この動画は、コロンビア大学物理学部のコリン・ヒル助教授との詳細な対談である。現代宇宙論の基礎から最新の観測結果まで、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の発見とその意義、偏光観測による原始重力波探査、ハッブル定数問題やシグマ8テンションといった現在の宇宙論における重要な議論について包括的に解説している。特に最近のDESI実験によるダークエネルギー進化の示唆や、ACT実験の最新結果がラムダCDM標準模型に与える影響について詳しく議論され、現代宇宙論が直面する理論的課題と将来の観測プロジェクトの展望が示されている。
コリン・ヒルとの現代宇宙論対談
こういうモデルは全部、新しい自由パラメータをぎょうさん持ってるくせに、フィットの改善は全然たいしたことなかった。せやから、過去2か月間、特にCMBで測定したもんの余波の中で、わしは完全に振り出しに戻った状態や。分からへん、理論のどっかで抜け穴を見落としてるんかもしれん。もっと賢くならなあかんのかもしれんけど、今のところ何が起こってるんか全然分からへん。
Cool World Warsポッドキャストへようこそ。ホストのデイビッド・キッピングや。今回のエピソードでは、友人で同僚のコリン・ヒルに参加してもろた。彼はコロンビア大学の物理学助教授で、わしと同じ場所で働いてるんやけど、わしが天文学やのに対して彼は物理学や。同じ建物、プーピンホールにおるから、よく交流してるんや。
実際、今日コリンをポッドキャストに呼びたかった一番の理由は、彼がわしの知ってる中で最も明晰な物理宇宙論者の一人やからや。宇宙の起源を研究して、どうやって宇宙が始まったかの異なる理論を比較して、宇宙マイクロ波背景放射を研究してそれらを理解しようとしてる。
これは近年、ハッブル定数問題、シグマ8問題、そして最近のDESI結果でダークエネルギーが時間と共に進化してる可能性が示唆されたりと、記録的な数の論争が起きてる分野や。わし個人としては、メディアでも論文でも、こういう挑発的な主張を聞くたびに、最初に聞きたい相手はいつもコリンなんや。
せやから、講演会やセミナーで彼を見かけて、開始前にお茶やコーヒーを飲んでる時はいつも、彼のところに忍び寄って「おい、コリン、この最近の結果についてどう思う？」って聞くんや。彼はほんまにこういう質問の頼りになる奴なんや。それで「よし、彼をポッドキャストに呼ぼう」って思ったんや。
今日のエピソードでやりたかったのは、全体像を説明することや。最近の宇宙論は非常に活発で、外から見ると理解するのが困難な分野やからな。専門用語がぎょうさんあって分かりにくい。みんな何について話してるんや？どんな測定をしてるんや？これが説明エピソードや。
物理宇宙論の基礎を説明して、さっき言った論争的な結果についてはエピソードの後半で取り上げる予定や。これはブックマークして何度も聞き返したくなるエピソードになるはずや。難しい分野やし、コリンは説明の達人やからな。それでは始めよう。コリン・ヒルとの会話をお楽しみください。
宇宙マイクロ波背景放射とは
今日はCMBについて話すことから始めようか、コリン。それが何なのか説明してもらえるか？CMBについて何度も戻ってくる必要があるから、みんなが同じページにいた方が有用やと思うんや。CMBって何なん？
簡単に言うと、宇宙マイクロ波背景放射、CMBは、ビッグバンの残り熱や。基礎から宇宙論の舞台を設定しよう。1920年代から宇宙が膨張してることが知られてる。ハッブルが発見者として信用されてるけど、他の人も関わってた。実際には1929年にハッブルが、後退する銀河から宇宙が膨張してるって提唱したんや。
銀河の観測からや。天の川銀河の外の宇宙の銀河が、みんなわしらから遠ざかってるように見える。遠くにある銀河ほど、より速く遠ざかってるように見える。これは宇宙全体が膨張してるという概念と非常に一致してるんや。
その後100年間で、この描像が確認された。1950年代から60年代初頭に、このモデルはフレッド・ホイルによって「ビッグバン模型」って名前を付けられた。ホイルは実際には宇宙が膨張してるという概念に反対してたんやけどな。
せやから彼の冗談やったんやな？
そうそう。彼は軽蔑的に言ったつもりやったんやけど、その名前が定着してしまったんや。その理由は、膨張を逆再生すると、宇宙の最初期に、わしらが見る全ての観測可能な宇宙が極小の体積に圧縮されて、何らかの激しい高エネルギー事象が起こったことを意味するからや。
本質的に何らかの特異点やな？
最初の最初まで外挿すると、特異点があることを意味する。今では、物理法則、特に重力の法則が、量子重力効果が重要になる領域に入ると複雑になって、それがおそらく特異点を解決するって考えてる。古典重力の観点では、全てが一点に圧縮されることを意味するけどな。
これは、全てをより小さい体積に圧縮すると、宇宙の物質のエネルギーと温度がどんどん高くなって、どんどん熱くなることを意味する。高校の化学や物理で習ったように、箱の中のガスをより小さい体積に圧縮すると温度が上がるのと同じや。
最終的には、全てがイオン化した高温プラズマの形になって、その時には大量の高温放射が飛び回ってたはずや。これは、この放射が今日でも観測可能であるべきやということを予測する。ただし、その時以来宇宙が大幅に膨張したことを考慮する必要がある。
放射は宇宙の膨張とともに冷えてきた。1940年代後期に、アルファーとハーマンによってこの放射の最初の予測がなされたんやけど、なぜかその予測に飛びついて「これを検証してみよう」って言う人がおらんかった。もっと早く検出できたはずやったのにな。
宇宙マイクロ波背景放射の発見は、ベル研究所で働いてたアルノ・ペンジアスとボブ・ウィルソンによる偶然の発見やった。彼らは1960年代半ばに地球軌道上の初期通信衛星と通信する目的で、非常に感度の高い電波アンテナを構築してたんや。
彼らがアンテナを空に向けると、除去できない背景雑音があった。データにヒスノイズがあったんや。それで、全ての不要なものを清掃しようとした。有名な話やけど、望遠鏡に巣を作ってた鳩を殺した。
鳥の糞かなんかやったんか？
そうそう。科学のために鳥が死んだんや。彼らの犠牲に感謝せなあかん。ニューヨーク市からのノイズやと思ったりもした。ニュージャージーの彼らがいた場所からそう遠くないからな。でも何をやっても消えなかった。
最終的に、彼らは結果について噂を広め始めた。ちょうど同じ時期に、プリンストンにボブ・ディッキが率いるグループがあった。ディッキは20世紀半ばの非常に有名な物理学者やった。
ディッキは様々な理由で宇宙論に興味を持つようになって、アルファーとハーマンの研究を知ってたかどうかは分からんけど、もし宇宙が本当にビッグバンで始まったなら、初期宇宙からのこの残光、この残り熱があるはずやということに気づいた。それで、プリンストンのチームにこの放射を探すための望遠鏡を作る任務を与えてた。
そしたらベル研究所から電話がかかってきて、もう発見されたって知らされたんや。有名な言葉があって、ディッキが電話を置いて「さあ、みんな、先を越されたな」って言ったんや。
科学ではよくあることやと思うけど、これはかなりセンセーショナルなバージョンやな。
そうやな。ペンジアスとウィルソンは13年後にノーベル賞を受賞した。完全に偶然やった。
彼らはその年、天体物理学ジャーナルに、観測してた光の周波数での「過剰アンテナ温度の検出」という短い論文を発表した。そして雑誌の次のページに、プリンストンのグループからの観測の理論的説明の論文があった。
その時温度は分かってたんか？今は温度が2.7ケルビンやって知ってるけど、その時は分かってたんか？それとも単一チャンネルやったから温度は分からんかったんか？
単一チャンネルしかなかったけど、完全な黒体放射源やと仮定すれば、温度を逆算できる。彼らの温度測定は誤差範囲内で正しかった。数ケルビン、プラスマイナス1、2程度やったと思う。
現代の測定よりもずっと大きな不確実性やけど、2.7という数字と一致してるわけやな。
宇宙マイクロ波背景放射をビッグバンからの光やって言うことがあるけど、それは間違いやと思う。実際には38万年後に出現した光なんや。ちょっと説明してもらえるか？わしも細かいところで間違ってるかもしれん。これは実際どこから来てるんや？
詳細に入ろう。宇宙の最初期段階では、温度が非常に高くて、宇宙の全ての物質がイオン化プラズマの形やった。水素原子やヘリウム原子は存在せず、全ての陽子と電子は、高エネルギー放射のスープの中に住んでたから分離してた。
光、光子は、このプラズマの中の自由電子と常に散乱してた。物理学では平均自由行程っていう用語を使う。これは光子が何かにぶつかるまでに進める距離や。その距離は非常に短かった。光子は常に電子にぶつかってた。
光子は基本的に最初からずっとあった。宇宙の最初に何が起こったかは正確には分からん。インフレーションっていうアイデアがあって、後で戻れるけど、光子はインフレーションの終わりに再加熱っていうプロセスを通して作られるって考えてる。これは今のところ非常に不明やけどな。
光子はその時からあったけど、常に散乱してた。つまり、宇宙のこの期間は、非常に不透明な霧に囲まれてる状態やと考えられる。3000ケルビンの霧に囲まれてる状態を想像してみ。
ちょっと止めて。光が散乱される時、実際には何らかのイオンに吸収されて再放射されるんやろ？
プラズマの電子にコンプトン散乱されてる。非常に短い吸収と再放射やと考えてもええ。同じ光子やと考えてええ。光子の全体的な浴を、再加熱以来基本的に存在してるもんやと考えてる。
重要な事実は、この散乱プロセスのために、その期間中宇宙が不透明やったことや。
約38万年が経過した後、宇宙は十分に冷えて、電子が陽子と結合して中性水素原子を形成できるようになった。これが重要な瞬間や。光は中性原子と効率的に散乱しないからな。
それで光子は宇宙を基本的に無摂動で自由に流れることができるようになった。その瞬間を再結合、または最終散乱って呼ぶ。再結合っていう言葉はちょっと変やけど、電子と陽子の最初の結合やったのに、天文学の専門用語の理由で再結合って呼んでる。
それが最終散乱の瞬間や。光子はそれから宇宙を旅する。再結合は非常に迅速に起こる。宇宙はこのイオン化プラズマからほとんど水素原子の中性ガスに移行する。そして光は私たちに自由に流れてくる。
宇宙は極めて均質やけど、このプロセスは瞬間的には起こらんかったやろ？冷却が少し早い領域と遅い領域があったはずや。光は正確に38万年ではなく、少し前後して放出されたんやろ？
それは正しい。再結合は少し不均質なプロセスやと考えられる。一般相対論の微妙な問題もあるけど、特定のゲージでは、それが起こってることの正しい物理的描像や。
太陽を思い出すな。太陽のコアで作られた光子は表面に到達するのに800万年くらいかかるって言われる。常に散乱してるからや。
そうやな。実際の物理的距離なら、その旅程は1分もかからんやろうけど、800万年かかる。そして表面に到達した時が、宇宙では再結合の瞬間のアナロジーで、そこから宇宙空間を自由に流れるんや。
初期のCMB実験
1965年に発見された後、どんな初期実験が存在を検出するだけでなく、CMBについて実際に何かを学んでたんや？
発見された後、極めて重要な2つの探究線があることが明らかになった。最初の一つは、ビッグバンの予測に基づいて、この放射は事実上完全な黒体スペクトラムを持つべきやということや。1900年にプランクが有名な黒体放射分布の形を書き下した。
アイデアは、ビッグバンの描像で宇宙が非常に高温高密度やったから、放射が他の全ての粒子と常に散乱することで極めて熱的になるべきやということや。これは堅固な予測やった。
代替案はあったんか？何か別のもんやって言う人はおったんか？
他の可能性もあった。例えば、放射が完全に熱化してなかったら、この黒体関数からのスペクトル歪みがあると予想できる。後で触れるかもしれんけど、実際、今持ってる宇宙論の標準模型は、tiny distortionsがあるべきやと予測してる。ただし100万分の1レベルと非常に小さい。一方、構造形成の代替シナリオなどは、黒体分布からの一次偏差を予測する可能性があった。
