アクシオン

ジェラール・ト・フーフト^{[ 6 ]} が示したように、標準模型QCDの強い相互作用は、非自明な真空構造^{[ a ]}を持ち、原理的には電荷共役とパリティの複合対称性（総称してCPと呼ばれる）の破れを許容する。弱い相互作用によって生じる効果とともに、有効な周期的強いCP破れ項Θが標準模型の入力として現れる。その値は理論によって予測されるものではなく、測定する必要がある。しかし、QCDに由来する大きなCP破れ相互作用は、中性子に大きな電気双極子モーメント（EDM）を誘起する。EDMに対する実験的制約は、QCDからのCP破れが極めて小さいことを意味しており、したがってΘ自体も極めて小さい必要がある。Θは0から2πの間の任意の値をとることができるため、これは標準模型にとって「自然さ」の問題となる。なぜこのパラメータはゼロに非常に近い値をとるのだろうか？ （あるいは、なぜQCDはCP保存性を持つのか？）この疑問は、強いCP問題として知られるものである。^{[ b ]}

1977年、ロベルト・ペッチェイとヘレン・クインは、強いCP問題に対するより洗練された解決策であるペッチェイ・クイン機構を提唱した。そのアイデアは、Θを効果的に場に昇格させることである。これは、自発的に破れる新しいグローバル対称性（ペッチェイ・クイン（PQ）対称性と呼ばれる）を追加することによって達成される。その結果、フランク・ウィルチェック^{[ 9 ]}とスティーブン・ワインバーグ[ ^{10 ]}がそれぞれ独立に示したように、 Θの役割を果たす新しい粒子が生まれ、CP違反パラメータが自然にゼロに緩和される。ウィルチェックはこの仮説上の新しい粒子を^、洗濯洗剤のブランドにちなんで「アクシオン」と名付けた。これは、この粒子がCP違反の「軸性」電流を運び、問題を「解決」したためである^{[ 11 ] [ 12 ]。}一方、ワインバーグはこれを「ヒグレット」と呼んだ。ワインバーグは後に、ウィルチェックの粒子名を採用することに同意した。^{[ 12 ]}質量がゼロでないため、アクシオンは擬似南部・ゴールドストーンボソンである。^{[ 13 ]}

(a)と(b)の両方が満たされる場合、宇宙インフレーションは、PQ対称性の自発的破れによってアクシオン場の初期値が均一になる宇宙のパッチを選択します。この「インフレーション前」シナリオでは、トポロジカル欠陥はインフレーションによって消滅し、アクシオンエネルギー密度には寄与しません。しかし、等曲率モードから得られる他の制約により、このシナリオは厳しく制限され、比較的低いエネルギースケールのインフレーションが実現可能である必要があります。^{[ 20 ] [ 21 ] [ 22 ]}

条件(a)または(b)の少なくとも一方が満たされない場合、アクシオン場は、当初は因果関係にないが、現在ハッブル地平線に囲まれた領域に存在する領域内で異なる値をとる。このシナリオでは、PQ場の等曲率変動によってアクシオン場がランダム化され、パワースペクトルに特定の値が割り当てられない。

このシナリオにおける適切な処理は、膨張宇宙におけるPQ場の運動方程式を数値的に解くことで、ミスアライメント機構から生じるすべての特徴、例えば「アクシオン」ストリングやドメインウォールなどのトポロジカル欠陥からの寄与を捉えることである。アクシオン質量の推定値は0.05 および 1.50  meV/ c ²は Borsanyi ら (2016) によって報告された。^{[ 23 ]}この結果は、スーパーコンピュータ上でインフレーション後の期間におけるアクシオンの形成をシミュレートすることによって計算された。^{[ 24 ]}

2010年代後半に数値シミュレーションを用いてKSVZ型アクシオン^{[ c ]の現在の存在量を決定する研究が進展し、} 0.02～0.1  meV/ c2という値が得られました[ ^{27 ] [ 28 ]。ただし}、これらの結果は弦から放出されるアクシオンのパワースペクトルの詳細によって疑問視されています^{[ 29 ] 。}

