宇宙物理学最前線 ２１世紀に残された４つの謎

宇宙物理学最前線

２１世紀に残された

宇宙物理学の４つの謎

－高エネルギー物理と宇宙の接点－

小玉英雄

理論宇宙物理グループ

素粒子原子核研究所，KEK

KEK・総研大夏期実習 2008年６月４日

宇宙ジェットの謎

1010 1012 1014 1016 1018 1020 E ( eV /nucleus)

New component with hard spectrum? Ankle ダークエネルギー 暗黒 物質 通常物質 宇宙膨張の謎 宇宙線の謎 イン フ レ ー シ ョ ン 熱いビッグバン宇宙 現在 の 宇 宙 の 加速膨張 暗黒時代 de Sitter S4 宇宙創成の謎

加速器実験

(100GeV⇒ LHC 7TeV) Fermilab (2TeV) 高エネルギー素粒子の衝突反応 新素粒子の発見，相互作用の研究 自然法則の解明 KEK 50 GeV CERN

どこまで加速出来るか？

„ 加速器

‰ KEK ps: 50GeV

⇔ 4× 10-16_{cm ' r}

N / 500

‰ CERN LEP: 100GeV (Cf. m_Z' 91GeV)

‰ FNAL Tevatron: 2TeV=2000GeV (Cf. m_t' 170GeV) ‰ LHC: 7TeV

„ 障害

‰ 軌道半径

‰ シンクロトロン放射

Cf. 臨界電場

1GeV=109 _{eV 1TeV=10}3 _{GeV= 10}12 _eV

B F x 負エネルギー 電子の海 E 対生成 現在の加速器技術では、10TeV程度が限度！！

高エネルギー宇宙線

From http://pdg.lbl.gov/

• E_max > 1011 _GeV

• Knee: E∼ 106 _GeV

• Ankle E ∼ 1010 _GeV

•Galaxy limit = 109 _GeV

R_L = pc/eB = 1 kpc Grigorov JACEE MGU TienShan Tibet07 Akeno CASA/MIA Hegra Flys Eye Agasa HiRes1 HiRes2 Auger SD Auger hybrid Kascade E [eV] E 2.7 F (E ) [GeV 1.7 m − 2 s − 1 sr − 1 ] Ankle Knee 2nd Knee 104 105 103 1014 1015 1013 1016 1017 1018 1019 1020 宇宙からは，1011 _GeVを超 えるエネルギーの粒子が地 球に降り注いでいる．

GZK効果

From http://pdg.lbl.gov/ Lorentz不変性の破れ？ 1018 1019 1020 1021 1024 1023 1025 1026 Energy (eV) HiRes 1,2, monocular Auger 2007 E 3 dN/dE [m − 2 sr − 1 s − 1 eV − 2 ] AGASA GZK limit = 5×10 10 _GeV p + γ_CMB → N + π GZK限界を超える宇宙線 陽子は100Mpc以上の距 離を飛べない． GZK=Greisen-Zatsepin- Kuzmin(1966)

エネルギー勘定

„

宇宙線の全エネルギー

‰

ρ

_CR

≈ 1 eV/cm

3

⇒ L

_CR

≈ 10

41

erg/s per galaxy

Cf. 3×

E

_K,SN

_{/ 100 yr ≈}

10

42

_erg/s

„

宇宙線の加速

‰

衝撃波による１次のFermi加速では

E

_max

_∼

_Z×

_5·10

6

_GeV

_{（超新星残骸）}

これにより，宇宙線の銀河成分およびスペクトルでの折れ曲がり

（Knee）が説明出来る．

‰

しかし，

銀河系外に起源をもつ超高エネルギーがどこでどのように加

速されるのかは大きな謎である。

宇宙はジェット流で満ちている！

Crab Nebula (HST + Chandra) [HubbleSite]

中性子星，ブラックホール

1kpc scale jet from M87 [HubbleSite]

