物理理論
この記事は理論についてです。テレビシリーズについては「ビッグバン・セオリー」をご覧ください。その他の用法については「ビッグバン（曖昧さ回避）」および「ビッグバン・セオリー（曖昧さ回避）」をご覧ください。

視聴者の左から広がり、視聴者に 3/4 のポーズで面している膨張宇宙の模型。
宇宙の膨張のタイムライン。各時点における空間は円形のセクションで模式的に表現されています。左側はインフレーションによる劇的な膨張、中央では膨張が加速しています（アーティストによる想像図。時間と大きさは実際の縮尺ではありません）。
シリーズの一部
物理宇宙論
Full-sky image derived from nine years' WMAP data
初期宇宙
背景
拡大 ・将来
コンポーネント ・構造
コンポーネント
構造
実験
Scientists
Subject history

ビッグバンは、宇宙が高密度・高温の初期状態からどのように膨張したかを記述する物理理論である。ビッグバンの概念に基づく様々な宇宙論モデルは、軽元素 の存在量、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、大規模構造など、幅広い現象を説明する[ 1 ] [ 2 ] [ 3 ] 。地平線問題と平坦性問題として知られる宇宙の均一性は、宇宙インフレーション、すなわち初期段階における加速膨張の段階によって説明される。宇宙の膨張率の詳細な測定により、初期の特異点は推定で137億8700万年± 0.02 億年前、これは宇宙の年齢と考えられています。幅広い経験的証拠はビッグバン説を強く支持しており、現在では広く受け入れられています。[ 4 ]

既知の物理法則を用いてこの宇宙の膨張を過去にさかのぼって推定すると、モデルは異常に高温で高密度な原始宇宙を描写する。物理学には、ビッグバンの最初期の状態をモデル化できる、広く受け入れられている理論が存在しない。[ 5 ]宇宙が膨張するにつれて、亜原子粒子、そして後に原子が形成されるのに十分なほど冷えた。これらの原始元素（主に水素、少量のヘリウムとリチウム）は、暗黒物質の助けを借りた重力の影響下で凝集し、初期の恒星と銀河を形成した。超新星の赤方偏移の測定は、宇宙の膨張が加速していることを示しており、この観測はダークエネルギーと呼ばれる概念に起因する。

膨張宇宙の概念は、 1922年に物理学者 アレクサンダー・フリードマンによってフリードマン方程式の数学的導出とともに導入された。[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]膨張宇宙の最も初期の実験的観測はハッブルの法則として知られ、1929年に物理学者エドウィン・ハッブルによって発表された 論文 で発表され、銀河は地球から距離に比例して加速する速度で遠ざかっていることを明らかにした。フリードマンの研究やハッブルの観測とは無関係に、1931年に物理学者ジョルジュ・ルメートルは宇宙は「原始原子」から出現したと提唱し、現代のビッグバンの概念を導入した。1964年にCMBが発見された。その後数年間にわたる測定により、この放射は空のどの方向においても均一であり、エネルギーと強度の関係を示す曲線の形状も、遠い過去の高温高密度を示唆するビッグバンモデルと一致することが示されました。1960年代後半までに、ほとんどの宇宙論者は、宇宙進化の競合する定常状態モデルが誤りであると確信するようになりました。[ 10 ]

観測された宇宙には、ビッグバンモデルではまだ十分に説明できない側面が残っています。これには、重粒子非対称性として知られる物質と反物質の不均衡な存在比、銀河を取り囲む暗黒物質の詳細な性質、そして暗黒エネルギーの起源などが含まれます。[ 11 ]

モデルの特徴

仮定

ビッグバン宇宙論モデルは、3つの主要な仮定に基づいています。すなわち、物理法則の普遍性、宇宙論的原理、そして物質の内容が完全流体としてモデル化できるという仮定です。[ 12 ] 物理法則の普遍性は、相対性理論の根底にある原理の一つです。宇宙論的原理は、大規模なスケールでは宇宙は均質かつ等方性であり、場所に関係なくあらゆる方向で同じように見えると述べています。[ 13 ]完全流体には粘性がなく、圧力は密度に比例します。[ 14 ] : 49 

これらのアイデアは当初は公理として受け止められていたが、後にそれぞれを検証する努力がなされた。例えば、最初の仮定は観測によって検証されており、宇宙の年齢の大部分にわたる微細構造定数の最大偏差は10の-5のオーダーである。[ 15 ]これらのモデルの背後にある重要な物理法則である一般相対性理論は、太陽系と連星のスケールで厳格なテストに合格している。[ 16 ] [ 17 ]宇宙論的原理は、CMBの温度の観測によって10の-5 のレベルまで確認されている。CMB地平線のスケールでは、 1995年の時点で、宇宙は均質であり、不均質性の上限は10％のオーダーであると測定されている。[ 18 ]

拡大予測

主要記事:宇宙の膨張

宇宙論原理は一般相対性理論の方程式を劇的に簡素化し、宇宙の幾何学を記述するフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量を与え、完全流体を仮定すれば、その幾何学の時間依存性を記述するフリードマン方程式を与える。このレベルの記述における唯一のパラメータは質量エネルギー密度である。宇宙の幾何学とその膨張は、その密度の直接的な帰結である。[ 19 ] : 73 ビッグバン宇宙論の主要な特徴はすべて、これらの結果に関連している。[ 14 ] : 49 

質量エネルギー密度

宇宙のエネルギー密度の構成要素の推定相対分布。（2015年2月、プランク宇宙論探査機を率いる欧州主導の研究チームは、これらの値を通常物質4.9%、暗黒物質25.9%、暗黒エネルギー69.1%と精緻化した新たなデータを発表しました。）

ビッグバン宇宙論では、質量エネルギー密度が宇宙の形状と進化を支配している。天文学的観測と既知の熱力学および素粒子物理学の法則を組み合わせることで、宇宙論者は宇宙の寿命にわたる密度の構成要素を解明してきた。現在の宇宙では、発光物質、恒星、惑星などは密度の5%未満を占めている。暗黒物質は27%、暗黒エネルギーは残りの68%を占めている。[ 20 ]

地平線

主要記事:宇宙の地平線

ビッグバン時空の重要な特徴の一つは、粒子の地平線の存在である。宇宙の年齢は有限であり、光の速度も有限であるため、過去には光が地球にまだ到達していない事象が存在する可能性がある。これは、観測可能な最遠方の天体に限界、すなわち過去の地平線を設定する。逆に、宇宙は膨張しており、より遠くの天体ほど急速に遠ざかっているため、私たちが今日発する光は、非常に遠くの天体に「追いつく」ことができない可能性がある。これは未来の地平線を定義し、私たちが影響を与えることができる未来の事象を制限する。どちらのタイプの地平線の存在も、宇宙の膨張を記述するフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）計量の詳細に依存する。 [ 21 ]