最初にする必要があった重要なことは、黒体分布に従うことを確認することやった。70年代と80年代に様々な実験があって、1989年に打ち上げられたNASAミッション、COBE FIRAS（宇宙背景探査機）で頂点に達した。
COBEには複数の機器があったけど、その中の一つがFIRAS、遠赤外線絶対分光光度計やった。これは基本的に周波数の関数としてこの分布を測定しに行って、完全な黒体分布に従うことを発見した。
1991年か92年のアメリカ天文学会の会議で測定を発表した時、スタンディングオベーションが起こった。
一度しか聞いたことないな、そんなの。
みんなすぐに「わあ、これはゲームチェンジャーや。すごい。これやで」って分かったんや。
歴史はちょっと複雑で、実際にはブリティッシュコロンビア大学のグループによるサウンディングロケット実験があった。PIの名前はスラッシュやったと思う。COBE FIRASの結果が出る直前に、上層大気からスペクトラムを測定するためにサウンディングロケットを打ち上げて、実際にもう少し大きな誤差範囲で黒体曲線を発見してた。ほぼ同時期にこれを発見してたんや。
ノーベル賞はあったんか？
FIRAS機器のPIジョン・マザーがノーベル賞を受賞した。ジョージ・スムートと共同受賞やった。他のグループはノーベル賞を受賞しなかった。
黒体分布に従うことを示すのが最初の重要なことやった。COBE FIRASの測定がそれを完璧に証明した。宇宙はビッグバンで始まったって言えるようになった。
2番目の重要なことは、放射の不均一性の問題を理解することやった。今度は放射の空間的性質について話してる。一つの方向で少し熱くて、別の方向と比較すると少し冷たいと予想されるべきや。
その理由は、今日宇宙を見回すと非常に不均一やからや。一つの方向を見ると一つの銀河があって、次の銀河を見つけるまで巨大な空虚な空間がある。場所によって密度に大きな偏差がある。
どうやってそうなったんや？基本的な描像は、重力が何十億年もかけて物質を引き寄せて、宇宙をより不均一にするということや。一つの場所に少しの過密度があれば、時間が経つにつれてどんどん物質を引き寄せて、周囲を空にする。このプロセスの定性的な描像は非常に明確や。
でも、宇宙の最初の初期不均一性から今日見る分布の不均一性にどう進むかの定量的理論を構築する必要がある。
純粋に均質なCMBや初期条件があったら、今日の構造を持つのは不可能やろ？
完全に均質やったら、全ての力が他の全ての要素で正確に相殺されるから、そのままの状態が続く。この定性的描像は明確やったけど、初期不均一性がどれくらい大きかったかは分からんかった。
それを調べる方法は、宇宙マイクロ波背景放射で測定することやった。これは、さっき話した不透明さのために見ることができる最古の光やからな。その瞬間より前は、宇宙は不透明や。高温高密度の霧なんや。
光で見ることができる最古の時は、宇宙マイクロ波背景放射の最終散乱の瞬間や。当時の理論家からの予測は大きな範囲があった。CMBの不均一性や揺らぎがどれくらい大きいべきかは誰も正確に知らんかった。
それで、不均一性を検出するための30年の探求が始まった。長くて困難な道のりで、長い間上限値だけが続いた。探し続けて見つからんかった。理論家は予測を少し修正した。ダークマターの存在の認識が、これらの不均一性がどうあるべきかを決定する重要な役割を果たすことが判明した。
COBEはこれらを検出したんか？
それが次に来るところや。上限値がたくさんあって、1990年代初頭に、COBE衛星の別の機器で劇的に検出された。これはDMR、微分マイクロ波ラジオメーターって呼ばれてた。
DMRは空の場所によって温度の違い、微分を探すためのもんやった。今日持ってる機器と比べると、それほど感度は良くなかったけど、当時は革命的やった。空の場所によって温度の異方性や違いの最初の検出ができた。
その発見は2006年にノーベル賞のもう半分を受賞した。マザーが黒体スペクトラムの発見で受賞して、DMR機器のPIジョージ・スムートが異方性の発見で受賞した。
温度差の大きさはどれくらいなん？
COBEが発見したのは、10の5乗分の1程度やった。さっき言ったように、空のCMBの平均温度は約2.7ケルビンや。絶対零度より2.7度高い。非常に寒い。だから1965年まで気づかんかったんや。
空の場所による温度の違いは約10万分の1や。数十マイクロケルビンや。
もし10億分の1や1兆分の1やったら、構造はあり得るんか？最低限必要な量があるんか計算されてるんか？
実際に遭遇する挑戦は、最終散乱の瞬間から現代宇宙まで、初期摂動がそれほど小さかったら、今日宇宙で見る銀河を成長させるのに十分な時間がないことや。実際、人々は摂動がそれほど小さいことに驚いた。
それはダークマターが構造形成で重要な役割を果たすからで、60年代と70年代には人々はその重要な役割をよく知らんかった。ダークマターがなかったら十分な時間がない？
そうや。構造成長を増幅するからな。それがないと十分な時間がない。
これはダークマターの証拠の一種やな。わしの意見では、実際にはダークマターの最も強い証拠や。ダークマターがなかったら、宇宙の構造形成は、実際に住んでる宇宙で見るもんとは全然違って見えるやろうな。
CMB温度パワースペクトラム
CMBから測定できる様々な側面がぎょうさんある。これらは観測宇宙論者の手法や。いくつかの異なる使用される項目について説明したい。最初の最も明白なものは、CMB温度パワースペクトラムや。実際の地球儀以外でCMBからのプロットを見たことがあるなら、このような複数のウィグルと極を持つプロットを見たことがあるやろう。蛇やサイン波が上下してるように見える。これは実際に何を測定してて、なぜそれがそんなに強力な測定なんや？何を教えてくれるんや？
技術的な答えにはとてもではないが宇宙論のコースが必要や。
要約版で頼むわ。詳細をいくつか飛ばしてもええから。
定性的な側面を説明しよう。CMBの平均温度が2.7ケルビンやって話した。それから場所による小さな温度差を測定する。これは10万分の1のオーダーや。そこで、このデータで答えられる宇宙についてどんな質問ができるか考える必要がある。
最初に注意すべき重要なことは、宇宙論の理論が確率的、統計的な性質を持ってることや。理論は例えば天の川銀河が現在の場所に形成されるべきやとは予測しない。宇宙の初期条件が実際に何やったかは先験的に知らない。
銀河がそこにあるべきや、ホットスポットがそこにあるべきやとは予測できない。そこで測定する必要があるのは、統計的性質や、より技術的な言葉で言うと、宇宙の場の相関関数や。
例えば物質の分布、銀河の分布、CMBのホットスポットとコールドスポットの分布。PlankやWMAP、今の地上実験のACTやSPTからのこれらのマップの一つを見ると、ホットスポットとコールドスポットのパターンが見える。
それで測定したいのは、これらの統計的性質で、理論と堅実に比較できるもんや。理論は例えば、この方向にホットスポットを見たら、空でθ角離れた別のホットスポットがある確率を予測できる。理論はこれを予測できるし、データから測定できる。
なぜ相関があるべきなんや？ホットスポットが一つあったら、なぜ一定距離離れた場所に別のホットスポットがあると期待するんや？
これはインフレーションからの初期摂動の性質に関連してる。本質的に量子摂動のスケールや。
宇宙の歴史をさらに遡ると、エネルギー分布の初期揺らぎを作り出すプロセスがあったはずや。そのプロセスの現在の最良の仮説はインフレーションって呼ばれるもんで、これは宇宙の存在の最初の1秒の何分の一かの間に宇宙が指数関数的に膨張したことを引き起こす。
その時、宇宙は非常に小さくて、作動してる関連する物理法則は量子力学的や。量子力学は、ハイゼンベルクの不確定性原理が、エネルギーの量のような何かを完全に局在化することはできないって教えてくれる。それをしようとすると、常に何らかの本質的な量子揺らぎや不確定性がある。
1980年代初頭にケンブリッジの有名なワークショップで最初に行われた詳細な計算セットを通して、インフレーションからこれらの揺らぎがどれほど強く相関するべきかを計算できる。パワースペクトラムやってのは、空の位置の関数として言うとこやな。最終的には量子力学から来てるんや。
CMBパワースペクトラム、温度パワースペクトラムの全体的な予測はインフレーションの予測なんか？
そうや。それが現れる方法はいくつかある。実際には技術的やから説明するのが少し難しいけど、すごく驚くべきことやから説明してみるわ。
インフレーションのクールなことの一つは、この時代の量子力学的揺らぎを通してこれらの摂動を生成することや。実際に揺らぎは非常に迅速に引き伸ばされて、因果的地平線って呼ぶもんを離れる。光速が有限の数やから地平線が課される。地平線を離れる。
実際に地平線の外で凍結されて、インフレーションが終わった後、地平線が膨張して地平線の外で凍結された摂動に追いつくにつれて、地平線に再入する。地平線の外で凍結される方法によって、与えられた波長の全ての摂動が地平線に「同位相で」再入することが起こる。
これは、たくさんの波があって、全て正確に同じ時間に発射するようなもんや。これは、他の構造形成理論が作らないインフレーションの重要な予測や。
例えば、宇宙内での爆発を起こすような、70年代80年代の理論やった地平線以下の動的プロセスを通して摂動を形成する理論は、揺らぎが全て同位相で地平線に再入するとは予測しない。同位相で再入するから建設的に干渉して、その建設的干渉がCMBパワースペクトラムのピークの美しい構造に実際に責任を持ってるんや。
これがウィル・キネニーが前回のポッドキャストで話してたことや。彼はインフレーションについての大衆科学書を書いた。素晴らしい本や。彼が説明してたCMBの超地平線スケールは、まさにわしが言及してることや。インフレーションなしではそれらを説明するのが非常に困難や。
そうや。宇宙論者はインフレーションを標準的なもんとして受け入れてるんか？それとも他のアイデアを支持する人がまだいるんか？
それは依然として主導的なパラダイムやと言えるやろう。確かに他のアイデアもまだ議論されて真剣に受け取られてる。おそらく最も人気のある他のアイデア、代替アイデアは、膨張と収縮と膨張の段階を経る循環宇宙のアイデアや。
これも異なる方法でこれらの超地平線相関の存在を予測する。人々はこのモデルがインフレーションと比較して何を予測するかの他の側面について議論してる。でもインフレーションは主導的仮説のままや。
CMB温度パワースペクトラムのループを閉じよう。
CMBのスポットの間にこれらの相関があるべき理由を理解した。これを定量化する一つの方法は、さっき言ったことや。ここにホットスポットがあったら、空でθ距離離れたホットスポットがある確率はどれくらいか？これをホットスポットとコールドスポットの2点相関関数って呼ぶ。
それのフーリエ変換を取ると、角パワースペクトラムになる。
空間スケールから周波数に行くためやな？
空の角周波数や。宇宙論では様々な理由でフーリエ空間で考えるのが好きや。
考え方は、これらのウィグルでグラフが示してるのは、特定の角スケール、例えば1度のスケール、これは空の月の幅の約2倍やけど、その角スケールでマップのホットスポットとコールドスポットの典型的なコントラストは何かということや。
その角スケールでマップが完全に均質やったら、コントラストがないからパワースペクトラムはゼロになる。マップにプラスマイナス1ケルビンのような巨大な揺らぎがあったら、その角スケールでパワースペクトラムは巨大になる。
それを角スケールの関数として見ると、角スケールの関数としてマップの典型的なコントラストや揺らぎがどれくらい大きいかを教えてくれる。これが理論が堅実に予測できる量で、理論をデータと比較して宇宙の基本パラメータを推論するんや。
