宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪み
マイクロ波背景のエネルギースペクトルの変動

CMBスペクトルの歪みは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB） の平均周波数スペクトルが、完全な黒体から予測されるスペクトルからわずかに逸脱したものである。これらは、宇宙史の初期段階で発生する様々な標準的および非標準的な過程によって生成される可能性があり、それによって宇宙論の標準的な描像を探ることができる。重要なのは、CMB周波数スペクトルとその歪みを、CMB異方性パワースペクトルと混同してはならないということである。CMB異方性パワースペクトルは、空の様々な方向におけるCMB温度の空間的変動に関連する。[1]

ビッグバンから約 28 万年後に再結合放射が出現し、時間の経過とともに歪みが温度再分布からミュー歪み、そして y 歪みへとどのように変化するかを示す画像。
異なる宇宙論的時代におけるスペクトルの歪み。非常に初期の時代、赤方偏移 では、エネルギーの注入は黒体の温度シフトとして現れる。宇宙の年齢が増加するにつれて、CMB歪みを黒体への熱化に導くプロセスは効率が低下する（ の場合は制動放射と二重コンプトン散乱、 の場合はコンプトン散乱）。スペクトルの歪みは、図に示すように、再イオン化、再結合、ビッグバン元素合成といった宇宙史の重要な時代とも相互作用する。具体的には、再結合時代（ビッグバンから 年後）には、その時代の非平衡原子過程の結果として、宇宙論的再結合線がCMBに刻印される[2]。 z > 2 × 10 6 {\displaystyle z>2\times 10^{6}} z < 10 6 {\displaystyle z<10^{6}} z < 10 4 {\displaystyle z<10^{4}} 〜 300 、 000 {\displaystyle \sim 300,000}

概要

CMBのエネルギースペクトルは、温度2.7255 Kの完全黒体のスペクトルに非常に近い。[3] [4]これは、初期宇宙では物質と放射線が熱平衡状態にあることから予想される。しかし、赤方偏移 において、標準的および非標準的なメカニズムの両方によってCMBスペクトルが変形され、黒体スペクトルからの逸脱が生じる可能性がある。これらの逸脱は一般にCMBスペクトル歪みと呼ばれ、主に全天にわたる平均的なCMBスペクトル（すなわち、CMBモノポールスペクトル）に関係する。 z < 2 × 10 6 {\displaystyle z<2\times 10^{6}}

スペクトル歪みは、物質と放射線の平衡状態を崩すプロセスによって生じる。重要なシナリオの一つは、初期エネルギー注入によるスペクトル歪み、例えば崩壊粒子、原始ブラックホールの蒸発、あるいはインフレーションによって発生した音波の散逸などによるスペクトル歪みである。このプロセスでは、重粒子が加熱され、その余剰エネルギーの一部をコンプトン散乱を介して周囲のCMB光子浴に伝達する。注入の瞬間に応じて歪みが生じ、これはいわゆる-型および-型歪みスペクトルを用いて特徴付けることができる。無次元の-パラメータおよび-パラメータは、CMBに注入されたエネルギーの総量を表す尺度である。したがって、CMBスペクトル歪みは初期宇宙物理学の強力な探査手段となり、注入が起こった時代の大まかな推定値さえも提供してくれる。[5] μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y} μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y}

1990年代にCOBE衛星/FIRAS装置（COBE/FIRAS）によって設定された現在の最良の観測限界は、信頼度95%でおよびである。 [4] ΛCDMの範囲内で、私たちは、現在の技術で手の届く範囲にあるおよび の信号を期待している（§ 実験的および観測的課題を参照）。 古典的なおよび の歪みを超える、より豊富な歪み信号が、および歪み時代間の緩やかな移行期間中に、光子注入プロセス、相対論的電子分布、および によって生成される可能性がある。 宇宙論的再結合放射（CRR）は、の赤方偏移付近で再結合する水素およびヘリウムプラズマからの光子注入によって生成されるCDM内の代表的な例である。 | μ | < 9 × 10 − 5 {\displaystyle \left|\mu \right|<9\times 10^{-5}} | y | < 1.5 × 10 − 5 {\displaystyle |y|<1.5\times 10^{-5}} μ 〜 2 × 10 − 8 {\displaystyle \mu \sim 2\times 10^{-8}} y 〜 少し × 10 − 6 {\displaystyle y\sim {\text{few}}\times 10^{-6}} μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y} μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y} Λ {\displaystyle \Lambda } z 〜 10 3 − 10 4 {\displaystyle z\sim 10^{3}-10^{4}}