宇宙のごく初期に遡る私たちの理解は、過去の地平線が存在することを示唆していますが、実際には、初期の宇宙の不透明さによって私たちの視野も制限されています。そのため、地平線が空間的に後退しているにもかかわらず、私たちの視野は時間的にさらに過去に遡ることはできません。宇宙の膨張が加速し続けるならば、未来の地平線も存在するでしょう。[ 21 ]

熱化

初期宇宙におけるいくつかの過程は、宇宙の膨張速度に比べてあまりにも遅く、熱力学的平衡に近い状態に達しなかった。一方、他の過程は熱平衡状態に達するほど速かった。初期宇宙におけるある過程が熱平衡状態に達したかどうかを判断するために通常用いられるパラメータは、その過程の速度（通常は粒子間の衝突速度）とハッブルパラメータの比である。この比が大きいほど、粒子が互いに離れすぎる前に熱平衡状態に達するのに要する時間が長くなる。[ 22 ]

タイムライン

主要記事:宇宙の年表

ビッグバンモデルによれば、宇宙は最初は非常に高温で非常にコンパクトであり、それ以降膨張と冷却が続いています。

特異点

参照:重力特異点、初期特異点、プランク単位 § 宇宙論

既存の物理学の理論では、ビッグバンの瞬間について知ることはできない。[ 5 ]古典的な一般相対性理論 のみを用いて宇宙の膨張を過去に遡って外挿すると、有限の過去のある時点で無限の密度と温度を持つ重力特異点が生じる。 [ 23 ]しかし、この古典的な重力理論は、これらの条件下での物理学を記述するには不十分であると予想される。[ 19 ] : 275  そのため、ビッグバンの文脈におけるこの特異点の意味は不明である。[ 24 ]

一般相対性理論を適用できる最も古い時代はプランク時間と呼ばれています。[ 19 ] : 274 それ以前のプランク時代、つまり宇宙の温度がプランクスケール（約10 32 Kまたは10 28 eV）に近かった時代には、量子重力効果が支配的であったと予想されています。現在までに量子重力の理論は確立されていません。プランクエネルギースケールを超えると、未発見の物理法則が宇宙の膨張史に影響を与える可能性があります。

インフレーションとバリオン生成

主な記事:インフレーション（宇宙論）とバリオン生成

ビッグバンの初期段階については、入手可能なデータが不足しているため、多くの憶測が飛び交っている。最も一般的なモデルでは、宇宙は均一かつ等方的に非常に高いエネルギー密度と非常に高い温度と圧力に満たされ、急速に膨張と冷却を繰り返していた。膨張開始から10−43秒までの期間、すなわちプランク時代は、4つの基本的な力、すなわち電磁力、強い核力、弱い核力、そして重力が一つに統合された段階であった。 [ 25 ]この段階では、宇宙の特徴的なスケール長はプランク長であった。プランク期は1.6 × 10 −35  mで、その結果、温度は約10 32 ℃でした。このような状況では、粒子という概念自体が崩壊します。この時代を正しく理解するには、量子重力理論の発展が待たれます。[ 26 ] [ 27 ]プランク期の後継として、10 −43秒から始まる大統一期が訪れました。この時代では、宇宙の温度が低下するにつれて、重力が他の力から分離しました。[ 25 ]

膨張開始から約10 −37秒後、相転移によって宇宙インフレーションが発生し、宇宙は光速不変性に制約されることなく指数関数的に膨張し、温度は10万分の1に低下しました。この概念は、物質とエネルギーの密度が平坦な宇宙を生成するために必要な臨界密度に非常に近い平坦性問題に着想を得ています。つまり、宇宙の形状は重力の影響により全体的な幾何学的曲率を持たないということです。ハイゼンベルクの不確定性原理によって生じた微視的な量子ゆらぎは、インフレーションによって「凍結」され、増幅されて、後に宇宙の大規模構造を形成する種子となりました。[ 28 ]約10 −36秒後、強い核力が他の力から分離し、電磁力と弱い核力だけが統一された状態になる電弱時代が始まります。 [ 29 ]

現在見えるすべての銀河のすべての質量エネルギーは、半径約 4 x 10 -29  m の球面から始まり、インフレーションの終わりまでに半径約 0.9 m の球面まで成長しました。[ 30 ]： 202 インフレーション場が崩壊するにつれて再加熱が続き、宇宙はクォーク・グルーオン・プラズマと他のすべての素粒子の生成に必要な温度に達しました。[ 31 ] [ 32 ]温度は非常に高かったため、粒子のランダム運動は相対論的な速度で行われ、あらゆる種類の粒子と反粒子の対が衝突で継続的に生成および破壊されていました。[ 33 ]ある時点で、バリオン生成と呼ばれる未知の反応によってバリオン数の保存則が破られ、クォークとレプトンが反クォークと反レプトンよりも非常にわずかに過剰になりました。その量は 3000 万分の 1 程度です。この結果、現在の宇宙では物質が反物質よりも優勢になった。[ 34 ]

冷却

主な記事:ビッグバン元素合成と宇宙マイクロ波背景
さまざまな色の斑点や光の筋が描かれた宇宙の地図。
近赤外線で全天をパノラマ撮影すると、天の川銀河の外側にある銀河の分布が明らかになります。銀河は赤方偏移によって色分けされています。

宇宙は密度と温度の減少を続け、各粒子の典型的なエネルギーも減少しました。対称性の破れを伴う相転移により、物理学の基本的な力と素粒子のパラメータが現在の形となり、電磁力と弱い核力は約10-12秒で分離しました。[ 29 ] [ 35 ]

約 10 −11秒後、粒子のエネルギーが粒子加速器で達成できる値まで低下するため、図は推測的ではなくなります。約 10 −6秒で、クォークとグルーオンが結合して陽子や中性子などの重粒子が形成されます。クォークが反クォークをわずかに上回ったため、重粒子が反重粒子をわずかに上回りました。温度はもはや新しい陽子-反陽子対や中性子-反中性子対を生成できるほど高くありませんでした。すぐに質量消滅が起こり、元の物質粒子は 10 8分の 1 だけ残り、その反粒子はゼロになりました。[ 36 ]同様のプロセスが電子と陽電子についても約 1 秒で起こりました。これらの消滅の後、残った陽子、中性子、電子は相対論的に運動しなくなり、宇宙のエネルギー密度は光子（ニュートリノのわずかな寄与あり）によって支配されるようになりました。

膨張が始まって数分後、温度が約10億ケルビン、宇宙の物質密度が現在の地球の大気の密度に匹敵したとき、中性子は陽子と結合して、ビッグバン元素合成（BBN）と呼ばれるプロセスで宇宙の重水素とヘリウムの 原子核を形成しました。[ 37 ]ほとんどの陽子は結合せずに水素の原子核として残りました。[ 38 ]