音楽的なアナロジーがあるんかな？フーリエ変換では音楽的アナロジーをよく考える。ギターを弾いてる人のフィンガーピッキングを聞いてると、個々の音符がフーリエ空間で聞こえるけど、耳は実際には連続的なノイズを聞いてる。ポーズしない限り音楽にギャップはない。連続的な音やけど、フーリエ領域に行くと巨大なギャップがあって、ギタリストが弾いてる個々の音符の非常に鋭いピークがある。
ある意味で、これは宇宙が同じような倍音を持ってるって言ってる。相関が見られる可能性がずっと高い特定の周波数がある。因果関係とは言いにくいけど、光速で互いに相互作用してないはずやから。でも最大の角スケールでは確実にそうや。
そうや。最大スケールや。小さいスケールでは、それらを作る因果プロセスがある。音楽的アナロジーは良い。人々はCMBパワースペクトラムを音響化してる。オンラインで見つけることができる。聞くのが楽しい。
外惑星共鳴系の音響化も見たことがある。トラピスト1が非常に有名や。見てみると面白い。トラピスト1のコンチェルトがあって、ドラムビートやいろんなものを追加する方法を見つけて、聞くのがほんまに楽しい。
CMB偏光観測
パワースペクトラムがあるけど、それだけじゃない。CMBについてはいろんなパワースペクトラムを聞く。偏光スペクトラムもある。偏光については、偏光グラスに馴染みがある。運転する時に偏光グラスをかけるとコントラストが良くなる。光の回転をブロックできる。
空を見る時に基本的に同じ効果ができる。なぜCMBから来る光が偏光してると期待するんや？なぜこれが有用なことなんや？
偏光は、進行する光波の一部として振動してる電場の方向や。CMBが偏光してる理由は、実際には湖や水たまりの表面から散乱される光が偏光してるのと同じや。
トムソン散乱のプロセスが、最終散乱の瞬間に起こってることやから。トムソン散乱のプロセスは本質的に偏光感受性や。さっきコンプトンって言ったけど、この2つの言葉は互換的に使う。トムソンやな。光子電子散乱の低エネルギー極限やな。
この散乱や反射のプロセスは、一般的にある種の偏光を常に現れさせる？
CMBの場合に非常に重要な特定の微妙さが一つある。最終散乱の瞬間の電子を想像してみよう。電子は周りの局所放射場を見てる。その局所放射場が完全に等方的やったら、外向きの放射は非偏光になる。
ここで重要なトムソン散乱の顕著な特徴は、散乱断面積の強さ、感度が、入射光が外向き光波に対してなす角度に依存することや。4極依存性があって、ここで最大になって、90度回転すると最小になって、90度でまた最大になる、みたいな感じや。
その結果、重要なのは、電子周りの放射場の本質的な温度差のために、入射放射がその中に4極異方性を持ってることや。
入射放射はこの4極依存性を持ってて、その結果、トムソン散乱が起こった後の外向き光は線形偏光を獲得する。これが偏光の起源や。
その偏光は環境について何かをエンコードしてる？
電子が見る局所4極について教えてくれる。技術的でない言葉で言うと、電子周りの局所放射場がどれくらい不均質かを教えてくれる。
これは放射の温度を見るだけでは見れない、わずかに異なる情報セットにアクセスできる。なぜなら、その時の各電子周りの局所場がどうやったかを見ることができるからや。
宇宙が純粋に均質やったら、偏光はゼロになるんやろ？
そうや。
完全に2分された、ホット・コールド・ホット・コールドのような奇偶セットアップがあったら、偏光が最大になるんか？
局所4極異方性が大きければ大きいほど、偏光は大きくなる。電子が見る局所4極が、モノポール温度摂動って呼ぶもんと同じオーダーやったら、偏光は本質的な温度と同じくらい大きくなる可能性がある。
典型的な大きさのオーダーとして、このプロセスの結果、CMBは約10%レベルで偏光される。場所による温度の違いを見ると、数十マイクロケルビンオーダーの典型的な不均一性や揺らぎが得られて、偏光の違いはそれより10倍小さい。約1マイクロケルビン、100万分の1や。
EモードとBモード
CMB偏光スペクトラムでよく聞くのは、EモードとBモードや。Eは電気的、Bは磁気的、少なくともそれが名前のインスピレーションやったと思う。でも実際に表現されるのを見ると、それとは関係ないように見える。
EモードとBモードとは何で、バイセップ2や重力波探査との関連を説明してくれ。
CMBは偏光してる。偏光にも場所による揺らぎがある。温度に場所による揺らぎがあるのと同じように。でもランダムじゃない。
温度と同じように相関がある。それらの相関が重要で、理論と堅実に比較できるデータの実体やからな。
これらのE・Bモードの名前は、偏光がヘッドレスベクトル場やからきてる。方向を指してるベクトルのようなもんやけど、対称的や。上を指いてても等しく下を指いてても良い。向きを定義してるだけや。
温度とは違うな。温度は各CMBポイントでの温度の数字やからスカラーや。
そうや。偏光のマップを作ったら、各点で小さな矢印がある。方向がある。
そうや。そう考えるべきや。この方向を指定するのに2つの数字が必要や。慣例的に、EモードとBモードって呼ぶものを使う。
技術的な定義は、Bモードはこのベクトル場の発散フリー部分で、Eモードは回転フリー部分や。基本的には、Eモードは全て一点に向かって指してるか、一点の周りで接線方向に指してる矢印のように見えて、Bモードは一点の周りの渦巻きパターンのように見える。
EとBの名前は、電磁気学の電場と磁場への関連からインスピレーションを得てる。同じ数学的性質を持ってるからやけど、根本的には電気的・磁気的側面から直接来てるわけやない。数学的アナロジーを作っただけや。
電気的・磁気的って呼ぶのは少し不適切やな。
そうや。EとBに留めてる。
Eが径方向と接線方向の方向のように聞こえる。Bをくるくるした渦巻きって説明したから、高次で検出がより困難やと思うんやけど、それは正しいんか？
それは正しいことが判明するけど、理由は少し複雑で、ここで説明する価値はない。この分解について本当に重要なことは、インフレーションからの元の摂動、宇宙の全構造を生じさせた量子力学的揺らぎを考えると、それらは最終的にわしらの存在に責任を持ってる。
これらの量子力学的摂動は、密度摂動やスカラー摂動って呼ぶもんを生み出すだけでなく、インフレーションが摂動を作った関連プロセスやったら、重力波摂動も作られるはずやと予測する。
非常に興味深いのは、スカラー摂動や密度摂動は、CMBの温度差を生み出して、CMBのEモード偏光差も生み出すけど、BMODの揺らぎやCMBの差は生み出さないことや。
インフレーションからの重力波摂動だけが、もし存在したら、Bモード摂動を生み出すやろう。だから宇宙論者としてわしらが非常に興奮してるのは、もしこれらのBモード偏光揺らぎ、空の渦巻きパターンを検出できたら、インフレーション中に作られた重力波摂動を測定したって言えるからや。非常にクリーンな探査や。
その観測の基盤となる理論には、理論的な混乱がほとんどない。
ちょっと反論させて。観測自体は全く別の話や。これらの渦巻きパターンを作る他のものもあるやろ？天の川のダストみたいな。
天体物理学は別の話や。初期宇宙宇宙論は理論的に非常にシンプルでクリーンや。もしこれらのBモードの堅実な検出ができたら、宇宙がどう始まったかを知ってるという、人間として言えるかなり信じられないことの、期待できる最もスモーキングガンの証拠やと言える。
もし光子がCMBから放出されて、この光子のアンサンブルがBモードパターンを持つと測定できたら、それは原始重力波のスラムダンクで、それがインフレーションの署名になる？
そうや。でも問題は、このパターンを見た時、実際にCMBなのか、もっと近い前景源なのか分からないことや。
このCMB測定の特定の側面での大きな挑戦は、観測してる光の波長で、宇宙マイクロ波背景放射が空の唯一の放射源やないことや。天の川銀河を通して見てる必要があって、天の川は見て研究した美しいダストパターンで満たされてる。
ダストは天の川の星からの星光で加熱されるから、これらの波長で放射してる。それが少し温まって、熱的に光る。ダストからの熱放射や。かなり冷たい。20ケルビンくらいの温度や。CMBより少し熱いけど、わしらの基準では非常に冷たい。
同じ光の波長でほぼ熱放射、熱放射を放射する。Bモードパターンを作ることができる。Bモードパターンを放射することを防ぐ定理はない。だからCMBだけでなく、ダストのような天体物理学的源も測定する必要がある。
天の川の磁場の中でらせん状に回ってる電子からの放射、シンクロトロン放射って呼ぶ別のものもある。「じゃあどうやってこの問題を解決できるんや？どうやって測定してどっちがどっちか知ることができるんや？」って言うかもしれん。
重要な側面は、これらの異なる信号の色が異なることや。天文学の議会で言うスペクトラルエネルギー分布が異なる。一つが熱い、一つが20ケルビン、一つが3ケルビンやから、違うはずやってのは明確な議論や。
さっきジョンが言ったように、CMBはこの完全な黒体スペクトラムに従う。COBE Fireで驚くほどよく確認された。だから光の波長の関数としてどう見えるべきかは分かってる。
一方でダストは一般的にそれと全く同じようには見えない。シンクロトロン放射も絶対にそうは見えない。実際に逆の周波数依存性を持ってて、高い周波数でより暗くなる。
複数の異なる光の波長で空の測定ができて、わしが何年も働いてきた洗練されたデータ解析技術を使えば、観測を統合してこれらの汚染物質を全て清掃して、もしそれが実際にCMBにあるなら、この聖杯信号だけを残すことができる。
ちょっと戻るけど、スロープが逆やって言ったのは、これらの測定をする周波数範囲が、CMBのレイリー・ジーンズ裾の部分で、でも20ケルビンダストのプランク関数の上向きスロープ部分やからか？
実際にはCMBもダストもレイリー・ジーンズ裾や。CMBでは、レイリー・ジーンズ裾からウィーン裾まで全範囲にわたって測定しようとする。感度の大部分はレイリー・ジーンズ的な領域にある。だからCMBは周波数の関数として増加してる。
ダストも確実に周波数の関数として増加してて、CMBよりもさらに急峻に増加してる。そしてシンクロトロン放射は逆の依存性を持ってて、周波数の関数として減少してる。基本的にべき法則のようなもんや。
これはまだ検出されてないことを明確にしよう。有名なバイセップ2の主張があって、わしはブライアン・キーティングにインタビューした。彼はそれについて本を書いた。だから人々はそのポッドキャストをチェックすべきや。でもそれは数年前やった。今日でも、これの説得力のある検出はまだないんやな？
そうや。インフレーションからのこれらの原始重力波、CMBのBモードはまだ検出してない。ダストからの前景Bモードだけを検出してる。
CMBの重力レンズ効果からの寄与もあって、いくらかのBモードを作ることができる。これは計算方法を知ってるから大きな心配やない。それらは見えてるけど、重力波によって作られる原始Bモードは見てない。
テンソル・スカラー比って呼ぶ数字rがある。これらの重力波の探索は、この一つの数字の探索や。基本的な話は、この数字の現在の上限は実際にはバイセップ2の後継者から来てる。最新のものはバイセップケックって呼ばれる。バイセップ3って新しいプロジェクトがある。南極で観測を続けてる。
そのプロジェクトからの上限は95%信頼度で約0.036やと思う。これは、インフレーションからの重力波摂動が存在するとしても、検出した密度摂動より振幅で少なくとも25倍小さいことを教えてくれる。
上限はどんどん小さくなってて、これはインフレーション自体の物理学への制約に対応してる。どんなタイプの基本場が作動できたか、特にインフレーションのエネルギースケールがどうやったか。
わしらは測定を続けてる。次の大きなプロジェクトはシモンズ天文台って呼ばれるもんで、わしは非常に深く関わってる。これはチリのプロジェクトで、他の地上CMB実験があった場所や。チリ北部のアタカマ砂漠と南極は、地球上でこれらの測定をするのに最も良い2つのサイトや。非常に高くて乾燥してるからな。
