Space - Uchuu (English spelling) Universe

Japanese: 宇宙 - うちゅう（英語表記）universe

When the word "universe" is used to describe people's worldview, it encompasses all matter, space, and time that exists in this world. On the other hand, there is the "universe" that is scientifically recognized through people's experiences and observations. However, knowledge about the universe has always been limited. And people have not been satisfied with the limited scientific knowledge of the time, but have used their imagination to explore the unknown parts, paint a coherent picture of the universe, and make it their worldview. These strongly reflect the social and cultural trends of each era and each ethnic group.

Since the rise of modern science, scientific knowledge about the universe has increased dramatically, but the above-mentioned characteristics of cosmology have not changed even today. Therefore, when we think about and examine the universe, we need to be aware of the distinction between current scientific cosmology and cosmology as a worldview of the universe (a mixture of scientific knowledge and imagination).

In this section, we will consider the expanding universe theory or the Big Bang theory, which is a view of the universe based on modern physics. For the evolution of the view of the universe from ancient times, please refer to the separate section "Cosmology."

[Fumitake Sato]

Changes in the scientific view of the universe

Before the discovery of the expanding universe

The view of the universe up until the Middle Ages in Europe was the one that had been culminated in the Greek world. It was depicted as a model of the "heaven" to understand the regular movement of the sun and planets, and was a finite universe consisting of a celestial sphere and a celestial circle with the earth at the center, with heaven and earth being absolutely distinct. Copernicus' heliocentric model, proposed in the mid-16th century in relation to the regularity of the movement of celestial bodies, developed into the dawn of modern science in the 17th and 18th centuries, when Galileo and Newton described the motion of celestial bodies with the same laws of motion as those on earth, and the absolute distinction between heaven and earth was removed. In this way, people came to recognize the solar system in which the planets revolve around the sun. At the same time, interest in the fixed stars also intensified, and people's field of vision expanded from the solar system, which was only a few ten-thousandths of a light year in extent, to the fixed star world, which is several or even hundreds of light years in extent. As research and observation of the stellar world, which was begun by F. W. Herschel and others at the end of the 18th century, progress was made in the study of the universe, which gave rise to a picture of the universe in which countless galaxies similar to our own Milky Way are scattered across the vastness of space.

[Fumitake Sato]

The expanding universe and the discovery of the cosmic microwave background radiation

It was only in the 20th century that we were able to actually measure the distances to galaxies scattered throughout the vast universe and understand the extent of extragalactic space ( Figure A ). Shortly after it became possible to measure the distances to distant galaxies, in 1929 Hubble discovered the expanding universe. By observing the redshift of the spectral lines of light from galaxies (the wavelength of light lengthens due to the Doppler effect), it was discovered that distant galaxies are receding from us at a speed proportional to their distance. Then, in 1965, two American physicists, Penzias and R. W. Wilson, observed microwaves entering isotropically from the sky, directly confirming that the past universe was filled with cosmic microwave background radiation (CMB, also known as cosmic background radiation or cosmic blackbody radiation) and was highly dense.

[Fumitake Sato]

Modern image of the universe

The modern picture of the universe, based on these two observational discoveries - the expanding universe and the cosmic microwave background radiation - is called the expanding universe theory, or the Big Bang cosmology.

According to this cosmology, the present universe has been expanding for 13.8 billion years. We have not found the limit of this huge expanding system. We are aware of the expansion from within an expanding system, so it is not appropriate to think of the expanding universe as a single celestial body with a finite size. The current size of the universe is unknown, but the universe we scientifically understand is one that has a spatial extent of 10 billion light years, contains more than 100 billion galaxies, and has continued to expand within the time range of the past 10 billion years. Furthermore, in this region of space, the universe is almost uniform. The assumption that "there are no special places in the universe and it is uniform" is called the "cosmological principle."

Modern cosmology seeks to elucidate the structure and evolution of this expanding universe and get closer to its origin.

[Fumitake Sato]

The expanding universe

Receding galaxies and Hubble's expansion law

In the vast expanse of space, galaxies are distributed almost uniformly, with an average distance of about one million light years between them. Although it is not completely uniform because there are small groups of galaxies, this variation can be ignored when considering the overall structure of the universe, which is 10 billion light years long. Therefore, there is no distinction between a center and a boundary in this universe. Every place occupies an equal position.

Galaxies are not stationary relative to each other. Galaxies that are closer than a million light years away move in a seemingly chaotic manner, with an average speed of several hundred kilometers per second, due to the gravitational forces of nearby galaxies. However, more distant galaxies, in addition to this chaotic motion, also recede from our Milky Way. The velocity component in the receding direction increases according to the "Hubble expansion law" expressed as v = H ₀ R , where R is the distance to the receding galaxy with velocity v , and H ₀ is the Hubble constant. The Hubble constant H ₀ was 71 km/sec Mpc (1 Mpc = 1 million pc, 1 pc = 3.26 light years) according to observations up to the early 2000s. When the receding speed reaches the speed of light, regions beyond that become unobservable. This limit is called the "cosmic horizon," and its distance is on the order of c / H ₀ ~ 10 billion light years ( c is the speed of light) ( Figures A and B ).

The recession speed is measured by the Doppler effect of the spectral lines. When a spectral line with an original wavelength of λ ₀ is perceived by an observer as having a wavelength of λ (lambda), the relative magnitude of this wavelength shift can be expressed as z , which is z = (λ - λ ₀ )/λ _0. z is called the redshift. A galaxy with a larger z value can be considered to be farther away. At the time of Hubble's discovery, the upper limit of observed z was about z = 0.01 , but observations up to 2010 have found galaxies and quasars with z close to z = 8.6.

[Fumitake Sato]

Measuring distances to galaxies

Obtaining Hubble's expansion law requires distance measurements of galaxies, which is possible for some special galaxies that are relatively nearby. In most cases, the data obtained are z and apparent luminosity. Even in this case, if the absolute luminosity of the distant galaxy is known, the distance can be estimated from the apparent luminosity. From the viewpoint of the uniform cosmological model, distant and nearby galaxies are on average the same type.

However, we must be aware of the effects of cosmic evolution. For example, a galaxy 5 billion light years away is what it looked like 5 billion years ago. Therefore, we should compare it not with galaxies in our vicinity, but with what they looked like 5 billion years ago.

Of course, when we observe nearby galaxies, they appear as they were 1 million or 10 million years ago, but this difference in time is equivalent to an instant in terms of the time scale of galaxy evolution and can be ignored. However, as we will discuss later, it is thought that the expanding universe began 13.7 billion years ago. Galaxies were formed after that, and it is possible that the appearance of newly born galaxies was different from that of today. Therefore, for very distant galaxies, it is impossible to estimate the distance without correcting for evolutionary effects. In principle, by observing evolutionary effects, we could learn about the past appearance of our nearby galaxy. However, this has not yet been realized.

[Fumitake Sato]

Theory of the expanding universe

Several theories had been proposed before about the expanding universe discovered by Hubble in 1929. The most representative theory is Einstein's general theory of relativity.

In 1917, prior to Hubble's discovery, Einstein published a cosmology based on the general theory of relativity that he had formulated the previous year. This was a model of a uniformly stationary universe, called the Einsteinian stationary universe, but in order to obtain a solution, he added a "cosmological term (cosmological constant)" that gives a universal repulsive force to the gravitational field equation. In the same year, the Dutchman de Sitter obtained a universe model without matter, that is, a zero-density universe (de Sitter universe). In 1922, the Russian A. A. Friedmann considered Einstein's universe model that included matter and a cosmological constant, and pointed out that if there is a positive curvature, the universe will expand once and then contract. It was proven that the universe must always be in a dynamic state of expansion or contraction. In 1927, the Belgian A. G. E. Lemaître reached a similar conclusion without knowing Friedmann's work.

All of these occurred before Hubble's discoveries, which established the theory of the expanding universe.

Here we consider the structure of the expanding universe according to the general theory of relativity.

[Fumitake Sato]

Curved space

We usually consider only the space in which Euclidean geometry holds as physical space, but in the theory of general relativity, the properties of space change due to the presence of matter. Changing the properties of space means expanding the scope of physical space to non-Euclidean space where Euclidean geometry does not hold. For example, considering two-dimensional space instead of three-dimensional space corresponds to considering curved surfaces such as a and c instead of flat surfaces such as b in Figure C where Euclidean geometry holds.

[Fumitake Sato]

Uniform isotropic space

When considering the universe based on the theory of general relativity, the universe model is the uniform universe model mentioned above. The universe being uniform means that it is the same everywhere and has no center, and a space in which matter exists uniformly is a uniformly curved space.

We further assume that the space is isotropic, which means that there are no special directions in the universe and that it should look the same no matter which direction you look in.

[Fumitake Sato]

Closed and open spaces

Spaces that are curved the same everywhere and isotropically can be classified into three types as shown in Table 1. Type A is a space with positive curvature, and the total volume is finite. This type of space is called a "closed" space. In the other types B and C, the volume of the space is infinite, and it is called an "open" space.

