物理宇宙論

物理宇宙論の中で最も広く受け入れられているビッグバン宇宙モデルのアーティストによる概念図（時間もサイズもスケール通りではない）

物理宇宙論は物理学の一分野であり、物理法則に基づいて宇宙をモデル化することを扱っています。宇宙モデルは、宇宙の最大規模の構造とダイナミクスを数学的に記述し、宇宙の起源、構造、進化、そして最終的な運命に関する根本的な疑問を研究することを可能にします。[ 1 ]科学としての宇宙論は、天体が地球上のものと同じ物理法則に従うというコペルニクスの原理と、それらの物理法則を初めて理解することを可能にしたニュートン力学に端を発しています。

現在理解されている物理宇宙論は、1915年にアルバート・アインシュタインの一般相対性理論の発展とともに始まり、1920年代には大きな観測的発見が続いた。まず、エドウィン・ハッブルは、宇宙には天の川銀河の外側に膨大な数の外部銀河が存在することを発見した。次に、ヴェスト・スリファーらの研究で、宇宙は膨張していることが示された。これらの進歩により、宇宙の起源について推測することが可能になり、ジョルジュ・ルメートルによるビッグバン理論が主要な宇宙論モデルとして確立された。少数の研究者は依然としていくつかの代替宇宙論を主張しているが[ 2 ]、ほとんどの宇宙論者は、ビッグバン理論が観測を最もよく説明することに同意している。[ 3 ]

1990年代以降、宇宙マイクロ波背景放射、遠方超新星、銀河の赤方偏移の探査など、観測宇宙論の劇的な進歩により、宇宙論の標準モデルが開発されました。このモデルは、宇宙に大量の暗黒物質と暗黒エネルギーが存在することを前提としていますが、その性質は現在十分に解明されていません。しかし、このモデルは、多様な観測結果と非常によく一致する詳細な予測を提供しています。[ 3 ]

宇宙論は、理論物理学と応用物理学の様々な研究分野の成果に大きく依存しています。宇宙論に関連する分野には、素粒子物理学の実験と理論、理論天体物理学と観測天体物理学、一般相対性理論、量子力学、プラズマ物理学などがあります。

被験者の履歴

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現代宇宙論は、理論と観測が並行して発展した。1916 年、アルバート・アインシュタインは一般相対性理論を発表し、重力を空間と時間の幾何学的特性として統一的に記述した。[ 4 ]当時、アインシュタインは静的な宇宙を信じていたが、彼の理論の最初の定式化ではそれが許されないことに気付いた。[ 5 ]これは、宇宙全体に分布する質量が重力によって引き合い、時間の経過とともに互いに向かって移動するためである。[ 6 ]しかし、彼は、彼の方程式では宇宙規模で重力の引力に対抗できる定数項を導入できることに気付いた。アインシュタインは 1917 年に相対論的宇宙論に関する最初の論文を発表し、その中でこの宇宙定数を彼の場の方程式に加えて、静的な宇宙をモデル化するように強制した。[ 7 ]アインシュタインモデルは静的な宇宙を記述する。空間は有限で境界がない (有限の面積を持ち端のない球面と類似)。しかし、このいわゆるアインシュタインモデルは小さな摂動に対して不安定であり、最終的には膨張または収縮し始めます。[ 5 ]後に、アインシュタインのモデルは、一般相対性理論と宇宙論的原理と一致する、より大きな可能性の集合のうちの1つに過ぎないことが認識されました。一般相対性理論の宇宙論的解は、 1920年代初頭にアレクサンダー・フリードマンによって発見されました。 [ 8 ]彼の方程式は、膨張または収縮する可能性があり、その形状は開いたもの、平坦なもの、閉じたものになる可能性があるフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー宇宙を記述しています。

宇宙の歴史–重力波は、ビッグバン直後の急速な加速膨張である宇宙インフレーションから発生したと仮定されている[ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]

