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石巻市芸術文化振興財団のイベント情報 河北総合センタービッグバンのご紹介 座席数402席の『文化交流ホール』、アリーナ、トレーニング室などの『体育施設』、会議室、調理室や和室を配した『学習棟』から成る施設で、 施設三階の『北上川ホール』は展示フロアとしてのご利用も可能です。 なお、『ビッグバン』の愛称はここを拠点として文化が発進するよう願いを込めて名づけられました。 開館時間と休館日 開館時間 午前9時から午後9時まで 休館日• 毎週月曜日(ただし、休館日が祝日の場合はその翌日)• 施設のご利用と予約のご案内 アリーナ、トレーニング室、柔剣道場などの個人利用 アリーナ、柔剣道場、美術工作室、憩いの部屋については貸切利用が入っていない時間区分に限り、個人利用が可能です。 また、トレーニング室は個人利用のみで中学生以上の方が利用可能です。 講習会は毎月第2・4金曜日の午後3時と午後7時から開催しています。 各回定員6名の事前予約制です。 事前に予約のうえ受講してください。 問合せ・予約 河北総合センタービッグバン TEL0225-62-1120 個人利用料金一覧 1回券 回数券(11回分) 一般・学生 小・中・高校生 一般・学生 小・中・高校生 アリーナ 150円 70円 1500円 700円 トレーニング室 150円 70円 1500円 700円 柔剣道場 150円 70円 1500円 700円 美術工作室 150円 70円 1500円 700円 憩いの部屋・水屋 150円 70円 1500円 700円 施設利用状況等.

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ビッグバン理論では、宇宙は極端な高温高密度の状態で生まれた、とし(下)、その後に自体がの経過とともに膨張し、はそれに乗って互いに離れていった、としている(中、上)。 ビッグバン(: Big Bang)とは、宇宙は非常に高温高密度の状態から始まり、それが大きく膨張することによって低温低密度になっていったとする膨張宇宙論( ビッグバン理論 Big bang theory ) における、宇宙開始時の爆発的膨張。 によれば、時空の指数関数的急膨張(インフレーション)後ににより生まれた超高温高密度のエネルギーの塊がビッグバン膨張の開始になる。 その時刻は今から138. 2億年(年)前と計算されている。 遠方のがに従って遠ざかっているという観測事実をを適用して解釈すれば、宇宙が膨張しているという結論が得られる。 宇宙膨張を過去へと外挿すれば、宇宙の初期には全てのとが一カ所に集まる高温度・高密度状態にあったことになる。 この高温・高密度の状態よりさらに以前については、一般相対性理論によれば重力的になるが、物理学者たちの間でこの時点の宇宙に何が起きたかについては広く合意されているはない。 20世紀前半までは、天文学者の間でも「宇宙は不変で定常的」という考え方が支配的だった。 には高温高密度の宇宙がかつて存在していたことの痕跡として CMB が存在することを主張、その温度を5Kと推定した。 このCMB がになって発見されたことにより、対立仮説(対立理論)であったの説得力が急速に衰えた。 その後もビッグバン理論を高い精度で支持する観測結果が得られるようになり、膨張宇宙論が多数派を占めるようになった。 歴史 [ ] ビッグバン理論は、紆余曲折を経て、観測と理論の両面が揃ってようやく徐々に認められるようになってきた歴史がある。 20世紀初頭では天文学者も含めてほとんどの人々は宇宙は定常的なものだと考えていた。 「宇宙には始まりがなければならない」という考えを口にするは皆無だった。 も、柔軟な考えを持っていると評価されているですらも「宇宙に始まりがあった」という考えには否定的であった。 、は、銀河が地球に対してあらゆる方向に遠ざかっており、その速度は地球から各銀河までの距離に比例していることを発見した。 出身の天文・核物理学者は、ジョルジュ・ルメートルが提唱したビッグバン理論を支持し発展させた。 ガモフは、初期の宇宙は全てが圧縮され高密度だったうえに、超高温度だったとし、宇宙の膨張の始まりを、の火の玉と捉え、創造の材料(、、、の高密度ガス。 これらの材料をガモフは「イーレム」と呼んだ)が爆発の場で連鎖的に起きるによって、現在の宇宙に見られる様々なに転移したのだ、と説明した。 1940年代、ガモフとその共同研究者たちは、熱核反応によって創世が起きたとする説明の細部を詳細に描く論文をいくつも執筆した。 だが、この説明図式がうまくゆかなかった。 のなかには非常に不安定なものがあり、再融合する前にバラバラになり、彼が求めていた、元素へと組成する連鎖が途中で途切れてしまうのだった。 ガモフたちの研究や論文は無視され軽視されたままになり、研究チームは1940年代末に解散してしまい、チームメンバーでは科学を捨てる者もいた。 ガモフ自身も研究者としては一線を退いたが、ガモフは大衆向けにやの本を書いたりし、次世代に影響を与えた。 は「宇宙に始まりがあった」という考えを嫌っていた。 ホイルが1948年に出したモデルは「」と呼ばれる。 このモデルでは銀河が互いに遠ざかるに従って、あとに残った空間に新しい物質が現れ出て、それが固まることで新たな銀河を形成してゆくとし 、これにより宇宙の物質密度が一定に保たれるとした。 このモデルでは大まかに言えば、宇宙はいつでも同じように見えることになる。 これは「宇宙はでだから偉大なのだ」と考える当時のたちの心をつかんだ。 またホイルの説はビッグバン説よりエレガントに思われたためらに好まれた。 ハッブルまで定常説が自然だと見なしていた。 しかしホイルは、定常モデルであってもビッグバン・モデルと同様に・・・・・・などの化学元素の起源を説明しなければならない、という問題に気づいた。 ホイルは、時間の始まりに一発のビッグバンがあってそれが核反応炉の役割を果たしたとしなくても元素が創生されたと説明がつくことを示したくて、「星ではありとあらゆる核種変換が起こっている」と提唱した。 そのためにはに赴いて、そこの所長のの協力で、を用いて原子核の衝突実験(3個のでできるの原子核の性質を調べる実験)を成功させた。 これにより炭素は星のなかで無尽蔵に作られる性質があることが判った。 その後も彼ら2人を含めて数名が元素の歴史に迫り、 B 2FH論文に結実させた。 だが、こうした論文は定常モデルに有利に働いたというよりむしろ、ハッブルの観測によって導かれた星の進化に関するアイディア群がより完成度を高めた、と一般には見なされた。 《ビッグバン VS 定常宇宙》論争では、は早い段階で、どちらの陣営を支持するか態度を明らかにしていた。 1951年にはバチカン宮殿で会議を開き、「ビッグバンはカトリックの公式の教義に矛盾しない」との声明を発表した。 1953年にハッブルが亡くなると、で彼の部下であったは、ハッブルが計画した「宇宙のサイズと運命を推算する仕事」を引き継いだ。 当時20代半ばで、ようやく学位論文を仕上げたばかりだった彼は、ルメートルの説を馬鹿げたものとは見なさず、これを「Creation Event (事件)」と呼んで探究した。 サンデージは、膨張宇宙説を支えているのは1920〜30年代に集められた いかにも頼りない証拠にすぎない、ということを意識しており、結局、どの説が正しいかを決定づけるのは彼がで少しずつ、だが系統的に日々集めているデータであることを知っていた。 一方、には関連の仕事をしつつ物理学者として成長しに関する論文を書いていたがいたが、彼は西側の科学者以上にビッグバン説について真剣に考えていて、宇宙を巨大な素粒子物理実験と見なすようになっていた。 彼は宇宙の元素存在比の表を読み違えて計算したことにより、《熱いビッグバン》は間違いだと考え、《冷たいビッグバン》を長らく信じた。 にが発見されて以降は、宇宙が高温高密度の状態から進化したというアイデアを支持する観測的な証拠が次々に発見された、定常宇宙論よりもビッグバン理論のほうが宇宙の起源と進化を説明するのに都合が良いと考える人が多数派になった。 現在の科学者によるの研究はそのほとんどがビッグバン理論の拡張や改良を含むものである。 現在行なわれているほとんどの宇宙論の研究には、ビッグバンの文脈で銀河がどのように作られたかを理解することや、ビッグバンの時点で何が起きたかを明らかにすること、観測結果を基本的な理論と整合させることなどが含まれている。 ビッグバン宇宙論の分野ではの終わりから21世紀初めにかけて、技術の発展と 、、 、といった衛星から得られた膨大な量の観測データとが相まって、非常に大きな進展が見られた。 これらのデータによって、宇宙論研究者はビッグバン理論のパラメータを今までにない高い精度で計算することが可能になり、これらによって宇宙の膨張速度は減速しておらず、むしろ加速しているらしいという想定外の発見がもたらされた。 「」も参照 名称 [ ] Big bang という名称が付けられる以前の天文学者らの間では フリードマン宇宙論として語られていた ルメートルの理論にビッグバン Big Bang という名前を付けたのはホイルで、の のラジオ番組 The Nature of Things の中で彼がルメートルのモデルを "this 'big bang' idea" とからかうように呼んだのが始まりであるとされている。 