初期宇宙における宇宙成分比率：ビッグバン元素合成とCMBからのアプローチ
はじめに：初期宇宙からの探求
現代宇宙論における最も基本的な問いの一つは、「宇宙は何からできているのか」というものです。最新の観測データに基づくと、宇宙のエネルギー密度は主にダークエネルギー、ダークマター、そして私たちを取り巻く普通の物質（バリオン）から構成されていることが分かっています。これらの成分の現在の比率は、宇宙の進化の歴史や未来を決定する上で極めて重要です。
これらの宇宙成分比率、特にバリオンの密度を知るための重要な手掛かりは、実は宇宙が誕生して間もない初期の時代に刻まれています。ビッグバン元素合成（Big Bang Nucleosynthesis, BBN）と宇宙マイクロ波背景放射（Cosmic Microwave Background, CMB）の観測は、初期宇宙の物理状態、特に物質密度に関する貴重な情報を提供しており、現在の宇宙成分比率を決定する上で不可欠なアプローチとなっています。
本稿では、初期宇宙の二つの主要な観測的プローブであるBBNとCMBが、それぞれどのように宇宙成分比率、特にバリオン密度の決定に貢献しているのか、そして両者から得られる結果の整合性が持つ意義について解説します。
ビッグバン元素合成（BBN）が語るバリオン比率
ビッグバン元素合成は、宇宙誕生から数分後という極めて短い時間に、宇宙が経験した高温・高密度の環境下で起こった軽い原子核の合成過程です。この時期、宇宙は陽子と中性子のプラズマ状態にあり、温度が下がるにつれてそれらが結合し、主にヘリウム（$^{4}$He）、重水素（Dまたは$^{2}$H）、ヘリウム3（$^{3}$He）、リチウム7（$^{7}$Li）といった軽い元素の原子核が生成されました。
この元素合成の効率、すなわち最終的に生成される軽い元素の相対的な存在量は、BBNが起こっていた時期の宇宙のバリオン密度に強く依存します。特に、重水素（D）は中性子と陽子の結合エネルギーが比較的小さいため、高バリオン密度の環境では容易に破壊されたり、より重い元素へ変換されたりします。逆に、バリオン密度が低いと、重水素は多く残存することになります。したがって、現在の宇宙における重水素と水素の存在比（D/H比）を観測的に決定することは、BBN期のバリオン密度、ひいては現在の宇宙におけるバリオン成分の比率を推定する強力な手段となります。
観測的には、遠方のクエーサーの光が、途中にある原始的なガスの雲を通過する際に生じる重水素や水素の吸収線を精密に測定することで、これらの元素の存在比を推定しています。最新の観測に基づくと、D/H比は約 $2.5 \times 10^{-5}$ という値が得られており、これから計算される宇宙のバリオン密度パラメータ $\Omega_b h^2$ （ここで $\Omega_b$ は全臨界密度に対するバリオン密度の比率、$h$ はハッブル定数を単位にした値です）は約0.022程度と推定されます。この値は、宇宙に存在する全物質・エネルギーの比率から見ると、わずか数パーセントに過ぎないことを示唆しています。
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）が示す成分比率
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）は、宇宙誕生から約38万年後、宇宙が晴れ上がり、光子と物質が分離した時期の光です。この時期の宇宙には、わずかな温度のムラ、すなわち異方性が存在していました。このCMBの温度異方性のパターンは、宇宙の初期に存在した密度ゆらぎや、宇宙の幾何学的構造、そして宇宙を構成する様々な成分（バリオン、ダークマター、ダークエネルギー）の比率に関する膨大な情報を含んでいます。
CMBの温度異方性は、天空上での角度スケール（または波数）ごとにパワースペクトルとして表現されます。このパワースペクトルの形状、特に複数のピーク構造の位置や高さは、宇宙論パラメータに非常に敏感です。例えば、パワースペクトルの第1ピークは宇宙の曲率に主に依存し、第2ピークや第3ピークの相対的な高さは、光子とバリオンの相互作用の度合いを反映しており、宇宙のバリオン密度に強く依存します。また、高次のピーク構造や全体の形状は、冷たいダークマターの密度やダークエネルギーの存在にも影響を受けます。
