ションで用いられてきた空間 3 次精度の PFC(Positive Flux

assembly bias とハロー特徴量の関係性の探求
石川 慶太朗 (名古屋大学 理学研究科 M2)Conservation) スキームに比べて著しく精度が向上している。
また semi-Lagrangian 時間積分を採用したことのメリットと銀河は暗黒物質の密集領域である暗黒物質ハロー (以下、ハして、従来の TVD Runge-Kutta 法による空間高次精度のス
キームと比較しても大幅に計算コストを削減できている。

ロー) の中で形成されると考えられている。従来、ハローの空
間分布およびハロー内の銀河の空間分布や数はハローの質量の1. Satoshi Tanaka, ApJ, 849:76, 2017

みに依存すると考えられてきたが、シミュレーションの性能向上に伴い、ハローや銀河の空間分布はハローの形成史にも依存

重力波観測で探る一般相対論を超える偏極モード
今福 隼斗 (東京大学 M1)することが示唆された [1]。このような銀河分布のハロー形成
史依存性を assembly bias と呼ぶ。
近年の観測データの急速な増加および観測領域の拡大により重力の標準理論である一般相対性理論（General Relativity,

統計精度が飛躍的に向上したことで、実観測に対する解析ではGR）は、これまでの実験および観測の結果を良く説明する。しassembly bias の考慮の有無で標準宇宙論パラメータの制限にかし、宇宙の後期加速膨張を説明できない、量子論としてくり大きな影響を与えることが判明している [2]。それゆえにこのこみが不可能である、既存の物理法則が破綻する特異点を予見

系統誤差の影響を最小化して標準宇宙論を徹底検証する必要がする、など理論として困難を抱えている。このような状況の中、ある。

2015 年にアメリカの検出器 LIGO により重力波が初検出され本研究では、物理量と結び付けた先行研究のないこの assem-

た。重力波の観測により、今まで満足に行われていなかった強bly bias を調査するため、Dark Quest[3] などのシミュレー

重力領域での GR の検証が可能となった。

ションデータを用いて、ハローの中心集中度、ハロー周辺の物

GR では重力波は 2 つのテンソル自由度のみを持つ。しか質密度、ハローのスプラッシュバック半径の 3 つのパラメー

し、実際の重力波信号は複数の偏光モードが混ざったものとなタに着目した解析を行う。本発表ではそれぞれのパラメータとることが一般的である。例えば、スカラーテンソル理論や f(R)assembly bias との関係を特徴付ける本研究の進行状況を述べ

重力理論ではスカラー場を介して重力波にスカラー自由度が導るとともに、将来的に assembly bias 効果を実装する宇宙論エ入される。したがって、スカラー偏極モードは一般相対性理論

ミュレータの有用性およびこれを用いた宇宙論解析の展望につには存在しないため、重力理論の拡張に関する研究において重いて議論する。

要な役割を果たす。本発表ではスカラー偏極モードの検出可能性を様々な観点から検証した [1] をレビューする。この論文で1. Wechsler et al., ApJ 652 71W (2006)

は、コンパクト連星合体からの重力波を扱い、発生、伝播、観2. Miyatake et al., PhRvD.106h3520M (2022)

測の全ての過程を考慮している。スカラー偏極モードの検出可

3. Nishimichi et al., ApJ 884 29N (2019)

能性について具体的にどのような観点から検証していくのかを議論し、今後の展望について述べる。

Multidimensional Vlasov–Poisson Simulations with
High-order Monotonicity- and Positivity-preserving
Schemes の紹介
伊藤 圭汰 (筑波大学 M1)

1. Hiroki Takeda et al., arXiv:2304.14430, 2023

５次元回転ワームホールの解析
上道 恵也 (名古屋大学 QG 研 M2)

本発表は、自己重力系や宇宙プラズマの運動論的数値シミュ

ワームホールとは時空の 2 つの領域を直接つなぐトンネルのレーションにおける Vlasov 方程式の新しい数値シミュレー

ような時空構造であり、アインシュタイン方程式の解である。

ション手法を提案したものである。
この手法は有限体積法における数値解の空間的な単調性

また、ワームホールのいちばんくびれている部分を「喉」と呼(Monotonicity) と正値性 (Positivity) を同時に保証する空間 5ぶ。この喉を広げるためにありふれた古典的な物質に備わって次及び 7 次精度の手法である。また時間積分において、従来のいる条件 (エネルギー条件) を破る物質が必要になるので、喉多段 TVD Runge-Kutta 法に替えて、semi-Lagrangian 時間が広がった通過可能なワームホール解を構成するのは難しい

積分を採用しており、より精度が高く、同時に計算コストも低[1]。本研究では喉を広げるために回転の効果を用いて、エネル

い手法となっている。

ギー条件の破れ方を軽減するようなワームホール解の構成を試みる。

具体的には、数値シミュレーション手法のテストとして、
無衝突自己重力系の重力コラプス問題や静電プラズマにおけ

しかし、任意の角速度の効果を入れると非球対称となり、こる空間 1 次元の線形ランダウ減衰、非線形ランダウ減衰を空の低い対称性からアインシュタイン方程式は偏微分方程式を解

間 5 次および 7 次精度のスキームを用いて計算した。そのかなければいけないことになる。そこで、[2] では角運動量が結果、どのテストにおいても、従来の同種の数値シミュレー

等しい 5 次元空間における定常回転ワームホール解を構成し、

1

大西

4 次元時空ワームホール解の構成のときと同じ自由度を保ちながらアインシュタイン方程式を常微分方程式にすることができ翔太（大阪公立大学

M1)

アインシュタインの一般相対性理論から予言された重力波はた。本研究では漸近平坦な境界条件を課し、[2] では考えられて2015 年に初めてその存在が観測によって確認され、現在では検なかったワームホールの喉付近における「非対称性」の自由度

出器の向上から数多く検出されることとなり、また重力波源のを考慮し、より一般的な解を構成する。そして、任意の角速度

同定に至ることも少なくない状況にある。

の効果について議論する。

今回レビューを行う先行研究 [1] とそのレビュー論文 [2] では、

1. M. S. Morris, K. S. Thorne, Am.J.Phys., 56, 395, 1988

コンパクト連星からの重力波を観測することによって波源まで

2. V.Dzhunushaliev et al., Phys.Rev.D, 88, 124028, 2019の光度距離 dL を直接推定できると同時に、波源の赤方偏移パ
ラメータ z を同定することができれば、宇宙膨張パラメータであるハッブル定数 H0 を測定することが可能であることを見る。

パルサー・タイミング・アレイによる背景重力波検出
大城 斗輝 (熊本大学 自然科学教育部 M1)

z を決定するものとしては、電磁波対応天体 (EM)、それがない
場合にも銀河カタログや、重力波のみの情報から中性子星の状
態方程式を用いるものであったり、質量ー赤方偏移の merger

1918 年、アインシュタインは相対性理論で重力波の存在を予

rate を用いるといった方法が考えられている。

言した。[1] そして 2015 年にはアメリカのレーザー干渉計重力以上の手法による測定は従来のハッブル定数推定の 2 種類の方

波望遠鏡 LIGO により初めて検出された。[2] 重力波は時空間法とは独立なものかつ直接的であり、現在 2 種の測定値が誤差の歪みとして光速で伝搬する波であり、巨大質量の天体の運動の範囲を超えて大きく異なっているという宇宙論におけるハッにより生じる。重力波の中でも nHz〜μ Hz の低周波重力波は

ブル定数問題の、新たな解決策になることが期待される。また、

Pulsar Timing Array(PTA) という手法を用いて検出が可能で

現在の LIGO・Virgo・KAGRA といった第二世代検出器よりある。

も高性能な次世代検出器では、上記のハッブル定数推定の決定

PTA では周期の安定したパルスを放射するパルサーという誤差を数十 % から、z ≳ 2 の領域で 1% 以内までに縮めること

天体を用いており、特にパルス周期が短く安定しているミリ秒が可能であることも述べる。

パルサーからは信号が地球に到着する時刻を予測できる。しかし、地球とパルサーの間に重力波が存在すると、時空の歪みに

1. Jose Marı́a Ezquiaga and Daniel E. Holz, ”Spectral

よりパルス到着時刻が変化する。その予測された到着時刻と、Sirens: Cosmology from the Full Mass DIstribution of

変化した実際の到着時刻とのずれを観測して重力波の検出を行Compact Binaries”,Phys. Rev. Lett. 129, 061102, 2022う。この時刻のずれはタイミング残差と呼ばれている。
タイミング残差はパルサーの周期変化など重力波以外の要因

2. Simone Mastrogiovanni et al. , ”Cosmology with Grav-

によって生じる可能性がある。複数のパルサーのタイミング残

itational Waves: A Review”, annalen der phisik, 2022

差を相関をとると、重力波による効果を確かめることができる。

PTA が最初に検出すると言われている背景重力波の場合、そブラックホール準固有振動における質量降着の影響
大橋 陸人 (名古屋大学大学院 理学研究科 M2)のタイミング残差の相関は Hellings and Downs curve に従う。

[3] 背景重力波は銀河中心に位置する超大質量ブラックホール
連星から発する重力波を重ね合わせたものであり、等方性を持

一般相対性理論 (GR) は、様々な実験や観測によってそのつ。背景重力波の検出により、波源となるブラックホール形成

正確性が確かめられている重力理論であるが、初期宇宙のようについて核心に迫ることが期待されている。本研究では、2 つな量子論が本質的となる状況では破綻してしまうことが知られのパルサーのタイミング残差の相関関係を示した Hellings andており、これを超える物理が必要とされている。そのため、今Downs curve について紹介を行う。

後さらなる精度の向上が見込まれる重力波の直接観測によっ

1. A.Einstein, SPAW(Berlin), Seite 154-167. ,2019て、GR を用いて予言される理論波形からのずれが見つかるこ

2. Abbott, Benjamin P, Phys. Rev. Lett. 116, 061102とが期待されている。
上記をふまえ、理論波形からのずれが確認された際に、それ,2016が GR では説明できないものであるかを確認するために、その

3. Hellings, R.W. , Downs, G.S., Astrophysical Journal,

他に考えられるずれの要因をあらかじめ考慮しておくことは有Vol. 265, p. L39-L42 ,1983

益である。本研究では特に、ブラックホール (BH) 連星合体の最終段階であるリングダウン段階において、質量降着があった

コンパクト連星からの重力波による宇宙論パラメー
タの推定

場合にどのように波形が変化するかを検証する。

BH 連星が合体によって最終的に定常 BH を形成する場合、その直前の段階では、BH 背景時空 (今回は Schwarzschild) に2覺 依珠美 (大阪公立大学理学研究科 重力波実験物理学研究室 M2)

