なぜ宇宙の膨張率は2つに分かれる？「ハッブル・テンション」を解説

私たちが暮らす宇宙は膨張を続けており、その現在の膨張スピードを表す基本物理量が「ハッブル定数」です。かつて天文学者たちは、観測技術が高まればハッブル定数はひとつの確かな数値に絞り込まれると考えていました。

ところが現代の天文学は奇妙な壁に突き当たっています。宇宙の始まりに近い「初期宇宙」の痕跡から計算した膨張率と、地球に近い「近傍宇宙」の天体を直接積み上げて測った膨張率が、測定誤差では片付けられないほど食い違ってしまったのです。

この現代宇宙論最大の未解決問題を「ハッブル・テンション（Hubble Tension）」と呼びます。テンションとは物理学で数値同士の「張り合い・食い違い（統計的緊張）」を意味します。なぜ同じひとつの宇宙を測っているのに答えが2つに分かれるのでしょうか。観測の見落としなのか、物理法則を書き換える前兆なのか、その仕組みと最新の検証状況を基本から解き明かします。

宇宙の膨張率「ハッブル定数」とは何か

ハッブル・テンションの核心に迫る前に、まず「宇宙が膨張している」とはどういう現象で、ハッブル定数が何を意味するのかを整理しておきましょう。

遠くの銀河ほど速く遠ざかる「ハッブル・ルメートルの法則」

1920年代、ベルギーの天文学者ジョルジュ・ルメートルと米国のエドウィン・ハッブルは、遠方の銀河が私たちから遠ざかっており、その遠ざかる速度（後退速度）が銀河までの距離に比例していることを発見しました。これを「ハッブル・ルメートルの法則」と呼びます。

数式では次のように表されます。

v \approx H_0 d

ここで v は銀河の後退速度、d は銀河までの距離、H_0 は現在の宇宙の膨張率を示す「ハッブル定数」です。添え字の「0」は「現在の宇宙」を意味します。単位は通常「\text{km/s/Mpc}（キロメートル毎秒毎メガパーセク）」を用います。メガパーセク（\text{Mpc}）は約326万光年に相当します。たとえばハッブル定数が 70\text{ km/s/Mpc} であれば、1\text{Mpc} 離れた銀河は秒速約 70\text{ km} で遠ざかる比例関係を表します。

空間の膨張とドップラー効果の違い

銀河が遠ざかっているのは、銀河自体が空間を移動しているからではなく、銀河の間にある「空間そのもの」が伸び広がっているためです。

遠方銀河からの光は、波長が赤い側へずれる「赤方偏移」を示します。救急車のサイレンのような局所的なドップラー効果とは異なり、宇宙論的赤方偏移は、光が宇宙空間を旅する間に空間の膨張によって波長が物理的に引き伸ばされることで生じます。この波長の伸び具合から、空間がどれだけ引き伸ばされたかを測定できます。

銀河の固有運動（ペキュリア速度）という測定の難しさ

実際の観測では、銀河は宇宙全体の膨張の流れ（ハッブル流）に乗っているだけでなく、周囲の銀河や銀河団と重力を及ぼし合っています。

この局所的な重力相互作用によって銀河が独自に動く速度を「固有運動（ペキュリア速度）」と呼びます。たとえば私たちの天の川銀河とお隣のアンドロメダ銀河は、重力で強く引き合っているため、膨張に逆らって互いに秒速約100キロメートル以上で近づいています。

実際の銀河の観測速度には、空間膨張による速度と固有運動の両方が合算されています。したがって純粋なハッブル定数を正しく導出するには、固有運動の影響が相対的に小さくなる遠方の銀河を観測するか、重力場をモデル化して固有運動の成分を差し引く補正が不可欠となります。

宇宙が膨張しても人間や地球が広がらない理由

「宇宙が膨張しているなら、私たちの体や地球も広がっているのか」という疑問が生じますが、答えは「広がっていない」です。原子を結びつける電磁気力や天体・銀河を束縛する重力のような局所的な力（重力結合系）が、空間の膨張効果を完全に打ち消しているためです。宇宙膨張が実際に観測されるのは、銀河間のように重力の束縛が極めて弱い大スケールに限られます。

