ハッブル＝ルメートルの法則（ハッブルの法則）とは：宇宙膨張と赤方偏移、ハッブル定数の基礎と最新測定

ハッブルの法則の基礎と最新測定を解説：赤方偏移が示す宇宙膨張の証拠とハッブル定数の最新値をわかりやすく紹介。

ハッブルの法則またはハッブル・ルメールの法則とは、次のような観測の名前です。

1. 深宇宙で観測されたすべての物体は、地球や他の物体との相対的な速度を測定したドップラーシフトを持っています。
2. 地球から離れていく銀河の速度をドップラーシフトで測定すると、その速度は地球や他の星間天体からの距離に比例します。

事実上、観測可能な宇宙の時空体積は拡大しており、ハッブルの法則はそれを直接物理的に観測したものです。これは宇宙の膨張を信じる根拠であり、ビッグバンモデルを支持するためによく引用される証拠です。

広くエドウィン・ハッブルに起因していますが、この法則は1927年の論文でジョルジュ・レマイトルが一般相対性理論の方程式から初めて導き出しました。そこでは、彼は宇宙が膨張していることを提案し、膨張率の値を提案しました。その2年後、エドウィン・ハッブルはその法則の存在を確認し、今では彼の名を冠した定数のより正確な値を決定しました。物体の後退速度は、それらの赤方偏移から推論され、多くは1917年にヴェスト・スリファーによって以前に測定され、彼によって速度に関連していました。

この法則は多くの場合、v = H₀Dという式で表され、H_0は銀河までの「適切な距離」Dとその速度vとの間の比例定数（ハッブル定数）である（適切な距離の使い方を参照）。H0_は通常、(km/s)/Mpcという単位で表され、これは1メガピクセル(3.09×¹⁰¹⁹km)離れた銀河の速度をkm/sで表しています。H_0の逆数はハッブル時間です。

ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載された新しい赤外線カメラを使用して、天体のコレクションの距離と赤方偏移を測定したハッブル定数の最近の2011年の推定値は、H₀ = 73.8 ± 2.4 (km/s)/Mpcの値を与えます。銀河団からのデータを用いた別の方法では、H₀ = 67.0 ± 3.2 (km/s)/Mpcの値が得られました。

他の多くの方法が使用されており、70から72(km/s)/Mpcの間の数値を与えています。宇宙で最も古い光を使った最近（2016年）の方法では、膨張が始まって間もなく、ハッブル定数の値はメガピクセルあたり66.53km/sだったことが示唆されています。これは膨張の速度が増加していることを示唆している。

補足説明：式と単位の意味

式 v = H₀ D は低赤方偏移（遠くても相対的に近い宇宙規模）で成り立つ近似的表現です。ここで、v は天体の見かけの後退速度、D は（定義に応じた）距離、H₀ はハッブル定数です。速度に対して赤方偏移 z を使うと、低赤方偏移では近似的に v ≈ cz（c は光速）が成り立ちますが、高赤方偏移では宇宙論的赤方偏移の厳密な扱い（スケール因子 a の比 1+z = a(観測時)/a(放出時)）が必要です。

ハッブル定数の単位 (km/s)/Mpc は「1メガパーセク（Mpc = 10^6 パーセク）離れた天体が毎秒何kmの見かけ速度で後退しているか」を示します。1 Mpc は約 3.09×10¹⁹ km です（記事中の「メガピクセル」という表記は誤記で、正しくは「メガパーセク：Mpc」です）。ハッブル時間 t_H = 1/H₀ は（単純化した）宇宙の時間尺度を表し、H₀ ≈ 70 (km/s)/Mpc の場合およそ 14 億×10^9 年（約 14 Gyr）に相当します。これは宇宙年齢の概算に使えますが、ダークエネルギーや物質の寄与を考慮した正確な宇宙年齢は異なります。

歴史的経緯（要点）

• 1927年、ジョルジュ・レマイトルが一般相対性理論の解を使って宇宙膨張を理論的に導き、観測的根拠も示しました。
• 1929年、エドウィン・ハッブルが銀河の距離測定と速度（赤方偏移）を比較して法則性を確認し、比例関係を定量化しました。ただし、赤方偏移の初期のドップラー解釈や実測値には複雑な経緯があり、ヴェスト・スリファーらの先行観測も重要でした。

測定方法と「最新」の値（概観）

ハッブル定数の測定には複数の独立した手法があります。主なものを挙げると：

• 距離階段法（Cepheid 型変光星 → Ia型超新星など）：局所宇宙の距離を段階的に求め、見かけの速度と対応付ける方法。HST を用いた ハッブル宇宙望遠鏡 による測定（SH0ES チームなど）は H₀ ≈ 73 km/s/Mpc の近傍値を得ています（例：2011 年やその後の更新）。
• 重力レンズのタイムディレイ：多重像の到着時間差から距離尺度を求める方法。
• 宇宙マイクロ波背景放射（CMB）や大規模構造（BAO）との組合せ：宇宙初期の物理を仮定して現在の膨張率を推定する方法。プランク衛星の成果などは H₀ ≈ 67 km/s/Mpc 前後の値を示します。
• 水メーザーや銀河団のサンプル、表面輝度ゆらぎなどの独立法もあります。

これらの異なる手法から得られる値は完全に一致せず、局所宇宙の直接測定（距離階段）がやや高め（≃73 km/s/Mpc）、CMB に基づく宇宙論的推定が低め（≃67 km/s/Mpc）という分布になっています。この差は「ハッブル緊張（Hubble tension）」と呼ばれ、近年の観測精度向上により統計的に有意になってきています（数％レベル、複数シグマの差）。

理論的・観測的注意点

• 式 v = H₀D は「低赤方偏移の直線的関係」を表す近似であり、高赤方偏移では一般相対性理論に基づく宇宙論モデル（ΛCDM など）で赤方偏移と距離の関係を扱う必要があります。
• 赤方偏移の見かけは純粋なドップラー効果ではなく、宇宙の膨張による光の波長伸び（宇宙論的赤方偏移）として理解されます。局所的な慣性系での運動成分（銀河固有運動）も速度測定に影響し、遠方ほど膨張成分が支配的になります。
• ハッブル定数は時間とともに一定ではありません（宇宙の膨張率 H(t) が時間変化する）。H₀ は現在時刻に対応する値です。

まとめと今後

ハッブル＝ルメートルの法則は宇宙膨張という概念の直接的な観測的根拠であり、宇宙論の基礎を成す重要な法則です。現在も複数の手法でハッブル定数が精密に測定されており、方法間のわずかな不一致（ハッブル緊張）は宇宙論や天体物理学における活発な研究テーマになっています。今後、新しい観測（より精度の高い距離指標、重力波標準燭光、時刻測定型レンズ観測、次世代 CMB 観測など）によってこの問題はさらに明らかになっていくでしょう。

質問と回答

Q:ハッブルの法則とは何ですか?

Q:誰が最初にこの法則を導き出したのですか?

Q: 誰がこの法則の存在を確認したのですか?

Q: 後退速度はどのように測定されたのか?

Q: この法則はどのような式で表されるのか?

Q: H0は通常どのような単位で表示されるのですか?

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