宇宙が冷えるにつれ、約5万年後には、物質の静止エネルギー密度が重力によって光子とニュートリノ放射のエネルギー密度を凌駕するようになった。約38万年後には、宇宙は十分に冷え、電子と原子核が再結合と呼ばれる現象によって中性原子（主に水素）に結合した。このプロセスにより、以前は不透明であった宇宙は透明になり、この時代に最後に散乱された光子が宇宙マイクロ波背景放射を構成している。[ 38 ]

構造形成

主要記事:構造形成
アベル2744 銀河団–ハッブル・フロンティア・フィールドの眺め[ 39 ]

再結合期の後、均一に分布していた物質のうちわずかに密度が高かった領域が重力で近くの物質を引き寄せ、さらに密度が高まり、ガス雲、恒星、銀河、そして今日観測可能なその他の天文構造が形成された。[ 33 ]この過程の詳細は、宇宙の物質の量と種類によって異なる。物質の種類としては、冷たい暗黒物質（CDM）、温かい暗黒物質、熱い暗黒物質、そしてバリオン物質の4種類が考えられる。ウィルキンソンマイクロ波異方性探査機（WMAP）による最も優れた測定結果によると、暗黒物質が冷たいと仮定したラムダCDMモデルにデータがよく適合している。このCDMは宇宙の物質/エネルギーの約23%を占めると推定され、バリオン物質は約4.6%を占める。[ 40 ]

宇宙の加速

主要記事:宇宙の加速膨張

Ia型超新星とCMBから得られた独立した一連の証拠は、今日の宇宙がダークエネルギーと呼ばれる謎のエネルギー形態によって支配されていることを示唆しており、このエネルギーは宇宙全体に均一に浸透しているように見える。観測結果によると、現在の宇宙の総エネルギー密度の73%がこの形態にあることが示唆されている。宇宙が非常に若かった頃は、ダークエネルギーに満たされていた可能性が高いが、あらゆるものが接近していたため、重力が優勢となり、膨張は減速した。数十億年にわたる膨張の後、ダークエネルギーの密度に対する物質密度の低下により、宇宙の膨張は加速し始めた。[ 11 ]

ダークエネルギーは、最も単純な定式化では、一般相対性理論のアインシュタイン場の方程式における宇宙定数項によってモデル化されますが、その構成とメカニズムは不明です。より一般的には、その状態方程式の詳細と素粒子物理学の標準模型との関係は、観測と理論の両方を通して研究が続けられています。[ 11 ]

インフレーション期以降の宇宙の進化はすべて、量子力学と一般相対性理論という独立した枠組みを用いたラムダ-CDM宇宙論モデルによって厳密に記述・モデル化できる。約10 −15秒以前の状況を記述できる、容易に検証可能なモデルは存在しない。 [ 41 ]宇宙史におけるこの最も初期の時代を理解することは、物理学における最大の未解決問題の一つである。

コンセプトの歴史

主要記事:ビッグバン理論の歴史
参照:宇宙論の年表

語源

イギリスの 天文学者 フレッド・ホイルは、1949年3月のBBCラジオ放送での講演で「ビッグバン」という言葉を作り出したとされています。 [ 42 ]彼は「これらの理論は、宇宙のすべての物質が遠い過去のある特定の時間に1回のビッグバンで作られたという仮説に基づいていました。」と述べています。[ 43 ] [ 44 ]しかし、この言葉が広く受け入れられたのは1970年代になってからでした。[ 44 ]

代替の「定常」宇宙論モデルを支持していたホイルは、これを軽蔑的な意図で言ったとよく言われているが、[ 45 ] [ 46 ] [ 47 ]、ホイルはこれを明確に否定し、これは単に2つのモデルの違いを強調するための印象的なイメージだと述べた。[ 48 ] [ 49 ] [ 51 ] ヘルゲ・クラッグは、これが軽蔑的な意図で書かれたという主張の証拠は「説得力に欠ける」と書き、軽蔑的なものではないことを示す多くの証拠を挙げている。[ 44 ]

原始的特異点は「ビッグバン」と呼ばれることもあるが[ 52 ]、この用語はより一般的な初期の高温高密度状態を指すこともある。[ 53 ]この用語自体は爆発を連想させるため誤称であると主張されてきた。[ 44 ] [ 54 ]その主張は、爆発は周囲の空間への膨張を示唆するのに対し、ビッグバンは宇宙の内容物の本質的な膨張のみを記述しているというものである。[ 55 ] [ 56 ]サントシュ・マシューが指摘したもう一つの問題は、バンは音を暗示するが、これはこのモデルの重要な特徴ではないということである。[ 46 ]しかし、より適切な代替案を見つける試みは成功しなかった。[ 44 ]ティモシー・フェリスによれば：[ 47 ] [ 57 ]

「ビッグバン」という言葉は、フレッド・ホイルが嘲笑の意図を込めて作った造語であり、その長年の愛用ぶりは、ホイル卿の創造性と機知を物語っています。実際、この言葉は国際コンペティションで生き残りました。テレビの科学記者ヒュー・ダウンズ、天文学者カール・セーガン、そして私の3人の審査員が、41カ国から寄せられた13,099件の応募を精査した結果、この言葉に代わる適切な言葉はないと結論づけました。優勝者は発表されず、好むと好まざるとにかかわらず、私たちは「ビッグバン」という言葉を使い続けるしかありません。

名前の前に

ハッブル・エクストリーム・ディープ・フィールド（XDF）
XDF のサイズを月の大きさと比較します( XDF は月の左側、ほぼ下にある小さなボックスです)。この小さな画像には、それぞれ数十億の星からなる数千個の銀河が写っています。
XDF（2012）の視点 – それぞれの光の点が銀河であり、そのいくつかは132億年も古いものもある[ 58 ] – 宇宙には2000億個の銀河があると推定されている。
XDF画像は、前景平面にある完全に成熟した銀河 (50 億年から 90 億年前のほぼ成熟した銀河) と90 億年を超えて若い星で輝く原始銀河を示しています。

初期の宇宙論モデルは、宇宙構造の観測と理論的考察から発展しました。1912年、ヴェスト・スリファーは「渦巻星雲」（渦巻銀河の旧称）のドップラーシフトを初めて測定し、まもなくそのような星雲のほとんどすべてが地球から遠ざかっていることを発見しました。彼はこの事実の宇宙論的意味を理解しておらず、実際当時、これらの星雲が天の川銀河の外にある「島宇宙」であるかどうかは大きな議論の的となっていました。[ 59 ] [ 60 ] 10年後、ロシアの宇宙論者で数学者のアレクサンダー・フリードマンは、アインシュタインの場の方程式からフリードマン方程式を導き出し、当時アルバート・アインシュタインが提唱していた静的宇宙モデルとは対照的に、宇宙が膨張している可能性があることを示しました。 [ 61 ] [ 62 ]

