アクシオンのソースを表示

{{otheruseslist|未発見の素粒子|同名の競走馬|アクシオン (競走馬)|福岡県のスポーツ施設|アクシオン福岡|東京都の株式会社ACSiON（アクシオン）|ACSiON}}
{{表記揺れ案内
|表記1=アクシオン
|表記2=アキシオン
}}
{{Infobox particle
| 背景色 =
| 名前 = アクシオン
| 画像 =
| 説明 =
| 型数 =
| 分類 =
| 組成 = [[素粒子]]（想定）
| 統計 =
| グループ =
| 世代 =
| 相互作用 = [[電磁相互作用]]（想定）<br>[[重力相互作用]]（想定）
| 粒子 =
| 反粒子 =
| ステータス =
| 理論化 =
| 発見 = 未発見
| 記号 = A<sup>0</sup>, a, θ
| 質量 = <nowiki>  10</nowiki><sup>−5</sup> から 1&nbsp;[[電子ボルト|eV]]/[[光速|''c'']]<sup>2</sup>{{spaces|1}}（想定）<ref>{{Cite book|last=Peccei | first=R. D. | title=Axions: Theory, Cosmology, and Experimental Searches <!-- leave subtitle --> |year=2008 |chapter=The Strong CP Problem and Axions |editor1-last=Kuster |editor1-first=Markus |editor2-last=Raffelt |editor2-first=Georg |editor3-last=Beltrán |editor3-first=Berta |series=Lecture Notes in Physics |volume=741 |pages=3–17 |arxiv=hep-ph/0607268 |doi=10.1007/978-3-540-73518-2_1 |isbn=978-3-540-73517-5|s2cid=119482294 }}</ref>
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'''アクシオン'''（{{Lang-en-short|Axion}}）、あるいは'''アキシオン'''とは、[[素粒子物理学]]において、[[標準模型]]の未解決問題のひとつである[[強いCP問題]]を解決する仮説上で、その存在が期待されている未発見の[[素粒子]]である。[[コールドダークマター|冷たい暗黒物質]]の候補の一つでもある。

== 概要 ==
[[標準模型]]には[[CP対称性]]を破る位相パラメーターが2つ存在する。1つは[[CKM行列]]の位相であり、もうひとつは[[量子色力学]]の位相である。[[CKM行列]]の位相は[[ベル実験]]を始めとする[[B中間子]]崩壊の精密測定によって測られており、[[CKM行列]]はCP対称性を大きく破っていることが知られている。一方、量子色力学における[[CP対称性の破れ]]は[[中性子]]の[[電気双極子]]などを通して観測できるが、量子色力学では極めて高い精度でCP対称性が成立していることが分かってきた。この両者の違いは[[標準模型]]の破綻を必ずしも意味しないが、何らかの説明を必要とする不自然なものであると考えられた。この問題は'''強いCP問題'''と呼ばれている{{efn|強いCP問題に対する簡単な解決策が存在する。標準模型の[[クォーク]]のうち少なくとも1つの質量がない場合、CP違反は観測できなくなる。しかし経験的証拠は、質量のないクォークは存在しないことを強く示唆している。そのため素粒子理論家は、説明できないCP対称性の問題に対する別の解決策を模索した。}}。

アクシオンは強いCP問題の解決策の1つとして提唱された未発見の粒子である<ref>{{PDFlink|[https://www.s.u-tokyo.ac.jp/ja/story/newsletter/past/20040731_36_2.pdf 理学系研究科・理学部ニュース 36巻 2号 2004年7月]  東京大学 大学院理学系研究科・理学部 }} , {{Cite journal |和書|author=蓑輪眞 |title=研究ニュース : 望遠鏡ものがたり４ |url=https://hdl.handle.net/2261/26388 |journal=東京大学理学系研究科・理学部ニュース |publisher=東京大学大学院理学系研究科・理学部 |year=2004 |month=jul |volume=36 |issue=2 |pages=20-21 |naid=120001507202}}</ref>。アクシオンは{{仮リンク|ペッチェイ・クイン対称性|en|Peccei–Quinn theory}}の[[自発的対称性の破れ]]に伴って出現する、質量を持った（擬）[[南部・ゴールドストーン粒子]]である<ref>{{cite arXiv|eprint=hep-ph/0309143v1 |last1=Miller |first1=D. J. |last2=Nevzorov |first2=R. |title=The Peccei-Quinn Axion in the Next-to-Minimal Supersymmetric Standard Model |year=2003 }}</ref>。ペッチェイ・クイン対称性は量子色力学に対して[[量子異常|アノマリー]]を持ち、この性質によりアクシオンは[[量子色力学]]の位相を動的に吸収することが可能となっている。

== 歴史 ==
=== 強いCP問題 ===
[[ヘーラルト・トホーフト]]によって示されたように<ref>{{cite journal |last='t Hooft |first=Gerard |year=1976 |title=Symmetry breaking through Bell-Jackiw anomalies |journal=Physical Review Letters |volume=37 |issue=1}}{{cite journal |last='t Hooft |first=Gerard |year=1976 |title=Computation of the quantum effects due to a four-dimensional pseudo-particle |journal=Physical Review D |publisher=APS |volume=14 |issue=12 |pages=3432–3450 |bibcode=1976PhRvD..14.3432T |doi=10.1103/PhysRevD.14.3432}}</ref>、標準模型の[[強い相互作用]]である[[量子色力学]](QCD)は非自明な真空構造{{efn|この非自明な真空構造は、QCDのU(1)対称性に関連する問題を解決する<ref>{{cite journal |last1=Katz |first1=Emanuel |last2=Schwartz |first2=Matthew D |title=An eta primer: solving the U(1) problem with AdS/QCD |journal=Journal of High Energy Physics |date=28 August 2007 |volume=2007 |issue=8 |pages=077 |doi=10.1088/1126-6708/2007/08/077 |arxiv=0705.0534 |bibcode=2007JHEP...08..077K |s2cid=119594300 }}</ref><ref>{{Cite web|url=https://www.classe.cornell.edu/~pt267/files/documents/A_instanton.pdf|title='t Hooft and η'ail Instantons and their applications | first=Flip | last=Tanedo | publisher=Cornell University | access-date=2023-06-20}}</ref>。}}を持っており、[[荷電共役変換|荷電共役]]と[[パリティ (物理学)|パリティ]]の[[対称性の破れ]]を原理的に許容する。荷電共役とパリティはCPと総称される。[[弱い相互作用]]に伴う、有効で周期的なCP違反項{{overline|Θ}}は標準模型の入力値として現れる。{{overline|Θ}}の値は理論では予測されず、測定によるものでなければならない。ところが、QCDに由来したCP対称性を破る相互作用は、大きい中性子電気双極子モーメント(EDM、[[:en:Neutron electric dipole moment]])を引き起こす。EDMは実験で観測されていないため、実験結果はQCDによるCP対称性の破れを極めて小さく制約することを意味し、したがって{{overline|Θ}}自体も極めて小さくなければならない。{{overline|Θ}}は0から2πの間のどのような値も取り得るので、これは標準模型にとって「自然さ([[:en:Naturalness (physics)]]」の問題を提示する。

=== 予想 ===
1977年、ロベルト・ペッチェイ([[:en:Roberto Peccei]])と[[ヘレン・クイン]]は、強いCP問題に対するよりエレガントな解決法、ペッチェイ・クイン理論を提唱した。そのアイデアは、{{overline|Θ}}を効果的に場へ昇格させることである。これは、自発的に破れる新しい大域的対称性(ペッチェイ・クイン対称性(PQ対称性))を加えることによって成立する。これにより、[[フランク・ウィルチェック]]<ref>{{cite journal |last= Wilczek |first=Frank |year=1978 |journal=Physical Review Letters |volume=40 | issue=5 |pages= 279–282 |title=Problem of Strong P and T Invariance in the Presence of Instantons |doi=10.1103/PhysRevLett.40.279 |bibcode=1978PhRvL..40..279W}}</ref>と[[スティーヴン・ワインバーグ]]<ref>{{cite journal |last= Weinberg |first=Steven |year=1978 |journal=Physical Review Letters |volume=40 | issue=4 |pages=223–226 |title=A New Light Boson? |doi=10.1103/PhysRevLett.40.223 |bibcode=1978PhRvL..40..223W}}</ref>がそれぞれ独立に、{{overline|Θ}}の役割を果たす新しい粒子を示した。この粒子は、CP対称性の破れを自然にゼロへ緩和する。ウィルチェックは、この新しい仮説の粒子を、洗濯用洗剤のブランド名([[:en:Axion (brand)]])にちなんで「アクシオン」と名付け<ref>{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |date=17 June 2020 |title=Seeking dark matter, they detected another mystery |newspaper=[[The New York Times]] |url=https://www.nytimes.com/2020/06/17/science/xenon-axions-neutrinos-tritium.html}}</ref><ref name="WilczekQuanta2016" />、一方ワインバーグは「ヒグレット」と呼んだ。後にワインバーグは、ウィルチェックの名前を採用することに同意した<ref name="WilczekQuanta2016">{{cite magazine |last=Wilczek |first=Frank |author-link=フランク・ウィルチェック |date=7 January 2016 |title=Time's (almost) reversible arrow |magazine=[[:en:Quanta Magazine]] |url=https://www.quantamagazine.org/how-axions-may-explain-times-arrow-20160107/ |access-date=17 June 2020}}</ref>。

== 暗黒物質としてのアクシオン ==
QCD効果により、アクシオン場を動かす有効な周期ポテンシャルが生成される。アクシオン場が有効ポテンシャルの最小値付近で振動する、いわゆる傾斜機構([[:en:Misalignment mechanism]])は、宇宙上でアクシオンの質量に依存した存在量を持つ、冷たいアクシオンの集団を形成する<ref name="auto">{{cite journal |last1=Preskill |first1=J. |author1-link=:en:John Preskill |last2=Wise |first2=M. |author2-link=:en:Mark B. Wise |last3=Wilczek |first3=F. |author3-link=フランク・ウィルチェック |date=6 January 1983 |journal=Physics Letters&nbsp;B |volume=120 |issue=1–3 |pages=127–132 |title=Cosmology of the invisible axion |doi=10.1016/0370-2693(83)90637-8 |bibcode=1983PhLB..120..127P |url=http://www.theory.caltech.edu/~preskill/pubs/preskill-1983-axion.pdf |citeseerx=10.1.1.147.8685 }}</ref><ref name="A cosmological bound on the invisib">{{cite journal |last1=Abbott |first1=L. |last2=Sikivie |first2=P. |year=1983 |journal=Physics Letters&nbsp;B |volume=120 |issue=1–3 |pages=133–136 |title=A cosmological bound on the invisible axion |bibcode=1983PhLB..120..133A |doi=10.1016/0370-2693(83)90638-X |citeseerx=10.1.1.362.5088}}</ref><ref name="The not-so-harmless axion">{{cite journal |last1=Dine |first1=M. |last2=Fischler |first2=W. |year=1983 |journal=Physics Letters B |volume=120 |issue=1–3 |pages=137–141 |title=The not-so-harmless axion |doi=10.1016/0370-2693(83)90639-1 |bibcode=1983PhLB..120..137D}}</ref>。アクシオンの質量が5[[電子ボルト|μeV/c<sup>2</sup>]]([[電子質量]]の10<sup>-11</sup>倍)を超えると、アクシオンを暗黒物質として説明できる可能性があり、暗黒物質の候補であると同時に強いCP問題の解決策にもなり得る。もし、インフレーションが小さいスケールで十分に長く続くならば、アクシオンの質量は1peV/c<sup>2</sup>程度になる可能性がある<ref>{{cite journal |last1=di Luzio |first1=L. |last2=Nardi |first2=E. |last3=Giannotti |first3=M. |last4=Visinelli |first4=L. |date=25 July 2020 |journal=Physics Reports |volume=870 |pages=1–117 |title=The landscape of QCD axion models |bibcode=2020PhR...870....1D |doi=10.1016/j.physrep.2020.06.002 |arxiv=2003.01100 |s2cid=211678181 }}</ref><ref>{{cite journal |last1=Graham |first1=Peter W. |last2=Scherlis |first2=Adam |title=Stochastic axion scenario |journal=Physical Review D |date=9 August 2018 |volume=98 |issue=3 |page=035017 |doi=10.1103/PhysRevD.98.035017 |arxiv=1805.07362 |bibcode=2018PhRvD..98c5017G |s2cid=119432896 }}</ref><ref>{{cite journal |last1=Takahashi |first1=Fuminobu |last2=Yin |first2=Wen |last3=Guth |first3=Alan H. |title=The QCD Axion Window and Low Scale Inflation |journal=Physical Review D |date=31 July 2018 |volume=98 |issue=1 |pages=015042 |doi=10.1103/PhysRevD.98.015042 |arxiv=1805.08763 |bibcode=2018PhRvD..98a5042T |s2cid=54584447 }}</ref>。

