宇宙の加速膨張のソースを表示

{{出典の明記|date=2013年4月}}
'''宇宙の加速膨張'''(うちゅうのかそくぼうちょう、{{lang-en-short|Accelerating expansion of the universe}})とは、[[宇宙]]の膨張が加速しているように観測されることである。[[1998年]]に、[[Ia型超新星]]の観測によって、宇宙の膨張が加速しているのではないかとの疑問が浮かび上がった<ref>{{Cite journal |author=Goldhaber, Gerson; Perlmutter, Saul |year=1998 |title=A study of 42 Type Ia supernovae and a resulting measurement  of ''Ω''M and ''Ω''Λ |journal=Physics Reports |volume=307 |issue=1-4 |pages=325-331 |publisher=Elsevier |doi=10.1016/S0370-1573(98)00091-X |url=https://doi.org/10.1016/S0370-1573(98)00091-X |ref=harv}}</ref><ref>{{Cite journal|和書 |author=Garnavich, Peter M; Kirshner, Robert P; Challis, Peter; Tonry, John; Gilliland, Ron L; Smith, R Chris; Clocchiatti, Alejandro; Diercks, Alan; Filippenko, Alexei V; Hamuy, Mario; others |year=1998 |title=Constraints on cosmological models from Hubble Space Telescope observations of high-z supernovae |journal=The Astrophysical Journal |volume=493 |issue=2 |pages=L53 |publisher=IOP Publishing |doi=10.1086/311140 |url=https://doi.org/10.1086/311140 |ref=harv}}</ref>。

== 観測的証拠 ==
現在までに宇宙の加速膨張は以下に述べる複数の独立な観測からその証拠が得られている。

=== Ia型超新星 ===
[[Ia型超新星]]は[[白色矮星]]の質量が[[チャンドラセカール限界]]を超えたときに発生する爆発現象で、極めて明るく、かつ（適切な[[較正]]のもとで）[[光度 (天文学)|光度]]が常に一定であると考えられている。このためIa型超新星は宇宙の[[標準光源]]として理想的な対象であり、高[[赤方偏移]]宇宙でのIa型超新星の[[見かけの等級]]と赤方偏移を比較することで、その[[光度距離]]の赤方偏移依存性を測定することができる{{sfn|松原隆彦|2010|p=96-99}}。これは[[宇宙の形|平坦な宇宙モデル]]のもとで赤方偏移 <math>z</math> が1より小さいとき
:<math>d_L ( z ) = \frac{ c z }{ H_0 } \left[ 1 + \frac{ 1 }{ 2 } ( 1 - q_0 ) z + \mathcal{O} ( z^2 ) \right]</math>
という形で[[減速パラメータ]] <math>q_0</math> に依存する{{sfn|松原隆彦|2010|p=58-59}}から、Ia型超新星の観測によって減速パラメータを決定することができる。[[1998年]]に[[ハイゼット超新星探索チーム]]<ref name="riess">{{cite journal|author=[[アダム・リース (天体物理学者)|Adam G. Riess]] ''et al.'' ([[ハイゼット超新星探索チーム|Supernova Search Team]])|year=1998|title=Observational evidence from supernovae for an accelerating universe and a cosmological constant|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/300499/meta|journal=Astronomical J.|volume=116|pages=1009–38|arxiv=astro-ph/9805201|doi=10.1086/300499}}</ref>と[[超新星宇宙論計画]]<ref name="perlmutter">{{cite journal|author=[[ソール・パールマッター|S. Perlmutter]] ''et al.'' (The [[超新星宇宙論計画|Supernova Cosmology Project]])|year=1999|title=Measurements of Omega and Lambda from 42 high redshift supernovae|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/307221/meta|journal=Astrophysical J.|volume=517|page=|pages=565–86|arxiv=astro-ph/9812133|doi=10.1086/307221}}</ref>は独立に遠方のIa型超新星の観測を行い、減速膨張 (<math>q_0 > 0</math>) が棄却されることを示した。なおこの業績で[[ソール・パールマッター]]、[[ブライアン・P・シュミット]]、[[アダム・リース (天体物理学者)|アダム・リース]]は[[2011年]]の[[ノーベル物理学賞]]を受賞した<ref>{{Cite web |url=https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2011/press-release/ |title=The 2011 Nobel Prize in Physics - Press release |publisher=Nobel Prize |accessdate=2020-01-24}}</ref>。