1910年代に、ヴェスト・スリファー（後にカール・ヴィルヘルム・ヴィルツ）は渦巻星雲の赤方偏移をドップラー効果として解釈し、渦巻星雲が地球から遠ざかっていることを示唆した。[ 12 ] [ 13 ]しかし、天体までの距離を決定することは難しい。1つの方法は、物体の物理的な大きさをその角度の大きさと比較することだが、これを行うには物理的な大きさを仮定しなければならない。別の方法は、物体の明るさを測定して固有の光度を仮定し、そこから逆二乗則を使用して距離を決定する方法である。これらの方法を使用するのが難しかったため、彼らは星雲が実際には私たちの天の川銀河の外にある銀河であることに気づかず、宇宙論的な意味についても推測しなかった。 1927年、ベルギーのローマカトリック教会の司祭ジョルジュ・ルメートルは、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー方程式を独自に導き出し、渦巻星雲の遠ざかる現象に基づいて、宇宙は「原始原子」 [ 14 ]の「爆発」から始まったと提唱しました。この爆発は後にビッグバンと呼ばれるようになりました。1929年、エドウィン・ハッブルはルメートルの理論に観測的根拠を与えました。ハッブルは、セファイド変光星の明るさの測定から渦巻星雲までの距離を決定することで、それらが銀河であることを示しました。彼は銀河の赤方偏移と距離の間に関係を発見しました。彼はこれを、銀河が地球からの距離に比例する速度で、あらゆる方向へ遠ざかっていることの証拠であると解釈しました。[ 15 ]この事実は現在ではハッブルの法則として知られていますが、ハッブルが発見した遠ざかる速度と距離を関係づける数値係数は、セファイド変光星の種類がわかっていなかったため、10倍も間違っていました。

宇宙論的原理を前提とすると、ハッブルの法則は宇宙が膨張していることを示唆する。この膨張については、主に2つの説明が提唱された。1つはジョージ・ガモフが提唱・発展させたルメートルのビッグバン理論である。もう1つは、銀河が互いに遠ざかるにつれて新たな物質が生成されるというフレッド・ホイルの定常状態モデルである。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。[ 16 ] [ 17 ]

長年にわたり、これらの理論に対する支持は二分されていました。しかし、観測的証拠は、宇宙が高温高密度状態から進化したという考えを支持するようになりました。1965年の宇宙マイクロ波背景放射の発見は、ビッグバンモデルに強力な支持を与えました[ 17 ]。そして、1990年代初頭に宇宙背景探査機（ CBEX）によって宇宙マイクロ波背景放射が精密に測定されて以来、宇宙の起源と進化に関する他の理論を真剣に提唱する宇宙論者はほとんどいません。

宇宙のエネルギー

最も軽い化学元素、主に水素とヘリウムは、ビッグバンの過程で元素合成によって作られました。[ 18 ]恒星での一連の元素合成反応では、小さな原子核がより大きな原子核に結合され、最終的に鉄やニッケルなどの安定した鉄族元素が形成されます。これらの元素は、最も高い原子核結合エネルギーを持っています。[ 19 ]このプロセス全体では、ビッグバンの後にエネルギーが放出されます。 [ 20 ]このような原子核粒子の反応は、新星などの激変星からの突然のエネルギー放出につながる可能性があります。物質の重力崩壊によるブラックホールの形成も、最もエネルギーの大きいプロセスを促進し、通常は銀河の核領域で見られ、クエーサーや活動銀河を形成します。

宇宙論者は、宇宙の加速膨張に関連する現象など、あらゆる宇宙現象を従来のエネルギー形態で正確に説明することはできません。その代わりに、宇宙論者は、全空間に浸透するダークエネルギーと呼ばれる新しいエネルギー形態を提唱しています。[ 21 ]一つの仮説は、ダークエネルギーは真空エネルギー、つまり不確定性原理によって存在する仮想粒子に関連する空虚な空間の構成要素であるというものです。[ 22 ]

最も広く受け入れられている重力理論である一般相対性理論を用いても、宇宙の全エネルギーを明確に定義する方法は存在しない。したがって、膨張宇宙において全エネルギーが保存されるかどうかは依然として議論の余地がある。例えば、銀河間空間を通過する光子は、赤方偏移効果によってエネルギーを失う。このエネルギーは他の系に伝達されないため、永久に失われているように見える。一方、一部の宇宙論者は、エネルギーはある意味で保存されると主張しており、これはエネルギー保存の法則に従っている。[ 23 ]