アクシオン場が進化を始めるシナリオは、次の2つの条件によって2つに分かれる。

(a) PQ対称性はインフレーションの間に自然に破れる。この条件は、アクシオンのエネルギースケールがインフレーション終了時のハッブル率より大きければいつでも実現する。

(b) PQ対称性は自発的に破れた後、回復しない。この条件は、アクシオンのエネルギースケールがインフレーション後の宇宙で到達する最大温度よりも大きいときに実現される。

大まかに言えば、以下で説明する、2つのシナリオのどちらかが発生する。

=== インフレ前シナリオ ===
(a)と(b)の両方が満たされる場合、[[宇宙のインフレーション]]は、PQ対称性の自発的な破れによってアクシオン場の初期値が一様になるように選択される。この「インフレーション前」のシナリオでは、[[位相欠陥]]はインフレーションによって取り除かれ、アクシオンのエネルギー密度には寄与しない。しかし、等曲率モードによる条件はこのシナリオを厳しく制約しており、実行可能であるためには比較的低エネルギースケールのインフレーションが必要である<ref>{{cite journal |last1= Crotty |first1=P. |last2=Garcia-Bellido |first2=J. |last3=Lesgourgues |first3=J. |last4=Riazuelo |first4=A. |year=2003 |journal=Physical Review Letters |volume=91 |pages=171301 |title=Bounds on isocurvature perturbations from CMB and LSS data |issue=17 |doi=10.1103/PhysRevLett.91.171301 |pmid=14611330 |bibcode=2003PhRvL..91q1301C |arxiv=astro-ph/0306286 |s2cid=12140847 }}</ref><ref>{{cite journal |last1= Beltran |first1=Maria |last2=Garcia-Bellido |first2=Juan |last3=Lesgourgues |first3=Julien |last4=Liddle |first4=Andrew R. |last5=Slosar |first5= Anze |year=2005 |journal=Physical Review D |volume=71 |issue=6 |pages= 063532 |title=Bayesian model selection and isocurvature perturbations |bibcode=2005PhRvD..71f3532B |doi=10.1103/PhysRevD.71.063532 |arxiv=astro-ph/0501477|s2cid=2220608 }}</ref><ref>{{cite journal |last1= Beltran |first1=Maria |last2=Garcia-Bellido |first2=Juan |last3=Lesgourgues |first3=Julien |year=2007 |journal=Physical Review D |volume=75 |issue=10 |pages= 103507 |title=Isocurvature bounds on axions revisited |doi=10.1103/PhysRevD.75.103507 |bibcode=2007PhRvD..75j3507B |arxiv=hep-ph/0606107 |s2cid=119451896 }}</ref>。

=== インフレ後のシナリオ ===
もし(a)または(b)の条件の少なくとも一方に違反すると、アクシオン場は、最初は因果的な接触([[:en:Causal contact]])から外れているが、現在ではハッブルの地平面([[:en:Cosmological_horizon#Hubble_horizon|en:Hubble horizon]])によって囲まれた体積内で異なる値をとる。このシナリオでは、PQ場の等曲率ゆらぎがアクシオン場をランダムにし、パワースペクトルに好ましい値はない。

このシナリオにおける適切な扱いは、膨張する宇宙における、PQ場の運動方程式を数値的に解くことである。「アクシオン 」的な[[宇宙ひも]]や[[ドメインウォール]]のような、位相欠陥からの寄与を含む傾斜機構から来るすべての特徴を捉えるためである。Borsanyiら(2016)によると、アクシオンの質量は0.05meVから1.50meVの間と見積られた<ref>{{cite journal |display-authors=6 |last1=Borsanyi |first1=S. |last2=Fodor |first2=Z. |last3=Guenther |first3=J. |last4=Kampert |first4=K.-H. |last5=Katz |first5=S. D. |last6=Kawanai |first6=T. |last7=Kovacs |first7=T. G. |last8=Mages |first8=S. W. |last9=Pasztor |first9=A. |last10=Pittler |first10=F. |last11=Redondo |first11=J. |last12=Ringwald |first12=A. |last13=Szabo |first13=K. K. |title=Calculation of the axion mass based on high-temperature lattice quantum chromodynamics |journal=Nature |date=3 November 2016 |volume=539 |issue=7627 |pages=69–71 |doi=10.1038/nature20115 |pmid=27808190 |bibcode=2016Natur.539...69B |s2cid=2943966 |url=https://bib-pubdb1.desy.de/record/311362 }}</ref>。この結果は、[[スーパーコンピュータ]]上でインフレーション後の期間におけるアクシオンの形成をシミュレーションすることによって計算された<ref>{{cite journal |first=Davide |last=Castelvecchi |date=3 November 2016 |title=Axion alert! Exotic-particle detector may miss out on dark matter |series=news |journal=[[Nature (journal)|Nature]] |doi=10.1038/nature.2016.20925 |s2cid=125299733 |doi-access=free }}</ref>。

2010年代後半に数値シミュレーションを用いてKSVZ型アクシオン{{efn|現在、物理学の文献では「見えないアクシオン」のメカニズムが2つの形式で議論されており、そのうちの 1 つは[[:en:Kim Jihn-eui|Kim]]–[[:en:Mikhail Shifman|Shifman]]–[[:en:Arkady Vainshtein|Vainshtein]]–{{nowrap|{{abbr|Zakharov|Valya Zakharov}}}}のKSVZと呼ばれている<ref name=Kim-1979/><ref name=Shifman-etal-1980/>。}}の現在の存在量を決定することが進展し、0.02meVから0.1meVの間の値が導かれた<ref>{{cite journal |last1=Klaer |first1=Vincent B. |last2=Moore |first2=Guy D. |year=2017 |journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |volume=2017 |pages= 049 |title=The dark-matter axion mass |issue=11 |doi=10.1088/1475-7516/2017/11/049 |bibcode=2017JCAP...11..049K |arxiv=1708.07521 |s2cid=119227153 }}</ref><ref>{{cite journal |last1= Buschmann |first1= Malte |last2= Foster |first2=Joshua W. |last3=Safdi |first3=Benjamin R. |year=2020 |journal=Physical Review Letters |volume=124 |issue=16 |pages=161103 |title=Early-Universe Simulations of the Cosmological Axion |doi=10.1103/PhysRevLett.124.161103 |pmid= 32383908 |bibcode=2020PhRvL.124p1103B |arxiv= 1906.00967 |s2cid= 174797749 }}</ref>。しかし、これらの結果は、弦から放出されるアクシオンのパワースペクトルの詳細研究によって疑問視されている<ref>{{cite journal |last1=Gorghetto |first1=Marco |last2=Hardy |first2=Edward |last3=Villadoro |first3=Giovanni |title=More axions from strings |journal=SciPost Physics |year=2021 |volume=10 |issue=2 |page=050 |doi=10.21468/SciPostPhys.10.2.050 |arxiv=2007.04990 |bibcode=2021ScPP...10...50G |s2cid=220486728 |doi-access=free }}</ref>。

== アクシオン場の現象論 ==
=== 探索 ===
アクシオンの模型の結合強度は、過去の実験では弱すぎて検出されなかったため、注意深く選ばれている。これらの「見えないアクシオン([[:en:Peccei-Quinn theory#Invisible axion models|en:invisible axions]])」は、強いCP問題を解決する一方で、結合強度が小さすぎてこれまで観測されたことがないと考えられる。文献では、KSVZ([[:en:Kim Jihn-eui|Kim]]–[[:en:Mikhail Shifman|Shifman]]–[[:en:Arkady Vainshtein|Vainshtein]]–{{nowrap|{{abbr|Zakharov|Valya Zakharov}}}})<ref name=Kim-1979>{{cite journal |last1=Kim |first1=J. E. |year=1979 |title=Weak-interaction singlet and strong CP invariance |journal=Physical Review Letters |volume=43 |issue=2 |pages=103–107 |bibcode=1979PhRvL..43..103K |doi=10.1103/PhysRevLett.43.103}}</ref><ref name=Shifman-etal-1980>{{cite journal |last1=Shifman |first1=M. |last2=Vainshtein |first2=A. |last3=Zakharov |first3=V. |year=1980 |journal=Nuclear Physics&nbsp;B |volume=166 |issue=3 |pages=493–506 |title=Can confinement ensure natural CP invariance of strong interactions? |doi=10.1016/0550-3213(80)90209-6 |bibcode=1980NuPhB.166..493S}}</ref>とDFSZ([[:en:Michael Dine|Dine]]–[[:en:Willy Fischler|Fischler]]–{{abbr|Srednicki|Mark Srednicki}}–{{nowrap|{{abbr|Zhitnitsky|Ariel R. Zhitnitsky}}}})<ref>{{cite journal |last1=Dine |first1=M. |last2=Fischler |first2=W. |last3=Srednicki |first3=M. |year=1981 |journal=Physics Letters B |volume=104 |issue=3 |pages=199–202 |title=A simple solution to the strong CP problem with a harmless axion |doi=10.1016/0370-2693(81)90590-6 |bibcode=1981PhLB..104..199D}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Zhitnitsky |first1=A. |year=1980 |journal=Soviet Journal of Nuclear Physics |language=en |volume=31 |page=260 |title=On possible suppression of the axion–hadron interactions |url=https://inis.iaea.org/Search/search.aspx?orig_q=RN:11563932}}</ref>と呼ばれる2種類の「見えないアクシオン」機構について議論されている。

アクシオンの結合と質量は比例するため、非常に弱く結合したアクシオンも非常に軽い。非常に軽いアクシオンは宇宙初期に過剰生成されていただろうために除外されなければならないことが示され、「見えないアクシオン」を満足する条件が変わった<ref name="auto"/><ref name="A cosmological bound on the invisib"/><ref name="The not-so-harmless axion"/>。

[[:en:Pierre Sikivie|Pierre Sikivie]]は1983年に、アクシオンが存在する場合に[[マクスウェルの方程式]]がどのように変化するかを計算した<ref>{{cite journal |last1=Sikivie |first1=P. |title=Experimental Tests of the 'Invisible' Axion |date=17 October 1983 |journal=Physical Review Letters |volume=51 |issue=16 |page=1413 |doi=10.1103/physrevlett.51.1415 |bibcode=1983PhRvL..51.1415S}}</ref>。彼は、強力な磁場を使用してアクシオンを光子に変換することで地球上にて検出できることを示し、多くの実験を促進した。例えば、アクシオン暗黒物質実験(ADMX,[[:en:Axion Dark Matter Experiment]])はアクシオン暗黒物質をマイクロ波光子に変換し、CERNアクシオン太陽望遠鏡([[:en:CERN Axion Solar Telescope]])は太陽のコアで生成されたアクシオンをX線に変換し、他の実験は、レーザー光で生成されたアクシオンを探索する<ref>{{cite web |title=OSQAR |url=https://home.cern/science/experiments/osqar |publisher=CERN |date=2017 |access-date=3 October 2017}}</ref>。2020年代初頭現在、アクシオン暗黒物質を探す実験が数十件提案または進行中である<ref>{{cite arXiv |title=Axion Dark Matter |date=2022 |eprint=2203.14923 |last1=Adams |first1=C. B. |last2=Aggarwal |first2=N. |last3=Agrawal |first3=A. |last4=Balafendiev |first4=R. |last5=Bartram |first5=C. |last6=Baryakhtar |first6=M. |last7=Bekker |first7=H. |last8=Belov |first8=P. |last9=Berggren |first9=K. K. |last10=Berlin |first10=A. |last11=Boutan |first11=C. |last12=Bowring |first12=D. |last13=Budker |first13=D. |last14=Caldwell |first14=A. |last15=Carenza |first15=P. |last16=Carosi |first16=G. |last17=Cervantes |first17=R. |last18=Chakrabarty |first18=S. S. |last19=Chaudhuri |first19=S. |last20=Chen |first20=T. Y. |last21=Cheong |first21=S. |last22=Chou |first22=A. |last23=Co |first23=R. T. |last24=Conrad |first24=J. |last25=Croon |first25=D. |last26=D'Agnolo |first26=R. T. |last27=Demarteau |first27=M. |last28=DePorzio |first28=N. |last29=Descalle |first29=M. |last30=Desch |first30=K. |class=hep-ex |display-authors=1 }}</ref>。

