宇宙論について詳しく解説

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宇宙論は、宇宙を物理システムとして研究する天体物理学の分野です。

導入

18^世紀以来、宇宙論は形而上学や神学から解放されました。この記事の主題である科学的宇宙論と宗教的宇宙論の区別については、次の段落で説明します。残りの段落では、科学的宇宙論の現代的な角度を扱います。

宇宙の概念は歴史を通じて進化してきました。地球は一般に固定点であると考えられていましたが（地動説、特にアリストテレスとプトレマイオスによって擁護されました）、ルネサンスでは、私たちの惑星は宇宙の中で特権的な位置を占めていない（コペルニクスの原理）という考えが出現しました。確かにその中心ではありません。最初の天文観測機器が登場したのは17^世紀であり (ガリレオの望遠鏡、次にアイザックニュートンの望遠鏡)、宇宙を調査し、その構造について考察することが可能になり、その後20^世紀からは宇宙の歴史とその構造について考察することが可能になりました。進化。

科学的宇宙論と宗教的宇宙論

宇宙論は 2 つのグループに分けられます。私たちは科学的宇宙論と宗教的宇宙論を区別します。

18^世紀に地球の軌道の光学的証拠が (ジェームズブラッドリーによる星の異常の発見により) 利用可能になるまで、宇宙論は依然として形而上学の一部でした。クリスチャン・ヴォルフの分類 (1729 年) では、実際、それは神学 (神)、心理学 (魂) とともに「特殊形而上学」の 3 つの学問の 1 つでした。

本質的に、科学的宇宙論は科学的方法と対立し、特定の時点での観測に最も適合する満足のいく理論となるように構築されます。科学的および技術的進歩に応じて、観測の質が向上するにつれて、観測を考慮に入れるために理論が定期的に洗練されます。場合によっては、観察結果がそれらと調和することが不可能であることが判明した場合、他の理論を支持してそれらを放棄することもあります。宇宙論の歴史において、大きなパラダイムシフトは依然として比較的まれです（地動説の放棄による地動説の支持、星間距離スケールの発見、天の川銀河の構造、宇宙の膨張）。与えられた理論に対するそれほど劇的でない修正は、より一般的です (たとえば、宇宙論の標準モデルへの宇宙インフレーション、暗黒物質、および暗黒エネルギーの追加)。

宗教的宇宙論は、特定の宗教の基本的な文書の成果です。これらの宇宙論は一般に、この宗教の他の基本原理、特に道徳、倫理、形而上学との深い一貫性を示しています。宇宙が神の創造の結果であるかどうかという問題は、さらなる議論の対象です。今日の宗教的宇宙論は、科学理論を構築することを主張したり、宇宙の物理的構造に関する肯定を押し付けたりすることはありません。それらはむしろ、特定の宗教の信者のコミュニティによって共有できる社会的表現として見なされます。したがって、混乱を避けるために、基本的なテキストの時機を逸した再編成を避けるために、それらは時間の経過とともに一定の安定性を示す必要があります。

今日では、聖書本文の（解釈学的）解釈は、文字通りではなく象徴的な観点から考慮されなければならないと考えられています。基本的なテキストは時間の経過とともに調整できることに注意することも重要です。釈義の目的は、古代の文書から現代の文脈での翻訳と解釈に移すための適切な言葉を見つけることです。このように、 17^世紀に非常に物議を醸した聖書の特定の宇宙論的文章 (ガリレオ事件と地動説の問題を参照) が、より混乱が少ないと思われるバージョンで再定式化されていることがわかります。さらに、聖書の一節は一般に地球とその住民、あるいは「天」に興味を持っていますが、科学的宇宙論は宇宙全体、私たちの銀河、天の川は数ある銀河の中の一つにすぎませんを研究します。

