第7章：一般相対性理論の実験的検証

これまでの章で、アインシュタインの一般相対性理論が重力、空間、時間の理解を根本的に変えたことを見てきました。この理論は、ニュートンの重力とは異なるいくつかの驚くべき予測をしました。例えば、太陽による星光の曲がり、水星の軌道の歳差、そして重力赤方偏移などです。この章では、これらの予測を詳しく調べ、過去の1世紀にわたって蓄積された観測証拠を用いて一般相対性理論を検証します。まず、アインシュタイン自身が提案した3つの「古典的なテスト」から始め、次に重力レンズ効果、重力波、ブラックホールなどの現象を含むより近代的なテストに移ります。見ていくと分かるように、一般相対性理論はすべてのテストに合格し、現在までのところ最も優れた重力理論としての地位を確立しています。

3つの古典的なテスト

アインシュタインが1915年に一般相対性理論を発表した直後、彼は理論を確認または反証する可能性のある3つの観測的なテストを提案しました。これらのテストは「一般相対性理論の古典的なテスト」として知られるようになりました。それらは以下の通りです：

  1. 水星の近日点の歳差
  2. 太陽による星光の偏向
  3. 光の重力赤方偏移

これらのテストを順番に調べてみましょう。

水星の近日点の歳差

水星は太陽を中心とする非常に楕円形の軌道を持っており、近日点は各軌道ごとにわずかに歳差しています。ニュートンの重力によれば、この歳差は他の惑星の引力で完全に説明されるはずです。しかし、19世紀末の正確な観測は小さなずれを明らかにしました。ニュートンの理論が予測するよりも、水星の近日点が1世紀あたり約43秒弧度ほど進んでいました。

この異常は数十年にわたって天文学者たちを悩ませており、一部の人々はそれを説明するために太陽の近くに見えない惑星（「ヴァルカン」）の存在を提唱していました。しかし、1915年、アインシュタインは一般相対性理論が水星の過剰な歳差を自然に説明することを示しました。GRによれば、太陽周りの時空の曲率により、水星の軌道は予測通りに1世紀あたり43秒弧度余分に歳差します。

これはアインシュタインの理論にとって大きな勝利でした。それは長い間の謎を説明し、時空の曲率の存在を強力に裏付ける証拠を提供しました。現在、水星の近日点の歳差は一般相対性理論の主要な観測的な支持材料の一つとされています。

太陽による星光の偏向

一般相対性理論のもう一つの予測は、光が重力場によって偏向するということです。この理論によれば、太陽の近くを通過する星光はわずかな角度で曲がり、その偏向はニュートンの重力が予測するのと2倍になります。

アインシュタインは、この効果を日食の時に試験することができると気付きました。太陽の近くで観測される日中の暗い空において、太陽に近い星々が見えるようになります。日食中の星々の見かけの位置を通常の夜間の位置と比較することで、天文学者は偏向を測定し、それがGRの予測と一致するかどうかを見ることができます。

この効果を測定する最初の試みは、ブリティッシュ天文学者アーサー・エディントンが率いる2つの探検隊によって1919年の日食中に行われました。1つのチームはアフリカ沖のプリンシペ島、もう1つのチームはブラジルのソブラルへと旅しました。天候と装置による課題に直面しながらも、両チームは日食の写真を撮影し、星々の位置を測定することに成功しました。

結果の分析により、星光は確かに太陽によって偏向されていました。その大きさはアインシュタインの予測に非常に近いものでした。このニュースは世界中で話題になり、アインシュタインを国際的な名声に押し上げました。太陽による星光の偏向は、一般相対性理論と曲がった時空の存在を劇的に確認したものとされました。

1919年以降、光の偏向テストは光学望遠鏡だけでなく、電波望遠鏡も使用して精度を高めた多くの再現実験が行われました。最も正確な測定は、超長基線干渉法（VLBI）を使用して行われたもので、一般相対性理論を0.02%の範囲で確認しました。

光の重力赤方偏移

一般相対性理論の3つ目の古典的なテストは、光の重力赤方偏移に関するものです。GRによれば、重力場で発射された光は重力ポテンシャルから抜け出すにつれて赤方偏移されます（すなわち、波長が増加します）。重力場が強ければ強いほど、赤方偏移は大きくなります。