This big bang idea seemed to me to be unsatisfactory. その後、用語として認知され、定着した。 概観 [ ] この節はなが全く示されていないか、不十分です。 して記事の信頼性向上にご協力ください。 ( 2011年3月) Ia型を用いた宇宙膨張速度の測定 [ ]や宇宙マイクロ波背景放射の揺らぎの観測 、また銀河のの測定 [ ]から、我々の宇宙の年齢は137. 21億年と見積もられている。 「これら三つの独立した観測結果が一致しているという事実は、宇宙に含まれる物質やエネルギーの詳細な性質を記述する、いわゆるを支持する強い証拠である [ ]」と考えられている。 初期宇宙は考えられないほど高いエネルギー密度と、それに伴う非常に高い温度と圧力で一様・等方的に満たされていた。 その後宇宙は膨張して冷却し、それに伴ってを引き起こした。 この相転移は水蒸気が凝結したり水が凍ったりする物理過程と類似しているが、宇宙の相転移はに関連した過程である。 インフレーションが終了した後、宇宙の物質要素はと呼ばれる状態で存在していた(これには、以外のあらゆる粒子も含まれている。 なお、2005年には、この宇宙初期に近い物質状態がクォーク・グルーオン液体として実験的に作られた可能性も報告された )。 このプラズマ中では粒子は全て相対論的速度で運動している。 宇宙の大きさが大きくなるにつれて、温度は下がり続けた。 ある温度に達したところで ()と呼ばれる未知の相転移が起こり、クォークとグルーオンが結合してやといったが作られた [ ]。 「この時に、現在観測されている物質ととの間の非対称性が何らかの形で生まれた [ ]」と考えられている。 さらに温度が下がると、さらなるをもたらす相転移が起こり、これによって、この宇宙に存在する基本的なととが現在のような形になった。 この後、と呼ばれる過程によって、ととが結合してこの宇宙に存在するとのが作られた。 宇宙が冷えるにつれて、物質の的速度でのは次第に収まり、物質のの方が()のエネルギー密度よりも重力的に優勢になった。 およそ30万年後にはと原子核とが結合して(そのほとんどは原子)が作られた。 これによって放射は物質とする確率が低くなり、ほぼ物質に妨げられることなく空間内を進むことができるようになった。 この時期の放射の名残が宇宙マイクロ波背景放射である。 が経つにつれて、ほとんど一様に分布している物質の中でわずかに密度の高い部分が重力によってそばの物質を引き寄せてより高い密度に成長し、ガス雲や、銀河、その他の今日見られる天文学的な構造を形作った。 この過程の細かい部分は宇宙の物質の量と種類によって変わってくる。 ここでは物質の種類としては、冷たい、熱いダークマター、バリオンの3種類が可能性として考えられる。 現在最も精度の良い測定(WMAP による)によると、宇宙の物質の大部分を占めているのは冷たいダークマターであると見られている。 今日の宇宙ではと呼ばれる謎のエネルギーが優勢であるらしいことがわかっている。 宇宙にこのような構成要素が存在することは、大きな距離スケールで時空が予想よりも速く膨張しており、このために宇宙膨張が速度と距離の比例関係からずれていることが明らかになったのがきっかけとなって知られるようになった。 ダークエネルギーは最も単純な形では一般相対性理論のの中に項として現れるが、その組成は不明である。 より一般的に言うと、ダークエネルギーのの詳細やのとの関係について、観測と理論の両面から現在も研究が続けられている。 これら全ての観測結果は、と呼ばれる宇宙論モデルに凝縮されている。 6個の自由パラメータを持つビッグバン理論の数学モデルである。 宇宙の始まりの時代、今までの素粒子実験で調べられたことがないほど粒子のエネルギーが高かった時期を詳しく見ていくと、謎が浮かび上がってくる。 アインシュタインの相対性理論では、宇宙は、「最初の瞬間」には密度が無限大になる重力的特異点になる。 これより以前の宇宙の状態を記述するには、が必要になると考えられる。 この時代()の宇宙の状態を解明することは現代の物理学の大きな未解決問題の1つである。 理論的基盤 [ ] この節はなが全く示されていないか、不十分です。 して記事の信頼性向上にご協力ください。 ( 2011年3月) 現在のところ、ビッグバンは次の3つの仮定に依存している [ ]とされる。 物理法則の普遍性• 最初にビッグバンが考え出された時にはこれらのアイデアは単なる仮定と考えられていたが、今日ではこのそれぞれを検証する試みが行なわれている。 ビッグバン理論では、任意の場所での時刻を「プランク時代からの時間」として曖昧さなく定義するためにを用いる。 この系では大きさは共形 conformal 座標と呼ばれる座標系に従って決められる。 この座標系ではいわゆると共形時間を用いることで宇宙膨張の効果を消し去る。 宇宙膨張は宇宙論的によって、のサイズを考慮してパラメータ化される。 共動距離と共形時間はそれぞれ、宇宙論的な運動に乗って動く物体間の共動距離が常に一定となるように、また、すなわちある場所から見た宇宙の観測限界が共形時間とによって決まるように定義される。 宇宙がこのような座標系で記述されることから、ビッグバンは物質が空っぽの宇宙を満たすように外に向かって爆発するのではないことが分かる。 ビッグバンでは時空自体が膨張するのである。 我々の宇宙でどのような2つの定点をとっても二点間の物理的距離が大きくなる原因はこれによって説明される。 (例えば重力などによって)一体に束縛されている物体の系は時空の膨張とともに膨張はしない。 これは、これらの物体を支配する物理法則が普遍的に成り立ち、計量の膨張とは無関係であることが仮定されているためである。 加えて、局所的なスケールでの現在の宇宙膨張は非常に小さいため、仮に物理法則が宇宙膨張に依存していたとしても現在の技術では測定不可能である。 観測的証拠 [ ] 一般に、宇宙論においてビッグバン理論を支持する観測的な支柱が三つあると言われている。 それは、銀河のに見られるハッブル則的な膨張と、宇宙マイクロ波背景放射の詳細な観測、それにの存在量である(を参照のこと)。 これらに加えて、の相関関数の観測も標準的なビッグバン理論とよく一致している。 ハッブル則に従う膨張 [ ] 「」を参照 遠方の銀河との観測から、これらの天体が赤方偏移していることが分かっている。 これは、これらの天体から出た光がより長いへとずれていることを意味する。 この赤方偏移は、これらの天体のをとって、それらの天体に含まれる原子が光と相互作用して生じる輝線や吸収線の分光パターンを実験室で測定したスペクトルと比較することで分かる。 この分析から、光のドップラーシフトに対応した値の赤方偏移が測定され、これは後退速度として説明される。 後退速度を天体までの距離に対してプロットすると、ハッブルの法則として知られている比例関係が現れる。 1つは、我々は銀河が四方に飛び去る運動の中心にいるというものである。 これはコペルニクスの原理の仮定の下では受け入れがたい。 もう1つの説明は、宇宙は時空の唯一の性質として、全ての場所で一様に膨張しているとするものである。 この種の一様な膨張というアイデアは、ハッブルによる観測と解析が行われるより以前にの枠組みの中で数学的に考え出されたもので、、、、らによって独立に提案されて()以来、現在もなおビッグバン理論の土台となっている。 宇宙マイクロ波背景放射 [ ] によって得られた宇宙マイクロ波背景放射の画像 ビッグバン理論からは、バリオン数生成の時代に放出されたによる宇宙マイクロ波背景放射 CMB の存在が予測されていた。 初期宇宙はの状態にあったため、プラズマが再結合するまでは放射とプラズマの温度は等しかった。 原子が作られる以前には、放射はと呼ばれる過程によって一定の割合で吸収・再放射されていた。 つまり、初期の宇宙は光に対して不透明だった。 しかし宇宙が膨張によって冷却すると、やがては温度が3000K以下にまで下がり、電子と原子核とが結合して原子を作り、原始プラズマは電気的に中性のガスに変わった。 この過程は光子の脱結合 decoupling として知られている。 中性原子のみとなった宇宙では放射はほぼ妨げられることなく進むことができる。 初期の宇宙は熱平衡状態にあったため、この時代の放射はスペクトルを持ち、今日まで自由に宇宙空間を飛んでいる。 ただし宇宙のハッブル膨張によってその波長は赤方偏移を受けている。 これによって元々の高温の黒体スペクトルはその温度が下がっている。 この放射は宇宙のあらゆる場所で、あらゆる方向からやってくるのが観測できる。 、とは、にある新型の受信アンテナを使って一連の試験観測を行なっていた時に宇宙背景放射を発見した。 この発見は一般的な CMB の予想を確実に裏付けるものだった。 発見された放射は等方的で、約3Kの黒体スペクトルに一致することが明らかとなったのである。 この発見によって宇宙論をめぐる意見はビッグバン仮説を支持する方へと傾いた。 ペンジアスとウィルソンはこの発見によってにを受賞した。 に NASA は宇宙背景放射探査衛星 を打ち上げた。 に発表されたこの衛星による初期の成果は、CMB に関するビッグバン理論による予想と一致した。 COBE は 2. 726K という初期宇宙の名残の温度を検出し、CMB が約10 5分の1の精度で等方的であると結論した。 