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TDCOSMO. XXIII. Measurement of the Hubble constant from the doubly lensed quasar HE1104-1805

TDCOSMO 研究チームは、17 年間の観測データと多波長解析を駆使して二重像クエーサー HE1104-1805 を初めて分析し、ハッブル定数の独立した測定値（ $H_0 = 64.2^{+5.8}_{-5.0} \times \lambda_{int} \, \text{km s}^{-1} \text{Mpc}^{-1}$ ）を得ることに成功し、今後より大規模な二重レンズサンプルを用いた高精度な宇宙論研究への重要な一歩を踏み出したことを報告しています。

原著者： Eric Paic, Frédéric Courbin, Christopher D. Fassnacht, Aymeric Galan, Martin Millon, Dominique Sluse, Devon M. Williams, Simon Birrer, Elizabeth J. Buckley-Geer, Michele Cappellari, Frédéric Dux, Xian

公開日 2026-03-24

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CC BY 4.0

原著者： Eric Paic, Frédéric Courbin, Christopher D. Fassnacht, Aymeric Galan, Martin Millon, Dominique Sluse, Devon M. Williams, Simon Birrer, Elizabeth J. Buckley-Geer, Michele Cappellari, Frédéric Dux, Xiang-Yu Huang, Shawn Knabel, Cameron Lemon, Anowar J. Shajib, Sherry H. Suyu, Tommaso Treu, Kenneth C. Wong, Lise Christensen, Veronica Motta, Alessandro Sonnenfeld

原論文は CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) でライセンスされています。 ✨ これは以下の論文のAI生成解説です。著者が執筆または承認したものではありません。技術的な正確性については原論文を参照してください。免責事項の全文を読む

この論文は、天文学者たちが**「宇宙の年齢と大きさ」**を測るための新しい、そして非常に重要な方法を紹介したものです。

タイトルにある「HE 1104−1805」という天体は、遠くにあるクエーサー（超強力なブラックホール）が、手前の銀河の重力によって**「2 つに分裂して見える」**現象です。

これを理解するために、いくつかの面白い例え話を使って説明しましょう。

1. 宇宙の「定規」と「時計」

私たちが宇宙の膨張速度（ハッブル定数）を測ろうとするとき、それは**「宇宙という巨大な車」がどれくらいの速さで走っているか**を測るようなものです。

従来の方法： 遠くの星の明るさで距離を測る「距離梯子」という方法や、宇宙の初期の光（CMB）を調べる方法があります。しかし、これらは「67」と「73」という異なる答えを出しており、天文学者たちは「どちらが正しいのか？」と頭を悩ませていました。
この論文の新方法： 「重力レンズ」という現象を使います。これは、手前の銀河が**「宇宙の巨大なレンズ」**の役割を果たし、背後にある光を曲げて、あたかも「2 つの道」を作ってしまう現象です。

2. 2 つの道と「タイムラグ」

想像してください。2 人のランナーが、同じスタート地点から同じゴール地点を目指して走りますが、道が 2 つあります。

道 A： 直線的で短い道。
道 B： 曲がりくねって長い道。

2 人は同じスピードで走りますが、道 B を通ったランナーの方がゴールに到着するのが遅れます。これを「時間遅れ（Time Delay）」と呼びます。

この論文では、HE 1104−1805 という天体で、2 つの画像（2 つの道）の光が約 176 日（5 ヶ月半）の差で地球に届くことを、17 年間の観測データを組み合わせて正確に測定しました。

3. 道幅と「重さ」の謎

しかし、ただ「到着時間の差」を知っただけでは、宇宙の速さは分かりません。なぜなら、**「道が長いのか、それともランナーが遅かったのか」**が分からないからです。

ここで必要になるのが**「重力レンズの重さ（質量）」**の測定です。

レンズの重さ： 手前の銀河がどれくらい重いのか。
ランナーの動き： 銀河の中の星がどれくらい速く動いているか（これを「恒星の速度分散」と呼びます）。

この論文では、非常に強力な望遠鏡（VLT/MUSE）を使って、銀河の中の星の動きを 3 つの異なる距離帯で詳しく調べました。まるで**「銀河の心拍数を測る」**ような作業です。これにより、レンズの重さを正確に推定し、「道がどれくらい曲がっていたか」を計算しました。

4. 周囲の「邪魔者」たち

実は、光が地球に届くまでの道のりには、メインの銀河以外にも、無数の小さな銀河や星の群れが点在しています。これらは**「道に立っている邪魔者」**のようなものです。

