編集部注：この記事はScientific American誌2004年2月号に掲載されたものです。 著者のアダム・リエス氏がマッカーサー財団から2008年のマッカーサー・フェローに選ばれたため、この記事を再掲載します。
アイザック・ニュートンの時代から1990年代後半まで、重力の特徴はその魅力的な性質にありました。 重力は私たちを大地にとどめてくれます。 重力は、野球ボールの上昇を遅らせ、月が地球の軌道に乗るのを支えています。 重力は太陽系が飛び散るのを防ぎ、巨大な銀河団を束ねています。 アインシュタインの一般相対性理論では、重力は押すことも引くこともできるとされていますが、ほとんどの物理学者は、これは純粋に理論上の可能性であり、現在の宇宙とは無関係であると考えていました。
しかし、1998年、研究者たちは重力の反発的な側面を発見しました。 遠方の超新星（太陽100億個分の明るさを持つ恒星の爆発）を注意深く観測したところ、予想以上に小さいことがわかったのです。 これは、何十億年も前に爆発した超新星からの光が、理論的に予測されていたよりも長い距離を移動したためであると考えられています。 これにより、宇宙の膨張は減速しているのではなく、むしろ加速しているという結論が導き出されたのである。 超新星の明るさが落ちているのは、銀河間の塵が光を弱めているからではないかと指摘する宇宙学者もいたほどです。
しかし、宇宙の膨張は宇宙の一生を通じて加速してきたのか、それとも比較的最近、つまり過去50億年ほどの間に発生したものなのでしょうか。 その答えは非常に大きな意味を持ちます。 もし、宇宙の膨張がずっと加速していたということになれば、これまでの宇宙の進化に関する理解を根本的に見直さなければならない。
Battle of Titans
約75年前、天文学者エドウィン・ハッブルは、他の銀河が我々の銀河から遠ざかっているのを観測して、宇宙の膨張を発見しました。 これは、現在では「ハッブルの法則」と呼ばれているもので、距離にハッブル定数をかけたものが相対速度になるというものです。
アインシュタインの一般相対性理論では、宇宙の大きさが一様に拡大しているため、ハッブルの法則が成り立ちます。 そのため、一般相対性理論では、宇宙の膨張は、その中の物質やエネルギーの密度によって決まる速度で遅くなるはずだと予測しています。 しかし、一般相対性理論では、反発的な重力を生み出す奇妙な特性を持つエネルギーの形態の可能性も認められている。
宇宙の膨張が減速しているのか加速しているのかは、物質の魅力的な重力と暗黒エネルギーの反発的な重力という、2つの巨人の戦いにかかっています。 この戦いで重要なのは、それぞれの物質の密度です。 宇宙が膨張すると、空間の容積が大きくなるため、物質の密度は減少します。 物質の密度は、宇宙の体積が大きくなるにつれて減少していきます（物質のうち、光り輝く星の形をしているのはごく一部で、大部分は、通常の物質や光とは目立った相互作用はないが、魅力的な重力を持つ暗黒物質であると考えられています）。 暗黒エネルギーについてはほとんど知られていないが、その密度は宇宙の膨張に伴ってゆっくりと変化するか、まったく変化しないと予想されている。 現在、暗黒エネルギーの密度は物質よりも高いですが、遠い過去には物質の密度の方が高かったはずなので、その時には宇宙の膨張は遅くなっていたはずです。
宇宙論者は、宇宙の膨張が常にスピードアップしていたわけではないと考える理由があります。 宇宙論によれば、銀河や銀河団などの大きな構造物は、宇宙初期の物質密度の小さな不均一性から進化したものであり、それは宇宙マイクロ波背景（CMB）の温度の変化によって明らかになる。 過剰な物質密度の領域は、より強い引力によって膨張を止められ、重力的に結合した物体を形成することができました。 しかし、もし宇宙の膨張が常に加速していたとしたら、構造体が組み立てられる前に引き離されてしまうことになる。