歴史

CMBのスペクトル歪みに関する最初の考察は、 1969年と1970年にヤコブ・B・ゼルドヴィッチとラシッド・スニヤエフが発表したCMB宇宙論の初期に遡ります。これらの論文は、アルノ・アラン・ペンジアスとロバート・ウッドロウ・ウィルソンによるCMBの初検出と、ロバート・H・ディッケとそのチームが1965年にそれをビッグバンのエコーとして解釈してからわずか数年後に発表されました。[6] [7]これらの発見は、CMBの黒体的性質を予測するビッグバン宇宙論の最も重要な柱の一つを構成しています。しかし、ゼルドヴィッチとスニヤエフが示したように、運動する電子とのエネルギー交換はスペクトル歪みを引き起こす可能性があります。

ゼルドヴィッチとスニヤエフによる先駆的な解析的研究は、1970年代のイラリオノフとスニヤエフによる数値的研究によって補完されました。これらの研究は、コンプトン散乱と制動放射過程を含む熱化問題を単一のエネルギー放出に対して扱いました。1982年には、ダネーゼとデ・ゾッティによって、高赤方偏移における光子源としての二重コンプトン放出の重要性が認識されました。CMBスペクトルの歪みに関する現代的な考察は、1990年代初頭のブリガナ、ダネーゼ、デ・ゾッティ、そしてフー、シルク、スコットの研究に端を発しています。

COBE/FIRASがCMBスペクトルに厳しい制限を与え、実質的にレベルにおける歪みを排除した後、CMBスペクトル歪みへの関心は低下した。2011年、PIXIE [8]が中期Ex衛星ミッションとしてNASAに提案され、スペクトル歪みの理論を再検討する最初の強い動機となった。COBE/FIRASの後継機は今のところ資金提供されていないが、この計画はCMBスペクトル歪みのルネッサンスをもたらし、数多くの理論的研究と新しい実験概念の設計につながった[9]。 Δ 私 私 〜 10 − 5 − 10 − 4 {\displaystyle {\tfrac {\Delta I}{I}}\sim 10^{-5}-10^{-4}}

100万以上の赤方偏移のごく初期には滑らかなほぼ逆放物線状の形状が見られるが、赤方偏移が小さくなるにつれて、ミュー歪みと呼ばれる独特の凹凸形状を示す動画が見られる。赤方偏移1万ではスプラインがはるかに鋭くなり、これをエイ歪みと呼ぶ。宇宙の成長過程において、エネルギー注入の時代が初期から後期へと変化するにつれて、この形状はより顕著になる。
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）におけるスペクトルの歪みは、宇宙の歴史の中でこの黒体が変化した瞬間によって異なって見える。非常に初期の、つまり の時期には、エネルギーの注入は黒体の温度変化として現れる。エネルギーの注入が後期（宇宙の歴史の中ではまだ非常に初期）であれば、-歪みの形状が見られるが、より後の時期には-歪みに関連したより急激な変動が見られる。ここでは、赤方偏移によって定義される時間にCMBにエネルギーが注入され、その結果生じた歪みがプロットされている。 z > 10 6 {\displaystyle z>10^{6}} μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y} z h {\displaystyle z_{h}}

熱化物理学

宇宙の「熱化問題」では、熱化または温度時代、-時代、-時代の 3 つの主な時代が区別されます。各時代は、ハッブル膨張によって引き起こされる粒子の密度と温度の変化により、物理的条件がわずかに異なります。 μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y}

熱化時代

宇宙の歴史のごく初期の段階（ビッグバンから数か月後まで）では、光子と重粒子[10]は散乱過程によって効率的に結合しており、そのため完全な熱力学的平衡状態にあります。媒質に注入されたエネルギーは主にコンプトン散乱によって光子間で急速に再分配され、一方光子数密度は二重コンプトン散乱や熱制動放射などの光子非保存過程によって調整されます。これにより、たとえ非常に短い期間にスペクトルの歪みが現れたとしても、光子場はすぐにプランク分布に戻ります。この場合、今日の観測では違いを区別できません。CMB モノポール温度に対する独立した宇宙論的予測がないためです[11] 。この領域は熱化時代または温度時代と呼ばれることが多く、赤方偏移で終わります。 z 〜 2 × 10 6 {\displaystyle z\sim 2\times 10^{6}}