超相対論的ジェットはクエーサー，マイクロク

エーサー，γ線バースターのエンジン

ブラックホールからのジェットのLorentz因子

Γ

は，クエーサーで30，GRBで

100－300

にもなると推定される． 0 10 20 30 40 0 5 10 15 20

49 jet sources from 2cm multiepoch VLBA observations [Kellermann et al, ApJ609:539(2004) ]

ジェットは，活動的銀河中心

核，ＱＳＯ，マイクロクエー

サー，ガンマ線天体のみなら

ず超新星爆発でも中心的な役

割を果たしていると考えられる

ようになってきた．

Mirabel IF, PTP Sup. 155, 71 (2004)

超相対論的ジェットの加速機構は大きな謎

„ MHD モデルは最も有力視されているが、十分大きな Γをもつ定常なジェットを実現することには成功して いない。 „ 超新星爆発を引き起こすジェットを生み出すのでさえ、 異常な強さの磁場(> 1011 _{T)が必要となる。} „ 数値シミュレーションは、ブラックホールエルゴ領域で

の磁気Penrose過程(Punsky B, Coroniti F 1990)の

ような一般相対論的効果が決定的な役割を果たして いることを示唆している [Nagataki S et al: ApJ, to be pub (2007)]

„ 宇宙ジェットは、超高エネルギー宇宙線の加速場所と

して最も有力な候補となっている。

Kato et al: ApJ 605, 307 (2004)

宇宙ジェットの研究は、超高エネルギー物理やブラックホールの構造を含め て、極限状況での物理について貴重な情報をもたらすと期待される。

„ Gravitational Waves

‰ Ground-base Laser Interferometers: Stellar systems

TAMA, LIGO, GEO, Virgo ⇒ LGCT, Adv-LIGO, LIGOII

‰ Space Laser Interferometers: ⇒ BBO: LISA, DECIGO

„ Radio

‰ Ground-base VLBI/VLBA: CJF, RRFID, 2cm Survey/MOJAVE

‰ Space VLBI : HALCA(VSOP) ⇒ VSOP-2/ASTRO-G(磁場の測定可）, RADIO Astron

„ Optical/IR

‰ Ground-base telescope: Subaru(8m) ⇒ JELT(30m), TLT, Euro50, …

„ X-rays

‰ Hakucho, Tenma, Ginga, Aska, Suzaku, Chandra ⇒ ?

„ Gamma-rays

‰ Ground-base: CANGAROO, HESS, MAGIC ⇒ CTA ‰ Space: EGRET⇒ GLAST

„ Cosmic Rays

‰ Neutrinos

(Super-)KAMIOKANDE, Cascade Grande, AMANDA ⇒ CAROT, ICECube

‰ UHE CRs

AGASA, HiRes ⇒ Pierre Auger.

Observatories of Extreme Physics

HALCA observations of NGC1052 and NGC4261

Friedmann宇宙モデル

Hubbleの法則(1929) 銀河の後退速度 ∝ 距離 v= H₀ r 宇宙の膨張と一様等方性 Robertson-Walker宇宙モデル • 空間は一様等方で，一様な曲率 K をもつ • 空間のサイズ a(t)が時間 t 共に増大 K=0 K>0 K<0 重力は引力 ⇒ 宇宙膨張は減速型 ⇒ 有限な宇宙年齢 ⇒ Big-bangモデル K<0 K=0 K>0 a t

宇宙パラメーター

„

宇宙膨張の方程式

„

エネルギー方程式

„

物質組成

密度パラメーター

ハッブル定数

wパラメーター

Hubble定数 by HST

„

Hubbleの法則

cz = H

₀

d (v/c

_{¿ 1)}

Doppler 効果

z= Δ λ/λ

'