大気中の水蒸気が対処する必要がある主要な汚染物質や。だからこれらの遠隔で高くて乾燥した場所に行こうとする。次の10年かそこらで、これらの重力波への感度を少なくとももう1桁、理想的にはそれ以上押し下げようとしてる。
でも保証はない。インフレーションが正しくても、重力波を生成したとしても、それらがどれくらい小さくなり得るかの下限はない。
形式的には下限はあるけど、検出可能な何かよりも何桁も下やから、話すことすらない。だから、インフレーションが起こったとしても、これらのBモードパターンを検出できる保証はない。どんな実験でも作れる感度をはるかに下回るほど微弱な可能性がある。
でも勘はあるんか？どう思う？
こういうことについては楽観的でいるのが好きや。だから、次の10年や15年で検出可能なこのテンソル・スカラー比、これらの重力波の値を予測する、インフレーション模型構築の世界で本当に重要な理論的ベンチマークがあるって言うだけにしとく。
だから、それらのベンチマークに当たるよう可能な限り一生懸命働くべきやと思う。もしそれらを過ぎて何も見えんかったら、理論の観点から探索を続けるのがそれほどよく動機づけられるかどうか分からなくなる。
人間として、わしらは常に好奇心を持ち続けて探し続けることに駆り立てられると思う。でも天文学や宇宙論の多くのことと同様に、出かけて行って見て、自然がわしらに親切やと期待するしかない。時々予期しないカーブボールをわしらの方向に投げてくれる。
これはダークマター粒子の探索を少し思い出させる。非常に似てる。ダークマターが重力以外では何とも相互作用しない粒子やない保証はない。
そうや。もしそれが本当やったら、わしらがやってる全ての実験は時間の無駄やないけど、制限をつけてるからな。でも何度改善しても、制限はない。銀河系にまたがる文明になっても、ダークマター粒子は検出できないかもしれん。
そうや。多くの人はこれらのアイデアがそうやったら欲求不満になる。「もしアイデアを反証できんかったら、インフレーションを本当に反証できるんか？」って言うかもしれん。Bモードの証拠がないことがインフレーションを除外することはないなら。
それは本当や。でも重要なのは、インフレーション理論の全クラスを除外できることや。インフレーション模型を2つの異なるカテゴリーに大雑把に分けることができる。一つを大場インフレーション、一つを小場インフレーションって呼ぶ。
大雑把に言うと、大場インフレーションカテゴリーに住む模型は、わしらの生涯で見ることができる観測可能な重力波を予測するもんや。もしそれら全てを除外したら、基本物理学の観点から、宇宙の始まりに何が起こったかの理解において巨大な飛躍を遂げたことになる。
粒子衝突型加速器をより高いエネルギーで起動して、作られる可能性のある粒子を探して、それらの粒子を見ないのと全く同じや。もちろん失望やけど、理論模型構築の練習に戻る時、「今、巨大な空間を除外して、真の理論がどう見えるべきかのずっと良いアイデアを持ってる」って言える。
残念ながら、物理学はわしらが住んでる人間の時間スケールに合わせる必要はない。20世紀は人間の時間スケールでも驚くほど急速な進歩の時代やったから、それに慣れてしまったのかもしれん。でもわしは千年くらいの時間スケールで考えるのが好きや。
1000年前からわしらが作った進歩を考えると、想像を絶する。1000年後もそうやと思う。それがわしらの世紀に起こるかどうかは、ちょっとランダムな偶然や。これはハリウッド映画やない。それぞれの生涯でハリウッドのエンディングがある理由はない。多世代的なことかもしれん。
でも探し続けることは非常に重要やろ？探さんかったら、何かを見つける可能性はゼロや。
絶対にそうや。「打たんかったシュートは100%外す」っていうスポーツの格言やったかな。エイリアンの生命や外惑星を探すのと同じや。
バイロフリンジェンス
偏光を離れる前に、バイロフリンジェンスもある。わしは主に縁で馴染みがある。ケンブリッジで1年生の時に地質学をやった。自然科学をやって、たくさんの鉱物のバイロフリンジェンスを測定する必要があった。最も痛いことの一つやったのを覚えてる。めちゃくちゃ嫌いやった。でも明らかにそれは宇宙論で測定しようとしてるバイロフリンジェンスとは類似してない。偏光から、これが何なのか説明して、バイロフリンジェンスの検出はあったんか？
これは最近活動があったトピックで、何年も休眠状態やったり、少し周辺にあったりした後や。宇宙マイクロ波背景放射でのバイロフリンジェンスのアイデアはかなりシンプルや。基本的なアイデアは、さっき話した最終散乱面で誘起される偏光があるということや。
標準模型では、その偏光は光子がわしらまで宇宙を旅する間に回転しない。標準模型を超えた理論、新しい物理学が入った理論では、偏光面自体が少し回転する可能性がある。
最終散乱面で渦なしの初期Eモードパターンがあったとすると、それが少し回転して、その回転の結果としていくらかのBモード、これらの渦巻きパターンを作ることができる。これが宇宙バイロフリンジェンスって呼ぶもんや。
宇宙論の標準模型では、これは存在すべきやない。ゼロであることが期待されてる。興味深いことに、5シグマ検出やないけど、データにいくらかの中程度のヒント、おそらくヒントがあった。
どうやって検出できるんや？もし真の元の回転が何やったか分からんかったら、見てる回転が始まった場所と違うってどうやって分かるんや？
このプロセスの重要な統計的事実は、CMBで生成される新しいBモードとEモードの間の残余相関を導くことや。標準模型では、EフィールドとBフィールドの相関は正確にゼロや。でもこのようなバイロフリンジェンスがあると、EとBフィールドの間に小さな相関を作る。
でもBフィールドを検出してないのに、どうやってBフィールドを測定してなかったらバイロフリンジェンスを測定できるんや？
これは検出可能なBモードを作るやろう。でもそれらは原始重力波Bモードとは異なる性質を持ってる。
質問から、もし誰かがバイロフリンジェンスの検出を主張したら、それは必然的にBモードも検出したことを意味するんか？
そうやけど、原始重力波Bモードやない。さっき話したCMBの重力レンズ誘起Bモードの検出のようなもんや。レンズもCMBの光子の経路を曲げるプロセスや。これもBモードを作る追加の方法や。
以前はBモードはダストは明らかやけど、原始的には重力波によってのみ検出できるという描像があったけど、今は追加のメカニズムがある。138億年の光の移動時間の旅路が、エキゾチック宇宙論理論でのみ追加のBモード効果を引き起こすんや。
一つの標準プロセスがある。CMBの重力レンズや。CMB光子がわしらに旅する時、銀河団のような宇宙の全構造の重力によって経路が非常にわずかに曲げられる。そのプロセスもEフィールドをわずかにBフィールドに変形させて、それをどう計算するかは分かってる。
一般相対論で非常に良い計算ができて、これがどう見えるかを計算できる。だからそれはいくらかのBモードを作って、わしらがやる全てで既に説明されてて、検出されてる。
でもこれは、光子が旅してる間に起こるプロセスを通してBモードを作るさらに別の方法をもたらす。
過剰重力レンズのように見えるんか？それとも完全に異なって見えるんか？
それに少し似て見える可能性があるけど、バイロフリンジェンスが作る重要なことは、重力レンズがしないEとBの間の相関や。
それがそれらを区別させてくれる。その信号の観測状況はどうなん？
プランク衛星データの再解析からいくらかのヒントがあった。プランクはCMBを観測した最後の衛星ミッションで、ヨーロッパ宇宙機関によって打ち上げられ、NASAの貢献もあった。
そのデータには何らかの宇宙バイロフリンジェンスの3シグマくらい、楽観的なら4シグマのヒントがあった。でもこれは非常に挑戦的な問題や。前景とダストのこの問題に戻ると、ダストもこれに少し似たEB相関を作ることができるからや。わしは数年前に人々とこれについて調べて論文を書いた。
だから今の挑戦は、宇宙的なもんと前景関連のもんを区別しようとすることや。この前線でのもう一つの挑戦は、機器自体の関連性質に関係してる。空の放射に対して偏光計がどう向いてるかを知るために、全体的な角度を知る必要がある。
望遠鏡の全体的な較正角度って呼ぶもんや。この種の測定をするためには、それを非常に正確に較正する必要がある。
現在の興奮以前は、宇宙バイロフリンジェンスは、原始重力波の探索に必要やったより正確に、少なくともより正確に較正をしようと動機づけてなかった。でも今、これのためにもっと正確に較正するためのもっと賢い方法を考えようとしてる。このバイロフリンジェンスのヒントを確認または反駁するためにな。
どんな種類のモデルが暗示されるんや？どんなタイプの新しい物理学がこれをできるんや？
最も興味深いかもしれんのは、アクシオン場って呼ばれるもんを導入するモデルや。アクシオンは1970年代に導入された素粒子物理学標準模型の拡張で、ダークマターを考える時にアクシオンを聞く。
そうや。今、人気のあるダークマター候補や。
標準模型に追加できる汎用タイプの粒子で、技術的に自然で、十分に動機づけられてて、ある種のアクシオンについては素粒子物理学標準模型の他の問題を解決できる。わしらの目的では、理論に追加することが許されてる粒子やと言うだけにしとこう。
それから素粒子物理学の観点から持つであろう自然な期待は、この新しいアクシオン粒子が光子に結合できることや。アクシオン場と光子、電磁セクターの光の間に相互作用がある可能性がある。
特定のタイプのアクシオンについて、その結合は、アクシオン場の進化とそれらの間の相互作用のために、光子が旅してる時に光子の偏光を回転させることができる。
これは、空っぽに終わり続けてる実際の粒子アクシオン探索と緊張状態に入るんか？
必ずしもそうやない。話してるアクシオン粒子の関連質量範囲が異なる可能性があるからや。また、アクシオン場のエネルギー密度は実際にはかなり小さくて、それでもこのバイロフリンジェンスを作ることができる。
必ずしもそうやない。アクシオンダークマターやこれらのバイロフリンジェンスシナリオを含む、アクシオンの様々な種類の探査からの異なる制約間の複雑な相互作用があるけど、これをできるモデル空間の部分がまだある。
レンズパワースペクトラム
これらの観測から測定できる様々な側面がたくさんある。レンズパワースペクトラムに移ろう。これは重力レンズ効果やと推測してる。CMBとわしら観測者の間のものやろう。これは本質的に何らかの方法で大規模構造を測定してるんか？そこから何を得てるんや？
そうや。宇宙マイクロ波背景放射で期待すべき自然な予測の一つは、光子の経路が介在する大規模構造の重力によってわずかに偏向されることや。アインシュタインの重力理論、一般相対論は、光子が物質の重力によってレンズ効果を受ける、偏向されることを予測してる。
これは1919年のエディントン遠征で有名に確認された。今、全宇宙を使ってこれを最大規模でやってる。宇宙マイクロ波背景放射に起こることは、CMBのパターンが計算方法を知ってるこのレンズプロセスによってわずかに歪められることや。
できることは、これらの歪みによって誘起される統計的相関を使って、効果的にわしらと宇宙マイクロ波背景放射の間にあるレンズ場を測定することや。これはわしらの宇宙の大規模構造の投影された物質密度や。
だからCMBで、最終散乱面とわしらの間のものについて実際に学んで、このレンズ場自体の統計、例えばパワースペクトラムを追加の宇宙論探査として使う新しいツールをくれる。
これはもっと扱いやすそうやから、測定したんやろう。そこから何を得たんや？
最新の測定は、わしが働いてるアタカマ宇宙論望遠鏡ACT、プランク衛星、南極望遠鏡SPTから来てる。これら全ての測定の合計した有意性は、50シグマレベル、たぶん60シグマくらいや。非常に堅実に検出されて、非常に高い信号対雑音比や。
これでわしらが測定できるのは、宇宙の後期、現代宇宙により近い時の密度揺らぎの振幅や。空の一つの方向を見ると、ここに銀河、向こうに銀河、向こうに銀河を見るって話を以前にした。