アインシュタインは、太陽からのスペクトル線を用いてこの効果を測定することができると提案しました。太陽の大気中の原子から放射される光は、地球上の実験室で生成される同じ線と比べて、太陽の強力な重力場の影響によりわずかに赤方偏移するはずです。

この重力赤方偏移の測定は非常に困難でした。極めて高精度の分光学と、スペクトル線をシフトさせる他の効果（例えば太陽の自転に伴うドップラーシフト）の存在によるものです。最初の成功した測定は、ウォルター・アダムスによって1925年に行われました。彼はマウント・ウィルソン天文台の100インチ望遠鏡で分光器を使用して重力赤方偏移を測定しました。アダムスは、アインシュタインの予測と一致する大きさの重力赤方偏移を確認しましたが、かなりの不確かさがありました。

その後も、モスバウアー効果や原子時計を使用して、重力赤方偏移のより正確なテストが行われました。1960年代、ロバート・パウンドとグレン・レブカは、ハーバード大学の22メートルの塔を上下に上昇するガンマ線の赤方偏移を測定し、GRを1%以内で確認しました。その後、ロケット搭載の水素メーザー時計を使用した実験では、赤方偏移を10^5分の数部まで正確に検証しました。 重力赤方偏移は一般相対性理論の重要なテストであり、GPS衛星にとっても実用上の問題であり、地球の重力により重大な赤方偏移が発生します。この効果を修正しないと、GPSナビゲーションは1日に数キロメートルオフになります。

一般相対性理論の現代的なテスト

3つの古典的なテストが一般相対性理論に対する最初の強力な証拠を提供しましたが、アインシュタインの理論が発表されて以来、さまざまなテストが考案され、実施されてきました。これらの現代的なテストは、新たな極限領域でGRを調べ、アインシュタインの時代では夢想もできなかった最先端の技術を利用しています。

重力レンズ効果

一般相対性理論の最も印象的な予測の1つは、重力レンズ効果です。ガラスレンズが光線を曲げるように、質量のある物体（銀河や銀河団など）は背景光源の光路を曲げ、"重力レンズ"として機能することができます。

重力レンズ効果には3つの主な領域があります：

  1. 強い重力レンズ効果：レンズが十分な質量を持ち、十分に整列している場合に複数のイメージ、弧、またはリングを生成できます。最初の強いレンズは1979年に発見されました。それは、前景の銀河がレンズとなり、同じクエーサーの2つのイメージである双子のクエーサーでした。現在は何百もの強いレンズが知られており、ダークマターの分布をマッピングし、キロパーセクスケールでのGRをテストする手段を提供しています。

  2. 弱い重力レンズ効果：これは、レンズ効果が複数のイメージを生成するほど強くない場合に発生するより微妙な効果ですが、背景銀河の形状を歪めます。天文学者は、広い範囲の空の上でこれらの形状の歪みを統計的に分析することで、宇宙の大規模構造をマッピングし、宇宙の規模でのGRをテストすることができます。弱い重力レンズ効果は、最近の暗黒エネルギー調査やキロディグリー調査などの主要な調査によって、ますます正確な測定結果が得られるようになり、宇宙論の重要なプローブとなりました。

  3. マイクロレンズ効果：この効果は、コンパクトな天体（星や惑星など）が背景の星の前を通過することにより、レンズ効果による一時的な明るさの増加が起こるというものです。マイクロレンズ効果は、太陽系外惑星の発見や、銀河系内のブラックホールやその他のダークな天体の調査に使用されています。また、恒星スケールでのGRのテストを提供します。

重力レンズ効果は、現在までに一般相対性理論の最も壮観な確証のいくつかを提供しています。レンズ化されたシステムの観測された数、分布、性質はGRの予測と非常に一致しており、代替重力理論に対して厳しい制約を課しています。

重力波

最近、一般相対性理論のテストで最も興奮した進展は、重力波の直接検出です。これらは時空の構造に生じるリプルであり、加速する物体によって生成され、光速で伝播します。アインシュタインは重力波の存在を1916年に予測しましたが、その極めて小さな振幅のために、彼はそれらが検出されることはないと疑っていました。