ハッブル時間と宇宙の年齢

ハッブル定数の逆数（1/H_0）は時間の次元を持ち、もし過去から現在まで一定速度で膨張し続けたと仮定した場合の目安の時間（ハッブル時間、約140億年）を与えます。

しかし、実際の宇宙年齢はハッブル定数単独から一意に決まるわけではありません。初期の宇宙は物質の重力によって膨張にブレーキがかかる「減速膨張」をし、その後ダークエネルギーの影響によって「加速膨張」へと転じました。宇宙がどのような歴史をたどって膨張してきたか（膨張履歴）を計算に入れて初めて、真の宇宙年齢（約138億年）が算出されます。

なぜ「2つの値」に分かれるのか：ハッブル・テンションの全体像

ハッブル定数が宇宙の基本数値であるならば、測定手法によらず同じ値に収束するはずです。しかし現実には、測定手法の違いによって2つの対立するグループに分かれてしまっています。

2大陣営の対比：プランク衛星 vs SH0ESプロジェクト

現在のハッブル・テンションを象徴するのが、初期宇宙を観測した「プランク衛星」と、近傍宇宙を直接測定した「SH0ESプロジェクト」の対立です。

1. 初期宇宙からの逆算（プランク衛星）

欧州宇宙機関（ESA）のプランク衛星は、宇宙誕生から約38万年後の光である「宇宙マイクロ波背景放射（CMB）」を全天で精密観測しました。この初期宇宙のデータに標準的な宇宙論モデル（平坦なbase-\Lambda\text{CDM}モデル）を当てはめて導き出された現在のハッブル定数は以下の値です。 $\text{Planck 2018/2020: } 67.36 \pm 0.54\text{ km/s/Mpc}

1. 近傍宇宙の直接測定（SH0ESプロジェクト）

ノーベル物理学賞受賞者のアダム・リースらが率いるSH0ESチームは、ハッブル宇宙望遠鏡などを用いて地球近くから段階的に距離を測る「距離のはしご」を構築し、現在の宇宙を直接測定しました。その結果は以下の値です。 $\text{SH0ES 2022: } 73.04 \pm 1.04\text{ km/s/Mpc}

この2つの値の差は約 5.68\text{ km/s/Mpc} です。それぞれの測定精度が「誤差 \pm 1\% 前後」に極まった結果、この差は統計的に無視できない巨大な食い違いとなりました。

図の読み方と2大経路の前提条件

上の図は、ハッブル定数に至る2つのアプローチを対比したものです。両者が全く異なる前提と手順を踏んでいることを理解する必要があります。

• 距離のはしご側（近傍宇宙）：地球近傍の幾何学的な測量から出発し、セファイド変光星、Ia型超新星へと段階的にバトンを渡して現在の膨張率を直接測ります。星間塵による減光の補正、光源自体の標準化、銀河の局所的な固有運動（ペキュリア速度）の補正が正しく行われていることが前提です。
• CMBと宇宙論モデル側（初期宇宙の観測）：宇宙誕生から約38万年後の光を測定し、宇宙論モデルを介して現在の値へと約138億年分を逆算します。途中の宇宙進化を記述する「base-\Lambda\text{CDM}モデル」が完全に正しいという仮定が決定的な前提となります。
• どちらも現在のハッブル定数 H_0 を求める方法です。図版によって左右の配置が異なるため、パネルの位置だけで区別しないでください。

なお、宇宙背景放射と宇宙論モデルを用いる経路に付随する宇宙年齢（約138億年）やエネルギー組成比は、外部からあらかじめ分かっていた固定値ではなく、モデルを当てはめた結果としてハッブル定数と同時に推定された数値です。

「5.0σ」の統計的緊張とはどういう意味か

この2つの値の乖離は、統計学的に「約5.0\sigma（シグマ）」に達しています。

正規分布において偶然のばらつきだけで 5\sigma の差が生じる確率は約300万回に1回という極めて稀なレベルであり、素粒子物理学などでは新発見を認定する厳格な基準です。しかし、宇宙論において 5.0\sigma に達したからといって、直ちに「未知の新物理の存在が確定した」と自動認定できるわけではありません。