The above three types of space are possible as spaces that satisfy the "Cosmological Principle."

[Fumitake Sato]

Expansion from infinite density

The law that determines the value of the radius of curvature of three-dimensional space at a given time and its change over time is the theory of general relativity. The only quantity that characterizes a uniform, isotropic space is the magnitude of the radius of curvature, a , which generally changes over time. A space in which a increases over time describes the expanding universe. The change in a that is concluded from the theory of general relativity is determined by the type of space and energy density in Table 1 ( Figure D ). It is important to note that all types start from a = ^0. Since the average matter density changes inversely proportional to a3 , the density at the starting point of the expansion was infinite. It also leads to the important conclusion that the expanding universe began a finite time in the past from that point. This conclusion can be reached in the same way even if the isotropy of space is not assumed, as long as uniformity is satisfied.

[Fumitake Sato]

The equation of the expanding universe

Let us now use mathematics to examine in more detail the properties of the homogeneous isotropic cosmological model described above.

A line element in four-dimensional space is

Here, r and θ are spherical coordinates in three-dimensional space. k represents the sign of the curvature of three-dimensional space, taking the values 1, 0, and -1, corresponding to positive, 0, and negative curvature, respectively. If the uniform matter density is ρ( t ), the equation that determines the time change of a ( t ) is given by Einstein's gravitational field equation, which includes a cosmological term (cosmological constant):

G is Newton's gravitational constant, and λ is the cosmological constant. When k = 0, the radius of curvature is infinite, so the absolute value of a itself has no meaning, but the same a is used as a quantity that gives the scale of expansion. Note that when k = 0 and λ = 0, a is proportional to t ^2/3 .

The quantity that characterizes the expansion motion at present ( t = t ₀ ) is

is used. H ₀ corresponds to the Hubble constant mentioned above. q ₀ is a quantity that represents the amount by which the expansion of the universe is slowed down by gravity, and is called the slowing down coefficient. From equations (2) and (3), the following relationship is obtained.

These equations give the relationship between the quantities related to the expansionary motion, H ₀ and q ₀ , and the average density ρ ₀ and radius of curvature a _0. They also give the relationship with t ₀ , the time from the start of the expansion to the present. The observed values around 2000 are H ₀ ≃71 km/s・Mpc, q ₀ ≃-0.6, k ≃0. Based on this, by giving the ratio of the effects of λ and t ₀ in the expansion equation, the past and future changes in a can be calculated. Figure D shows this.

The cosmological model described above is the Friedmann universe. It is also called the Einstein-de Sitter universe, especially when k = 0. When extended to equations including the cosmological term λ, various cosmological models can be obtained, such as the Einstein static universe, the de Sitter universe, and the Lemaître universe.

[Fumitake Sato]

Observation of the expanding universe

As mentioned above, even if we limit ourselves to the homogeneous isotropic cosmological model, many types of cosmological models are possible. The type is determined by observations of the expanding universe.

The expansion law of Hubble is the same for all cosmological models. Therefore, in order to choose one of the models, in addition to H ₀ (Hubble constant), one more quantity must be known from observations. The observables include q ₀ (deceleration coefficient), or alternative quantities to H ₀ and q ₀ , such as λ (cosmological constant), ρ ₀ (average density of the universe), a ₀ (radius of curvature), and t ₀ (time from the start of the expansion to the present). λ can also be regarded as the energy density, ρ _λ ≡λ/8πG. Knowing these will give an answer to which model the universe corresponds to.

What is important in observations is the relationship between redshift and distance. Suppose light emitted _at time t1 is captured at present time t0 . In this case, the redshift z is given by the value _of the expansion coefficient a at each time as follows:

So, for example, observing a galaxy at z = 5 means we are looking at a time when the universe was one-sixth smaller than it is today.

The current status of observations is described below.

[Fumitake Sato]

q ₀ coefficient

One way to determine the q ₀ coefficient is to look at the relationship between the apparent brightness (magnitude) and redshift of a distant celestial object with known brightness, such as a supernova. The relationship between the apparent brightness m of a distant celestial object and redshift z does not depend on the value of q ₀ when z is small, as shown in Figure E , but when z is large, the relationship diverges depending on the value of q _0. Therefore, in principle, q ₀ can be determined by looking at the curve of the observed values of m and z . Around 2000, observations were announced that q ₀ is negative, meaning that the expansion is accelerating due to λ.

[Fumitake Sato]

Energy Density of the Universe

By measuring the distance and redshift of distant standard light sources, we can determine the current speed and acceleration of expansion. If the equation for the expansion of the universe based on general relativity is correct, we can calculate the total energy density. However, its composition cannot be determined from this observation alone. Information on the composition is given by the growth of density fluctuations of matter and sound vibrations. Here, matter is something that condenses due to gravity, and this includes two types of matter: baryonic matter (normal atomic matter that makes up atoms) that was electromagnetically coupled with cosmic blackbody radiation, and dark matter that does not have electromagnetic interactions. The ratio of these can be determined by observing the sound vibrations of baryonic matter that occurred during the "time when the universe cleared up" (see the chapter on the origin of matter), and this was discovered by observing small-angle intensity fluctuations of the CMB. Data from the observation satellite WMAP, released in 2003, along with astronomical observational data on accelerating expansion, clarified the new shape of the universe.

As a result, it was found that the current density is composed of 70% dark energy, 25% dark matter, and 5% baryonic matter. Here, dark energy is the cosmological constant that causes the accelerated expansion, but since it is unclear whether it changes over time or not, it is not known whether it is the cosmological constant that is a constant value, so it is called by a new name. The existence of dark matter has been suggested by dynamical considerations of the galactic halo (the spherical region surrounding the disk of a spiral galaxy) and galaxy clusters, and the observation of acoustic vibrations by the CMB supports this from a new perspective.

[Fumitake Sato]

Radius of curvature

There are ways to directly discover that the properties of space deviate from Euclidean geometry. One way is to say that the volume within a radius r centered on the observer is 4π r ³ /3 in Euclidean geometry, but it is smaller in a positive curvature space and larger in a negative curvature space. If the density of galaxies is constant, the volume is proportional to the number of galaxies, so in principle it is possible to distinguish between geometries by examining the change in the number of galaxies within a given distance as well as the distance.

Another attempt is to investigate how the size of a galaxy changes with distance when measured in terms of the apparent angle. In a non-expanding Euclidean space, the apparent angle should decrease monotonically. However, in an expanding universe, the apparent angle of a galaxy farther away than a certain distance increases with distance, which is a strange phenomenon. However, neither method has yet succeeded in measuring the curvature observationally. However, even if the curvature is zero, whether the space is closed or open is a separate issue, and it may be closed.

[Fumitake Sato]

Age of the Universe

Dating using long-lived radioactive elements such as uranium gives the age of the Solar System at about 4.6 billion years, with some uncertainty about the age of the Milky Way Galaxy, to which the Earth belongs, at about 10 billion years. Using H-R diagram observations and stellar evolution theory, globular clusters have been discovered that are as old as 10 billion years. All of these provide a lower limit to _the time t0 since the start of the expansion to the present.

[Fumitake Sato]

Space Model

The following values are considered optimal (as of 2012) based on a combination of observations of distant supernovae, age, and small-scale fluctuations in the CMB (described below). The age is 13.7 billion years, the total energy density is 73% due to the cosmological constant, 23% due to dark matter, and 4% due to atomic matter. The curvature of space is also zero, i.e., k = 0.

[Fumitake Sato]

Discovery of the Big Bang and the Evolution of the Universe

Evolutionary Universe and Steady State Universe

According to the idea of expanding space, galaxies and stars could not have existed in the early universe due to the high density. In other words, it is thought that all of these celestial bodies were able to form after a certain point in time. The steady-state theory is an opposing view to the evolutionary cosmology. The latter theory holds that the average density of the universe remains constant despite its expansion, and that the shape of the universe is stationary on average. To ensure this, it postulates an unknown mechanism that creates matter to compensate for the decrease in density caused by the expansion.

[Fumitake Sato]

CMB

Since the 1950s, there have been various debates between these two theories of cosmic evolution, but in 1965, the cosmic microwave background was discovered, which confirmed the Big Bang and largely proved the correctness of the evolutionary cosmology. The impetus for this discovery was the discovery that a certain amount of noise always remained on the antennas used for television broadcasting via satellites using microwaves. It was then confirmed that the cause of this noise was isotropic radiation coming from space. The distribution of this radiant energy closely matches the distribution of blackbody radiation at an absolute temperature of about 3 degrees (3K). This radiation is called the cosmic microwave background (CMB). Later, in 1992, observations by the observation satellite COBE revealed that the temperature was 2.7K and that there was an intensity fluctuation of about one part in 100,000.

The origin of this radiation can be understood from the perspective of an evolving universe as follows. Currently, the universe is sufficiently transparent to light, as is clear from the fact that even distant galaxies can be seen through it. However, in the early stages of the expanding universe, the entire universe must have been in an opaque state, with high density, such that light could not pass through it freely, and this state "cleared up" to become what it is today. In the early stages of the expanding universe, the radiation emitted by matter and the absorption of that radiation were in equilibrium, and the universe was uniformly filled with blackbody radiation corresponding to the temperature of the matter. The CMB is the redshifted light of such past blackbody radiation.