おける摂動を考えるブラックホール摂動論が有効となる。摂動の減衰振動の (複素) 振動数は合体後の BH の質量のみによって特徴付けられ、準固有振動 (quasinormal mode, QNM) と呼重力波とは時空の歪みが横波として光速で伝播する波動現象

ばれる。QNM は合体過程における軌道などの影響を受けないであり、様々な起源をもつ微弱な重力波の重ね合わせが「背景ため、GR の検証に適していると考えられる。

重力波」となる。その中でも宇宙初期のインフレーション等を本発表では、背景時空として Schwarzschild BH に球対称か起源とする宇宙論的背景重力波は、重力波が物質との相互作用

つ一定の質量降着がある場合を考えた先行研究 [1] についてレが極めて小さく脱結合以前の宇宙から到来することから、宇宙ビューするとともに、私自身の研究で行いたいと思っている

誕生後の様子を知るための重要な手掛かりの 1 つである。

(もしくは行った) 内容を解説したいと考えている。ただし、本

近年、宇宙論的背景重力波の円偏極モードが全天で右回りま研究は現在計画段階であるため、発表内容はその進行度合いにたは左回りのどちらかに偏る非対称性の存在が注目されていよって左右される可能性がある。

る。この円偏極モードは弦理論に従う Chern-Simons 項によって生成されると考えられているため、円偏極モードを空の各点で観測することができれば、重力波の生成機構でパリティ対称

1. Jamie Bamber, et al., Phys. Rev. D 103, 124013, 2021

性が破れていることの証拠になると考えられている [1][2]。
一方で、遠方でのブラックホール連星合体などによる天体起

タイル
小野 瑞季 (北海道大学 M2)

源背景重力波にも円偏極モードが存在するが、重力波源が一様に分布している場合は無偏極になると考えられてきた。しダークマターの正体を突き止めることは、宇宙論における中かし、波源分布に異方性がある場合、今後の検出感度の向上に

心的な未解決問題の１つである。数々の証拠からダークマター

よって無視できない振幅で円偏極が存在する可能性があること（DM）が非バリオン素粒子であることが示唆されるようになっがわかった [3]。よって、観測の際に天体起源背景重力波によるた [1] が、具体的にどのような素粒子が関与しているかは未解明

影響を除去することができれば、より根源的な宇宙論的背景重である。現在、熱速度を全く持たない冷たい DM（Cold Dark

力波の円偏極モードが検出できる可能性があり、天体起源背景

Matter, CDM）が最有力で、ニュートラリーノやアクシオンな重力波円偏極モード観測のための解析手法が必要となる。

どの素粒子が候補に上がっている。CDM による宇宙論モデル

上記のような空の各点におけるパワーを全天マッピングする（CDM モデル）では、１ Mpc 以上のスケールでは観測結果をよ手法の 1 つが「重力波ラジオメトリ」である [4]。この手法は複く説明できるのだが、それよりも小さいスケールでは、観測結数の検出器を用いて連続的に到来する重力波を解析することが果との様々な矛盾点がある（missing satellite[2]、core-cusp[3]、でき、天体起源背景重力波の解析に利点がある。本発表では、

too-big-to-fail[4] など）。この CDM に代わる候補が、宇宙初

重力波ラジオメトリに電磁波の偏極を特徴づけるストークスパ期に有意な熱速度を持つ暖かいダークマター（Warm Dark

ラメータを導入し、円偏極を示す V パラメータの全天探索を行Matter, WDM）で、ステライルニュートリノなどが挙げられ

う解析手法の開発について述べる。

ている。WDM モデルは、大スケールでは CDM と同じ振る舞いをするが、小スケールでは構造形成を抑制する。本発表では、

1. N.Seto, Phys. Rev. Lett. 97, 151101

Lovell et al. 2020 の式（２）で示されている WDM と CDM

2. N.Seto and A.Taruya, Phys. Rev. D 77, 103001の天の川銀河（MW）サイズのサブハロー mass function 比3. L.Valbusa Dall’Armi et al., Phys. Rev. D 80, 122002

に対する ﬁtting function[5] で mass function をうまく記述で4. S.Mitra et al., Phys. Rev. D 77, 042002

きるかどうか、Semi-Analytical SubHalo Inference Modeling

ポアンカレ対称性を持つ有質量場の量子マスター方程式
柏木 海翔 (九州大学理学府物理学専攻 修士 1 年)

（SASHIMI）[6] の予言とどう違うか、違うとしたら何が原因だったかについて述べる。

1. Larson et al., ApJS, 192, 16, 2011

現代物理学における 2 つの支柱として量子力学と一般相対性

2. Klypin et al., Astrophys. J., 552, 82, 1999
3. Flores et al., The Astrophysical Journal, 427, L1, 1994

理論がある。量子力学は原子や分子などミクロなスケールの物

4. Boylan-Kolchin et al., MNRAS., 415, L40, 2011

理現象を記述する。一般相対性理論は惑星運動や宇宙の膨張な

5. Lovell, The Astrophysical Journal, 897, 147, 2020

どマクロなスケールでの物理現象を記述する。両者はそれぞれ

6. Dekker et al., astro-ph.COのスケールで成功している物理理論である。現代物理学において、これら両理論の統合は未完であり、そもそも重力が量子力学に従うかどうかすら分かっていない。現状「重力が量子力学

背景重力波の円偏極モード検出に着目した重力波ラジオメトリ解析の開発に従う」という立場 [1] と「重力が量子力学に従わない」という立場 [2] がある。興味深いことに、近年の量子実験の発展に3

よってどちらの立場が正しいか明らかになるかもしれない。両れが大規模構造に特徴的なシグナルを残す可能性を指摘者の立場を含めた大きな理論的枠組みを提案し、実験によってした。

検証することで、重力がどのような理論に従うか分かると期待

本発表では上記の 2 つの結果とその物理的な解釈についての詳される。

細を説明をする。

その理論的な枠組みの 1 つとして、「ポアンカレ対称性を持つ
量子マスター方程式」の理論を提案する。ポアンカレ対称性は

1. Y. B. Zel dovich and I. D. Novikov, Soviet Astronomy

特殊相対性理論にある対称性で、摂動的量子重力理論や場の理

10, 602 (1967)

論が持つ性質である。量子マスター方程式は、2 つの立場を包2. S. Hawking, Mon. Not. Roy. Astron. Soc. 152, 75

含した記述が可能である。

(1971)

本研究では、重力相互作用を持つ広い理論を提案する前段階と

3. J. Garcia-Bellido and E. Ruiz Morales, Phys.

して、まずは相互作用のないポアンカレを持つ量子マスター方

Dark

Univ. 18, 47 (2017), arXiv:1702.03901

程式の理論を考える。その理論から予言されるスピンレスな有4. Y.-F. Cai, X.-H. Ma, M. Sasaki, D.-G. Wang, and Z.

質量場の力学的挙動について調べた。本発表では、上の有質量Zhou, JCAP 12, 034 (2022), arXiv:2207.11910

場の従う方程式やその場に対する微視的因果律に関して得られ5. R.

た結果を紹介する。この理論を拡張することで、重力相互作用

Kawaguchi,TFujita,andM.

Sasaki,

arXiv:2305,18140

を含めた理論を提案できると期待される。

velocity-dependent Self-Interacting Dark Matter による宇宙論諸問題の解決
木原 健司 (大阪大学 宇宙進化グループ M1)

1. J. F. Donoghue, arXiv:1209.3511
2. D.

Carney,

P.

C.

E.

Stamp,J.

M.

Taylor,

現在、ダークマター（以下 DM）は宇宙全体のエネルギーの

arXiv:1807.11494

約 3 割を占めていると考えられている。宇宙論的シミュレー

段差モデルインフレーションによる曲率ゆらぎの非対称的確率分布の生成
川口 遼大 (早稲田大学 M2)

ションにおいて仮定される DM は CDM であり、これは重力相互作用以外に力は働かない。この CDM によるシミュレーショ
ンは、1 Mpc 以上のスケールにおいて観測結果をよく説明している。ところが、これより小さなスケールでは観測との不一致

近年、原始ブラックホール (PBH)[1][2] に関連するインフも見つかっている。

レーションモデルが盛んに研究されている。PBH とは初期宇不一致の一つに、「core-cusp 問題」というものがある。これ

宙の高密度領域が重力崩壊し形成されるブラックホールのこと

は、シミュレーションにおける CDM のハローの中心密度のス

であり、その質量に応じて、宇宙の歴史上で異なる役割 (例えばロープが、観測で求められるよりも急峻になってしまう問題でダークマターなど) を果たし得る仮想的な天体である。密度ゆある。これを解決するために提案されたのが、Self-Interacting

らぎの起源はインフレーション中に生成される曲率ゆらぎにあσDark Matter(SIDM) である。SIDM 粒子は m≈ 1 cm2 /g とるため、十分な量の PBH 形成を引き起こすためには曲率ゆらいう非常に大きな断面積で散乱することで、中心密度が大きくぎの小スケールでの増幅が必要となる。その増幅メカニズムとなるのを防ぐことができる。

して、インフラトンポテンシャル中に平坦な領域 [3] や段差 [4]ところが近年、中心密度が非常に大きい銀河も観測されていがある特別なインフレーションモデルがこれまでに研究されてる。これは、DM の量が少ないため、束縛できるバリオン量もきた。

少なく、暗くなった銀河に見られる特徴で、観測技術の向上とと本発表では研究 [5] に基づき、インフラトンポテンシャル中

もに見つかってきている。ここで私は、SIDM が gravothermalに有限幅の上向き段差が存在するインフレーションモデルを紹

catastrophe[1] と呼ばれる重力崩壊を起こすことに着目した。

介する。PBH 形成を引き起こすような大きくてレアなゆらぎ

中心密度の高さは、この重力崩壊現象が原因であると考えた。

は摂動的計算手法では正確に捉えきれないことが知られていところが計算の結果、DM ハロー形成から、SIDM 粒子が少なる。そこで本研究 [5] では、非摂動的手法である δN フォーマくとも 1 回ずつ散乱する時間は、DM ハローの年齢よりも長リズムを用いて曲率ゆらぎの確率分布関数 (PDF) の計算及びく、重力崩壊は実現し得ないことが分かった。

解析を行なった。以下の 2 つの新たな結果を得た。

以上の内容では、SIDM の断面積は定数で考えられてきた。

1. PDF に段差幅に依存する exponential-tail が現れること

湯川ポテンシャルで記述される力が働くとき、散乱断面積は速を示し、原始ブラックホール (PBH) の存在量の見積もり度の減少関数になるはずである。近年、速度依存性をもつモデに段差幅が大きく依存することを明らかにした。

