CMB の非等方性と偏光
出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2021/06/14 14:59 UTC 版)
「宇宙の再電離」の記事における「CMB の非等方性と偏光」の解説
宇宙マイクロ波背景放射の異なる角度スケールにおける非等方性 (もしくは異方性) も宇宙の再電離を調べるために用いられる。自由電子が存在するとき、光子はトムソン散乱として知られる散乱を受ける。しかし宇宙が膨張するにつれて自由電子の密度は低下していき、散乱の頻度も低くなっていく。宇宙の再電離の最中およびその後で、しかし電子密度が十分に低くなるほどの膨張が起きるよりも前の時期には、宇宙マイクロ波背景放射を構成する光は観測可能なトムソン散乱を受ける可能性がある。この散乱は宇宙マイクロ波背景放射の異方性のマップに二次的な異方性 (宇宙の晴れ上がりの後に引き起こされた異方性) を生じさせうる。全体的な効果は、小さいスケールで発生する異方性を消すようにはたらく。小さいスケールの異方性は消される一方で、再電離によって偏光の異方性が引き起こされる。観測された宇宙マイクロ波背景放射の異方性を見て、再電離が起きている時とそうでいない時を比較することで、再電離が起きた時の電子の柱密度を決定することが可能となる。これを用いて、再電離が発生した時の宇宙の年齢を計算することができる。 宇宙マイクロ波背景放射の全天観測を目的とした探査機 WMAP によって、背景放射の異方性の比較を行うことが可能となった。2003年に公開された初期の観測では、再電離は赤方偏移が 11 <z < 30 の間に起きたことが示唆された。この赤方偏移の範囲はクエーサーのスペクトルの研究に基づく結果とは明確な相違があった。しかしその後の WMAP の3年間の観測データを元にした結果では、再電離は z = 11 に始まり、z = 7 までに宇宙は電離されたという異なる結果が得られた。これはクエーサーの観測に基づく結果とよく一致する。 2018年のプランクによる観測に基づくと、再電離の瞬間の赤方偏移の値として z = 7.68 ± 0.79 が得られている。 宇宙の再電離の文脈では一般的に、パラメータとして「再電離の光学的深さ」である τ、もしくは再電離時の赤方偏移である zre が用いられる。これは再電離が瞬時に発生する事象であることを仮定したパラメータである。再電離は瞬時に発生するわけではないためこの仮定は物理的には正しくないが、zre は再電離の平均赤方偏移の推定を与えるものである。
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