理解への情熱
再電離：暗黒時代の終焉
最初の星や銀河からの紫外線がどのように水素を再電離し、宇宙を再び透明にしたか 宇宙の歴史のタイムラインにおいて、reionizationは、いわゆるDark Agesの終わりを示します。これは再結合後の時期で、宇宙は中性の水素原子で満たされ、まだ光を放つ天体が形成されていませんでした。最初の星、銀河、クエーサーが輝き始めると、それらの高エネルギー（主に紫外線）光子が周囲の水素ガスをionizedし、中性の銀河間物質（IGM）を高度に電離したプラズマに変えました。この出来事はcosmic reionizationとして知られ、宇宙の大規模な透明性を根本的に変え、今日私たちが観測する完全に照らされた宇宙の舞台を整えました。 この記事では、以下の内容を探ります： 再結合後の中性宇宙 最初の光：第III世代星、初期銀河、そしてクエーサー イオン化過程とバブル タイムラインと観測的証拠 未解決の問題と継続的な研究 現代宇宙論における再電離の重要性 2. 再結合後の中性宇宙 2.1 暗黒時代 ビッグバン後約38万年（再結合の時期）から最初の明るい構造が形成されるまで（およそ1億～2億年後）、宇宙は主に中性で、ビッグバン核合成で残された水素とヘリウムで構成されていました。この期間は、星や銀河が存在せず、冷却する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）以外に新たな光源がなかったため、暗黒時代と呼ばれています。 2.2 中性水素の優勢 暗黒時代には、銀河間物質（IGM）はほぼ完全に中性水素（H I）で満たされていました。これは中性水素が紫外線光子を非常に効果的に吸収するため重要です。やがて物質がダークマターハローに集まり、原始ガス雲が崩壊すると、最初の第III世代星が形成され始めました。これらの強烈な放射はすぐにIGMの状態を永遠に変えることになりました。 3. 最初の光：第III世代星、初期銀河、そしてクエーサー 3.1 第III世代星（Population III Stars） 理論は、最初の星である第III世代星（Population III stars）は金属を含まず（ほぼ水素とヘリウムのみで構成）、非常に大質量であった可能性が高いと予測しています。質量は数十から数百太陽質量に及ぶかもしれません。これらの星の形成は、暗黒時代から宇宙の夜明け（Cosmic Dawn）への移行を告げました。これらの星は水素をイオン化できる大量の紫外線（UV）放射を放出しました。...
再電離：暗黒時代の終焉
最初の星や銀河からの紫外線がどのように水素を再電離し、宇宙を再び透明にしたか 宇宙の歴史のタイムラインにおいて、reionizationは、いわゆるDark Agesの終わりを示します。これは再結合後の時期で、宇宙は中性の水素原子で満たされ、まだ光を放つ天体が形成されていませんでした。最初の星、銀河、クエーサーが輝き始めると、それらの高エネルギー（主に紫外線）光子が周囲の水素ガスをionizedし、中性の銀河間物質（IGM）を高度に電離したプラズマに変えました。この出来事はcosmic reionizationとして知られ、宇宙の大規模な透明性を根本的に変え、今日私たちが観測する完全に照らされた宇宙の舞台を整えました。 この記事では、以下の内容を探ります： 再結合後の中性宇宙 最初の光：第III世代星、初期銀河、そしてクエーサー イオン化過程とバブル タイムラインと観測的証拠 未解決の問題と継続的な研究 現代宇宙論における再電離の重要性 2. 再結合後の中性宇宙 2.1 暗黒時代 ビッグバン後約38万年（再結合の時期）から最初の明るい構造が形成されるまで（およそ1億～2億年後）、宇宙は主に中性で、ビッグバン核合成で残された水素とヘリウムで構成されていました。この期間は、星や銀河が存在せず、冷却する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）以外に新たな光源がなかったため、暗黒時代と呼ばれています。 2.2 中性水素の優勢 暗黒時代には、銀河間物質（IGM）はほぼ完全に中性水素（H I）で満たされていました。これは中性水素が紫外線光子を非常に効果的に吸収するため重要です。やがて物質がダークマターハローに集まり、原始ガス雲が崩壊すると、最初の第III世代星が形成され始めました。これらの強烈な放射はすぐにIGMの状態を永遠に変えることになりました。 3. 最初の光：第III世代星、初期銀河、そしてクエーサー 3.1 第III世代星（Population III Stars） 理論は、最初の星である第III世代星（Population III stars）は金属を含まず（ほぼ水素とヘリウムのみで構成）、非常に大質量であった可能性が高いと予測しています。質量は数十から数百太陽質量に及ぶかもしれません。これらの星の形成は、暗黒時代から宇宙の夜明け（Cosmic Dawn）への移行を告げました。これらの星は水素をイオン化できる大量の紫外線（UV）放射を放出しました。...
