20世紀末に宇宙膨張の加速が発見され，アインシュタインが最初に導入してから捨て去ったことで有名な宇宙項が，再び脚光を浴びるようになった。宇宙項は理論的に不自然な存在であるため，宇宙項を一般化したの概念が導入されて盛んに研究されている。現在のところ，についての理論的な理解は非常に乏しいと言わざるを得ないが，今後の宇宙観測の拡大に期待が寄せられている。本稿では，近年大きな話題を集めている研究に関する現状を概観する。

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宇宙のの存在は、宇宙論・相対論・素粒子物理にとどまらず我々の科学的世界観にかかわる根元的な問題を提起している。をめぐる研究の現状と将来を簡単に紹介してみたい。

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現在の宇宙の加速膨張は，一般相対性理論に基づいて説明しようとすると，

の存在を示唆する．は，もしも本当に存在するのであれば，負の圧力を伴うことで万有斥力を生じ，宇宙が膨張すると体積に比例して増加する（つまりエネルギー密度が一定）という，驚くべき性質を持つはずである．しかし，その正体は全く分かっていないのが現状である．

歴史的には，19世紀に似た状況が知られている．惑星の軌道の観測により，水星の近日点移動が発見されたが，ニュートン力学では説明できなかった．そこで，人々は見えない惑星を導入して説明しようとした．この仮説上の惑星はヴァルカンと呼ばれ，発見したと主張した人もいた．これは，いわばダーク・プラネットである．しかし，本当の答えはダーク・プラネットではなく，“重力理論を変える”ということだった．一般相対性理論は水星の近日点移動を見事に説明し，ニュートン力学に変わる，新しい重力理論としての地位を獲得したのだった．

この歴史的事実を鑑みれば，少なからぬ研究者が「

を導入する代わりに，一般相対論を変更することはできないか？」と考えるのも理解できるだろう．は，一般相対性理論で加速膨張を説明しようとすると必要だが，もしも重力が長距離で変更を受けるのなら，もしかすると必要ないのかもしれない．

重力は重力子によって媒介されると考えられているが，一般相対性理論において重力子に質量はなく，その結果，重力は長距離にまで作用する．一方，もしも重力子に質量を与えることができれば，重力の長距離での振る舞いが修正されるだろう．重力子が質量を持つ可能性，すなわちmassive gravityについての研究は，1939年にFierzとPauliが線形理論を提唱して以来，長い歴史を持つ．しかし，1972年にBoulwareとDeserが非線形レベルでの不安定性を指摘してからは，長い間，重力子は質量を持てないだろうと考えられてきた．約40年後の2010年になってやっと，この不安定性の問題を解決する理論が，de RhamとGabadadzeとTolleyによって提唱された．この理論は，3人のイニシャルをとってdRGT理論と呼ばれる．

理論的整合性を持つmassive gravity理論の候補が見つかったので，多くの研究者が，それを宇宙論に応用して，加速膨張などの宇宙の謎に挑戦したいと考え始めた．そして，

がなくても加速膨張する解が発見された．しかし，間もなくして，この解を含め，dRGT理論における一様等方な宇宙論解は，全て不安定であることが示された．この新たな不安定性を回避して，massive gravityにおける宇宙論を始めるためには，二つのアプローチがある．一つは，同じ理論において新しいタイプの宇宙論解を見つけることである．たとえば，等方性を通常の物質からは見えないところで破ることで，新しい宇宙論解が発見されている．もう一つのアプローチは，新たな理論を構築することである．これまでに，extended/new quasidilaton，bimetric gravity，minimal theory of massive gravity等において，安定な一様等方宇宙論解を見つけることに成功している．

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宇宙論は,相対性理論の完成を待って,初めて科学として成立するに至った.アインシュタインが最初に提唱した静的な宇宙から,膨張する宇宙,ビッグバン,インフレーション,そしてとダークマターに支配される宇宙へと発展していった宇宙論について,概説する.

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本研究では、相対性理論・量子論に基づく現代宇宙論の観点から、生命エネルギーのメカニズムに関する一考察を行うことを目的とした。人間生命体は、超高度な複雑系原子配列調和物質であるが、その自己組織的存在は負のエントロピー的性質を示している。ここでは、人間の生命エネルギーのメカニズムとして、v > mc^2/h(1-v^2/c^2)^<1/2>で表される高周波数vを有する微細な波動に基づく、生命エネルギーE_<life>=hv - mc^2/(l-v^2/c^2)^<1/2>を考え、E_<life>の可能性として二つのモデルを提案した。第一のモデルは、E_<life>が先端宇宙論において未解明であるに対応しているモデルであり、アインシュタイン方程式R_<μv> - g_<μv>R/2 +Λg_<μv> = 8πGT_<μv>/c^4における負の圧力及び反重力を示す宇宙項Λg_<μv>に深く関係している。第二のモデルは、宇宙論におけるダークマターが生命エネルギーE_<life>に対応し、が意識エネルギーに対応するモデルである。今後さらに詳細なメカニズムの検討が期待される。