この 5.0\sigma は、あくまで「報告された測定の不確実性と、それぞれの解析が置いた前提モデルがすべて正しいと仮定した場合」に計算される統計的緊張の度合いです。どちらかの観測手法に未知の系統誤差（見落とされた測定の偏り）が潜んでいたり、モデルの前提にほころびがあったりすれば解釈は変わってきます。大域的な背景宇宙において現在の真のハッブル定数はたったひとつしか存在しないはずだからこそ、高精度を誇る2つの測定の衝突が最大の論点となっています。

近傍宇宙を測る「宇宙の距離のはしご」の仕組みと前提

局所宇宙の膨張率を直接測定するSH0ESチームは、どのようにして 73.04\text{ km/s/Mpc} を導き出したのでしょうか。そこには天文学が磨き上げてきた「宇宙の距離のはしご（Distance Ladder）」という手法があります。

遠くの銀河までの距離を一度に測る定規は存在しないため、足元で正確に測れる「第1段」を土台に「第2段」の明るさを較正し、さらに遠くが見える「第3段」へと基準をリレーしていきます。

【第1段：幾何学的アンカー】
・天の川銀河内の年周視差（三角測量）
・NGC 4258水メーザー円盤
・大マゼラン雲（LMC）分離食連星
        │ （絶対距離を確定）
        ▼
【第2段：セファイド変光星】
・周期光度関係から絶対等級を決定
・星間減光や金属量の補正を実施
        │ （ホスト銀河で超新星を較正）
        ▼
【第3段：Ia型超新星】
・光度曲線の減光速度と色で標準化
・ハッブル流（純粋な膨張）に乗る遠方銀河へ
        │ 
        ▼
【ハッブル定数 H0 の直接導出】

第1段：幾何学的アンカー（確実な土台）

はしごの最初の段は、物理的な仮定をほとんど必要としない純粋な幾何学的測量です。現在、主に3つの独立したアンカー（基準点）が併用されています。

1. 天の川銀河内の年周視差：地球が太陽を公転することを利用した三角測量です。ESAのガイア（Gaia）衛星などの精密観測により、天の川銀河内の恒星までの距離が高精度に測られています。
2. メガメーザー銀河 NGC 4258：銀河中心の巨大ブラックホールの周囲を回転する水分子ガス円盤のケプラー運動と視線速度を電波干渉計で測定し、約2,500万光年彼方の銀河までの距離を幾何学的に決定します。
3. 大マゼラン雲（LMC）の分離食連星：連星の軌道速度と減光曲線から星の物理的な半径と明るさを割り出し、大マゼラン雲までの幾何学的距離を正確に求めています。

第2段：セファイド変光星（標準光源の第1歩）

幾何学的に距離が確定した領域において、次に「セファイド変光星」の明るさが較正されます。

セファイド変光星は、星自体が周期的に脈動して明るさを変える変光星です。「周期光度関係」により、変光の周期が長い星ほど星本来の明るさ（絶対光度）が大きいという規則性を持ちます。周期を測れば真の明るさが分かり、見かけの明るさと比較することで距離を逆算できます。

ただし、星間塵によって光が吸収されて暗く赤くなる「星間減光」を多波長観測で補正しなければなりません。また、恒星に含まれる重元素の割合（金属量）による周期光度関係の変動も厳密に補正されます。

第3段：Ia型超新星（宇宙の深遠へ届く標識）

セファイド変光星を観測できる限界はせいぜい1億光年程度であり、この距離では銀河の固有運動（ペキュリア速度）の影響が残るため、純粋な宇宙膨張率を測るには距離が足りません。

そこで登場するのが「Ia型超新星」です。白色矮星が核融合暴走を起こして大爆発する現象で、ひとつの銀河全体に匹敵する圧倒的な明るさで輝くため、数十億光年彼方のハッブル流が支配的な遠方銀河まで観測できます。セファイドとIa型超新星の両方が観測された銀河（ホスト銀河）を通じ、Ia型超新星の真の爆発の明るさを目盛り付け（較正）します。

ここで極めて重要なのは、Ia型超新星は単一の同一爆発ではないという点です。最大光度には個体差があります。そのため研究現場では、爆発後の減光ペース（明るい超新星ほどゆっくり暗くなるフィリップス関係）や光の色の変化を解析し、個々の明るさを揃える「標準化（standardization）」という統計的処理を行っています。この標準化を経て初めて、Ia型超新星は高精度な距離測定ツールとして機能します。