μ-歪み時代

から の間の赤方偏移では、コンプトン散乱による効率的なエネルギー交換によって物質と放射線の運動学的平衡が維持されますが、光子数の変化過程は効率的ではなくなります。光子数密度は保存されますがエネルギー密度は変化するため、光子は実効的にゼロではない化学ポテンシャルを獲得し、ボーズ・アインシュタイン分布を得ます。この独特なタイプの歪みは、標準的な熱力学で知られる化学ポテンシャルにちなんで、-歪みと呼ばれます。[12]化学ポテンシャルの値は、エネルギー注入前後の光子エネルギー密度と数密度の制約を組み合わせることで推定できます。このことから、よく知られた式、[13]が得られます。 5 × 10 4 {\displaystyle 5\times 10^{4}} 2 × 10 6 {\displaystyle 2\times 10^{6}} μ {\displaystyle \mu}

μ 〜 1.4 Δ ρ ρ 、 {\displaystyle \mu \sim 1.4\;{\frac {\Delta \rho }{\rho }},} ここで、CMB光子場に注入される全エネルギーは で決定されます。平衡黒体スペクトルと比較すると、-歪みは低周波数で光子数が不足し、高周波数で光子数が増加するという特徴があります。歪みは の周波数で符号が変化するため、観測的に-型歪みと区別することができます。 Δ ρ ρ {\displaystyle {\tfrac {\Delta \rho }{\rho }}} μ {\displaystyle \mu} ν 〜 130 G H z {\displaystyle \nu \sim 130{\rm {GHz}}} y {\displaystyle y}

μ {\displaystyle \mu} -歪み信号は、崩壊する粒子、蒸発する原始ブラックホール、原始磁場、その他非標準的な物理学の例によって生成される。CDM宇宙論では、物質の断熱冷却とインフレーションによって生じる音波の散逸が、の-歪みを引き起こす。この信号は、（矮小銀河など）の物理的スケールに対応するスケールにおける密度変動の振幅に敏感であるため、インフレーションの強力なテストとして使用できる。COBEによる大規模CMB異方性の測定と-歪み制約を組み合わせることで、直接測定が可能になるずっと前に、小規模パワースペクトルの最初の制限を得ることができた[14]。 Λ {\displaystyle \Lambda } μ {\displaystyle \mu} μ 〜 2 × 10 − 8 {\displaystyle \mu \sim 2\times 10^{-8}} λ 〜 0.6 け p c {\displaystyle \lambda \sim 0.6\,{\rm {kpc}}} μ {\displaystyle \mu}

y-歪み時代

赤方偏移 では、コンプトン散乱も効率が悪くなります。プラズマの温度はであり、CMB光子は非相対論的コンプトン散乱によって増幅され、-歪みが生じます。ここでも、問題の全エネルギーを考慮し、光子数保存則を用いることで、次の推定値を得ることができます[15]。 z ≲ 5 × 10 4 {\displaystyle z\lesssim 5\times 10^{4}} T < 10 5 K {\displaystyle T<10^{5}{\rm {K}}} y {\displaystyle y}

y 〜 1 4 Δ ρ ρ 。 {\displaystyle y\sim {\frac {1}{4}}\;{\frac {\Delta \rho }{\rho }}.} -歪みという名前は、1969 年の Zeldovich と Sunyaev の独創的な論文[15]で無次元変数を選んだことに由来する。その論文では、銀河団内にある熱い電子によって引き起こされるエネルギー注入が考察され、それに伴う効果は、より一般的には熱的Sunyaev-Zeldovich (SZ) 効果と呼ばれている。-歪みと同様に、原理的には多くの非標準物理学の例が- タイプの歪みを引き起こす可能性がある。しかし、全天 -歪みへの最大の寄与は累積的な銀河団 SZ 信号に由来し、これが宇宙の熱いガスの量を制限する方法を提供する。 では、宇宙プラズマの平均温度は低いが、銀河団内の電子は数 keV の温度に達することがある。この場合、散乱電子の速度は になり、コンプトン過程に対する相対論的補正が重要になる。これらの相対論的補正は電子温度の情報を含んでおり、クラスターのエネルギーの尺度として使用することができます。[16] y {\displaystyle y} μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y} y {\displaystyle y} z < 10 4 {\displaystyle z<10^{4}} v 〜 0.1 c {\displaystyle v\sim 0.1c}