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宇宙膨張が発見されたのは1930年代である.その膨張の速度は次第に減速するだろうと,長い間素朴に考えられていた.宇宙膨張の様子を決めるのは重力であるが,重力には引力しかないからである.ところが1990年代後半のIa型超新星の観測から,現在の宇宙膨張は加速しているらしいことが明らかになってきた.加速を実現するには,斥力を持つようなエネルギー(と名付けられた)が存在するか,重力法則を変更するかしなければならないが,いずれにせよ大発見であった.実際,この発見をしたチームには2011年にノーベル物理学賞が授与された.この問題を解決するには,宇宙膨張の時間変化を,これまでより詳細に調べる必要がある.いくつかの方法が提案されているが,なかでも,弱重力レンズ効果を用いた方法が最も有望であると考えられている.宇宙膨張と天体の形成の進行度の間には強い関係がある.宇宙膨張が速ければ,物質(そのほとんどがダークマター)が集まる時間がなく天体の形成は遅れる.一方,宇宙膨張が遅ければ,天体は速く形成される.このように,天体の形成の進行を計測すると,これを宇宙膨張の歴史に焼き直すことができる.ただし,天体のほとんどが,光を発しないダークマターで構成されているため,普通の観測方法では全貌は捉えられない.そこで,弱重力レンズ効果を用いる.ダークマターの集まり(つまり天体)があると,それより遠方にある銀河の像は,重力レンズ効果により変形を受ける.逆にこの変形量を調べることにより,ダークマターがどのように分布しているかを調べることができる.天空の広い領域で銀河を観測し,形状を計測,系統的な歪み情報を抽出して,前景にある天体の形成の進行度を調べ,宇宙膨張史を求める.これから「の強さと性質(どのように時間変化するか)」を推定することができる.この観測を実現するためには,数10億光年より遠方の暗い銀河を,広い天域で捜索し,その形状を精密に計測する必要がある.つまり,「大望遠鏡に搭載した高い結像性能を持つ広視野カメラ」が計測装置として必要で,すばる望遠鏡の主焦点カメラ(Suprime-Cam)はこの目的に最適であった.しかしながら,観測すべき天域の広さは1,000平方度以上,と見積もられており,視野が0.2平方度以下のSuprime-Camで掃天するのは,困難であった.そこで,高い結像性能は維持したまま,有効視野を7倍以上に拡大するHyper Suprime-Cam(HSC)を企画・設計し,開発を行ってきた.この観測は2014年2月より5年かけて行われる予定である.まず,の強さの時間変化があるかどうかを調べることが,この観測の目標である.変化するということは,その背景に新たな物理的な実体があることを意味し,現代物理学の体系を拡張する必要があろう.の性質をより詳細に調べるためには,さらに大規模な観測が必要となろう.理論的に強い指導原理がまだ確立されていない分野であるため,いろいろ手探りで進まざるを得ないが,逆にそこが新鮮でおもしろい.

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従来の重力レンズ効果の計算においては、時空が漸近的平坦で且つ光源及び観測者が無限遠方に居ることが仮定される。しかし、宇宙定数、もしくは

を含む場合、あるいはワイル共形重力のような代替重力理論における厳密解の多くは漸近的平坦でない。このような非漸近的平坦な時空における光の曲がり角を計算するために、距離について有限性を考慮した、新しい定義及び計算方法をガウス・ボネの定理を用いて提案する[A. Ishihara et al., arXiv:1604.08308v1 [gr-qc]]。

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「宇宙は膨張している」という宇宙の観測結果は,今では小学生の理科辞典にも当たり前のように載っており,すでに広く認識されている.「膨張する宇宙」の宇宙論の歴史は,1920年代後半にエドウィン・ハッブルら天文学者が,遠方の銀河が我々から遠ざかっているというハッブルの法則を発見したことから始まった.これは,宇宙は不変で定常的であると考えられていた当時の宇宙観・宇宙像を覆す大発見であった.実は,ハッブルらの発見以前に,宇宙膨張を予言する理論的研究があった.アルバート・アインシュタインは1915年に重力の理論である一般相対性理論を提唱したが,他の研究者らが一般相対性理論を宇宙に適用したところ,膨張する宇宙の解が存在することを見つけたのである.あのアインシュタインでさえも,動的な宇宙像を受け入れることができず,重力を打ち消し合う,実質的に万有斥力を引き起こす「宇宙定数」を方程式に導入し,静的な宇宙解を得ようとしていた.後に,ハッブルらの宇宙膨張の発見を受け,アインシュタインはこの宇宙定数の導入を生涯で「最大の過ち」として後悔したエピソードは有名だろう.しかし,宇宙膨張の研究史はこれで決着ではなかった.1998年のほぼ同時期に2つの独立な研究グループが,多数の遠方銀河で起きたIa型超新星の測定から宇宙膨張を調べたところ,約70億年前から宇宙が加速膨張に転じた,つまり宇宙の膨張がどんどん速くなっているという驚きの観測結果を報告したのである.この宇宙の加速膨張の発見を受け,ソール・パールマッター,ブライアン・シュミット,アダム・リースの3氏が2011年のノーベル物理学賞の受賞という銀河天文学史上初の快挙を成し遂げた.アインシュタインの一般相対性理論によれば,宇宙の膨張の歴史を測定することは宇宙に存在する全エネルギーおよび物質を測定することと等価である.宇宙の加速膨張は,物質の重力を凌駕する,万有斥力を引き起こす謎のエネルギー,「」で現在の宇宙が満たされていることを意味する.正体不明という意味で「ダーク」と呼ばれているが,皮肉にも80年の年月を経て,現代の宇宙論ではアインシュタインの宇宙定数が復活したのである.の正体は何か?宇宙の膨張とともに無尽蔵に増え続けるに宇宙は支配され,宇宙はこのまま加速膨張を続けるのか,あるいは宇宙は終焉を迎えるのか?これらの疑問は,21世紀の宇宙論が解決すべき難問である.の性質の探求には宇宙観測だけが唯一の手段であるので,これを目的とした宇宙探査計画が世界中で計画されている.この宇宙探査には,できるだけ夜空の広い領域にわたり,より遠方にある暗い銀河までくまなく観測するという,言わば宇宙の「国勢調査」が必要になる.この世界の潮流に先駆けて,日本が誇る口径8.2mのすばる望遠鏡に超広視野主焦点カメラHyper Suprime-Cam(HSC)が本格始動した.今年2014年から5年間の計画で,すばる史上最大の宇宙探査を行うことになっている.ハッブル宇宙望遠鏡では1000年以上もかかる壮大な計画である.