[Fumitake Sato]

From very hot to very cold

By measuring the temperature of the cosmic microwave background, we can estimate the evolution of the temperature of matter in the universe in the past. Figure F shows how the density and temperature of the universe have changed as it has expanded. The state of the universe has evolved from the upper right (high temperature and high density) to the lower left (low temperature and low density) of this figure. As can be seen from this figure, the upper right part progresses very quickly, and the movement to the lower left progresses more slowly.

[Fumitake Sato]

From 1 centimetre to 10 billion light years

Table 2 shows a timeline of events occurring in the expanding universe from even further back in time. In addition to the time and temperature since the Big Bang, quantities specifying the age of the universe are also shown, which indicates the rate at which the universe has contracted compared to the present. If space has contracted in the past, this means that the 10 billion light-years of space observed today was once smaller by this rate. For example, in the era of "baryogenesis" in Table 2 , the current 10 billion light-years of space would have contracted into a space as small as 1 centimeter.

[Fumitake Sato]

Origin of matter

Inflationary Universe

According to the Standard Model of particle interactions established at the end of the 1970s, the existence of a vacuum field (Higgs field) that determines the vacuum state in which elementary particles are not excited was revealed. The inflation theory extends this idea, postulating various vacuum fields other than the Higgs field, and challenges the theory of the origin of the expansion of the universe. According to this theory, the universe expanded exponentially during a period of only a vacuum field, forming a huge universe with huge amounts of energy, and various high-temperature elementary particles were excited as blackbody radiation by the latent heat of the subsequent vacuum phase transition. Furthermore, it is believed that the cause of primordial density fluctuations can be explained by quantum mechanical fluctuations. However, since the inflation theory is based on a theory that goes beyond the Standard Model of elementary particles, the specific scenario is not yet clear at this stage, when this has not yet been determined.

[Fumitake Sato]

Matter was born through the evolution of the universe

In the early universe, the rest energy of matter was high temperature and high density, and the appearance of matter was very different from that of today. In the present universe, the rest energy of matter is greater than the radiation energy, but in the early universe, radiation energy was dominant. The temperature of radiation at that time is given by T = 10 ¹⁰ t ^-1/2 K, assuming that the time after the expansion began is t seconds. At t = 1 second, the temperature is 10 billion K, the average energy of a photon is about 1 megaelectronvolt (MeV), and gamma rays fill the universe. Before this, the temperature was higher, and atomic nuclei would all melt and would not exist. Furthermore, if the temperature reached 10 ² MeV or higher, nucleons such as protons and neutrons would also melt, and their constituent quarks would break apart. In this way, some of today's elementary particles could not have existed in the early days. Current matter has also been formed during the evolution of the universe. Below is an overview of this process.

[Fumitake Sato]

Creation of matter

Before the temperature reached 10 ¹⁹ gigaelectronvolts (GeV), the framework of time and space itself was thought to be different from today's, but after this period, the universe expanded. In the early days of the universe, the number of particles and antiparticles was equal. However, there are no celestial objects composed of antimatter in the present universe, and there is an asymmetry in baryons and antibaryons. Baryons (heavy particles) are protons, neutrons, etc. When the temperature dropped to 10 ² MeV, quarks and antiquarks turned into baryons and antibaryons, and if their numbers were equal, the abundance of protons and antiprotons would also be equal, and the current state of the universe would not be explained. However, at the time of 10 ¹⁵ GeV, an event occurred that caused a difference of about one in ten billion between the number of quarks and antiquarks. If this difference did not occur, matter and antimatter would have annihilated each other, and there would have been no matter at all to make up celestial objects. The generation of baryon number or lepton number is an important event for the origin of matter.

When the temperature drops to 10 ² MeV, quarks turn into nucleons (protons, neutrons) and antinucleons, and at 20 MeV, pair annihilation occurs, leaving nucleons equal to the number of baryons, and antinucleons completely disappear. At a temperature of around 1 MeV, neutrinos (neutrinos) stop interacting with matter, and shortly thereafter, electron pairs also disappear, leaving only protons and an equal number of electrons. From this point onwards, atomic nuclei can exist. Protons and neutrons combine to form deuterium, which then undergoes a nuclear reaction to form helium. About 10% of the nucleons become helium through this nuclear fusion reaction, and the fusion ends after about three minutes. It is believed that the helium and deuterium that exist in the universe today were formed at this time. Elements heavier than this are created later through the evolution and explosion of stars.

[Fumitake Sato]

The clearing of the universe

At a temperature of 4000K and after approximately 380,000 years, the atoms that had been ionized up until then become neutral. As a result, the free electrons that had been mediating the interaction between matter and blackbody radiation disappear, and blackbody radiation begins to propagate freely. This is the CMB that is observed today. In other words, the previously cloudy universe "clears up." From this point on, thermal equilibrium is no longer achieved as a whole universe, and different locations can have different temperatures. The fact that the observed cosmic blackbody is isotropic with an accuracy of approximately 10 ^-5 is evidence that the temperature during the "clearing up" period was extremely uniform.

[Fumitake Sato]

The origin of the heavens

Density Fluctuations

The current universe's structure is almost uniform when averaged on a large scale of over 100 million light years, but on a scale below that, celestial bodies are formed and have uneven density distribution. These celestial structures have been formed after the "sunny" period, triggered by the small density fluctuations that existed in the early part of the universe. The primitive fluctuations can be seen from the fluctuations of CMB, but first, 10 ^-5 fluctuations were discovered in 1992 by COBE, a satellite of cosmic background radiation observation. Then, by around 2002, fluctuations at a small angle were observed by the satellite WMAP (microwave) background radiation observation satellite, which played a major role in determining the universe model.

[Fumitake Sato]

Dark matter

If neutrinos have masses of 10 eV or more, they will first form a super-galaxy cluster (a population containing several thousand galaxies), and within them nucleon matter will split into individual galaxies. This explains the "invisible mass (dark matter, dark matter)" contained in galaxy groups from the mass of neutrinos. These neutrinos were once in thermal equilibrium with blackbody radiation, and their density is now large at 10 ² per cubic centimeter, comparable to 400 blackbody photons per cubic centimeter. Therefore, even if the mass of neutrinos is small, there are more numbers than nucleons, and the overall mass is large.

[Fumitake Sato]

The birth of the gas cloud

Nucleon materials are subjected to high pressure from light until the "sunny" period, so they cannot contract, but after that period things that are heavier than one million times the sun can contract. These gas clouds form more groups, attach to each other and grow into large gas clouds. If they rotate, they evolve into a disk-like shape. Stars begin to form in the gas clouds, and the rotating disks also appear as swirls.

In this way, celestial bodies that generate energy are formed all over the universe. In addition to nuclear fusion reactions on stars, there are also mechanisms for energy formation that are due to the gravity energy of black holes. The celestial bodies that emit these energy only existed after the time when the universe was one-tenth of today's size, and in their early days it may have been mainly quasars.

[Fumitake Sato]

The beginning of the aging phenomenon

In galaxies where stars are formed, aging phenomenon progresses, such as element formation and the decrease in interstellar gas. As a result, heavy elements increase, and dead stars such as white dwarf stars, neutron stars, and black holes increase. In this way, galaxies are likely to continue to age and eventually reach galaxies that have lost their activity, but the present galaxies have not yet been aged sufficiently. This means that we are present in an era where we have not yet had enough time since the beginning of the expanding universe. When we think of the universe, we should not think about it in a fixed state. The universe is evolving, and is only one small part of it. In the past, there was a universe that had no galaxies or stars, and in the future, we will once again be free from stars and galaxies.

If expansion continues forever, the celestial bodies will fall apart, and all nucleons may even collapse into other elementary particles, and it is thought that matter will return to its primitive form.

