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みちしげありはら
6 years ago
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1 観測的宇宙論入門ー宇宙はどこまでわかったかー岡村定矩法政大学教授 ( 理工学部創生科学科 ) 東京大学名誉教授

2 Week 1 現在の宇宙の姿 Week 2 ビッグバン宇宙論 Week 3 ダークマターとダークエネルギー Week 4 太陽系外惑星と元素の起源

3 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイム

4 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイム

3-1. 力学質量と光学質力学質量宇宙では無重力?? 宇宙で一定の形を保っている天体ではつぶれようとする万有引力 ( 自己重力 ) とつり合う何らかの力が作用しているアンドロメダ銀河球状星団 ω Cen http://rikanet2.jst.go.jp/contents/cp0320a/conte nts/taiyoukei/taiyou/taiyou_03.

5 3-1. 力学質量と光学質力学質量宇宙では無重力?? 宇宙で一定の形を保っている天体ではつぶれようとする万有引力 ( 自己重力 ) とつり合う何らかの力が作用しているアンドロメダ銀河球状星団 ω Cen nts/taiyoukei/taiyou/taiyou_03.html より改変何らかの力中心核で起きている核融合反応から出るエネルギーで高温になったガスの圧力力学質量 ( ビリアル質量 ) 遠心力や圧力と釣り合う重力を及ぼす質量 Wikipedia より (Credit: ESO) 何らかの力星々が無秩序に運動することによる圧力ビリアル定理 ( 力学平衡状態 ) 東京大学木曽観測所何らかの力円盤が回転運動することによる遠心力遠心力や圧力は星やガスの運動速度を測ることでわかる

3-1. 力学質量と光学質二種類の質量 (1) 内部運動の速度を測ってそれが自分の重力とつり合っている ( 力学平衡 ) と仮定して重力の大きさから質量を求める内部運動の速度が大き過ぎると系はばらばらになるし小さすぎると自分の重力 ( 万有引力 ) でつぶれてしまう球状星団 ω Cen アンドロメダ銀河

6 3-1. 力学質量と光学質二種類の質量 (1) 内部運動の速度を測ってそれが自分の重力とつり合っている ( 力学平衡 ) と仮定して重力の大きさから質量を求める内部運動の速度が大き過ぎると系はばらばらになるし小さすぎると自分の重力 ( 万有引力 ) でつぶれてしまう球状星団 ω Cen アンドロメダ銀河力学質量 (dynamical mass) 多くの場合こちらの方がだいぶ大きいミッシングマス ( 行方不明の質量 ) Wikipedia (Credit: ESO) 東京大学木曽観測所 (2) 観測される光 ( 星 ) や電波 ( ガス ) の強度から星やガスの質量を推定する光学質量 (luminous mass)

7 3-2. ミッシングマスからダークマターへミッシングマス ( 行方不明の質量 ) の指摘 (1) ツビッキーが 1937 年に既に銀河団の内部運動速度とつり合うには銀河の質量がとても大きくなければならないことを指摘 (2) オールトが年に太陽近傍の星の運動速度からあるべき質量の約 40% がまだ観測されていないことを指摘 : 太陽質量を表す記号 :1 立方パーセクの空間に太陽質量の何倍があるかという質量密度を表す記号

8 第 3 週の第 1 回はここまでです

9 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイム

10 3-2. ミッシングマスからダークマターへミッシングマスからダークマターへ : 概念の転換 1980 年代初頭までミッシングマス : どの分野にもあるちょっと不思議な問題 (1) 天文観測技術の進歩渦巻銀河の平坦な回転曲線楕円銀河の X 線ハロー (2) インフレーション理論は平坦な宇宙 (Ω 0 =1) を予言 (3) 素粒子的宇宙像の開花 ( 超対称性粒子 ) 1980 年代前半ダークマター : 天文学物理学の根幹をなす基本的な問題

11 3-2. ミッシングマスからダークマターへ渦巻銀河の平坦な回転曲線 (Flat Rotation Curve) 中心部の連続光輝線

12 3-2. ミッシングマスからダークマターへベラルービン (Vela C. Rubin, ) らによる精力的な観測高感度観測装置 : 映像増倍管 (Image Intensifier)+IIIa-J 写真乾板 Carnegie Institution of Washington, Dept. of Terrestrial Magnetism 回転曲線の観測データほとんど全ての渦巻き銀河で同じ現象が見られる