アクシオン電気力学の方程式は通常「[[自然単位系]]」で書かれ、これらの自然単位系で表すと、[[ディラック定数|換算プランク定数]]{{math|{{hbar}}}}、光速{{Mvar|c}}、[[電気定数|真空の誘電率]] {{Math|ε<sub>0</sub>}}はすべて1になる。この単位系では、電気力学方程式は以下のようになる。

: {| class="wikitable" style="text-align: center;"
|-
! scope="col" style="width: 15em;" | 法則名
! scope="col" |  方程式
|-
! scope="row" | [[ガウスの法則]]
| <math> \nabla \cdot \mathbf{E} = \rho\ -\ g_{a\gamma\gamma}\ \mathbf{B} \cdot \nabla a </math>
|-
! scope="row" | [[ガウスの法則 (磁場)]]
| <math> \nabla \cdot \mathbf{B}  = 0 </math>
|-
! scope="row" | [[ファラデーの電磁誘導の法則]]
| <math> \nabla \times \mathbf{E} = - \dot{ \mathbf{B} } </math>
|-
! scope="row" | [[マクスウェルの方程式#アンペール-マクスウェルの式|アンペール・マクスウェルの法則]]
| <math>\quad \nabla \times \mathbf{B} = \dot{\mathbf{E}}\ +\ \mathbf{J}\ +\ g_{a\gamma\gamma}\ \left(\ \dot{a}\ \mathbf{B} - \mathbf{E} \times \nabla a\ \right) \quad</math>
|-
! scope="row" | アクシオン場の作用の等式
| <math> \ddot{a}^2\ -\ \nabla^2 a\ +\ m_a^2\ a = -g_{a\gamma\gamma}\ \mathbf{E} \cdot \mathbf{B} </math>
|}

上の表で、変数の上にあるドットは時間微分を表し、変数間のドットはベクトルの[[ドット積]]であり、係数 <math>\ g_{a\gamma\gamma}\ </math>は自然単位系で表されるアクシオン-光子間の結合定数である。

これらの方程式の別形式が提案されており、それらは全く異なる物理的特徴を意味している。例えば、Visinelliは[[磁気単極子]]の存在を仮定して、双対性下での対称性を課した方程式を書いた<ref>{{cite journal |last=Visinelli |first=L. |year=2013 |title=Axion-electromagnetic waves |journal=Modern Physics Letters&nbsp;A |volume=28 |number=35 |page=1350162 |doi=10.1142/S0217732313501629 |arxiv=1401.0709 |bibcode=2013MPLA...2850162V |s2cid=119221244 }}</ref>。しかし、このような別の定式化は理論的な動機付けが少なく、多くの場合、[[作用 (物理学)|作用]]から導くことさえできない。

=== トポロジカル絶縁体の類似効果 ===
アクシオンを説明するためにマクスウェルの方程式に追加される項に類似したもの<ref>{{cite journal |last=Wilczek |first=Frank |title=Two applications of axion electrodynamics |journal=Physical Review Letters |date=4 May 1987 |volume=58 |issue=18 |pages=1799–1802 |doi=10.1103/PhysRevLett.58.1799 |pmid=10034541 |bibcode=1987PhRvL..58.1799W}}</ref>は、最近(2008年)の[[トポロジカル絶縁体]]の理論モデルにも登場しており、これらの物質の電気力学を効果的にアクシオンで記述している<ref>{{cite journal |last1=Qi |first1=Xiao-Liang |last2=Hughes |first2=Taylor L. |last3=Zhang |first3=Shou-Cheng |title=Topological field theory of time-reversal invariant insulators |date=24 November 2008 |journal=Physical Review&nbsp;B |volume=78 |issue=19 |page=195424 |doi=10.1103/PhysRevB.78.195424 |bibcode=2008PhRvB..78s5424Q |arxiv=0802.3537|s2cid=117659977 }}</ref>。

この項は、量子化された電気磁気効果([[:en:Magnetoelectric effect]])など、いくつかの興味深い予測特性をもたらす<ref name="Franz 36">{{cite journal |doi=10.1103/Physics.1.36 |volume=1 |page=36 |last=Franz |first=Marcel |title=High-energy physics in a new guise |journal=Physics |date=24 November 2008 |bibcode=2008PhyOJ...1...36F |doi-access=free}}</ref>。この効果の証拠は、[[ジョンズ・ホプキンス大学]]の[[:en:N. Peter Armitage|Peter Armitage]]らによって行われた、量子領域の薄膜トポロジカル絶縁体に対するTHz分光実験で示されている<ref>{{cite journal |last1=Wu |first1=Liang |last2=Salehi |first2=M. |last3=Koirala |first3=N. |last4=Moon |first4=J. |last5=Oh |first5=S. |last6=Armitage |first6=N. P. |date=2 December 2016 |title=Quantized Faraday and Kerr rotation and axion electrodynamics of a 3D topological insulator |journal=Science |volume=354 |issue=6316 |pages=1124–1127 |arxiv=1603.04317 |bibcode=2016Sci...354.1124W |doi=10.1126/science.aaf5541 |pmid=27934759 |s2cid=25311729 }}</ref>。このトポロジカル絶縁体は、[[ラトガース大学]]で開発された。

2019年、マックスプランク固体化学物理学研究所([[:en:Max Planck Institute for Chemical Physics of Solids]])のチームは、[[ワイル半金属]]内のアクシオン絶縁体([[:en:Magnetic topological insulator#Axion coupling|en:axion insulators]])の検出を発表した<ref>
{{cite journal
 |first1=J.    |last1=Gooth      |first2=B.   |last2=Bradlyn
 |first3=S.    |last3=Honnali    |first4=C.   |last4=Schindler
 |first5=N.    |last5=Kumar      |first6=J.   |last6=Noky
 |first7=Y.    |last7=Qi         |first8=C.   |last8=Shekhar
 |first9=Y.    |last9=Sun        |first10=Z.  |last10=Wang
 |first11=B. A.|last11=Bernevig  |first12=C.  |last12=Felser 
 |display-authors=6
 |date=7 October 2019
 |title=Axionic charge-density wave in the Weyl semimetal (TaSe<sub>4</sub>)<sub>2</sub>I
 |journal=Nature
 |volume=575  |issue=7782  |pages=315–319
 |doi=10.1038/s41586-019-1630-4  |pmid=31590178    |arxiv=1906.04510
 |bibcode=2019Natur.575..315G    |s2cid=184487056
}}</ref>。アクシオン絶縁体は[[準粒子]]であり、アクシオンとして振るまう電子の励起である。その発見は、素粒子としてのアクシオンの存在と矛盾しない<ref>
{{cite web
 |last=Fore
 |first=Meredith
 |date=22 November 2019
 |title=Physicists have finally seen traces of a long-sought particle. Here's why that's a Big Deal.
 |website=Live Science
 |publisher=Future US, Inc.
 |url=https://www.livescience.com/axion-found-in-weyl-semimetal.html
 |access-date=25 February 2020
}}</ref>。

== 想定される性質 ==
様々な実験や観測を考慮した結果、アクシオンの[[質量]]は[[電子]]の約1億分の1以下という非常に微小なものだと考えられている。1億分の1というのはあくまで以下というものであって、具体的な数値はわかっていないが、電子の10億分の1程度だと考えられている。
また、光子と非常に弱いながらもお互いに反応するため<ref name=":1">{{Cite web|和書|title=未知の素粒子アクシオンは見つかるのか？チャンドラを使った「万物の理論」についての検証（sorae 宇宙へのポータルサイト）|url=https://news.yahoo.co.jp/articles/a2ef9cb0ee4998a31e38095813de2d3e52f3222c|website=Yahoo!ニュース|accessdate=2020-06-18|language=ja}}</ref>、[[光子]]との反応を使った探索方法が有力なものの一つとなっている<ref name=":2">{{Cite web|和書|title=axionのお話|url=https://higgstan.com/what-is-axion/|website=HiggsTan|accessdate=2020-06-18|language=ja}}</ref>。特に、[[磁場]]とアクシオンの反応によって光子を作る逆プリマコフ変換を利用した実験は数多くある<ref name=":2" />。

== 観測実験 ==
様々な理論により観測が試みられている<ref name=時安>時安敦史, 「{{PDFlink|[http://ppwww.phys.sci.kobe-u.ac.jp/~newage/darkon2017/slides/tokiyasu_170128.pdf アクシオン探索実験 ～CARRACK実験～ 2017.1.28]}}</ref><ref name=ogawa>小川泉, 「{{PDFlink|[http://www.kylab.sci.waseda.ac.jp/darkon2019/file/public/190706_darkon_s6_1_Ogawa.pdf ダークマターアクシオン探索実験CARRACK]}}」</ref>。アクシオンはまだ発見されていないにもかかわらず、その模型は40年以上にわたってよく研究されており、検出される可能性のあるアクシオンの性質についての洞察を深める時間を物理学者に与えた。また、アクシオンはダークマター粒子の数少ない候補の一つであり、ダークマターの実験で発見される可能性がある。

[[File:AxionPhoton.pdf|thumb|upright=1.6|アクシオンと光子の結合に対する制限]]
[[File:AxionElectron.pdf|thumb|upright=1.6|アクシオンの電子に対する無次元結合の制限]]

代表的な検出原理<ref name=時安 />
# プリマコフ効果でアクシオンを光子に転換
# 光子を検出
#* X線領域 : 太陽アクシオン - 半導体検出器による検出
#* マイクロ波領域 : 暗黒物質アクシオン - CARRACK , ADMX<ref>[https://gigazine.net/news/20180414-axion-particles-detection-technology/ ダークマターの正体かもしれない謎の粒子「アクシオン」を検出する最新機器の開発に成功] GIGAZINE 2018年04月14日</ref>

アクシオンは強い[[磁場]]の中で[[光]]に変わると予測されており、この性質を利用した検出が世界各国で試みられている。たとえば[[東京大学]]のグループは、太陽から飛来するアクシオンに強磁場を[[印加]]して[[X線]]に変換し検出する試みを行っている。[[暗黒物質]]の候補にもあげられているため、京都グループは[[リュードベリ定数|リドベルグ原子]]を用いて検出する独自の着想により探索を続けている。アメリカのグループは、[[超伝導磁石]]を用いた強磁場の元で暗黒物質のアクシオンが[[電磁波]]に変換して検出を試みる最先端にいる。最近では素粒子実験物理学のメッカであるヨーロッパの[[欧州原子核研究機構|CERN]]においても、太陽から飛来するアクシオンを大変高い感度で検出を試みる実験が進められている。
=== 観測機器 ===
; 望遠鏡 : 太陽中心では原子核や電子と黒体放射光子の相互作用により、平均エネルギー 4 keV のアクシオンが作られている可能性がある。このアクシオンを直接観測するため太陽アクシオン望遠鏡（東京アクシオンヘリオスコープ）が作られ観測が行われている<ref name=butsuri.65.1_25>秋本祐希, 蓑輪眞, 「[https://doi.org/10.11316/butsuri.65.1_25 太陽アクシオンの探索(最近の研究から)]」『日本物理学会誌』 65巻 1号 2010年 p.25-29, {{doi|10.11316/butsuri.65.1_25}}。</ref>。この望遠鏡は、磁場中でアクシオンをX線に変換することにより観測を試みている<ref name=butsuri.65.1_25 /><ref>森山茂栄, 「[https://doi.org/10.24532/soken.98.4_D59 強磁場を用いた太陽アクシオン探索実験(素粒子物理学の新展開,研究会報告)]」『素粒子論研究』 98巻 4号 1998年 p.D59-D61, {{doi|10.24532/soken.98.4_D59}}。</ref>。