1924年、アメリカの天文学者エドウィン・ハッブルは、最も近い渦巻星雲までの距離を測定し、これらの系が実際には別の銀河であることを示しました。同年、ハッブルはウィルソン山天文台の口径100インチ（2.5メートル）のフッカー望遠鏡を用いて、宇宙距離ラダーの前身となる一連の距離指標を苦労して開発しました。これにより、彼は主にスライファーによって既に赤方偏移が測定されていた銀河までの距離を推定することができました。1929年、ハッブルは距離と遠ざかる速度の間に相関関係を発見しました。これは現在ハッブルの法則として知られています。[ 63 ] [ 64 ]

1927年、ベルギーの物理学者でローマカトリック教会の司祭でもあったジョルジュ・ルメートルは、フリードマン方程式を独自に導き、星雲の後退は宇宙の膨張によるものだと提唱した。[ 65 ] [ 66 ]彼は、後にハッブルが宇宙論の原理に基づいて観測することになる関係を推論した。[ 11 ] 1931年、ルメートルはさらに推論を進め、宇宙の明らかな膨張を過去に遡って考えると、宇宙は過去に遡るほど小さくなり、ある有限の時点で宇宙の全質量が一点、つまり「原始原子」に集中し、その時に時空の構造が誕生したと示唆した。[ 67 ]

1920年代と1930年代には、ほぼすべての主要な宇宙論者が永遠の定常宇宙を主張し、膨張宇宙が示唆する時間の始まりは物理学に宗教的概念を持ち込むと不満を漏らした者もいた。この反論は後に定常宇宙論の支持者によって繰り返された。[ 68 ]この認識は、膨張宇宙論の創始者であるルメートルがローマカトリック教会の司祭であったという事実によってさらに強められた。[ 69 ] アーサー・エディントンは、宇宙には時間的な始まりがなく、物質は永遠であるというアリストテレスの主張に同意した。時間的な始まりは彼にとって「不快」なものであった。[ 70 ] [ 71 ]しかし、ルメートルはこれに反対した。

もし世界が単一の量子から始まったとしたら、空間と時間の概念は最初から全く意味を持たなくなる。元の量子が十分な数の量子に分割された時に初めて、それらは意味を持ち始める。もしこの考えが正しいとすれば、世界の始まりは空間と時間の始まりの少し前に起こったことになる。[ 72 ]

1930年代には、ハッブルの観測を説明するために、ミルンモデル[ 73 ]や振動宇宙（もともとはフリードマンによって提案されたが、アルバート・アインシュタインとリチャード・C・トルマンによって支持された）[ 74 ] 、フリッツ・ツヴィッキーの疲れた光仮説[ 75 ]など、他のアイデアが非標準的な宇宙論として提案された。

第二次世界大戦後、2つの異なる可能性が浮上した。一つはフレッド・ホイルの定常モデルで、宇宙が膨張するにつれて新たな物質が生成されるというモデルである。このモデルでは、宇宙はどの時点においてもほぼ同じである。[ 76 ]もう一つはルメートルの膨張宇宙論で、これはジョージ・ガモフによって提唱・発展され、ガモフはこの理論を用いて宇宙における化学元素の豊富さに関する理論を展開した。[ 77 ]ガモフの同僚であるラルフ・アルファーとロバート・ハーマンは宇宙背景放射を予言した。[ 78 ]

名前付きモデルとして

皮肉なことに、ルメートルの理論に適用されるようになったフレーズを作り出したのはホイルであり、1949年3月のBBCラジオ放送で「このビッグバン理論」と呼んだ。 [ 49 ] [ 44 ] [注1 ]しばらくの間、この2つの理論の支持は分かれていた。最終的に、特に電波源のカウントによる観測的証拠は、定常状態よりもビッグバンを支持するようになった。1964年のCMBの発見と確認により、ビッグバンは宇宙の起源と進化に関する最良の理論として確固たる地位を確立した。[ 79 ]

1968年と1970年に、ロジャー・ペンローズ、スティーブン・ホーキング、ジョージ・F・R・エリスは、数学的特異点がビッグバンの相対論的モデルの必然的な初期条件であることを示す論文を発表しました。 [ 80 ] [ 81 ]その後、1970年代から1990年代にかけて、宇宙論者たちはビッグバン宇宙の特徴を明らかにし、未解決の問題の解決に取り組みました。1981年、アラン・グースは、初期宇宙における急速な膨張の時代を「インフレーション」と呼び、ビッグバンモデルにおける未解決の理論的問題の解決に向けた理論的研究において画期的な進歩を遂げました。[ 82 ]一方、この数十年間、観測宇宙論において多くの議論と意見の相違を生んだ2つの疑問は、ハッブル定数の正確な値[ 83 ]と宇宙の物質密度（宇宙の最終的な運命を予測する重要な指標であると考えられていた暗黒エネルギーの発見以前）であった。[ 84 ]

1990年代後半以降、望遠鏡技術の進歩や、宇宙背景放射探査機（COBE）[ 85 ]、ハッブル宇宙望遠鏡、WMAP [ 86 ]などの衛星からのデータの解析により、ビッグバン宇宙論は大きく進歩しました。宇宙論者は現在、ビッグバンモデルの多くのパラメータをかなり精密に測定しており、宇宙の膨張が加速しているという予想外の発見をしました。[ 87 ] [ 88 ]

観察証拠

「ビッグバンの理論はあらゆる分野のデータによってしっかりと裏付けられているため、その全体的な特徴が無効であると証明されることはない。」

ビッグバンモデルは、軽元素の存在量、宇宙マイクロ波背景放射、大規模構造、ハッブルの法則など、観測されている幅広い現象を包括的に説明する。[ 90 ] この理論の妥当性を示す最も初期かつ直接的な観測的証拠は、ハッブルの法則に従った宇宙の膨張（銀河の赤方偏移によって示される）、宇宙マイクロ波背景放射の発見と測定、そしてビッグバン元素合成（ BBN）によって生成された軽元素の相対的存在量である。より最近の証拠としては、銀河の形成と進化、そして大規模宇宙構造の分布の観測が挙げられる。[ 91 ]これらはビッグバンモデルの「4本の柱」と呼ばれることもある。[ 92 ] [ 93 ]

ビッグバンの現代の精密モデルは、地上の実験室実験では観測されておらず、素粒子物理学の標準モデルにも組み込まれていない様々な特異な物理現象に依拠している。これらの現象のうち、暗黒物質は現在最も活発な実験室研究の対象となっている。[ 94 ]残された問題としては、カッスピーハロー問題[ 95 ]と矮小銀河問題[ 96 ]冷たい暗黒物質が挙げられる。暗黒エネルギーも科学者の強い関心を集めている分野であるが、暗黒エネルギーを直接検出できるかどうかは明らかではない。[ 97 ]インフレーションとバリオン生成は、現在のビッグバンモデルのより推測的な特徴にとどまっている。これらの現象に対する実行可能で定量的な説明は依然として模索されている。これらは物理学における未解決の問題である。