これらが光の経路を少しだけ変えてしまうため、正確な計算をするには、これらもすべて考慮に入れる必要があります。
この研究では、広範囲の画像を解析して、これらの「邪魔者」がどれくらい影響を与えているかを計算し、最終的な答えを補正しました。

5. 結果：新しい答え

すべての要素（時間差、レンズの重さ、周囲の影響）を組み合わせ、複雑な計算を行った結果、得られた宇宙の膨張速度（ハッブル定数）は**「約 64」**でした。

注目すべき点： この値は、従来の「距離梯子」で測った「73」よりも低く、宇宙初期の光から測った「67」に近い値です。
精度： 1 つの天体（2 つに分裂したクエーサー）だけで、約 8.5% の精度でこの値を導き出しました。これは、これまで「4 つに分裂したクエーサー」でしか達成できなかったレベルの精度です。

6. なぜこれが重要なのか？

これまでの研究では、4 つに分裂するクエーサー（4 重像）ばかりが使われていました。しかし、それは**「宝くじに当選しにくいレアなケース」**です。

この論文は、**「2 つに分裂するクエーサー（2 重像）」**でも高精度な測定ができることを証明しました。
2 重像の方が宇宙には5 倍もたくさん存在するため、今後はこの方法で大量のデータを集めれば、**「1% の精度」**で宇宙の膨張速度を決定し、宇宙の謎（ダークエネルギーなど）を解き明かせる可能性があります。

まとめ

この論文は、「宇宙の定規」をより多く、より正確に作れるようになったという画期的なステップです。
「2 つの道」を走る光のタイムラグと、銀河の「心拍数」を組み合わせることで、宇宙がどれくらい速く膨張しているかを、これまでになく鮮明に捉えることができました。これは、宇宙の年齢と運命を解き明かすための、大きな一歩です。

以下は、TDCOSMO 共同研究グループによる論文「TDCOSMO XXIII. Measurement of the Hubble constant from the doubly lensed quasar HE 1104−1805」の技術的サマリーです。

1. 背景と課題 (Problem)

ハッブル定数 ( $H_0$ ) の不一致: 宇宙の現在の膨張率であるハッブル定数 $H_0$ について、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) からの推定値（約 67.4 km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ）と、局所的な距離梯子法（セファイド変光星や超新星など）による推定値（約 73.2 km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ）の間に、統計的に有意な不一致（「ハッブル・テンション」）が存在します。
既存手法の限界: TDCOSMO 共同研究グループは、重力レンズ効果を利用した「時間遅延測地学 (Time-delay Cosmography)」を用いて、距離梯子に依存しない独立した $H_0$ 測定を目指しています。これまでの主要な成果は、4 つの像に分裂する「多重像クエーサー (Quadruply lensed quasars)」に基づいていました。しかし、これらは稀であり、サンプルサイズが $H_0$ の精度向上のボトルネックとなっています。
二重像クエーサーの活用: 二重像クエーサー (Doubly lensed quasars) は四重像に比べて数多く存在し、時間遅延の測定も高精度に行える可能性があります。しかし、質量モデルの制約が四重像に比べて弱く、特に「質量シート縮退 (Mass-Sheet Degeneracy: MSD)」を破るための恒星運動学データの取得が困難な場合があり、これまで TDCOSMO の主要サンプルに含まれていませんでした。

2. 手法とアプローチ (Methodology)

本研究は、二重像クエーサー HE 1104−1805 ( $z_s=2.32$ , $z_d=0.729$ ) を対象に、TDCOSMO の標準的な 4 つの必須要素を盲検的 (Blind) に測定・分析しました。