v/c

宇宙膨張

„

H

₀

の観測値

H

₀

= 71 +/- 7 km/s/Mpc

1Mpc= 106 _{pc 1pc=3.26 光年 = 3× 10}18_cm

光度距離ー赤方偏移関係

„

赤方偏移 z と宇宙サイズ a の関係

„

距離と面積の関係

„

d

_L

– z関係

R r θ D

Flat ΛCDM models 0 1 z 1 d_L 0.1 0.25 0.4 ΩM = H₀ c 0.2 0.4 0.6 0.8 0.2 1.2 0.4 1.4 0.6 0.8 0 1 z 1 d_L - 0.15 0 +0.15 ΩΜ = 0.25 H0 c 0.2 0.4 0.6 0.8 0.2 1.2 0.4 1.4 0.6 0.8 ΩΚ = 0 1 z 1 d_L (0.12,0.68) (0.25,0.75) (0.38,0.83) (ΩM , ΩΛ )= H0 c 0.2 0.4 0.6 0.8 0.2 1.2 0.4 1.4 0.6 0.8

Curved CDM models Degeneracy

Hubble Diagramの拡張

0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 0.2 0.4 0.6 0.8 1 a H₀ t

SNIa

で宇宙を計測する

Ia型超新星までの距離 ‰ 光度曲線が、ピーク時の色指数と光度減 衰時間により良い精度で分類されることを 用いて，絶対光度を推定． ‰ 適用距離： >60Mpc これまでの観測

(High z) Supernova Search Team

1998 Riess AG et al

16 SNe Ia (z=0.16-0.62) + 34 nearbys

2004 Riess AG et al

16 SNe Ia (z>1.25 by HST) + 170 SNe

Supernova Cosmology Project

1997 Perlmutter S et al 7 SNe Ia (z=0.35-0.46) 1998 Perlmutter S et al 42 SNe Ia (z=0.18-0.83) 2003 Knop RA et al 11 SNe Ia (z=0.36-0.86, HST)

Supernova Legacy Survey 1st _yr

2005 Astier P

Supernova Legacy Survey

SNLS collaboration: A&A 447:31 ( 2006) M Ω 0 0.5 1 Λ Ω 0 0.5 1 1.5 2 SNLS 1st Year BAO Closed Flat Open Accelerating Decelerating No Big Bang

Jeans Length

‰

半径Lのガス雲（領域）において，

„ ガスの圧力勾配 δP/L ∼ c_s2 δρ_/L „ 単位体積当たりの重力 Gρ δM/L2 _{∼ G}δρ ρ _L 両者が等しい長さ ⇒ Jeans長 L_J ∼ c_s /(Gρ)1/2 _{= c} s tff „ L < L_J のガス雲は膨張し密度勾配が減少 „ L > L_J のガス雲は重力収縮し，さらに密度 が上昇． ‰

一様なガス雲のゆらぎに対して，

„ 波長 λ < L_J のとき，音波として伝播 „ 波長 λ > L_J のとき，重力収縮によりゆらぎ は成長 圧力 重力 L

Sounds of CMB

„

膨張宇宙におけるJeans長

H

2

= 8π

_G

ρ

_{/3 ⇒ L}

J

≈

c

s

/H

Cf. ホライズン長

L

_H

≈

c/H

‰

L

_J

は宇宙の晴れ上がり直前で

最大となる．

„ 晴れ上がり前： L_J ≈ L_H „ 晴れ上がり後： L_J < 10-5 L_H 時間 t 長さ 宇宙の 晴 上り 現在 熱い膨張宇宙 c_s /H c /H CMB

Doppler Peak

‰

CMBの音波（振動部分）

の波長には最大値 L

_m

≈

L

_J

(t

_rec

)が存在する．

‰

CMB温度の天球上でのゆら

ぎは，（近似的に）離散値

角度 ∝

波長 ≈

L

_m

/ n

に対応する角度で強い相関

をもつ．

‰

L

_m

は，宇宙の（晴れ上がり

前後での）物質組成と物理

だけで決まる．

Cosmometry

by CMB

„ Dopplerピークの位置は空間曲率を決 める． ‰ Dopplerピーク波長はほぼ物理で決ま り，宇宙物質組成に敏感でない． ‰ 晴れ上がり時でのDopplerピークの波 長 L_pとそれを見込む角度θ_pの対応は， 主に空間曲率に依存： „ WMAP観測 ‰ 1st Doppler peak l ≈ 200 ⇔ K≈ 0 ‰ 観測値： |Ω_K| < 0.1 Ω_m Ω Λ 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 SNIa CMB Cluster fgas