一部の宗教急進派は、純粋に象徴的な解釈に異議を唱え、宗教文書の真実性は当然のことであるため、宗教文書が記述する宇宙論も真実であると主張します。したがって、これらの宗教家は、彼らの宗教的宇宙論と一致しない科学的宇宙論の側面を批判します。場合によっては、彼らは自分たちの宗教的宇宙論と一致しない科学的研究の関連性を否定し、一方の教えを他方と同等の基礎に基づいて教えることを要求することもあります（創造論を参照）。この態度は物理学者の間で一致して非科学的であると考えられており、これらの宗教の穏健な実践者の大多数は一般に否定している。

世界の起源の問題は、哲学においても宇宙論によって扱われます。彼女は、たとえばカント哲学など、いくつかの宇宙論的概念を開発しました。

科学宇宙論の歴史

いつでも確立されている科学的宇宙論は、宇宙について何が知られているかに決定的に依存しています。 19^世紀以前は、既知の宇宙は本質的に太陽系のみに限定されていたため、宇宙論はこの系の形成のみに焦点を当てていました。近くの星までの距離がわかるようになったのは19^世紀前半になってからです (フリードリヒヴィルヘルムベッセルのおかげで 1838 年から)。その後、 20^世紀初頭まで、銀河内の星の空間分布の研究が行われました。最後に、1920 年代に、当時「星雲」（現在の銀河）と呼ばれていたものの銀河系外の性質がエドウィンハッブルによって発見されました。その後すぐに、彼は宇宙の膨張、つまり宇宙の銀河が互いに遠ざかり、遠ければ遠いほどその速度がさらに速くなるという事実も発見しました。したがって、今日私たちが理解している宇宙論は、見渡す限り銀河で満たされた宇宙の構造、歴史、進化を研究するものです。

現代宇宙論

数桁の大きさ

距離

地球は、恒星である太陽の周りを公転する、比較的控えめな大きさ (半径約 6,300 km) の惑星です。地球と太陽の距離は 1天文単位、つまり約 1 億 5,000 万キロメートルに相当します。他の惑星は太陽の周りを回っています。太陽から最も遠い惑星（準惑星は除く）は海王星で、太陽から約45億キロメートル、つまり地球と太陽の距離の30倍の距離にあります。

太陽系自体は、数千億の星からなる構造、銀河 (私たちの銀河の場合: 天の川) の中に沈んでいます。太陽に最も近い恒星であるプロキシマ・ケンタウリは、太陽から4光年強、つまり45兆キロメートル、つまり太陽と冥王星の距離の1万倍の距離に位置しています。夜空で肉眼で見える星のほとんどは、数十光年、さらには数百光年の距離にあります。太陽は決して銀河の中心に位置しているわけではありません。それは約25,000光年離れています。銀河の半径はこの距離の約 2 倍、直径は約 100,000 光年です。これらの寸法により、この銀河は宇宙の典型的な銀河になります。

私たちの銀河系の近くに多数存在する矮小銀河を除くと、私たちに最も近い巨大銀河はアンドロメダ銀河で、その距離は200万光年をわずかに超えています。私たちの銀河とアンドロメダの銀河は、幅数百万光年の局所銀河群と呼ばれる銀河群の中で最も巨大な代表的な 2 つです。宇宙には他にも、銀河団やスーパークラスターと呼ばれる、より大きな構造があります。ローカルグループに最も近いクラスターは、おとめ座クラスター (または、星座のラテン語名からとったおとめ座クラスター) で、それ自体はおとめ座超クラスターの中心近くに位置しています。スーパークラスターは、宇宙に存在する最大の構造物です。その大きさは2億光年から3億光年を超えません。

観測可能な宇宙の大きさは 430 億光年と推定されています^{[ 1 ]} 。

私たちは次のように推定します:

観測可能な宇宙に存在する超銀河団の数は 1,000 万個。
観測可能な宇宙に存在する銀河団の数は250億個。
観測可能な宇宙に存在する巨大銀河（私たちの銀河系よりも大きい、またはその程度の）の数は 3,500 億個。
観測可能な宇宙に存在する星の数は 30 兆 1000 億 (3×10 ²² ) です。