暗黒時代と最初の構造
星が存在する前の時代で、物質が重力的に凝集してより密な領域を形成し始めた期間 再結合の時代の後、宇宙が放射線に対して透明になり、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）が放出された後、ダークエイジと呼ばれる長期間の時代が訪れました。この期間中、まだ光を放つ天体（星やクエーサー）は存在せず、宇宙は文字通り暗闇でした。可視光がないにもかかわらず、重要な過程が進行していました：物質（主に水素、ヘリウム、そしてダークマター）が重力的に凝集し始め、最初の星、銀河、大規模構造の形成の舞台が整えられたのです。 この記事では以下を探ります： ダークエイジを定義するもの 再結合後の宇宙の冷却 密度揺らぎの成長 構造形成におけるダークマターの役割 宇宙の夜明け：最初の星の出現 観測上の課題と探査 現代宇宙論への影響 1. 暗黒時代の定義 時間範囲：ビッグバン後約38万年（再結合の終わり）から、最初の星が形成され始めたと考えられる約1億～2億年まで。 中性宇宙：再結合後、ほぼすべての陽子と電子が中性原子（主に水素）に結合しました。 顕著な光源なし：星やクエーサーが存在しなかったため、宇宙には新たな明るい放射源がなく、ほとんどの電磁波長で事実上見えませんでした。 暗黒時代の間、宇宙マイクロ波背景放射の光子は自由に宇宙を旅し、膨張により冷却され続けました。しかし、これらの光子はマイクロ波領域に赤方偏移しており、その時点での照明への寄与は最小限でした。 2. 再結合後の宇宙の冷却 2.1 温度の進化 再結合後（温度が約3,000 Kのとき）、宇宙は膨張を続け、温度はさらに低下しました。暗黒時代に入る頃には、背景光子の温度は数十から数百ケルビンの範囲でした。中性水素原子が支配的で、ヘリウムはより小さな割合（質量比で約24%）を占めていました。 2.2 イオン化率 自由電子のごく一部（約1万分の1以下）が残留過程や高温ガスの痕跡によりイオン化状態を保っていました。この小さな割合はエネルギー移動や化学反応に微妙な役割を果たしましたが、全体として宇宙は主に中性であり、以前のイオン化プラズマ状態とは大きく異なっていました。 3. 密度揺らぎの成長 3.1 初期宇宙からの種 小さな密度擾乱—CMBの温度異方性として観測される—は、インフレーション中の量子ゆらぎによって種がまかれました（インフレーション理論が正しければ）。再結合後、これらの擾乱は物質のわずかな過密度と過疎度を表していました。...
暗黒時代と最初の構造
星が存在する前の時代で、物質が重力的に凝集してより密な領域を形成し始めた期間 再結合の時代の後、宇宙が放射線に対して透明になり、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）が放出された後、ダークエイジと呼ばれる長期間の時代が訪れました。この期間中、まだ光を放つ天体（星やクエーサー）は存在せず、宇宙は文字通り暗闇でした。可視光がないにもかかわらず、重要な過程が進行していました：物質（主に水素、ヘリウム、そしてダークマター）が重力的に凝集し始め、最初の星、銀河、大規模構造の形成の舞台が整えられたのです。 この記事では以下を探ります： ダークエイジを定義するもの 再結合後の宇宙の冷却 密度揺らぎの成長 構造形成におけるダークマターの役割 宇宙の夜明け：最初の星の出現 観測上の課題と探査 現代宇宙論への影響 1. 暗黒時代の定義 時間範囲：ビッグバン後約38万年（再結合の終わり）から、最初の星が形成され始めたと考えられる約1億～2億年まで。 中性宇宙：再結合後、ほぼすべての陽子と電子が中性原子（主に水素）に結合しました。 顕著な光源なし：星やクエーサーが存在しなかったため、宇宙には新たな明るい放射源がなく、ほとんどの電磁波長で事実上見えませんでした。 暗黒時代の間、宇宙マイクロ波背景放射の光子は自由に宇宙を旅し、膨張により冷却され続けました。しかし、これらの光子はマイクロ波領域に赤方偏移しており、その時点での照明への寄与は最小限でした。 2. 再結合後の宇宙の冷却 2.1 温度の進化 再結合後（温度が約3,000 Kのとき）、宇宙は膨張を続け、温度はさらに低下しました。暗黒時代に入る頃には、背景光子の温度は数十から数百ケルビンの範囲でした。中性水素原子が支配的で、ヘリウムはより小さな割合（質量比で約24%）を占めていました。 2.2 イオン化率 自由電子のごく一部（約1万分の1以下）が残留過程や高温ガスの痕跡によりイオン化状態を保っていました。この小さな割合はエネルギー移動や化学反応に微妙な役割を果たしましたが、全体として宇宙は主に中性であり、以前のイオン化プラズマ状態とは大きく異なっていました。 3. 密度揺らぎの成長 3.1 初期宇宙からの種 小さな密度擾乱—CMBの温度異方性として観測される—は、インフレーション中の量子ゆらぎによって種がまかれました（インフレーション理論が正しければ）。再結合後、これらの擾乱は物質のわずかな過密度と過疎度を表していました。...