[Fumitake Sato]

"C. Blacker and M. Lowe, translated by Yajima Yuri and Yajima Fumio, "Ancient Cosmology" (1976, Kainaisha)" ▽ "Laurie H. Joan, translated by Oo Nobuya and Takebe Naoo, "Contemporary Cosmology" (1977, Kainaisha)" ▽ "P.C. W. Davis, translated by Toda Morikazu and Tanaka Hiroshi, "Time and Space in the Universe" (1980, Iwanami Shoten)" ▽ "Hori Genichiro, "Looking through the Theory of Relativity" (1981, Nippon Broadcasting Publishing Association)" ▽ "The Discovery of the Big Bang: An Introduction to the Cosmology" (1983, Nippon Broadcasting Publishing Association)" ▽ "J. Sharon, translated by Nakayama Shigeru, "The Walk of Cosmology" (1983, Heibonsha)" ▽ "Sato Fumitaka, "Big Bang: This is how the Universe was born" (1984, Kodansha)" ▽になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do . ' (1990, Kodansha)' ▽ 'Keiichi Kodaira, 'The Exploration of a New Universe' (1990, Iwanami Shoten)' 'Keio Kodama Hideo, Relativistic Cosmology' (1991, Maruzen) ' 'Keyo Kodama Hideo' (1991, Maruzen)' 'Mitch Stool, translated by Mukai Tadaaki and Sugimoto Kenji, The Universe of Relativity - Space, Time, Einstein' (1991, Hakueisha)' 'Keyo Umemura Masayuki and Yoshioka Satoshi' 'Evolution of the Universe' (1991, Koseisha Koseikaku)' 'Barry Parker, translated by Namiki Masatoshi' 'Dark Matter - Mystery of the Universe' (1991, Maruzen)' 'Keyo Kodama Hideo' 'Dark Matter - Dark Matter - The Development of Dark Matter and Cosmology' (1991, Science Publishing)' ' "Richard Morris, translated by Matsuura Shunsuke, "Crossing Borders: The Extreme of Science" (1991, Seidosha)" ▽ "From Big Bang Theory to Inflationary Universe - The Universe expands rapidly, and then becomes a Big Bang Universe! (1991, Tokuma Shoten)" ▽ "Nomoto Yoshiro, How far has the universe been seen? - A mysterious cosmology (1992, Iwanami Shoten)" ▽ "Timothy Ferris, translated by Nomoto Yoshiro, "The Age of the Galaxy: Cosmology Natural History" (1992, Kosakusha)" ▽ "Alan Reitman, translated by Hayashi Hajime, "Has the Universe been spoken all?になったんです。 English: The first thing you can do is to find the best one to do . "Yokoyama Junichi, "The Creation of Space: An Invitation to Inflation" (1994, Maruzen)" ▽ "M. Riordan and D.N. Schlam, translated by Aoki Kaoru, "The Creation of Space and Dark Matter - Cosmology from the Peripheral Particle Physics" (1994, Yoshioka Shoten)" ▽ "Michael D. Lemonic, translated by Kobayashi Kenichiro, "The Crisis of Cosmology: The Frontline of Modern Cosmology Sways with New Observation Facts" (1994, Kodansha)" ▽ "Michael Rowan Robinson, translated by Ikeuchi Ryo, "The Ripples of the Universe: Behind the Scenes of the Latest Cosmology" (1995, Springer Fairlark Tokyo)" ▽ "George Smoot and Kay Davidson, translated by Hayashi Kazushi, "The Wrinkles of the Universe: In Search of the "Seeds" of Space Formation" 2 (1995, Soshisha)" ▽ "When the Universe Begins" by John Burrow, translated by Matsuda Takuya (1996, Soshisha)" ▽ "The Universe Genesis: Big Bang, Fluctuations, Dark Matter" by Joseph Silk, translated by Ebisuzaki Shunichi, "The Universe: Big Bang, Fluctuations , Dark Matter" by Tokyo Kagaku Doujin (1996, Tokyo Kagaku Doujin) by Donald Goldsmith, translated by Matsuura Shunsuke, "The Is the Universe: Einstein's Great Mistake? ' (1997, Seidosha) ' ''''''''''''''''''' ''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' '''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' '' ''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' '''''''''''''''''''''''''''' ''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' '''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' ' ' (1999, Maruzen)' ▽ 'Ito Naoki, The Time of the Universe, Human Time' (2000, Asahi Shimbun)' ''' ''''''''''''''''' '''''''''''''''''''''''''' '''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' ''''''''''''''''''''''' '''''''''''''''''''''''''''' ''''''''''''''''''''''''' ''' '''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' ''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''''' ''''''''''''''''' "The Secrets of the Universe" (2002, Kaiseisha)" ▽ "Toda Morikazu, "30 Lectures of the Universe and Elementary Particles" (2002 , Asakura Shoten)" ▽ "Where is Neutrino? - Seventeen Stories that delve into the Mysteries of the Universe" (2002, Springer Fairlark Tokyo)" ▽ "Cosmology is Now" (2003, Maruzen)" ▽ "Barbara Leiden, translated by Makino Nobuyoshi, "Introduction to Cosmology" (2003, Pearson Education)" ▽ "Illustrated Membrane Cosmology: A Surprising Cosmology from Superstring Theory" (2003, PHP Institute)" ▽ "Sato Fumitaka, "Invitation to Cosmology - Principia and the Big Bang" (Iwanami Shinsho)" ▽になったんです。 English: The first thing you can do "Fukue Jun's "How to Walk in the Invisible Universe" - From Black Holes to Neutrinos" (PHP Shinsho)

The Expansion of the Universe [Figure A]
©Shogakukan ">

The Expansion of the Universe [Figure A]

Relationship between the recession velocity and distance of a galaxy [Figure B]
©Shogakukan ">

Relationship between the recession velocity and distance of a galaxy [Figure B]

Two-dimensional curved space [Figure C]
©Shogakukan ">

Two-dimensional curved space [Figure C]

Time variation of scale factor a (Figure D)
©Shogakukan ">

Time variation of scale factor a (Figure D...

Relationship between redshift and apparent grade V [Figure E]
©Shogakukan ">

Relationship between redshift and apparent grade V [Figure E]

Time variations in temperature and density in the expanding universe [Figure F]
©Shogakukan ">

Time variations in temperature and density in the expanding universe [Figure F]

Models of the expanding universe [Table 1]
©Shogakukan ">

Models of the expanding universe [Table 1]

Big Bang Space Evolution Timeline [Table 2]
©Shogakukan ">

Big Bang Space Evolution Timeline [Table 2]

Source: Shogakukan Encyclopedia Nipponica About Encyclopedia Nipponica Information | Legend

Japanese:

宇宙ということばは、人々の世界観としての「宇宙」という用いられ方をするときには、この世に存在するすべての物質、空間、時間を包括している。一方、人々の経験や観測によって科学的に認識される「宇宙」がある。しかしその宇宙に関する知識はつねに限られたものである。そして人々はその時代の限られた科学的知識では満足せず、未知の部分に想像をめぐらせ、一つのまとまりある宇宙像を描き、それを世界観としてきた。それらは各時代、各民族の社会的・文化的風潮を色濃く反映したものである。

　近代科学の興隆以降、宇宙に関する科学的知識は著しく増大したが、宇宙論のもつ前述のような性格は現代でも変わっていない。したがって、われわれが宇宙に関して考え、検討する場合、現段階の科学的宇宙論と森羅万象に対する世界観としての宇宙論（科学的知識と想像とが混合したもの）との区別をよくわきまえておく必要がある。

　この項では、膨張宇宙論あるいはビッグ・バン宇宙論とよばれる現代の物理学を基礎にした宇宙像に関して考察する。なお、古代からの宇宙観の変遷については、別項「宇宙論」を参照されたい。

［佐藤文隆］

科学的宇宙観の変遷

膨張宇宙の発見以前

中世ヨーロッパまでの宇宙観は、それに先だつギリシアにおいて集大成された宇宙であった。それは、太陽と惑星の規則的な運行を理解するための「天」の模型として描かれ、地球を中心にして天球と周天円からなる有限の宇宙であり、天と地とは絶対的に区別された。16世紀なかば、天体運行の規則性をめぐって提起されたコペルニクスの太陽中心模型は、17世紀から18世紀にかけて、ガリレイ、ニュートンによる天体の運動を地上の運動法則と同一の法則で記述するという近代科学の幕開きへと発展し、ここで天と地の絶対的区別は取り去られた。こうして、太陽を中心に惑星が回転している太陽系が人々に認識された。また同時に、恒星に対する関心も強まり、人々の視野は、その広がりが数万分の1光年にすぎない太陽系から、数光年ないし数百光年という恒星界へと拡大した。18世紀末にF・W・ハーシェルらによって始められた恒星界の研究と観測の進歩のなかで、広大な宇宙空間には、われわれが属する銀河系と同じような銀河が無数に散在するという宇宙像が描けるようになった。

［佐藤文隆］

膨張宇宙と宇宙マイクロ波背景放射の発見

広大な宇宙に散在する銀河までの距離を実際に測定し、銀河系外空間の広さがわかるようになったのは、20世紀に入ってからのことであった（図A）。遠方の銀河の距離が測定可能となってまもなく、1929年ハッブルは膨張する宇宙を発見した。銀河からの光のスペクトル線の赤方偏移（ドップラー効果で光の波長が長くなること）の観測から、遠方の銀河は、その距離に比例する速度でわれわれから後退していることがみいだされたのである。そして1965年にはアメリカの2人の物理学者ペンジアスとR・W・ウィルソンが、天空から等方的に入射するマイクロ波を観測、これにより過去の宇宙は宇宙マイクロ波背景放射Cosmic Microwave Background Radiation（CMB。宇宙背景放射、宇宙黒体放射ともいう）が満ちており、高密度であったことが直接的に確認された。

［佐藤文隆］

現代の宇宙像

この膨張宇宙と宇宙マイクロ波背景放射という二つの観測上の発見に基づいて描かれる現代の宇宙像が、膨張宇宙論、あるいはビッグ・バン（大爆発）宇宙論とよばれるものである。