ル (vdSIDM) がシミュレーションに導入されたり、論じられた

2. 段差よりも手前でハッブルホライズンを出た特定のスケーりしている [2]。vdSIDM モデルは、DM ハローの密度分布のルにおいて、PDF が高い非対称性を有することを示し、こ多様性や、超大質量ブラックホールの形成を説明できる可能性

4がある [3] ため、本発表ではそのレビューを行う。

近年 [2] において、時間方向の座標変換不変性を破る EFT
が、任意の背景時空へ拡張された。ブラックホール (BH) 時空を背景とする EFT における重力摂動を、一般相対論の場合と1. Balberg, et al., ApJ, 568, 475, 2002

比較することで、DE を説明するスカラー場の配位がどのよう

2. Turner, Hannah C, et al., MNRAS, 505, 5327, 2021に実現されているか、実際の BH からの重力波を用いて検証す3. Feng, Wei-Xiang, et al., ApJL, 914, id.L26, 9 pp., 2021

ることが期待される。本講演では、まず、前半では [2]、[3] に基づき任意の背景時空における EFT の構築法と、EFT におけRobin 境界条件を持つ AdS ブラックホールの QNMる静的・球対称 BH 解周りのパリティ奇成分のブラックホール

スペクトル
小塚 友裕 (日本大学 M2)

摂動論の定式化についてレビューする。さらに、自身の研究として、BH 連星合体からの重力波に影響する物理量として潮汐

本発表は自身の研究である「Quasinormal mode spectrum

応答及び準固有振動数における一般相対論からのずれとその検of the AdS black hole with the Robin boundary condition」
についてのものである。[1]出可能性について議論する。

無限遠で Robin 境界条件を持つ

参考文献

漸近的 AdS ブラックホールの Quasinormal mode(QNM) ス
ペクトルについて研究した。平坦な事象の地平面を背景時空と[1] G. Gubitosi, F. Piazza and F. Vernizzi, JCAP 02, 032

する Schwarzshild-AdS4 を考え、そのスカラー場の摂動につ(2013)

いて研究した。無限遠におけるスカラー場の slow deacay モー[2] S. Mukohyama and V. Yingcharoenrat, JCAP 09, 010

ドと fast decay モードの係数をそれぞれ ϕ1 と ϕ2 とし、両者(2022)の間に ϕ2 = cot(θ/2)ϕ1 という線形関係を仮定する。ここで θ[3] S. Mukohyama, K. Takahashi and V. Yingcharoenrat,

は Robin パラメータという定数で θ ∼ θ + 2π で周期を表す。

JCAP 10, 050 (2022)

Robin パラメータの特定の範囲では、境界条件によって駆動さループ量子重力理論へのシンプルな道
佐野 大志 (早稲田大学 修士一年)れる不安定性が存在する。また、境界条件のパラメータサイク
ル (θ = 0 → 2π) の下で QNM スペクトルのホロノミーが発見される。さらに、1 サイクルの後、QNM の n 番目の overtone

本ポスター発表では、ループ量子重力理論が何に重きをおいは (n − 1) 番目の overtrone に移動し、QNM の fundamentalてどのように導かれたか、またそこからどんな帰結が得られる

tone は複素平面上で無限大に振り切られる。

かを一般相対論から始めて簡潔に紹介する。

1. Shunichiro Kinoshita, Tomohiro Kozuka, Keijyu Murata

ループ量子重力理論は、超弦理論に並ぶ量子重力理論の最有and Keita Sugawara,”Quasinormal mode spectrum of

力候補として盛んに研究されており [1]、またその宇宙論への応

the AdS black hole with the Robin boundary condition”,

用 (ループ量子宇宙論) も活発に研究されている [2]。
ル ー プ 量 子 重 力 理 論 は 、時 空 の 離 散 化 を 初 め 、我 々 のarXiv:2305.17942[gr-qc],2023

世界に対する認識を根底から変えるような興味深い帰結

ダークエネルギーを説明する低エネルギー有効理論の強重力領域における検証可能性
小林 元 (京都大学基礎物理学研究所 M2)を 導 く [3]。一 方 で 、時 折 そ の よ う な 帰 結 か ら 不 可 思 議 な
理 論 と 誤 認 さ れ る こ と も あ る が 、ル ー プ 量 子 重 力 理 論 は背景独立な量子重力理論の構築という明確な目標の下出来上がった非常に建設的な理論である。

現在の宇宙は加速膨張していることが知られているが、一般

背景独立性とは、時空間の構造が仮定として置かれずに理論相対論の範疇でこの加速膨張を説明するにはダークエネルギーが特定の座標に依らない性質であり、一般相対性理論の持つ大(DE) と呼ばれる未知の要素を導入する必要がある。DE の正

きな特徴の一つでもある。

体は未だ理解されていないため、多くのモデルを統一的に扱う

本発表では、背景独立性に重きをおいて重力の正準量子化を方法を構築し、観測結果を用いてモデルを峻別することが重要目指す過程を一般相対論から始めて紹介し、ループ量子重力理である。[1] で提案された「DE の低エネルギー有効理論」によ論が如何にしてそれを可能とするかを簡潔に説明する。また、り、単一のスカラー場により加速膨張を駆動するモデルを普遍

このようにして導かれたループ量子重力理論から的に扱うことができる。低エネルギー有効理論 (EFT) のアプ

化

ローチでは、対称性とその自発的破れのパターンに基づいて長

や

時空の離散

バウンス宇宙 (宇宙初期の特異点の回避) といった特徴的な帰結が自然と示唆されることも紹介する [2,3]。

距離で有効な作用の形を系統的に決定できる。「DE の低エネル
ギー有効理論」では、一様等方宇宙背景の下で、スカラー場に

1. Abhay Ashtekar and Jerzy Lewandowski 2004 Class.

時間的な勾配を持たせ時間方向の一般座標変換を自発的に破る

Quantum Grav. 21 R53

状況を考える。

2. Abhay Ashtekar and Parampreet Singh 2011 Class.

5

た. さらに Carr はこの条件を用いて密度揺らぎ振幅の上限をQuantum Grav. 28 213001

導いた. それは小さい振幅では原始ブラックホール (PBH) 形

3. Carlo Rovelli, Lee Smolin, NuclearPhys. B442 (1995)

成は可能で, 大きい振幅ではちぎれた宇宙になるというもので593.

あった. しかし, 振幅の最大値はそのようなちぎれた宇宙を回

すばる望遠鏡 HSC データを用いた弱重力レンズ質
量マップで確認されたトラフ領域の視線構造
島末 匠 (東京大学大学院理学系研究科附属ビックバ
ン宇宙国際センター M1)

避した結果からではなく, 選んだスライスの幾何学的な形状から自然に発生することを示す. さらに, 密度揺らぎの代わりに体積揺らぎを用いて, 体積揺らぎが発散した場合に super-horizon
スケールでちぎれた宇宙を表すことを示す. したがって Carrと Hawking の導いた条件は密度揺らぎに物理的な制約を与えボイドとは宇宙の大規模構造を構成する要素であり、銀河やるものではない. これまで初期曲率揺らぎが最大曲率揺らぎよダークマターが分布しない低密度領域を指す。ボイドの形成とり大きいものは深く考えられてこなかった. そこで埋め込みと進化は重力によってのみ駆動されると考えられ、バリオン物理

共形図を用いてこれまでのよく知られた結果と比較する.

の影響を受けにくく、重力理論や標準宇宙論の検証に有用と考えられる。従来、ボイドは分光サーベイによって得られた銀河

1. M. Kopp, S .Hofmann, and J. Weller, Phys.Rev.D

数密度分布に基づき探索された (例えば、[4])。しかし、銀河と

83,124025 (2011)

ダークマターの分布の相違に起因する不確実性や系統誤差が伴正則ブラックホールと情報損失問題
末藤 健介 (大阪公立大学 博士 1 年)う。一方、弱重力レンズはソース銀河から発せられた光が途中の質量分布を反映して、わずかに歪曲する効果を示す。これを用いる場合、バイアスなしに直接的に質量密度ゆらぎを知るこ

情報損失問題はブラックホール (BH) の蒸発と量子論を考えとができる。

た時，整合制が取れなくなる理論的問題である．詳細に言うと，

弱重力レンズによるボイド探索では、単一の巨大なボイドは蒸発する BH 時空の Penrose diagram を書くと，特異点の影響発見しづらいとされていた。私たちはすばる望遠鏡 HSC S19A

により時間発展がユニタリー変換で記述できなくなる．

の internal data を用いて球面質量マップを再構築し、ボイド特異点の存在こそ情報損失問題が生じる原因だと考え，情報由来の可能性があるトラフ領域 (マップにおける極小領域) を探損失問題を解決するアプローチとして，曲率特異点を持たない索した。ただし、質量マップは視線方向に密度ゆらぎを積分しBH(正則 BH) を用いる手法がある．曲率特異点とは，時空のた値を示したものであり、トラフ領域の３次元密度構造を把握

曲率が発散し既存の物理法則が破綻する領域である．しかし現することはできない。視線方向の情報を知るために CAMIRA

実の宇宙にはこのような発散は生じないと考えられているの

algorithm [2,3] に基づく luminous red galaxy (LRG) カタロ

で，量子重力理論では情報損失問題が生じるような BH は解とグと SDSS Data Release 12 の LOWZ & CMASS の分光銀河

ならず，正則 BH が解になると期待される．

カタログを用いて、トラフ領域が単一の巨大な低密度領域か否

球対称 BH の特異点を解消するため計量に課される条件は明かを識別した。

らかになっており，Schwarzschild BH や Reissner-Nordström

結果、私たちは従来の期待に反して、単一の巨大なボイド

BH の特異点を解消した BH もすでに知られている．また先行と思われる領域を複数発見した。発見したボイドの半径は 10

研究ではこれら BH が完全に蒸発しきるモデルを考えたとこ

h−1 Mpc 程度である。観測されたボイドをゆらぎが最小値 −1

ろ，情報損失問題が生じない時空構造になることが明らかにで半径 10 h−1 Mpc の一様球と仮定した場合、密度ゆらぎの積なっている [1][2],[3].