ウィルチェックとワインバーグが最初に提案したアクシオンモデルは、以前の実験ですでに検出されていたであろうほど強いアクシオン結合強度を選択した。強いCP問題を解決するためのペッチェイ・クイン機構には、そのような大きな結合が必要だと考えられていた。しかし、はるかに小さな結合を持つ「見えないアクシオン」でも機能することがすぐに認識された。文献では、そのようなモデルのクラスとして、KSVZ ( Kim – Shifman – Vainshtein – Zakharov ) ^{[ 25 ] [ 26 ]}とDFSZ ( Dine – Fischler – Srednicki – Zhitnitsky ) ^{[ 30 ] [ 31 ]が知られている。}

非常に弱い結合を持つアクシオンは、アクシオンの結合と質量が比例するため、非常に軽い。非常に軽いアクシオンは初期宇宙で過剰に生成され、したがって排除されなければならないことが示されたとき、「見えないアクシオン」に対する満足感は変化した。^{[ 14 ] [ 15 ] [ 16 ]}

ピエール・シキヴィエは1983年に、アクシオンが存在する場合にマクスウェル方程式がどのように修正されるかを計算した。 ^{[ 32 ]}彼は、これらのアクシオンは強い磁場を使用して光子に変換することで地球上で検出できることを示し、多くの実験の動機となった。たとえば、アクシオン暗黒物質実験はアクシオン暗黒物質をマイクロ波光子に変換しようとし、CERNアクシオン太陽望遠鏡は太陽の中心部で生成されたアクシオンをX線に変換しようとし、他の実験ではレーザー光で生成されたアクシオンを探している。^{[ 33 ]} 2020年代初頭の時点で、アクシオン暗黒物質を探すための数十の提案または進行中の実験がある。^{[ 34 ]}

縮小プランク定数を扱う${\displaystyle \hbar }$光速${\displaystyle c}$、および自由空間の誘電率$\displaystyle \varepsilon _{0}}$全てが1に等しい場合、電気力学方程式は次のようになります。

上記では、変数の上のドットはその変数の時間微分を表します。変数間のドットはベクトルのドット積です。${\displaystyle g_{a\gamma \gamma }}$はアクシオンと光子の結合定数である。

これらの方程式の代替形式が提案されており、それらは全く異なる物理的特徴を示唆している。例えば、Visinelliは磁気単極子の存在を仮定して双対対称性を課す一連の方程式を書いた。^{[ 35 ]}しかし、これらの代替形式は理論的に動機づけられておらず、多くの場合、作用から導出することさえできない。

アクシオンを考慮するためにマックスウェル方程式に追加される項^{[ 36 ]}に類似した項は、トポロジカル絶縁体の最近の（2008年の）理論モデルにも現れ、これらの物質の電気力学の有効なアクシオン記述を与えている^{[ 37 ] 。}

この項は、量子化された磁気電気効果を含むいくつかの興味深い予測特性につながる。^{[ 38 ]}この効果の証拠は、ラトガース大学で開発された量子領域の薄膜トポロジカル絶縁体に対してジョンズ・ホプキンス大学で行われたTHz分光実験で示されている。^{[ 39 ]}

2019年、マックス・プランク固体化学物理研究所のチームが、ワイル半金属材料のアクシオン絶縁体相の検出を発表した。 ^{[ 40 ]}アクシオン絶縁体相では、材料はアクシオンのような準粒子（アクシオンのように振る舞う電子の励起）を持ち、その発見は、アクシオンのような粒子と電磁場の相互作用の記述としてアクシオン電気力学の一貫性を示している。このように、アクシオン絶縁体におけるアクシオンのような準粒子の発見は、アクシオン電気力学を用いてアクシオン自体を探索する動機付けとなる。^{[ 41 ]}

いくつかの実験では、電磁場においてアクシオンを光子に、あるいは光子をアクシオンに変換するプリマコフ効果を利用して、天体物理学的なアクシオンを探索している。

ワシントン大学のアクシオン暗黒物質実験（ADMX）は、強力な磁場を用いてアクシオンからマイクロ波への弱い変換の可能性を検出するハロスコープである。^{[ 43 ]} ADMXは、冷たいマイクロ波共振器と共鳴するアクシオンを求めて銀河の暗黒物質ハロー^{[ 44 ]}を探索している。ADMXは、以下の範囲の楽観的なアクシオンモデルを排除した。1.9–3.53  μeV/ c ²。^{[ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]} 2013年から2018年にかけて一連のアップグレード^{[ 48 ]}が行われ、新しいデータを取得しています。4.9～6.2  μeV/ c ^2。 2021年12月には、この範囲は除外されました。 KSVZモデルでは3.3～4.2 μeV/ c ^{2である。 [ 49 ] [ 50 ]}