宇宙を支配するエネルギーには、放射線と呼ばれる相対論的粒子と、物質と呼ばれる非相対論的粒子の2種類がある。相対論的粒子とは、静止質量が運動エネルギーに比べてゼロか無視できるほど小さい粒子であり、光速かそれに非常に近い速度で運動する。一方、非相対論的粒子は静止質量がエネルギーよりもはるかに大きいため、光速よりもはるかに遅く運動する。

宇宙が膨張するにつれて、物質と放射線はともに希薄化します。しかし、放射線と物質のエネルギー密度の希薄化率は異なります。特定の体積が膨張すると、質量エネルギー密度は体積の増加によってのみ変化しますが、放射線のエネルギー密度は体積の増加と、それを構成する光子の波長の増加の両方によって変化します。したがって、宇宙が膨張するにつれて、放射線のエネルギーは宇宙の総エネルギーに占める割合が、物質のエネルギーよりも小さくなります。初期の宇宙は「放射線が優勢」であり、放射線が膨張の減速を制御していたと言われています。その後、光子あたりの平均エネルギーがおよそ10 eV以下になると、物質が減速率を決定し、宇宙は「物質が優勢」になったと言われています。この中間的なケースは、解析的にうまく扱われていません。宇宙の膨張が続くにつれて、物質はさらに希薄化し、宇宙定数が優勢になり、宇宙の膨張が加速します。

宇宙の歴史

宇宙の歴史は宇宙論における中心的な問題です。宇宙の歴史は、各期間における支配的な力と過程に応じて、エポックと呼ばれる異なる期間に分けられます。標準的な宇宙論モデルは、ラムダCDMモデルとして知られています。

運動方程式

標準的な宇宙論モデルでは、宇宙全体を支配する運動方程式は、小さな正の宇宙定数を用いた一般相対論から導かれる。 [ 24 ]その解決策は膨張宇宙である。この膨張により、宇宙の放射線と物質は冷え、希釈される。当初は、宇宙の放射線と物質を引き寄せる重力によって膨張は減速する。しかし、これらが希釈されるにつれて、宇宙定数がより支配的になり、宇宙の膨張は減速するのではなく加速し始める。私たちの宇宙では、これは数十億年前に起こった。[ 25 ]

宇宙論における素粒子物理学

宇宙の最も初期の瞬間には、平均エネルギー密度が非常に高く、この環境を理解するには素粒子物理学の知識が不可欠でした。したがって、不安定な素粒子の散乱過程と崩壊は、この時代の宇宙論モデルにとって重要です。

経験則として、散乱または崩壊過程が特定の時代において宇宙論的に重要であると判断されるのは、その過程を記述する時間スケールが宇宙膨張の時間スケールよりも小さい、あるいは同程度である場合です。宇宙膨張を記述する時間スケールはハッブルパラメータであり、これは時間とともに変化します。膨張の時間スケールは、各時点における宇宙の年齢とほぼ等しくなります。 1/H{\displaystyle 1/H}H{\displaystyle H}1/H{\displaystyle 1/H}

ビッグバンのタイムライン

観測によると、宇宙は約138億年前に始まったと示唆されている[ 26 ] 。それ以来、宇宙の進化は3つの段階を経てきた。未だに十分に理解されていない最初期宇宙は、宇宙が非常に高温で、粒子のエネルギーが現在地球上の粒子加速器で観測可能なエネルギーよりも高かった一瞬の期間である。したがって、この時代の基本的な特徴はビッグバン理論で解明されているものの、詳細は主に推測に基づいている。

その後、初期宇宙においては、既知の高エネルギー物理学に従って宇宙の進化が進みました。この段階で最初の陽子、電子、中性子が形成され、次に原子核、そして最終的に原子が形成されました。中性水素の形成に伴い、宇宙マイクロ波背景放射が放出されました。そして構造形成の時代が始まり、物質が最初の恒星とクエーサーへと集まり始め、最終的に銀河、銀河団、超銀河団が形成されました。宇宙の未来はまだはっきりと分かっていませんが、 ΛCDMモデルによれば、宇宙は永遠に膨張し続けるとされています。