=== 宇宙マイクロ波背景放射 ===
[[宇宙マイクロ波背景放射]] (CMB) は[[宇宙の晴れ上がり]]時に宇宙を満たしていた[[光子]]が等方な 2.725 K の熱的な[[マイクロ波]]として現在観測されるものである。CMB にはわずかな温度の[[等方的と異方的|異方性]]があり、その角度依存性や[[偏光]]の解析から[[宇宙論パラメータ]]を高い精度で決定することができる<ref name="komatsu40-41">{{Cite book |和書 |author=小松英一郎|authorlink=小松英一郎 |title=宇宙マイクロ波背景放射 (新天文学ライブラリー6巻) |publisher=東京大学出版会 |date=2019-09-11 |pages=229-234 |isbn=978-4535607453}}</ref>。これは[[21世紀]]に入ってから人工衛星によるCMB温度異方性の高い精度の観測によって可能となり、[[WMAP]]衛星は[[2003年]]にIa型超新星の結果と矛盾しない結果を報告し<ref>{{Cite journal |author=D. N. Spergel, ''et al.'' |title=First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Determination of Cosmological Parameters |journal=The Astrophysical Journal Supplement Series |volume=148 |number=1 |pages=175-194 |doi=10.1086/377226 |arxiv=astro-ph/0302209}}</ref>、宇宙の加速膨張が裏付けられた。その後の[[プランク (人工衛星)|Planck]]衛星の結果<ref>{{Cite journal |author=Planck collaboration |title=Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters |data=2018 |arxiv=1807.06209}}</ref>も加速膨張を支持している。

=== バリオン音響振動 ===
[[宇宙の晴れ上がり]]以前の初期宇宙ではすべての物質は[[電離]]状態にあり、[[光子]]との[[トムソン散乱]]によりバリオンと光子は一体の[[流体]]として振る舞う。時刻（宇宙年齢） <math>t</math> でのこの流体の音速 <math>c_s</math> は
:<math>c_s ( t ) = \frac{ c }{ \sqrt{ 3 ( 1 + R ( t ) } } , \ \ R ( t ) = \frac{ 3 \bar{\rho}_b ( t ) }{ 4 \bar{\rho}_\gamma ( t ) } = a ( t ) \times \frac{ 3 \Omega_{m 0} }{ 4 \Omega_{\gamma 0} }</math>
により与えられる<ref name="Matsubara227">{{harvnb|松原隆彦|2014|p=227-229}}</ref>（<math>\bar{\rho}_b</math>, <math>\bar{\rho}_\gamma</math> はバリオンと光子の平均エネルギー密度、<math>a(t)</math>は[[スケール因子 (宇宙論)|スケール因子]]）。バリオン-光子流体はこの音波が時間 <math>t</math> の間に伝播する距離
:<math>r_s ( t ) = \int_0^t c_s ( t' ) a ( t' ) dt' = \frac{ 1 }{ \sqrt{ 3 } } \int_0^t \frac{ c }{ \sqrt{ 1 + R ( t' ) } } dt'</math>
を典型的な波長とする特徴的な密度ゆらぎを持つ<ref name="Matsubara229">{{harvnb|松原隆彦|2014|p=229-234}}</ref>（[[バリオン音響振動]]、BAO）。この密度ゆらぎは晴れ上がり後も残り、[[宇宙の大規模構造]]にもこの波長に対応する密度ゆらぎの痕跡が残される<ref name="Matsubara229"/>。物質の[[パワースペクトル (宇宙論)|パワースペクトル]]に含まれるバリオン音響振動の波長は物質の密度パラメータ <math>\Omega_{m 0}</math> で決まる「宇宙のものさし」として機能するため、その見かけのサイズ（[[角径距離]]）から宇宙論パラメータを観測的に制限する有用なツールとなる{{sfn|松原隆彦|2010|p=218-222,307-308}}。BAOは[[2005年]]に[[スローン・デジタル・スカイサーベイ|SDSS]]によって銀河分布の相関から検出されており<ref name="ref:Eisenstein2005">{{Cite journal|last1=Eisenstein  |first1=D. J. |display-authors=etal |year=2005 |title=Detection of the Baryon Acoustic Peak in the Large‐Scale Correlation Function of SDSS Luminous Red Galaxies |journal=[[The Astrophysical Journal]] |volume=633 issue=2 |pages=560–574 |arxiv=astro-ph/0501171 |bibcode=2005ApJ...633..560E |doi=10.1086/466512}}</ref>、[[2017年]]の{{仮リンク|Dark Energy Survey|en|Dark Energy Survey}}によるBAOの解析<ref>{{Cite journal |author=The Dark Energy Survey Collaboration |title=Dark Energy Survey Year 1 Results: Measurement of the Baryon Acoustic Oscillation scale in the distribution of galaxies to redshift 1 |journal=[[王立天文学会月報|Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |date=2019 |volume=483 |issue=4 |pages=4866-4883 |doi=10.1093/mnras/sty3351 |arxiv=1712.06209}}</ref>もまた加速膨張と無矛盾である。