レンズでできることは、同じタイプの練習をダークマターについてすることや。レンズはダークマターを含む重力の観点で全てに敏感やからな。レンズ場のパワースペクトラムを測定する時、実際にはダークマター パワースペクトラムを測定してる。このレンズ場のマップを作ることができて、わしらの全観測可能宇宙のダークマターの分布を見ることができる。
DESI実験とダークエネルギー進化
これはバリオン音響振動を少し思い出させる。大規模スケールで構造を調査してる。DESI実験について最初に大きな興奮があった。この実験は明らかにBAO、バリオン振動を測定したって主張した。大規模で様々な赤方偏移にわたって、空のこれらのリングパターン、これらの振動を測定することで、ダークエネルギーが変化してるという主張があった。
レンズスペクトラムとBAOの間に関係はあるんか？
解くべきことがたくさんある。
レンズ場で宇宙の物質分布を追跡できるのは本当や。銀河の位置を測定することも宇宙の物質分布を追跡できる。両方とも大規模構造の探査やけど、いくつかの点で非常に異なってる。
銀河についての重要な事実は、BAOが銀河を追跡してるわけやけど、各銀河のスペクトラムを測定できることで、それが宇宙での3次元位置を測定できることや。スペクトラムで測定する赤方偏移がどこに位置してるかを教えてくれるからな。
一方、レンズでは、投影された2次元マップって呼ぶもんを見るだけや。いくらかの中程度の赤方偏移情報は得られるけど、それほどやない。銀河の分光サーベイでは、3次元位置を測定できる。
BAOを測定するためには、この3次元位置が本当に重要や。BAOは宇宙の物質分布での非常に局在化した特徴やからな。非常に微妙で、それを選び出すには本当に3次元サーベイが必要や。
ダークエネルギーが進化してる可能性のこの挑発的な証拠は、本当にこれらの3次元銀河位置の測定と、バリオン音響振動特徴を標準定規って呼ぶもんとして使って、過去数十億年にわたって宇宙がどう膨張したかを調査することから来てる。
これらは本質的に初期宇宙の同じ量子揺らぎで、宇宙が膨張するにつれてこれらのインフレーションが引き延ばされて、BAOでこれらの構造を引き起こすんやな？
実際には、もっと簡単にできて、これらのBAOパターンで見るもんは、宇宙マイクロ波背景放射で見るのと同じパターンやと言うだけでええ。
音響振動って名前やから、同じ音響振動や。CMBでより微妙やけど、大きな物質密度場がダークマターに支配されてて、ダークマターは放射と相互作用しないからや。だから音響振動がない。
CMBでは、もちろん放射を直接見てて、音響振動は非常に重要な特徴や。大きなウィグルが見える。一方、宇宙の物質分布では、滑らかなダークマター分布の上のちょっとしたウィグルを見てるだけや。
だからBAOを測定するのがもっと困難やったし、約20年前まで達成されなかった。
困難な測定やけど、より強力に聞こえる。レンズとは違って、赤方偏移が統合されたようなもんがあって、どこから来るか本当に分からん。ここでは全てを特定してる。
そうや。ダストが偏光測定にとって巨大な問題やって話をした。この場合、少なくとも混乱要因は少ないとナイーブに期待するやろう。
この主張についてコミュニティが少し懐疑的やという感じがする。この懐疑的な見方はどこから出てるんや？
基本的にこれがどう機能するかを簡単に説明しよう。このバリオン音響振動の長さスケールがどうあるべきかをCMBで見るもんに基づいて予測できる。同じ特徴やからな。それを知ってるから、定規を持ってる。
1メートル長の定規を渡されて、定規を持ってわしから一定の距離歩いて行ったら、定規がどれくらい大きく見えるかを見るだけで、どれだけ遠くまで歩いたかを教えることができる。これが標準定規のアイデアや。三角法が関わってるけど、基本的にはそれや。
これらの銀河サーベイがしようとしてることは、効果的に宇宙規模でその実験をすることや。定規を持ってて、わしらから異なる赤方偏移や距離で見て、距離赤方偏移関係、ハッブル図って呼ぶもんを測定してる。ハッブルに戻る。異なる技術を使ったけど同じアイデアや。
非常に興味深いのは、DESI、ダークエネルギー分光機器からの最新データから推論する宇宙の膨張歴史が、宇宙論の標準模型が予測するもんと少し異なって見えることや。
彼らが見てる赤方偏移で、宇宙の支配的な成分はダークエネルギーや。だから、いくらかのデータ解析をして、いくらかのモデルをフィットした後、ダークエネルギーが宇宙定数やなくて、実際に時間と共に進化してる可能性があることを暗示してる。
宇宙がダークエネルギー支配になったのは、現在の寿命の中間くらいか？
実際にはそれよりもっと最近や。ほんの数十億年前や。BOAデータが現時点で主に敏感なのはそれや。実際には物質支配時代にも、数十億年前にもそれを超えて出て行く。将来のサービスでもっと遠くまで行くことを期待してるけど、これらの測定をするにはたくさんの銀河が必要で、一つ一つのスペクトル赤方偏移を測定する必要があるからスケールをくれる。
DESIは既に1000万くらいの分光赤方偏移を測定してる。それが大きさのオーダーや。正確な数字は忘れた。完全なサーベイでの目標は、数千万の赤方偏移を測定することで、これまでに行われた全ての個々の赤方偏移サーベイを合わせたより多い。
この測定でナイーブに困難に思えることの一つは、局所宇宙、宇宙の最近の歴史を見てるとして、これらの銀河の赤方偏移によってこれらの天体への距離を本質的に特定できるって言ってる。
それを使って、同じ距離にある構造を形成する一群の天体があるって言える。本当に遠くにある時はハッブルの法則を使うのは良いかもしれんけど、わしらに近づけば近づくほど、局所的な動力学、局所的な運動、特異運動の影響を受け始めて、本当に遠くにある時にできるより掃き捨てるのが困難になるように思える。
近づくにつれて、それは補償する必要があることになるんか？
描写してるのは、宇宙論用語で特異速度って呼ぶもんや。特異速度は、宇宙の他の全ての構造の重力によって誘起される速度や。
近くの低赤方偏移で、特異速度が重要で、これらを考慮に入れる必要があるのは本当や。Ia型超新星サーベイやH0の一部では、これらの特異速度補正が重要や。
でもどうやって補正するんや？一つの径方向速度しか見えんから、それのどの部分が宇宙論的で、どの部分が特異的かをどうやって知るんや？
局所宇宙では、実際に物質の分布をマッピングして、宇宙論的スケールでの局所特異速度場がどう見えるかを知ろうとすることが行われてる。非常に大きな距離では、特異速度項は非常に小さくなって、先導次数ではハッブルの法則のように見える。これも大きな距離では正確に処理する必要があるけど、やり方は知ってる。
興味深いのは、ここで話してる特異速度が、DESIが測定してる非常に遠いもんであっても、銀河の相関に他の署名を残すことや。実際にはBAOとは異なる情報セットをくれる。
実際にやることは、銀河サーベイデータをフィットする時、BAOの性質と、相関に誘起されるこれらの特異速度特徴の両方を記述する性質についてフィットすることや。特異速度は、例えば宇宙にどれくらいダークマターがあるか、ダークマターがどうクラスター化してるかを教えてくれる。だから全く異なる情報セットを提供する。
それは確実にそこにあるけど、BAOに関しては、BAO特徴からかなり堅実に分離可能や。BAO特徴について重要なのは、非常に大きな距離にあることや。
スケールがあるなら、標準定規がどれくらい大きいか教えてくれた。標準定規は約150メガパーセク、約4億5千万光年の長さを持つことが判明する。
CMBでこれらの変調を現在のエポックまで膨張させると、それくらい大きくなるべきや？
共動単位でや。今日の宇宙のサイズに正規化すると、この定規のサイズは約4億5千万光年や。
本当に大きい。これは最初のBAO実験やない。明らかにその前にBOSSやeBOSSがあったと思うけど？
前の最も感度の高いものはBOSSって呼ばれてた。それのある種の後継者がeBOSS、バリオン振動分光サーベイやった。
興味深かったのは、BOSSデータは進化するダークエネルギーのヒントを示さんように見えたことや。ラムダCDM、ラムダが宇宙定数ダークエネルギーの標準模型って呼ぶものと全てがかなりまともに見えて、それがおそらくわしらの多くがDESIで見ることを期待してたことやった。でもより小さな誤差範囲でラムダCDMを確認したって感じで。
でも前のポイントに戻ると、見んかったら何も見つからん。だからDESIは見て、興味深いのは、ダークエネルギー性質の進化の可能性のある中程度のヒントがあることや。
これは、発見されて25年から30年以来、ダークエネルギーの物理学についてのわしらの最初の観測手がかりになるやろう。
懐疑論がある理由は、理論面では、これがわしらの宇宙の描像と基本物理学の観点での非常に重要な革命になるから、5シグマプラスのような本当に本当に説得力のある証拠が必要やと思うことや。まだ5シグマプラスの組み合わせはない。
理論面では、飲み込むには大きな薬や。データ面では、わしの意見を提供できる。一つの少し奇妙なことは、偏差が最も強く見える場所が、BOSSサーベイも多くのデータを持ってた場所で、そこでのBOSSとDESIの間のデータポイントが少し矛盾してるように見えることや。約2.5シグマや。
巨大な赤旗やないけど、オレンジ旗って呼んでる。なぜ違って見えるかは明確やない。BOSSに問題があった可能性がある。誰も本当に知らない。でもこれは説明されてないままや。だからわしにとっては、一粒の塩や。
もう一つの少しトリッキーなことは、個々の探査が単独で進化するダークエネルギーの証拠を見ないことや。最もクリーンな組み合わせは、CMBデータとBAOデータの組み合わせだけやと言えるやろう。
その組み合わせは、理論的に非常に堅実で、観測的に理解されてクリーンやと思うけど、約3シグマレベルで証拠がある。魅力的やけど、教科書を書き直そうってレベルやない。
Ia型超新星データと組み合わせた時だけで、これはBAOでできるよりもさらに低い赤方偏移で宇宙を調査する。それからいくつかの組み合わせで証拠が4シグマまで上がる。それらの組み合わせでも5を超えることはない。
現時点では、宇宙の全く新しい側面の最初のヒントを見てるかもしれんっていう感じや。でもそれは非常に重要なことやから、教科書を完全に書き直す前に、非常に高い統計的有意性で見たいと思う。
現在の宇宙論実験の展望
これは現在の宇宙論実験の展望についての次の質問に良くつながる。DESIは明らかに活動中の実験や。既に言及したACTは終了したけど、シモンズ天文台が稼働してる。過去の実験では、プランクが最も最近の宇宙ベースCMB実験や。
現在そこにあるもんの展望はどうなってる？それぞれの主要目標は何や？例えば、これらのうちのいくつかを解決する方法はあるんか？DESIの結果のようなもんについて話すけど、もし最終的に完了したら10シグマかなんかに達するような後継者があるんか？
これは素晴らしい質問や。簡単なサーベイをしようとするけど、今の宇宙論で起こってることが十分にあって、何かを忘れるやろう。宇宙論で起こってることがたくさんある。わしらは黄金時代にいて、確実に次の10年も黄金時代が続くと思う。
先週、ルービン望遠鏡が稼働した。宇宙マイクロ波背景放射から始めよう。わしの情熱やし、銀河サーベイでも何かやってるけど。
CMBでは、プランクがわしらの最後の衛星実験やった。将来の衛星実験の提案がある。最も発達したのはライトバードって呼ばれるもんで、これは日本のミッションで、進めば7年か8年で飛ぶ可能性がある。でも現時点では、宇宙で作動してるCMB衛星はない。
地上からは、チリのアタカマ宇宙論望遠鏡ACTで大きな進歩を遂げた。ACTは終了した。この春に巨大な新しい論文スイートを出したばかりで、わしは2年以上、3年の人生をかけて一生懸命働いて、全部DESIの結果と同じ日に出た。DESIの結果の1日前やった。
わしらはCMB、特にCMBの偏光を前例のない深さ、精度で調査した。ACTの結果の話の一つは、CMBが宇宙論の標準模型と驚くほど一致してるように見えることやった。