この種の他の実験には、DMRadio ^{[ 51 ]}、HAYSTAC ^{[ 52 ]} 、 CULTASK ^{[ 53 ]} 、およびORGAN ^{[ 54 ] [ 55 ]}がある。HAYSTACは2010年代後半に20 μeV/ c ^{2を超える}ハロスコープの最初のスキャンランを完了した。 ^{[ 52 ]} 

もう一つの直接変換実験は、磁石を太陽に向けるヘリオスコープ です。太陽で生成されたアクシオンは1～10 keVのエネルギー範囲を持ち、磁石内で同じエネルギーのX線に変換できます。現在の最先端の実験はCERNアクシオン太陽望遠鏡（CAST）で、アクシオンと光子の結合限界に達しました。5.8 × 10 ⁻¹¹ GeV ^{− 1}  (95% CL)${\displaystyle m_{a}}$2024年には ≲ 0.02 eV) になる予定です。^{[ 56 ]}次世代ヘリオスコープは、現在開発中の国際アクシオン観測所 (IAXO)です。

イタリアのPVLAS実験は、磁場中を伝搬する光の偏光変化を探索する。この概念は、1986年にルチアーノ・マイアーニ、ロベルト・ペトロニオ、エミリオ・ザヴァッティーニによって初めて提唱された。^{[ 57 ]} 2006年の回転の主張^{[ 58 ]}は、改良された装置によって否定された。^{[ 59 ]} 2014年に最適化された探索が開始された。

別の手法は「壁を透過する光」と呼ばれるもので、^{[ 60 ]}光が強い磁場を通過すると光子がアクシオンに変換され、それが金属を通過して障壁の反対側の別の磁場によって光子に再構成される。BFRSとリッツォ率いるチームによる実験では、アクシオンが原因ではないことが示された。^{[ 61 ]} GammeVではイベントは観測されず、2008年のPhysics Review Letterで報告された。ALPS Iは同様の実験を行い、^{[ 62 ]} 2010年に新たな制約を設定した。ALPS  IIは2023年5月にデータ収集を開始した。^{[ 63 ] [ 64 ]} OSQARでは信号が見つからず、結合が制限され、^{[ 65 ]}今後も継続される予定である。

アクシオンのようなボソンは、天体物理学的環境で特徴的な痕跡を残す可能性がある。特に、いくつかの研究では、宇宙が TeV 光子 (超高エネルギー ガンマ線) に対して透明であるという見かけ上の問題に対する解決策として、アクシオンのような粒子が提案されている。^{[ 66 ] [ 67 ]}また、コンパクトな天体 (マグネターなど)の大気を貫く大きな磁場では、光子がはるかに効率的に変換されることも実証されている。これにより、21 世紀初頭の望遠鏡で検出可能なスペクトルに、吸収のような特徴が現れることになる。^{[ 68 ]} 2009 年に提案された新しい有望な手段は、強い磁場勾配を持つシステムで準粒子屈折を探すことである。特に、屈折は、強く磁化されたパルサーの電波光度曲線にビーム分裂をもたらし、現在達成可能な感度よりもはるかに高い感度を可能にする。^{[ 69 ]}国際アクシオン観測所（IAXO）は、提案されている第4世代ヘリオスコープである。^{[ 70 ]}

アクシオンは中性子星の磁気圏で共鳴的に光子に変換される可能性がある。^{[ 71 ]}発生した光子はGHz帯の周波数領域にあり、電波検出器で検出できる可能性があり、アクシオンのパラメータ空間を感度よく探査できる。この手法は、質量範囲におけるアクシオン-光子結合を制約するために用いられてきた。5–11  μeV/ c ^{2 は}、グリーンバンク望遠鏡とエッフェルスベルク 100  m 電波望遠鏡の既存のデータを再解析することによって得られた。^{[ 72 ]}新しい代替戦略は、中性子星と天の川銀河内のアクシオンミニクラスターの遭遇による過渡信号を検出することである。^{[ 73 ]}