時間遅延の測定 (Time-delay Measurement):
- SMARTS、Euler、WFI 望遠鏡からの 17 年間にわたる光変曲線データを統合。
- PyCS パッケージを用いたフリー・ノット・スプライン法 (Free-knot spline fitting) で、物理モデルに依存しないデータ駆動型の解析を実施。
- 結果として、画像 A と B の間の時間遅延 $\Delta t_{AB} = 176.3^{+11.4}_{-10.3}$ 日（精度 5.8%）を測定。
空間分解された恒星運動学 (Spatially Resolved Kinematics):
- VLT/MUSE による積分場分光観測 (IFU) を実施。
- レンズ銀河の中心から 3 つの同心円状の領域（半径 0.53" のリング）に分割し、恒星吸収線（Ca h&k, G-band）のスペクトルを抽出。
- pPXF 法を用いて、3 つの領域における視線方向の恒星速度分散 ( $\sigma_{LOS}$ ) を測定（精度 5-13%）。
- 銀河が「遅い回転子 (slow rotator)」であることを確認し、Jeans 異方性モデル (JAM) を適用。
質量モデルとフェルマポテンシャル (Lens Modelling):
- HST/WFC3 (F160W フィルター) の高解像度画像を使用。
- 2 つの質量モデルファミリーを比較：
  - パワールーモデル (Power-law): 質量分布を単一のべき乗則で記述。
  - 複合モデル (Composite): バリオン（恒星）とダークマター（NFW プロファイル）を別々に記述するモデル。
- レンズ近傍の 9 つの擾乱体 (Perturbers) と 6 つの銀河団 (Groups) を明示的にモデルに組み込み、外部せん断 (External Shear) や外部収束 (External Convergence) を考慮。
- 複数のモデル構成（摂動体の組み合わせなど）に対してベイズ情報量基準 (BIC) を用いて重み付けし、事後分布を統合。
視線方向の収束 (Line-of-Sight Convergence, $\kappa_{ext}$ ):
- 広視野画像 (Subaru/SuprimeCam) を用いて、レンズ周囲 120" 以内の銀河数をカウント。
- 数値シミュレーション（Millennium Simulation）と比較し、視線方向の過密・過疎度を評価。
- 外部収束 $\kappa_{ext} = -0.019^{+0.058}_{-0.020}$ を測定（視線方向はわずかに過疎領域にある）。

3. 主要な結果 (Key Results)

ハッブル定数の測定値:
- 盲検的解析の結果、 $H_0 = 64.2^{+5.8}_{-5.0} \times \lambda_{int}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ を得ました（ $\lambda_{int}$ は内部質量シート縮退パラメータ）。
- $\lambda_{int}=1$ と仮定した場合、 $H_0 = 64.2^{+5.8}_{-5.0}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ となり、精度は約 8.5% です。
- この値は TDCOSMO-2025 のマイルストーン結果（四重像クエーサーの集積結果）と矛盾しません。
モデルの選定:
- 恒星運動学データとの整合性を比較した結果、パワールーモデルが観測された速度分散プロファイル（特に内側の領域）をよりよく説明することが判明しました。
- 複合モデルは、内側の速度分散を過大評価する傾向があり、パワールーモデルに対して 2.1 $\sigma$ の緊張関係を示しました。最終的な事後分布はパワールーモデルに 95% の重みが割り当てられました。
時間遅延距離と角直径距離:
- 時間遅延距離 $D_{\Delta t} = 5083^{+504}_{-487}$ Mpc
- レンズ銀河までの角直径距離 $D_d = 1921^{+254}_{-236}$ Mpc

4. 貢献と意義 (Contributions & Significance)

二重像クエーサーの初適用: TDCOSMO 共同研究において、二重像クエーサーを用いた $H_0$ 測定が初めて成功しました。これにより、四重像に限定されていたサンプルを大幅に拡張する道が開かれました。
精度の妥当性: 単一の二重像レンズから 8.5% の精度で $H_0$ を測定できたことは、二重像システムが統計的なノイズを低減し、将来的に 1% 精度の測定を目指す上で極めて有望であることを示しています。
バイアスの検証: 四重像システムに特有の選択バイアス（高い楕円率や特定の配向が必要など）を回避し、より一般的な銀河サンプルを用いることで、TDCOSMO 手法の頑健性を検証する重要なステップとなりました。
将来への展望: 本研究は「足がかり (Stepping stone)」であり、次なるマイルストーン論文では、複数のレンズを階層的にモデル化することで、内部質量シート縮退パラメータ ( $\lambda_{int}$ ) と $H_0$ を同時に制約し、さらに精度を向上させることが計画されています。

結論

本研究は、HE 1104−1805 という二重像クエーサーを用いて、時間遅延、恒星運動学、質量モデリング、視線方向環境の 4 つの要素を統合的に解析し、 $H_0 \approx 64$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ という結果を得ました。これは既存の CMB および距離梯子の結果の中間値に位置し、その精度は既存の四重像サンプルに匹敵します。二重像クエーサーの大規模サンプル化は、ハッブル・テンションの解決に向けた重要な進展となります。