宇宙の

_{Dark Pie}

ダークエネルギー 暗黒 物質 通常物質 Ω_m Ω Λ 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 SNIa CMB Cluster fgas M Ω 0 0.5 1 Λ Ω 0 0.5 1 1.5 2 SNLS 1st Year BAO Closed Flat Open Accelerating Decelerating No Big Bang

WMAP Collaboration: ApJ Suppl. 170:377 (2007)

SDSS Collaboration: ApJ 633: 560 (2005)

WMAP 5yr data: arXiv:0863.0547

何を意味するのか？

重力が引力

⇔

宇宙膨張が減速

宇宙膨張が加速

⇒

重力が斥力

重力が斥力

⇔

圧力

P <

－

ρ/3

宇宙は現在，加速

膨張している！！

Reacceleration of the Universe

宇宙の

膨

張速度

イン

フ

レ

ー

シ

ョ

ン

熱いビッグバン宇宙

宇宙時間

現在の

宇

宙の

加速膨張

暗黒時代

1998 Discovery by SNIa (SNCP, HzST) 2003 WMAP 1st _year 2005 BAO (SDSS) 2006 WMAP 3rd _year

2007 Chandra X observation (fgas method)

ダークエネルギー問題

一般相対性理論が宇宙のスケールで正しいとすると，

量子エネルギーを含めて，真空のエネルギーが

‰

正である

(

加速問題

),

‰

素粒子物理の特徴的なエネルギースケールと比べて異常に小

さい

₍

階層性問題

_),

Cf. 真空の構造が変化する特徴的なエネルギースケール

E

_Planck

=10

28

_{eV, E}

GUT

=10

25

eV, E

EW

=10

11

eV, E

QCD

=10

8

eV

„

特別の場を導入

‰

Quintessence, K-essence, phantom field, dilatonic ghost

condensate, tachyon field(

⊃ Chaplygin gas),

„

量子重力

‰

Spacetime foams, EPI, baby universe

„

重力理論の変更

‰

ミクロでの変更: 弦理論・M理論

‰

長距離での変更: Lorentz不変性の自発的破れ， f(R,

φ,∇φ) モ

デル, TeVeS理論, DGPモデル

„

人間原理

様々な理論的試み

Ref: Copeland, Sami, Tsujikawa: IJMPD15, 1753(2006)

ダークエネルギー問題は、２１世紀に残され

た最大の難問。その解決には，真空のエネル

ギーを完全にコントロール出来る基礎理論（

重力を含む統一理論）の構築が不可欠！

平坦性問題

„

（古典的な）宇宙の始まり

„

Einstein方程式

„

Planck時での空間曲率

平坦性問題は，宇宙初期にエネルギー密度 ρ_m が曲率 K/a2_{より緩やかに減少する（i.e.} 宇宙の加速膨張）時期が十分長く続けば解消される． Planck定数 h, 光速 c, 重力定数 G Planck時間 tpl ≈ 10 -43_s Planck長 L_pl ≈ 10-33_cm Planckエネルギー E_pl≈ 1019_{GeV ≈ 10}32 _K Planck時の曲率半径 > 1030 _L pl

ホライズン問題

‰

Friedmannモデルを仮定すると

‰

ホライズン問題も，

宇宙初期に宇宙膨張が加速する時期

が十分長く

続くと解消される．

初期面 宇宙晴上り 現在 時間 我々がCMBで観測する領域のサイズ は，宇宙晴上りの時点で，ホライズン サイズの５０倍程度 観測領域で，CMB温 度ゆらぎは 10-5 程度 宇宙の一様等方性は，宇宙誕生時の 初期条件．量子論と整合しない．