現時点で宇宙で何かおかしなことが起こってるとしたら、唯一のヒントはDESIの後期宇宙にあるように思える。
LHCが新しい物理学を見つけんかったのと非常に似てるな。多くの人が期待してた。それを押し進めたけど何も見なくて、同様にACTも本当に一生懸命押し進めたけど、ただそれを維持し続けてる。
今のところそうや。後で言及する緊張について話すけど、それらの緊張の一部は、もしそれらを解決する新しい物理学があるなら、再結合の時期あたりにあるべきやということを本当に示唆してる。だから、解析をする前に聞かれたら、何かを見る良い可能性があるって思ったかもしれん。
でもわしらはブラインド解析をした。箱を開けて、何も見えんかった。言うように、粒子物理学と非常に似てる。この実験を実行して、新しい粒子がある共鳴を見ることを期待して、見えない。でも標準模型を超えた理論空間の大きな範囲を除外する。
アタカマでは、次の大きな実験はシモンズ天文台って呼ばれるもんで、今データを取り始めた。
ACTと同じサイトか？
そうや。そこにある。そのサイトには、CMBの大規模性質を測定する少し異なる方法を追求してるクラスって呼ばれるプロジェクトもある。
南極では、南極望遠鏡があって、先週新しい結果セットをリリースした。大体わしらがACTで見つけたことを確認してる。
ACTと同じ精度か、それとも良いか悪いか？
パラメータ誤差範囲の観点では、ACTほど良くない。少し補完的やけど、SPTはより小さな空のパッチを観測してる。南極の特性の一つは、そこにいると空が回転しないことや。
だから、一つのパッチを本当に本当に深く見つめることができる。だから、わしらより小さな空のパッチを測定するけど、本当に低いノイズレベルで。だから、非常に高い忠実度、高解像度、そのパッチの非常に鮮明な画像や。
だから、データセットは実際にはある程度補完的で、模型の異なる側面をチェックできる。南極にはバイセップ プロジェクトもあって、観測を続けてる。さっき少し話したけど、本当にこれらの原始重力波を狙ってる。
現時点でのCMB前線での展望はそんな感じや。
地上ベースCMB実験と宇宙ベースの違いは何か？なぜいつも宇宙に行かないんや？地上にいることの利点は何や？
無限のお金があったら、いつも宇宙に行くと思う。宇宙は素晴らしい。大気に対処する必要がないからな。大気はいくつかの方法でわしらを阻害する。例えば、いくつかの波長で不透明やから、見ることができる光の波長セットを制限する。水蒸気も測定にノイズを追加する。だから南極が素晴らしいのは、水蒸気がないからや。
非常に寒くて、チリは非常に乾燥してる。アタカマ砂漠は地球上で最も乾燥した場所の一つや。だから、それはわしらにとっての挑戦や。
大気がわしらにとって困難にすることの一つは、やや技術的な理由やけど、空の最大角スケールを測定することや。でも、月のサイズのオーダーや、それより大きなスケールを測定したいなら、地上やなくて宇宙でするのが最も簡単やってことを覚えといてくれ。大気はそれらの大きなスケールで問題を引き起こす。
宇宙での挑戦は、一つは高価なだけで、二つ目は、新しい技術が出てきても実験をアップグレードできないことや。
地上のクールなことは、より感度の高い検出器を手に入れるにつれて、実験に行って入れることができることや。わしがすることやないけど、世界クラスの機器開発者である同僚がいて、検出器の感度を改善する巨大な進歩を遂げてる。
プラス宇宙では、いつも宇宙対応技術レベルが必要やろ？だから実際に打ち上げるものは、いつも10年古い。
そうや。打ち上げの瞬間に、調査データを取り戻す時は言うまでもなく。例えば、プランクの検出器は打ち上げ時に約10年古かった。もちろん、宇宙は本当に安定した環境で、検出器あたりの感度は地上より良い。
でも技術は古い。宇宙のもう一つのことは、本当に大きな望遠鏡を打ち上げることができないことや。高い角解像度を持ちたいなら、基本的に電波タイプの測定をするために大きなディッシュが必要や。大きな電波ディッシュを想像してみ。
ACTプロジェクトは6メートルのディッシュを持ってる。SPTは10メートルのディッシュを持ってる。だから、これらは本当に大きな物体や。そんなものを宇宙に打ち上げることはできない。だから、いくつかの補完性があるけど、宇宙にはそれをするための多くの利点がある。
銀河サーベイの展望
展望に戻ると、銀河サーベイの一つだけ見落としたと思うけど、他も見落としたかもしれん。でも将来は何や？現時点で宇宙論をする2つの主要な方法は、大部分がCMBプロジェクトやサーベイと銀河サーベイや。
主導的な分光銀河サーベイは、さっき話したDESI、ダークエネルギー分光機器や。でもゲームには他のプレイヤーもいる。ヨーロッパ宇宙機関は数年前にユークリッドって呼ばれる衛星を打ち上げた。ユークリッドは観測を続けてて、同僚が教えてくれたところによると、来年最初の宇宙論結果を見ると思う。
ユークリッドはDESIのような銀河の分光測定の組み合わせと、銀河のより弱いレンズ測定、フォトメトリック測定をしてる。DESIの結果が本当やったら、ユークリッドは簡単にそれを見るはずや。
記録に約束をさせんといて。
非常に外交的に言うたな。複雑なビジネスや。わしはユークリッドの一部やないから、内部データ性質がどう見えるかは知らん。
先週オンラインになった次の大きなものは、チリのルービン望遠鏡や。時空の遺産サーベイ、LSSTをするつもりや。これは素晴らしい弱いレンズ測定になる。
銀河の分光測定はしないけど、何十億もの銀河のフォトメトリック測定をする。巨大なカタログになる予定や。だから、それがわしらに多くの影響力をくれる。
NASAが打ち上げたSphere Xって呼ばれる別のプロジェクトもあって、人々が聞いたことがあるかもしれん。Sphere Xは今作動してる。主要な科学目標は、話してない原始非ガウシアンって呼ばれる少し異なるもんで、これはインフレーションの探査や。
その前線で何を見つけるかに本当に興味がある。でも彼らの測定は、話してるこれらのダークエネルギー関連のもんにも非常に有用やろう。
最後に言及するのは、NASAが来年打ち上げる予定のローマン宇宙望遠鏡や。指を交差させて、木をノックしよう。ローマンは分光銀河位置とこれらのフォトメトリック、弱いレンズ銀河測定の両方の感動的な測定になる予定や。
宇宙論的スケールの観点ではより小さなパッチの空になるけど、それでも良い宇宙論をするのに十分大きい。
話したもの全ての中で、一番興奮してるのはどれや？参加してるからシモンズって言うと思うけど。
話した全てで、間違いなくシモンズ天文台に最も興奮してる。わしらは巨大な進歩を遂げてて、内部評価の一部では、感度が実際に期待してたより良く見える。だから、素晴らしくなる。本当に本当に良くなる。
シモンズの主要科学目標は何や？
2つ折りやと言えるやろう。ACTと違って、シモンズは望遠鏡のスイートや。わしらは一つの大きな望遠鏡を持ってて、実質的にACTの科学ケースを続けてる。CMBの小スケール性質を本当に本当に高い忠実度で測定する。
そこで探してるもんの一つは、初期宇宙に存在した可能性がある新しい軽い粒子で、理論の観点から非常によく動機づけられてて、CMBがそれらを探すのに断然最良の方法や。
ACTは申し訳ない、シモンズ天文台は小スケールCMBを驚くべき忠実度で測定する。それはまた、CMBの重力レンズを極めてよく測定させてくれる。それで大量のクールなことができる。
それから、SOで小開口望遠鏡って呼ばれる2番目の望遠鏡セットがある。これらはバイセップスタイルの望遠鏡で、原始重力波を探してる。だから、それらの主要科学目標や。だから2つ折りや。
宇宙論の緊張問題
その展望を整理して、緊張について話さなあかん。砂漠のリゾートが大きなプレスを得たのに加えて、宇宙論を追跡してる人が聞いてる他のことは、ハッブル定数問題がニュースで多く取り上げられてることやと思う。
約1年前にアダム・リースをここに迎えた。彼は明らかにこのSHoES実験を主導してる主要な支持者の一人で、超新星データを使って宇宙の膨張率、ハッブル定数を測定したり探査したりしてて、本質的に超新星データから得る測定が、現代宇宙って言うかもしれんものと強い矛盾にあるってことを発見してる。
一方で、CMBデータを取って、現在のH0ハッブル定数がどうあるべきかを外挿すると、単位をあまり気にする必要はないけど67、68を得る。一方でアダムは72、73のようなものを得てる。
これらの数字は似てるように聞こえるけど、誤差範囲が非常に小さいから、形式的にはこれは5シグマ以上のテンションやと思う。これが有名なハッブル定数問題や。
これはわしの部外者の視点やけど、詳細で見落としてるものは何や？これがどれくらいわしを心配させるか、これは人々が望遠鏡測定を改善して全部消えるだけやと思うか？
どこから始めよう？これは現在の分野の巨大な問題や。かなり10年ほど続いてる。
少しズームアウトしよう。現在の宇宙の膨張率を測定したり推論したりする2つの主要な方法がある。一つは直接的アプローチで、近くの宇宙の天体、近くの銀河への距離を測定して、それらの後退速度や赤方偏移を測定して、距離対赤方偏移のプロットを作る。
これがいわゆるハッブル図で、そのプロットの傾きが宇宙の現在の膨張率を教えてくれる。ハッブル自身が100年前にこれをした。それがアダムのような人々が使ってるアプローチやけど、ずっと洗練された測定と解析技術で。他の大きなプレイヤーもいる。
局所距離梯子測定の他の大きなプレイヤーはウェンディ・フリードマンのグループ、カーネギー・シカゴ・ハッブル・プログラムCCHPや。このアプローチは、現在の膨張率を直接測定したり推論したりできるから良いけど、関わってる複雑な天文学がたくさんあるから挑戦的な測定や。
天文学で物への距離を測定するのは、よく知ってるように、過去100年間天文学者の側の棘やった非常に挑戦的な作業や。使われる様々な方法がある。
最も精密なものは、Ia型超新星も発生する銀河の較正器として使われる、これらのセファイド変光星に依存してる。これらは脈動星や。
内在明度と脈動周期の間に非常に厳密な関係があって、人々は原理的にその較正を使って距離を逆算してる。
そうや。金属度やダスト補正や、複雑な天体物理学の詳細がたくさん関わってる。でも基本的な話はそれや。最も精密な測定は、わしらが使う単位で約73プラスマイナス1になる。
宇宙の現在の膨張率を推論する他の主要な方法は、CMBでの宇宙の非常に大きなスケールや銀河サーベイでの測定をして、それらのデータに宇宙のモデルをフィットして、そのフィットの結果として現在の膨張率がどうあるべきかを予測することや。
現在の膨張率の間接測定やということや。それをする時に宇宙のモデルを仮定する必要がある。現在の標準模型はラムダCDMって呼ばれるもんや。何度か出てきたけど、ある程度では非常にシンプルなモデルや。ほんの少しの材料が含まれてるだけや。
わしらが知って愛してる通常の物質があって、宇宙論ではバリオン物質って呼ぶ。ダークマターがある。ダークエネルギーがあって、ラムダCDMでは宇宙定数や。それから、実際にはモデルの自由パラメータとして取られてないけど、放射、光子がある。COBEが非常によく測定したから、通常は自由パラメータになることを許可してないけど、ある程度では自由パラメータや。
それから摂動の性質がある。だからそれらの振幅とスケール依存性やな。それだけや。非常にシンプルなモデルで、現代宇宙論で過去50年間測定してきた事実上全てを素晴らしくフィットする。フィットの結果として、現在の膨張率を予測して、約67か68キロメートル毎秒毎メガパーセクを得る。
間接アプローチと直接測定の間のそのミスマッチは、SHoES測定に焦点を当てるなら5シグマレベルになってる。
一つのことは、局所測定をできるだけ正確に特定して、可能な限り多くの代替技術を使って値を確認しようとする活発な探究の領域やった。ウェンディのグループ、CCHPグループは、いくつかのルートを追求してるけど、最も研究されたものは、異なるタイプの星、赤色巨星を含む。赤色巨星分枝の先端を使う。
