宇宙マイクロ波背景放射のスペクトル歪み

CMB スペクトル歪みは、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値からわずかに逸脱したものである。これは宇宙史の初期段階で発生する数多くの標準的および非標準的プロセスによって生成される可能性があり、したがって標準的な宇宙論の描像を探ることができる。重要なことは、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、空のさまざまな方向における CMB 温度の空間的変動に関連する。^[1]

CMB のエネルギースペクトルは、温度 の完全な黒体のエネルギースペクトルに極めて近い。^{[3] [4]}これは、初期宇宙では物質と放射線が熱平衡にあることから予想される。しかし、赤方偏移では、標準的および非標準的ないくつかのメカニズムによって CMB スペクトルが修正され、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、主に全天の平均 CMB スペクトル (つまり、CMB モノポール スペクトル) に関係する。 ${\displaystyle 2.7255K}$ ${\displaystyle z<2\times 10^{6}}$

スペクトルの歪みは、物質と放射線の平衡状態を崩すプロセスによって生じます。重要なシナリオの 1 つは、初期エネルギー注入によるスペクトルの歪みです。たとえば、崩壊粒子、原始ブラックホールの蒸発、インフレーションによって発生した音波の散逸などです。このプロセスでは、重粒子が加熱され、コンプトン散乱を介して余分なエネルギーの一部を周囲の CMB 光子浴に移します。注入の瞬間に応じて歪みが生じますが、これはいわゆる- 型および- 型の歪みスペクトルを使用して特徴付けることができます。無次元の - パラメータと- パラメータは、CMB に注入されたエネルギーの総量の尺度です。したがって、CMB スペクトルの歪みは初期宇宙物理学の強力なプローブとなり、注入が発生した時代の大まかな推定値も提供します。^[5]${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$${\displaystyle \mu}$${\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 と です。CDM では、現在の技術で実現可能な およびの信号が期待されます(§ 実験的および観測的課題を参照)。と -歪みの時代間の緩やかな移行期間中、光子注入プロセス、相対論的電子分布、によって、古典的なと の歪みを超える、より豊富な歪み信号が生成される可能性があります。の赤方偏移付近で再結合する水素とヘリウムのプラズマからの光子注入によって生成される宇宙再結合放射 (CRR) は、 CDMにおける代表的な例です。 ${\displaystyle |\mu |<9\times 10^{-5}}$${\displaystyle |y|<1.5\times 10^{-5}}$${\displaystyle \Lambda}$${\displaystyle \mu \sim 2\times 10^{-8}}$${\displaystyle y\sim {\rm {数}}\times 10^{-6}}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$${\displaystyle \Lambda}$${\displaystyle z\sim 10^{3}-10^{4}}$

CMB のスペクトル歪みに関する最初の考察は、1969 年と 1970 年のYakov B. ZeldovichとRashid Sunyaevの独創的な論文に始まる CMB 宇宙論の黎明期にまで遡ります。これらの研究は、 Arno Allan PenziasとRobert Woodrow Wilsonによる CMB の最初の検出と、1965 年のRobert H. Dickeと彼のチームによるビッグバンの反響としての解釈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 の黒体特性を予測するビッグバン宇宙論の最も重要な柱の 1 つを構成しています。しかし、Zeldovich と Sunyaev によって示されているように、移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。

ゼルドビッチとスニヤエフによる先駆的な解析研究は、1970 年代のイラリオノフとスニヤエフによる数値研究によって補完されました。これらは、コンプトン散乱やエネルギーの単一放出に対する制動放射過程を含む熱化問題を扱いました。1982 年、高赤方偏移での光子源としての二重コンプトン放出の重要性が、ダネーゼとデ ゾッティによって認識されました。CMB スペクトル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、およびフー、シルク、スコットの研究から始まりました。

COBE/FIRASがCMBスペクトルに厳しい制限を与え、基本的にレベルでの歪みを排除した後、CMBスペクトル歪みへの関心は低下した。2011年に、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、これによりCMBスペクトル歪みのルネッサンスがもたらされ、数多くの理論的研究と新しい実験概念の設計が行われた^{[9] 。}${\displaystyle {\tfrac {\Delta I}{I}}\sim 10^{-5}-10^{-4}}$

宇宙の「熱化問題」では、熱化または温度時代、-時代、-時代の 3 つの主要な時代が区別されており、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、それぞれ物理的条件がわずかに異なります。 ${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$

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、光子数密度は二重コンプトン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、CMB モノポールの温度に対する独立した宇宙論的予測がないため、今日の観測では違いを区別できません。^[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、赤方偏移で終了します。 ${\displaystyle z\sim 2\times 10^{6}}$