研究分野

以下では、宇宙論における最も活発な研究分野のいくつかを、おおよそ時系列順に解説します。ただし、ビッグバン宇宙論のすべては含まれません。ビッグバン宇宙論は「ビッグバンの年表」で解説されています。

非常に初期の宇宙

ビッグバン理論を補完するインフレーション理論は、MITのアラン・グースによって初めて提唱されました。インフレーション理論は、初期宇宙を標準モデルで想定されていたよりもはるかにコンパクトにすることで、「地平線問題」を解決します。初期宇宙がこれほどコンパクトであれば、初期宇宙のあらゆる領域間で因果的な接触（すなわち熱伝達）が可能であったと考えられます。この画像は、ビッグバン理論の標準モデルとインフレーションモデルの両方において、観測可能な宇宙の大きさの成長を示す様々な一般的な図表を改変したものです。

初期の高温の宇宙は、およそ 10 −33秒後からのビッグバンによってうまく説明できるように見えるが、いくつかの問題が存在する。その 1 つは、現在の素粒子物理学を用いると、宇宙が平坦で均質で等方的であるという説得力のある理由がないことである(宇宙論原理を参照)。さらに、素粒子物理学の大統一理論は、宇宙に磁気単極子が存在するはずであることを示唆しているが、これはまだ発見されていない。これらの問題は、短期間の宇宙インフレーションによって解決される。このインフレーションは、宇宙を平坦にし、異方性と不均質性を観測レベルまで平滑化し、単極子を指数関数的に希釈する。 [ 27 ]宇宙インフレーションの背後にある物理モデルは極めて単純であるが、素粒子物理学によってまだ確認されておらず、インフレーションと量子場の理論を調和させるのに難しい問題がある。一部の宇宙論者は、弦理論とブレーン宇宙論がインフレーションの代替となると考えている。 [ 28 ]

宇宙論におけるもう一つの大きな問題は、なぜ宇宙には反物質よりはるかに多くの物質が含まれるようになったのか、ということである。宇宙学者は観測的に宇宙が物質と反物質の領域に分割されていないと推測できる。もし分割されていたら、消滅の結果としてX線とガンマ線が生成されるはずだが、これは観測されていない。したがって、初期宇宙の何らかのプロセスによって物質が反物質よりもわずかに過剰になったに違いなく、この（現在では理解されていない）プロセスはバリオン生成と呼ばれている。バリオン生成に必要な3つの条件は1967年にアンドレイ・サハロフによって導き出され、物質と反物質の間でCP対称性と呼ばれる素粒子物理学の対称性が破れていることが必要である。 [ 29 ]しかし、粒子加速器は、バリオン非対称性を説明するにはCP対称性の破れが小さすぎると測定する。宇宙学者と素粒子物理学者は、バリオン非対称性を説明する可能性のある初期宇宙でのCP対称性のさらなる破れを探している。[ 30 ]

バリオン生成と宇宙インフレーションのどちらの問題も素粒子物理学と非常に密接に関連しており、その解決は宇宙の観測ではなく、 高エネルギー理論と実験からもたらされる可能性があります。

ビッグバン・セオリー

ビッグバン元素合成は、初期宇宙における元素の形成に関する理論である。この理論は、宇宙が誕生して約 3 分後に終了し、その温度が核融合が起こり得る温度以下に低下した。ビッグバン元素合成が機能できた期間は短かったため、非常に軽い元素のみが生成された。水素イオン(陽子) から始まって、主に重水素、ヘリウム 4、リチウムが生成された。他の元素は微量にしか生成されなかった。元素合成の基本理論は、1948 年にジョージ・ガモフ、ラルフ・アッシャー・アルファー、ロバート・ハーマンによって開発された。[ 31 ]ビッグバン元素合成の理論は、原始的な軽元素の存在比と初期宇宙の特徴を結び付けるため、ビッグバン当時の物理学の調査研究として長年使用されてきた。[ 18 ]具体的には、等価原理の検証、[ 32 ]暗黒物質の探査、ニュートリノ物理の検証に使用できます。[ 33 ]一部の宇宙学者は、ビッグバン元素合成はニュートリノの4番目の「不稔」種の存在を示唆していると主張しています。[ 34 ]