　この宇宙論によれば、現在のこの宇宙は138億年前から膨張を続けている。われわれはこの膨張する巨大な系の限界をみいだしていない。われわれは膨張する系の中にいて膨張を認識しているのであり、膨張宇宙を一つの有限な大きさをもつ天体のように考えるのは適当ではない。現在の宇宙の大きさは不明であるが、われわれが科学的に認識している宇宙とは1000億個以上の銀河を含む100億光年の空間的広がりをもち、過去100億年間にわたる時間の範囲内では膨張し続ける宇宙である。さらにこの空間の領域では宇宙はほぼ一様である。「宇宙には特別の場所がなく一様である」という仮定を「宇宙原理」という。

　現代の宇宙論はこの膨張宇宙の構造と進化とを解明し、その起源に迫ろうとしているのである。

［佐藤文隆］

膨張する宇宙

後退する銀河とハッブルの膨張則

広大な宇宙空間に、銀河は平均して約100万光年の距離を置いてほぼ一様に分布する。銀河の小集団が存在するため完全に一様ではないが、100億光年という宇宙全体の構造を考える場合、無視してもよいばらつきにすぎない。したがってこの宇宙には、中心や境界などという区別はまったくない。どの場所も対等な位置を占めていることになる。

　銀河は互いに静止した状態にはなく、100万光年より近くの銀河は近傍の銀河の重力を受けて、平均秒速数百キロメートルの速度で、一見無秩序に運動している。ところが、より遠方の銀河は、このような無秩序運動に加えて、われわれの銀河系から後退している。その後退する方向の速度成分は、v＝H₀Rで表される「ハッブルの膨張則」に従って増大している。ここでRは、速度vで後退している銀河までの距離、H₀はハッブル定数である。ハッブル定数H₀は、2000年代初頭までの観測では71km/sec・Mpcである（1Mpc＝100万pc、1pc＝3.26光年）。後退速度が光速になると、それより遠方の領域は観測不能になる。この限界を「宇宙の地平線」とよぶが、その距離はc/H₀～100億光年（cは光速）のオーダーになる（図A、図B）。

　後退速度はスペクトル線のドップラー効果によって測定される。本来の波長がλ₀であるスペクトル線が、観測者には波長λ(ラムダ)でとらえられるとき、この波長のずれの相対的な大きさをzで表すと、z＝(λ－λ₀)/λ₀となる。zを赤方偏移とよぶ。zの大きい銀河ほど遠方にあると考えてよい。観測されたzの上限値は、ハッブルが発見した当時はz＝0.01程度であったが、2010年までの観測では銀河や準星（クエーサー）のzはz＝8.6に近いものまで発見されている。

［佐藤文隆］

銀河までの距離測定

ハッブルの膨張則を得るには、銀河の距離測定が必要であるが、これは比較的近傍に存在する特別な銀河については可能である。多くの場合に得られるデータは、zと見かけの光度である。この場合でも、もし遠方の銀河の絶対光度が既知であれば、見かけの光度から距離が推定できる。一様宇宙モデルの観点からすれば、遠方の銀河も近傍の銀河も平均的には同種のものである。

　しかしここで宇宙の進化効果に注意しなければならない。たとえば50億光年遠方の銀河の姿は、いまから50億年以前の姿である。したがってそれと比較すべきものは、われわれの近傍にある銀河の姿ではなく、50億年以前の姿である。

　もちろん近傍の銀河を観測した場合でも、それは100万年とか1000万年以前の姿であるが、この程度の時間の違いは、銀河の進化の時間的スケールからみれば瞬時に等しく、無視することができる。しかし、後述するように、膨張宇宙はいまから137億年過去に始まったと考えられる。銀河はそれ以後にできたものであり、誕生したばかりの銀河の姿が今日のものと違っていることはありうる。したがって非常に遠方の銀河に対しては、進化効果の補正をしなければ距離の推定はできない。原理的には、進化効果を観測することによって、われわれの近傍の銀河系の過去の姿を知ることもできる。しかし今日そのようなことは実現していない。

［佐藤文隆］

膨張宇宙の理論

　1929年にハッブルが発見した膨張宇宙については、以前から理論がいくつか提案されていた。代表的な理論はアインシュタインの一般相対性理論によるものである。

　ハッブルの発見に先だつ1917年、アインシュタインはその前年に定式化した一般相対性理論による宇宙論を発表した。これはアインシュタイン静止宇宙とよばれる一様静止宇宙のモデルであるが、彼はこの解を得るために、普遍的な斥力(せきりょく)を与える「宇宙項（宇宙定数）」を重力場方程式に付け加えた。同年オランダのド・ジッターは、物質のない、つまり密度0の宇宙モデル（ド・ジッター宇宙）を得た。1922年ロシアのA・A・フリードマンは、物質と宇宙項を含むアインシュタインの宇宙モデルを考察し、正曲率であれば、いったん膨張し、その後収縮すると指摘した。宇宙はつねに膨張か収縮の動的な状態でなくてはならないことが証明された。1927年ベルギーのA・G・E・ルメートルは、フリードマンの研究を知らずに同じような結論に達した。

　これらはいずれもハッブルの発見以前であり、ハッブルの発見により、膨張宇宙論は確立した。

　ここに一般相対性理論による膨張宇宙の構造について検討してゆく。

［佐藤文隆］

曲がった空間

われわれは通常、物理的な空間としてはユークリッド幾何学が成立する空間のみを考えるが、一般相対性理論では、空間の性質は物質の存在によって変化を受ける、とする。空間の性質が変わるということは、ユークリッド幾何学の成立しない非ユークリッド空間まで物理空間の枠を広げることを意味する。たとえば、三次元空間のかわりに二次元空間で考えると、図Cのbのようなユークリッド幾何学の成立する平面のかわりに、aやcのような曲面を考えることに対応する。

［佐藤文隆］

一様等方な空間

一般相対性理論に基づいて宇宙を考えるときの宇宙モデルとしては、前述した一様宇宙モデルをとる。宇宙が一様であるということは、宇宙はどこでも同等であり、中心などはないということであり、一様に物質が存在する空間は、一様に曲がった空間となる。

　ここでさらに、その空間が等方的である、と仮定する。このことは、宇宙には特別の方向はなく、どの方向をみても同じようなようすがみられるはずだ、ということである。

［佐藤文隆］

閉じた空間と開いた空間

あらゆる場所で同じように、かつ等方的に曲がった空間のタイプは表1のように三つに分類される。Aは正の曲率をもつ空間で、全体積が有限になる。このような空間は「閉じた」空間とよばれる。他のBとCでは空間の体積は無限大になり、「開いた」空間とよばれる。

　以上のような三つのタイプが「宇宙原理」を満たす空間としてありうる。

［佐藤文隆］

密度無限大からの膨張

ある時刻における三次元空間の曲率半径の値およびその時間的変化を決める法則が一般相対性理論である。一様等方の空間を特徴づける量は曲率半径の大きさaだけであるが、これは一般には時間的に変化する。aが時間的に増加している空間が膨張宇宙を記述することになる。一般相対性理論から結論されるaの変化は、表1の空間のタイプとエネルギー密度により決まる（図D）。ここで注意すべき点は、どのタイプでもa＝0から始まることである。平均物質密度はa³に逆比例して変化するため、膨張の出発点での密度は無限大であったことになる。また、膨張宇宙がその時点から有限時間の過去に始まったという、重要な結論を導く。この結論はたとえ空間の等方性を仮定しなくても、一様性を満たす場合には同じように結論される。

［佐藤文隆］

膨張宇宙の方程式

以上に述べてきた一様等方な宇宙モデルのより詳しい性質を数式を用いてみてみよう。

　四次元空間の線素は、

となる。ここでr、θ、は三次元空間での球座標である。kは三次元空間の曲率の符号を表すもので、曲率の正、0、負に対応して、おのおの1、0、－1の値をとる。一様物質密度をρ(t)とすればa(t)の時間変化を決める式は、宇宙項（宇宙定数）を含むアインシュタインの重力場方程式によって

となる。Gはニュートンの重力定数、λは宇宙項である。k＝0の場合には曲率半径は無限大であるからaの絶対値そのものには意味がないが、膨張のスケールを与える量として同じaを用いる。なおk＝0、λ＝0のときには、aはt^2/3に比例する。

　現在(t＝t₀)における膨張運動を特徴づける量としては

を用いる。H₀は先に述べたハッブル定数にあたる。q₀は、宇宙膨張が重力で減速されるその大きさを表す量で、減速係数とよばれる。(2)、(3)式から次の関係式が得られる。

　これらの関係式は、H₀およびq₀という膨張運動に関する量と、平均密度ρ₀および曲率半径a₀の関係を与えている。また、膨張開始から現在までの時間t₀との関係も得られる。2000年ころの観測値はH₀≃71km/s・Mpc、q₀≃－0.6、k≃0である。これをもとに膨張の式でのλとt₀の効果の比率をあたえると、aの過去と未来の変化が計算できる。図Dはこの様子を示す。