には CMB の非等方性が数多くの地上観測によって詳しく調査され、非等方成分の典型的な角度サイズ(天球上でのサイズ)の測定から、宇宙は幾何学的に平坦であることが明らかになった(を参照のこと)。 の初めには 探査機の観測結果が発表され、のいくつかについてこの時点で最も精度の良い値が得られた(を参照のこと)。 この探査機のデータからいくつかのインフレーションモデルは妥当性を否定されたものの、観測結果は大筋ではインフレーション理論と整合するものだった。 軽元素の存在比 [ ] 「」を参照 ビッグバンモデルを用いると、この宇宙に存在する4 4He 、ヘリウム3 3He 、 2H 、7 7Li の 1H に対する相対的濃度を計算することができる。 全ての組成はという1個のパラメータに依存している。 実際に測定されている存在量は全て、バリオン-光子比という1つの値から予想される値と一致している。 軽元素の相対的存在比を説明できる理論はこれ以外には知られていないため、この事実はビッグバンの強い証拠と考えられている。 若い時代の宇宙(恒星内での原子核合成で生成された核種を含まない、以前の宇宙)において、ヘリウム4が重水素よりも多く存在することや重水素がヘリウム3よりも多く存在すること、さらにそれが宇宙のどこでも一定の比率であることを明確に説明できる理論は、ビッグバン理論以外にはない。 銀河の進化と分布 [ ] 「」を参照 銀河やクエーサーのとの詳細な観測からビッグバンの強い証拠が得られている。 観測データと理論によって、最初のクエーサーや銀河はビッグバンからおよそ10億年後に生まれ、その後でやなどのより大きな構造が今に至るまで作られていることが示唆されている。 恒星の集団は時間とともに状態を変化させるので、(初期の宇宙にあるものと見なされる)遠方の銀河は(新しいと見なされる)我々の近傍にある銀河とは大きく異なっているように見える。 加えて、相対的に最近に生まれた銀河も、同じ距離にあってビッグバンの直後に生まれた古い銀河とは明らかに異なっている。 これらの観測結果は定常宇宙モデルに対する強い反論となっている。 星形成、銀河・クエーサーの分布、大規模構造の各観測結果はビッグバンモデルによる宇宙の構造形成シミュレーションの結果とよく一致しており、理論の詳細部分を補完するのに役立っている。 特徴と問題 [ ] ビッグバンが提唱されて以来、この理論にはいくつもの問題が持ち上がってきた。 これらの問題のうちのいくつかは今日では主に歴史的興味の対象であり、理論を修正したりより質の良い観測データが得られたことで解決されてきた。 それ以外の問題、例えば cuspy halo problem や、冷たいといった問題については、理論を改良することで対処できるため、致命的な問題ではない [ ]、と考えられている。 ビッグバンがあったことに疑念を抱く人や、全く信じない人、ビッグバン理論支持者が「非標準的宇宙論 non-standard cosmologies 」と呼ぶ説の支持者も、少数派ではあるが存在する。 彼らはビッグバン理論の標準的な問題に対する解決策は理論のその場しのぎ的な修正や補足に過ぎない [ ]と主張している。 彼らにしばしば攻撃されるのは、標準的宇宙論のダークマターやダークエネルギー、インフレーションといった部分である。 「しかし、これらの特徴についての理論的説明は今なお物理学の探求の最前線にある話題であり、しかもビッグバン元素合成や宇宙背景放射、大規模構造、Ia型超新星といった独立した観測から示唆されているものである [ ]」という。 これらの特徴が持つ重力的効果は観測的にも理論的にも理解されているが、の標準模型にはまだうまく組み込まれていない。 ビッグバン理論のいくつかの面は基礎物理学によって十分には説明されていないが、ほとんどの天文学者や物理学者はビッグバン理論と観測結果がよく合致していることによって、この理論の基本部分は全てしっかりと確立していることを受け入れている、という [ ]。 ビッグバン理論にまつわる「問題」と謎を以下に挙げる。 地平線問題 [ ] 「」を参照 地平線問題は情報が光速より速くは伝わらないという前提から導かれる問題である。 すなわち、光速に宇宙年齢を乗じて得られる距離(地平線)よりも遠く隔たっている宇宙空間の2つの領域は的に関わりを持たない。 されている宇宙背景放射 CMB の等方性はこの点で問題となる。 なぜなら CMB の光子が放射された時代のの大きさは、現在の天球上で約2度の大きさにしかならないからである。 もし宇宙が以来同じ膨張の歴史をたどってきたとすると、これらの領域が同じ温度になったメカニズムが存在しないことになる。 この見かけの矛盾はで解決される。 インフレーションの間、宇宙は指数関数的な膨張を起こし、因果律的につながりのある各領域が、それぞれの地平線を超えて膨張する。 のから、このインフレーション期には量子論的な揺らぎが存在したことが予想されている。 この揺らぎが後に宇宙スケールにまで引き伸ばされることになる。 これらの揺らぎが現在の宇宙に見られる全ての構造の種となる。 インフレーションの後、宇宙はハッブルの法則に従って膨張し、因果律的につながりのある範囲を超えて拡大した領域が再び地平線内に入ってくる。 こうして CMB に観測されている等方性が説明される。 インフレーション理論は原始揺らぎがほぼでに従うことを予想しており、これは実際に CMB の測定によって確認されている。 平坦性問題 [ ] は、ロバートソン・ウォーカー計量に伴うを考えることで導かれる観測上の問題である。 一般的に、宇宙は3種類の異なる幾何学に従う可能性がある。 すなわち、幾何学、、幾何学である。 宇宙の幾何学()は宇宙に含まれる全エネルギー密度(これはアインシュタイン方程式の上ではで表される)によって決まる。 エネルギー密度がより小さければ宇宙の幾何学は双曲線的(負の曲率)に、臨界密度より大きければ楕円的(正の曲率)に、そしてちょうど臨界密度に等しければユークリッド的(曲率 0)になる。 現在の宇宙のエネルギー密度の測定結果から考えると、宇宙が生まれた直後にはエネルギー密度が10 15分の1の精度で臨界密度に等しくなっていた必要がある。 これより少しでもはずれた値だった場合には宇宙は急激に膨張してしまうかあっという間にを迎えてしまい、現在存在するような宇宙にはならないことになる。 この問題の解決策もやはりインフレーション理論によって提案されている。 インフレーションの時代には時空は急激な膨張によって、それ以前に存在したどんな曲率も均されてしまい、高い精度で平坦になる。 このようにしてインフレーションによって宇宙は平坦になったという説明である。 磁気単極子 [ ] 問題はの終わりに提起された。 によれば宇宙空間にはが生まれ、これが磁気単極子として現れる。 このような磁気単極子は観測からは全く見つかっていないが、大統一理論からはこの観測結果とは全く一致しないほど大量の磁気単極子が生成されることが予想されている。 この問題もインフレーションによって解決できる。 インフレーションが起こると、曲率が均されて平坦になるのと同様に、これらの点欠陥も全て密度が急激に薄められて観測可能な範囲の宇宙から見当たらないほどになる。 バリオンの非対称性 [ ] この宇宙になぜ物質が反物質よりも多く存在するのかについてはまだ分かっていない。 一般には、宇宙が若く非常に高温だった時代には宇宙は統計的に平衡状態にあり、バリオンと反バリオンが同じ数だけ存在したと考えられる。 しかし現在の観測からは、宇宙は非常に遠方の領域も含めてほぼ完全に物質から構成されているらしいことが分かっている。 そこで、と呼ばれる未知の物理過程によってこの非対称性が作られたと考えられている。 バリオン数生成が起こるためには、によって提唱されたが満たされている必要がある。 この条件とは、が保存しないこと、とが破れていること、宇宙が熱力学的平衡状態にないことである。 ビッグバンではこれら全ての条件が満たされるが、その効果は現在のバリオンの非対称性を説明できるほど強くはない。 バリオンの非対称性を説明するためには高エネルギー素粒子物理学の新たな進展が必要である。 球状星団の年齢 [ ] の中頃、の観測結果がビッグバン理論と矛盾する可能性が指摘された。 球状星団のの観測と一致するようなのコンピュータシミュレーションの研究から、球状星団の年齢は約150億年であるという結果が出た。 これは宇宙年齢が137億年であるという見積もりと矛盾する。 この問題は1990年代終わりになって、による質量放出の効果を考慮した新しいコンピュータシミュレーションによって、球状星団の年齢はもっと若いという結果が得られたことによって一般的には解決した。 観測による球状星団の年齢の測定結果がどの程度正しいかについては依然として問題も残されているが、球状星団が宇宙で最も古い天体の一種であることは明らかである。 ダークマター [ ] からにかけて、様々な観測(特にの観測)から、宇宙には銀河内や銀河間に働くの強さを十分説明できるだけの「目に見える」(を放出・吸収・散乱する)が存在しないことが明らかになった。 これに加えて、宇宙の質量のほとんどが通常の物質であると仮定すると、観測と強く矛盾するような帰結が得られることも分かってきた。 具体的には、もしダークマターが存在しないとすると、宇宙には銀河や銀河団などの高密度の構造がこれほど大きく成長しなかったはずであり、また重水素の量が今よりはるかに多く作られたはずである。 