; CARRACK : 強磁場中に置かれた共振空胴内で光子に転換したアクシオンをリュードベリ原子<ref>山本克治, 「{{PDFlink|[http://www.nucleng.kyoto-u.ac.jp/Groups/Gr4/Gr4-1/reports/qsec-s-20021021.pdf リュードベリ原子を用いた共振空洞での単一光子検出とダークマターアクシオン探索への応用}}」 京都大学</ref><ref>[https://pub.maruzen.co.jp/book_magazine/magazine/parity-back/parity2010/2010_02/1002_key.html 今月のキーワード 2010年] physical science magazine 物理の雑誌「パリティ」</ref>に吸収させる。そしてこの原子のみをイオン化しその電子を計数する方式<ref>野代翔平, 高橋成企, 鷲野将臣, 小川泉, 時安敦史, 松原明, 今井憲一, 澤田安樹, 松木征史, 「[https://doi.org/10.11316/jpsgaiyo.70.2.0_333 28aSJ-12 ダークマターアクシオン探索実験CARRACK : バンチ化リドベルグ原子ビームの開発(2)]」『日本物理学会講演概要集』 2015年 70.2巻 セッションID:28aSJ-12, p.333-, {{doi|10.11316/jpsgaiyo.70.2.0_333}}。</ref><ref name=ogawa />。

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=== 原始惑星系円盤の観測<span class="anchor" id="観測成果"></span> ===
2019年、[[京都大学]]、[[東北大学]]の研究グループは、[[原始惑星系円盤]]の観測によるアクシオンの探査法とその研究結果について発表した{{R|kyoto20190606|tohoku20190604|FujitaTazaki2019}}。原始惑星系円盤は同心円状の偏光パターンを持っており、アクシオンが存在すれば偏光パターンに渦巻き状の乱れが生じるとされる{{R|kyoto20190606|tohoku20190604}}。研究グループは[[すばる望遠鏡]]の取得した原始惑星系円盤の観測データを用いて分析を試みたが、偏光パターンの乱れは見つからなかった。この研究により、アクシオンと光の相互作用の強さを示す[[結合定数 (物理学)|結合定数]]の上限値を、これまでの研究の10分の1以下に小さく更新することに成功した{{R|kyoto20190606}}。

=== 磁場中での直接変換 ===
[[ワシントン大学 (ワシントン州)|ワシントン大学]]のアクシオン暗黒物質実験(ADMX、[[:en:Axion Dark Matter Experiment]])は、アクシオンから[[マイクロ波]]へ変換する可能性のある弱い変換を検出するために、強い磁場を使用している<ref>{{cite press release |last1=Chu |first1=Jennifer |title=Team simulates a magnetar to seek dark matter particle |url=https://phys.org/news/2016-10-team-simulates-magnetar-dark-particle.html |work=Phys.org |publisher=Massachusetts Institute of Technology }}</ref>。ADMXは、低温のマイクロ波共振器([[:en:Microwave cavity]])と共鳴する、銀河内にあるダークマターハロー([[:en:Dark matter halo]])のアクシオンを探索した<ref>
{{cite journal
  |last1=Duffy   |first1=L. D.   |last2=Sikivie  |first2=P.
  |last3=Tanner  |first3=D. B.   |last4=Bradley  |first4=R. F.
  |last5=Hagmann |first5=C.      |last6=Kinion   |first6=D.
  |last7=Rosenberg |first7=L. J. |last8=van&nbsp;Bibber |first8=K.
  |last9=Yu      |first9=D. B.   |last10=Bradley |first10=R. F.
  |display-authors=6
  |year=2006
  |title=High resolution search for dark-matter axions
  |journal=Physical Review D
  |volume=74  |issue=1  |page=12006
  |arxiv=astro-ph/0603108  |doi=10.1103/PhysRevD.74.012006
  |bibcode=2006PhRvD..74a2006D  |s2cid=35236485
}}
</ref>。ADMXは、1.9-3.53μeVの範囲の楽観的なアクシオン模型を除外している<ref>
{{cite journal |last1=Asztalos |first1=S. J. |last2=Carosi |first2=G. |last3=Hagmann |first3=C. |last4=Kinion |first4=D. |last5=van&nbsp;Bibber |first5=K. |last6=Hoskins |first6=J. |last7=Hwang |first7=J. |last8=Sikivie |first8=P. |last9=Tanner |first9=D. B. |last10=Hwang |first10=J. |last11=Sikivie |first11=P. |last12=Tanner |first12=D. B. |last13=Bradley |first13=R. |last14=Clarke |first14=J. |display-authors=6 |year=2010 |title=SQUID-based microwave cavity search for dark-matter axions |url=https://digital.library.unt.edu/ark:/67531/metadc1012348/m2/1/high_res_d/986065.pdf |journal=Physical Review Letters |volume=104 |issue=4 |page=41301 |arxiv=0910.5914 |bibcode=2010PhRvL.104d1301A |doi=10.1103/PhysRevLett.104.041301 |pmid=20366699 |s2cid=35365606}}
</ref><ref>
{{cite web |title=ADMX {{pipe}} Axion Dark Matter eXperiment |url=http://www.phys.washington.edu/groups/admx/home.html |access-date=2014-05-10 |website=phys.washington.edu |publisher=University of Washington |place=Seattle, Washington |department=Physics |df=dmy-all}}
</ref><ref>
{{cite web |date=2006-03-04 |title=Phase&nbsp;1 results |url=http://www.phys.washington.edu/groups/admx/results.html |website=phys.washington.edu |publisher=University of Washington |place=Seattle, Washington |df=dmy-all |department=Physics|access-date=2024-07-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20081007164530/http://www.phys.washington.edu/groups/admx/results.html|archive-date=2008-10-07 |url-status=dead}}</ref>。2013年から2018年にかけて一連のアップグレードが行われ<ref>{{cite tech report | doi=10.2172/1508642 | title=The "Gen 2" Axion Dark Matter Experiment (ADMX) | year=2019 | last1=Tanner | first1=David B. | last2=Sullivan | first2=Neil | osti=1508642 | s2cid=204183272 }}</ref>、4.9-6.2μeVを含む新しいデータを取得している。2021年12月にはKSVZモデルの3.3-4.2μeVの範囲を除外した<ref>{{cite journal |display-authors=6 |last1=Bartram |first1=C. |last2=Braine |first2=T. |last3=Burns |first3=E. |last4=Cervantes |first4=R. |last5=Crisosto |first5=N. |last6=Du |first6=N. |last7=Korandla |first7=H. |last8=Leum |first8=G. |last9=Mohapatra |first9=P. |last10=Nitta |first10=T. |last11=Rosenberg |first11=L. J |last12=Rybka |first12=G. |last13=Yang |first13=J. |last14=Clarke |first14=John |last15=Siddiqi |first15=I. |last16=Agrawal |first16=A. |last17=Dixit |first17=A. V. |last18=Awida |first18=M. H. |last19=Chou |first19=A. S. |last20=Hollister |first20=M. |last21=Knirck |first21=S. |last22=Sonnenschein |first22=A. |last23=Wester |first23=W. |last24=Gleason |first24=J. R. |last25=Hipp |first25=A. T. |last26=Jois |first26=S. |last27=Sikivie |first27=P. |last28=Sullivan |first28=N. S. |last29=Tanner |first29=D. B. |last30=Lentz |first30=E. |last31=Khatiwada |first31=R. |last32=Carosi |first32=G. |last33=Robertson |first33=N. |last34=Woollett |first34=N. |last35=Duffy |first35=L. D. |last36=Boutan |first36=C. |last37=Jones |first37=M. |last38=LaRoque |first38=B. H. |last39=Oblath |first39=N. S. |last40=Taubman |first40=M. S. |last41=Daw |first41=E. J. |last42=Perry |first42=M. G. |last43=Buckley |first43=J. H. |last44=Gaikwad |first44=C. |last45=Hoffman |first45=J. |last46=Murch |first46=K. W. |last47=Goryachev |first47=M. |last48=McAllister |first48=B. T. |last49=Quiskamp |first49=A. |last50=Thomson |first50=C. |last51=Tobar |first51=M. E. |title=Search for Invisible Axion Dark Matter in the 3.3 – 4.2 μ eV Mass Range |journal=Physical Review Letters |date=23 December 2021 |volume=127 |issue=26 |page=261803 |doi=10.1103/PhysRevLett.127.261803 |pmid=35029490 |bibcode=2021PhRvL.127z1803B |s2cid=238634307 |doi-access=free|arxiv=2110.06096 }}</ref><ref>{{cite journal |last1=Stephens |first1=Marric |title=Tightening the Net on Two Kinds of Dark Matter |journal=Physics |date=23 December 2021 |volume=14 |doi=10.1103/Physics.14.s164 |bibcode=2021PhyOJ..14.s164S |s2cid=247277808 |doi-access=free}}</ref>。

このタイプの他の実験には、DMRadio<ref>{{cite journal |last1=Silva-Feaver |first1=Maximiliano |last2=Chaudhuri |first2=Saptarshi |last3=Cho |first3=Hsaio-Mei |last4=Dawson |first4=Carl |last5=Graham |first5=Peter |last6=Irwin |first6=Kent |last7=Kuenstner |first7=Stephen |last8=Li |first8=Dale |last9=Mardon |first9=Jeremy |last10=Moseley |first10=Harvey |last11=Mule |first11=Richard |last12=Phipps |first12=Arran |last13=Rajendran |first13=Surjeet |last14=Steffen |first14=Zach |last15=Young |first15=Betty |title=Design Overview of DM Radio Pathfinder Experiment |journal=IEEE Transactions on Applied Superconductivity |date=June 2017 |volume=27 |issue=4 |pages=1–4 |doi=10.1109/TASC.2016.2631425 |arxiv=1610.09344 |bibcode=2017ITAS...2731425S |s2cid=29416513 }}</ref>、HAYSTAC<ref name=HAYSTAC>{{cite journal |display-authors=6 |last1=Brubaker |first1=B. M. |last2=Zhong |first2=L. |last3=Gurevich |first3=Y. V. |last4=Cahn |first4=S. B. |last5=Lamoreaux |first5=S. K. |last6=Simanovskaia |first6=M. |last7=Root |first7=J. R. |last8=Lewis |first8=S. M. |last9=Al Kenany |first9=S. |last10=Backes |first10=K. M. |last11=Urdinaran |first11=I. |last12=Rapidis |first12=N. M. |last13=Shokair |first13=T. M. |last14=van Bibber |first14=K. A. |last15=Palken |first15=D. A. |last16=Malnou |first16=M. |last17=Kindel |first17=W. F. |last18=Anil |first18=M. A. |last19=Lehnert |first19=K. W. |last20=Carosi |first20=G. |title=First Results from a Microwave Cavity Axion Search at 24 μ eV |journal=Physical Review Letters |date=9 February 2017 |volume=118 |issue=6 |page=061302 |doi=10.1103/physrevlett.118.061302 |s2cid=6509874 |pmid=28234529  |arxiv=1610.02580 |bibcode=2017PhRvL.118f1302B }}
</ref>、CULTASK<ref name=CULTASK>{{cite journal |last1=Petrakou |first1=Eleni |title=Haloscope searches for dark matter axions at the Center for Axion and Precision Physics Research |journal=EPJ Web of Conferences |date=2017 |volume=164 |page=01012 |doi=10.1051/epjconf/201716401012 |s2cid=119381143 |arxiv=1702.03664 |bibcode=2017EPJWC.16401012P
 |url=https://inspirehep.net/record/1513138 }}
</ref>ORGANなどがある<ref name=ORGAN>{{cite journal |last1=McAllister |first1=Ben T. |last2=Flower |first2=Graeme |last3=Ivanov |first3=Eugene N. |last4=Goryachev |first4=Maxim |last5=Bourhill |first5=Jeremy |last6=Tobar |first6=Michael E. |title=The ORGAN experiment: An axion haloscope above 15 GHz |journal=Physics of the Dark Universe |date=December 2017 |volume=18 |pages=67–72 |doi=10.1016/j.dark.2017.09.010 |bibcode=2017PDU....18...67M |arxiv=1706.00209 |s2cid=118887710 }}
</ref>。HAYSTACは2010年代後半に、20μeVを超えるハロスコープの最初のスキャン運転を完了した<ref name=HAYSTAC/>。