「完全な無仮定」ではない直接測定

距離のはしごは、初期宇宙から現在までの膨張史を仮定した数理モデルを必要としないため「直接測定」と呼ばれます。しかし、アンカーの幾何測量精度、セファイドの減光や金属量補正モデル、Ia型超新星の標準化アルゴリズム、銀河の局所速度場モデルなど、多層的な観測前提と補正の上に成り立っています。SH0ESチームはこれらの不確実性を積み上げ、現在値として 73.04 \pm 1.04\text{ km/s/Mpc} を報告しているのです。

初期宇宙の残光から逆算する「CMB観測」の仕組みとモデル依存性

近傍宇宙が「現在の宇宙を直接測る」のに対し、プランク衛星は宇宙誕生から間もない「初期宇宙の設計図」から現在の姿を逆算します。

宇宙最古の光「宇宙マイクロ波背景放射（CMB）」

ビッグバンから約38万年間、宇宙は超高温・高密度のプラズマで満たされ、光子は電子と衝突を繰り返してまっすぐ進むことができませんでした。

宇宙が膨張して温度が約3,000ケルビンまで下がると、陽子と電子が結びつき、中性の水素原子が増えました。自由電子が大きく減ると、以前から存在した光子は散乱を受けにくくなり、遠くまで進めるようになります。この時期の熱放射が宇宙膨張で赤方偏移したものを、現在、約2.7ケルビンの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）として観測しています。

10万分の1のゆらぎと「音響地平線」という標準定規

プランク衛星の観測によって、CMBには平均温度に対して約10万分の1という微細な温度のムラ（ゆらぎ）が存在することが判明しました。これは初期宇宙の物質密度の濃淡を映し出しています。

晴れ上がり以前、通常物質と光子が強く結びついたプラズマでは、重力と放射圧のせめぎ合いによる音響振動が伝わっていました。初期宇宙からある基準時刻までに音波が進んだ距離を、その時刻の音響地平線（r_s）と呼びます。数値を比べるときは、光子が最後に散乱した時刻か、物質が光子から離れるドラッグ時刻かを区別し、物理距離か共動距離かも明示する必要があります。

CMBには初期宇宙の音響的な長さの尺度が角度パターンとして残ります。その見かけの角度を精密に測り、宇宙論モデルを通して距離や現在の H_0 を制約します。約138億年という光の伝播時間を、そのまま現在の距離138億光年と読み替えることはできません。

※なお、初期宇宙の音波の痕跡は後の銀河分布パターンにも刻まれており、これは「バリオン音響振動（BAO）」と呼ばれます。CMBゆらぎが晴れ上がりの光のパターンであるのに対し、BAOは冷えた物質が銀河へと成長したスケールであり明確に区別されます。

決定的な重要条件：base-\Lambda\text{CDM}モデルによる外挿

CMB観測が直接捉えたのは「約38万歳の宇宙における音響地平線の角度サイズ」です。そこから現在のハッブル定数 H_0 を導き出すには、過去138億年間にわたる宇宙の膨張史を記述する物理モデルを敷かなければなりません。

そのレールとして採用されているのが、標準理論である「平坦なbase-$\Lambda\text{CDM}$モデル」です。

1. 空間の曲率がゼロ（平坦な幾何学）。
2. アインシュタインの一般相対性理論が成り立つ。
3. 通常物質（バリオン）、冷たい暗黒物質（CDM）、光子・ニュートリノなどの放射、および宇宙定数（\Lambda）を含み、それぞれの寄与は宇宙の時代とともに変わる。

プランクチームは、温度ゆらぎのパターンにbase-\Lambda\text{CDM}モデルの方程式を当てはめ、ハッブル定数 67.36 \pm 0.54\text{ km/s/Mpc}、宇宙年齢約138億年、物質とダークエネルギーの構成比（通常物質約5%、ダークマター約27%、ダークエネルギー約68%）を一括して導き出しました。

ここで得られるハッブル定数、宇宙年齢、エネルギー構成比は、外部から独立に与えられた固定値ではなく、base-\Lambda\text{CDM}モデルを観測データに当てはめて同時に得られた推定結果です。もしモデルの前提に未知のほころびがあれば、逆算される現在のハッブル定数の値も狂ってくることになります。