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宇宙マイクロ波背景放射（CMB）や大規模な銀河サーベイなどの観測の進展により宇宙の膨張と大規模構造の形成の歴史が次第に明らかになり，冷たいダークマター（Cold Dark Matter）と宇宙項Λによる標準宇宙模型「ΛCDM」が確立した．宇宙論パラメターをパーセントレベルで測定できる精密宇宙論の時代が到来する一方で，宇宙の95%を占めるダークマターと

（宇宙項を含む）の素性は未だ不明である．

光で直接観測することが困難なダークマターや

の性質を調べる方法のひとつが「重力レンズ効果」である．ダークマター自身の重力によって遠方の銀河からやってくる光の経路が曲がり銀河の形がゆがむ重力レンズ効果を測定することで，ダークマターがどの方向にどれだけ集まっているかを調べることができる．特に宇宙の大規模構造による弱い重力レンズ効果「コズミックシア」を測定することで，ダークマターを主成分とする宇宙の全物質（質量）の地図を描くことができるのだ．また遠くの銀河の重力レンズ効果を調べるほど，より遠方の（過去の）大規模構造の情報を引き出せるため，宇宙の構造が時間とともに成長する様子を調べることができる．宇宙の構造成長の歴史はダーク成分の性質を探る鍵となる．ダークマターは自身の重力によって星の原料となるガスを集め銀河を形成する，つまり，構造の成長を促す役目を果たす．一方，は宇宙の膨張を加速させ，構造の成長を妨げようとする．宇宙の構造形成は2つのダーク成分の駆け引きによるため，コズミックシアの観測から宇宙のダーク成分の性質に迫ることができる．

しかしコズミックシアは銀河の像の楕円率を数パーセント変える程度の弱い効果であり，これまではコズミックシアによる精密な宇宙論解析を行うことは困難であった．そこで現在，日本のすばる望遠鏡に搭載した超広視野カメラ「ハイパー・シュプリーム・カム（HSC）」による大規模な銀河撮像観測が進行している．すばるHSCの広い視野と優れた撮像性能によって，多数の遠方の暗い銀河の形まで精確に測ることができるようになり，コズミックシアの測定精度が飛躍的に向上したのだ．HSCチームはまず全観測計画の1割強にあたる初期観測データをもとに1,000万個におよぶ銀河の形のカタログを作った．そして銀河の形の重力レンズゆがみを解析し約150平方度の天領域にわたる宇宙の全物質分布の地図を作ることに成功した．ブラインド解析の手法を用いてコズミックシアの天球面上の角度パターンを調べ，現在の宇宙の構造の成長度合いを表す物理量S₈≡σ₈（Ω m /0.3）^α（α～0.5，σ₈は質量密度ゆらぎの振幅の大きさ，Ω mは全エネルギーに占める物質の割合）を誤差3.6%の世界最高水準の精度で測定することに成功した．

本解析で測定したS₈の値は，ΛCDMのもとでプランク衛星のCMB観測に基づいて予想された値と大きな矛盾はなかったものの2シグマ程度小さい値であった．HSCとは独立に異なる天域で行われた重力レンズ観測Kilo-Degree Survey（KiDS）とDarkEnergy Survey（DES）においても同様にプランクの値に比べて小さい値を示しており，プランクの結果との違いの有意性が注目されている．もしプランク衛星による宇宙初期の観測結果と重力レンズによる成長後の宇宙の観測との食い違いが明らかになれば，ΛCDMモデルに含まれていない新しい物理が必要となり，ダーク成分の性質の解明へとつながる可能性がある．今後のHSCの解析結果にぜひ注目していただきたい．

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