== 理論的帰結 ==
[[フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量]]を仮定するとき、[[スケール因子 (宇宙論)|スケール因子]] <math>a</math> に関する力学方程式は[[アインシュタイン方程式]]から得られる
:<math>\frac{ \ddot{a} }{ a } = - \frac{ 4 \pi G }{ 3 c^2 } \sum_a ( \rho_a + 3 p_a ) + \frac{ \Lambda }{ 3 }</math>
である。ここで <math>\Lambda</math> は[[宇宙定数]]、<math>\rho_a</math>, <math>p_a</math> は成分 <math>a</math> に関するエネルギー密度および圧力である。ここで宇宙定数がなく、すべての成分が
:<math>\rho_a + 3 p_a > 0</math>
を満足するならば <math>\ddot{a} < 0</math> となり減速膨張宇宙となる<ref name="Matsubara">{{harvnb|松原隆彦|2014|p=78-79}}</ref>。それ故に宇宙の加速膨張は、アインシュタイン重力を仮定すると、正の宇宙定数が存在するか、不等式 <math>\rho_a + 3 p_a > 0</math> を破る何らかのエキゾチックなエネルギー成分が存在しなければならないことを示している。両者の可能性を合わせて、このエネルギー成分は[[ダークエネルギー]]と呼ばれる<ref name="Matsubara"/>。

{{詳細記事|ダークエネルギー}}

=== 宇宙の終焉 ===
ダークエネルギー優勢宇宙では加速膨張が継続し、その振る舞いはダークエネルギーの圧力と密度の比（[[状態方程式 (宇宙論)|状態方程式パラメータ]]） <math>w = p_\Lambda / \rho_\Lambda</math> により特定される。宇宙の加速膨張を引き起こすためには <math>w < - 1/3</math> でなければならない。宇宙定数の場合厳密に <math>w = - 1</math> であり、そのとき宇宙膨張はやがて指数関数的膨張となり、宇宙は永遠に存在し[[熱的死]]を迎えると予想される。しかし <math>w < -1</math> となる[[ファントムエネルギー]]と呼ばれるモデルでは、宇宙は有限の時間で無限の大きさへと膨張し、あらゆる構造が宇宙膨張により破壊されると予想されている（[[ビッグリップ]]）{{sfn|松原隆彦|2010|p=84-85}}。[[Hyper Suprime-Cam]]チームによる[[2018年]]の報告<ref>{{Cite journal |author=Chiaki Hikage ''et al.'' |title=Cosmology from cosmic shear power spectra with Subaru Hyper Suprime-Cam first-year data |journal=[[欧文研究報告|Publications of the Astronomical Society of Japan]] |date=2019 |volume=71 |issue=2 |pages=43 |doi=10.1093/pasj/psz010 |arxiv=1809.09148}}</ref>では[[すばる望遠鏡]]のHSCを用いた弱い[[重力レンズ]]効果の観測に加えてPlanck衛星やBAOのデータを合わせた解析により <math>w = -1.37^{+0.43}_{-0.36}</math> と結論されており、<math>w = -1</math> と無矛盾だがそこからずれている可能性は棄却されていない。

{{詳細記事|宇宙の終焉|ビッグリップ}}

== 関連項目 ==
* [[ハッブル=ルメートルの法則]]
* [[宇宙の年表]]
* [[宇宙論パラメータ]]

== 脚注 ==
{{Reflist}}

==参考文献==
* {{Cite book |和書 |author=松原隆彦 |year=2010 |title=現代宇宙論―時空と物質の共進化 |publisher=東京大学出版会 |isbn=978-4-13-062612-5 |ref=harv}}<!--松原隆彦(2010)-->
* {{Cite book |和書 |author= 松原隆彦 |title=宇宙論の物理 上 |publisher=東京大学出版会 |date=2014-12-26 |isbn=978-4-13-062616-3 |ref=harv}}<!--松原隆彦(2014)-->

{{DEFAULTSORT:うちゆうのかそく}}
[[Category:ビッグバン]]
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