分値に相当するコンバージェンスの観測値は計算値より数倍大

現実の BH は自転の影響で軸対称だと考えられているため，きくなった。この事実は、視線方向に伸びたボイドを考えるこ

Kerr BH が現実のモデルとして利用されている．情報損失問とで説明がつく。

題を解決するためには Kerr BH の特異点も解消する必要があ

1. Douglass K. A. et al., ApJS, 265, 7, 2023

るが，現時点では一般的な軸対称時空において特異点を解消す

2. Oguri M., MNRAS, 444, 147, 2014

るための条件は知られていない．
本講演では球対称正則 BH，軸対称正則 BH の満たす条件や

3. Oguri M. et al., PASJ, 70, S26, 2018

時空の性質について，申請者が行った研究 [3] を中心とした発type II 原始ブラックホール
島田 正顕 (名古屋大学 M1)

表を行う．

参考文献

これは [1] のレビューである.Carr と Hawking は平坦 FLRW

[1] S. A. Hayward,Phys. Rev. Lett. 96, 031103 (2006).

に囲まれた球対称過密領域の固有サイズは大きくなりすぎると,[2] V. P. Frolov,J. High Energ. Phys. 2014, 49 (2014).

閉じてちぎれた宇宙になるため, 任意の大きさになることはで[3] K. Sueto and H. Yoshino, arXiv:2301.10456.

きないと示した. この結果からちぎれた宇宙になる条件を導い6

在することが示された [3]。

Gravitational duals to the grand canonical ensemble
abhor Cauchy horizons
菅原 啓太 (日本大学 M1)

本発表では文献 [3] に基づいて、正則ブラックホールにおける測地線の不完備性について紹介する。

1. R. Penrose, Phys. Rev. Lett. 14, 57-59 (1965).

本講演では、[arXiv:2006.10056] のレビューを行う [1]。対称

2. S. A. Hayward, Phys. Rev. Lett. 96, 031103 (2006).

性の高い holography 理論では、共形場理論 (CFT) における

3. T. Zhou and L. Modesto, Phys. Rev. D107, 044016

グランドカノニカル分布は荷電ブラックホールに対応するこ(2023).

とが知られている。Reissner-Nordström 反ド・ジッター (RN-

AdS) 時空では、事象の地平線以外に Cauchy horizon を持つ。

連続変数に対する擬確率関数の定式化と応用
谷 将樹 (九州大学 理学府 M1)

Cauchy horizon はブラックホール内部にあり、内部の古典的な重力のダイナミクスを予測不可能にすることがある。RN-AdS
時空の boundary にスカラー場の歪みを与えると、ブラック

古典力学は、測定の有無にかかわらず物理量は一意に確定しホール内部の Cauchy horizon が形成されなくなることを示す。

ているという実在性を前提として成立している。一方で量子力

Cauchy horizon の消失は、Kasner 特異点が存在することに対学においては、測定するまで物理量は確定しておらずこの実在応する。これにより Einsten-Rosen bridge は崩壊する。一方性が成り立っていない。レゲットガーグ不等式は、量子力学にで、特定の歪みを与えたとき、Cauchy horizon はある特定のおける実在性の破れを検証する道具として用いられており、例

温度で存在することがある。特異点では、低温限界におけるえば超伝導磁束量子ビットといった巨視的量子系で実在性の破Kasner 指数が固定指数となり、一種のアトラクターのメカニズれが実証されている [1]。重力の量子性を検証する方法の一つ

ムを示す。Kasner 指数を用いて、荷電 dilatonic ブラックホーとしてもレゲットガーグ不等式を用いた研究がなされている

ル内部の様子について議論する。

[2]。また、調和振動子に対するレゲットガーグ不等式による実在性の破れに関する研究も報告されている [3,4]。私たちは、連1. Hartnoll, Sean A. and Horowitz, Gary T. and Kruthoﬀ,

続変数に対して擬確率関数の新しい計算手法の定式化とレゲッ

Jorrit and Santos, Jorge E., JHEP, 10, 102, 2020

トガーグ不等式の破れへの応用について報告する。

正則ブラックホールは本当に正則か？
田中 亜花音 (近畿大学総合理工学研究科 M1)

1. G. C. Knee, K. et al., Nature Communications,13253(2016)
2. A. Matsumura, Y. Nambu, K. Yamamoto, Phys. Rev.

Penrose の特異点定理 [1] によると、ブラックホール内部に

A 106 012214 (2022)

は一般に時空特異点が存在し、物理法則が破綻する。特異点の3. S. Bose, D. Home, and S. Mal, Phys. Rev. Lett. 120,

解消は、量子重力など一般相対論を超える重力理論を構築する

210402 (2018)

大きな動機となっている。

4. J. J. Halliwell,1968 年に Bardeen によって特異点が存在しない正則ブラッ

A. Bhatnagar,

H. Nadeem,V.

Wimalaweera, Phys. Rev. A 103, 032218 (2021)

クホールが提唱されて以降、様々な種類の正則ブラックホールが考案されている。正則ブラックホールは、情報損失問題の解

アクシオンドメインウォールを通過する重力波に生じる円偏光谷口 彰 (九州大学 M1)

消へ向かう手掛かりを得る模型 [2] としても期待されており、近年盛んに研究されるようになった。
しかし、正則ブラックホールはアインシュタイン方程式から導かれた解ではなく人為的に計量を与えたものであるので、エ

近年，重力波天文学は目覚ましく発展しており，重力波観測

ネルギー運動量テンソルが現実に存在する物質を示しているか

によって新しい物理が見出されることが期待されている．そこが問題視されている。実際、正則ブラックホールはいくつかので私たちは，重力波観測を用いて，axion-like-particles(ALPs，エネルギー条件を破ってしまうことが指摘されている。またこ

以下アクシオンと呼ぶ) について新しい知見を得るための研究の時空が完全に正則かどうかについても議論の余地がある。

を行なった [1]．アクシオンは、暗黒物質の有力な候補の１つで特異点が存在するかを知るためには Kretsumann sacalar なある．さらに，超弦理論からもアクシオンの存在が予言されてどの曲率不変量が発散していないかを調べるだけでは不十分でいる．このような背景から，アクシオンについての理解を深めある。本当の意味で時空が正則であることを示すためには、最ることは，物理学における重要課題であると言える．

大拡張された時空で測地線が完備であることを証明する必要がアクシオンは Chern-Simons(CS) 項を通して重力と結合すある。そこで拡張された正則ブラックホール時空における測地ることが知られている．そして，この CS 項は，重力波に円偏線の振舞いについて議論した結果、正則ブラックホールとして光を生じさせる．そのため，重力波の円偏光を観測することは，提案されたいくつかの時空で測地線が不完備であり特異点が存

アクシオンや CS 重力についての新しい情報を得るために有意7中馬義である．先行研究では，一様なアクシオンダークマター背景を伝搬する重力波に生じる円偏光についての研究が行われてきリノの観測では捉え切れない宇宙の姿を明らかにすべく、重力

きさにならないことが，先行研究によって判明した [2,3,4]．そ

波天文学の確立に向け様々な試みが観測と理論の両面から行わ

こで，私たちは異なる背景を考え，アクシオンドメインウォーれてきた。去る 2023 年 5 月 24 日には LIGO-Virgo-KAGRA

ル背景を通過する重力波に生じる円偏光について調べた．

Collaboration による重力波共同観測運転（O4）が開始され、グ

その結果，アクシオンドメインウォール背景を通過する重力

レードアップした観測器によるデータに期待が高まっており、波には十分大きな円偏光が生じることを見出した．さらに，円重力波天文学の確立が現実のものとなりつつある。そのような偏光の観測を行うことで，アクシオンと CS 重力の結合定数に今、重力波天文学の現状と課題を再認識することは重力波観測

対して，現在よりも強い制限を与える方法を構築することに成の確立に重要である。重力波観測の課題の一つとして、非常に功した．本発表では，この研究結果 [1] を説明する．

Kanno,

J.

Soda,

A.

Taniguchi,

M1）

重力波イベント GW150914 の初観測以来、電磁波やニュート

た．しかし，この場合に生じる円偏光の大きさは観測可能な大1. S.

史博（千葉大学大学院融合理工学附

精度良く光度距離を計測できる一方で、多くのイベントで電磁波カウンターパートを伴わないため赤方偏移に不確定性がある(2023),

ことが挙げられる。これを克服する様々な手法がこれまで研究

arXiv:2304.03944.

されてきたが、その中でも重力波源と赤方偏移が既知である銀

2. S. Jung, T. Kim, J. Soda, Y. Urakawa, Phys. Rev. D

河との分布の相互相関をとることによって重力波源の光度距離102.5, p.055013, (2020).

と赤方偏移の関係を明らかにする手法 [1] と、赤方偏移は使用

3. T. Fujita, I. Obata, T. Tanaka, K. Yamada, Class.

せずに弱い重力レンズ効果が重力波源までの光度距離に与える

Quant. Grav. 38.4, p.045010, (2021).

異方性によって宇宙の大規模構造を推定する手法 [2] を紹介す4. T. Tsutsui and Atsushi Nishizawa, Phys. Rev. D 107.10,

るとともに、その手法の改良とこれを用いた宇宙論パラメータ

p.103516, (2023).

決定の可能性について議論したい。

HSC ３年目と BOSS のデータを用いた一般相対性

1. Oguri Masamune, Measuring the distance-redshift re-理論の検証
谷田 幸貴 (名古屋大学 M2)

lation with the cross-correlation of gravitational wave
standard sirens and galaxies, Physical Review D, Volume 93, Issue 8, id.083511, April 5,2016

現在、重力を記述する理論としては、一般相対性理論が広く支持されている。実際に、一般相対性理論からの予言は太陽系

2. Toshiya Namikawa, Atsushi Nishizawa, and Atsushi

スケール程度の観測においてはよく一致することがわかっていTaruya, Anisotropies of Gravitational-Wave Standardる。その一方で、宇宙論的な大スケールにおいては、一般相対

Sirens as a New Cosmological Probe without Redshift性理論で正しく重力を説明できるかは定かではない。特に、宇Information, Physical Review Letters, Volume 116, Is-

宙の加速膨張の発見により宇宙論スケールでの重力理論の修正

sue 12, id.121302,March 8, 2016

に関する研究が盛んに行われており、一般相対性理論の代替とすばる HSC3 年間データの弱重力レンズ効果の精密測定による平坦な ΛCDM モデルの検証
手良脇 大誠 (東京大学 理学系研究科物理学専攻

なる修正重力モデルが多く提唱されている。
本研究では、Redshift-space distortion(RSD) と大規模構造に基づく 3 つの 2 点相関関数 (3 × 2pt) を組み合わせて、修正

M1)

重力モデルの検証を行う。3 × 2pt は、宇宙論的弱重力レンズ、
銀河弱重力レンズ、銀河クラスタリングから成る。また解析の宇宙の標準模型である平坦な ΛCDM モデルは、後期宇宙の際、我々は特定の重力理論を用いるのではなく、一般相対性理