13 3-2. ミッシングマスからダークマターへ渦巻銀河にはダークマターが付随しているアンドロメダ銀河 (M31) 回転速度中心からの距離 ( 角度分 ) パリティ 2007 年 7 月号 (V.C.Rubin, Physics Today, Vol. 59, No.12, 2006) 平坦な回転曲線はダークマターがある証拠遠心力重力 ( 万有引力 ) 重力定数広い範囲で一定比例する

14 3-2. ミッシングマスからダークマターへ楕円銀河の X 線ハロー ( 高温ガス ) 高温ガス ( 数千万度 ) が星の 2 倍外側まで広がっている NASA 楕円銀河にもダークマターが付随している宇宙にあまねく存在する銀河すべてにダークマターが付随している

1 にしかならないことは以前から知られていたダークマターによって Ω 0 =1 が実現されているのかも知れない素粒子的宇宙像という潮流

15 3-2. ミッシングマスからダークマターへインフレーション理論と素粒子的宇宙像インフレーション理論は Ω 0 =1 を予言 (Ω 0 : 宇宙にある全てのもののエネルギー密度 )? Cosmic Pie の変遷観測されているバリオン ( 普通の物質 ) の密度だけでは Ω 0 <0.1 にしかならないことは以前から知られていたダークマターによって Ω 0 =1 が実現されているのかも知れない素粒子的宇宙像という潮流超対称性理論既知の素粒子の全てに未発見のパートナー粒子 ( 超対称性粒子 ) が存在すると考える理論多数の未発見素粒子の存在を予言その中にダークマターの候補に適切だと考えられる粒子があったバリオンの観測と矛盾せずΩ 0 =1を実現する可能性に期待がかかった ( 未発見 ) ダークマターの存在が研究者の共通認識として確立

16 第 3 週の第 2 回はここまでです

17 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイム

18 3-3. 近年のダークマターの観測熱いダークマターと冷たいダークマター (Hot Dark Matter vs Cold Dark Matter) 様々なスケールの構造をダークマターのハローが包み込んでいる熱いダークマタートップダウンシナリオ大きな構造から先にできる ( 小さな構造は消される ) ダークマターハロー宇宙大規模構造個々の銀河ダークマターハロー銀河団ダークマターハローボトムアップシナリオ小さな構造から先にできる冷たいダークマター

19 3-3. 近年のダークマターの観測銀河団の強い重力レンズ効果アインシュタインの一般相対性理論大質量物体の周辺では空間が歪む見かけ上の光の経路大きく歪んだ像として見える背景 ( 遠方 ) 銀河空での見え方地球銀河団 ( レンズ天体 ) 実際の光の経路大きく歪んだ像として見える重力レンズを模擬したレンズムービーを見ます銀河団 Abell 370 による重力レンズ像 ( ハッブル宇宙望遠鏡 )

20 3-3. 近年のダークマターの観測アインシュタインの一般相対性理論大質量物体の周辺では空間が歪む銀河団の強い重力レンズ効果見かけ上の光の経路見かけ上の光の経路大きく歪ん大きく歪んだ像としてだ像として見える見える背景 ( 遠方 ) 銀河背景 ( 遠方 ) 銀河地球地球銀河団 ( レンズ天体銀河団 ) ( レンズ天体 ) 実際の光の経路実際の光の経路空での空での見え方見え方大きく歪ん大きく歪んだ像としてだ像として見える見える歪んだ像の解析から銀河団の質量分布がわかる多くの銀河団の観測結果銀河団を莫大な量のダークマターが包み込んでいる銀河団 Abell 370 による重力レンズ像 ( ハッブル宇宙望遠鏡 )

21 3-3. 近年のダークマターの観測

22 3-3. 近年のダークマターの観測ダークマターの三次元空間分布 2007 年 1 月 7 日 NASAの記者発表 (heic0701) ハッブル宇宙望遠鏡ヨーロッパのVLT すばる望遠鏡の共同研究成果 35 億年前 50 億年前 65 億年前 35 億年前 35 億年前 50 億年前 65 億年前

23 3-3. 近年のダークマターの観測地上やスペースにおけるダークマター粒子検出実験ダークマター粒子は宇宙空間に充ち満ちている AMS(Alpha Magnetic Spectrometer) on ISS ISS 上の AMS-02 実験 2013 年 4 月 3 日にダークマター粒子の存在を示す可能性のあるデータを得たと発表 ( その後確認の発表はない ) ダークマター粒子はまだ見つかっていない XMASS 実験東大宇宙線研究所が神岡鉱山の地下で行っているダークマター粒子検出実験より

