサの開発研究を進めています。後者は 363 測定器開発室の活動とも大いに関連しており，機会があればこれらの活動についてもご報告していきたいと思います。
図  に，= #D!: で期待される検出感度と，さまざまなインフレーションモデルの原始重力波の予想を示しました。参考に，8%  の感度も示してあります。
= #D!: は角度スケールで Æ 程度以上のパワースペ
クトルをこれまでにない精度で測定することを目標にす
るため，望遠鏡のサイズを小さくでき，軽量化ができます。そのかわり角度分解能は，8%  や地上実験と比べてよくありません。
私の考えでは，= #D!: と組み合わせて，地上で アレイ程度の実験を展開するのがベストだと思っています。コスト的には，大きな望遠鏡を打ち上げる場
合の H 程度ですんでしまい，サイエンスアウトプッ
トには遜色がないと思います。    をめざすには，
フォアグラウンドの理解と除去が非常に重要となります。現在の知識を用いて除去のスタディをしてみると，

図   様々なインフレーションモデルのパワースペク
トル予想と 8%  および = #D!: における  モード
図  = #D!: 衛星の概要図

測定感度予測   は 53 だとされていますが，    は未踏の領域です。しかし，8%  が広い周波数にわたる測定を行いますので，フォアグラウンドの理解と除去方法
に関しては今後  年で格段の進展を遂げることは疑いがありません。したがって    をターゲットとする
ことは，よい目標だと思います。

おわりに最後に戸塚洋二先生と   の話をしたことについて書きたいと思います。私が 363 に   グループを立ち上げた 1 年の  月に，戸塚先生からメールをいただきました。お前の始めたことに興味があるので説明しに来い，とのことでしたので，年が明けて  年 
月  日に，日本学術振興会の先生のオフィスにお邪魔

参考文献)* ロバート・!・コールドウェル，マーク・カミオ
ンコウスキー，「ビッグバンの始まりを探る重力波観測」，日本経済新聞社「宇宙の創成と進化」サ
イエンティフィック・アメリカン編、林一訳F /21
) * たとえば 42 $ " F I %.J 4 #  2を参照のこと。
)* 82 "%% /0H; 2連を持つ   の観測を私が始めたことに興味を持たれたとのことでした。終始楽しそうに私の説明を聞いてく F  E # )* G2    F I(       ! 0FJ  E #  /0H2)*し，約 時間ほど説明をさせていただきました。先生はダークエネルギーに興味を持たれていたので，密接な関

2 3

2 3  F 72 3.F  72 4#"" F
80.2 !2 =##2 F K  ;;12)* '2 4%LF  2 M%
F K 1 ;;12

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80.2 !2 F 1K1 ;;12);*



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 

に感じられ，残されたわれわれはどうしていけばよいの)*

か，途方に暮れる思いもあります。しかし，われわれは) * G2    F  E 2 1 )#  /0*2

ださり，最後に「どんどんやれ」と激励していただきました。当時私は先生の体調について詳しく知らなかったのですが，あとで先生のブログを読む機会があり，あのような大変な闘病時期に貴重な時間を使ってチンピラの私の話をわざわざ聞いてくださったのだと思い，ジーン
ときてしまいました。戸塚先生の早すぎるご逝去は何とも残念なことでした。高エネルギーコミュニティにとっても如何ともしがたい大きな空白ができてしまったよう前を見て進むべきであり，その中で私が出来ることは，素粒子と宇宙を不可分な対象ととらえて研究プロジェク
トを推進された戸塚先生の姿勢を見習い，微力ながら自分の限界まで働くことだけかと思います。

最後に，  偏光測定による原始重力波発見というテーマに，より多くの高エネルギー実験研究者が興味を持ってくださることを希望します。思い切ってこの新しい挑戦に飛び込もうという方は大歓迎ですので，ご連絡をお待ちしております。

謝辞
辛抱強く原稿を待ってくださった高エネルギーニュースの編集委員の皆様に感謝いたします。

    )* 82     F 2  0 F 2  F =2 8%%F> #0  8% %%" # F  E 2)#  /0*2