=== 磁場中の偏光 ===
イタリアのPVLAS([[:en:PVLAS]])実験は、磁場中を伝播する光の偏光変化を探索する。コンセプトは1986年に[[ルチャーノ・マイアーニ]]、 Roberto Petronzio、[[:en:Emilio Zavattini|Emilio Zavattini]]によって提唱された<ref>
{{cite journal
 |last1=Maiani    |first1=L. |author-link1=Luciano Maiani
 |last2=Petronzio |first2=R.
 |last3=Zavattini |first3=E. |author-link3=Emilio Zavattini
 |date=7 August 1986
 |title=Effects of nearly massless, spin-zero particles on light propagation in a magnetic field
 |journal=Physics Letters B
 |volume=175 |issue=3 |pages=359–363
 |doi=10.1016/0370-2693(86)90869-5 |bibcode=1986PhLB..175..359M
 |id=CERN-TH.4411/86
 |url=http://cdsweb.cern.ch/record/167556/files/198606014.pdf
}}
</ref>。2006年の磁場回転の主張<ref>
{{cite magazine
 |first1=Steve |last1=Reucroft
 |first2=John |last2=Swain
 |date=2006-10-05
 |title=Axion signature may be QED
 |magazine=CERN Courier
 |url=http://cerncourier.com/main/article/46/8/10
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080820154706/http://cerncourier.com/main/article/46/8/10
 |archive-date=2008-08-20
 |df=dmy-all
}}
</ref>は、アップグレードされたセットアップによって除外された<ref name="zavattini_1">
{{cite journal
 |last1=Zavattini
 |first1=E.
 |collaboration=PVLAS Collaboration
 |display-authors=etal
 |year=2006
 |title=Experimental Observation of Optical Rotation Generated in Vacuum by a Magnetic Field
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=96
 |issue=11
 |page=110406
 |doi=10.1103/PhysRevLett.96.110406
 |pmid=16605804
 |arxiv=hep-ex/0507107
 |bibcode=2006PhRvL..96k0406Z
}}</ref>。最適化された探索は2014年に始まった。

=== LSW実験 ===
別の手法として、いわゆる「壁を透過する光」(Light shining through walls, LSW)<ref>
{{cite conference
 |last=Ringwald |first=A.
 |date=16–21 October 2001
 |title=Fundamental Physics at an X-Ray Free Electron Laser
 |book-title=Electromagnetic Probes of Fundamental Physics – Proceedings of the Workshop
 |pages=63–74
 |conference=Workshop on Electromagnetic Probes of Fundamental Physics
 |location=[[Erice]], Italy
 |arxiv=hep-ph/0112254   |doi=10.1142/9789812704214_0007
 |isbn=978-981-238-566-6
}}</ref>があり、強力な磁場に光を通過させて光子をアクシオンに変換し、その後金属の壁を通過した反対側で、別の磁場によって光子として再構成する。Rizzoらのチームによる実験では、アクシオンの要因は除外された<ref name="rizzo_1">
{{cite journal
 |last1=Robilliard |first1=C.
 |last2=Battesti   |first2=R.
 |last3=Fouche     |first3=M.
 |last4=Mauchain   |first4=J.
 |last5=Sautivet   |first5=A.-M.
 |last6=Amiranoff  |first6=F.
 |last7=Rizzo      |first7=C.
 |year=2007
 |title=No 'light shining through a wall': Results from a photoregeneration experiment
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=99  |issue=19  |page=190403
 |arxiv=0707.1296  |doi=10.1103/PhysRevLett.99.190403  |pmid=18233050
 |bibcode=2007PhRvL..99s0403R  |s2cid=23159010
}}
</ref>。2008年のPhysics Review Letterで報告されたように、GammeVでは事象が発生しなかった。ALPS Iは同様の実験を実施し<ref>
{{cite journal
 |last1=Ehret     |first1=Klaus    |last2=Frede      |first2=Maik
 |last3=Ghazaryan |first3=Samvel  |last4=Hildebrandt |first4=Matthias
 |last5=Knabbe    |first5=Ernst-Axel |last6=Kracht   |first6=Dietmar
 |last7=Lindner   |first7=Axel     |last8=List       |first8=Jenny
 |last9=Meier     |first9=Tobias   |last10=Meyer     |first10=Niels
 |last11=Notz     |first11=Dieter  |last12=Redondo   |first12=Javier
 |last13=Ringwald |first13=Andreas |last14=Wiedemann |first14=Günter
 |last15=Willke   |first15=Benno
 |display-authors=6
 |title=New ALPS results on hidden-sector lightweights
 |date=May 2010
 |journal= Physics Letters B
 |volume=689 |issue=4–5 |pages=149–155
 |doi=10.1016/j.physletb.2010.04.066
 |bibcode=2010PhLB..689..149E  |arxiv=1004.1313  |s2cid=58898031
 |url=http://pubman.mpdl.mpg.de/pubman/faces/viewItemOverviewPage.jsp?itemId=escidoc:417635
}}</ref>、2010年に新しい制限が導かれた。 ALPS IIは2022年に建設される予定である<ref>{{cite journal |last1=Diaz Ortiz |first1=M. |last2=Gleason |first2=J. |last3=Grote |first3=H. |last4=Hallal |first4=A. |last5=Hartman |first5=M.T. |last6=Hollis |first6=H. |last7=Isleif |first7=K.-S. |last8=James |first8=A. |last9=Karan |first9=K. |last10=Kozlowski |first10=T. |last11=Lindner |first11=A. |last12=Messineo |first12=G. |last13=Mueller |first13=G. |last14=Põld |first14=J.H. |last15=Smith |first15=R.C.G. |last16=Spector |first16=A.D. |last17=Tanner |first17=D.B. |last18=Wei |first18=L.-W. |last19=Willke |first19=B. |title=Design of the ALPS II optical system |journal=Physics of the Dark Universe |date=March 2022 |volume=35 |pages=100968 |doi=10.1016/j.dark.2022.100968 |bibcode=2022PDU....3500968D |s2cid=222067049 |doi-access=free |arxiv=2009.14294 }}</ref>。OSQARでは信号が検出されず、光子結合の制限を導くとともに<ref>
{{cite journal
 |last1=Pugnat     |first1=P.    |last2=Ballou     |first2=R.
 |last3=Schott     |first3=M.    |last4=Husek      |first4=T.
 |last5=Sulc       |first5=M.    |last6=Deferne    |first6=G.
 |last7=Duvillaret |first7=L.    |last8=Finger     |first8=M.
 |last9=Finger     |first9=M.    |last10=Flekova   |first10=L.
 |last11=Hosek     |first11=J.   |last12=Jary      |first12=V.
 |last13=Jost      |first13=R.   |last14=Kral      |first14=M.
 |last15=Kunc      |first15=S.   |last16=MacUchova |first16=K.
 |last17=Meissner  |first17=K. A.|last18=Morville  |first18=J.
 |last19=Romanini  |first19=D.   |last20=Siemko    |first20=A.
 |last21=Slunecka  |first21=M.   |last22=Vitrant   |first22=G.
 |last23=Zicha     |first23=J.
 |display-authors=6
 |date=August 2014 
 |title=Search for weakly interacting sub-eV particles with the OSQAR laser-based experiment: Results and perspectives
 |journal=The European Physical Journal C
 |volume=74 |issue=8 |pages=3027
 |doi=10.1140/epjc/s10052-014-3027-8 |bibcode=2014EPJC...74.3027P
 |arxiv=1306.0443|s2cid=29889038 
}}</ref>続行される。

=== 天体物理学的アクシオンの探索 ===
アクシオン様ボソンは天体物理学的環境において兆候を示す可能性がある。特に、TeV光子に対する宇宙の透明性が実際には予想より高いことに対する解決策として、いくつかの研究ではアクシオンのような粒子を提案している<ref>
{{cite journal
 |last1=De Angelis |first1=A.
 |last2=Mansutti   |first2=O.
 |last3=Roncadelli |first3=M.
 |year=2007
 |title=Evidence for a new light spin-zero boson from cosmological gamma-ray propagation?
 |journal=Physical Review D
 |volume=76 |issue=12 |page=121301
 |bibcode=2007PhRvD..76l1301D  |s2cid=119152884
 |doi=10.1103/PhysRevD.76.121301 |arxiv=0707.4312
}}
</ref><ref>
{{cite journal
 |last1=De Angelis  |first1=A.
 |last2=Mansutti    |first2=O.
 |last3=Persic      |first3=M.
 |last4=Roncadelli  |first4=M.
 |year=2009
 |title=Photon propagation and the very high energy gamma-ray spectra of blazars: How transparent is the Universe?
 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters
 |volume=394  |issue=1  |pages=L21–L25
 |doi=10.1111/j.1745-3933.2008.00602.x  |arxiv=0807.4246
 |bibcode=2009MNRAS.394L..21D  |s2cid=18184567
}}
</ref>。また、[[マグネター]]などコンパクトな天体の大気を貫く大きな磁場では、光子がより効率的に変換されることも実証されている。これによって、スペクトルにはっきりとした吸収のような特徴が生じ、21世紀初頭の望遠鏡で検出可能である<ref>
{{cite journal
 |last1=Chelouche |first1=Doron
 |last2=Rabadan   |first2=Raul
 |last3=Pavlov    |first3=Sergey S.
 |last4 =Castejon |first4=Francisco
 |year=2009
 |title=Spectral signatures of photon–particle oscillations from celestial objects
 |journal=The Astrophysical Journal
 |series=Supplement Series
 |volume=180  |issue=1  |pages=1–29
 |arxiv=0806.0411  |doi=10.1088/0067-0049/180/1/1  |s2cid=5018245
 |bibcode=2009ApJS..180....1C
}}
</ref>。新しい(2009年)有望な手段は、強い磁気勾配を持つ環境における準粒子の屈折を探すことである。特に、この屈折は強く磁化されたパルサーの電波光度曲線において光線の分離につながり、現在達成可能な感度よりもはるかに高い感度を可能にする<ref>
{{cite journal
 |last1=Chelouche |first1=Doron
 |last2=Guendelman |first2=Eduardo I.
 |year=2009
 |title=Cosmic analogs of the Stern–Gerlach experiment and the detection of light bosons
 |journal=The Astrophysical Journal
 |volume=699  |issue=1  |pages=L5–L8
 |doi=10.1088/0004-637X/699/1/L5  |arxiv=0810.3002
 |bibcode=2009ApJ...699L...5C  |s2cid=11868951
}}
</ref>。IAXO([[:en:International Axion Observatory]])は第4世代のヘリオスコープ([[:en:Helioscope]])として提案されている<ref>
{{cite web
 |title=The International Axion Observatory
 |publisher=[[CERN]]
 |url=http://iaxo.web.cern.ch/content/home-international-axion-observatory
 |access-date=19 March 2016
}}
</ref>。