とはいえ、宇宙膨張の初期段階が緩やかであったことを示す直接的な証拠を探すことは重要です。 そのような証拠があれば、標準的な宇宙モデルを確認することができ、現在の宇宙の加速期の根本的な原因を探る手がかりになります。 望遠鏡は、遠くの星や銀河からの光を集めて時間をさかのぼり、遠くの天体に焦点を当てて宇宙の膨張の歴史を探ることができます。 その歴史は、銀河の距離と後退速度の関係に表れています。 膨張が遅くなっている場合、遠方にある銀河の速度は、ハッブルの法則で予測される速度よりも相対的に大きくなります。 膨張が速ければ、遠方の銀河の速度はハッブルの法則で予測される値よりも小さくなる。
超新星ハンティング
この単純な事実を利用するためには、固有の光度（その天体が発する1秒間の放射線量）がわかっていて、宇宙全体で見ることができる天体を探す必要があります。 Ia型と呼ばれる超新星は、この課題を解決するのに適しています。 Ia型超新星は非常に明るく、地上の望遠鏡では宇宙の裏側まで見ることができ、ハッブル宇宙望遠鏡ではさらに遠くまで見ることができます。
天文学者は、超新星が存在する銀河からの光の赤方偏移を測定することで、超新星の後退速度を推測することができます。 例えば、宇宙が現在の半分の大きさだった頃の光は、波長が2倍になって赤みを帯びています。
残念ながら、Ia型超新星は、天の川銀河では平均して数世紀に一度しか起こらない珍しいものです。 超新星ハンターは、何千もの銀河を含む空の一部分を繰り返し観測し、その画像を比較するという手法を用いています。 ある画像には写っているが、過去の画像には写っていない一過性の光があれば、それは超新星である可能性がある。
1998年に発表された「宇宙の加速」という結果は、約50億年前の宇宙が現在の3分の2程度の大きさだった頃に爆発した超新星を観測した2つのチームの観測結果に基づいていました。
しかし、超新星のデータを正しく解釈していたかどうかを疑問視する科学者もいました。 銀河間を埋め尽くしている塵が超新星を暗くしているのかもしれません。
幸いなことに、これらの仮説を検証する良い方法があります。 超新星が予想よりも暗く見えるのが、塵の蔓延などの天体物理学的な原因によるものである場合、あるいは過去の超新星がより暗く生まれたことによるものである場合、推定される減光効果は天体の赤方偏移とともに大きくなるはずです。 しかし、もし調光が、減速していた時代に続いて、最近の宇宙のスピードアップの結果であるならば、減速していた時代の超新星は相対的に明るく見えるはずです。 したがって、宇宙の大きさが現在の3分の2以下の時に爆発した超新星を観測すれば、どちらの仮説が正しいかを示す証拠になります。
しかし、そのような古くて遠い超新星を見つけることは困難です。 宇宙が現在の半分の大きさの時に爆発したIa型超新星の明るさは、天空で最も明るい星であるシリウスの100億分の1程度です。 地上の望遠鏡では確実に検出できませんが、ハッブル宇宙望遠鏡では検出できます。 2001年、私たちの一人であるRiessは、宇宙望遠鏡が繰り返しの観測で、非常に遠いIa型超新星（SN 1997ffと名付けられた）を偶然にも撮影したことを発表しました。 この星の爆発の光の赤方偏移は、宇宙が現在の3分の1の大きさだった約100億年前に起こったもので、塵の多い宇宙という仮説が成立していた場合よりもはるかに明るく見えました。 この結果は、減速していることを直接示す最初の証拠となりました。
2002年にハッブル宇宙望遠鏡に搭載された新しい撮像装置「Advanced Camera for Surveys」によって、ハッブルは超新星を探す機械となった。 Riess氏は、超遠方にあるIa型超新星のサンプルを発見するために、「Great Observatories Origins Deep Survey」に協力した。 研究チームは、宇宙が現在の半分以下の大きさだった頃（70億年以上前）に爆発した6つの超新星を発見し、SN 1997ffと合わせて、これまでに発見された中で最も遠いIa型超新星となった。 今回の観測により、初期の減速期の存在が確認され、減速と加速の間の「惰行期」が約50億年前にあることがわかった。 この発見は、理論的な予想と一致するため、宇宙学者にとって心強いものとなりました。
Our Cosmic Destiny