ハッブルの法則と宇宙の膨張

主な記事:ハッブルの法則と宇宙の膨張
参照:距離測定（宇宙論）およびスケール係数（宇宙論）
遠ざかる速度による吸収線の赤方偏移

遠方の銀河やクエーサーの観測から、これらの天体は赤方偏移していることが示されています。つまり、そこから放射される光はより長い波長にシフトしているということです。これは、天体の周波数スペクトルを取得し、光と相互作用する化学元素の原子に対応する放出線または吸収線の分光パターンを照合することで確認できます。これらの赤方偏移は均一に等方性であり、観測された天体間で全方向に均等に分布しています。赤方偏移をドップラー効果として解釈すれば、天体の遠ざかる速度を計算できます。一部の銀河については、宇宙距離ラダーを使って距離を推定することが可能です。遠ざかる速度をこれら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る線形関係が見られます。[ 63 ] ここで v = H 0 D {\displaystyle v=H_{0}D}

  • v {\displaystyle v} 銀河やその他の遠方の物体の遠ざかる速度である。
  • D {\displaystyle D} 物体までの適切な距離であり、
  • H 0 {\displaystyle H_{0}} ハッブル定数は、次のように測定される。70.4+1.3
    −1.4     WMAPによるkm / s / Mpc 。 [ 40 ]

ハッブルの法則は、宇宙があらゆる場所で均一に膨張していることを示しています。この宇宙の膨張は、ハッブルが1929年に解析と観測を行うずっと前の1922年にフリードマン[ 61 ]と1927年にルメートル[ 65 ]によって一般相対性理論から予言されており、フリードマン、ルメートル、ロバートソン、ウォーカーによって発展したビッグバンモデルの基礎となっています。

理論では、関係式が常に成立することが必要である。ここで、は固有距離、は遠ざかる速度、そして、、、は宇宙の膨張に伴って変化する（したがって、現在のハッブル「定数」を と表記する）。観測可能な宇宙の大きさよりもはるかに小さい距離の場合、ハッブル赤方偏移は遠ざかる速度に対応するドップラーシフトと考えることができる。観測可能な宇宙の大きさに匹敵する距離の場合、宇宙論的赤方偏移の帰属はより曖昧になるが、運動学的ドップラーシフトとして解釈するのが最も自然な解釈である。[ 98 ] v = H D {\displaystyle v=HD} D {\displaystyle D} v {\displaystyle v} v {\displaystyle v} H {\displaystyle H} D {\displaystyle D} H 0 {\displaystyle H_{0}} v {\displaystyle v}

ハッブル定数の決定と説明のつかない矛盾はハッブル張力として知られています。CMBの観測に基づく技術は、宇宙距離ラダーに基づく測定から得られる量と比較して、この定数の値が低めであることを示唆しています。[ 99 ]

宇宙マイクロ波背景放射

主要記事:宇宙マイクロ波背景放射
COBE衛星に搭載されたFIRAS装置によって測定された宇宙マイクロ波背景スペクトルは、自然界で最も正確に測定された黒体スペクトルである。[ 100 ]このグラフ上のデータポイントとエラーバーは理論曲線によって隠されている。

1964年、アルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンは偶然にも、マイクロ波帯の全方向性信号である宇宙背景放射を発見した。[ 79 ]彼らの発見は、1950年頃にアルファー、ハーマン、ガモフが予言したビッグバンを実質的に裏付けるものとなった。1970年代を通して、この放射は全方向で黒体スペクトルとほぼ一致することがわかった。このスペクトルは宇宙の膨張により赤方偏移しており、現在は約2.725 Kに相当する。これによりビッグバンモデルを支持する証拠が集まり、ペンジアスとウィルソンは1978年のノーベル物理学賞を受賞した。

CMBの放射に対応する最後の散乱面は、再結合直後、つまり中性水素が安定する時期に発生します。それ以前の宇宙は、光子が自由荷電粒子から急速に散乱される高温高密度の光子-重粒子プラズマの海で構成されていました。372 ± 14 千年[ 101 ]には光子の平均自由行程が現在まで到達できるほど長くなり、宇宙は透明になる。

宇宙マイクロ波背景放射の9年間のWMAP画像（2012年）。[ 102 ] [ 103 ]放射はおよそ10万分の1の等方性である。 [ 104 ]

1989年、NASAはCOBEを打ち上げ、2つの大きな進歩を遂げた。1990年には、高精度スペクトル測定により、CMB周波数スペクトルは10の4乗分の1のレベルで偏差のないほぼ完全な黒体であることが示され、残余温度は2.726 Kと測定された（最近の測定ではこの数字はわずかに下がって2.7255 Kとなっている）。そして1992年には、さらなるCOBE測定により、全天にわたってCMB温度に約10の5乗分の1のレベルで小さな変動（異方性）があることが発見された。[ 85 ]ジョン・C・マザーとジョージ・スムートは、これらの成果を主導した功績により2006年のノーベル物理学賞を受賞した。

その後の10年間、CMB異方性は多数の地上実験および気球実験によってさらに詳しく調査されました。2000年から2001年にかけて、BOOMERanGをはじめとするいくつかの実験により、異方性の典型的な角度の大きさ（空における大きさ）を測定することで、宇宙の形状が空間的にほぼ平坦であることが明らかになりました。[ 105 ] [ 106 ] [ 107 ]

2003年初頭、ウィルキンソン・マイクロ波異方性探査機（WMP）の最初の成果が発表され、当時としては最も正確な宇宙論パラメータの値が得られました。この結果は、いくつかの特定の宇宙インフレーションモデルを反証するものでしたが、インフレーション理論全般とは整合しています。[ 86 ]プランク宇宙探査機は2009年5月に打ち上げられました。地上および気球による宇宙マイクロ波背景放射の実験は、現在も進行中です。

原始元素の豊富さ

主要記事:ビッグバン元素合成
ビッグバン元素合成における軽元素存在比の時間発展

ビッグバンモデルを用いると、宇宙におけるヘリウム4（4 He）、ヘリウム3（3 He）、重水素（2 H）、リチウム7（7 Li）同位体の予想濃度を、通常の水素の量に対する比率として計算することができる。 [ 37 ]相対的な存在比は、光子と重粒子の比という単一のパラメータに依存する。この値は、CMB変動の詳細な構造とは独立して計算することができる。予測される比率（存在比ではなく質量比）は、4 He:Hで約0.25、 2 H:Hで約10 -3 、 3 He:Hで約10 -4、7 Li:Hで約10 -9である。[ 37 ]

測定された存在量はすべて、重粒子対光子比の単一の値から予測される値と少なくとも概ね一致する。重水素については非常によく一致し、4 Heについてはほぼ一致しているものの形式的には一致せず、 7 Liについては2倍の誤差がある（この異常は宇宙論的リチウム問題として知られている）。後者2つのケースには、かなりの系統的不確かさがある。とはいえ、BBNによって予測された存在量との全体的な一致はビッグバンの強力な証拠となる。なぜなら、この理論は軽元素の相対的存在量に関する唯一の既知の説明であり、ビッグバンを「調整」してヘリウムを20～30%より大幅に多く、または少なく生成することは事実上不可能だからである。[ 108 ]実際、例えば恒星内元素合成生成物がないとされる物質を研究することによって決定される、星形成前の若い宇宙において、ヘリウムが重水素より多く、または重水素が3 Heより多く、しかもその比率が一定であるべきであるという、ビッグバン以外の明白な理由は存在しない。[ 109 ] : 182–185 