24 第 3 週の第 3 回はここまでです

25 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイム

重力崩壊型 (Ⅱ 型 ) ( 次週の元素合成の話 ) 大きく分けて 2 種類かに星雲 1054 年に銀河系内で起きた超新星の残骸

26 3-4. ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星超新星とはダークエネルギーの発端 :Ⅰa 型超新星星が一生の最後に起こす大爆発一つの星が銀河全体に匹敵するほど明るくなる一つの銀河では約 100 年に2-3 個程度出現する熱核反応暴走型 (Ⅰ 型 ) 重力崩壊型 (Ⅱ 型 ) ( 次週の元素合成の話 ) 大きく分けて 2 種類かに星雲 1054 年に銀河系内で起きた超新星の残骸ガスは秒速 1000 km で広がっている ( 明月記に記載がある )( ハッブル宇宙望遠鏡による ) これからの話は Ⅰ 型の中の Ⅰa 型超新星

27 3-4. ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 Ⅰa 型超新星連星系をなす白色矮星に伴星から物質が降り積もりある限界質量( チャンドラセカール限界 : 太陽質量の約 1.4 倍 ) を越えた時点で核反応が暴走して爆発する最大光度がほぼ一定である( しかも銀河と同じくらい明るい ) すべてのタイプの銀河に出現する Ⅰa 型であることの確認伴星 ( 赤色巨星 ) 大きく広がった大気を持つ星白色矮星高密度の高温天体 ( 電子の縮退圧 ) 大望遠鏡によるスペクトルが必要最大光度 ( 絶対等級 ) がほぼ一定標準光源見かけの明るさ ( 等級 ) を観測すれば距離が求まる見かけの等級絶対等級距離 (pc) 流れ込む物質降着円盤 m - M = 5 log r - 5 距離指数 ( 距離引数 ) (distance modulus)

28 3-4. ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 Ⅰa 型超新星は標準光源銀河の距離を測定することは観測的宇宙論のきほんのき平均的な銀河で超新星が発生する頻度全タイプ合わせて100 年に2~3 個 Ⅰa 型は100 年に1 個程度どの銀河でいつ出現するか分からない出現してもすぐに大望遠鏡でスペクトルを撮るのは難しい個別の銀河の距離測定ではなく多数のデータを蓄積してハッブル定数の決定に使われていた大望遠鏡の観測時間を確保するのは難しい半年ごとに観測提案を募集 ( 観測可能時間の 2-3 倍かそれ以上 ) レフェリーによる審査評価 ( 点数 ) の高いもののみを採択半年ごとにあらかじめ観測時間を割り当てオンデマンドの Ⅰa 型超新星へ

必ず候補があるから ) 従来より遠方の超新星の観測にウエイトが移ったパリティ 2003 年 12 月号 Saul Perlmutter 率いる Supernova Cosmology

29 3-4. ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星オンデマンドの ( 要望に応じた )Ⅰa 型超新星新月写真を撮影満月写真を撮影新月スペクトルで確認 1 個の銀河では 100 年に 1 個程度だが 1 回に数万個の銀河を観測すれば 1 ヶ月間隔で必ず数個以上の超新星が見つかる Ⅰa 型であることを確認するスペクトル観測が大望遠鏡で実行可能になる ( 必ず候補があるから ) 従来より遠方の超新星の観測にウエイトが移ったパリティ 2003 年 12 月号 Saul Perlmutter 率いる Supernova Cosmology Project ( ソールパールムッター ) Brian Schmidt 率いる High-z Supernova Search ( ブライアンシュミット ) 二つの競合グループが宇宙膨張の歴史を調べ始めた

30 3-4. ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星すばる望遠鏡も活躍すばる望遠鏡と Suprime-Cam ( 国立文台提供 ) 東大の土居守助教授安田直樹助教授 ( 当時 ) らのグループパールムッターらの SCP Team

31 3-4. ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 Supernova at z = Discovered by Suprime-Cam 24 Apr May 2001 近傍銀河の SN Ia すばる望遠鏡 S01A-079 M. Doi et al. with Suprime-Cam / FOCAS team

32 第 3 週の第 4 回はここまでです

33 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイム

34 3-5. 宇宙の加速膨張の発見どのようにして宇宙膨張の歴史がわかるのか ( 標準光源 ) 宇宙論的赤方偏移ドップラー効果ではない

35 3-5. 宇宙の加速膨張の発見スケール因子宇宙の加速膨張の発見年齢はノーベル賞受賞時 52 才ソールパールムッター (Saul Perlmutter) 44 才 Λ> 0 Λ= 0 ブライアンシュミット (Brian Schmidt) 41 才アダムリース (Adam Riess) 宇宙膨張は現在減速ではなく加速している 2011 年度ノーベル物理学賞!! その原因は不明 ( ダークエネルギーと名付けられた )

3-5. 宇宙の加速膨張の発見ノーベル物理学賞受賞者パールムッター博士すばる望遠鏡を語る http://subarutelescope.org/topics/2011/12/29/j_index.