ビッグバン宇宙論の標準モデル

ΛCDM （ラムダ冷暗黒物質）またはラムダCDMモデルは、ビッグバン宇宙論モデルのパラメータ化であり、宇宙にはラムダ（ギリシャ語のΛ）で表される宇宙定数があり、これは暗黒エネルギーと冷暗黒物質（CDMと略される）と関連付けられている。これはしばしばビッグバン宇宙論の標準モデルと呼ばれる。 [ 35 ] [ 36 ]

宇宙マイクロ波背景放射

宇宙マイクロ波背景放射は、中性原子が最初に形成された再結合の時代の後の分離から残った放射である。この時点で、ビッグバンで生成された放射は、荷電イオンからのトムソン散乱を停止した。1965年にアルノ・ペンジアスとロバート・ウッドロー・ウィルソンによって初めて観測されたこの放射は、完全な熱黒体スペクトルを持っている。今日の温度は2.7ケルビンで、10の5分の1まで等方性である。初期宇宙のわずかな不均一性の発展を記述する宇宙論的摂動論により、宇宙論者は放射の角度パワースペクトルを正確に計算することができ、最近の衛星実験（ COBEとWMAP）[ 37 ]や多くの地上実験と気球実験（度角度スケール干渉計、宇宙背景画像装置、ブーメランなど）によって測定されている。[ 38 ]これらの取り組みの目標の一つは、ラムダ-CDM模型の基本パラメータをより高精度に測定すること、そしてビッグバン模型の予測を検証し、新たな物理現象を探索することです。例えば、WMAPによる測定結果は、ニュートリノ質量に制限を設けています。[ 39 ]

QUIETやアタカマ宇宙論望遠鏡などの新しい実験では、宇宙マイクロ波背景放射の偏光を測定しようとしています。 [ 40 ]これらの測定により、理論のさらなる確認だけでなく、宇宙のインフレーションや、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果やザックス・ウルフ効果などのいわゆる二次異方性に関する情報が得られると期待されています。これらは、銀河や銀河団と宇宙マイクロ波背景放射との相互作用によって引き起こされます。[ 42 ] [ 43 ]

2014年3月17日、BICEP2コラボレーションの天文学者たちは、CMBのBモード偏光を検出したと発表した。これは、インフレーション理論によってビッグバンの初期段階で発生すると予測されている原始重力波の証拠だと考えられている。 [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 44 ]しかし、同年後半にプランクコラボレーションが宇宙塵のより正確な測定値を提供し、塵からのBモード信号はBICEP2から報告されたものと同じ強度であると結論付けた。[ 45 ] [ 46 ] 2015年1月30日、BICEP2とプランクのデータの共同分析が発表され、欧州宇宙機関は信号が天の川銀河の星間塵に完全に起因すると発表した。[ 47 ]

大規模構造の形成と進化

最大かつ最初期の構造（クエーサー、銀河、銀河団、超銀河団など）の形成と進化を理解することは、宇宙論における最大の研究成果の一つである。宇宙論者は、下から上へと構造が形成される階層的構造形成モデルを研究している。このモデルでは、超銀河団などの最大の天体はまだ形成途中であるが、小さな天体が最初に形成されていく。[ 48 ]宇宙の構造を研究する一つの方法は、可視銀河を調査し、宇宙の銀河の三次元画像を構築し、物質のパワースペクトルを測定することである。これは、スローン・デジタル・スカイ・サーベイと2dF銀河赤方偏移サーベイのアプローチである。[ 49 ] [ 50 ]

構造形成を理解するためのもう一つのツールはシミュレーションであり、宇宙論者はこれを用いて、宇宙における物質の重力的な集積、すなわちフィラメント、超銀河団、そしてボイドの形成を研究する。ほとんどのシミュレーションは非バリオン性の冷たい暗黒物質のみを含むが、宇宙には目に見えるバリオン物質よりもはるかに多くの暗黒物質が存在するため、最大規模の宇宙を理解するにはこれで十分である。より高度なシミュレーションではバリオンを組み込み、個々の銀河の形成を研究し始めている。宇宙論者はこれらのシミュレーションを研究し、銀河調査と一致するかどうかを確認し、矛盾点があれば理解しようとしている。[ 51 ]