アクシオンは[[中性子星]]の[[磁気圏]]で光子に共鳴変換することができる<ref>
{{cite journal
 |last1=Pshirkov |first1=Maxim S.
 |last2=Popov    |first2=Sergei B.
 |year=2009
 |title=Conversion of Dark matter axions to photons in magnetospheres of neutron stars
 |journal=Journal of Experimental and Theoretical Physics
 |volume= 108 |issue=3 |pages=384–388
 |doi=10.1134/S1063776109030030
 |arxiv=0711.1264
 |bibcode= 2009JETP..108..384P
 |s2cid=119269835
}}
</ref>。この光子はGHzの周波数帯にあり、電波検出器で拾うことができる可能性があるため、電波検出器は、アクシオンのパラメータに関する高感度の検出器となる。この戦略は、[[グリーンバンク望遠鏡]]とエッフェルスベルク100m望遠鏡の既存データを再分析することによって、5-11μeVの質量範囲におけるアクシオン-光子結合を制限するために使われてきた<ref>
{{cite journal
 |last1=Foster     |first1=Joshua W.
 |last2=Kahn       |first2=Yonatan
 |last3=Macias     |first3=Oscar
 |last4=Sun        |first4=Zhiquan
 |last5=Eatough    |first5=Ralph P.
 |last6=Kondratiev |first6=Vladislav I.
 |last7=Peters     |first7=Wendy M.
 |last8=Weniger    |first8=Christoph
 |last9=Safdi      |first9=Benjamin R.
 |year=2020
 |title=Green Bank and Effelsberg Radio Telescope Searches for Axion Dark Matter Conversion in Neutron Star Magnetospheres
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=125 |number=17 |pages= 171301
 |doi=10.1103/PhysRevLett.125.171301
 |pmid=33156637
 |arxiv=2004.00011
 |bibcode= 2020PhRvL.125q1301F
 |s2cid=214743261
}}
</ref>。新しい代替戦略は、[[銀河系|天の川銀河]]における中性子星とアクシオン小規模クラスターとの出会いから生じる信号を検出することである<ref>
{{cite journal
 |last1=Edwards   |first1=Thomas D. P. 
 |last2=Kavanagh  |first2=Bradley J.
 |last3=Visinelli |first3=Luca
 |last4=Weniger   |first4=Christoph
 |year=2021
 |title=Transient Radio Signatures from Neutron Star Encounters with QCD Axion Miniclusters
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=127 |number=13 |pages= 131103
 |doi=10.1103/PhysRevLett.127.131103
 |pmid=34623827 
 |arxiv=2011.05378
 |bibcode=2021PhRvL.127m1103E 
 |s2cid=226300099 
}}
</ref>。

太陽のコア内で強い電場にいるX線が散乱すると、アクシオンが生成される可能性がある。CERNアクシオン太陽望遠鏡([[:en:CERN Axion Solar Telescope]]、CAST)が現在進行中で、光子と電子の結合に制限を設けている。アクシオンは、中性子星内で核子-核子間の[[制動放射]]によって生成される可能性がある。それに続くアクシオンのガンマ線への崩壊は、アクシオンの質量に対する制限を与えることができる。この制限は、フェルミLATを用いた、中性子星におけるガンマ線の観測による。4つの中性子星の分析から、2016年にBerenjiらは、95%[[信頼区間]]のアクシオン質量の上限に0.079eVという値を得た<ref>
{{cite journal
 |last1=Berenji |first1=B. 
 |last2=Gaskins |first2=J.
 |last3=Meyer   |first3=M.
 |year=2016
 |title=Constraints on axions and axionlike particles from Fermi Large Area Telescope observations of neutron stars
 |journal=Physical Review D
 |volume=93  |issue=14  |page=045019
 |arxiv=1602.00091  |doi=10.1103/PhysRevD.93.045019
 |bibcode=2016PhRvD..93d5019B  |s2cid=118723146
}}
</ref>。2021年には、マグニフィセントセブン([[:en:The Magnificent Seven (neutron stars)]])として知られる中性子星系からの過剰な硬X線放射が<ref>{{cite journal |last1=Dessert |first1=Christopher |last2=Foster |first2=Joshua W. |last3=Safdi |first3=Benjamin R. |title=Hard X-Ray Excess from the Magnificent Seven Neutron Stars |journal=The Astrophysical Journal |date=November 2020 |volume=904 |issue=1 |pages=42 |doi=10.3847/1538-4357/abb4ea |arxiv=1910.02956 |bibcode=2020ApJ...904...42D |s2cid=203902766 |doi-access=free }}</ref>、アクシオンの放出として説明できる可能性も示唆されている<ref>{{cite journal |last1=Buschmann |first1=Malte |last2=Co |first2=Raymond T. |last3=Dessert |first3=Christopher |last4=Safdi |first4=Benjamin R. |title=Axion Emission Can Explain a New Hard X-Ray Excess from Nearby Isolated Neutron Stars |journal=Physical Review Letters |date=12 January 2021 |volume=126 |issue=2 |page=021102 |doi=10.1103/PhysRevLett.126.021102 |pmid=33512228 |arxiv=1910.04164 |bibcode=2021PhRvL.126b1102B |s2cid=231764983 }}</ref><ref>{{Cite web|last=O'Callaghan|first=Jonathan|date=2021-10-19|title=A Hint of Dark Matter Sends Physicists Looking to the Skies|url=https://www.quantamagazine.org/a-hint-of-dark-matter-sends-physicists-looking-to-the-skies-20211019/|access-date=2021-10-25|website=Quanta Magazine|language=en}}</ref>。

2016年、[[マサチューセッツ工科大学]]の理論チームは、[[核磁気共鳴画像法|MRI]]スキャン装置で発生する強度以下の磁場を用いて、アクシオンを検出する方法を考案した。この実験では、アクシオンの質量に連動したわずかな揺らぎを観測する。2019年現在、この実験は同大学で実施されている<ref>
{{cite press release
 |first=Jennifer |last=Chu
 |date=29 March 2019
 |title=Dark matter experiment finds no evidence of axions. In its first run, ABRACADABRA detects no signal of the hypothetical dark matter particle within a specific mass range
 |department=MIT News Office
 |publisher=[[Massachusetts Institute of Technology]]
 |url=http://news.mit.edu/2019/dark-matter-experiment-finds-no-evidence-axions-0329
}}
</ref>。

2022年、[[イベントホライズンテレスコープ]](EHT)による[[M87 (天体)|M87]]の偏光測定は、アクシオンの雲がブラックホールの周りに形成されると仮定して、アクシオンの質量を制限するために使用された。質量値のおおよそ10<sup>-21</sup>eV/c<sup>2</sup>〜10<sup>-20</sup>eV/c<sup>2</sup>の範囲を除外した<ref>{{cite journal |last1=Chen |first1=Yifan |last2=Liu |first2=Yuxin |last3=Lu |first3=Ru-Sen |last4=Mizuno |first4=Yosuke |last5=Shu |first5=Jing |last6=Xue |first6=Xiao |last7=Yuan |first7=Qiang |last8=Zhao |first8=Yue |title=Stringent axion constraints with Event Horizon Telescope polarimetric measurements of M87⋆ |journal=Nature Astronomy |date=17 March 2022 |volume=6 |issue=5 |pages=592–598 |doi=10.1038/s41550-022-01620-3 |arxiv=2105.04572 |bibcode=2022NatAs...6..592C |s2cid=247188135 }}</ref><ref>{{cite news |last1=Kruesi |first1=Liz |title=How light from black holes is narrowing the search for axions |url=https://www.sciencenews.org/article/black-hole-light-axion-particle-search-event-horizon |work=Science News |date=17 March 2022 }}</ref>。

=== 共鳴効果の探索 ===
銀河ハローからの高流量アクシオンにおける[[ジョセフソン効果|ジョセフソン接合]]により、共鳴効果が明らかになる可能性がある<ref>
{{cite journal
 |last=Beck |first=Christian
 |date=2 December 2013
 |title=Possible Resonance Effect of Axionic Dark Matter in Josephson Junctions
 |journal=Physical Review Letters
 |volume=111  |issue=23  |page=1801
 |doi=10.1103/PhysRevLett.111.231801  |pmid=24476255  |s2cid=23845250
 |arxiv=1309.3790  |bibcode=2013PhRvL.111w1801B
}}
</ref>。銀河ハローからのアクシオンの質量は110μeV、密度は0.05GeV/cm<sup>3</sup>と推定されており<ref>
{{cite magazine
 |last=Moskvitch |first=Katia
 |title=Hints of cold dark matter pop up in 10&nbsp;year-old circuit
 |magazine=[[New Scientist]] Magazine
 |url=https://www.newscientist.com/article/dn24689-hints-of-cold-dark-matter-pop-up-in-10yearold-circuit.html
 |access-date=3 December 2013
}}
</ref>、これに対して暗黒物質の密度は0.3±0.1 GeV/cm<sup>3</sup>と推定され、アクシオンの質量が暗黒物質の唯一の構成要素となるほどではないことを示している。
ORGAN実験は、ハロスコープ法によってこの結果を直接検証することを計画している<ref name=ORGAN/>。

=== 暗黒物質の反跳探索 ===
ダークマター極低温検出器は、アクシオンを示す電子反跳(アクシオンと電子の衝突)を探索した。CDMS([[:en:Cryogenic Dark Matter Search]])は2009年に観測結果を発表し<ref>{{cite arXiv|eprint=0907.1438v1 |last1=Ahmed |first1=Z. |last2=Akerib |first2=D.S. |last3=Arrenberg |first3=S. |last4=Bailey |first4=C.N. |last5=Balakishiyeva |first5=D. |last6=Baudis |first6=L. |last7=Bauer |first7=D.A. |last8=Beaty |first8=J. |last9=Brink |first9=P.L. |last10=Bruch |first10=T. |last11=Bunker |first11=R. |last12=Cabrera |first12=B. |last13=Caldwell |first13=D.O. |last14=Cooley |first14=J. |last15=Cushman |first15=P. |last16=DeJongh |first16=F. |last17=Dragowsky |first17=M.R. |last18=Duong |first18=L. |last19=Figueroa-Feliciano |first19=E. |last20=Filippini |first20=J. |last21=Fritts |first21=M. |last22=Golwala |first22=S.R. |last23=Grant |first23=D.R. |last24=Hall |first24=J. |last25=Hennings-Yeomans |first25=R. |last26=Hertel |first26=S. |last27=Holmgren |first27=D. |last28=Hsu |first28=L. |last29=Huber |first29=M.E. |last30=Kamaev |first30=O. |last31=Kiveni |first31=M. |last32=Kos |first32=M. |last33=Leman |first33=S.W. |last34=Mahapatra |first34=R. |last35=Mandic |first35=V. |last36=Moore |first36=D. |last37=McCarthy |first37=K.A. |last38=Mirabolfathi |first38=N. |last39=Nelson |first39=H. |last40=Ogburn |first40=R.W. |last41=Pyle |first41=M. |last42=Qiu |first42=X. |last43=Ramberg |first43=E. |last44=Rau |first44=W. |last45=Reisetter |first45=A. |last46=Saab |first46=T. |last47=Sadoulet |first47=B. |last48=Sander |first48=J. |last49=Schnee |first49=R.W. |last50=Seitz |first50=D.N. |last51=Serfass |first51=B. |last52=Sundqvist |first52=K.M. |last53=Wang |first53=G. |last54=Yellin |first54=S. |last55=Yoo |first55=J. |last56=Young |first56=B.A. |title=Analysis of the low-energy electron-recoil spectrum of the CDMS experiment |display-authors=1 |year=2009 }}</ref>、EDELWEISS([[:en:EDELWEISS]])は2013年に結合と質量の制限を設定した。UOREと[[XMASS]]も2013年に太陽アクシオンの制限を設定した。[[XENONダークマター直接探索実験#XENON100|XENON100]]は225日間の観測を行い、2014年の発表時点で最高の結合限界を設定し、いくつかのパラメータを除外した<ref>
{{cite journal
 |first1=E. |last1=Aprile
 |display-authors=etal
 |date=9 September 2014
 |title=First axion results from the XENON100 experiment
 |journal=Physical Review D
 |volume=90 |issue=6 |pages=062009
 |doi=10.1103/PhysRevD.90.062009 |s2cid=55875111
 |bibcode=2014PhRvD..90f2009A |arxiv=1404.1455
 |url=https://science.purdue.edu/xenon1t/?p=292
}}
</ref>。