加速膨張、ビックバン元素合成、宇宙の大規模構造の観測など、論を現象論的に変更する、より具体的には、非相対論的物質が多様な現象をよく記述する宇宙論モデルとしてその地位を築き感じる重力と相対論的物質が感じる重力を変更する理論モデル上げてきた。しかし、宇宙の精密観測が進んだ近年、このモデ(µ-Σ パラメータ) を用いる。

ルと観測結果に不一致が見られるようになった。こうした不一

本発表では、まず、上記の 4 つの観測量の理論モデルを構築

致の生じているパラメタの一つに、宇宙の構造形成の進行度をし、それらに基づく擬似データの解析により、入力された宇宙表す物理量 S8 が挙げられる。従って、S8 の値を正確に測定し論パラメータが再現されるかを確認する。

ておくことが、宇宙の標準理論の検証にとって重要となる。
地球から観測される遠方銀河の形は、弱重力レンズ効果に

重力波観測における赤方偏移の取り扱いと観測量からの宇宙論パラメータ決定の可能性

よって歪められている。こうした現象は cosmic shear と呼ばれ、S8 の影響が反映される事象である。[1] は、すばる HSC の観測結果をもとに cosmic shear の解析を行い、S8 の値を求めた。この際、客観性・正確性を高めるために、ブラインド解析8を行った。この手法では、HSC の真の銀河カタログの他に、二銀河赤方偏移サーベイ BOSS のバイスペクトルを用いた複数場インフレーションモデルの制限
中野 新太朗 (東京大学 理学系研究科物理学専攻 M1)

つの偽の銀河カタログを用意する。解析者は、どれが真のカタ
ログか知らないまま三つのデータを並行して解析する。これにより、都合の良い結果が出た段階で意図的に解析を止める、などといった確証バイアスを取り除いた。平坦な ΛCDM モデル

現在の宇宙に存在する星や銀河, 銀河団や大規模構造 (LSS)に基づくと、観測手法によらず同じ S8 の値が得られる筈だが、などの様々なスケールの非一様性は, 初期宇宙の場の量子揺ら[1] はこの解析を経て、Planck−2018 の CMB 観測から得られぎに起因し, それがインフレーションによって宇宙論的スケー

た結果との間に 2σ の tension が存在すると結論づけ、平坦なルまで引き伸ばされて生じたと考えられている. しかし, そのΛCDM モデルの綻びの存在を示唆した。本発表では、この [1]

理論的自由度から具体的な場の性質や個数は未だ定まっておらをレビューする。

ず, 観測事実から理論モデルに制限をかけていくことが不可欠である.

1. Li, X. et al., arXiv:2304.00702

インフレーションモデルの検証に有用な観測量として, 局所
local
的原始非ガウシアン性 (LPNG) を表す fNLがある. これはイ

Large misalignment mechanism による axion のコン

ンフレーション期に生成された場の揺らぎがガウシアン性からパクト構造の形成
富塚 祥伍 (京都大学大学院理学研究科 M1)

どの程度ずれているか表す量で, 整合性関係によりインフレー
ションを起こす場が 2 つ以上あるときのみ観測可能なシグナル

今回の発表では、[1] に関してレビューをする。銀河の回転

localが生じる可能性がある. すなわち, fNLの値には場の性質が埋曲線の観測などから、宇宙には既知の物質に加え、正体不明

local
め込まれていて, 仮に fNL≳ O(1) なら全ての単一場モデルの dark matter(DM) が必要であることが分かっている。DM

を棄却することができ, 初期宇宙の物理の解明に向けた大きなに対する様々なモデルの内、有力な候補として axion がある。

指針となるのである.

axion は QCD における強い CP 問題を解決するために導入さ揺らぎを生成する場の統計的性質や個数は, 現在 LSS のようれた粒子であり、非摂動効果に伴い、崩壊定数 f で決まる周期な大スケールにおいて見ることができる. 本発表では [1] を元的な有効ポテンシャルを持つ。

に, 銀河クラスタリングのデータを用いた LPNG の解析方法に

axion の場 ϕ は axion の質量 m とハッブル定数 H に対しついて議論する. LPNG の特徴は密度揺らぎを通して銀河分布て、m ≲ H が成り立つ間ほとんど変化せず、従ってこのときに影響を与え, それはパワースペクトルやバイスペクトルと呼の ϕ の値は初期値として well-deﬁned である。ϕ/f はポテン

ばれる LSS の観測量に反映される. これら両方を解析すること

シャルの周期を決める角度に対応し、このときの初期角度をで, 銀河バイアスに現れる LPNG 由来の先天的効果と非線形構

misalignment angle と呼ぶ。この値がポテンシャルの底にある造形成に由来する後天的効果の縮退を解き, 前者のみを抽出す

必然性はなく、従って axion は有限のエネルギー密度を持つ。

ることができる. さらに, LPNG によって生じる, 非線形項もこうした axion の生成機構を misalignment mechanism と呼含めた全ての 1-loop パワースペクトル補正項を考慮して計算ぶ。通常この ϕ/f が O(1) であるとして解析を行うことが多localを行った結果, fNL= −33 ± 28 (68% CL) が得られた. これい。そして H ≲ m となると場は振動し始め、axion は DM とは LPNG が存在すると言える証拠は得られなかったことを意して振る舞うようになる。

味する.

しかし初期角度 ϕ/f が大きい (∼ π) 場合、場の運動方程式の1. G. Cabass et al, Physical Review D, Volume 106, Issue

非線形項 (自己相互作用) が効き、resonance による密度揺らぎ

4, 2022の大幅な増加が起こる。この場合の axion の生成機構を特に、

large misalignment mechanism とよぶ。

Creation of Fluctuations during Inﬂation and δN
Fomula中野 貴臣 (名古屋大学理学研究科 QG 研 M2)

この論文では、これまであまり調べられていなかった large

misalignment mechanism による axion のコンパクト構造の形成について調べている。そして、resonance がないときに比べてコンパクトなハローが形成されることが分かった。また、こ標準ビッグバン理論は、様々な観測結果を整合的に説明した

うしたハローが銀河中の星に対して観測可能な大きさの散乱なが、その中で平坦性問題や地平線問題など解決しきれない問題

どを引き起こすことを調べている。このような現象を観測で探を抱えていた。これらを解決するためにインフレーション理論

すことで、large misalignment mechanism による axion に対が考えられた。
インフレーション期において、インフラトンが持つ量子ゆら

して制限をつけることができる。

ぎが1. A. Arvanitaki et al., Phys. Rev. D 101, 2020

古典化 することによって曲率ゆらぎが生成される。生成された曲率ゆらぎの標準的な計算方法は、空間一様な古典イ
ンフラトン場のまわりで量子ゆらぎに関して摂動展開するとい9うものである。これはゆらぎが十分小さければ良い近似であるからの有効質量への制限について，Fisher Matrix 解析に基づが、ゆらぎの非線形効果が大きいと計算結果が大きく変わる可いて議論し，必要な信号雑音比を推定する．

能性がある。

1. Tattersall, O. J., Ferreira, P. G. (2018). In Physical

そこで古典インフラトン場と量子ゆらぎを統合して扱うスト
カスティック形式が提唱された。ストカスティック形式では、
スーパーホライズンモードを足しあげた場を古典化された背景

2. Tattersall, O. J., Ferreira, P. G. (2019). In PhysicalReview D (Vol. 99, Issue 10).

場とし、背景場の運動方程式に古典化した量子ゆらぎとして白
色雑音に比例した揺動項を入れる。このように量子ゆらぎを古次世代の銀河サーベイに向けた新しい銀河クラスタ
リング解析手法の確立
野瀬 観見 (東京大学理学系研究科物理学専攻 M2)

典ゆらぎとして簡略的に扱うことで計算の幅が広がる。
本発表では、ストカスティック形式についてはあまり立ち入
らず、インフレーションにおける ゆらぎの生成

Review D (Vol. 97, Issue 10).

[1] について扱う。また、インフレーションで作られる曲率ゆらぎを計算す

ダークエネルギー (Λ) と冷たいダークマター (CDM) を主なる簡潔かつ強力な手法である δN 形式 [2] についても議論する。

構成要素とする標準宇宙 (ΛCDM) モデルは、わずか 6 つのパ

1. D. Polarski and A. A. Starobinsky,

ラメタを指定するだけで現在までの宇宙の各構成要素の密度のSemiclassicalityand decoherence of cosmological perturbations,

揺らぎの時間進化を記述できる理論モデルである。ΛCDM はClass.

宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) などの観測結果を非常によくQuant. Grav. 13, 377 (1996)
2. D. H. Lyth, K. A. Malik and M. Sasaki,

再現している。しかし、CMB から推定されるパラメタと宇宙

A General

後期の物質密度揺らぎから推定されるパラメタが違う可能性がproof of the conservation of the curvature perturbation,

指摘されており、新しい物理の兆候として期待されている。よJCAP 0505, 004 (2005)

り良い精度をもつ後期宇宙の物質密度揺らぎの解析手法の開発が求められている。

Horndeski 理論におけるブラックホール準固有振動

宇宙後期の物質密度揺らぎからパラメタ推定する手法の一つと観測可能性西野 翔 (京都大学大学院理学研究科 M1)として、銀河分布の統計量を理論予測し、それを観測結果と比較する銀河クラスタリング解析がある。これは、二点相関関数

一般相対性理論 (GR) は様々な検証実験をパスしており，現や、それをフーリエ変換した統計量であるパワースペクトルの

在重力の標準的な理論となっている．一方でくりこみが不可能

赤方偏移空間での非等方性が ΛCDM パラメタに依存することであることや，宇宙の加速膨張を説明するダークエネルギーのを利用する手法である。赤方偏移空間ではこれらの統計量は視起源といった問題があり，重力を修正することでこれらを解決