　以上に述べた宇宙モデルはフリードマン宇宙である。またとくにk＝0の場合はアインシュタイン‐ド・ジッター宇宙ともよばれる。宇宙項λを含む方程式に拡張すると、アインシュタイン静止宇宙、ド・ジッター宇宙、ルメートル宇宙など種々の宇宙モデルが得られる。

［佐藤文隆］

膨張宇宙の観測

一様等方宇宙モデルに限っても前述のように幾種類もの宇宙モデルが可能である。それを決めるのは膨張宇宙の観測である。

　どの宇宙モデルに関しても膨張については同じハッブルの膨張則を与える。したがって、いずれかのモデルを選択するためには、H₀（ハッブル定数）のほかに、もう一つの量を観測から知る必要がある。その観測量には、q₀（減速係数）、あるいはH₀とq₀にかわる量としてのλ（宇宙項）、ρ₀（宇宙の平均密度）、a₀（曲率半径）およびt₀（膨張開始後、現在までの時間）がある。λはρ_λ≡λ/8πGとしてエネルギー密度とみなすこともできる。これらがわかれば、宇宙がどのモデルに対応しているかの解答が得られる。

　観測で重要なのは赤方偏移と距離の関係である。時刻t₁で放出された光が現在t₀にとらえられたとする。このとき赤方偏移zはそれぞれの時刻での膨張係数aの値を用いて次のように与えられる。

　したがって、たとえばz＝5の銀河を観測したということは、現在よりも宇宙が小さく、6分の1であった時代のことを見ていることになる。

　以下に、観測の現状を述べる。

［佐藤文隆］

q₀係数

q₀係数を決める方法としては、超新星のように明るさの知られた遠方の天体の見かけの明るさ（等級）と赤方偏移との関係から求める方法がある。遠方の天体の見かけの明るさmと赤方偏移zとの関係は、図Eのように、zが小さいところではq₀の値によらないが、zが大きいとq₀の値によって分岐してくる。したがってmとzの観測値がいかなる曲線を描くかをみれば、原理的にq₀を決定できることになる。2000年ごろ、q₀は負である、すなわちλのゆえに膨張は加速されているという観測が発表された。

［佐藤文隆］

宇宙のエネルギー密度

遠方の標準光源天体の距離と赤方偏移の測定から、現在の膨張の速度と加速度がわかる。ここで一般相対論による宇宙膨張の式が正しいとすれば、全エネルギー密度が計算できる。しかし、その組成はこの観測からだけではわからない。組成の情報を与えてくれるのが、物質の密度ゆらぎの成長と音波振動である。ここで物質とは重力により凝縮するものであるが、これには宇宙黒体放射と電磁的に結合していたバリオン物質（これが原子をつくる普通の原子物質）と電磁的な作用をしないダークマターの2種類が含まれる。そして、これらの比率は「宇宙の晴れ上がり時期」（「物質の起源」の章参照）におこっているバリオン物質の音波振動の観測でわかるが、これがCMBの小角度の強度ゆらぎの観測で発見された。2003年に発表された観測衛星WMAP(ダブリューマップ)のデータは加速膨張の天文観測のデータとあわせて新しい宇宙の姿を明確にした。

　この結果、現在の密度は、ダークエネルギー70％、ダークマター25％、バリオン物質5％の組成であることがわかった。ここで、ダークエネルギーとは加速膨張を引き起こしている宇宙項に当たるものだが、これが時間的に変化するものかどうかが不明であるために、一定値とする宇宙項そのものかどうかはわからないため、新しい名前でよばれているのである。ダークマターの存在は銀河系のハロー（渦状銀河の円盤を取り囲む球形の領域）や銀河団の力学的考察から示唆されていたものであり、CMBによる音波振動の観測はそれを新たな側面から裏づけたものである。

［佐藤文隆］

曲率半径

空間の性質がユークリッド幾何学からずれていることを直接みいだす方法が考えられる。その一つとして、観測者を中心とした半径r内の体積は、ユークリッド幾何学では4πr³/3であるが、正曲率空間ではこれより小さく、負曲率空間ではこれより大きくなる。銀河の密度が一定であるとすれば、体積は銀河の個数に比例するため、距離とともに、その距離内に含まれる銀河の個数の変化を調べれば、幾何学の違いが原理的には判別できる。

　もう一つの試みは、銀河の大きさを視角で測ったとき、その値が距離とともにどのように変化するかを調べる方法である。膨張のないユークリッド空間では、視角は単調に減少するはずである。しかし膨張宇宙では、ある距離より遠い銀河の視角は、距離とともに増加するという奇妙なことになる。ただし、いずれの方法でもまだ観測的に曲率を測定することに成功していない。ただし曲率ゼロでも空間が閉じているか開いているかは別問題で、閉じている可能性もある。

［佐藤文隆］

宇宙の年齢

ウランのような半減期の長い放射性元素を用いた年代測定によると、太陽系の年齢は約46億年、これよりやや不確かであるが、地球が属する銀河系の年齢は約100億年となる。またHR図の観測と恒星進化の理論を用いると、年齢が約100億年にも達する球状星団も発見されている。これらはすべて膨張開始後、現在までの時間t₀の下限値を与えるものである。

［佐藤文隆］

宇宙モデル

遠方の超新星、年齢、それに後述のCMBの小スケールゆらぎなどの観測値を総合して次の値が最適とされている（2012年時点）。年齢は137億年、全エネルギー密度は宇宙項によるもの73％、ダークマター23％、原子物質4％である。また空間曲率はゼロ、すなわちk＝0である。

［佐藤文隆］

ビッグ・バンの発見と宇宙の進化

進化宇宙と定常宇宙

膨張空間の考えに従えば、初期においては高密度のために銀河系や星は存在しえなかったはずである。すなわち、こうした天体はすべてある時期以後に形成が可能になったものと考えられる。こうした進化宇宙論に対立する考え方として定常宇宙論がある。後者の説では、宇宙の平均密度は膨張にもかかわらず一定であり、宇宙の姿は平均的に定常であると考える。そしてこれを保障するために、膨張により密度が減少する分だけ物質を創生するという未知の機構を仮定する。

［佐藤文隆］

CMB

1950年代から宇宙進化に関するこの二つの説の間で種々の論議がなされていたが、1965年に宇宙マイクロ波背景放射が発見され、これによってビッグ・バンが確認されて進化宇宙論の正しさがほぼ実証されることになった。この発見の契機は、マイクロ波を用いる人工衛星を用いたテレビ中継用のアンテナにいつも一定のノイズが残ることがみいだされたことによる。そしてこの原因が、宇宙から等方的にやってくる放射であることが確認されたのである。この放射エネルギー分布は絶対温度で約3度（3K）の黒体放射の分布とよく一致している。この放射は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とよばれる。その後1992年、観測衛星COBE(コービー)の観測で温度は2.7Kであること、および10万分の1程度の強度ゆらぎがあることを発見した。

　この放射の起源は、進化宇宙の立場から次のように理解される。現在は遠方の銀河でも見通せることからも明らかなように、宇宙は光に対して十分透明な状態にある。しかし膨張宇宙の初期は密度が高く、光が自由に透過できないような不透明な状態に宇宙全体があったはずであり、それが「晴れ上がって」現在のようになったのである。膨張宇宙の初期では、物質からの放射放出と、それによる吸収とは平衡状態にあり、物質の温度に対応した黒体放射によって宇宙は一様に満たされていたことになる。CMBとは、このような過去の黒体放射の光が赤方偏移したものである。

［佐藤文隆］

超高温から低温へ

宇宙マイクロ波背景放射の温度が測定されたことによって、宇宙の過去における宇宙物質の温度の変遷が推定できるようになる。図Fには、膨張に伴う宇宙の密度と温度の変化のようすを示した。宇宙の状態はこの図の右上（高温・高密度）から左下（低温・低密度）に向かって進化してきたことになる。この図からもわかるように右上の部分は非常に速く、左下に移行するにつれてゆっくりと進む。

［佐藤文隆］

1センチメートルから100億光年へ

表2には、さらに過去からの膨張宇宙でおこるできごとの年表を示した。宇宙の時代を指定する量としては、ビッグ・バン以来の時間・温度のほかに、現在の宇宙に比べてどれだけ収縮した状態にあったかの収縮率も示した。宇宙空間が過去に収縮していたということは、現在観測される100億光年の空間もかつてはこの収縮率だけ小さかったことを意味する。たとえば、表2の「バリオン数生成」の時代には、現在の100億光年の空間が1センチメートルという小さな空間に収縮していたことになる。

