一つの超新星、五つの像、宇宙の膨張率

宇宙は現在どれだけ速く膨張しているのか。その答えとなる数値がハッブル定数H0だ。主な測定方法のうちの二つ、近くの恒星や銀河までの距離の「はしご」と、若い宇宙のかすかな残光である宇宙マイクロ波背景放射は、現在、有意に異なる値を示している。このずれ、ハッブル・テンションは、宇宙論における大きな未解決問題の一つだ。

第三の道がある。そしてそれは、どちらにも依存しない。

時計を内蔵した宇宙のレンズ

非常に重い天体(銀河や、銀河団まるごと)が遠くの光源の手前にあると、その重力が光を曲げ、光源をいくつかの像に分けることがある。これが強い重力レンズ効果だ。光線は長さの異なる経路をたどる。光源の明るさが変わると、像は次々に変化する。

その時間の遅れは、レンズの質量と宇宙の距離に、したがってH0に依存する。このアイデアは1964年にレフスダールが、複数の像として見える超新星を使う方法として提案した。

そのような超新星の第1号、現在SN Refsdal(レフスダール超新星)と呼ばれるものは、2014年に銀河団MACS J1149.5+2223の背後で発見された。最初は銀河団の一つの銀河のまわりに四つの像として現れ、モデルが予測した五つ目の像は約1年後に現れると見込まれていた。測定された遅れのなかには、二つの像のあいだの376日というものもある。

いくつかの点ではなく、7万7,000ピクセル

難しいのは、銀河団の質量がどう分布しているかを正確に知ることだ。これまでのモデルは、背景銀河の複数の像の位置だけを使っていた。トゥルク大学とミラノ大学のシュテファン・シュルト(Stefan Schuldt)と、イタリア、ドイツ、スペイン、フィンランドの共同研究者たちは、さらに先へ進んだ。

彼らのモデルにはすでに、銀河団の308個の銀河、ダークマターのハロー、17個の背景光源の100を超える複数像が含まれていた。それに加えて、超新星が属していた銀河の形と明るさをまるごと取り込んだ。ハッブル宇宙望遠鏡の7万7,000ピクセルだ。銀河団についてこの種のモデルで宇宙論パラメーターを測定したのは、これが初めてだ。

念のため、データの重みづけを4通り試し、それらのあいだの差を追加の不確かさとして数えた。

3%の測定

• H0 = 65.0(+2.0 / −1.8)キロメートル毎秒毎メガパーセク。宇宙の物質量Ωm = 0.30も同時に測定された。
• 不確かさは3.0%。単一の強い重力レンズから得られた値としてはこれまでで最も精密で、レンズ化されたクエーサーによる3.9%の結果を上回る。
• ピクセルを加えたことで、像の位置だけを使う同じモデルに比べて、不確かさは2.0分の1になった。
• モデルのすべてのバージョンが互いに一致し、SN Refsdalについての以前の研究とも一致している。

この値は、プランク衛星が測定した宇宙マイクロ波背景放射による値や、別のレンズ化された超新星SN Encoreによる値と一致する。SH0ESチームによる距離のはしごの値からは、より離れている。

質量モデルによる不確かさは、いまや最も長い遅れの不確かさと同程度になっている。言い換えれば、制約要因となっているのは地図ではなく時計のほうだ。

数値をまだ動かしうるもの

著者らは、3%に含まれていないものを挙げている。古いモデルとの比較を公平にするため、銀河団の質量の処方を固定したので、その処方の細部は不確かさとして数えられていない。重力レンズの既知の盲点である「質量シート縮退」は、部分的にしか抑えられていない。そして、銀河団を通る視線が平均よりもすいていれば、銀河団レンズはH0を過小評価することになる。

次の検証は間近だ。もう一つのレンズ化された超新星SN Requiemが、最初に見えてから約10年後の2026年か2027年に再び現れるはずだ。その遅れはとても精密に測定されるはずで、このようなモデルと組み合わせれば、H0を数%以内で与えられるだろう。ルービン天文台は、こうした超新星をさらに多く見つけると期待されている。