線方向に依存してしまうが、[1] はそのような状況下での非等方しようとする試みが行われている．基本的な修正重力理論であ

パワースペクトルの推定式を導出し、広天域銀河サーベイデー

るスカラー・テンソル理論は GR の計量の自由度にスカラーのタからの統計量の低コストな測定を可能にした。

自由度を加えるものであり，その中で運動方程式が 2 回微分に

本発表ではまず、[1] についてレビューする。また自身の研なる一般的な理論は Horndeski 理論と呼ばれる．

究に関連して、奥行方向の銀河数密度の変化に関する近似がパ

修正重力理論には GR を検証する際の比較相手になるという

ワースペクトルに及ぼす可能性のある影響についても議論する

動機もあり，検証を提供する現象としてブラックホール準固有

予定である。

振動 (QNM) がある．QNM とはブラックホールに摂動が与え

1. Roman Scoccimarro, arXiv:1506.02729v2, 2015

られたときに起きる減衰振動のことであり，コンパクト連星合体などから生じる重力波では合体後の波形（リングダウン）に

重力波観測器を用いた暗黒物質検出のためのデータ解析
藤森 匠 (大阪公立大学大学院理学研究科 重力波実験
物理学研究室 M2)対応する．そのような振動数はブラックホールのパラメータに依存して離散的な値を取るが，GR では無毛定理から（電荷を持たないブラックホールを仮定すると）スピンと質量によって決定される．一方で修正重力理論では他のパラメータにも依存するため GR の QNM からズレが生じることが期待される．こ

暗黒物質とは理論や宇宙の観測から存在は期待されているものような性質から複数の QNM の観測を GR の検証や修正重力のの実際にはまだ見つかっていない物質のことである。これま理論への制限に用いることが提案されている．

で検出に向けて様々なアプローチがなされてきたが発見された例は未だ無い。しかし暗黒物質を実際に検出することができれ

本発表では [2] をレビューする．まず Schwarzshild や回転のば、物理学にもたらす影響は大きい。

遅い Kerr ブラックホール上の摂動を Horndeski 理論の枠組み
有効質量

そこで現在、新たなアプローチとして重力波観測に用いられを新たなパラメータとして現れることを確認する．その後観測るレーザー干渉計を利用する手法が研究されている。LIGO やで解析し，GR とは異なる QNM がスカラー場の10Virgo、KAGRA などの重力波観測器は微小な変位に対して大4 次の共形 Weyl 重力とワームホール
牧田 悠輔 (名古屋大学 QG 研 M1)

きな感度を持っており、その感度を用いて暗黒物質が観測器内の鏡と相互作用したときに生まれる変位信号を検出しようというものだ。

本発表では主に論文 [1] のレビューを行う。この論文では、

超軽量ボソン粒子はその大きな数密度のために、宇宙空間に

Weyl 作用に基づく 4 次の共形 Weyl 重力 (以下、共形重力とよ

おいて古典的な波のように振る舞う。その角振動数は超軽量ボぶ) について議論されている。

ソン粒子自身の質量によって決まり、ほとんど一定の単色波で時空の局所的なスケール変換 gµν → ĝµν = e2α(x) gµν を共形ある。しかし、振幅や位相は時間ととともに確率論的に変化す変換といい、共形重力は共形変換のもとで作用が変化しない共る。[1] 重力波観測器から得られた信号を処理するにあたって形場である。これまで、Einstein の一般相対論に代わる様々なそれらの影響を考慮する必要があり、影響の大きさは観測時間

重力場の理論が提案されてきた。共形重力はそのうちの一つでや仮定する暗黒物質の種類によっても変化する。[2]あり、プランクスケールの物理を理解する鍵になることが期待

本発表では重力波観測器からの暗黒物質による信号を解析すされている。共形重力の場の方程式は、4 階の微分を含む連立る際における確率論的な効果の影響ついて議論し、それを考慮

微分方程式である。このために 4 次の共形重力とよばれる。

した上での解析手法について述べる。

一般相対論において、2 つの時空領域を結びつける構造を
ワームホールとよぶ。さまざまな時空構造が提案されてきた

1. Gary P. Centers et al. arXiv:1905.13650 [astro-ph.CO]が、その多くはエネルギー条件 (エネルギー密度や圧力に関す

2. H Nakatsuka et al. arXiv:2205.02960 [astro-ph.CO]

る制約) を破ってしまうために、通常の物質では実現できない
ことや不安定であることなどがわかっている。

重力波を用いた高赤方偏移 z = 6 での MBH -Mhalo
関係の制限
古澤 和也 (名古屋大学理学研究科 修士 1 年)
6

本発表は、共形重力場の方程式を導出することから始まる。
次いで標準的なワームホールがエネルギー条件を破ることを確認した上で、共形重力の場合について議論を進める。結果とし

10

ほとんどの銀河は, その中心に 10 M⊙ -10 M⊙ 程度の質量て、共形重力に基づけばこの問題を回避することが可能であるを持つ超巨大ブラックホール (SMBH) を持っており, 観測かことを紹介する。

らこれらは共進化してきたことが示唆されている [1]. しかし,

1. Gabriele U. Varieschi & Kellie L. Ault, arXiv:1510.05054

SMBH の形成・進化を説明するシナリオは決定しておらず, 高[gr-qc], 2016.

赤方偏移での十分な観測もなされていない.
高赤方偏移の SMBH に対し, 重力波観測は, クェーサーのエネルギー条件から見る正則ブラックホールの妥
当性
牧野 耕輔 (近畿大学総合理工学研究科理学専攻 1 年)

観測結果 [2] とは異なる領域 Mhalo ≲ 1012 M⊙ について示唆を与える可能性がある. 本研究では, [3] に基づき, ハローと

SMBH の共進化モデルを構築する. 初期条件として, z = 6 での MBH -Mhalo 関係に単純なべき乗則関係を課し, 0 ≤ z ≤ 6

アインシュタインが提唱した一般相対性理論の自然な帰結とでの SMBH の質量成長を計算する. 実際の SMBH は合体として, 極端に強い重力天体であるブラックホールの存在が予測

ガス降着により質量成長していると考えられているが, このモされた. 現在では, 重力波やブラックホール・シャドウなど様々

デルは合体による成長のみを考慮するため, 近傍での観測とのな宇宙観測により, ブラックホールの存在が確認されるととも比較から, ガス降着による成長を制約することができる. またに, その時空構造が急速に解明されつつある.

SMBH の合体から発生する重力波放射を計算し, パルサータ

この天体を理解するには内部構造を理解する必要がある. ブ

イミングアレイ (PTA) と LISA による検出可能性を議論する.

ラックホールは通常, 光の脱出限界である事象の地平面とさら結果として, PTA から得られる確率的重力波背景放射の上限かにその内部に特異点を持つ. そこでは一般に物理量が発散す

ら、z = 6 における MBH -Mhalo 関係に対する制限 n ≥ 1.2 をるため, 物理法則の予言能力の観点からは好ましくない. この導いた. 一方で、LISA による重力波検出数が, z = 6 においてような特異点を回避するブラックホール模型としてバーデン

SMBH をもつハローの最低質量 Mlim に対し下限を課すことが(Bardeen) が提唱したのが正則ブラックホールモデルである

わかった.

[1]. Bardeen の正則ブラックホールは内部に特異点がなく, そこれらのパラメータに対する制限から, 重力波観測が将来的のため全時空領域が正則であるとともに, 物理的に妥当な弱いに SMBH の形成・進化の解明に与える影響を議論する.

エネルギー条件も満たされている. 一方で, ブラックホール内部領域において時空のトポロジー変化が起きている. この様な

1. McConnell N.J. et al., ApJ, 764, 184, 2013.

Bardeen の正則ブラックホールの特徴から, 一般に時空のトポ

2. Shimasaku, K. et al., ApJL, 872, L29, 2019.

ロジー変化を認めない場合には弱いエネルギー条件が破られな

3. Bansal A. et al., MNRA, stad1608 2023.

ければならないことが, 先行研究 [1] で示されている.

11本発表では, Bardeen の正則ブラックホールを電荷がある状

レーションについて紹介する．これにより、曲率ゆらぎの真の況へ一般化した正則ブラックホールの構造, およびエネルギー

統計量を得ることができ、各インフレーション模型における正条件についての, Rodrigues and Marcos de Silva. 2018 [2] の確な原始 BH の存在量の推定が可能となる．今回は、chaotic

研究を紹介する.

inﬂation[3] と inﬂection[4] を取り上げる．また、原始 BH 形成に関する大きなゆらぎを効率的にサンプリングするための重点

1. Arvind Borde, PhRvD, 55, 7615B, 1997

サンプリング [5] を用いて確率的格子シミュレーションも行う．

2. Manuel E. Rodrigues and Marcos V. de S. Silva, JCAP,

今後は、大規模サンプリングを実装し、原始 BH 形成における

06, 025R, 2018

仮定の妥当性や模型の詳細な決定等の議論に繋げる．

ブラックホールの帯電と BZ 過程
松尾 賢汰 (大阪公立大学大学院 宇宙物理研究室 M2)

1. Naoya Kitajima et al, JCAP10(2021)053
2. A. A. Starobinsky, Lect.Notes Phys. 246 (1986) 107
3. Linde, A. D., Phys.Lett.B 129 (1983) 177-181

一般相対性理論の予言する強重力天体であるブラックホール

4. M. Biagetti, JCAP 07 (2018) 032のまわりには電離したガスであるプラズマが磁場構造を作っ

5. Jackson, Joseph H. P. et al, JCAP10(2022)067ていることが知られている。しかし、一般的に曲がった時空でのプラズマの運動から磁場構造を求めることは非常に困難

Dynamical Chern-Simons 重力における曲率ゆらぎの 4 点関数とパリティの破れ
道脇 元紀 (立教大学 理学研究科 物理学専攻 M1)である。そこで、時空に対称性が存在するときのキリングベク
トルをマクスウェル方程式の真空解とする Wald 解 [1] を使ってブラックホールまわりの磁場を議論していく。Wald によると Kerr ブラックホールでの Wald 解で回転軸上の静電ポテン

宇宙における銀河団の分布は網目のような構造をしている。

シャルがホライズンと無限遠方で異なるため、無限遠方から荷これを宇宙の大規模構造（以下 LSS）という。LSS の起源は、電粒子を落とすとブラックホールが帯電することが示され、こインフレーション期に存在した量子的な曲率ゆらぎであり、その現象はポテンシャルの差がなくなるまで続くとされる。こののゆらぎが空間の加速膨張によって引き延ばされ、LSS の種を帯電によって電場が消失し、Kerr ブラックホールの回転エネ作り出したと考えられている。

ルギーを磁力線が引き抜くブランドフォード‐ナエク過程 (BZ

最近、銀河団の分布の 4 点関数にパリティの破れが観測され過程) が起こらないことが Komissarov[2] によって主張されてたという報告があった [1]。この結果をインフレーションで説いる。BZ 過程は相対論的ジェットの生成機構の有力な候補と明するためには、パリティの破れを引き起こす相互作用が必要

して期待され、ブラックホール磁気圏の非常に重要な研究テーである。

マである。なお、本発表では [2],[3] の内容について考察する。

パリティを破る重力理論として dynamical Chern-Simons 重
力（以下 dCS 重力）が知られている。これはインフレーショ

1. Wald R M., Phys. Rev. D, 10, 1680, 1974

ンを引き起こすスカラー場と、パリティの破れを含む Chern-

2. Serguei S. Komissarov, MNRAS, 512, 2798-2805, 2022

Simons 項が結合した理論である。パリティの破れは曲率ゆら

3. A.R.King and J.E.Pringle, THE ASTROPHYSICAL

ぎの 4 点関数から現れるため、本発表では dCS 重力における

JOURNAL LETTERS, 918:L22, 2021

曲率ゆらぎの 4 点関数に着目する。
本発表は [2] のレビューである。はじめに、インフレーショ

確率格子シミュレーション
水口 由莉乃 (名古屋大学理学研究科 M2)ンの文脈における dCS 重力を紹介し、原始パワースペクトルを計算する。次に、dCS 重力における曲率ゆらぎの 4 点関数を

インフレーションはビッグバン理論が抱える問題を解決し、指数関数的に膨張によって、宇宙の構造の種となるゆらぎを生計算する。最後に、dCS 重力ではパリティの破れに関する観測量がどのように評価されているのかについて議論する。

成する機構である．この存在は、Planck 衛星の宇宙マイクロ

1. O. Philcox, Phys. Rev. D 106, 063501 (2022)

波背景放射（CMB）の観測からも強く示唆されている．CMB

2. C.

観測は大スケールにおける小さなゆらぎを意味しているが、大Creque-Sarbinowski,

S.

