宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とは：ビッグバン残光と宇宙初期の証拠

CMBとは何かを解説—ビッグバン残光が語る宇宙初期の証拠、プランク衛星の観測や非対称性・コールドスポットの謎までやさしく紹介。

宇宙マイクロ波背景放射（CMB放射）は、宇宙空間のあらゆる方向から来る電磁スペクトルのマイクロ波部分の放射です。約137億年前のビッグバンに由来する光子が宇宙膨張で赤方偏移し、現在はほぼ完全な黒体放射に近いスペクトルで、温度約2.725Kの微弱な背景として観測されます。光の有限の速度と宇宙の膨張のため、この放射は私たちが観測できる「最も古い電磁的な残光」の一つです。

CMBが生まれた過程（再結合と最後の散乱面）

ビッグバンの直後、宇宙は非常に高温・高密度で、電子と陽子が自由に存在するプラズマ状態でした。やがて宇宙が膨張して冷却され、約38万年後（赤方偏移 z ≈ 1100）に電子と陽子が結合して中性水素原子をつくる「再結合」が起き、光子が物質と頻繁に散乱しなくなって宇宙は透明になりました。このときに放たれた光子が現在観測されるCMBです。再結合以前に散乱されていた光子は「最後の散乱面（last scattering surface）」と呼ばれ、そこから放たれた光子が私たちのもとへ届いています。

観測の歴史と重要な発見

1965年、アルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンが偶然に地球近傍でこの微弱なマイクロ波背景を検出しました。これによりCMBはビッグバン理論を支持する強力な観測的証拠となりました。その後の観測ミッションがCMBの性質を精密に明らかにしました。特に、COBE衛星はCMBが極めて良好な黒体スペクトルであることを示し（FIRAS装置）、温度の均一性と小さなゆらぎ（ΔT/T ≈ 10^-5）を確認しました。続くWMAPや欧州宇宙機関(ESA)のプランク宇宙船の観測は、温度の異方性（微小な濃淡）と偏光のマップを高精度で作成し、宇宙の年齢、物質の比率、空間の曲率など主要な宇宙論パラメータを精密に決定しました。

異方性（微小パターン）の意味

CMBの温度ゆらぎは、初期宇宙の密度揺らぎの痕跡であり、これらは宇宙初期の音波（光子とバリオンの流体に起きた「音響振動」）によって特徴付けられます。観測される角度スケールごとのパワースペクトル（いわゆる「アコースティックピーク」）は、宇宙の総質量密度、バリオン（通常物質）量、暗黒物質量、膨張率などを直接に制約します。また、偏光のパターン（Eモード、Bモード）も重要で、Eモードは主に密度揺らぎから生じ、Bモードは重力レンズ効果や原始的重力波（もし存在すれば）から生じます。原始的なBモードの検出はインフレーション理論の重要な手がかりとなります（これに関する挑戦と現在の上限については後述）。

精密観測から得られた宇宙論的知見

• CMBのスペクトルが非常によく黒体に一致すること（COBE/FIRAS）は、初期宇宙が熱平衡にあったことを示します。
• 異方性の振幅や形（プランクなどの結果）は、宇宙がほぼ平坦であること、物質・ダークマター・ダークエネルギーの割合、初期揺らぎのスペクトル指数（ほぼ但し微小に1未満）などを高精度で示します。
• 温度ゆらぎの典型的な大きさはΔT/T ≈ 10^-5で、これはその後の銀河形成の“種”になりました。

観測上の「異常」と未解明点

"空の反対側の半球の平均気温の非対称性これは、宇宙はどの方向から見ても大まかに似ているはずだという標準モデルの予測に反しています。さらに、コールドスポットは、予想よりもはるかに広い空の部分に広がっています。

これらは「大角スケールでの異常」と呼ばれ、以下のような候補説明が議論されています。

• 単純な統計的揺らぎ（コズミックバリアンス）：観測できる空の一つ分だけの実現で生じうる偶然の偏りである可能性。
• 系外（銀河や塵）の前景汚染：銀河面付近の塵放射やその他の天体放射が残ることによる影響。
• 宇宙の大域的な形状や位相（トポロジー）の非自明性、またはインフレーションモデルの修正など新物理の兆候。
• 大規模な空洞（例：エリダヌス超空洞）による統合サックス・ウォルフ（ISW）効果の影響でコールドスポットが説明されるという提案もあるが、決定的な合意は得られていません。

現時点ではこれらの「異常」について決定的な説明はなく、さらなる観測と統計的解析が必要です。

現在の課題と将来の観測

一方で、CMB観測は既に非常に高い精度に達していますが、いくつかの重要な課題が残っています。最大の関心の一つは原始的重力波に由来する「Bモード偏光」の直接検出で、これはインフレーションのエネルギースケールを示す可能性があります。2010年代には地上望遠鏡や風船望遠鏡で大きな進展があり、現在は地上（SPT、ACT など）、南極やチリの観測網、そして将来の衛星（例：LiteBIRD）や次世代地上実験（CMB-S4）によって感度がさらに向上する予定です。

また、観測の精度向上に伴い、系外前景（銀河内・銀河間の塵やシンクロトロン放射）や宇宙線による汚染の精密な除去が重要になっています。偏光データの取り扱いや計測系の系統誤差の管理も今後の鍵です。

まとめ

CMBはビッグバン宇宙論の中核を成す観測的証拠であり、宇宙の初期状態、物質組成、膨張履歴について非常に豊富な情報を与えます。黒体スペクトルの良好さ、温度・偏光異方性の詳細なパターン、アコースティックピークの位置と高さなどを通じて、現代宇宙論は精密科学の段階に入りました。一方で大角スケールでの異常や原始的Bモードの検出など、まだ解くべき問題も残されており、今後の観測が注目されています。

質問と回答

Q:宇宙マイクロ波背景放射とは何ですか?

Q: なぜCMB光が最も古い信号として届くことが分かるのでしょうか?

Q: CMB放射を最初に検出したのは誰ですか?

Q: CMB放射の存在は、ビッグバン理論にどのような証拠を与えるのでしょうか?

Q:プランク宇宙船は何を観測するために作られたのですか?

Q:探査機「プランク」のデータを解析した結果、どのような意外な発見があったのでしょうか?

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