銀河の進化と分布

主な記事:銀河の形成と進化および構造形成

銀河とクエーサーの形態と分布に関する詳細な観測は、現在のビッグバンモデルと一致している。観測と理論を組み合わせると、最初のクエーサーと銀河はビッグバンから10億年以内に形成されたことが示唆され[ 110 ]、その後、銀河団や超銀河団といったより大規模な構造が形成されてきた[ 111 ]。

星々は老化と進化を遂げており、遠方の銀河（初期宇宙の姿で観測される）は、近隣の銀河（より最近の状態で観測される）とは大きく異なって見える。さらに、比較的最近形成された銀河は、同程度の距離でビッグバン直後に形成された銀河とは著しく異なって見える。これらの観測結果は、定常状態モデルに反する強力な論拠となっている。星形成、銀河とクエーサーの分布、そしてより大きな構造の観測結果は、宇宙の構造形成に関するビッグバンシミュレーションとよく一致しており、理論の詳細を完成させるのに役立っている。[ 111 ] [ 112 ]

原始ガス雲

顕微鏡下のBICEP2望遠鏡の焦点面– CMBの偏光を探索するために使用[ 113 ] [ 114 ] [ 115 ] [ 116 ]

2011年、天文学者たちは遠方のクエーサーのスペクトルの吸収線を解析することで、原始ガス雲と思われるものを発見しました。この発見以前は、他のすべての天体は恒星で形成された重元素を含むことが観測されていました。これらの3つの元素は炭素、酸素、ケイ素に敏感であるにもかかわらず、この2つの雲では検出されませんでした。[ 117 ] [ 118 ]これらのガス雲には検出可能なレベルの重元素が含まれていないため、ビッグバン後数分間のBBN（ビッグバン爆発）の間に形成されたと考えられます。

その他の証拠

ハッブル宇宙望遠鏡による膨張とCMBから推定される宇宙の年齢は、現在、最古の星の年齢を用いた他の推定値と一致している。これらの推定値は、球状星団に恒星進化論を適用して測定されたものと、個々の種族IIの恒星の放射年代測定によって測定されたものの両方である。[ 119 ]また、 Ia型超新星を用いた膨張の測定と宇宙マイクロ波背景放射の温度変動の測定に基づく年齢推定とも一致している。[ 120 ]この年齢の独立した測定結果が一致したことは、ラムダCDM（ΛCDM）モデルを支持するものである。なぜなら、このモデルはいくつかの測定結果を年齢推定値と関連付けるために使用され、すべての推定値が一致するからである。それでも、比較的初期の宇宙の天体（特にクエーサーAPM 08279+5255）の観測結果から、これらの天体がΛCDMモデルにおいてそれほど初期に形成されるのに十分な時間があったのかどうかという懸念が生じている。[ 121 ] [ 122 ]

過去のCMB温度が高かったという予測は、高赤方偏移のガス雲における非常に低温の吸収線の観測によって実験的に裏付けられている。[ 123 ]この予測はまた、銀河団におけるスニヤエフ・ゼルドビッチ効果の振幅が赤方偏移に直接依存しないことを意味する。観測によってこれは概ね正しいことが分かっているが、この効果は銀河団の特性に依存しており、その特性は宇宙時間とともに変化するため、正確な測定は困難である。[ 124 ] [ 125 ]

今後の展望

将来の重力波観測所は、ビッグバン後1秒以内までの原始重力波、つまり初期宇宙の遺物を検出できる可能性があります。 [ 126 ] [ 127 ]

参照:物理学における未解決問題の一覧

どの理論でも同様ですが、ビッグバンモデルの発展の結果として、多くの謎や問題が生じています。これらの謎や問題のいくつかは解決されていますが、その他は未だに未解決です。ビッグバンモデルの問題のいくつかに対して提案された解決策は、それ自体が新しい謎を明らかにしました。たとえば、地平線問題、磁気単極子問題、平坦性問題はインフレーション理論で最も一般的には解決されていますが、インフレーション宇宙の詳細はまだ解決されていないため、理論の創始者を含む多くの人が、インフレーション理論は反証されたと主張しています。[ 128 ] [ 129 ] [ 130 ] [ 131 ]以下は、宇宙学者と天体物理学者によって依然として熱心な調査が行われているビッグバン概念の神秘的な側面のリストです。

バリオン非対称性

主要記事:バリオン非対称性

なぜ宇宙に物質が反物質よりも多いのかは、まだ解明されていない。[ 34 ]宇宙が若く非常に高温だった頃は、統計的に平衡状態にあり、重粒子と反重粒子の数が同数だったと一般的に考えられている。物質と反物質はどちらも現在よりもはるかに豊富で、その非対称性はわずか100億分の1であった。物質と反物質は衝突して消滅し、残された物質だけが残った。今日の観測は、宇宙は最も遠い部分を含め、ほぼ完全に通常の物質で構成されており、反物質はごくわずかであることを示唆している。[ 132 ]

もし物質と反物質が完全に対称であれば、対消滅の結果は光子のみとなり、物質は事実上存在しないはずであるが、これは明らかに観測されている現象ではない。この非対称性を説明するために、バリオン生成と呼ばれる過程が仮定された。バリオン生成が起こるためには、サハロフ条件が満たされなければならない。この条件は、バリオン数が保存されないこと、C対称性とCP対称性が破れること、そして宇宙が熱力学的平衡状態から逸脱することを要求する。[ 133 ] [ 134 ]これらの条件はすべて標準モデルで満たされるが、その効果は現在のバリオン非対称性を説明するには十分ではない。

ダークエネルギー

主要記事:ダークエネルギー

Ia型超新星の赤方偏移と等級の関係の測定は、宇宙の膨張が現在の年齢の約半分の頃から加速していることを示している。この加速を説明するために、宇宙論モデルは、宇宙のエネルギーの大部分が「ダークエネルギー」と呼ばれる大きな負圧の成分で構成されていると仮定している。[ 11 ]

ダークエネルギーは、推測の域を出ないものの、多くの問題を解決します。宇宙マイクロ波背景放射の測定は、宇宙が空間的にほぼ平坦であることを示しており、したがって一般相対性理論によれば、宇宙はほぼ臨界密度の質量／エネルギー密度を持つはずです。しかし、宇宙の質量密度は重力の集積から測定でき、臨界密度の約30%に過ぎないことが分かっています。[ 11 ]理論によれば、ダークエネルギーは通常の方法で集積しないことが示唆されているため、これは「失われた」エネルギー密度に対する最良の説明となります。ダークエネルギーはまた、宇宙全体の曲率を表す2つの幾何学的尺度を説明するのにも役立ちます。1つは重力レンズの周波数を用いるもので、[ 135 ]もう1つは大規模構造の特徴的なパターン、すなわち重粒子音響振動を宇宙の尺度として用いるものです。[ 136 ] [ 137 ]