ダークマター仮説は当初は議論を呼んだが、現在では CMB の非等方性や銀河団の、大規模構造の分布などの観測や、の研究、銀河団からのの測定などを通じて、標準的宇宙論の一部として広く受け入れられている。 ダークマターは重力的な痕跡を通じてしか検出されておらず、ダークマターに当てはまるような粒子は実験室ではまだ見つかっていない。 しかし素粒子物理学からはダークマターの候補が数多く挙がっており、これらを検出するプロジェクトがいくつか進んでいる。 現在、この謎はもう1つ別の謎と結び付いているように見える。 それは、Ia型超新星の複数の独立した観測から、宇宙膨張が厳密なハッブルの法則に従っているのではなく、非線形な加速をしていることが示されているという点である。 この加速を説明するためには、宇宙の大部分が大きなを持つ成分からなっていることが一般相対論から要請される。 ダークエネルギーの正体はビッグバン理論の大きな謎の1つとして残されている。 考えられる候補としてはスカラーのやなどがある。 この正体を理解するための観測が現在続けられている。 ヒミコの発見 [ ] この節のが望まれています。 は、5万5千光年にも広がり、宇宙初期の時代の天体としては記録的な大きさである。 ビッグバン理論では、「小さな天体が最初に作られ、それらが合体集合を繰り返して大きな天体ができる」と考えられているが、ヒミコはビッグバンから約8億年後には既に現在の平均的な銀河と同じくらいの大きさになっていたこととなり、これは理論の根幹を揺るがす事実である。 ビッグバン理論に基づく宇宙の未来 [ ] 「」も参照 ダークエネルギーが観測される以前は、宇宙論研究者は宇宙の未来について二通りのシナリオを考えていた。 宇宙の質量密度が臨界密度より大きい場合には、宇宙は最大の大きさに達し、その後収縮し始める。 それに伴って宇宙は再び高密度・高温になってゆき、宇宙が始まったときと同じ状態()で終わる。 またあるいは、宇宙の密度が臨界密度に等しいかそれより小さい場合には、膨張は減速するものの止まることはない。 宇宙の密度が下がっていくにつれて星形成は起こらなくなる。 宇宙の平均温度はに次第に近づいていき、それとともに、より質量の大きなも蒸発するようになる。 これは熱死あるいは低温死 cold death として知られるシナリオである。 さらに、が起こるならば、現在の宇宙のバリオン物質の大多数を占める水素が崩壊する。 こうして最終的には放射だけが残る。 現在の加速膨張の観測結果からは、今見えている宇宙は時間とともに我々のを超えてどんどん離れていき、我々とは関わりを持たなくなることが示唆される。 最終的な結果がどうなるかは分かっていない。 この理論では銀河などの重力的に束縛された系だけはそのまま残され、宇宙が膨張して冷えるに従ってやはり低温死へと向かうことが示唆される。 説と呼ばれる別のダークエネルギーの説明では、ダークエネルギーの密度が時間とともに増加し、これによると呼ばれる永遠に加速する膨張によって銀河団や銀河自体もばらばらに壊されてしまうとしている。 ビッグバンを超える純理論的物理学 [ ] 今まで提案された理論には以下のようなものがある。 モデル。 ビッグバンはブレイン同士の衝突の結果起こるとするを含む。 初期宇宙の高温高密度状態は現在と同じような宇宙が過去にビッグクランチを起こした結果であるとする。 この説では宇宙は無限回のビッグバンとビッグクランチを繰り返してきたことになる。 エキピロティックモデルを拡張した循環モデルはこのシナリオの現代版である。 時空の全体は有限であるとするを含むモデル。 これらのシナリオの中には定性的に互いに同等なものもある。 これらはそれぞれまだ検証されていない仮定を含んでいる。 脚注 [ ] [] 注釈 [ ]• 「第1章 宇宙のスケール」『超・宇宙を解く』福江純, 沢武文、、2014年7月10日、初版第1刷、3頁。 Peplow, Mark 2013. Nature. 『すごい物理学講義』河出文庫、2019年、P. 261。 66-76. Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. ; Fowler, William A. ; Hoyle, F. 1957. Reviews of Modern Physics 29 4 : 547-650. , p. 249. Wordorigins. org 2007年9月4日. 2017年6月13日閲覧。 Planck Collaboration 2014-07-05. 2009年4月22日. 2017年6月15日閲覧。 参考文献 [ ]• デニス・オーヴァバイ『宇宙はこうしてはじまりこう終わりを告げる』白揚社、2000年、初版。 関連項目 [ ] ウィキメディア・コモンズには、 に関連するカテゴリがあります。 関連文献・外部リンク [ ] は列挙するだけでなく、などを用いてしてください。 記事のにご協力をお願いいたします。 ( 2011年3月) ビッグバンの概論 [ ]• PBS. org,• Penny Press Ltd. 宇宙論研究室, "". ビッグバンをめぐる問題についての議論を含む。 , "". D'Agnese, Joseph, "". Discover, July. Felder, Gary, "". LaRocco, Chris and Blair Rothstein,. Mather, John C. , and John Boslough , The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe. 300• Shestople, Paul, ". Wright, Edward L. 一次資料 [ ]• Lemaitre, " Un Univers homogene de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nebuleuses extragalactiques"(銀河系外星雲の視線速度を説明する、一定質量を持ち半径が成長する一様宇宙について), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A 1927 :41—一般相対論によれば宇宙は膨張しているはずであることを指摘した論文。 この論文が出版された同年、アインシュタインはこの説を否定した。 ルメートルの注釈が以下の論文で翻訳されている: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 1931 : 483—490. Lemaitre, Nature 128 1931 suppl. : 704, 原始的原子に対する参照あり。 Alpher, H. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements," Physical Review 73 1948 , 803. この論文でアルファーとガモフは、軽元素が高温高密度の初期宇宙で陽子が中性子を捕獲することによって作られたと示唆した。 ベーテの名前は著者名の語呂を良くするために追加された。 Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 1948 , 505. ガモフによる1948年のこれら2編の論文によって、現在我々が理解しているビッグバン元素合成の基礎が確立された。 Gamow, Nature 162 1948 , 680. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 1948 , 1737. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 1948 , 1577. この論文で現在の宇宙の温度が初めて評価された。 Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 1948 , 774. Penzias and R. 宇宙マイクロ波背景放射の発見を記述した論文。 Dicke, P. Peebles, P. Roll and D. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 1965 , 414. ペンジアスとウィルソンの発見に対する理論的解釈。 Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 1967 , translated in JETP Lett. 5, 24 1967. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988 24—34. ビッグバン理論のレビュー論文。 宗教・哲学 [ ]• Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. Oxford University Press 1995 ,. Pius XII 1952 , "Modern Science and the Existence of God," The Catholic Mind 49:182—192. 研究論文 [ ] 宇宙論についてのほとんどの科学論文はとして最初にに投稿される。 これらの論文の内容は一般に専門的だが、平易な英語でイントロダクションを記述しているものもある。 実験と理論の両分野をカバーしている最も適切なアーカイブは アーカイブである。 特に観測に関連した論文はここに投稿されている。 アーカイブにはより純理論的な論文が投稿される。 宇宙論研究者にとって興味深い論文は や のアーカイブにもしばしば投稿される。 外部リンク [ ]•