観測の系統誤差か？：ジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）とTRGBによる検証

ハッブル・テンションが持ち上がった当初、多くの研究者が疑ったのは「距離のはしごに未知の系統誤差があるのではないか」ということでした。はしごは何段もの測定を積み重ねるため、どこか一段にわずかな歪みがあれば結果が狂ってしまうからです。

疑われた「星の混雑効果（Blending）」とJWSTによる追試

距離のはしごで最も疑われたのが、セファイド変光星の「混雑効果（ブレンディング）」でした。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の解像度の限界により、セファイドの周囲にある暗い星々が重なって見え、星が実際より明るく（近くに）見えていたのではないかという疑念です。距離を短く見誤れば、ハッブル定数は実際より大きな値に出てしまいます。

この疑念を検証するため、口径6.5メートルの主鏡と圧倒的な赤外線解像度を持つジェームズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）が投入されました。

アダム・リースらのチームはJWSTを用い、かつてHSTで観測したセファイド変光星を再観測しました（Riess et al. 2025）。背景星の混雑が比較的少ないNGC 3447系および既存のSH0ESホスト銀河を対象とした検証の結果、HSTが行っていた混雑補正は正確であり、ハッブル・テンションを解消するような重大な系統的バイアスは見出されませんでした。さらに、HSTとJWSTのセファイドデータを統合した解析において、以下の値が報告されました。

73.49 \pm 0.93\text{ km/s/Mpc}

ただし、これはJWST単独の独立測定ではなく「HSTデータとの統合解析」であり、検証された銀河も限定的です。距離のはしごのあらゆる系統誤差が完全に排除されたわけではありませんが、少なくとも「ハッブル望遠鏡の混雑効果の見落とし」という単純な説明でテンションを解消することは極めて困難になりました。

もうひとつの標準光源TRGBによる独立検証（CCHP）

一方で、「セファイド変光星そのものに未知の恒星物理の偏りがあるのではないか」という疑問に応えるため、ウェンディ・フリードマン率いるCCHPチームは、セファイドを一切使わず「TRGB（Tip of the Red Giant Branch：赤色巨星分枝先端）」を用いた距離のはしごを構築しました。

赤色巨星は、年老いた星が進化の最終段階でヘリウムフラッシュを起こす直前、光度が物理的な一定上限（先端）に達します。この限界の明るさは恒星物理学から非常によく分かっており、星がまばらで塵が少ない銀河外縁部（ハロー）の古い星で観測できるため、星の混雑や星間減光の影響を大幅に抑えられます。

HSTおよびJWSTによるTRGB観測で24個のIa型超新星を較正したCCHPの解析（2024年公開、2025年3月改訂のFreedmanらの解析（arXiv:2408.06153v3））では、以下の値が報告されました。

70.39 \pm 1.22\text{ (stat)} \pm 1.33\text{ (sys)} \pm 0.70\text{ (}\sigma_\text{SN}\text{) km/s/Mpc}

この値は、プランクの約67.4とSH0ESの約73.0の間にあります。ただし、各推定が統計的に整合するかどうかは、統計誤差、系統誤差などの扱いと比較する信頼水準に依存します。単に二つの値の中間にあることだけでは、緊張の解消とはいえません。

この結果は、同じ近傍宇宙の直接測定であっても、標準光源としてセファイドを選ぶかTRGBを選ぶかによって値に系統差が生じることを示しています。局所測定の内部における手法間・光源間の系統差の検証は、現在も議論が続いています。

新しい物理学の可能性と今後の決着への道

もし観測の系統誤差だけで説明できないとすれば、標準的な宇宙論モデル（base-\Lambda\text{CDM}）の方程式が宇宙の真の姿を捉えきれていないことになります。

初期ダークエネルギー（EDE）仮説とその課題

新物理モデルの中で最も精力的に議論されているのが「初期ダークエネルギー（Early Dark Energy: EDE）」仮説です。

宇宙誕生から数十万年の極初期において、一時的に空間を満たして急激に消え去った第2のダークエネルギーが存在したのではないかというアイデアです。初期宇宙の膨張速度が一時的に速くなると、晴れ上がりまでの時間が短くなるため、音波の進む距離である「音響地平線の物理サイズ r_s」が通常より小さくなります。