アクシオンは、X線が強い電場中で散乱する際に太陽の中心部で生成される。CAST太陽望遠鏡は建設中で、光子と電子との結合に制限を設けている。アクシオンは、中性子星内部で核子-核子制動放射によっても生成される可能性がある。アクシオンがその後ガンマ線に崩壊することで、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡を用いたガンマ線による中性子星の観測からアクシオン質量に制約を与えることができる。Berenjiら（2016）は、4つの中性子星の分析から、アクシオン質量の95%信頼区間上限値を得た。0.079  eV/ c ²。^{[ 74 ]} 2021年には、壮大な7つの中性子星系からの硬X線放射の報告^{[ 77 ]過剰はアクシオン放射として説明できるという提案もなされている[ 75 ] [ 76 ]}。

2016年、マサチューセッツ工科大学の理論チームは、MRIスキャン装置で生成される磁場よりも強くなくてもよい強力な磁場を用いてアクシオンを検出する可能性のある方法を考案した。それは、アクシオンの質量に関連したわずかな変動、つまり揺らぎを示すはずだった。2021年に発表されたその後の実験の結果は、質量範囲のアクシオンの証拠は報告されなかった。4.1 × 10 ⁻¹⁰  eV/ c ²から8.27 × 10 ^-9  eV/ c ²。^{[ 78 ]}

2022年、イベントホライズンテレスコープによるメシエ87*の偏光測定が、ブラックホールの周囲にアクシオンの仮想的な雲が形成されると仮定してアクシオンの質量を制限するために使用され、近似的な10 ⁻²¹  eV/ c ² –10 ⁻²⁰  eV/ c ²の質量値の範囲。^{[ 79 ] [ 80 ]}

ジョセフソン接合部では共鳴効果が明らかになる可能性がある^{[ 81 ]。}これは、質量が110  μeV/ c ²および密度 暗黒物質密度の推定値と比較すると、0.05 (GeV/ c² )/cm³ ^{[ 82 ]である。}0.3 ± 0.1  (GeV/ c ² )/cm ³であり、これは、前述のアクシオンが暗黒物質の唯一の構成要素となるには質量が足りないことを示している。ORGAN実験では、ハロスコープ法を用いてこの結果を直接検証する予定である。^{[ 54 ] [ 55 ]}

暗黒物質極低温検出器は、アクシオンを示す電子反跳を探査してきた。CDMSは2009年に発表され、EDELWEISSは2013年に結合定数と質量の制限値を設定した。UOREとXMASSも2013年に太陽アクシオンの制限値を設定した。XENON100は225日間のランを使用して、現在までに最良の結合定数の制限値を設定し、いくつかのパラメータを除外した。^{[ 83 ]}

シッフの定理によれば、静的な核電気双極子モーメント（EDM）は原子および分子のEDMを生成しないが、^{[ 84 ]}アクシオンはラーモア周波数で振動する核EDMを誘起する。この核EDMの振動周波数が外部電場と共鳴すると、核スピン回転の歳差運動が発生する。この歳差運動は歳差磁力計で測定でき、検出されればアクシオンの証拠となる。^{[ 85 ]}

この技術を用いた実験の一つに、宇宙アクシオンスピン歳差運動実験（CASPEr）がある。^{[ 86 ] [ 87 ] [ 88 ]}

アクシオンは衝突型加速器、特に電子・陽電子衝突やCERNの大型ハドロン衝突型加速器における超周辺重イオン衝突でも生成される可能性があり、光散乱過程を再解釈している。これらの探索は、比較的大きなアクシオン質量に対して感度が高い。100  MeV/ c ²および数百GeV/ c ²。アクシオンとヒッグス粒子の結合を仮定すると、2 つのアクシオンへの異常なヒッグス粒子の崩壊の探索は、理論的にはさらに強い制限を与えることができる。^{[ 89 ]}