これはウェンディがずっと前にここに来て説明してたもんや。だからそのポッドキャストをチェックすることを勧める。でも、脈動星を使うのとは完全に独立した方法やな。
そうや。彼女のグループはアダムのグループが見つけるもんよりやや低い値を見つける。より大きな誤差範囲、より大きな不確実性を持ってる。だからSHoES測定と間接測定の両方と一致する可能性がある。
間接面では、CMBがこれをする最も精密な方法やけど、銀河サーベイデータでも似たタイプの練習ができて、同じ答えを見つける。
CMBとしてCMBや。だから間接測定をする複数の方法があって、互いに合意してる。例えばCMBに系統誤差があってこれを引き起こしてるわけやないってことを本当に教えてくれる。
プランクからACTから、わしが一生懸命働いたACT、SPTからの測定もある。それらは全て互いに合意してる。
みんながCMBで合意してて、それは非常にクリーンで整然とした理論や。だから直感的に、数字に賭けるなら、おそらくそれに賭けるやろう。その唯一の弱点は、138億年先の未来を予測してることかもしれん。
一方、直接法は直接や。実際にそれが何かを測定してる。でもそれは作るのが非常に複雑な測定や。
そうや。ここでのしわは、間接測定が間接やということや。だからそれをする時に宇宙のモデルを仮定する必要がある。だから、わしが言った全てを本当に信じるなら、問題を修正する自然な方法は、間接推論を変える宇宙論の標準模型を超えた新しい物理学を導入することやと示唆するやろう。
CMBを知ってる、これは困難なことや。微小な誤差範囲を持つトンのデータポイントがある。それでもデータにフィットするけど、ラムダCDMが予測するより約10%高いH0A値を予測する新しい物理学を持つ新しいモデルを考え出す必要がある。
わしや多くの同僚は、この問題に約10年間取り組んでて、うまくいくように思えるものを見つけてない。巨大な範囲の新しい物理学を探求したけど、本当に説得力を持ってうまくいくように思えるものを見つけることができてない。
3月の新しいACT結果に戻ると、この問題を修正するために導入するであろう最もよく動機づけられたタイプの新しい物理学は、実際にはCMBに影響する新しい物理学や。
現在の宇宙の膨張率を変えたいなら、例えばダークエネルギーのような後期宇宙のものをいじるべきやって思うかもしれん。それは非常に困難なことであることが判明してる。BAOサーベイやそれらの種類の可能性を除外する他の後期宇宙測定のためや。
だからこの問題を修正するために見る自然な場所は、実際に初期宇宙に行って、これは今7年、8年間認識されてるけど、違反するようなもんに遭遇するんか。
えーと、可能性としてはあるけど、このDESI結果も違反する可能性がある。別のトピックや。
わしを含む多くの人は、ハッブル定数問題を修正するために新しい物理学を導入する最良の場所は、再結合や再結合の直前の時代に影響を与える初期宇宙でそれをすることやと本当に思って、もしかしたらまだ思ってる。
これをするいくつかの候補モデルやアイデアがあった。原始磁場や再結合物理学を変える他のもの、再結合前の膨張率に影響する新しいタイプの場を導入する初期ダークエネルギーモデル、その時代の自然の基本定数の変動のようなもん。viable やったのはほんの少しだけや。
3月にACTデータでそれら全てを見て、それらのどれも見えんかった。可能な限り徹底的にしようとした。学生たちは「本当に他のものも見なあかんの？」って言うやろう。
明らかに何も見えんかったら上限を得ることができる。それらの上限は、ハッブル定数問題の可能な原因をこれは絶対にやないって言えるほど十分に厳しいんか、これらの数字を信じるなら。
ほとんど全ての人気候補にかなり重大な圧力をかけた。もちろん、これらの種類のゲーム全てで、パラメータをどんどん微調整して、まだ許可されたパラメータ空間にフィットできる。
でも、これらのもんの一つが本当に起こってたら、より高い精度でCMBを測定するにつれて、ラムダCDM、標準模型がCMBデータのフィットに失敗するのを見ることを期待すべきや。わしらは全くそれを見ない。ラムダCDMは本当にデータを例外的によくフィットするように思える。
これらの他のモデルは、新しい自由パラメータをたくさん持ってるにも関わらず、フィットを重要な量で改善しなかった。だから、過去2か月間、CMBで測定したもんの余波で、わしは非常に振り出しに戻った段階にある。分からん、理論でいくつかの抜け穴を見落としてるだけかもしれん。
もっと賢くなる必要があるかもしれんけど、現時点で何が起こってるかは明確やない。局所測定面で精度が向上し続けることを期待してる。JWSTデータがまだ入ってきてる。それが多く助けてると思う。局所測定をする他の方法もある。
例えば強い重力レンズやLIGOからの重力波観測でも。今後数年でそれらが多くの独立した技術で局所測定をさらに特定して、「そうや、本当にXYZで、宇宙論的測定から得るもんと本当に一致しない」って言えることを期待してる。
それが特定されたら、これを解決する理論を見つけ出さなあかん。分野の大きな大きな未解決問題の一つや。
でも現時点では、悪い意味やないけど、多くの指差しがあるようや。CMB陣営があって「わしらは全てをチェックした、本当にこれが正しいって確信してる」って言う。
アダムのグループや他の人々が「わしらは金属性をチェックした、これをチェックした、全てのこれらの効果をチェックした、これらのものを測定する複数の方法があって、同じものを得続ける」って言ってる。
だから、本当に対数的なヘッドがあって、問題が何かを理解できない独立した観測宇宙論者のグループがあるような感じや。
ある意味ではそうやけど、わしが住んでる宇宙論の世界では、問題を調和させるために使えるデータをフィットする新しい理論アイデア、理論モデルに多くの開放性があるって言えるやろう。だからわしらはこれを非常に非常に真剣に受け取ってきた。
例えばCMBで合意してることは、データポイント自体、測定のようなもんや。プランク、ACT、SPTのマップを見ることができて、それらは例外的によく一致してる。だからデータ自体は安全やけど、それらをフィットするために使うモデルは、もちろんわしら次第や。
ラムダCDMはデータを例外的によくフィットするけど、他のモデルをフィットすることについて非常にオープンマインドやった。3月に共同で主導した論文は90ページ長や。30プラスの新しい物理学モデルを見た。最もよく動機づけられたもん全てを含んでると思う。
それらの一つが本当にこの緊張を説明する責任があったら、新しいタイプの粒子、新しいタイプの相互作用、そのポップアップのヒントを見るやろうと思ってた。ある程度でそれを見んかったのは驚きやった。
でもわしは最終的に経験的な人やし、データがそれを教えてるなら、それがデータが教えてることや。
ハッブル定数問題はこれらの緊張の一つにすぎない。他にもいくつかあるけど、最も重要やない。それほど注目されてないけど、確実に注目を集めたのはシグマ8、S8定数問題や。
ハッブルと比べて説明するのがより困難かもしれんけど、これが何なのかの概要をくれるか？この緊張はどれくらい重要で、ハッブルと関係あるんか？
最後のポイントから始めるけど、大体、これらは関係ないと思ってる。かなり異なってるように思える。
もしシグマ8緊張やS8緊張を簡単な文で要約するとしたら、宇宙がどれくらい塊状かについての文や。宇宙の物質分布の不均一性について以前話した。
一つの方向に一つの銀河を見て、それから空虚な空間がたくさんあって、向こうに別の銀河がある。大きなスケールで考えると、宇宙の物質はどれくらいクラスター化してるかに要約できる？どれくらい塊状か？本当に密度の高いブロブにほとんどクラスター化してるか、より均質で滑らかに分布してるか？
これはCMBからの100万分の1のものから続くんか？
まさに。そのとおりや。S8量の形式的定義は、現代宇宙の今日、赤方偏移ゼロで定義されることや。だからハッブル問題と似たようなもんで、初期宇宙の宇宙マイクロ波背景放射データにモデルをフィットして、そのモデルを使って現在の宇宙がどう見えるべきかに外挿することや。
この場合、宇宙の物質の塊状さがどう見えるべきかを外挿しようとしてる。そしてわしらが見るのは、CMBへの最適フィットラムダCDMモデルが予測するより少し塊状さが少ないように見えることや。
だからCMBの予測によると、今見るより多くの構造があるべきやということやな？
まさにそうや。興味深い。
本当にそれに要約される。ここで少し滑らかにしてる詳細がたくさんある。ハッブルの状況と似て、額面通りに受け取ると、ラムダCDMを超えて、今日の物質分布を予測するより少し均質に分布させる、少しより滑らかに分布させる新しい物理学が作動してる可能性があることを示唆するやろう。
これを教えてくれる局所的後期測定は何や？
主要なものは弱いレンズサーベイからやった。空の銀河の形を測定しに行く。これをするには何百万もの銀河を測定する必要があるけど、形を測定して、それらの銀河の形は、さっき話した重力レンズ効果によって少し歪められる。光子の経路を少し曲げるんや。
だから形が少しシアーされる。何百万も測定すると、統計的に宇宙の物質分布がどう見えるかを逆算できる。これをしてる主要なサーベイのいくつかは、ダークエネルギーサーベイDES、ハイパー・スプリーム・カム・サーベイHSC、キッズサーベイ、キロ度サーベイキッズや。
それぞれの実験の独自のメリットでは、これを約2シグマレベルでしか見てないけど、いくつかあって、それが少し低いように見える種類があって、これが興味深いものになるように導いた。
この前線で過去数週間に修正があった。キッズサーベイが最終結果を出した。実際にACTとDESIも出た3月にやったけど、大きな月やった。
キッズの最終結果は、実際にS8値を上向きにかなり重要な量、約2シグマくらい動かした。CMBとの緊張に使われてたもんが大部分消えてしまったように見える。
何が起こったのか聞くかもしれん。改善された主要なことは、銀河の赤方偏移の理解やった。これらは、全ての銀河のスペクトラムを正確に測定できるDESIのような分光サーベイやない。各銀河についていくつかの広いフィルターでフォトメトリック測定をして、それらの数色から赤方偏移を推定しようとするだけや。
それは非常に大きな問題や。ジェームス・ウェッブが初期に大きな問題を抱えてたと思う。
そうや。これらの高赤方偏移銀河、超高赤方偏移銀河候補について。だから、これらのいわゆるフォトメトリック赤方偏移の理解を大幅に改善した。他のいくつかの系統的なものと一緒に、S8値を上向きにシフトさせることになった。
最新のヒントは、おそらくS8問題は統計的揺らぎ、異常、少しの系統的なものやっただけで、ほとんど消えてることを示唆してる。わしらの多くは確実にまだ細心の注意を払ってる。
ダークエネルギーサーベイは今年末まで、たぶんこの夏にでも最終宇宙論結果を持つと思う。同僚を見たところで、それがうまく行ってるって聞いてる。だから今年末までに、それは全く独立で、非常に正確な誤差範囲を持つべきや。だからそれがどう形作られるかは興味深いやろう。
さっき話したCMBレンズ測定、それらもこの問題にある程度関係してる。CMBレンズは、銀河レンズサーベイよりやや早い時代や高い赤方偏移で宇宙を調査する。でもCMBレンズからは、このS8抑制は見ない。この緊張は見ない。
現時点では、数年前にわしに聞いたら、実際にはこれは新しい物理学のスモーキングガンがある場所のように見えると思った。今では、少なくともわしにとっては、その雰囲気が少しそこから離れて、もっと一致して見えるように変わってる。
明らかにその状況では、これは今後数年で消失する可能性がある。同様に、DESIの結果の3シグマ緊張も確認されず、消失する可能性がある。赤方偏移問題がそこにもある可能性がある。
それはより困難なストレッチかもしれん。非常に重要やからやけど、ハッブル定数問題も、誰かがセファイドに問題があることに気づいて、全部が再較正されて、アダムが彼のオフィスでどこでも回転してることを考えてるかもしれん。でも、これはただの推測や。