［佐藤文隆］

物質の起源

インフレーション宇宙

1970年代末に確立した素粒子相互作用の標準理論によれば、素粒子が励起されていない真空状態を決めている真空場（ヒッグス場）の存在が明らかになった。この考え方を拡張して、ヒッグス場でないさまざまな真空場を仮定し、宇宙膨張の起源論に挑戦しているのがインフレーション説である。この説によると、真空場だけの時期に宇宙空間が指数関数的に膨張し、巨大な宇宙空間、巨大なエネルギーが形成され、その後の真空相転移の潜熱によって、高温のさまざまな素粒子が黒体放射として励起された、となる。さらに、原始的な密度ゆらぎの原因を量子論的なゆらぎで説明できると考えられている。しかしインフレーション説は素粒子標準理論を超えた理論に基礎を置くため、そこが定まらない現段階では具体的なシナリオはまだ明確ではない。

［佐藤文隆］

物質は宇宙進化で生まれた

初期の宇宙は高温・高密度の状態にあり、物質の姿は現在のものと大きく違っていた。現在の宇宙では放射エネルギーより物質の静止エネルギーのほうが大きいが、初期は放射エネルギーが支配的であった。その時期の放射の温度は、膨張開始後の時間をt秒とすると、T＝10¹⁰t^-1/2Kで与えられる。tが1秒では100億Kであり、光子の平均エネルギーは約1メガ電子ボルト（MeV）となり、γ(ガンマ)線が宇宙を満たしていたことになる。これより以前ではより高温であり、原子核などはすべて溶けてしまうので存在しえない。さらに温度が10²MeV以上になると、陽子・中性子といった核子も溶かされて、その構成要素であるクォークはばらばらになっていたと考えられる。このように初期には今日の素粒子の一部も存在しえなかった。現在の物質も宇宙進化のなかで形成されてきたものである。以下に、その経過を概観してみる。

［佐藤文隆］

物質の創生

温度が10¹⁹ギガ電子ボルト（GeV）の時期以前では、時間・空間の枠組み自体が今日のそれと違っていたと考えられるが、この時期以後では膨張宇宙となった。宇宙誕生初期では粒子と反粒子の数は等しかった。しかし現在の宇宙には反物質で構成される天体はなく、バリオンと反バリオンについて非対称になっている。バリオン（重粒子）とは陽子、中性子などのことである。温度が10²MeVに下がったとき、クォーク、反クォークはバリオンと反バリオンに変わるが、もしそれらの数が等しければ陽子と反陽子の存在量も等しくなり、現在の宇宙の姿は説明できなくなる。しかし10¹⁵GeVの時代にクォークと反クォーク数の間に、比にして100億分の1程度の差が生ずるできごとがおこる。もしこの差が生じなければ、物質と反物質が消滅しあって、天体などをつくる物質がまったく存在しなかったことになる。物質の起源にとってバリオン数あるいはレプトン数の生成は重要なできごとである。

　温度が10²MeVまで下がるとクォークが核子（陽子、中性子）と反核子になり、20MeVで対消滅がおこり、バリオン数の分だけ核子が残り、反核子は完全に姿を消してしまう。温度が1MeVのあたりでニュートリノ（中性微子）が物質と作用しなくなり、その後まもなく電子対も消滅して、陽子と等量の電子だけが残る。この時期以後から原子核が存在しえるようになる。陽子と中性子が結合して重水素（ジュウテリウム）をつくり、それからヘリウムが形成される核反応が続く。この核融合反応によって核子の約10％がヘリウムになり、約3分後にはこの核融合は終わる。現在の宇宙に存在するヘリウムや重水素はこのときに形成されたものと考えられる。それ以上の重い元素は星の進化・爆発により、のちにつくられる。

［佐藤文隆］

宇宙の晴れ上がり

温度が4000K、時間が約38万年後の段階で、それまでイオン化していた原子が中性化する。このため、それまで物質と黒体放射の相互作用を仲介していた自由電子が消滅し、黒体放射は自由に伝播(でんぱ)することになる。それが現在観測されるCMBである。たとえていえば、それまで曇っていた宇宙が「晴れ上がる」のである。これ以後では宇宙全体としての熱平衡は成立せず、場所によって異なる温度をとれるようになる。観測される宇宙黒体が約10^-5の精度で等方的なのは、「晴れ上がる」時期での温度がきわめて一様であった証拠である。

［佐藤文隆］

天体の起源

密度のゆらぎ

現在の宇宙の構造は、1億光年以上の大きなスケールで平均してみるとほぼ一様であるが、それ以下のスケールでみると天体が形成されていて凹凸の密度分布をしている。こうした天体構造は、宇宙の初期に存在した小さな密度のゆらぎが引き金となって、「晴れ上がり」の時期よりもあとに形成されてきたものである。原始的なゆらぎはCMBのゆらぎからわかるが、まず1992年に宇宙背景放射観測衛星COBEの観測で、10^-5のゆらぎが発見された。その後2002年ごろまでに小さい角度でのゆらぎの観測が、宇宙（マイクロ波）背景放射観測衛星WMAPでなされ、宇宙モデルの決定にも大きな役割を果たした。

［佐藤文隆］

ダークマター

もしニュートリノが10eV以上の質量をもてば、それらがまず超銀河団（銀河を数千個含む集団）を形成し、その中で核子物質が個々の銀河に分裂していくと考えられる。これにより、銀河の集団に含まれる「見えない質量（ダークマター、暗黒物質）」がニュートリノの質量から説明できる。これらのニュートリノはかつて黒体放射と熱平衡にあったもので、その密度も現在では1立方センチメートル当り10²個と大きく、黒体放射光子の密度1立方センチメートル当り400個に匹敵する。このためニュートリノの質量が小さくても核子に比べて数が多く、全体としては大きな質量となるのである。

［佐藤文隆］

ガス雲の誕生

核子物質は「晴れ上がり」の時期まで光の大圧力を受けているため収縮はできないが、その時期以後では太陽の100万倍より重いものは収縮できる。これらのガス雲がさらに集団をつくり、互いに付着して大きなガス雲に成長する。もし回転があれば円盤状に進化していく。ガス雲中では星の形成が始まり、また回転円盤は渦巻状の外観を呈するようになる。

　このようにして宇宙のあちこちにエネルギーを生成する天体が形成されてくる。エネルギー形成の機構としては、星での核融合反応のほか、ブラック・ホールの重力エネルギーによるものもあるであろう。こうしたエネルギーを放出する天体は、宇宙の大きさが今日の10分の1であった時期以降でのみ存在し、その初期ではクエーサーが主だったかもしれない。

［佐藤文隆］

老化現象の始まり

星の形成がスタートした銀河では、元素の形成と星間ガスの減少という老化現象が進行する。これに伴って重元素が増加し、白色矮星(わいせい)、中性子星、ブラック・ホールなどの死んだ星が増大する。このように銀河は老化の一途をたどり、ついには活性を失った銀河に行き着くと考えられるが、現在の銀河はまだ十分老化しきっていない。このことは、われわれが膨張宇宙の始まりからまだ十分な時間を経ていない時代に居合わせていることを意味する。宇宙の姿という場合、われわれは現状を固定して考えてはいけない。宇宙は進化しつつあり、現在はその一こまにしかすぎない。かつては銀河や星も存在しない宇宙があったし、将来においてはふたたび星や銀河のない状態になるのである。