超えてμそしてy歪み

古典的な研究では、歪みの原因として主にエネルギー放出（すなわち加熱）が考えられてきました。しかし、最近の研究では、直接的な光子注入と非熱的電子集団によって、より豊富な信号が生成されることが示されています。これらのプロセスはどちらも、崩壊または消滅する粒子に関連して現れます。同様に、-時代と-時代の間の遷移はより緩やかであり、歪みの形状は-時代と-時代の単純な和で決まるわけではないことが実証されました。これらの効果すべてにより、時間依存の追加情報が抽出されるため、幅広いシナリオを観測的に区別することが可能になります。 μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y} μ {\displaystyle \mu} y {\displaystyle y}

宇宙再結合放射（CRR）

ビッグバンから約28万年後、宇宙の膨張に伴い、電子と陽子は電気的に中性な原子に結合しました。宇宙論では、これは再結合として知られており、ビッグバンから約38万年後にCMB光子が物質から分離し、宇宙全体に自由流として広がる前兆となります。水素原子とヘリウム原子のエネルギー準位内では、衝突相互作用と放射相互作用の両方を含む様々な相互作用が起こります。これらのプロセスから生じる輝線放射はCMBに注入され、CMB黒体の小さな歪みとして現れます。これは一般に宇宙論的再結合放射（CRR）と呼ばれます。この歪みの特定のスペクトル形状は、この放射が発生する赤方偏移に直接関連しており、マイクロ波周波数帯域にわたって時間的に歪みを固定します。歪み信号は水素と2回のヘリウム再結合期に発生するため、CMB異方性を用いて観測される最後の散乱面の背後を覗き見ることができる、再結合前の宇宙を探る独自のプローブとなります。[2]これにより、再結合前の初期宇宙におけるヘリウムの原始的量を制限し、初期の膨張速度を測定する独自の方法が得られます。

実験と観察の課題

予想されるラムダCDM（LCDM）歪み信号は小さい。宇宙の全高温ガスの累積フラックスに起因する最大の歪みは、COBE/FIRASの限界より約1桁小さい振幅を持つ。これは「容易な」ターゲットと考えられているが、予想される最小の信号である宇宙再結合放射（CRR）の振幅はさらに小さい。さらに、すべてのLCDM歪みは、銀河系および銀河系外からの大規模な前景放射（例えば、塵、シンクロトロン放射、自由自由放射、宇宙赤外線背景放射）によって隠されており、地上または気球からの観測では、大気放射が克服すべき新たなハードルとなる。 10 3 {\displaystyle 10^{3}}

したがって、LCDM歪みの検出には、これまでにない感度、スペクトル範囲、系統的制御、そして前景を正確に除去する能力を備えた新たな実験的アプローチが必要である。FIRASの設計とARCADEの経験を基に、宇宙（PIXIE、PRISM、PRISTINE、SuperPIXIE、Voyage2050） [8] [2] 、気球（BISOU）、地上（Dome-CのAPSERaとCosmo、Teide ObservatoryのTMS）から観測するための複数の分光計コンセプトが生まれた。これらはすべて、CMB歪みの検出に向けた重要なマイルストーンを達成するように設計されている。究極のフロンティアとして、宇宙再結合信号の完全な特性評価と利用は、おそらく月面観測所を含む、協調的な国際実験キャンペーンを用いることで達成できる可能性がある[17]。

2021年6月、欧州宇宙機関は、 Voyage 2050の一環として将来のLクラスミッションの計画を発表し、その戦略の一環として初期宇宙の新たな部分における「高精度分光法」の機会を提供し、将来のスペクトル歪み望遠鏡への扉を開いた。[18]