負圧は真空エネルギーの特性であると考えられていますが、ダークエネルギーの正確な性質と存在はビッグバンの大きな謎の1つとして残っています。2008年のWMAPチームの結果は、宇宙がダークエネルギー73％、ダークマター23％、通常物質4.6％、ニュートリノ1％未満で構成されていることを示しています。[ 40 ]理論によれば、物質のエネルギー密度は宇宙の膨張とともに減少しますが、ダークエネルギー密度は宇宙の膨張に対して一定（またはほぼ一定）のままです。したがって、物質が宇宙の総エネルギーに占める割合は現在よりも過去には大きくなっていましたが、遠い将来、ダークエネルギーがさらに支配的になるにつれて、その割合は低下するでしょう。[要出典]

宇宙の暗黒エネルギー成分は、アインシュタインの宇宙定数を含む様々な競合理論を用いて理論家によって説明されてきたが、よりエキゾチックな形態のクインテッセンスや他の修正重力スキームにまで拡張されている。[ 138 ]宇宙定数問題は、「物理学で最も厄介な問題」と呼ばれることもあり、測定された暗黒エネルギーのエネルギー密度とプランク単位から単純に予測されたエネルギー密度との間の明らかな矛盾から生じる。[ 139 ]

暗黒物質

主要記事:暗黒物質
この図は宇宙のさまざまな構成要素の割合を示しています。約 95% は暗黒物質と暗黒エネルギーです。

1970年代から1980年代にかけて、様々な観測から、銀河内および銀河間の重力の見かけの強さを説明できるほどの可視物質が宇宙には存在しないことが示された。このことから、宇宙の物質の最大90%は、光を放射せず、通常のバリオン物質とも相互作用しない暗黒物質であるという考えが生まれた。さらに、宇宙の大部分が通常の物質であるという仮定は、観測結果と大きく矛盾する予測をもたらした。特に、今日の宇宙は、暗黒物質なしで説明できるよりもはるかに塊状であり、重水素の含有量ははるかに少ない。暗黒物質は常に議論の的となってきたが、CMBの異方性、銀河の回転問題、銀河団の 速度分散、大規模構造分布、重力レンズ効果の研究、銀河団のX線測定など、様々な観測から暗黒物質の存在が推測されている。[ 140 ]

暗黒物質の間接的な証拠は、暗黒物質が他の物質に及ぼす重力の影響から得られます。実験室では暗黒物質粒子は観測されていません。暗黒物質の候補となる素粒子物理学上の候補は数多く提案されており、それらを直接検出するためのプロジェクトもいくつか進行中です。[ 141 ]

さらに、現在支持されている冷たい暗黒物質モデルには、矮小銀河問題[ 96 ]やカッスピーハロー問題[ 95 ]など、未解決の問題がいくつかある。大量の未検出物質を必要とせず、ニュートンとアインシュタインによって確立された重力の法則を修正する代替理論も提案されているが、冷たい暗黒物質の提案ほど現存するすべての観測を説明できる代替理論は存在しない。[ 142 ]

地平線問題

主要記事:地平線問題

地平線問題は、情報は光より速く伝わることができないという前提から生じる。有限年齢の宇宙においては、因果的に接触している空間の任意の2つの領域間の分離に、粒子地平線という限界が設定される。[ 143 ]観測されているCMBの等方性はこの点で問題となる。もし宇宙が最後の散乱の時代まで常に放射線または物質によって支配されていたとしたら、その時点の粒子地平線は天空上で約2度に相当するだろう。そうなると、より広い領域を同じ温度にするメカニズムは存在しないことになる。[ 109 ] : 191 

この一見矛盾する現象に対する解決策は、インフレーション理論によって提示される。インフレーション理論では、宇宙は非常に初期の段階（バリオン生成以前）において、均質かつ等方的なスカラーエネルギー場が支配的であったとされる。インフレーションの間、宇宙は指数関数的な膨張を遂げ、粒子の地平線はこれまで想定されていたよりもはるかに急速に膨張するため、現在観測可能な宇宙の反対側にある領域は、互いの粒子の地平線内に十分収まる。したがって、観測されるCMBの等方性は、このより広い領域がインフレーション開始前に因果的に接触していたという事実から導かれる。[ 28 ] : 180 

ハイゼンベルクの不確定性原理は、インフレーション期には量子熱揺らぎが生じ、それが宇宙規模にまで拡大されると予測している。これらの揺らぎは、現在の宇宙のあらゆる構造の種となった。[ 109 ] : 207 インフレーション理論は、原始的な揺らぎはほぼスケール不変かつガウス分布であると予測しており、これはCMBの測定によって確認されている。[ 86 ] : sec 6 

古典的な地平線問題に関連する問題は、ほとんどの標準的な宇宙論的インフレーションモデルでは、電弱対称性の破れが起こるかなり前にインフレーションが停止するため、電弱時代が終了した時点で観測可能な宇宙の遠方の部分が因果的に分離されていたため、インフレーションは電弱真空中の大規模な不連続を防ぐことができないはずであることから生じる。[ 144 ]

磁気単極子

磁気単極子反論は1970年代後半に提起された。大統一理論（GUT）は、磁気単極子として現れる空間における位相欠陥を予測した。これらの物体は高温の初期宇宙で効率的に生成され、その結果、単極子が発見されていないことを前提に、観測結果と整合するよりもはるかに高い密度が生じると予測された。この問題は、宇宙インフレーションによって解決される。インフレーションは、観測可能な宇宙からすべての点欠陥を除去し、幾何学を平坦化するのと同じ方法で宇宙を膨張させる。[ 143 ]

平坦性の問題

宇宙の全体的な形状は、オメガ宇宙パラメータが1 より小さいか、1 と等しいか、1 より大きいかによって決まります。上から下に、正の曲率を持つ閉じた宇宙、負の曲率を持つ双曲型宇宙、曲率ゼロの平坦な宇宙が示されています。

平坦性問題（古さ問題としても知られる）は、FLRWに関連する観測上の問題である。[ 143 ]宇宙は、その総エネルギー密度に応じて、正、負、またはゼロの空間曲率を持つ。密度が臨界密度より小さい場合は曲率が負、大きい場合は正、臨界密度ではゼロとなり、その場合空間は平坦であると言われる。観測は、宇宙が平坦であることと整合していることを示している。[ 145 ] [ 146 ]