Alexander,

M.

Kamionkowski, and O. Philcox, arXiv：2303.04815[astro-

きなゆらぎは小スケールで実現され、その重力崩壊により原始ブラックホール（原始 BH）が生成される可能性がある．近年、
原始 BH は暗黒物質の候補として注目されており、宇宙重力波

ph.CO]

BipoSH を用いた宇宙の大規模構造における等方性

望遠鏡 LISA での将来観測が期待されている．しかし、インフの破れの検証レーションから原始 BH 形成への詳細な解析には、特に初期の曲率ゆらぎの統計において、多くの仮定が必要とされている [1]
本講演では、確率的インフレーション [2] の数値格子シミュ12湊 恵太 (京都大学理学研究科 M2)

た、アクシオン・ガスから構成される DM ハローの中心にアクシオンが凝縮した銀河サイズの BS が形成・成長することが示

宇宙論の標準モデルであるΛ CDM モデルは、ダークマター

されている [2]。

やダークエネルギーと呼ばれる未知の物質やエネルギーの存

ただし、この銀河サイズの BS が宇宙時間内にコンパクト天在を仮定することで、数少ないパラメータで宇宙マイクロ波背体にまで成長することは現実的でない。申請者は、銀河サイズ

景放射（CMB）や宇宙の大規模構造などの宇宙論の観測デーの BS は宇宙時間内にコンパクトにならないことを、BS 及びタを精度よく説明する。ところが、高精度な観測が進むにつれその周辺を構成するアクシオンの重力や自己相互作用による二て、テンション（観測対象ごとのパラメータの推定値の差）[1]体散乱の散乱振幅から BS の成長率を評価することによって示や CMB アノマリ（CMB のパワースペクトルに見られるパリした。この原因は、アクシオンの相互作用の大きさが弱すぎる

ティや一様等方性の破れなどのΛ CDM の予言しないシグナルことにある。したがって、既存のモデルに修正を加えて、コン[2]、宇宙複屈折現象（CMB の偏光面に存在するパリティ非対

パクトな BS の形成条件を調べる必要がある。

称性）[3] などの問題が見えるようになってきた。そこで、徹底

本発表では上述したコンパクトな BS の形成シナリオの問題検証を進めることでこれらの系統誤差によるものか未知の物理点をレビューしつつ、自身の研究の進捗具合によっては、モデによるものかを明らかにするとともに、そこから未知の物理に

ルの修正による新たな形成シナリオを提示する。

関する情報を抽出することが喫緊の課題となる。もしこれらの観測シグナルが系統誤差でなく未知の物理に由来するものだと

1. Cardoso et al., Phys. Rev. D, 95, 084014, 2017

すれば、宇宙の構造形成を通じて CMB に見られたのと同様の

2. Schive et al., Nature Phys., 10, 496–499, 2014

アノマリが大規模構造にも存在すると考えられる。 このような考えのもと、[4] では密度揺らぎの 2 点相関関数を用いた解析

Lite BIRD、CMB-S4 の観測によるパラメータへのが行われ、BipoSH と呼ばれる手法を用いた宇宙の大規模構造

制限可能性
三輪 拓真 (名古屋大学大学院 理学研究科 M1)の非等方性の検証可能性が調べられた。そこで、本発表ではまず、[4] に基づき宇宙の大規模構造における密度揺らぎの 2 点相本発表は [1] についてのレビューである。

関関数を用いた非等方性の評価方法、およびその結果について

インフレーション理論は標準ビッグバン理論が抱える初期条紹介する。加えて、密度揺らぎに加えて銀河の向きの情報も利件の問題点を解決できる。インフレーションの存在は CMB の用する拡張を行い、これにより宇宙の非等方性の検証精度がど観測結果からも支持されている。宇宙はインフレーション後、のくらい改善するかについても議論する。

再加熱期を経る。再加熱期は、インフレーションを引き起こす

1. E. Abdalla et al., JHEAp 34, 49 (2022)

スカラー場のエネルギーから標準模型粒子を生成する過程であ

2. D. J. Schwarz et al., Class.Quant.Grav. 33, 18, 184001

る。しかし、再加熱の機構については終了時の温度などに不定(2016)性がある。本研究の目的は、Lite BIRD、CMB-S4 などの次世

3. E. Komatsu, Nature Rev.Phys. 4, 452-468 (2022)

代 CMB 観測から、注目するモデルでの、再加熱終了時の温度

4. M. Shiraishi et al., Phys.Rev.D 95 6, 063508 (2017)などの制限可能性を考えることである。本研究ではインフレー
ションが単一のスカラー場によって描けるスローロールインフ

コンパクトなボゾンスターをどうやって作るか
宮内 侑 (京都大学理学研究科 M2)

レーションモデルの一つである、mutated hilltop inﬂation というモデルに着目する。まず、モデルパラメータと CMB 観測量の関係を調べた。そして、前述の次世代観測を想定した擬似2015 年の重力波の初検出以降、強い重力での物理を調べる

データを作成し、マルコフ連鎖モンテカルロ法によってモデル

様々なテストが活発に研究されている。そのうちの一つのテー

パラメータを推定した。それによって、Lite BIRD と CMB-S4

マとして、コンパクトなボゾンスター (BS) の存在の検証があが再加熱温度などを制限できることが分かった。これによっる。BS とは、ボゾン場が自己重力によって基底状態に凝縮さて、素粒子標準模型について新たな知見を得ることが期待でれることで形成される天体である。今までに検出されたスカ

きる。

ラー粒子はヒッグス粒子のみであるが、初期宇宙で生成された
未知のスカラー場が構造形成の過程で重力不安定性によりコン

1. M.Drewes,L.Ming,I.Oldengott,LiteBIRD and CMB-S4

パクトな BS が形成されれば、通常の観測では検出できなかっSensitivities to Reheating in Plateau Models of Inﬂa-

た未知のスカラー場が重力波によって検出できると期待されて

tion, 2303.13503v1,79,2023

いる [1]。

BS を構成するスカラー場として、アクシオンと呼ばれる未原始宇宙磁場によって生成される原始重力波のスペクトル

知の粒子が考えられている。アクシオンは超弦理論から予言されダークマター (DM) の有力な候補でもあるため、この BS の
観測はアクシオン DM の探査としても大きな意義がある。ま

13

向野

杏 (神戸大学 修士 1 年)

る重力波は、一般に信号がとても長くなるため、計算速度を高速化する Focused Reduced Order Quadrature(FROQ) とい

将来の原始重力波探査を考える上で、環境による原始重力波

う手法 [3] を用いた実装も試みて、太陽質量未満の探索を行う。

の変化を知ることは非常に重要である。 近年のガンマ線観測により、現在の宇宙には 10−16 ガウスから 10−9 ガウス程度の大1. R. Abbott et al. , arXiv:2212.01477

きさで、コヒーレンス長がメガパーセクを超える磁場の存在が

2. Andrew L. Miller et al. ,Physics of the Dark Universe,

示唆されている。磁場の構造のスケールはおおよそ磁場を発す

32,100836 (2021)

る物体の大きさに比例するため、このような大スケールの磁場

3. Soichiro Morisaki, Vivien Raymond, Phys. Rev. D, 102,を生成する機構としては、インフレーションに関わるものが有104020 (2020)力であると思われる。もしインフレーション期に背景磁場が存在した場合、重力波と電磁場の間には背景磁場を介した相互作

原始ブラックホールからの Hawking 放射のモンテ
カルロシミュレーション
八木 大地 (弘前大学大学院理工学研究科 修士１年)

用 (graviton − photonconversion) が生じると考えられる。本講演では、上記の相互作用に関する最近の研究 [1] について紹介し、原始宇宙磁場による原始重力波のスペクトルについて議

原始ブラックホールとは、インフレーション期に初期揺らぎ論する。

が重力崩壊してできると考えられているブラックホールのこ

1. Sugumi Kanno, Ann Mukuno, Jiro Soda, Kazushigeとである。原始ブラックホールは重力以外の相互作用をほとUeda, JCAP05, 05, 052, 2023

んどしない点で暗黒物質の有力な候補とされている。ブラックホールは量子力学的な効果によって質量に反比例する温度

重力波による原始ブラックホールの探索
村上 靖洋 (東京大学 理学系研究科 物理学専攻
修士課程二年)を持ち、その温度に対応する Planck 分布のエネルギーを持つ素粒子を放射する Hawking 放射が起こるとされ、徐々に放射するエネルギーを増加させながら最終的には消滅する。[1] 現

本発表は、現在の課題を克服した解析ソフトウェアを作り、在観測されているような恒星質量以上のブラックホールは質量が十分に重いので温度が低くなり、観測可能なエネルギー

LIGO O4 のデータを解析し世界最高感度で太陽質量未満の連星ブラックホールの探索を行い、原始ブラックホール（以下、を持つ Hawking 放射はほとんど起こらない。しかし、原始ブ
ラックホールは様々な質量を持ち得ると考えらており、インフPBH）の発見を目指す研究についての議論や現在の進行状況をレーション期に 4 − 5 ∗ 1014 g 程度の原始ブラックホールはイ