推測にすぎん。でも可能や。科学は複雑や。大変な作業や。だからわしらはラムダCDMが勝利する状況に終わる可能性がある。これらの次世代実験があって、ただそのように続く。
実際、学生の時にわしが宇宙論の勉強をやめた理由は、まさにその描像やった。講義で、宇宙論の未来は多かれ少なかれ、全てをより大きな精度で測定するだけやって言われてたのを覚えてる。1%精度から0.5%精度、0.1%へ進む。
精度を測定するだけのように聞こえて、あまり興味深くなかった。今はそんな感じはしない。これらの緊張が全て、分野を活性化させて、非常に緊迫感を与えた。
だから一つの可能な結果は、全てが標準模型に行って、永遠に標準模型になることや。多くの他の分野でも粒子物理学でも起こる可能性がある。
でも別の結果は、これらの緊張が本当で、現代宇宙論の完全な変革があることや。
未来への展望
投機の帽子をかぶってもらえるか？欲望も教えてくれるか？どっちを好むかの好みがあると確信してるからや。ACTチームとスパーガルについて知ってる。スパーガルもここでインタビューしたけど、彼は有名に非常に保守的で、科学者がすべきように、ラムダCDMを投げ捨てる前に非常に高いレベルの証拠を本当に要求する。それは非常に驚くほど成功してるからな。
だからそれに多くの信頼を与えるべきや。でも水晶玉があるなら、未来を見たら、ラムダCDMが今後10年、20年生き残ると信じるか？希望するか？
この質問には少なくともいくつかの異なる答えを与えることができる。これは非常に投機的や。
意見を述べるチャンスや。この時点では証拠に裏付けられてない。ただの投機やろ？
わしは、現在の宇宙モデルを更新すべきやと信じる非常に高い閾値を持ってる、デイビッドのように。特別な主張には特別な証拠が必要や。DESIからの進化するダークエネルギーの主張のような、本当にエキゾチックなもんの場合は特に。
次の10年から20年で何か予期しないもののヒントを見て、ラムダCDMが修正される必要があることを期待してる。でもそれが起こらない可能性もあると思う。
より正確な答えを与えるために、ラムダCDMで実際に何を意味するかも定義すべきや。ラムダは宇宙定数のラムダや。CDMは冷たいダークマターや。でもそれはモデルの本当の部分やから、わしらがバリオン物質も作られてる。放射もある。言及してないニュートリノもあるけど、宇宙論は実際にニュートリノの性質に非常に敏感や。
次の数年の期待の一つは、宇宙論データからニュートリノの質量の検出をすることや。これは実際にDESIや他のサーベイで最近活動があった領域やった。
わしはDESIの論文にこれについてある種のフィロール を引き起こしたいくつかの制限があったのを覚えてる。
現在、驚くほど厳しい上限があって、ポステリアのピークが効果的に負のニュートリノ質量に見える。実際に負の質量はないけど、それがポステリアの見かけのピークや。
でもDESIからの下限は粒子加速器からの上限と等しいか何かやないか？
逆や。粒子実験、ここの物理学部の友人を含むニュートリノ振動実験、彼らは最小合計質量を測定するけど、実際の質量が何かは知らない。約6000万電子ボルトの下限を教えることができるけど、総質量が何かは分からない。
宇宙論は、ニュートリノが構造の成長に影響する方法を通してこれに非常に敏感や。だから、わしらの多くの宇宙論でのバニラ期待は、ラムダCDMで続けて、ニュートリノ質量を見て、わしらの最初の自然な拡張になって、「ああ、これを全部予測した、理論家として何をしてるか知ってる」みたいになることやった。
でも宇宙は驚きをくれることができる。DESIの測定は過去数年で確実に最大のカーブボールやったし、宇宙が非常に予期しないことをできるってことをわしらに謙遜させてるかもしれん。だから測定し続けることが重要や。
さっき言った、より小さなより小さな誤差範囲でもんを確認するだけのポイントに戻ると、物理学や天文学では、より高い精度で測定精度を改善する時に、より高い精度で測定することになるものを知らんくても、より高い精度を持つことによって巨大な突破口が起こることを常に覚えとくことが本当に重要やと思う。
それが過去200年間の物理学の進歩の話やったと思う。宇宙論もその例外やないと思う。1990年代を振り返ると、宇宙が加速してることを本当に期待してた人はおらんかった。
たぶんワインバーグが「宇宙定数があるかもしれん」って言ったけど、本当にやない。でも人々は、宇宙の物質密度を非常に正確に測定しようとして、距離赤方偏移関係を測定したがってた。さっき話したアダム・リースも、それをしてた人の一人やった。
でも、それをより正確に測定しようとすることで、全く予想外を見つけた。実際、宇宙は今日物質に支配されてない。ダークエネルギー、宇宙定数に支配されてて、膨張は加速してる。
宇宙が今後数年でそのようなカーブボールを投げてくる可能性は十分にあると思う。ニュートリノを超えて、個人的に最も興奮してるか、見ることを期待してる可能性があるもんのいくつかは、インフレーションの性質を調査するもんや。
さっき原始重力波について話して、それらを期待できるかどうか。完全に未解決の問題やけど、宇宙論者として測定できる最もクールなことになると思う。宇宙の始まりを直接見ることになる。他に何を求めることができるんや、宇宙論者として？
だからそれが一つ。もう一つは、さっき少し接線的に言及したもんで、原始非ガウシアンについて。複雑に聞こえるけど、それほど複雑やない。さっき話したインフレーション摂動、インフレートン場の量子力学的揺らぎについて本当や。
インフレーションの最もシンプルなモデルでは、これらの摂動はガウシアン分布に従う。だからゼロに近い揺らぎが最も多いけど、いくつかは裾にある鐘曲線のように見える。
でもその鐘曲線からの偏差を予測するモデルの範囲がある。原始非ガウシアンって呼ばれるこれらの微妙な偏差は、インフレーション自体の物理学についての巨大な情報量を教えてくれることが判明してる。
ある意味で、粒子衝突器を実行して、インフレーションを起こさせてた宇宙の始まりの場の相互作用が何やったかを教えてくれるようなもんや。
スフィアX衛星、その主要科学目標の一つは、この原始非ガウシアンを測定しようとすることや。シモンズ天文台からの今後の測定も、感度を改善するために本当に素晴らしいはずや。
物理学の観点から、少なくともわしにとって、偏差を見ることを期待する場所の一つや。技術的にこの摂動のガウシアンは、ラムダCDMの部分や。名前では言わんけど、ガウシアンラムダCDMやない。でもそこにある。
もし原始非ガウシアンを見たら、それはラムダCDMを超えた革命的発見になるやろう。宇宙の始まりの動力学について新しいことを教えてくれるやろう。だから、次の数十年で、宇宙がわしらに親切で、興奮するちょっとしたカーブボールを投げてくれることを本当に期待してる場所の一つや。
本当にコリンの時間に感謝してる。現代宇宙論でどれくらい活発で、どれくらい多くの新しい作業が起こってるかについて、人々を確実に興奮させたと思う。わしが言われた話とは正反対で、停滞した分野からは程遠い感じで、何が起こってるかにますます魅了されてる。
だから次回巨大な発見があった時、わしは耳を傾けてるし、いつものようにドアをノックして、うまくいけば将来シモンズ天文台の結果でまた戻ってもらえるやろう。
ぜひ戻りたい。これは非常に楽しかった。わしらがしてる仕事を寛大に支援してくれるこの国や世界中のみんなに感謝して終わらせて。
わしらが話してるこれらのプロジェクトは、大部分が納税者の貢献によって資金提供されてる。アメリカの連邦予算の非常に小さな小さな小さな部分やけどな。
でも話してるこれらの革命的アイデア全ては、根本的にわしらの仲間の市民によって支払われてる。だから非常に感謝してる。過去数十年にわたってこれが起こることを貢献してくれた全ての人に感謝したい。
たくさんのクールなことがあるから、これを続けられることを期待してる。手にある非常にエキゾチックな基本発見の可能性のヒントがあるし、次の数年で何を見つけるかを見るのが非常に興奮してる。
再びコリン、ありがとう。
エピソード後記
それがコリン・ヒル教授との会話やった。このエピソードで彼が参加してくれて、物理宇宙論のこれらの基本概念の多くを本当に深く説明してくれて非常に嬉しい。
そのエピソードで言及したように、ケンブリッジ大学での学部時代の教授の一部に少し裏切られた、正しい言葉は分からんけど、失望したって感じがする。講師の誤解やったかもしれんけど、宇宙論がこれらの数字をより大きな精度で打ち込むだけの時代に入ってるという印象を確実に得た。
だから、オメガ物質、そうやろ？既に数パーセント精度で知ってて、次の数年でサブパーセント精度まで下がる予定で、本当にすることは残ってない。粒子物理学でも同じ印象を得ることがあると思う。
粒子物理学を勉強してた時、全ての主要粒子をこの時点で発見して、今はその数字をより大きな精度で調整するケースやっていう同じようなメッセージを得たと思う。両方のケースで、確実に物理宇宙論では、わしがより近いもんやけど、絶対に間違ってる。
そこで起こってる魅力的な作業がたくさんある。推測やけど、そのために、ある程度、そのトピックももっと時間を費やして研究できたらって思う。でも、このポッドキャストと科学コミュニケーターとしてのわしの研究を通して、わしはその世界に足先を浸けて、その食欲を少し満たすことができる。
だから、コリンのような人が来て、起こってる素晴らしい発見を全部説明してくれて本当に感謝してる。誰か知らんけど、興味のある人、科学に関わることを考えてる若い人、学生がこれを聞いてるなら、これが行き止まりに達してる分野やっていう印象を与えることを期待してる。
これは何かが爆発してる分野や。わしらは啓示を見てて、これらの標準模型が本当に緊張状態に入ってる今、何かが譲るつもりで、それが起こった時、全く新しい突破口になるやろう。わしらはおそらく次のアインシュタインを、ある時点でより深い理論を理解する人か、全体のアンサンブルの人を得るやろう。でも明らかに、わしらが見逃してる何かがそこにある。
それが科学で欲しいもんや。発見が起こってる時に生きてたい。今の宇宙論でそんな感じがする。だからその会話を楽しんでもらえたことを期待してる。もちろん、今後もっと宇宙論の話をするつもりや。わしらがここでしてることを支援したいなら、これらの会話、これらの科学者同士の会話をしようとしてるけど、みんなが理解できるような適切な質問をしようとしてる。
時々バカな質問をしてることに気づくと期待してる。答えを知ってるけど、みんなが一緒について来れるような基本的な方法で質問しようとしてる。科学コミュニケーターの帽子をかぶって、これらの非常に困難な分野を突破する手助けをしようとしてる。
これが見続けたい重要な会話シリーズやと思うなら、わしらを支援する最良の方法は、ウェブサイトに行くことや。coolworldslab.comやない、ただのcoolworldslab.com。
coolworldslab.com/supportや。だからcoolworldslab.com/supportに行って。そこに行くと、たくさんのメンバーシップ層にヒットできる。排他的アクセスを得る。discord へのアクセス、一緒にライブストリームをする。1対1のチャットもできる。
そこに行って、余裕のあるメンバーシップレベルを選んで。月1杯のコーヒーの値段から上まで、何でもええ。そこに行って。それを支援することで本当にわしらを助けてくれる。なぜなら、そのお金は全部研究に行くから、提案や研究助成金を書く時間を少なくする必要があって、これらの会話、これらのポッドキャスト、わしらがするYouTubeコンテンツを作る時間をもっと費やすことができるからや。
だからそれをチェックして、いつものように、次のエピソードで会おう。思慮深く、好奇心を持ち続けてくれ。
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