　膨張がいつまでも続けば、天体はばらばらになり、さらにすべての核子も他の素粒子に崩壊する可能性があり、物質も原始の姿に戻ると考えられる。

［佐藤文隆］

『C・ブラッカー、M・ローウェ編、矢島祐利・矢島文夫訳『古代の宇宙論』（1976・海鳴社）』▽『ローリー・H・ジョーン編、小尾信彌・武部尚雄訳『現代の宇宙論』（1977・海鳴社）』▽『P・C・W・デイヴィス著、戸田盛和・田中裕訳『宇宙における時間と空間』（1980・岩波書店）』▽『堀源一郎著『相対性理論で宇宙をみる』（1981・日本放送出版協会）』▽『佐藤文隆著『ビッグバンの発見――宇宙論入門』（1983・日本放送出版協会）』▽『J・シャロン著、中山茂訳『宇宙論の歩み』（1983・平凡社）』▽『佐藤文隆著『ビッグバン――こうして宇宙は生まれた』（1984・講談社）』▽『ロバート・ジャストロウ著、趙慶哲訳『だれが宇宙を創ったか――はじめて学ぶ人のための宇宙論』（1986・講談社）』▽『堀源一郎著『宇宙はどこまで広がっているか』（1986・岩波書店）』▽『E・ローゼン、L・モッツ著、菊池潤・杉山聖一郎訳『宇宙論全史』（1987・平凡社）』▽『成相秀一・冨田憲二著『一般相対論的宇宙論』（1988・裳華房）』▽『佐藤文隆著『宇宙のはじまり』（1989・岩波書店）』▽『桜井邦朋著『アインシュタインが見た宇宙――相対論的宇宙論への道』（1989・白揚社）』▽『方励之・李淑嫺著、佐藤文隆・青木薫訳『方励之が語る宇宙のはじまり――最初に何が起こったか？』（1990・講談社）』▽『小平桂一編『新しい宇宙像の探究』（1990・岩波書店）』▽『小玉英雄著『相対論的宇宙論』（1991・丸善）』▽『ミッチ・ストラブル著、向井忠亮・杉元賢治訳『相対性理論の宇宙――空間・時間・アインシュタイン』（1991・白揚社）』▽『梅村雅之・吉岡諭編『スーパーコンピューターが解き明かす宇宙の進化』（1991・恒星社厚生閣）』▽『バリー・パーカー著、並木雅俊訳『ダークマター――宇宙のミステリー』（1991・丸善）』▽『小玉英雄著『宇宙のダークマター――暗黒物質と宇宙論の展開』（1991・サイエンス社）』▽『リチャード・モリス著、松浦俊輔訳『越境する宇宙論――科学の極限』（1991・青土社）』▽『佐藤勝彦・木幡赳士著『ビッグバン理論からインフレーション宇宙へ――宇宙は急激に膨張したあと、ビッグバン宇宙になった！』（1991・徳間書店）』▽『野本陽代著『宇宙はどこまで見えてきたか――謎だらけの宇宙論』（1992・岩波書店）』▽『ティモシー・フェリス著、野本陽代訳『銀河の時代――宇宙論博物誌』上下（1992・工作舎）』▽『アラン・ライトマン著、はやしはじめ訳『宇宙は語りつくされたか？――アインシュタインからホーキングへ』（1992・白揚社）』▽『佐藤文隆・松田卓也著『相対論的宇宙論――ブラックホール・宇宙・超宇宙』（1992・講談社）』▽『ジョン・グリビン、マーティン・リース著、佐藤文隆・佐藤桂子訳『宇宙の暗闇・ダークマター――暗黒物質が解く宇宙進化の謎』（1992・講談社）』▽『須藤靖著『ダークマターと銀河宇宙』（1993・丸善）』▽『佐藤勝彦著『最新・宇宙創世記――インフレーション宇宙から観測の時代へ』（1993・徳間書店）』▽『ジョン・ボスロウ著、青木薫訳『ビッグバン危うし――宇宙論、はじめての危機』（1993・講談社）』▽『エヴリー・シャツマン著、坂井光夫訳『宇宙の膨張』（1993・丸善）』▽『横山順一著『宇宙創生をさぐる――インフレーション宇宙への招待』（1994・丸善）』▽『M・リオーダン、D・N・シュラム著、青木薫訳『宇宙創造とダークマター――素粒子物理からみた宇宙論』（1994・吉岡書店）』▽『マイケル・D・ルモニック著、小林健一郎訳『宇宙論の危機――新しい観測事実に揺れる現代宇宙論の最前線』（1994・講談社）』▽『マイケル・ロワン・ロビンソン著、池内了訳『宇宙のさざなみ――最新宇宙論の舞台裏』（1995・シュプリンガー・フェアラーク東京）』▽『ジョージ・スムート、ケイ・デイヴィッドソン著、林一訳『宇宙のしわ――宇宙形成の「種」を求めて』下（1995・草思社）』▽『ジョン・バロウ著、松田卓也訳『宇宙が始まるとき』（1996・草思社）』▽『ジョセフ・シルク著、戎崎俊一訳『宇宙創世記――ビッグバン・ゆらぎ・暗黒物質』（1996・東京化学同人）』▽『ドナルド・ゴールドスミス著、松浦俊輔訳『宇宙の正体――アインシュタインの大いなるミス？』（1997・青土社）』▽『竹内均監修『ブラックホール宇宙――解き明かされる時空のなぞ』（1997・ニュートンプレス）』▽『池内了著『観測的宇宙論』（1997・東京大学出版会）』▽『二間瀬敏史著『なっとくする宇宙論』（1998・講談社）』▽『池内了著『宇宙論のすべて』（1998・新書館）』▽『科学朝日編『天文学の20世紀』（1999・朝日新聞社）』▽『アラン・H・グース著、はやしはじめ・はやしまさる訳『なぜビッグバンは起こったのか――インフレーション理論が解明した宇宙の起源』（1999・早川書房）』▽『佐藤文隆著、パリティ編集委員会編『いまさら宇宙論？』（1999・丸善）』▽『伊藤直紀著『宇宙の時、人間の時』（2000・朝日新聞社）』▽『大槻義彦編『現代物理最前線2』（2000・共立出版）』▽『佐藤文隆・小玉英雄著『一般相対性理論』（2000・岩波書店）』▽『佐藤文隆著『宇宙物理』（2001・岩波書店）』▽『杉山直著『岩波講座　物理の世界　地球と宇宙の物理5　膨張宇宙とビッグバンの物理』（2001・岩波書店）』▽『佐藤文隆ほか編、永長直人著『物質の中の宇宙論――多電子系における量子位相』（2002・岩波書店）』▽『藤井旭著『宇宙探検――そこが知りたい！宇宙の秘密』（2002・偕成社）』▽『戸田盛和著『宇宙と素粒子30講』（2002・朝倉書店）』▽『ジョン・グリビン著、樺沢宇紀訳『ニュートリノは何処へ――宇宙の謎に迫る17の物語』（2002・シュプリンガー・フェアラーク東京）』▽『寿岳潤責任編集、パリティ編集委員会編『宇宙論はいま』（2003・丸善）』▽『バーバラ・ライデン著、牧野伸義訳『宇宙論入門』（2003・ピアソン・エデュケーション）』▽『桜井邦朋著『図解　膜宇宙論――超弦理論からみえた驚異の宇宙像』（2003・PHP研究所）』▽『佐藤文隆著『宇宙論への招待――プリンキピアとビッグバン』（岩波新書）』▽『佐藤文隆著『宇宙のしくみとエネルギー』（朝日文庫）』▽『佐藤文隆著『現代の宇宙像』（講談社学術文庫）』▽『黒星瑩一著『宇宙論がわかる』（講談社現代新書）』▽『池内了著『泡宇宙論』（ハヤカワ文庫）』▽『磯部琇三著『宇宙はこうして発見された――宇宙の謎へのアプローチ物語』（KAWADE夢新書）』▽『佐藤勝彦監修『最新宇宙論と天文学を楽しむ本――太陽系の謎からインフレーション理論まで』（PHP文庫）』▽『二間瀬敏史著『ここまでわかった宇宙の謎――宇宙望遠鏡がのぞいた深宇宙』（講談社＋α文庫）』▽『二間瀬敏史・山田亨著『こんなに面白い大宇宙のカラクリ――「すばる」でのぞいた137億年の歴史』（講談社＋α文庫）』▽『福江純著『「見えない宇宙」の歩き方――ブラックホールからニュートリノまで』（PHP新書）』

宇宙の広がり〔図A〕

銀河の後退速度と距離の関係〔図B〕

二次元の曲がった空間〔図C〕

スケール・ファクターaの時間変化〔図D…

赤方偏移と見かけの等級Vの関係〔図E〕

膨張宇宙の温度と密度の時間変化〔図F〕

膨張宇宙のモデル〔表1〕

ビッグ・バン宇宙進化の年表〔表2〕

出典　小学館　日本大百科全書(ニッポニカ)日本大百科全書(ニッポニカ)について　情報 | 凡例

<<: Space medicine - Uchuuigaku (English spelling) space medicine

>>: Shinryu Uchiyama - Uchiyama Matatsu

Changes in the scientific view of the universe

Before the discovery of the expanding universe

The expanding universe and the discovery of the cosmic microwave background radiation

Modern image of the universe

The expanding universe

Receding galaxies and Hubble's expansion law

Measuring distances to galaxies

Theory of the expanding universe

Curved space

Uniform isotropic space

Closed and open spaces

Expansion from infinite density

The equation of the expanding universe

Observation of the expanding universe

q 0 coefficient

Energy Density of the Universe

Radius of curvature

Age of the Universe

Space Model

Discovery of the Big Bang and the Evolution of the Universe

Evolutionary Universe and Steady State Universe

CMB

From very hot to very cold

From 1 centimetre to 10 billion light years

Origin of matter

Inflationary Universe

Matter was born through the evolution of the universe

Creation of matter

The clearing of the universe

The origin of the heavens

Density Fluctuations

Dark matter

The birth of the gas cloud

The beginning of the aging phenomenon

科学的宇宙観の変遷

膨張宇宙の発見以前

膨張宇宙と宇宙マイクロ波背景放射の発見

現代の宇宙像

膨張する宇宙

後退する銀河とハッブルの膨張則

銀河までの距離測定

膨張宇宙の理論

曲がった空間

一様等方な空間

閉じた空間と開いた空間

密度無限大からの膨張

膨張宇宙の方程式

膨張宇宙の観測

q0係数

宇宙のエネルギー密度

曲率半径

宇宙の年齢

宇宙モデル

ビッグ・バンの発見と宇宙の進化

進化宇宙と定常宇宙

CMB

超高温から低温へ

1センチメートルから100億光年へ

物質の起源

インフレーション宇宙

物質は宇宙進化で生まれた

物質の創生

宇宙の晴れ上がり

天体の起源

密度のゆらぎ

ダークマター

ガス雲の誕生

老化現象の始まり

Recommend

q ₀ coefficient

q₀係数