DESIレガシーサーベイデータで発見された重力レンズの例。DESI-090.9854-35.9683には、4つの異なる背景銀河（最外縁の巨大な赤いアークから最内縁の明るい青いアークまで）に対応する4組のレンズ画像があり、4つの同心円状に配置されています。これらはすべて、中心にあるオレンジ色の銀河の重力によって歪められ（レンズ効果）、あるいはレンズ効果を受けています。暗黒物質も重力レンズ効果を生み出すと予想されています。

遠方の宇宙における物質の分布を測定し、再イオン化を調べるためのその他の補完的な観測には、次のものがあります。

これらは、宇宙の構造がいつ、どのように形成されたかという疑問を宇宙学者が解決するのに役立つだろう。

暗黒物質

ビッグバン元素合成、宇宙マイクロ波背景放射、構造形成、銀河回転曲線からの証拠は、宇宙の質量の約 23% が非バリオン暗黒物質で構成され、目に見えるバリオン物質はわずか 4% であることを示している。暗黒物質は、銀河の周囲にハローを形成する冷たく非放射性の流体のように振舞うため、その重力効果は十分に理解されている。暗黒物質は実験室で検出されたことがなく、暗黒物質の素粒子物理学的性質は完全に未知のままである。観測的制約がなければ、安定した超対称粒子、弱く相互作用する大質量粒子、重力相互作用する大質量粒子、アクシオン、大質量コンパクトハロー天体など、候補は多数ある。暗黒物質仮説の代替案としては、小加速度重力修正 ( MOND ) やブレーン宇宙論の影響がある。TeVeSは重力レンズ効果を説明できるMONDのバージョンである。[ 55 ]

ダークエネルギー

宇宙が平坦であれば、宇宙のエネルギー密度の73%（23%の暗黒物質と4%の重粒子に加えて）を占める追加の成分が存在するはずである。これはダークエネルギーと呼ばれる。ビッグバン元素合成や宇宙マイクロ波背景放射を妨害しないためには、重粒子や暗黒物質のようにハロー状に密集してはならない。ダークエネルギーの存在を裏付ける強力な観測的証拠がある。宇宙の総エネルギー密度は宇宙の平坦性に関する制約から既知であるが、密集している物質の量は厳密に測定されており、実際はこれよりはるかに少ない。ダークエネルギーの存在は、1999年に宇宙の膨張が徐々に加速し始めていることが測定によって実証されたことで、さらに強固なものとなった。[ 56 ]

ダークエネルギーについては、その密度とクラスタリング特性以外には何もわかっていない。量子場理論は、ダークエネルギーによく似た宇宙定数 (CC) を予測しているが、観測される値よりも 120桁も大きい。[ 57 ]スティーブン・ワインバーグと多くの弦理論家(ストリング・ランドスケープを参照)は、 「弱い人間原理」を唱えてきた。つまり、物理学者がそのような小さな宇宙定数を持つ宇宙を観測する理由は、より大きな宇宙定数を持つ宇宙には物理学者 (あるいは生命) が存在できないからだという。多くの宇宙論者は、この説明に納得がいかない。おそらく、弱い人間原理は自明である (生きている観測者が存在するとすれば、生命の存在を可能にする宇宙定数 (CC) を持つ宇宙が少なくとも 1 つ存在するはずである) が、その宇宙の文脈を説明しようとしないからだろう。[ 58 ]例えば、弱い人間原理だけでは、以下のものを区別しない。

  • 宇宙は一つだけ存在し、CC を私たちが観測する値に制限する何らかの基本原理が存在します。
  • 宇宙は一つしか存在せず、CC を固定する根本的な原理は存在しないものの、私たちは幸運でした。
  • さまざまな CC 値を持つ多くの宇宙が（同時または連続して）存在しており、もちろん私たちの宇宙は生命を維持している宇宙の 1 つです。

ダークエネルギーの他の説明としては、クインテッセンス[ 59 ]や、最大スケールにおける重力の変形[ 60 ]などが挙げられます。これらのモデルが記述するダークエネルギーの宇宙論への影響は、ダークエネルギーの状態方程式によって与えられますが、これは理論によって異なります。ダークエネルギーの性質は、宇宙論における最も難解な問題の一つです。