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平衡が確立され続けますが、光子数の変化プロセス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更されるため、光子は有効な非ゼロの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獲得します。この独特なタイプの歪みは、標準熱力学で知られてい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、エネルギー注入前と後の光子エネルギー密度と数密度制約を組み合わせることで推定できます。これにより、よく知られている式が得られます。^[13]${\displaystyle 5\times 10^{4}}$${\displaystyle 2\times 10^{6}}$${\displaystyle \mu}$

$${\displaystyle \mu \sim 1.4\;{\frac {\Delta \rho }{\rho }},}$$ ここで、 はCMB 光子場に注入される全エネルギーを決定します。平衡黒体スペクトルに関して、-歪みは低周波数での光子の不足と高周波数での光子の増加によって特徴付けられます。歪みは周波数 で符号が変わるため、観測的に - タイプの歪みと区別できます。 ${\displaystyle {\tfrac {\Delta \rho }{\rho }}}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle \nu \sim 130{\rm {GHz}}}$${\displaystyle y}$

${\displaystyle \mu}$-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、その他の非標準的な物理学の例によって生成される可能性があります。CDM宇宙論では、インフレーションによって発生する物質の断熱冷却と音波の散逸により、の-歪みが発生します。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での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ます。COBEによる大規模な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、小規模なパワースペクトルの最初の制限を得ることができました^[14]${\displaystyle \Lambda}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle \mu \sim 2\times 10^{-8}}$${\displaystyle \lambda \sim 0.6\,{\rm {kpc}}}$${\displaystyle \mu}$

赤方偏移 では、コンプトン散乱も非効率になる。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、-歪みが生じる。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、推定値を得ることができる^[15]。${\displaystyle z\lesssim 5\times 10^{4}}$${\displaystyle T<10^{5}{\rm {K}}}$${\displaystyle y}$

$${\displaystyle y\sim {\frac {1}{4}}\;{\frac {\Delta \rho }{\rho }}.}$$ -歪みという名前は、 1969 年の Zeldovich と Sunyaev の独創的な論文^{[15]で無次元変数が選択されたことに由来しています。この論文では、銀河団内に存在す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慮され、関連する効果は熱的}Sunyaev-Zeldovich (SZ) 効果と呼ばれることがよくあります。-歪みの場合と同様に、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ります。ただし、全天の -歪みへの最大の寄与は累積的な銀河団 SZ 信号に由来し、これにより宇宙の熱いガスの量を制限する方法が得られます。 では、宇宙プラズマの平均温度は低いですが、銀河団内の電子の温度は数 keV に達することがあります。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ります。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]${\displaystyle y}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$${\displaystyle y}$${\displaystyle z<10^{4}}$${\displaystyle v\sim 0.1c}$

古典的な研究では、歪みの原因として主にエネルギーの放出（つまり加熱）が考えられていました。しかし、最近の研究では、より豊富な信号が直接光子の注入と非熱的電子集団によって生成される可能性があ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発生します。同様に、時代と時代間の遷移はより緩やかであり、歪みの形状は単純に- との合計で決まるわけではないことが実証されました。これらすべての効果により、追加の時間依存情報を抽出できるため、幅広いシナリオを観測的に区別できるようになります。 ${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$${\displaystyle \mu}$${\displaystyle y}$

ビッグバンから約 28 万年後、宇宙が膨張するにつれて、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、宇宙全体に自由に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 レベル内では、衝突と放射の両方のさまざまな相互作用が発生します。これらのプロセスから生じる線放射は CMB に注入され、宇宙再結合放射 (CRR) と呼ばれる CMB 黒体の小さな歪みとして現れます。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つのヘリウムの再結合時代に発生するため、CMB異方性を使用して観測する最後の散乱面の背後を覗くことができる、再結合前の宇宙のユニークなプローブが得られます。^[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量を制限し、初期の膨張率を測定するユニークな方法が得られます。

予想されるラムダ CDM (LCDM) 歪み信号は小さい – 宇宙のすべての高温ガスの累積フラックスから生じる最大の歪みは、COBE/FIRAS の限界より約 1 桁低い振幅を持っています。これは「簡単な」ターゲットであると考えられていますが、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くなります。すべての LCDM 歪みは、銀河系および銀河系外の大規模な前景放射 (例: 塵、シンクロトロン放射および自由自由放射、宇宙赤外線背景) によってさらに不明瞭になり、地上または気球からの観測では、大気放射が克服すべき別のハードルとなります。 ${\displaystyle 10^{3}}$

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、および前景を正確に除去する機能を提供する新しい実験アプローチが必要です。 FIRASの設計とARCADEでの経験に基づいて、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いくつかの分光計コンセプトが生まれました。 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に到達するように設計されています。 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、おそらく月面の観測所を含む、協調的な国際実験キャンペーンを使用することで達成できます^[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新たな初期宇宙の「高精度分光法」の可能性を示唆し、将来のスペクトル歪み望遠鏡への扉を開いた。^[18]