深淵なる宇宙へ - 宇宙論的リチウム問題：ビッグバン元素合成の成功と残された謎

宇宙論的リチウム問題：ビッグバン元素合成の成功と残された謎

Tags: 宇宙論, ビッグバン, 元素合成, リチウム問題, 未解決問題, 初期宇宙, 恒星

宇宙論的リチウム問題とは何か

宇宙論における最も重要な成果の一つに、ビッグバン元素合成（Big Bang Nucleosynthesis, BBN）があります。これは、宇宙誕生から数分という極めて短い初期の高温高密度の環境下で、宇宙に存在する最も軽い元素である水素、ヘリウム、そしてごく少量の他の軽元素が生成されたとする理論です。BBN理論は、観測される初期宇宙の重水素（D）やヘリウム4（^4He）の存在比率を非常に高い精度で説明することができ、ビッグバンモデルの強力な証拠となっています。

しかし、この華々しい成功の一方で、長年にわたり解決されていない大きな謎が残されています。それが「宇宙論的リチウム問題」（Cosmological Lithium Problem, CLP）です。BBN理論が予測するリチウム7（^7Li）の量は、最も初期の星（種族II星）の大気中に観測されるリチウム量と比較して、およそ3倍から4倍も多いという不一致が存在するのです。これは、BBN理論の主要な成功の一つである軽元素生成において、リチウムだけがなぜか理論予測と観測が大きく食い違うという状況を示しています。

この問題は、標準宇宙論モデルや標準素粒子物理学モデルの理解がどこかで不完全である可能性を示唆しており、宇宙論の研究者たちにとって重要な未解決問題の一つとなっています。

ビッグバン元素合成（BBN）の基礎

宇宙誕生からおよそ1秒後、宇宙は陽子、中性子、電子、ニュートリノ、光子などが入り混じったプラズマ状態にありました。温度は非常に高く、陽子と中性子は互いに変化し合っていましたが、宇宙の膨張に伴う温度低下により、中性子が陽子に変化する速度が優勢になります。宇宙誕生から数分が経過し、温度が約10億ケルビンまで下がると、原子核を結合させる強い力が陽子と中性子を結合させ、より重い原子核を形成することが可能になります。これがBBNの始まりです。

まず、陽子と中性子が結合して重水素（D、陽子1つと中性子1つ）が作られます。重水素はBBNにおける最も重要な中間生成物であり、これがさらなる核反応の出発点となります。重水素は陽子や中性子と反応してトリチウム（^3H、陽子1つと中性子2つ）やヘリウム3（^3He、陽子2つと中性子1つ）を生成します。これらの同位体は最終的にヘリウム4（^4He、陽子2つと中性子2つ）へと変換されます。^4Heは非常に安定な原子核であるため、この時期に生成されるヘリウムの大部分を占めます。

さらに、ごくわずかな量ですが、ヘリウム3やトリチウムがヘリウム4と反応したり、陽子や中性子と反応したりすることで、リチウム7（^7Li、陽子3つと中性子4つ）やベリリウム7（^7Be、陽子4つと中性子3つ）が生成されます。ベリリウム7は不安定で、後に電子捕獲によってリチウム7に崩壊します。BBNによって生成されるリチウムのほぼ全ては、このベリリウム7の崩壊に由来します。

BBNの理論計算は、宇宙のバリオン密度（通常の物質、つまり陽子や中性子から構成される物質の密度）というただ一つのパラメータに依存します。このバリオン密度は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の観測データ（特にPlanck衛星などによる精密観測）から非常に高い精度で決定されており、現在の宇宙論ではその値は約4.9%であるとされています（宇宙全体のエネルギー密度の割合として）。このCMBから得られたバリオン密度を使ってBBNの理論計算を行うと、重水素やヘリウム4の予測値は、観測値と驚くほどよく一致します。これは、CMBが宇宙の姿を捉えた時点（宇宙誕生後約38万年）とBBNが起こった時点（宇宙誕生後数分）の間で、バリオン密度が大きく変化していないことを示唆しており、標準宇宙論モデルの整合性の高さを裏付けています。

リチウム問題の具体的な内容と観測的根拠

リチウム問題が顕在化するのは、BBN理論が予測するリチウム7の量と、観測によって推定される初期宇宙のリチウム7の量との間にズレがあるためです。BBN理論は、CMBから決定されたバリオン密度を用いて、初期宇宙における元素の理論的な存在比率を予測します。リチウム7についても特定の予測値が得られます。