述べる予定である。

ンフレーションから現在まで Hawking 放射によって質量を減2015 年 9 月アメリカの重力波観測施設 LIGO は、時空の歪

少させ、消滅する瞬間及び直前の原始ブラックホールとなってみが光速で伝播する重力波の直接検出に成功した。重力波は電おり、十分高温のため観測可能であると考えられている。本研

磁波に比べて物質透過性が非常に高いという特異な性質を有究では、MacGibbon-Webber のモデル [2] に基づき、LHC 等

することから、これまでに電磁波でしか宇宙を見てこなかったの高エネルギー素粒子実験の結果に基づくデータを反映した

我々にとって予想外のイベントが多く発見されている。そのイ

Pythia8.3[3] を用いて計算し、初期質量が 4 − 5 ∗ 1014 g 程度のベントの中には、既存の標準的な星形成理論が禁止する質量を原始ブラックホールからの Hawking 放射によって出てくる粒持つ重力波天体が確認され、重力波の台頭は我々がこれまでに子のガンマ線等のスペクトルを計算し、ブラックホールの数密知り得ていなかった宇宙の一面を垣間見るとともに、これまで度の制限について考察する。

の常識にとらわれない探索をすることの重要性を浮き彫りにした。そこで近年、いまだに存在が確認されていない太陽質量未1. S.W.Hawking, Nature, 248, 30-31, 1974

満の探索に注目が集まってきた。

2. J.H.MacGibbon and B.R.Webber, Phys.Rev,D41, 3052-

太陽質量未満の探索は、理論上存在が予言され宇宙誕生直後

3079, 1990に生成される PBH を発見できる可能性がある。最近になって

3. Christian Bierlich et al., arXiv:2203.11601 [hep-ph],太陽質量未満の探索が行われているが、計算コスト削減のため

2022に信号の前半部分である低周波帯のデータを削除して解析をしていたり [1]、重力波波形のテンプレートを作る際に天体のスピ

カー時空上におけるプラズマ中の光の伝播：ハミル
トン・ヤコビ方程式の変数分離とブラックホール
シャドウ
山崎 幹太 (大阪公立大学 M1)

ンを無視してりポスト・ニュートン近似の最低次までしか考慮しないテンプレート波形を用いて観測された重力波を比較する[2] など、いささか簡略化しすぎている節がある。
そこで本研究はこれら先行研究の近似によって SNR がどれ

太陽周りのプラズマである太陽コロナは光、特に波長の長いほど低下するかを調べ、計算コストを考慮した上でどこまでの電波の光路に影響を与えることが知られている。ブラックホー近似を取るかを考察していく。また、太陽質量未満の天体によ14ル周りにおいても、太陽と同様にプラズマが分布していると考る理論はいくつか提唱されており、その中の一つに宇宙の晴れ

えられ、光路が変化することでブラックホールシャドウの形が上がり以前の初期宇宙で生成された磁場（以下原始磁場）に起変化すると考えられる。そこで、カーブラックホール周りにお源を求めるものがある。

ける非磁性かつ無圧のプラズマ中の光の伝播について調べるこ

原始磁場の生成はインフレーション由来のものや密度揺らぎとで、ブラックホールシャドウがどのような影響を受けるかを

由来のものなど様々であるが、生成後磁力線は宇宙プラズマ流見る。ここでは、ブラックホールシャドウの境界曲線の解析解

体と動きを共にし B ∝ a−2 で減衰する。しかしこの減衰を説を導出する。解析解を導出するためにプラズマの電子密度が満明するシナリオは従来、磁場中のプラズマ流体で発生する種々

たす必要十分条件は、光のハミルトニアン・ヤコビ方程式が変の波による減衰効果が無視されていた。磁場中のプラズマ流体

数分離可能であること、すなわちカーター定数が存在することでは Magneto-Hydro-Dynamics モード (MHD モード）と呼ばである。この条件を満たすプラズマ中で光が存在する範囲を求れる縦波・横波の様々な波が発生する。そのため、それら波のめることで、ブラックホールシャドウの境界曲線を導く。その減衰を考慮することでより高い精度で原始磁場の減衰を説明で後に希薄なプラズマなど、いくつかの例を示す。また、本発表

きる。

は [1] のレビューである。

そこで本発表では論文 [1] をレビューする。この論文では初期宇宙 (赤方偏移 z 〜 1100 以前) において、宇宙プラズマ流体

1. Volker Perlick and Oleg Yu. Tsupko, PHYSICAL RE-

からニュートリノと光子が脱結合する際、両粒子の平均自由行

VIEW D 95, 104003 (2017)

程以下の波長の MHD モードが減衰する機構を議論した。解析手段として、線形化された相対論的 MHD 方程式をフーリエ変原子重力波が干渉計に与えるノイズとその検出可能性の推定
山崎 優樹 (九州大学 量子宇宙物理理論研究室 M1)換することで、分散関係式を導出し、MHD モードの伝播速度と減衰率を計算した。その結果、従来予想されていた B ∝ a−2に比べて非常に大きく減衰する可能性が示唆された。本発表で一般相対性理論は、重力を記述する理論であり、ブラックホー

は MHD モードの伝播速度と減衰率の計算結果、さらに相対論

ルの存在や宇宙の進化においてよく観測と一致している。一般

的 MHD 方程式の線形化の妥当性を議論する。

相対性理論から予言される重力波は、2015 年に LIGO,Virgoが初めて検出してから、多くのイベントが観測されており、現

1. Karsten Jedamzik, Višnja Katalinić, and Angela V.

時点で一般相対論と観測とに明確な矛盾はない。一方で、一般

Olinto , Phys. Rev. D , VOLUME 57, 3264, 1998

相対性理論で記述される重力が量子力学に従うか否かは、現在

球面重力波に対するパルサータイミング公式の導出
に関するレビュー山本 峻 (弘前大学 理工学研究科 1 年)に至るまで全く検証がなされていない。DECIGO 計画といった将来計画も進んでいる原始重力波の性質を探ることは、量子力学と重力理論を統一的に理解するうえで重要だといえる。
本発表は [1] をもとにレビューし、原始重力波の質点系への影

1915 年に発表されたアインシュタインの一般相対性理論に響を推定し、その検出可能性を議論する。Feynmann-Vernonて重力波の存在が予言された。重力波は時空を歪めながら伝

inﬂuence functional を用いると、量子開放系ににおいて、環搬する波である。1950 年代以降に観測に向けて世界中で研究境がシステムに与える影響を、確率的な有効作用として記述すが行われ、2015 年にアメリカのレーザー干渉計重力波検出器

ることができる。今回は干渉計をシステム、重力波を環境にと

LIGO によって重力波の直接観測が成し遂げられた。重力波はることで、質点が従う Langevin equation を有効作用から導出

強い透過力を持つなどの電磁波にはない特徴が多くあり、宇宙し、さらにそこから質点系の相対位置の分散を導出した。最後

観測の可能性がより広がると考えられている。今回はこの重力に、この分散を様々な量子状態で計算し、原始重力波の検出可

波の検出方法の一つとなるパルサーを用いた重力波検出にとっ能性を議論した。

て新たな理論を構築する論文のレビューを行う。
高速で電磁波を放出する中性子星はパルサーとよばれ、地球

1. H. T. Cho, B. L. Hu, Phys. Rev. D 105, 086004, 2022

上でも観測できるそのパルスは極めて規則正しい周期を持って初期宇宙における原始磁場の減衰機構
山下由莉 (名古屋大学大学院 理学研究科 宇宙論研究室 M1)いる。観測できるパルスを発しているパルサーと地球の間に重力波がある時、時空の歪みが生じることによってパルスの伝搬する時間に変動が発生して、観測されるパルスの周期が乱れる。
今回議論する重力波の検出方法はこの周期変動を利用したもの

宇宙にはいたるところに磁場が存在しており、例えば銀河やである。先行研究により、パルスの振動数変化と重力波の関係

銀河団には 10−6 G 程度の磁場が、ボイドと呼ばれる低密度のを表すための定式化がなされてきた。一般的に知られているそ銀河間領域では 10−15 〜 10−20 G 程度の磁場が存在することの式は平面重力波を仮定した場合のものであった。そのため、が知られている。この宇宙に広く存在する磁場の起源を説明す

非常に遠方の天体から到来する重力はに対しては有効である。

15

今回は近傍に存在するコンパクト天体から放射される重力波を仮定して、球面重力波に対する振動数変化の数式を導出した。
球面波特有の効果として、地球から重力波源までの距離と地球からパルサーまでの距離に比例した項が表れた。この項によって地球から重力波源までの距離が小さいまたは、地球からパルサーまでの距離が大きいほど周波数の変化が大きくなることがわかった

1. Ryousuke Kubo, Kakeru Yamahira, and Hideki Asada,
The Astrophysical Journal, 946:76 (6pp), 2023
2. Maggiore, M.,

Gravitational Waves: Astrophysics andCosmology Ox- ford Univ. Press, UK, 2018.

SQLS からのエリスワームホールと負質量コンパク
ト天体の存在量に対する観測的な上限
吉崎 允泰 (名古屋大学宇宙論研究室 M1)
一般相対性理論では重力は時空の歪みと解釈される。その時空の中に特異点が含まれることがある。そこで特異点を避け時
空を滑らかに繋ぐ候補としてワームホールと負の質量の２つが考えられる。ワームホールは Einstein 方程式の球対称解として現れ、時空の離れた２点を繋ぐトンネルのような構造を持つ
仮説的な概念である。今回考えるワームホールは質量がゼロの
ワームホールであるエリスワームホール (EWH)[1] とする。一方で、負の質量は通常の物質とは異なる符号の質量を持つ物質の仮説的な概念であり斥力重力を生む。負の質量は 19 世紀か
ら議論されてきたがそれを示す証拠は全く掴めていない。
本研究では EWH と負質量コンパクト天体が存在すると仮定
し、SDSS のクエーサー・レンズ・サーベイ (SQLS) の重力レンズ探査により存在量を推定する。EWH と負質量コンパクト天体のレンズ効果によってクエーサーの複像が作られる。そこで複像から EWH の大きさや負質量コンパクト天体の質量とレンズ効果を受ける確率から存在量の上限を推定した結果、負質量
コンパクト天体の存在量の上限は銀河や銀河団より少ないことが分かった。また EWH の存在量についての上限は星よりも少ないという結果が得られた。更なる観測精度の向上によって、多くのレンズ効果を受けたクエーサーの発見に至れば、EWHや負質量コンパクト天体に対する強い制限が期待される。本講
演は [2] に基づいたレビューである。

1. H.G. Ellis, J. Math. Phys. 14 (1973) 104
2. R. Takahashi, H. Asada, Astrophys.J.Lett. 768 (2013)
L16

16