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ビッグバン理論では、宇宙は極端な高温高密度の状態で生まれた、とし(下)、その後に自体がの経過とともに膨張し、はそれに乗って互いに離れていった、としている(中、上)。 ビッグバン(: Big Bang)とは、宇宙は非常に高温高密度の状態から始まり、それが大きく膨張することによって低温低密度になっていったとする膨張宇宙論( ビッグバン理論 Big bang theory ) における、宇宙開始時の爆発的膨張。 によれば、時空の指数関数的急膨張(インフレーション)後ににより生まれた超高温高密度のエネルギーの塊がビッグバン膨張の開始になる。 その時刻は今から138. 2億年(年)前と計算されている。 遠方のがに従って遠ざかっているという観測事実をを適用して解釈すれば、宇宙が膨張しているという結論が得られる。 宇宙膨張を過去へと外挿すれば、宇宙の初期には全てのとが一カ所に集まる高温度・高密度状態にあったことになる。 この高温・高密度の状態よりさらに以前については、一般相対性理論によれば重力的になるが、物理学者たちの間でこの時点の宇宙に何が起きたかについては広く合意されているはない。 20世紀前半までは、天文学者の間でも「宇宙は不変で定常的」という考え方が支配的だった。 には高温高密度の宇宙がかつて存在していたことの痕跡として CMB が存在することを主張、その温度を5Kと推定した。 このCMB がになって発見されたことにより、対立仮説(対立理論)であったの説得力が急速に衰えた。 その後もビッグバン理論を高い精度で支持する観測結果が得られるようになり、膨張宇宙論が多数派を占めるようになった。 歴史 [ ] ビッグバン理論は、紆余曲折を経て、観測と理論の両面が揃ってようやく徐々に認められるようになってきた歴史がある。 20世紀初頭では天文学者も含めてほとんどの人々は宇宙は定常的なものだと考えていた。 「宇宙には始まりがなければならない」という考えを口にするは皆無だった。 も、柔軟な考えを持っていると評価されているですらも「宇宙に始まりがあった」という考えには否定的であった。 、は、銀河が地球に対してあらゆる方向に遠ざかっており、その速度は地球から各銀河までの距離に比例していることを発見した。 出身の天文・核物理学者は、ジョルジュ・ルメートルが提唱したビッグバン理論を支持し発展させた。 ガモフは、初期の宇宙は全てが圧縮され高密度だったうえに、超高温度だったとし、宇宙の膨張の始まりを、の火の玉と捉え、創造の材料(、、、の高密度ガス。 これらの材料をガモフは「イーレム」と呼んだ)が爆発の場で連鎖的に起きるによって、現在の宇宙に見られる様々なに転移したのだ、と説明した。 1940年代、ガモフとその共同研究者たちは、熱核反応によって創世が起きたとする説明の細部を詳細に描く論文をいくつも執筆した。 だが、この説明図式がうまくゆかなかった。 のなかには非常に不安定なものがあり、再融合する前にバラバラになり、彼が求めていた、元素へと組成する連鎖が途中で途切れてしまうのだった。 ガモフたちの研究や論文は無視され軽視されたままになり、研究チームは1940年代末に解散してしまい、チームメンバーでは科学を捨てる者もいた。 ガモフ自身も研究者としては一線を退いたが、ガモフは大衆向けにやの本を書いたりし、次世代に影響を与えた。 は「宇宙に始まりがあった」という考えを嫌っていた。 ホイルが1948年に出したモデルは「」と呼ばれる。 このモデルでは銀河が互いに遠ざかるに従って、あとに残った空間に新しい物質が現れ出て、それが固まることで新たな銀河を形成してゆくとし 、これにより宇宙の物質密度が一定に保たれるとした。 このモデルでは大まかに言えば、宇宙はいつでも同じように見えることになる。 これは「宇宙はでだから偉大なのだ」と考える当時のたちの心をつかんだ。 またホイルの説はビッグバン説よりエレガントに思われたためらに好まれた。 ハッブルまで定常説が自然だと見なしていた。 しかしホイルは、定常モデルであってもビッグバン・モデルと同様に・・・・・・などの化学元素の起源を説明しなければならない、という問題に気づいた。 ホイルは、時間の始まりに一発のビッグバンがあってそれが核反応炉の役割を果たしたとしなくても元素が創生されたと説明がつくことを示したくて、「星ではありとあらゆる核種変換が起こっている」と提唱した。 そのためにはに赴いて、そこの所長のの協力で、を用いて原子核の衝突実験(3個のでできるの原子核の性質を調べる実験)を成功させた。 これにより炭素は星のなかで無尽蔵に作られる性質があることが判った。 その後も彼ら2人を含めて数名が元素の歴史に迫り、 B 2FH論文に結実させた。 だが、こうした論文は定常モデルに有利に働いたというよりむしろ、ハッブルの観測によって導かれた星の進化に関するアイディア群がより完成度を高めた、と一般には見なされた。 《ビッグバン VS 定常宇宙》論争では、は早い段階で、どちらの陣営を支持するか態度を明らかにしていた。 1951年にはバチカン宮殿で会議を開き、「ビッグバンはカトリックの公式の教義に矛盾しない」との声明を発表した。 1953年にハッブルが亡くなると、で彼の部下であったは、ハッブルが計画した「宇宙のサイズと運命を推算する仕事」を引き継いだ。 当時20代半ばで、ようやく学位論文を仕上げたばかりだった彼は、ルメートルの説を馬鹿げたものとは見なさず、これを「Creation Event (事件)」と呼んで探究した。 サンデージは、膨張宇宙説を支えているのは1920〜30年代に集められた いかにも頼りない証拠にすぎない、ということを意識しており、結局、どの説が正しいかを決定づけるのは彼がで少しずつ、だが系統的に日々集めているデータであることを知っていた。 一方、には関連の仕事をしつつ物理学者として成長しに関する論文を書いていたがいたが、彼は西側の科学者以上にビッグバン説について真剣に考えていて、宇宙を巨大な素粒子物理実験と見なすようになっていた。 彼は宇宙の元素存在比の表を読み違えて計算したことにより、《熱いビッグバン》は間違いだと考え、《冷たいビッグバン》を長らく信じた。 にが発見されて以降は、宇宙が高温高密度の状態から進化したというアイデアを支持する観測的な証拠が次々に発見された、定常宇宙論よりもビッグバン理論のほうが宇宙の起源と進化を説明するのに都合が良いと考える人が多数派になった。 現在の科学者によるの研究はそのほとんどがビッグバン理論の拡張や改良を含むものである。 現在行なわれているほとんどの宇宙論の研究には、ビッグバンの文脈で銀河がどのように作られたかを理解することや、ビッグバンの時点で何が起きたかを明らかにすること、観測結果を基本的な理論と整合させることなどが含まれている。 ビッグバン宇宙論の分野ではの終わりから21世紀初めにかけて、技術の発展と 、、 、といった衛星から得られた膨大な量の観測データとが相まって、非常に大きな進展が見られた。 これらのデータによって、宇宙論研究者はビッグバン理論のパラメータを今までにない高い精度で計算することが可能になり、これらによって宇宙の膨張速度は減速しておらず、むしろ加速しているらしいという想定外の発見がもたらされた。 「」も参照 名称 [ ] Big bang という名称が付けられる以前の天文学者らの間では フリードマン宇宙論として語られていた ルメートルの理論にビッグバン Big Bang という名前を付けたのはホイルで、の のラジオ番組 The Nature of Things の中で彼がルメートルのモデルを "this 'big bang' idea" とからかうように呼んだのが始まりであるとされている。 This big bang idea seemed to me to be unsatisfactory. その後、用語として認知され、定着した。 概観 [ ] この節はなが全く示されていないか、不十分です。 して記事の信頼性向上にご協力ください。 ( 2011年3月) Ia型を用いた宇宙膨張速度の測定 [ ]や宇宙マイクロ波背景放射の揺らぎの観測 、また銀河のの測定 [ ]から、我々の宇宙の年齢は137. 21億年と見積もられている。 「これら三つの独立した観測結果が一致しているという事実は、宇宙に含まれる物質やエネルギーの詳細な性質を記述する、いわゆるを支持する強い証拠である [ ]」と考えられている。 初期宇宙は考えられないほど高いエネルギー密度と、それに伴う非常に高い温度と圧力で一様・等方的に満たされていた。 その後宇宙は膨張して冷却し、それに伴ってを引き起こした。 この相転移は水蒸気が凝結したり水が凍ったりする物理過程と類似しているが、宇宙の相転移はに関連した過程である。 インフレーションが終了した後、宇宙の物質要素はと呼ばれる状態で存在していた(これには、以外のあらゆる粒子も含まれている。 