=== 核スピン歳差運動 ===
シフの定理では、静的な核の電気双極子モーメント(EDM)は原子や分子のEDMを生成しないとされているが<ref>{{cite journal |last1=Commins |first1=Eugene D. |last2=Jackson |first2=J. D. |last3=DeMille |first3=David P. |title=The electric dipole moment of the electron: An intuitive explanation for the evasion of Schiff's theorem |journal=American Journal of Physics |date=June 2007 |volume=75 |issue=6 |pages=532–536 |doi=10.1119/1.2710486 |bibcode=2007AmJPh..75..532C }}</ref>、アクシオンは[[ラーモア歳差運動|ラーモア周波数]]で振動する核のEDMを誘導する。この核EDMの振動数が外部電場と共鳴すると、核スピンの回転に歳差運動が生じる。この歳差運動は歳差磁力計を用いて測定することができ、検出されればアクシオンの証拠となる<ref>{{cite journal |last1=Flambaum |first1=V. V. |last2=Tan |first2=H. B. Tran |title=Oscillating nuclear electric dipole moment induced by axion dark matter produces atomic and molecular electric dipole moments and nuclear spin rotation |journal=Physical Review D |date=27 December 2019 |volume=100 |issue=11 |page=111301 |doi=10.1103/PhysRevD.100.111301 |arxiv=1904.07609 |s2cid=119303702 |bibcode=2019PhRvD.100k1301F }}</ref>。

この技術を使った実験に、CASPEr(Cosmic Axion Spin Precession Experiment)がある<ref>{{cite journal |last1=Budker |first1=Dmitry |last2=Graham |first2=Peter W. |last3=Ledbetter |first3=Micah |last4=Rajendran |first4=Surjeet |last5=Sushkov |first5=Alexander O. |title=Proposal for a Cosmic Axion Spin Precession Experiment (CASPEr) |journal=Physical Review X |date=19 May 2014 |volume=4 |issue=2 |page=021030 |doi=10.1103/PhysRevX.4.021030 |arxiv=1306.6089 |bibcode=2014PhRvX...4b1030B |s2cid=118351193 }}</ref><ref>{{cite journal |display-authors=6 |last1=Garcon |first1=Antoine |last2=Aybas |first2=Deniz |last3=Blanchard |first3=John W |last4=Centers |first4=Gary |last5=Figueroa |first5=Nataniel L |last6=Graham |first6=Peter W |last7=Kimball |first7=Derek F Jackson |last8=Rajendran |first8=Surjeet |last9=Sendra |first9=Marina Gil |last10=Sushkov |first10=Alexander O |last11=Trahms |first11=Lutz |last12=Wang |first12=Tao |last13=Wickenbrock |first13=Arne |last14=Wu |first14=Teng |last15=Budker |first15=Dmitry |title=The cosmic axion spin precession experiment (CASPEr): a dark-matter search with nuclear magnetic resonance |journal=Quantum Science and Technology |date=January 2018 |volume=3 |issue=1 |pages=014008 |doi=10.1088/2058-9565/aa9861 |arxiv=1707.05312 |bibcode=2018QS&T....3a4008G |s2cid=51686418 }}</ref><ref>{{cite journal |display-authors=6 |last1=Aybas |first1=Deniz |last2=Adam |first2=Janos |last3=Blumenthal |first3=Emmy |last4=Gramolin |first4=Alexander V. |last5=Johnson |first5=Dorian |last6=Kleyheeg |first6=Annalies |last7=Afach |first7=Samer |last8=Blanchard |first8=John W. |last9=Centers |first9=Gary P. |last10=Garcon |first10=Antoine |last11=Engler |first11=Martin |last12=Figueroa |first12=Nataniel L. |last13=Sendra |first13=Marina Gil |last14=Wickenbrock |first14=Arne |last15=Lawson |first15=Matthew |last16=Wang |first16=Tao |last17=Wu |first17=Teng |last18=Luo |first18=Haosu |last19=Mani |first19=Hamdi |last20=Mauskopf |first20=Philip |last21=Graham |first21=Peter W. |last22=Rajendran |first22=Surjeet |last23=Kimball |first23=Derek F. Jackson |last24=Budker |first24=Dmitry |last25=Sushkov |first25=Alexander O. |title=Search for Axionlike Dark Matter Using Solid-State Nuclear Magnetic Resonance |journal=Physical Review Letters |date=9 April 2021 |volume=126 |issue=14 |page=141802 |doi=10.1103/PhysRevLett.126.141802 |pmid=33891466 |arxiv=2101.01241 |bibcode=2021PhRvL.126n1802A |s2cid=230524028 }}</ref>。

=== 粒子衝突型加速器での探索 ===
アクシオンは衝突型加速器、特に電子と陽電子の衝突や、CERNの大型ハドロン衝突型加速器での超周辺重イオン衝突でも生成される可能性があり、光子-光子散乱([[:en:Two-photon physics]])の過程を再解釈している。これらの探索は、100MeV/c<sup>2</sup>から数百GeV/c<sup>2</sup>の間のかなり大きなアクシオン質量に対して高感度である。ヒッグス粒子へのアクシオンの結合を仮定すると、ヒッグス粒子から2つのアクシオンへ崩壊する異常崩壊の探索は、理論的にはさらに強い制限を与えることができる<ref>{{cite journal |last1=Bauer |first1=Martin |last2=Neubert |first2=Matthias |last3=Thamm |first3=Andrea |date=December 2017 |title=Collider Probes of Axion-Like Particles |journal=Journal of High Energy Physics |volume=2017 |issue=12 |page=44 |doi=10.1007/JHEP12(2017)044 |arxiv=1708.00443 |bibcode=2017JHEP...12..044B |s2cid=119422560 }}</ref>。

== 議論のある検出 ==
2014年、太陽から飛来するアクシオンが地球の磁場で変換されたと予想されるX線放射の季節変動が観測され、アクシオンの証拠が検出された可能性があることが報告された。[[レスター大学]]の研究グループは、[[欧州宇宙機関]]の[[XMM-Newton]]による15年間のデータを研究し、従来の考えでは説明できない季節変動に気づいた。論文の筆頭著者によって「もっともらしい」と評された、この変動の潜在的な説明の1つは、太陽磁気圏におけるXMM-Newtonの観測データに見られる既知の季節変動は、太陽の核からのアクシオンによってX線が生成される可能性があるというものである<ref name=guardian>{{cite news |last=Sample |first=Ian |title=Dark matter may have been detected – streaming from sun's core |newspaper=[[The Guardian]] |place=London, UK |url=https://www.theguardian.com/science/2014/oct/16/dark-matter-detected-sun-axions |access-date=16 October 2014 |date=2014-10-16 |df=dmy-all}}</ref><ref name="FraserRead2014">{{cite journal |last1=Fraser |first1=G. W. |last2=Read |first2=A. M. |last3=Sembay |first3=S. |last4=Carter |first4=J. A. |last5=Schyns |first5=E. |year=2014 |title=Potential solar axion signatures in X-ray observations with the XMM-Newton observatory |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=445 |issue=2 |pages=2146–2168 |arxiv=1403.2436 |doi=10.1093/mnras/stu1865 |bibcode=2014MNRAS.445.2146F |s2cid=56328280 }}</ref>。

この季節変動の解釈については、イタリアの2人の研究者が異議を唱えている。彼らは、レスター大学のグループによる議論の欠陥を指摘し、アクシオンの観点からの解釈を排除すると述べている。検出器は太陽に直接向けることができないため、X線が検出器に入射するためには、光子生成中の磁場勾配によって散乱が引き起こされるとレスター大学のグループは仮定している。最も重要なのは、仮定された散乱角度によって、検出の確率が無視できるほど光子が散逸するということである<ref name="RoncadelliTavecchio2015">{{cite journal |last1=Roncadelli |first1=M. |last2=Tavecchio |first2=F. |title=No axions from the Sun |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters |volume=450 |issue=1 |year=2015 |pages=L26–L28 |doi=10.1093/mnrasl/slv040 |arxiv=1411.3297 |bibcode=2015MNRAS.450L..26R |s2cid=119275136 }}</ref>。

2013年、Christian Beckは、アクシオンが[[ジョセフソン効果|ジョセフソン接合]]で検出可能かもしれないと示唆し、2014年には、質量約110μeVと一致する兆候が、いくつかの既存の実験で実際に観測されたと主張した<ref>{{cite journal |first=Christian |last=Beck |year=2015 |title=Axion mass estimates from resonant Josephson junctions |journal=Physics of the Dark Universe |volume=7–8 |pages=6–11 |doi=10.1016/j.dark.2015.03.002 |arxiv=1403.5676 |bibcode=2015PDU.....7....6B|s2cid=119239296 }}</ref>
。

2020年、イタリアの[[グラン・サッソ国立研究所]]の[[XENONダークマター直接探索実験#XENON1T|XENON1T]]実験が、太陽アクシオンの発見を示唆する結果を報告した<ref>{{cite journal |last1=Aprile |first1=E. |last2=Aalbers |first2=J. |display-authors=1 |date=2020-06-17 |title=Observation of excess electronic recoil events in XENON1T |journal=Physical Review D |volume=102 |page=072004 |arxiv=2006.09721 |doi=10.1103/PhysRevD.102.072004 |s2cid=222338600}}</ref>。この結果は、確認に必要な[[標準偏差#標準偏差の推定|5σ]]レベルではまだ有意ではなく、可能性は低いものの、データの他の解釈も可能であった<ref>{{cite journal |last1=Vagnozzi |first1=Sunny |last2=Visinelli |first2=Luca |last3=Brax |first3=Philippe |last4=Davis |first4=Anne-Christine |last5=Sakstein |first5=Jeremy |title=Direct detection of dark energy: The XENON1T excess and future prospects |journal=Physical Review D |date=15 September 2021 |volume=104 |issue=6 |page=063023 |doi=10.1103/PhysRevD.104.063023 |arxiv=2103.15834 |bibcode=2021PhRvD.104f3023V |s2cid=232417159 }}</ref>。2022年7月、[[XENONダークマター直接探索実験#XENONnT|XENONnT]]へのアップグレード後に行われた新たな観測では、予測より多い電子反跳の観測結果が破棄されたため、新たな粒子発見の可能性は消滅した<ref>{{cite news |last1=Conover |first1=Emily |title=A new dark matter experiment quashed earlier hints of new particles |url=https://www.sciencenews.org/article/xenonnt-axions-dark-matter-experiment |work=Science News |date=22 July 2022 }}</ref><ref>{{cite journal |last1=Aprile |first1=E. |last2=Abe |first2=K. |last3=Agostini |first3=F. |last4=Maouloud |first4=S. Ahmed |last5=Althueser |first5=L. |last6=Andrieu |first6=B. |last7=Angelino |first7=E. |last8=Angevaare |first8=J. R. |last9=Antochi |first9=V. C. |last10=Martin |first10=D. Antón |last11=Arneodo |first11=F. |date=2022-07-22 |title=Search for New Physics in Electronic Recoil Data from XENONnT |journal=Physical Review Letters |volume=129 |issue=16 |page=161805 |doi=10.1103/PhysRevLett.129.161805 |pmid=36306777 |arxiv=2207.11330 |bibcode=2022PhRvL.129p1805A |s2cid=251040527 }}</ref>。