宇宙論に関連するアクシオンの理論の一つは、アクシオンは電荷を持たず、質量が非常に小さいと予測していた。1  μeV/ c ²から1  eV/ c ²、^{[ 1 ]}および強い力と弱い力に対する非常に低い相互作用断面積。その特性により、アクシオンは通常の物質と最小限しか相互作用しません。アクシオンは磁場中で光子と変化します。

アクシオンの質量、崩壊定数、存在量などの特性はすべて宇宙論に影響を与える。^{[ 1 ]}

インフレーション理論によれば、アクシオンが存在するならば、ビッグバン中に大量に生成されるはずである。^{[ 98 ]}原始宇宙のインスタントン場との特異な結合（「ミスアライメント機構」）により、宇宙インフレーション後の質量獲得中に有効な動的摩擦が生じる。これにより、そのような原始アクシオンはすべて運動エネルギーを失う。

m ~の超軽量アクシオン (ULA)10 ⁻²²  eV/ c ²は、CDM の小規模問題を解決すると思われる一種のスカラー場暗黒物質です。GUT スケールの崩壊定数を持つ単一の ULA は、微調整なしで正しい残存密度を提供します。 ^{[ 99 ]}

アクシオンは、他のより質量の大きい暗黒粒子とは異なり、ビッグバン後、通常の物質との相互作用を停止した時期も異なっていたと考えられる。この違いによる長期的な影響は、計算によって推定し、天文学的に観測できる可能性がある。

アクシオンの質量が小さい場合、他の崩壊モードは起こらない（崩壊するより軽い粒子がないため）ため、低い結合定数は、アクシオンが質量が小さいにもかかわらずその状態から散乱されないことを予測し、宇宙は原始アクシオンの非常に冷たいボーズ・アインシュタイン凝縮で満たされることになる。したがって、アクシオンは物理宇宙論の暗黒物質問題をもっともらしく説明できる可能性がある。^{[ 100 ]}観測研究は進行中だが、暗黒物質問題の解決策である質量領域を調査するにはまだ十分な感度がなく、ファジー暗黒物質領域は超放射によって調査され始めている。^{[ 101 ] JainとSingh（2007） [ 102 ]}が探したような高質量アクシオンは、現代の宇宙には存在しないだろう。さらに、アクシオンが存在する場合、初期宇宙の熱浴中の他の粒子との散乱により、必然的に高温のアクシオンの集団が生成される。^{[ 103 ]}

低質量アクシオンは銀河スケールで追加の構造を持つ可能性がある。それらが銀河間物質から銀河に継続的に落下する場合、噴水の水流がピークで太くなるように、 「腐食性」リングで密度が高くなる。 ^{[ 104 ]}これらのリングが銀河の構造と回転に及ぼす重力の影響は、その後観測可能になるかもしれない。^{[ 105 ] [ 106 ]} WIMPやMACHOなどの他の冷たい暗黒物質の理論的候補もこのようなリングを形成する可能性があるが、これらの候補はフェルミオンであるため、互いに摩擦や散乱を受けるため、リングはそれほど明確に定義されない。

João G. Rosa と Thomas W. Kephart は、不安定な原始ブラックホールの周囲に形成されたアクシオン雲が、電磁波を放射する一連の反応を開始し、その検出を可能にする可能性があると提唱した。暗黒物質を説明するためにアクシオンの質量を調整したところ、この値は高速電波バーストの光度と波長も説明し、両方の現象の起源となる可能性があることがわかった。^{[ 107 ]} 2022 年に、同様の仮説がM87* のデータからアクシオンの質量を制限するために使用された。

2020年には、アクシオン場が物質と反物質の量の間に不均衡を生み出すことで初期宇宙の進化に影響を与えた可能性があり、それがバリオン非対称性の問題を解決する可能性があると提唱された。^{[ 108 ]}

超対称理論では、アクシオンはスカラー超対称性とフェルミオン超対称性の両方を持つ。アクシオンのフェルミオン超対称性はアクシノと呼ばれ、スカラー超対称性はサクシオンまたはダイラトンと呼ばれる。これらはすべてカイラル超場に束ねられている。

アクシーノは、このようなモデルにおいて最も軽い超対称性粒子であると予測されている。 ^{[ 109 ]}この性質もあって、アクシーノは暗黒物質の候補とも考えられている。^{[ 110 ]}