なお、2005年には、この宇宙初期に近い物質状態がクォーク・グルーオン液体として実験的に作られた可能性も報告された )。 このプラズマ中では粒子は全て相対論的速度で運動している。 宇宙の大きさが大きくなるにつれて、温度は下がり続けた。 ある温度に達したところで ()と呼ばれる未知の相転移が起こり、クォークとグルーオンが結合してやといったが作られた [ ]。 「この時に、現在観測されている物質ととの間の非対称性が何らかの形で生まれた [ ]」と考えられている。 さらに温度が下がると、さらなるをもたらす相転移が起こり、これによって、この宇宙に存在する基本的なととが現在のような形になった。 この後、と呼ばれる過程によって、ととが結合してこの宇宙に存在するとのが作られた。 宇宙が冷えるにつれて、物質の的速度でのは次第に収まり、物質のの方が()のエネルギー密度よりも重力的に優勢になった。 およそ30万年後にはと原子核とが結合して(そのほとんどは原子)が作られた。 これによって放射は物質とする確率が低くなり、ほぼ物質に妨げられることなく空間内を進むことができるようになった。 この時期の放射の名残が宇宙マイクロ波背景放射である。 が経つにつれて、ほとんど一様に分布している物質の中でわずかに密度の高い部分が重力によってそばの物質を引き寄せてより高い密度に成長し、ガス雲や、銀河、その他の今日見られる天文学的な構造を形作った。 この過程の細かい部分は宇宙の物質の量と種類によって変わってくる。 ここでは物質の種類としては、冷たい、熱いダークマター、バリオンの3種類が可能性として考えられる。 現在最も精度の良い測定(WMAP による)によると、宇宙の物質の大部分を占めているのは冷たいダークマターであると見られている。 今日の宇宙ではと呼ばれる謎のエネルギーが優勢であるらしいことがわかっている。 宇宙にこのような構成要素が存在することは、大きな距離スケールで時空が予想よりも速く膨張しており、このために宇宙膨張が速度と距離の比例関係からずれていることが明らかになったのがきっかけとなって知られるようになった。 ダークエネルギーは最も単純な形では一般相対性理論のの中に項として現れるが、その組成は不明である。 より一般的に言うと、ダークエネルギーのの詳細やのとの関係について、観測と理論の両面から現在も研究が続けられている。 これら全ての観測結果は、と呼ばれる宇宙論モデルに凝縮されている。 6個の自由パラメータを持つビッグバン理論の数学モデルである。 宇宙の始まりの時代、今までの素粒子実験で調べられたことがないほど粒子のエネルギーが高かった時期を詳しく見ていくと、謎が浮かび上がってくる。 アインシュタインの相対性理論では、宇宙は、「最初の瞬間」には密度が無限大になる重力的特異点になる。 これより以前の宇宙の状態を記述するには、が必要になると考えられる。 この時代()の宇宙の状態を解明することは現代の物理学の大きな未解決問題の1つである。 理論的基盤 [ ] この節はなが全く示されていないか、不十分です。 して記事の信頼性向上にご協力ください。 ( 2011年3月) 現在のところ、ビッグバンは次の3つの仮定に依存している [ ]とされる。 物理法則の普遍性• 最初にビッグバンが考え出された時にはこれらのアイデアは単なる仮定と考えられていたが、今日ではこのそれぞれを検証する試みが行なわれている。 ビッグバン理論では、任意の場所での時刻を「プランク時代からの時間」として曖昧さなく定義するためにを用いる。 この系では大きさは共形 conformal 座標と呼ばれる座標系に従って決められる。 この座標系ではいわゆると共形時間を用いることで宇宙膨張の効果を消し去る。 宇宙膨張は宇宙論的によって、のサイズを考慮してパラメータ化される。 共動距離と共形時間はそれぞれ、宇宙論的な運動に乗って動く物体間の共動距離が常に一定となるように、また、すなわちある場所から見た宇宙の観測限界が共形時間とによって決まるように定義される。 宇宙がこのような座標系で記述されることから、ビッグバンは物質が空っぽの宇宙を満たすように外に向かって爆発するのではないことが分かる。 ビッグバンでは時空自体が膨張するのである。 我々の宇宙でどのような2つの定点をとっても二点間の物理的距離が大きくなる原因はこれによって説明される。 (例えば重力などによって)一体に束縛されている物体の系は時空の膨張とともに膨張はしない。 これは、これらの物体を支配する物理法則が普遍的に成り立ち、計量の膨張とは無関係であることが仮定されているためである。 加えて、局所的なスケールでの現在の宇宙膨張は非常に小さいため、仮に物理法則が宇宙膨張に依存していたとしても現在の技術では測定不可能である。 観測的証拠 [ ] 一般に、宇宙論においてビッグバン理論を支持する観測的な支柱が三つあると言われている。 それは、銀河のに見られるハッブル則的な膨張と、宇宙マイクロ波背景放射の詳細な観測、それにの存在量である(を参照のこと)。 これらに加えて、の相関関数の観測も標準的なビッグバン理論とよく一致している。 ハッブル則に従う膨張 [ ] 「」を参照 遠方の銀河との観測から、これらの天体が赤方偏移していることが分かっている。 これは、これらの天体から出た光がより長いへとずれていることを意味する。 この赤方偏移は、これらの天体のをとって、それらの天体に含まれる原子が光と相互作用して生じる輝線や吸収線の分光パターンを実験室で測定したスペクトルと比較することで分かる。 この分析から、光のドップラーシフトに対応した値の赤方偏移が測定され、これは後退速度として説明される。 後退速度を天体までの距離に対してプロットすると、ハッブルの法則として知られている比例関係が現れる。 1つは、我々は銀河が四方に飛び去る運動の中心にいるというものである。 これはコペルニクスの原理の仮定の下では受け入れがたい。 もう1つの説明は、宇宙は時空の唯一の性質として、全ての場所で一様に膨張しているとするものである。 この種の一様な膨張というアイデアは、ハッブルによる観測と解析が行われるより以前にの枠組みの中で数学的に考え出されたもので、、、、らによって独立に提案されて()以来、現在もなおビッグバン理論の土台となっている。 宇宙マイクロ波背景放射 [ ] によって得られた宇宙マイクロ波背景放射の画像 ビッグバン理論からは、バリオン数生成の時代に放出されたによる宇宙マイクロ波背景放射 CMB の存在が予測されていた。 初期宇宙はの状態にあったため、プラズマが再結合するまでは放射とプラズマの温度は等しかった。 原子が作られる以前には、放射はと呼ばれる過程によって一定の割合で吸収・再放射されていた。 つまり、初期の宇宙は光に対して不透明だった。 しかし宇宙が膨張によって冷却すると、やがては温度が3000K以下にまで下がり、電子と原子核とが結合して原子を作り、原始プラズマは電気的に中性のガスに変わった。 この過程は光子の脱結合 decoupling として知られている。 中性原子のみとなった宇宙では放射はほぼ妨げられることなく進むことができる。 初期の宇宙は熱平衡状態にあったため、この時代の放射はスペクトルを持ち、今日まで自由に宇宙空間を飛んでいる。 ただし宇宙のハッブル膨張によってその波長は赤方偏移を受けている。 これによって元々の高温の黒体スペクトルはその温度が下がっている。 この放射は宇宙のあらゆる場所で、あらゆる方向からやってくるのが観測できる。 、とは、にある新型の受信アンテナを使って一連の試験観測を行なっていた時に宇宙背景放射を発見した。 この発見は一般的な CMB の予想を確実に裏付けるものだった。 発見された放射は等方的で、約3Kの黒体スペクトルに一致することが明らかとなったのである。 この発見によって宇宙論をめぐる意見はビッグバン仮説を支持する方へと傾いた。 ペンジアスとウィルソンはこの発見によってにを受賞した。 に NASA は宇宙背景放射探査衛星 を打ち上げた。 に発表されたこの衛星による初期の成果は、CMB に関するビッグバン理論による予想と一致した。 COBE は 2. 726K という初期宇宙の名残の温度を検出し、CMB が約10 5分の1の精度で等方的であると結論した。 には CMB の非等方性が数多くの地上観測によって詳しく調査され、非等方成分の典型的な角度サイズ(天球上でのサイズ)の測定から、宇宙は幾何学的に平坦であることが明らかになった(を参照のこと)。 の初めには 探査機の観測結果が発表され、のいくつかについてこの時点で最も精度の良い値が得られた(を参照のこと)。 この探査機のデータからいくつかのインフレーションモデルは妥当性を否定されたものの、観測結果は大筋ではインフレーション理論と整合するものだった。 軽元素の存在比 [ ] 「」を参照 ビッグバンモデルを用いると、この宇宙に存在する4 4He 、ヘリウム3 3He 、 2H 、7 7Li の 1H に対する相対的濃度を計算することができる。 全ての組成はという1個のパラメータに依存している。 実際に測定されている存在量は全て、バリオン-光子比という1つの値から予想される値と一致している。 軽元素の相対的存在比を説明できる理論はこれ以外には知られていないため、この事実はビッグバンの強い証拠と考えられている。 