== 宇宙論的な意味合い ==
もしアクシオンが存在すれば、[[ビッグバン]]の間にアクシオンが大量に生成されることを[[宇宙のインフレーション]]は示唆している<ref>{{cite journal |last1=Redondo |first1=J. |last2=Raffelt |first2=G. |last3=Viaux Maira |first3=N. |year=2012 |title=Journey at the axion meV mass frontier |journal=[[:en:Journal of Physics: Conference Series]] |volume=375 |issue=2 |page=022004 |doi=10.1088/1742-6596/375/1/022004 |doi-access=free |bibcode=2012JPhCS.375b2004R}}</ref>。原始宇宙のインスタントン場([[:en:Instanton]])との独特な結合(傾斜機構、[[:en:Misalignment mechanism]])により、宇宙のインフレーションに続く質量獲得中に効果的な力学的摩擦([[:en:Dynamical friction]])が生成される。これにより、そのような原初のアクシオンは、運動エネルギーを奪われた可能性がある。

m ~ 10<sup>-22</sup>eV/c2の超軽量アクシオン(ULA)はスカラー場暗黒物質([[:en:Scalar field dark matter]])の一種であり、冷たい暗黒物質(CDM)の小さなスケールの問題を解決すると思われる。GUTスケール(大統一スケール)の崩壊定数を持つ単一のULAは、ファインチューニング([[:en:Fine-tuning (physics)|en:Fine-tuning]])なしで正しい残存密度(暗黒物質の密度)を提供する<ref>{{cite journal |last=Marsh |first=David J.E. |date=2016 |title=Axion cosmology |journal=Physics Reports |language=en |volume=643 |pages=1–79 |doi=10.1016/j.physrep.2016.06.005 |arxiv=1510.07633|bibcode=2016PhR...643....1M |s2cid=119264863 }}</ref>。

アクシオンはまた、ビッグバン後、他のより質量の大きい暗黒粒子とは異なる瞬間に通常の物質との相互作用を停止したと思われる。この違いが及ぼす影響は、天文学的に計算され観測される可能性がある。

もしアクシオンの質量が小さく、他の崩壊様式を防いでいるのであれば(崩壊先のより軽い粒子が存在しないため)、宇宙は原初のアクシオンの非常に冷たい[[ボース＝アインシュタイン凝縮|ボース＝アインシュタイン凝縮体]]で満たされていると思われる。したがって、アクシオンは[[現代宇宙論]]の[[暗黒物質]]問題を適切に説明することができる<ref>{{cite journal |last=Sikivie |first=P. |year=2009 |title=Dark matter axions |journal=International Journal of Modern Physics A |volume=25 |issue=203 |pages=554–563 |arxiv=0909.0949 |doi=10.1142/S0217751X10048846 |bibcode=2010IJMPA..25..554S|s2cid=1058708 }}</ref> 。観測的研究が進行中であり、密集した原子が基底状態に戻る際に光子の放出が連鎖する、[[超放射]]を介した10<sup>−22</sup>eV前後のファジーダークマター領域が探索され始めている。しかし暗黒物質問題の解決策としては、この質量領域を探索するにはまだ十分な感度がない<ref>{{cite journal|last1=Davoudiasl |first1=Hooman |last2=Denton |first2=Peter |year=2019 |title=Ultralight Boson Dark Matter and Event Horizon Telescope Observations of M87 |journal=Physical Review Letters |volume=123 |issue=2 |pages=021102 |doi=10.1103/PhysRevLett.123.021102 |pmid=31386502 |bibcode=2019PhRvL.123b1102D |arxiv=1904.09242 |s2cid=126147949 }}</ref>。JainとSingh(2007)<ref>{{cite journal |last1=Jain |first1=P. L. |last2=Singh |first2=G. |year=2007 |title=Search for new particles decaying into electron pairs of mass below 100&nbsp;''MeV''/c<sup>2</sup> |journal=Journal of Physics G |volume=34 |issue=1 |pages=129–138 |bibcode=2007JPhG...34..129J |doi=10.1088/0954-3899/34/1/009 |quote=possible early evidence of 7±1 and 19±1&nbsp;MeV axions of less than 10<sup>−13</sup>&nbsp;s lifetime}}</ref>が探索したような高質量のアクシオンは、現在の宇宙には存在しないと考えられる。さらに、もしアクシオンが存在するのであれば、高熱の初期宇宙で他の粒子との散乱によって、不可避的に熱いアクシオンの集団が生成される<ref>{{cite journal |last1=Salvio |first1=Alberto |last2=Strumia |first2=Alessandro |last3=Xue |first3=Wei |year=2014 |title=Thermal axion production |journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics |volume=2014 |issue=1 |pages=11 |url=http://inspirehep.net/record/1262100 |bibcode=2014JCAP...01..011S |doi=10.1088/1475-7516/2014/01/011 |arxiv=1310.6982|s2cid=67775116 }}</ref>。

低質量のアクシオンは、銀河スケールでさらなる構造を持つ可能性がある。もしアクシオンが銀河間物質から連続的に銀河に降り注ぐとすれば、連続的に流れる噴水の流れがピークでより濃くなるように、「コースティクス([[:en:Caustic (mathematics)]])」リングでより濃くなると予想される<ref>{{cite tech report |first=P. |last=Sikivie |year=1997 |title=Dark matter axions and caustic rings |doi=10.2172/484584 |osti=484584 |s2cid=13840214 }}</ref>。銀河の構造と自転に対する、これらのリングの重力の影響が観測できるかもしれない<ref>{{cite web |first=P. |last=Sikivie |url=http://www.phys.ufl.edu/~sikivie/triangle/ |title=Pictures of alleged triangular structure in Milky Way | access-date=2024-07-27}}{{self-published inline|date=January 2024}}</ref><ref name=Duffy2010>{{cite conference |doi=10.1063/1.3489563 |title=The Milky Way's Dark Matter Distribution and Consequences for Axion Detection |series=AIP Conference Proceedings |date=2010 |last1=Duffy |first1=Leanne D. |last2=Tanner |first2=David B. |last3=Van Bibber |first3=Karl A. |conference=Axions 2010 |volume=1274 |pages=85–90 |bibcode=2010AIPC.1274...85D }}</ref>。[[Weakly interacting massive particles|WIMP]]や[[MACHO]]のような他の冷たい暗黒物質の理論的候補もそのようなリングを形成する可能性があるが、そのような候補は[[フェルミ粒子]]であり、それ自身の間で摩擦や散乱が起こるため、リングはあまり鮮明とならない可能性がある。

João G. RosaとThomas W. Kephartは、不安定な[[原始ブラックホール]]の周囲に形成されたアクシオンの雲が、電磁波を放射する反応の連鎖を引き起こし、これを検出できる可能性を示唆した。暗黒物質を説明するためにアクシオンの質量を調整したところ、その値は[[高速電波バースト]]の光度と波長も説明することができ、両方の現象の起源となりうることを発見した<ref>{{cite journal |last1=Rosa |first1=João G. |last2=Kephart |first2=Thomas W. |year=2018 |title=Stimulated axion decay in superradiant clouds around primordial black holes |journal=Physical Review Letters |volume=120 |issue=23 |pages=231102 |arxiv=1709.06581 |doi=10.1103/PhysRevLett.120.231102 |pmid=29932720 |bibcode=2018PhRvL.120w1102R |s2cid=49382336 }}</ref>。

2020年には、アクシオン場が物質と反物質の量の不均衡を生み出すことで、[[宇宙の年表|初期宇宙]]の進化に実際に影響を与えた可能性が提案された。これにより、バリオン非対称性問題([[:en:Baryon asymmetry]])が解決される可能性がある<ref>{{Cite journal |last=Anonymous |date=2020-03-19 |title=Axions Could Explain Baryon Asymmetry |url=https://physics.aps.org/articles/v13/s38 |journal=Physics |language=en |volume=13 |issue=11 |pages=s38 |doi=10.1103/PhysRevLett.124.111602|pmid=32242736 |arxiv=1910.02080 }}</ref>。

== 超対称性 ==
[[超対称性|超対称性理論]]では、アクシオンはフェルミオンとスカラー両方の[[超対称性粒子]]を持つ。アクシオンのフェルミオンの超対称性粒子は[[アクシーノ]]と呼ばれ、スカラーの超対称性粒子は[[ディラトン]]またはサクシオン([[:en:Saxion]])と呼ばれる。これらはすべてカイラル超場([[:en:Supermultiplet#Chiral superfield|en:Chiral superfield]])に束ねられる。

アクシーノはこのような模型では最も軽い超対称性粒子([[:en:Lightest supersymmetric particle]])であると予測されている<ref>
{{cite journal
 |first1=Abe | last1=Nobutaka
 |first2=Takeo | last2=Moroi
 |first3=Masahiro | last3=Yamaguchi
 |name-list-style=amp|year=2002
 |title=Anomaly-Mediated Supersymmetry Breaking with Axion
 |journal=[[:en:Journal of High Energy Physics]]
 |volume=1 |issue=1 |page=10
 |doi=10.1088/1126-6708/2002/01/010
 |arxiv=hep-ph/0111155 |bibcode = 2002JHEP...01..010A 
 |s2cid=15280422
}}</ref>。この性質もあって、暗黒物質の候補と考えられている<ref>
{{cite journal
 |last1=Hooper | first1=Dan
 |first2=Lian-Tao | last2=Wang
 |year=2004
 |title=Possible evidence for axino dark matter in the galactic bulge
 |journal=[[Physical Review D]]
 |volume=70 |issue=6 |page=063506
 |doi=10.1103/PhysRevD.70.063506
 |arxiv = hep-ph/0402220 |bibcode = 2004PhRvD..70f3506H 
 |s2cid=118153564
}}</ref>。

{{脚注ヘルプ}}
== 脚注 ==
{{notelist}}

=== 出典 ===
{{reflist|30em|refs=
<ref name="kyoto20190606">{{cite pressrelease
 |和書
 |title=暗黒物質の正体に迫る新しい探査法を提唱 －原始惑星系円盤の偏光パターンからアクシオンを探索－
 |date=2019-06-06
 |url=http://www.kyoto-u.ac.jp/ja/research/research_results/2019/190514_2.html
 |publisher=[[京都大学]]}}</ref>
<ref name="tohoku20190604">{{cite pressrelease
 |和書
 |title=惑星形成の現場を見れば暗黒物質の正体に迫れる 暗黒物質の新しい探査法を提唱
 |url=https://www.tohoku.ac.jp/japanese/2019/06/press-20190603-axion.html
 |date=2019-06-04
 |publisher=[[東北大学]]}}</ref>
<ref name="FujitaTazaki2019">{{cite journal|last1=Fujita|first1=Tomohiro|last2=Tazaki|first2=Ryo|last3=Toma|first3=Kenji
 |title=Hunting Axion Dark Matter with Protoplanetary Disk Polarimetry
 |journal=Physical Review Letters|volume=122|issue=19|year=2019|issn=0031-9007
 |doi=10.1103/PhysRevLett.122.191101}}</ref>
}}

== 外部リンク ==
{{Commons-inline}}
* {{Cite web|和書
| url = https://www.s.u-tokyo.ac.jp/ja/story/newsletter/telescope/04.html
| title = 地下室から宇宙をのぞく（アクシオン太陽望遠鏡）
| publisher = [[東京大学大学院理学系研究科・理学部]]
| last = 蓑輪
| first = 眞
| accessdate = 2011-10-2}}
* 青木新, 早田次郎, 「[https://doi.org/10.11316/jpsgaiyo.71.1.0_475 21aAT-8 アクシオン暗黒物質の検出可能性について]」『日本物理学会講演概要集』 2016年 71.1巻 セッションID:21aAT-8, p.475-, {{doi|10.11316/jpsgaiyo.71.1.0_475}}
* {{Cite journal |和書|author=大本直哉 |title=弦理論アクシオンと超対称標準模型の現象論的かつ宇宙論的側面についての研究 / Phenomenological and cosmological aspects of string axion and supersymmetric standard models |url=https://doi.org/10.14943/doctoral.k13561 |publisher=北海道大学.理学院（宇宙理学専攻） |naid=500001345921 |year=2019 |month=mar |volume=博士論文 |issue=甲第13561号 |hdl=2115/74271 |doi=10.14943/doctoral.k13561}}
* 小川泉, 「{{PDFlink|[https://www.icrr.u-tokyo.ac.jp/JPSCR/2013F/2013F/DmSymposium/130921Ogawa.pdf ダークマター アクシオンの探索]}}」

{{粒子の一覧}}

{{Normdaten}}
{{DEFAULTSORT:あくしおん}}
[[Category:量子力学]]
[[Category:暗黒物質]]
[[Category:ボース粒子]]
[[Category:仮説上の素粒子]]
[[Category:物理学の未解決問題]]

{{physics-stub}}