100年後、レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）は、重力波が通過する際に生じる微小な時空の歪みを測定することに成功しました。最初の検出は2015年9月に行われ、約13億光年離れた2つのブラックホールの合体から来ました。観測された波形は、予想される一般相対性理論との一致度が数パーセント以内であり、強場、高速領域での理論の驚くべき確認を提供しました。

それ以降、LIGOおよびそのヨーロッパの対応相手であるVirgoによって他の数十の重力波イベントが検出されています。これには、二重ブラックホールの合体、二重中性子星の合体、および中性子星とブラックホールの合体の可能性も含まれています。各イベントは、極限条件下でのGRの新しいテストを提供し、現時点では理論は成功しています。

重力波天文学は、電磁波では見えない領域やイベントを探査するための新たな窓を開いてくれました。また、これまでのところ、ブラックホールの存在、重力波の光速での伝播、および「ノー・ヘア」の定理（ブラックホールはその質量、電荷、スピンで完全に特徴づけられることを指す）など、GRへの最も厳しいテストのいくつかを提供しました。

ブラックホールへの観測的証拠

ブラックホールはおそらく一般相対性理論の最も極端で謎めいた予測です。これは時空の曲率が非常に強くなり、内部から光を含む何もが逃れることができない領域です。ブラックホールはアインシュタインの方程式の直接の結果ですが、長い間、数学的な好奇心でしかなく、物理的な現実ではありませんでした。

しかし今日では、ブラックホールの存在には圧倒的な観測的証拠があります。この証拠は、いくつかの異なる調査方法から得られています：

  1. X線連星：これは、ブラックホールや中性子星が伴星から物質を引っ張っているシステムです。物質が渦巻きながら加熱されると、望遠鏡で検出できるX線を放射します。これらのX線放射の特性、特に急速な変動と高エネルギーは、ブラックホールのようなコンパクトな物体の存在を強力に支持する証拠です。

  2. 超巨大ブラックホール：私たち自身の銀河系を含め、ほとんどの銀河の中心には、太陽の数百万から数十億倍の質量を持つコンパクトな物体があります。これらの物体は、星の集団や他の既知の物体で説明するには質量が大きすぎてコンパクトすぎ、その性質は超巨大ブラックホールの予想される性質と一致します。最も重要な証拠は、銀河中心部の星の公転を観測することから得られており、これにより、中心の物体の質量とサイズを非常に正確に測定することができました。

  3. 重力波：先述の通り、LIGOとVirgoによって検出された重力波信号は、合体するブラックホールの予測と一致しています。これらの信号から推測される質量、スピン、および他の特性は、ブラックホールと一致し、中性子星など他のコンパクトな天体と一致しません。

  4. イベントホライゾンテレスコープ：2019年、イベントホライゾンテレスコープの共同研究チームは、初めてブラックホールの直接画像を公開しました。世界中の電波望遠鏡を結びつけて地球サイズの仮想望遠鏡を形成することで、銀河M87の中心にある超巨大ブラックホールのイベントホライゾンを解像することができました。観測されたブラックホールのシャドウのサイズと形状は、一般相対性理論の予測と一致し、理論の驚異的な視覚的確認を提供しました。

ブラックホールの観測的証拠は現在、その存在がほぼ確実視されているほど強力です。ブラックホールは一般相対性理論の最も極端なテストの一部であり、強い曲率と高速度領域で理論を探求しています。これまでに、一般相対性理論はこれらのすべてのテストに合格し、重力の最良の理論としての地位をさらに固めました。

結論

誕生から100年経った現在も、一般相対性理論は最も正確かつ多くのテストを経ている重力の理論です。アインシュタインによって提案されたクラシックなテストから、重力波とブラックホールの最先端の観測まで、この理論はますます正確で厳密なテストにさらされ、毎回勝利を収めてきました。

一般相対性理論の確認は、単に理論自体の勝利ではなく、科学的手法全体の勝利でもあります。GRは、ニュートンの重力や常識とは異なる大胆で直感に反する予測をいくつもしました。しかし、これらの予測は厳密に設計された実験と観測によってテストされた結果、正しいと判明しました。これが科学の本質です：検証可能な予測を立てて、自然が真実の最終的な裁定者になることを許すことです。

もちろん、どんな科学的理論も完全または最終的なものではありません。まだ多くの未解決の問題や課題があります。

Chapter 0 Einstein Theory of Relativity