36 3-5. 宇宙の加速膨張の発見ノーベル物理学賞受賞者パールムッター博士すばる望遠鏡を語る年 12 月 29 日 2011 年のノーベル物理学賞は遠方超新星の観測により宇宙膨張の加速を明らかにしたとしてソールパールムッター博士 ( 米国カリフォルニア大学バークレー校 / ローレンスバークレー国立研究所 ) ブライアンシュミット博士 ( オーストラリア国立大学 ) アダムリース博士 ( 米国ジョンズホプキンス大学 ) の3 氏に授与されました観測理論シミュレーション天文学の様々な分野で日本の研究者が活躍していますが 2011 年のノーベル物理学賞の対象になった研究では現在日本の研究者たちが強力なメンバーとしてパールムッター博士のチームに参加しておりまたその中ですばる望遠鏡が重要な役割を果たしています遠方超新星の観測を通じて宇宙観の広がりを支えてきたすばる望遠鏡の成果やまたその中で育まれてきた人と人とのつながりについてパールムッター博士にお話を伺いました写真 : 後列右から2 人目が鈴木尚孝氏はめ込み写真には土居守安田直樹氏をはじめ日本人も多く見られる

37 第 3 週の第 5 回はここまでです

38 第 3 週 : ダークマターとダークエネルギー 3.1 力学質量と光学質量 3.2 ミッシングマスからダークマターへ 3.3 近年のダークマターの観測 3.4 ダークエネルギーの発端 :I a 型超新星 3.5 宇宙の加速膨張の発見 3.6 現代宇宙論のパラダイムその分野で規範となっている標準的な考え方

39 3-6. 現代宇宙論のパラダイム

40 3-6. 現代宇宙論のパラダイムインフレーション冷たいダークマター (CDM) ダークエネルギー (Λ: 宇宙定数 ) ビッグバン宇宙論 Λ-CDM モデルアインシュタインは大失敗していなかったインフレーション理論のもう一つの示唆宇宙の多重発生 ( 並行宇宙 : parallel universe) Universe Multiverse M. テグマーク著並行宇宙は実在する参照別冊日経サイエンス 149 佐藤勝彦編 (2005 年 ) 時空の起源に迫る宇宙論

41 3-6. 現代宇宙論のパラダイムダークエネルギー密度ダークマター密度 pc = 5 光日 = 宇宙論パラメータ研究の最前線 ( 精密宇宙論 ) Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters, Planck Collaboration, Ade et al. 2016, A&A., 594, 13 (arxiv: ) バリオン密度 h ハッブル定数 67.3 km/s/mpc, h = バリオン + ダークマター密度年 2 月に公表された Planck の最新結果宇宙年齢 138 億年

42 Cosmic Pie の変遷 3-6. 現代宇宙論のパラダイム宇宙の標準モデル (Λ-CDM モデル ) の主なパラメータ ( 理科年表 2014 天文部トピックス参照 ) (2011 年 12 月 ) 中村岡村著宇宙観 5000 年史 ( 東大出版会 ) 出版時 (2015 年 2 月 ) (2017 年時点でも基本的には同じ ) ± ± (4.9%) 0.266(26.6%) 0.685(68.5%) (z = ) 宇宙年齢 138 億年 After Planck ハッブル定数 67 km/s/mpc バリオン

43 第 3 週はこれで終了ですここまでで観測的宇宙論の全体をまとめました

大宇宙

大宇宙銀河団大規模構造膨張宇宙銀河群数個 ~ 数十個の銀河の群れ天の川銀河 250 万光年アンドロメダ銀河局所銀河群 http://www.astronomy.com/en/web%20extras/2005/02/ Dominating%20the%20Local%20Group.aspx 銀河団 100 個程度以上の集まり銀河群との明確な区別はない天の川銀河 6200 万光年