The ANCIENT SUPERNOVAEは、宇宙のスピードアップの根本的な原因であるダークエネルギーについても新たな手がかりを与えてくれました。 このような暗黒エネルギーの効果を説明する有力な候補として、アインシュタインが1917年に発明した宇宙定数と数学的に等価な「真空エネルギー」があります。 アインシュタインは、静的な宇宙をモデル化する必要があると考え、物質の引力とのバランスをとるために「宇宙定数」を導入しました。 このレシピでは、定数の密度は物質の半分でした。 しかし、観測された宇宙の加速を生み出すためには、定数の密度を物質の2倍にしなければなりません。 このエネルギー密度はどこから来るのでしょうか？ 量子力学の不確定性原理によれば、真空中には時間とエネルギーを借りて生きている粒子が飛び出したり消えたりしているはずです。 しかし、理論家が量子真空のエネルギー密度を計算しようとすると、少なくとも55桁以上の大きな値が出てきます。
この矛盾は、理論物理学の中でも最も厄介な問題と言われていますが、実は大きなチャンスの兆しでもあるのです。 真空のエネルギー密度を推定する新しい試みが、宇宙の加速を説明するのにちょうどよい量を生み出す可能性はありますが、多くの理論家は、新しい対称性の原理を取り入れた正しい計算をすれば、量子真空に関連するエネルギーはゼロであるという結論に達すると考えています。
理論家たちは、隠された余分な次元の影響や、「クインテッセンス」と呼ばれる自然界の新しい分野に関連するエネルギーなど、さまざまなアイデアを提案しています。 一般的に、これらの仮説は、暗黒エネルギーの密度は一定ではなく、通常、宇宙が膨張するにつれて減少すると考えられています。 しかし、暗黒エネルギー密度は実際には宇宙の膨張に伴って増加しているという説もあります）。
暗黒エネルギー密度の変化の仕方は理論モデルに依存するため、宇宙の膨張が減速から加速に切り替わる転換点の時期は理論ごとに異なるとされています。 宇宙の膨張に伴って暗黒エネルギー密度が減少すれば、暗黒エネルギー密度が一定であると仮定したモデルに比べて、転換点の時期が早くなります。 重力を変化させた理論モデルでも、切り替えの時間にはっきりとしたサインが出ます。 今回の超新星の結果は、暗黒エネルギー密度が一定であるとする理論と一致していますが、暗黒エネルギー密度が変化するとするモデルのほとんどとも一致しています。
理論的な可能性の範囲を狭めるために、ハッブル宇宙望遠鏡は、移行段階の詳細を突き止めることができる超新星データの収集を続けています。 宇宙膨張の初期の歴史を探るには、宇宙望遠鏡が唯一の手段であることに変わりはありませんが、6つ以上の地上プログラムが、暗黒エネルギーの物理学を明らかにするために、最近の宇宙のスピードアップの測定精度を向上させようとしています。 最も野心的なプロジェクトは、米国エネルギー省とNASAが提案している「Joint Dark Energy Mission（JDEM）」です。 JDEMは、数千個のIa型超新星を発見し、正確に測定することを目的とした、2メートルの広視野宇宙望遠鏡です。 超新星ハンターたちは、次の10年の初めにJDEMが打ち上げられることを期待していますが、それまでは、最も遠い星の爆発を検出するためにハッブル望遠鏡に頼らなければなりません。
宇宙加速の謎を解くことは、私たちの宇宙の運命を明らかにします。
暗黒エネルギー密度が一定または時間とともに増加している場合、1,000億年ほど後には、数百個の銀河を除くすべての銀河が赤方偏移して見えなくなってしまいます。 しかし、暗黒エネルギー密度が減少し、再び物質が優勢になれば、宇宙の地平線が広がり、より多くの宇宙が見えるようになります。 さらに極端な（そして致命的な）未来も考えられます。 暗黒エネルギー密度が低下するのではなく上昇した場合、宇宙は最終的に「超高速化」を起こし、銀河、太陽系、惑星、原子核の順に引き裂かれることになります。 また、暗黒エネルギー密度がマイナスになると、宇宙は再崩壊するかもしれません。 私たちの宇宙の未来を予測するには、暗黒エネルギーの正体を解明するしかありません
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