若い時代の宇宙(恒星内での原子核合成で生成された核種を含まない、以前の宇宙)において、ヘリウム4が重水素よりも多く存在することや重水素がヘリウム3よりも多く存在すること、さらにそれが宇宙のどこでも一定の比率であることを明確に説明できる理論は、ビッグバン理論以外にはない。 銀河の進化と分布 [ ] 「」を参照 銀河やクエーサーのとの詳細な観測からビッグバンの強い証拠が得られている。 観測データと理論によって、最初のクエーサーや銀河はビッグバンからおよそ10億年後に生まれ、その後でやなどのより大きな構造が今に至るまで作られていることが示唆されている。 恒星の集団は時間とともに状態を変化させるので、(初期の宇宙にあるものと見なされる)遠方の銀河は(新しいと見なされる)我々の近傍にある銀河とは大きく異なっているように見える。 加えて、相対的に最近に生まれた銀河も、同じ距離にあってビッグバンの直後に生まれた古い銀河とは明らかに異なっている。 これらの観測結果は定常宇宙モデルに対する強い反論となっている。 星形成、銀河・クエーサーの分布、大規模構造の各観測結果はビッグバンモデルによる宇宙の構造形成シミュレーションの結果とよく一致しており、理論の詳細部分を補完するのに役立っている。 特徴と問題 [ ] ビッグバンが提唱されて以来、この理論にはいくつもの問題が持ち上がってきた。 これらの問題のうちのいくつかは今日では主に歴史的興味の対象であり、理論を修正したりより質の良い観測データが得られたことで解決されてきた。 それ以外の問題、例えば cuspy halo problem や、冷たいといった問題については、理論を改良することで対処できるため、致命的な問題ではない [ ]、と考えられている。 ビッグバンがあったことに疑念を抱く人や、全く信じない人、ビッグバン理論支持者が「非標準的宇宙論 non-standard cosmologies 」と呼ぶ説の支持者も、少数派ではあるが存在する。 彼らはビッグバン理論の標準的な問題に対する解決策は理論のその場しのぎ的な修正や補足に過ぎない [ ]と主張している。 彼らにしばしば攻撃されるのは、標準的宇宙論のダークマターやダークエネルギー、インフレーションといった部分である。 「しかし、これらの特徴についての理論的説明は今なお物理学の探求の最前線にある話題であり、しかもビッグバン元素合成や宇宙背景放射、大規模構造、Ia型超新星といった独立した観測から示唆されているものである [ ]」という。 これらの特徴が持つ重力的効果は観測的にも理論的にも理解されているが、の標準模型にはまだうまく組み込まれていない。 ビッグバン理論のいくつかの面は基礎物理学によって十分には説明されていないが、ほとんどの天文学者や物理学者はビッグバン理論と観測結果がよく合致していることによって、この理論の基本部分は全てしっかりと確立していることを受け入れている、という [ ]。 ビッグバン理論にまつわる「問題」と謎を以下に挙げる。 地平線問題 [ ] 「」を参照 地平線問題は情報が光速より速くは伝わらないという前提から導かれる問題である。 すなわち、光速に宇宙年齢を乗じて得られる距離(地平線)よりも遠く隔たっている宇宙空間の2つの領域は的に関わりを持たない。 されている宇宙背景放射 CMB の等方性はこの点で問題となる。 なぜなら CMB の光子が放射された時代のの大きさは、現在の天球上で約2度の大きさにしかならないからである。 もし宇宙が以来同じ膨張の歴史をたどってきたとすると、これらの領域が同じ温度になったメカニズムが存在しないことになる。 この見かけの矛盾はで解決される。 インフレーションの間、宇宙は指数関数的な膨張を起こし、因果律的につながりのある各領域が、それぞれの地平線を超えて膨張する。 のから、このインフレーション期には量子論的な揺らぎが存在したことが予想されている。 この揺らぎが後に宇宙スケールにまで引き伸ばされることになる。 これらの揺らぎが現在の宇宙に見られる全ての構造の種となる。 インフレーションの後、宇宙はハッブルの法則に従って膨張し、因果律的につながりのある範囲を超えて拡大した領域が再び地平線内に入ってくる。 こうして CMB に観測されている等方性が説明される。 インフレーション理論は原始揺らぎがほぼでに従うことを予想しており、これは実際に CMB の測定によって確認されている。 平坦性問題 [ ] は、ロバートソン・ウォーカー計量に伴うを考えることで導かれる観測上の問題である。 一般的に、宇宙は3種類の異なる幾何学に従う可能性がある。 すなわち、幾何学、、幾何学である。 宇宙の幾何学()は宇宙に含まれる全エネルギー密度(これはアインシュタイン方程式の上ではで表される)によって決まる。 エネルギー密度がより小さければ宇宙の幾何学は双曲線的(負の曲率)に、臨界密度より大きければ楕円的(正の曲率)に、そしてちょうど臨界密度に等しければユークリッド的(曲率 0)になる。 現在の宇宙のエネルギー密度の測定結果から考えると、宇宙が生まれた直後にはエネルギー密度が10 15分の1の精度で臨界密度に等しくなっていた必要がある。 これより少しでもはずれた値だった場合には宇宙は急激に膨張してしまうかあっという間にを迎えてしまい、現在存在するような宇宙にはならないことになる。 この問題の解決策もやはりインフレーション理論によって提案されている。 インフレーションの時代には時空は急激な膨張によって、それ以前に存在したどんな曲率も均されてしまい、高い精度で平坦になる。 このようにしてインフレーションによって宇宙は平坦になったという説明である。 磁気単極子 [ ] 問題はの終わりに提起された。 によれば宇宙空間にはが生まれ、これが磁気単極子として現れる。 このような磁気単極子は観測からは全く見つかっていないが、大統一理論からはこの観測結果とは全く一致しないほど大量の磁気単極子が生成されることが予想されている。 この問題もインフレーションによって解決できる。 インフレーションが起こると、曲率が均されて平坦になるのと同様に、これらの点欠陥も全て密度が急激に薄められて観測可能な範囲の宇宙から見当たらないほどになる。 バリオンの非対称性 [ ] この宇宙になぜ物質が反物質よりも多く存在するのかについてはまだ分かっていない。 一般には、宇宙が若く非常に高温だった時代には宇宙は統計的に平衡状態にあり、バリオンと反バリオンが同じ数だけ存在したと考えられる。 しかし現在の観測からは、宇宙は非常に遠方の領域も含めてほぼ完全に物質から構成されているらしいことが分かっている。 そこで、と呼ばれる未知の物理過程によってこの非対称性が作られたと考えられている。 バリオン数生成が起こるためには、によって提唱されたが満たされている必要がある。 この条件とは、が保存しないこと、とが破れていること、宇宙が熱力学的平衡状態にないことである。 ビッグバンではこれら全ての条件が満たされるが、その効果は現在のバリオンの非対称性を説明できるほど強くはない。 バリオンの非対称性を説明するためには高エネルギー素粒子物理学の新たな進展が必要である。 球状星団の年齢 [ ] の中頃、の観測結果がビッグバン理論と矛盾する可能性が指摘された。 球状星団のの観測と一致するようなのコンピュータシミュレーションの研究から、球状星団の年齢は約150億年であるという結果が出た。 これは宇宙年齢が137億年であるという見積もりと矛盾する。 この問題は1990年代終わりになって、による質量放出の効果を考慮した新しいコンピュータシミュレーションによって、球状星団の年齢はもっと若いという結果が得られたことによって一般的には解決した。 観測による球状星団の年齢の測定結果がどの程度正しいかについては依然として問題も残されているが、球状星団が宇宙で最も古い天体の一種であることは明らかである。 ダークマター [ ] からにかけて、様々な観測(特にの観測)から、宇宙には銀河内や銀河間に働くの強さを十分説明できるだけの「目に見える」(を放出・吸収・散乱する)が存在しないことが明らかになった。 これに加えて、宇宙の質量のほとんどが通常の物質であると仮定すると、観測と強く矛盾するような帰結が得られることも分かってきた。 具体的には、もしダークマターが存在しないとすると、宇宙には銀河や銀河団などの高密度の構造がこれほど大きく成長しなかったはずであり、また重水素の量が今よりはるかに多く作られたはずである。 ダークマター仮説は当初は議論を呼んだが、現在では CMB の非等方性や銀河団の、大規模構造の分布などの観測や、の研究、銀河団からのの測定などを通じて、標準的宇宙論の一部として広く受け入れられている。 ダークマターは重力的な痕跡を通じてしか検出されておらず、ダークマターに当てはまるような粒子は実験室ではまだ見つかっていない。 しかし素粒子物理学からはダークマターの候補が数多く挙がっており、これらを検出するプロジェクトがいくつか進んでいる。 現在、この謎はもう1つ別の謎と結び付いているように見える。 それは、Ia型超新星の複数の独立した観測から、宇宙膨張が厳密なハッブルの法則に従っているのではなく、非線形な加速をしていることが示されているという点である。 この加速を説明するためには、宇宙の大部分が大きなを持つ成分からなっていることが一般相対論から要請される。 ダークエネルギーの正体はビッグバン理論の大きな謎の1つとして残されている。 考えられる候補としてはスカラーのやなどがある。 この正体を理解するための観測が現在続けられている。 