ダークエネルギーをより深く理解することで、宇宙の究極的な運命という問題が解決される可能性が高い。現在の宇宙論的時代においては、ダークエネルギーによる加速膨張が、超銀河団よりも大きな構造の形成を妨げている。この加速膨張が無限に続くのか、あるいはビッグリップ（大爆発）までさらに加速し続けるのか、あるいは最終的に逆転してビッグフリーズ（大崩壊）に至るのか、あるいは他のシナリオに従うのかは不明である。[ 61 ]

重力波

重力波は、光速で伝播する時空の曲率のさざ波であり、特定の重力相互作用によって発生し、発生源から外側へ伝播する。重力波天文学は、観測天文学の新しい分野であり、重力波を用いて、白色矮星、中性子星、ブラックホールからなる連星系、超新星などの現象、そしてビッグバン直後の初期宇宙の形成など、検出可能な重力波の発生源に関する観測データを収集することを目的としている。 [ 62 ]

2016年、LIGO科学コラボレーションチームとVirgoコラボレーションチームは、Advanced LIGO検出器を使用して、合体する2つのブラックホールから発生する重力波を初めて観測したと発表しました。 [ 63 ] [ 64 ] [ 65 ] 2016年6月15日には、合体するブラックホールからの重力波の2回目の検出が発表されました。[ 66 ] LIGOのほかにも、多くの重力波観測所（検出器）が建設中です。[ 67 ]

その他の調査分野

宇宙学者は以下のことも研究します:

参照

参考文献

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さらに読む

教科書

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  • バウマン、ダニエル（2022年）『宇宙論』ケンブリッジ：ケンブリッジ大学出版局。ISBN 978-0-19-852957-6。均質宇宙と非均質宇宙、インフレーション、CMB を網羅した宇宙論の最新入門書。
  • ドデルソン、スコット（2003年）『現代宇宙論』アカデミック・プレス、ISBN 978-0-12-219141-1。WMAP の結果発表の少し前にリリースされた入門テキスト。
  • ガル＝オル、ベンジャミン（1987）[1981] 『宇宙論、物理学、哲学』シュプリンガー出版社、ISBN 0-387-90581-2。
  • Grøn, オイヴィンド; Hervik、Sigbjørn (2007)。アインシュタインの一般相対性理論と宇宙論における現代の応用。ニューヨーク：スプリンガー。ISBN 978-0-387-69199-2。
  • ハリソン、エドワード（2000年）『宇宙論：宇宙の科学』ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-66148-5。学部生向け。数学的にはやさしく、歴史に重点を置いています。
  • クトナー、マーク（2003年）『天文学：物理学的視点』ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-52927-3。天文学入門テキスト。
  • コルブ、エドワード、マイケル・ターナー（1988年）『初期宇宙』アディソン・ウェスレー社、ISBN 978-0-201-11604-5。研究者のための定番参考書。
  • リドル、アンドリュー（2003年）『現代宇宙論入門』ジョン・ワイリー、ISBN 978-0-470-84835-7。一般相対性理論のない宇宙論。
  • リドル、アンドリュー、デイヴィッド・リス（2000年）『宇宙論的インフレーションと大規模構造』ケンブリッジ、ISBN 978-0-521-57598-0。インフレーションについての徹底的な議論を含む宇宙論の入門書。
  • ムハノフ、ヴィアチェスラフ（2005年）『宇宙論の物理的基礎』ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-56398-7。
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  • ピーブルズ、PJE（1993年）『物理宇宙論の原理』プリンストン大学出版局、ISBN 978-0-691-01933-8。歴史に重点を置きます。
  • ピーブルズ, PJE (1980). 『宇宙の大規模構造』 . プリンストン大学出版局. ISBN 978-0-691-08240-0。大規模構造と相関関数に関する古典的な研究。
  • リース、マーティン（2002年）『天体物理学的宇宙論の新たな展望』ケンブリッジ大学出版局、ISBN 978-0-521-64544-7。
  • ワインバーグ、スティーブン（1971年）『重力と宇宙論』ジョン・ワイリー、ISBN 978-0-471-92567-5。数学形式論の標準的な参考書。
  • ウェインバーグ、スティーブン（2008年）『宇宙論』オックスフォード大学出版局、ISBN 978-0-19-852682-7。
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