欧州宇宙機関（ESA）のプランク衛星によるCMBの高精度観測は、CMB異方性パワースペクトルを極めて詳細に描き出しました。このデータとΛCDM（ラムダ・コールドダークマター）モデルを組み合わせた解析により、宇宙の全物質・エネルギーの成分比率が非常に高い精度で決定されています。プランク衛星のデータが示す標準的な結果として、宇宙のエネルギー密度の約68%がダークエネルギー、約27%がダークマター、そして約5%がバリオンであるという比率が得られています。
BBNとCMBの整合性が持つ意義
BBNから推定されるバリオン密度と、CMBから推定されるバリオン密度は、驚くほど良く一致しています。先述のBBNから得られるバリオン密度パラメータ $\Omega_b h^2 \approx 0.022$ は、プランク衛星のCMBデータ解析から得られるバリオン密度パラメータの値とも完全に整合しています。これは、宇宙初期のごく短時間（数分後）に起こった物理現象であるBBNと、それよりはるかに後の時代（38万年後）の宇宙の状態を反映したCMBという、全く異なる時代の独立した観測から、宇宙の最も基本的な構成要素であるバリオンの量が同じ値であると示されたことを意味します。
このBBNとCMBの間の整合性は、標準宇宙モデルであるΛCDMモデルの主要な成功の一つであり、私たちの宇宙初期に関する理解が概ね正しく、宇宙が熱いビッグバンから始まり、現在のような構造を持つまでに進化してきたというシナリオを強く支持する強力な証拠となっています。異なる物理過程に基づいた独立した測定が一致することは、理論モデルの堅牢性を示す重要な指標となります。
今後の展望
BBNとCMBの観測は、宇宙の基本的な成分比率を決定する上で大きな成功を収めましたが、未解決の課題も存在します。例えば、BBNに関連して、観測されるリチウム7の存在量が理論予測よりも少ないという「リチウム問題」は、未だ解決されていない謎の一つです。また、CMB観測の精度向上は続いており、将来的な計画（例：CMB S4など）は、さらに高い精度で宇宙論パラメータを決定し、ΛCDMモデルの検証や、ニュートリノ質量などの他の宇宙論的情報への制約を強めることが期待されています。
さらに、ハッブル定数の測定におけるBBNやCMBから推定される値と、近傍宇宙の超新星などから得られる値との間に見られる不一致（ハッブルテンション）は、初期宇宙の情報と近傍宇宙の情報の間にある潜在的な矛盾を示唆しており、ΛCDMモデルの限界や未知の物理の存在を示唆している可能性が議論されています。初期宇宙の観測から得られる宇宙成分比率に関する情報は、これらの未解決問題を探求し、宇宙論モデルをさらに発展させていく上で引き続き重要な役割を果たします。
まとめ
初期宇宙における現象であるビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景放射の観測は、現在の宇宙を構成する主要な成分であるバリオンの比率を独立に決定する貴重な手段を提供しています。BBN期の軽い元素存在量と、CMBの温度異方性パワースペクトルから導かれるバリオン密度が互いに高い精度で一致していることは、標準宇宙モデルの大きな成功であり、私たちの宇宙の進化に関する理解の信頼性を裏付けています。これらの初期宇宙からの証拠は、宇宙の基本的な構成要素の比率を理解し、さらには宇宙論の未解決問題に挑むための基盤となっています。
（図1：CMB温度異方性パワースペクトルの概念図。ピーク構造とバリオン音響振動の関係性を示す。） （図2：BBNで生成される軽い元素の存在量がバリオン密度に依存する様子を示すグラフ。）
これらの視覚的な情報は、本文中で解説した概念の理解を助けるでしょう。今後の観測や理論研究により、初期宇宙からの情報はさらに洗練され、宇宙の比率に関する私たちの知識は一層深まることが期待されます。