ヒミコの発見 [ ] この節のが望まれています。 は、5万5千光年にも広がり、宇宙初期の時代の天体としては記録的な大きさである。 ビッグバン理論では、「小さな天体が最初に作られ、それらが合体集合を繰り返して大きな天体ができる」と考えられているが、ヒミコはビッグバンから約8億年後には既に現在の平均的な銀河と同じくらいの大きさになっていたこととなり、これは理論の根幹を揺るがす事実である。 ビッグバン理論に基づく宇宙の未来 [ ] 「」も参照 ダークエネルギーが観測される以前は、宇宙論研究者は宇宙の未来について二通りのシナリオを考えていた。 宇宙の質量密度が臨界密度より大きい場合には、宇宙は最大の大きさに達し、その後収縮し始める。 それに伴って宇宙は再び高密度・高温になってゆき、宇宙が始まったときと同じ状態()で終わる。 またあるいは、宇宙の密度が臨界密度に等しいかそれより小さい場合には、膨張は減速するものの止まることはない。 宇宙の密度が下がっていくにつれて星形成は起こらなくなる。 宇宙の平均温度はに次第に近づいていき、それとともに、より質量の大きなも蒸発するようになる。 これは熱死あるいは低温死 cold death として知られるシナリオである。 さらに、が起こるならば、現在の宇宙のバリオン物質の大多数を占める水素が崩壊する。 こうして最終的には放射だけが残る。 現在の加速膨張の観測結果からは、今見えている宇宙は時間とともに我々のを超えてどんどん離れていき、我々とは関わりを持たなくなることが示唆される。 最終的な結果がどうなるかは分かっていない。 この理論では銀河などの重力的に束縛された系だけはそのまま残され、宇宙が膨張して冷えるに従ってやはり低温死へと向かうことが示唆される。 説と呼ばれる別のダークエネルギーの説明では、ダークエネルギーの密度が時間とともに増加し、これによると呼ばれる永遠に加速する膨張によって銀河団や銀河自体もばらばらに壊されてしまうとしている。 ビッグバンを超える純理論的物理学 [ ] 今まで提案された理論には以下のようなものがある。 モデル。 ビッグバンはブレイン同士の衝突の結果起こるとするを含む。 初期宇宙の高温高密度状態は現在と同じような宇宙が過去にビッグクランチを起こした結果であるとする。 この説では宇宙は無限回のビッグバンとビッグクランチを繰り返してきたことになる。 エキピロティックモデルを拡張した循環モデルはこのシナリオの現代版である。 時空の全体は有限であるとするを含むモデル。 これらのシナリオの中には定性的に互いに同等なものもある。 これらはそれぞれまだ検証されていない仮定を含んでいる。 脚注 [ ] [] 注釈 [ ]• 「第1章 宇宙のスケール」『超・宇宙を解く』福江純, 沢武文、、2014年7月10日、初版第1刷、3頁。 Peplow, Mark 2013. Nature. 『すごい物理学講義』河出文庫、2019年、P. 261。 66-76. Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. ; Fowler, William A. ; Hoyle, F. 1957. Reviews of Modern Physics 29 4 : 547-650. , p. 249. Wordorigins. org 2007年9月4日. 2017年6月13日閲覧。 Planck Collaboration 2014-07-05. 2009年4月22日. 2017年6月15日閲覧。 参考文献 [ ]• デニス・オーヴァバイ『宇宙はこうしてはじまりこう終わりを告げる』白揚社、2000年、初版。 関連項目 [ ] ウィキメディア・コモンズには、 に関連するカテゴリがあります。 関連文献・外部リンク [ ] は列挙するだけでなく、などを用いてしてください。 記事のにご協力をお願いいたします。 ( 2011年3月) ビッグバンの概論 [ ]• PBS. org,• Penny Press Ltd. 宇宙論研究室, "". ビッグバンをめぐる問題についての議論を含む。 , "". D'Agnese, Joseph, "". Discover, July. Felder, Gary, "". LaRocco, Chris and Blair Rothstein,. Mather, John C. , and John Boslough , The very first light: the true inside story of the scientific journey back to the dawn of the universe. 300• Shestople, Paul, ". Wright, Edward L. 一次資料 [ ]• Lemaitre, " Un Univers homogene de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nebuleuses extragalactiques"(銀河系外星雲の視線速度を説明する、一定質量を持ち半径が成長する一様宇宙について), Annals of the Scientific Society of Brussels 47A 1927 :41—一般相対論によれば宇宙は膨張しているはずであることを指摘した論文。 この論文が出版された同年、アインシュタインはこの説を否定した。 ルメートルの注釈が以下の論文で翻訳されている: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 91 1931 : 483—490. Lemaitre, Nature 128 1931 suppl. : 704, 原始的原子に対する参照あり。 Alpher, H. Bethe, G. Gamow, "The Origin of Chemical Elements," Physical Review 73 1948 , 803. この論文でアルファーとガモフは、軽元素が高温高密度の初期宇宙で陽子が中性子を捕獲することによって作られたと示唆した。 ベーテの名前は著者名の語呂を良くするために追加された。 Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 1948 , 505. ガモフによる1948年のこれら2編の論文によって、現在我々が理解しているビッグバン元素合成の基礎が確立された。 Gamow, Nature 162 1948 , 680. Alpher, "A Neutron-Capture Theory of the Formation and Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 1948 , 1737. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 1948 , 1577. この論文で現在の宇宙の温度が初めて評価された。 Alpher, R. Herman, and G. Gamow Nature 162 1948 , 774. Penzias and R. 宇宙マイクロ波背景放射の発見を記述した論文。 Dicke, P. Peebles, P. Roll and D. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 1965 , 414. ペンジアスとウィルソンの発見に対する理論的解釈。 Sakharov, "Violation of CP invariance, C asymmetry and baryon asymmetry of the universe," Pisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 5, 32 1967 , translated in JETP Lett. 5, 24 1967. Alpher and R. Herman, "Reflections on early work on 'big bang' cosmology" Physics Today Aug 1988 24—34. ビッグバン理論のレビュー論文。 宗教・哲学 [ ]• Leeming, David Adams, and Margaret Adams Leeming, A Dictionary of Creation Myths. Oxford University Press 1995 ,. Pius XII 1952 , "Modern Science and the Existence of God," The Catholic Mind 49:182—192. 研究論文 [ ] 宇宙論についてのほとんどの科学論文はとして最初にに投稿される。 これらの論文の内容は一般に専門的だが、平易な英語でイントロダクションを記述しているものもある。 実験と理論の両分野をカバーしている最も適切なアーカイブは アーカイブである。 特に観測に関連した論文はここに投稿されている。 アーカイブにはより純理論的な論文が投稿される。 宇宙論研究者にとって興味深い論文は や のアーカイブにもしばしば投稿される。 外部リンク [ ]•

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