標準定規である r_s が小さくなれば、CMBで測られた音響角を維持するために、逆算される現在のハッブル定数 H_0 はより大きな値（73\text{ km/s/Mpc} 付近）へと引き上げられます。

しかし、EDEは完璧な特効薬ではありません。初期宇宙の物理をいじってハッブル定数を合わせると、CMBの微細な波形パターンや、銀河の大規模構造の成長度合い（銀河の集まりやすさを示すパラメータ S_8 など）と新たな矛盾を引き起こします。現在、EDEは他の観測データからの厳しい制約に直面しています。

局所ボイド仮説や重力理論の修正

天の川銀河の周囲が宇宙平均より低密度な空間（局所ボイド）であるため周囲へ引っ張られて膨張が速く見えるとする説も検討されましたが、広域サーベイにより否定的な見方が強まっています。また一般相対論を修正する試みも進められていますが、蓄積された無数の観測データのすべてと整合させなければならない高い壁があります。

完全な第三の審判：重力波「標準サイレン」

この膠着状態を打破する第3の独立した測定法として期待されているのが、連星中性子星やブラックホールの合体から放たれる重力波を用いた「標準サイレン（Standard Siren）」です。

一般相対論に基づき、重力波の波形（周波数変化と振幅）から天体までの絶対距離を幾何学的に直接計算できます。これは距離のはしごの多段較正も、CMBの宇宙論モデルも必要としない独立な測定です。

ただし、GW170817のように母銀河を同定して用いる方法では、次の情報と不確実性を扱う必要があります。

1. GW170817のように母銀河を同定して用いる方法では、電磁波による母銀河の特定：重力波信号に対応する天体を観測し、母銀河を突き止めます。
2. 赤方偏移（後退速度）の取得：母銀河の光を分光観測し、宇宙膨張による赤方偏移を測定すること。
3. 軌道傾斜角と距離の縮退の扱い：連星の傾きと距離の推定には互いに区別しにくい部分があります。その不確実性を含めてハッブル定数を推定します。独立した傾斜角の情報は精度改善に役立ちますが、縮退を完全に解消することが測定の必須条件ではありません。

GW170817では、重力波から推定した距離と、電磁波観測で得た母銀河の赤方偏移・後退速度を組み合わせて H_0 を推定しました。距離のはしごとは独立ですが、重力波だけから H_0 を得た測定ではありません。将来、観測例が増えれば、異なる測定方法を比較する重要な手掛かりになります。

よくある疑問（FAQ）とまとめ

ハッブル・テンションに関するFAQ

Q: 宇宙が加速膨張していることと、ハッブル・テンションはどう関係していますか？ A: 加速膨張は「過去に比べて現在の膨張速度が速くなっている」という宇宙の時代変化（加速度）を指します。一方、ハッブル・テンションは「現在の宇宙の膨張率そのもの」を測る2つのアプローチ間で値が一致しない問題です。なお、5σもの統計的乖離があっても直ちに新物理の発見と断定できない理由（系統誤差の可能性）や、初期宇宙と現在宇宙という異なる時代の観測を比較できる理由（どちらも同じ現在のH0を求めている点）は本文で解説した通りです。

結び：宇宙の真の姿をめぐる探求

ハッブル・テンションは、人類が手にした最も精緻な観測技術と、1世紀をかけて築き上げてきた現代物理学の標準理論が真っ向からぶつかり合っている最前線です。

近傍宇宙を測る「距離のはしご」はJWSTによる追試で堅牢性を示した一方、TRGBによる中間的な値は局所測定内の系統差の検証課題を提起しています。初期宇宙を逆算するCMB観測はモデルの妥当性に依存しており、新物理の導入は他の観測との新たな摩擦を生んでいます。

この食い違いが観測の極限に潜む系統誤差の解明によって決着するのか、それとも標準宇宙論を塗り替える新物理の扉を開くのかはまだ誰にも分かりません。しかしこの謎の追究を通じて、私たちは宇宙の始まりと進化を支配する物理法則について、より深い理解へと確実に近づいています。

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