宇宙膨張の起源

宇宙の 膨 張速度 イン フ レ ー シ ョ ン 熱いビッグバン宇宙 現在の 宇 宙の 加速膨張 暗黒時代 宇宙時間

なぜ宇宙は膨張を

始めたのか？

宇宙構造の起源

‰

Friedmannモデルを仮定すると、

宇宙誕生時のゆらぎのスペクトルは

‰

観測は

「曲率ゆらぎがすべてのスケールで一定」(Harrison-Zeldovichスペクトル）を支持。

L

宇宙のインフレーション

宇宙の 膨 張速度 イン フ レ ー シ ョ ン 熱いビッグバン宇宙 宇宙時間 宇宙初期での 加速膨張 • ビッグバンの起源 • 平坦性問題 • ホライズン問題 • モノポール問題 • 宇宙構造の起源 解 決

インフレーションは起こせるか？

インフラトン

=重力が斥力となる物質

宇宙加熱（graceful exit）問題

量子ゆらぎから銀河へ

„ インフレーション時． インフラトンの量子ゆらぎはスケール不 変な宇宙ゆらぎを生成する． 同様に，インフレーションによりスケー ル不変な重力波背景放射が生成され る． „ インフレーション後 ‰ インフラトンのゆらぎは再加熱により通 常の物質密度のゆらぎに変化し，CMB のスカラ型ゆらぎを生み出す． ‰ 重力波背景放射は宇宙晴れ上がり後， CMBにテンソル型ゆらぎを誘起する． 時間 t 長さ 宇宙の 晴 上り 宇宙の 加 熱 現在 熱い膨張宇宙 量子ゆらぎ

CMBによるインフレーションの検証

WMAP(+others)

‰

温度非等方性のスケール依存性は，

ΛCDM+インフレーション

の予言とよく一致．

スカラ型スペクトル指数: n

_s

= 0.95

∼

0.97

インフレーション問題

„

適当にポテンシャルを手で与えれば，スカラインフラトンを用いて（現在の）

観測と整合的なインフレーションモデルを作ることは容易である．

そのようなモデルは，インフレーションの背後に重力を含む統一理論が隠 れていることを示唆する． „

インフレーションがPlanck時に始まることが要求される．

„

インフラトンと他の場の相互作用は，重力相互作用程度となる．

„

現在，超弦理論・Ｍ理論は整合的な重力を含む統一理論の唯一の候補で

あるが，未だにそれに基づくインフレーションモデルは存在しない．特に，

次のNo-Go定理は大きな障害となっている．

１０次元ないし１１次元の超重力理論の余剰次元を定常，コンパクト

で滑らかな空間によりコンパクト化することにより得られる４次元理

論では宇宙の加速膨張は起こらない．

[Gibbons GW 1984]

宇宙誕生を観測する

LISA (of Great Observatories), The Structure and Evolution of the Universe 2003 roadmap, "Beyond Einstein: From the Big Bang to Black Holes.“ (NASA)

„

CMB非等方性

‰ より精密な観測．特に，ゆらぎの非ガ ウス性の測定 ⇒ 非線形効果を通して，インフレーショ ンの情報を得る． Planck (2009年打ち上げ予定） ‰ 偏光（特にBモード）観測 ⇒ インフレーションで生成された重力 波の観測 ⇒ インフレーションの終了時期など新 たな情報 KEK CMB group + Cosmophysics Group,

NASA Einstein Inflation Probe (10 年後）

„ 原始重力波

‰ スペースレーザー干渉計

L_pl at inflation ⇒ L >10 R_E

LISA, DECIGO (２０年後）

新しい窓は新しい物理を生む

Cosmophysics Group Key Projects

‰

重力を含む統一理論を宇宙初期進化で検証する

‰

宇宙ジェットとブラックホールの高エネルギー物理

B-mode Satellite, GW BBO,

Space VLBI, ICECube

より高感度，より高解像度の観測