大衆

地球の密度は1 立方メートルあたり約 5 トンです。その大きさから、その質量は約 6×10 ²⁴ kg です。典型的な恒星である太陽は、その質量の約 30 万倍、つまり 2×10 ³⁰ kg です。より大きな天体（銀河、銀河団）の場合、質量の単位として太陽質量を使用するのが通例であり、関係する数値を考えるとキログラムは小さすぎる単位になります。

観測により、銀河はそれを構成する星よりもはるかに重いことが示されています。私たちは今日、私たちが作られている通常の物質に加えて、現在実験室では知られていない暗黒物質と呼ばれる別の形態の物質が存在することをほぼ確信しています。通常の物質とは異なり、この暗黒物質は光と相互作用しないため、目に見えません。さらに、星、惑星、小惑星のようなコンパクトな構造を形成せず、銀河内でより拡散した分布を持っています。銀河 (および宇宙全体) の暗黒物質の質量は、通常の物質の約 6 倍です。したがって、私たちの銀河の質量は太陽質量の 1,000 億個強です。

超銀河団の推定質量は約 10 ¹⁵太陽質量です。スーパークラスターは、そのサイズに比べて非常に低密度の物体であり、1 立方メートルあたりわずか数十個の原子しかありません。観測可能な宇宙の質量は 1.4×10 ²⁴太陽質量と推定されています^{[ 2 ]} 。

期間

地球が太陽の周りを公転する周期は1年です (実際には熱帯年です)。ケプラーの第 3 法則の結果、惑星が太陽から遠くなるほど公転周期は長くなります。つまり、海王星の周期は165年ということになります。

銀河中心の周りの太陽の公転周期を見ると、桁違いに大きくなり、約 2 億年になります。星は不変のオブジェクトではありません。それらは形成され、発光し始め、その後、内部の核燃料の不足により消滅します。太陽の年齢は約45億年です。私たちの銀河系で最も古い星は約 100 億歳です。これは私たちの銀河系の時代でもあります。銀河も巨大なガス雲から生まれます。私たちが知っている宇宙自体は永遠ではありません。それは、約 137 億年前に起こった、非常に高密度で高温の段階、ビッグバンから来ました。

一般相対性理論の貢献

宇宙論の目的は、最初は比較的均一な (大規模な) 物質の分布によって表現できる宇宙を記述することです。ニュートン力学では物質の均一かつ無限の分布を記述することができないことが判明しました。宇宙を記述するには、1915 年にアルバートアインシュタインによって発見された一般相対性理論を使用することが不可欠です。アインシュタインは、新しく発見された理論の解決策である、完成された静的な宇宙を記述する現代宇宙論モデルを初めて発表しました。このモデルは本質的に物理的考察と同じくらい哲学的考察によって動機づけられていますが、宇宙原理という非常に独創的な (そして当時はやや危険な) アイデアを導入しています。

数年後のエドウィン・ハッブルによる宇宙膨張の発見は、アインシュタインの静的宇宙モデルに疑問を投げかけ、最終的には現代の宇宙論の基礎を築く結果となった。宇宙（または少なくとも観測可能な領域）は膨張しており、次のように記述される。一般相対性理論。その進化は、この理論と、宇宙に存在する物質の形態の物理的特性によって決定されます。本質的にこれらに基づいて、さまざまな宇宙論が出現します。