一方、初期宇宙のリチウム量を観測的に推定するためには、ビッグバン直後に生成された元素組成をほぼそのまま保持していると考えられる天体を観測する必要があります。そのような天体として最適なのが、「種族II星」（Population II stars）と呼ばれる、金属量が非常に少ない（重い元素をほとんど含まない）古い恒星です。これらの星は、宇宙の歴史の比較的初期に形成され、その大気は、その星が生まれたガスの組成、つまり初期宇宙の元素組成をよく反映していると考えられています。

特に、銀河ハローに存在する金属量の非常に少ない種族II星の中から、表面温度が比較的高い（リチウムが表面で破壊されにくい）星を選んでその大気のスペクトルを詳細に分析することで、リチウムの吸収線の強さからリチウムの存在量を推定します。多くのそのような星の観測から得られたリチウム量の平均値は、理論的なBBN予測値と比較して約3〜4分の1程度しかありません。これが、宇宙論的リチウム問題の核心です。

この不一致は、単なる観測誤差や理論計算の誤差の範囲を超えています。重水素やヘリウム4の理論値と観測値が極めてよく一致していることを考えると、リチウム7だけの不一致は、標準モデルにおける何か根本的な不足を示唆している可能性があります。

問題の原因を探る：観測的要因か理論的要因か

このリチウム問題の解決に向けて、研究者たちは主に二つの方向から原因を探っています。一つは観測側の可能性、もう一つは理論側の可能性です。

観測側の可能性

観測側の要因として考えられるのは、種族II星の大気中で初期のリチウム量が変化してしまっている、あるいは観測やデータ解析の方法に系統的な誤差があるという可能性です。

恒星内部でのリチウム破壊: リチウムは比較的壊れやすい原子核です。恒星内部では、対流などによって表面の物質がより高温な内部に運ばれ、そこで核反応によってリチウムが破壊される可能性があります。特に、恒星が進化する過程でこの現象が起こり得ます。しかし、リチウム問題の議論で使われる種族II星は、リチウム破壊の影響が少ないと考えられる低温ではない星や、進化の初期段階にある星が選ばれています。また、星の内部構造や対流モデルを改善することで、リチウム破壊の効果をより正確に見積もる試みも行われています。しかし、これまでの研究では、恒星内部でのリチウム破壊だけでは観測と理論の間の大きなズレを完全に説明するのは難しいと考えられています。
恒星大気モデルの不確かさ: 星の大気の構造や元素の輸送過程（例えば、元素の沈降や拡散）を記述するモデルの不確かさも影響する可能性があります。特に、3次元の大気構造や非平衡的な放射輸送効果などを考慮したより現実的なモデルを用いることで、リチウム量の推定値が変化するかどうかが検証されています。
観測上の系統誤差: 観測機器の較正やデータ解析手法に未知の系統的な誤差が含まれている可能性も排除できません。しかし、異なる望遠鏡や手法を用いた観測でも同様の不一致が見られるため、これは原因全体の一部である可能性が高いと考えられています。

理論側の可能性

理論側の要因として考えられるのは、標準BBNモデルやそれを構築する標準素粒子物理学モデルが不完全であるという可能性です。

標準BBNモデルの限界: BBNの計算に用いられる原子核反応率のデータに不確かさがある可能性があります。特に、^7Beが電子捕獲で^7Liになる反応や、^7Liが陽子と反応して^4Heに崩壊する反応など、リチウムの生成・破壊に関わる主要な反応率について、実験室での測定精度を向上させる研究が進められています。もしこれらの反応率が標準モデルで仮定されている値と異なれば、理論予測値も変化します。これまでの精密測定の結果、標準BBNの枠組みを大きく覆すほどの反応率のズレは見つかっていませんが、わずかな不確かさが影響している可能性はあります。
未知の素粒子の存在: 標準モデルに含まれない未知の素粒子がBBNの時代に存在し、その崩壊や相互作用が原子核反応のネットワークや中性子/陽子の比率に影響を与えた可能性です。例えば、弱い相互作用をするが質量が大きい素粒子（WIMPのようなダークマター候補）が崩壊する際に、エネルギーの高い粒子（例えば光子や電子）を放出し、それが原子核を破壊したり、原子核反応率を変化させたりすることが考えられています。このようなモデルの中には、^7Beや^7Liを破壊する方向に働くものがあり、観測されるリチウム量の減少を説明できる可能性が指摘されています。
非標準宇宙論: 標準宇宙論モデルとは異なる初期宇宙のシナリオがBBNに影響を与えた可能性です。例えば、宇宙インフレーションの後の宇宙再加熱の過程で、エントロピーが不均一に生成された場合、場所によってバリオン密度が異なる領域ができ、これがBBNの結果に影響を与える「非一様なBBN」というシナリオが考えられています。また、基本的な物理定数（例えば、微細構造定数や重力定数）が宇宙の進化とともに変化したという仮説も、BBNの結果に影響を与える可能性があります。