参照

参考文献

  1. ^ マッキー、マギー（2015年6月30日）「ビッグバンの光が傾く理由」クォンタ、シモンズ財団。 2021年7月7日閲覧。
  2. ^ abc Chluba, J.; et al. (2021). 「宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪みによる宇宙論の新たな地平」. Voyage 2050 Proposals . 51 (3): 1515– 1554. arXiv : 1909.01593 . Bibcode :2021ExA....51.1515C. doi :10.1007/s10686-021-09729-5. S2CID  202539910.
  3. ^ Mather, JC; et al. (1994). 「COBE FIRAS装置による宇宙マイクロ波背景放射スペクトルの測定」. The Astrophysical Journal . 420 : 439. Bibcode :1994ApJ...420..439M. doi : 10.1086/173574 .
  4. ^ ab Fixsen, DJ; et al. (1996). 「COBE FIRASデータセット全体の宇宙マイクロ波背景放射スペクトル」. The Astrophysical Journal . 473 (2): 576. arXiv : astro-ph/9605054 . Bibcode :1996ApJ...473..576F. doi :10.1086/178173. S2CID  18615251.
  5. ^ Sunyaev, RA; Zeldovich, Ya. B. (1969). 「背景放射スペクトルの歪み」. Nature . 223 (5207): 721. Bibcode :1969Natur.223..721S. doi :10.1038/223721a0. S2CID  4279379.
  6. ^ Dicke, RH; et al. (1965). 「宇宙黒体放射」. The Astrophysical Journal . 142 : 414. Bibcode :1965ApJ...142..414D. doi :10.1086/148306.
  7. ^ Penzias, AA; RW Wilson (1965年7月). 「4080 Mc/sにおける過剰アンテナ温度の測定」.アストロフィジカル・ジャーナル・レターズ. 142 : 419–421 .書誌コード:1965ApJ...142..419P. doi : 10.1086/148307 .
  8. ^ ab Kogut, A.; et al. (2011). 「原始インフレーション探査機（PIXIE）：宇宙マイクロ波背景放射観測のためのヌルリング偏光計」Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2011 (7): 25. arXiv : 1105.2044 . Bibcode :2011JCAP...07..025K. doi :10.1088/1475-7516/2011/07/025. S2CID  119188059.
  9. ^ コグット、A.;他。 （2020年）。 「CMB スペクトルの歪み: 現状と展望」(PDF)。アメリカ天文学会の会報。51 (7)。 Astro 2020 ホワイトペーパー: 113. arXiv : 1907.13195。Bibcode :2019BAAS...51g.113K。
  10. ^ 宇宙論者の用語では、「重粒子」という用語には、電子が素粒子物理学ではレプトンであっても含まれる。
  11. ^ 唯一の例外は、ビッグバン元素合成の時代以降、-時代以前の狭い期間にエネルギー放出が起こる場合である。この場合、原理的には軽元素存在比の測定値を用いて、独立したCMBモノポールの測定値を推定することができる。この2つを組み合わせることで、エネルギー放出に関する制約を導くことができる。 μ {\displaystyle \mu}
  12. ^ パラメータは電子温度に正規化され、無次元となり、逆符号規則を持つ。 μ {\displaystyle \mu}
  13. ^ Sunyaev, RA; Zeldovich, Ya. B. (1970). 「Relic Radiation の小規模変動」.天体物理学と宇宙科学. 7 (1): 3. Bibcode :1970Ap&SS...7....3S. doi :10.1007/BF00653471. S2CID  117050217.
  14. ^ Hu, Wayne; et al. (1994). 「宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪みによるパワースペクトル制約」. The Astrophysical Journal . 430 : L5. arXiv : astro-ph/9402045 . Bibcode :1994ApJ...430L...5H. doi :10.1086/187424. S2CID  16628087.
  15. ^ ab Zeldovich, Ya. B.; Sunyaev, RA (1969). 「ホットモデル宇宙における物質と放射線の相互作用」.天体物理学と宇宙科学. 4 (3): 301. Bibcode :1969Ap&SS...4..301Z. doi :10.1007/BF00661821. S2CID  118207102.
  16. ^ Hill, JC (2015). 「スニヤエフ・ゼルドビッチ効果と大規模構造」arXiv : 1510.06237 . {{cite journal}}:ジャーナルを引用するには|journal=（ヘルプ）が必要です
  17. ^ Silk, J. (2020). 「宇宙論の限界：月の役割」. Phil. Trans. R. Soc. A. 379 ( 2188). arXiv : 2011.04671 . doi :10.1098/rsta.2019.0561. PMID  33222642. S2CID  226289839.
  18. ^ ESA (2021年6月11日). 「Voyage 2050 出航：ESAが将来の科学ミッションのテーマを選択」（プレスリリース） . 2021年7月7日閲覧。
「https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=宇宙マイクロ波背景スペクトル歪み&oldid=1323960372」より取得