観測により、宇宙が膨張していることが示されています。昔はもっと密度が高くて暖かかったのです。これはビッグバンの基礎となるアイデアであり、そのモデルは20^世紀半ばに出現しました。それは、私たちが知っている宇宙が（この段階の最初に何が起こったのかを知っているとは主張せずに）高密度で熱い段階から始まり、その終わりには非常に均質な状態、つまり何もない状態にあったことを示しています。天体物理的オブジェクト (星、銀河など)。これらの物体はその後、重力不安定性と呼ばれるメカニズムによって形成されました。天体物理学的物体が形成されるにつれて、宇宙の物理的条件が変化し、最終的には私たちが知っているような宇宙が形成されます。これらのプロセスの詳細は、宇宙の年齢、密度、宇宙に共存するさまざまな形態の物質の特性など、多くのパラメーターに依存します。

実際には、研究者は宇宙論モデル、つまりビッグバン以降、おそらくはビッグバン中に宇宙が通過したさまざまな段階を記述する一種のシナリオを開発します。 1990 年代に、すべての宇宙論的観測を説明できる最も単純なモデルを表す宇宙論の標準モデルがついに登場しました。

宇宙論の標準モデル

一般相対性理論、量子力学、場の理論と数多くの天文観測を組み合わせることで、過去 130 億年から 140 億年にわたる宇宙の歴史の比較的信頼できるシナリオを描くことが可能になりました。現在では、素粒子物理学の標準モデルのような宇宙論の標準モデルについて話すのが慣例となっていますが、後者の方が定量的によりよくテストされ、よりよく制約されています。宇宙論の標準モデルは、宇宙の膨張という概念と、宇宙は過去により密度が高く、より高温であったという事実に基づいています (したがって、ホットビッグバンという用語が生まれました)。その記述は、その膨張の力学を説明するための一般相対性理論の使用と、部分的には直接観察によって、部分的には一連の理論的および観察的要素によって決定されるその物質内容のデータに基づいています。今日、私たちは宇宙が均質かつ等方性であり（つまり、観察する場所や方向に関係なく常に同じ外観をしている）、その空間的な曲率がゼロであると考えています（つまり、大規模な幾何学は空間における通常の幾何学に対応しており、それは特定の数の被写体の形状で満たされていると言えます。

通常の物質（原子、分子、電子など）。バリオン物質とも呼ばれ、宇宙の構成の約 5% を占める
暗黒物質（またはダークマター）と呼ばれる別の物質の形態は、非バリオン起源のもので、現在まで検出されていない巨大な粒子で構成されており、全組成の約25％を占めています
性質はほとんどわかっていないが、宇宙定数である可能性がある別の形式のエネルギーであり、一般にダークエネルギーと呼ばれ、宇宙の物質内容の組成の 70% を占めます。

これに加えられるのは、主に宇宙の歴史の高密度で熱い段階からの光子の均一な背景、宇宙論的拡散背景の形の電磁放射です。また、これまで検出されていないが、多くの間接的な観測によって存在が証明されているニュートリノ宇宙背景(詳細については記事を参照) や、これも直接的または間接的に検出されていないニュートリノ宇宙背景も存在します。

おそらく昔は内容が違っていたのでしょう。たとえば、宇宙には反物質は存在しないか、ごくわずかしか存在しませんが、過去には物質と反物質は同量存在していましたが、バリオ生成と呼ばれる、まだ十分に理解されていないプロセス中に通常の物質の余剰が形成されたと考えられています。。現在、宇宙の膨張期の初期の時期だけがほとんど知られていません。その理由の 1 つは、現在検出可能な最も遠い放射線(宇宙マイクロ波背景放射) が約 38 万年後に放出されており、これらの時代を直接観察することが不可能であることです。初期の時代の一部を説明するシナリオは数多く存在しますが、その中で最も人気のあるシナリオは宇宙のインフレーションです。

宇宙の運命も、現時点では確実にはわかっていませんが、多くの要素は、宇宙の膨張が無限に続くことを示唆しています（「宇宙の膨張の加速」を参照）。もう 1 つの未解決の問題は、宇宙のトポロジー、つまり非常に大規模な宇宙の構造の問題であり、さまざまなアイデアが提案されています (記事「しわくちゃの宇宙」を参照)。

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