問題は、臨界密度からのわずかな逸脱が時間とともに大きくなるにもかかわらず、今日の宇宙は極めて平坦な状態を保っていることである。[注 2 ]平坦状態からの逸脱の自然な時間スケールはプランク時間、10の-43乗秒であると考えられることを考えると、[ 33 ]数十億年経っても宇宙が熱的死にもビッグクランチにも達していないという事実には説明が必要である。例えば、数分という比較的遅い年齢（元素合成の時）でさえ、宇宙の密度は臨界値の10の14乗分の1以内であったに違いない。そうでなければ、今日の宇宙は存在していなかったであろう。[ 147 ]

誤解

宇宙の膨張の性質に関する混乱に加えて、ビッグバンモデル自体も誤解されることがあります。

ビッグバンモデルに関するよくある誤解の一つは、それが宇宙の起源を完全に説明できるというものです。しかし、ビッグバンモデルはエネルギー、時間、空間がどのように発生したかを説明するものではなく、超高密度かつ高温の初期状態から現在の宇宙が出現したことを説明しています。[ 148 ]

ハッブルの法則に関連する遠ざかる速度に関する誤解もよく見られる。これは相対論的な意味での速度ではない（例えば、4元速度の空間成分とは関係がない）。したがって、ハッブルの法則によれば、ハッブル距離よりも遠い銀河が光速よりも速く遠ざかることは驚くべきことではない。このような遠ざかる速度は、光速を超える移動とは対応しない。[ 149 ]

意味合い

現在の理解に基づくと、宇宙の未来に関する科学的推測は、たとえ現在の宇宙の年齢よりもはるかに長い期間であっても、限られた期間についてのみ可能です。それを超えるものは、ますます推測の域を出ません。同様に、現時点では宇宙の起源に関する正しい理解も推測の域を出ません。[ 150 ]

ビッグバン以前の宇宙論

ビッグバンは、人類の再現能力をはるかに超える密度と温度の初期状態から宇宙が進化した過程を説明するため、最も極端な条件や最古の時代への外挿は必然的に推測に頼ることになります。ルメートルはこの初期状態を「原始原子」と呼び、ガモフはこの物質を「イレム」と呼びました。宇宙の初期状態がどのように発生したかは未だに未解明の課題ですが、ビッグバンモデルはその特性の一部を制約しています。例えば、インフレーションモデルによれば、特定の自然法則がランダムに出現したとすれば、これらの法則の組み合わせははるかに確率が高くなり、[ 151 ]宇宙が比較的安定している理由を部分的に説明できます。宇宙の安定性を説明するもう一つの可能​​性のある説明は、あらゆる宇宙が存在し、思考力を持つ種は十分に安定した宇宙でのみ出現すると仮定する、仮説的な多元宇宙です。[ 152 ]平坦な宇宙は、重力による位置エネルギーと他のエネルギー形態が均衡していることを意味し、追加のエネルギーの創出を必要としません。[ 145 ] [ 146 ]

ビッグバン理論は古典的な一般相対性理論の方程式に基づいているが、宇宙の温度がプランクスケールに近づくにつれて、宇宙時間の起源においてはこれらの方程式は有効ではなくなると予想される。これを修正するには、量子重力の正しい扱い方の開発が必要となる。[ 23 ]ウィーラー・デウィット方程式などの特定の量子重力の扱い方は、時間そのものが創発的な性質である可能性を示唆している。[ 153 ]そのため、物理学はビッグバン以前には時間は存在しなかったと結論付けるかもしれない。 [ 154 ] [ 155 ] [ 156 ] [ 157 ] [ 158 ]

初期宇宙の高温高密度状態の前に何があったのか、それがどのように、なぜ発生したのか、さらにはそのような疑問が理にかなっているのかどうかはわかっていませんが、「宇宙起源論」という主題についてはさまざまな憶測が飛び交っています。

この点に関して、検証されていない仮説を伴ういくつかの推測的な提案は次のとおりです。

最後の 2 つのカテゴリの提案では、ビッグバンははるかに大きく古い宇宙、または多元宇宙のいずれかで起こった出来事であると考えられています。

宇宙の究極の運命

主要記事:宇宙の究極の運命

ダークエネルギーの観測以前、宇宙学者は宇宙の未来について2つのシナリオを想定していた。宇宙の質量密度が臨界密度よりも高ければ、宇宙は最大の大きさに達し、その後崩壊を始める。そして再び密度と温度が上昇し、宇宙の始まりと似た状態、すなわちビッグクランチに至るという。[ 21 ]

一方、宇宙の密度が臨界密度以下であれば、膨張は減速するものの、止まることはない。各銀河の星間ガスが消費されると星形成は停止し、星は燃え尽きて白色矮星、中性子星、ブラックホールが残る。これらの衝突により、質量はどんどん大きなブラックホールに蓄積される。宇宙の平均温度は徐々に絶対零度に漸近し、ビッグフリーズとなる。[ 173 ]さらに、陽子が不安定であれば、バリオン物質は消滅し、放射線とブラックホールだけが残る。最終的に、ブラックホールはホーキング放射を放出して蒸発する。宇宙のエントロピーは、組織化されたエネルギーを抽出できなくなるまで増大し、熱的死として知られるシナリオとなる。[ 174 ]

加速膨張の現代観測は、現在目に見える宇宙のますます多くの部分が事象の地平線を越​​え、私たちと接触しなくなることを示唆している。最終的な結果は不明である。宇宙のラムダ-CDMモデルは、ダークエネルギーを宇宙定数の形で含んでいる。この理論は、銀河のような重力で束縛された系だけがまとまって残り、宇宙が膨張して冷えるにつれてそれらも熱死すると示唆している。ファントムダークエネルギー理論と呼ばれるダークエネルギーの他の説明は、最終的には銀河団、恒星、惑星、原子、原子核、そして物質そのものが、いわゆるビッグリップと呼ばれる、ますます増大する膨張によって引き裂かれることを示唆している。[ 175 ]

宗教的および哲学的解釈

主要記事:ビッグバン理論の宗教的解釈

宇宙の起源の説明として、ビッグバンは宗教と哲学に重要な関係を持っています。[ 176 ] [ 177 ]その結果、科学と宗教の議論の中で最も活発な領域の一つとなっています。[ 178 ]ビッグバンは創造主を意味すると考える人もいますが、[ 179 ] [ 180 ] [ 181 ] [ 182 ]一方、ビッグバン宇宙論では創造主の概念は不要であると主張する人もいます。[ 177 ] [ 183 ]

参照

注記

  1. ^ ホイルはこれを軽蔑的な意図で使用したと広く伝えられている。しかし、ホイルは後にこれを否定し、ラジオのリスナーに二つの理論の違いを強調するための、単に印象的なイメージだったと述べた。 [ 48 ]
  2. ^ 厳密に言えば、宇宙定数の形をとるダークエネルギーは宇宙を平坦な状態へと向かわせます。しかし、ダークエネルギーの密度が大きくなるまで、私たちの宇宙は数十億年の間、ほぼ平坦な状態を保っていました。

参考文献

引用

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参考文献

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