再結合と最初の原子
電子が原子核に結合し、中性の宇宙の「暗黒時代」を迎えた経緯 ビッグバン後、宇宙は最初の数十万年間、陽子と電子がプラズマ状のスープとして存在し、光子をあらゆる方向に散乱させる高温高密度の状態にありました。この期間、物質と放射は密接に結びついていたため、宇宙は不透明でした。やがて宇宙が膨張し冷却されると、これらの自由陽子と電子が結合して中性原子を形成する過程、すなわち再結合が起こりました。再結合により光子を散乱させる自由電子の数が劇的に減少し、光が初めて宇宙を妨げられずに通過できるようになりました。 この重要な転換は、私たちが観測できる最古の光である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の出現を示し、星やその他の明るい光源がまだ形成されていない「暗黒時代」の始まりを告げました。この記事では以下を探ります： 初期宇宙の高温プラズマ状態 再結合の背後にある物理過程 最初の原子が形成されるために必要なタイミングと温度条件 宇宙の透明化とCMBの誕生 「暗黒時代」とそれが最初の星や銀河の舞台をどのように整えたか 再結合の物理を理解することで、私たちは今日観測する宇宙がなぜそうなっているのか、そして原始物質がどのようにして星や銀河、生命といった複雑な構造へと進化したのかについて重要な洞察を得ることができます。 2. 初期のプラズマ状態 2.1 高温のイオン化スープ 最も初期の段階、すなわちビッグバンから約38万年までの間、宇宙は高密度で高温、電子、陽子、ヘリウム核、光子（および微量の他の軽い核種）からなるプラズマで満たされていました。エネルギー密度が非常に高かったため、自由電子と陽子は頻繁に衝突し、光子も絶えず散乱されていました。この高い衝突率と散乱により、宇宙は実質的に不透明でした： 光子は自由電子による散乱（トムソン散乱）を受けるため、遠くまで移動できませんでした。 陽子と電子は、プラズマ中での頻繁な衝突と高い熱エネルギーのため、ほとんど結合しませんでした。 2.2 温度と膨張 宇宙が膨張するにつれて、その温度 (T) はスケールファクター a(t) の逆数にほぼ比例して低下しました。ビッグバンの後、宇宙は数十億ケルビンから数十万年の時間スケールで数千ケルビン程度まで冷却されました。この冷却過程によって、最終的に陽子が電子と結合できるようになりました。 3. 再結合の過程 3.1 中性水素の形成 再結合という用語は少し誤解を招きます—これは電子と核が初めて結合した時であり（接頭辞「re-」は歴史的なものです）。主な経路は陽子が電子を捕獲して中性水素を形成することでした： p +...
再結合と最初の原子
電子が原子核に結合し、中性の宇宙の「暗黒時代」を迎えた経緯 ビッグバン後、宇宙は最初の数十万年間、陽子と電子がプラズマ状のスープとして存在し、光子をあらゆる方向に散乱させる高温高密度の状態にありました。この期間、物質と放射は密接に結びついていたため、宇宙は不透明でした。やがて宇宙が膨張し冷却されると、これらの自由陽子と電子が結合して中性原子を形成する過程、すなわち再結合が起こりました。再結合により光子を散乱させる自由電子の数が劇的に減少し、光が初めて宇宙を妨げられずに通過できるようになりました。 この重要な転換は、私たちが観測できる最古の光である宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の出現を示し、星やその他の明るい光源がまだ形成されていない「暗黒時代」の始まりを告げました。この記事では以下を探ります： 初期宇宙の高温プラズマ状態 再結合の背後にある物理過程 最初の原子が形成されるために必要なタイミングと温度条件 宇宙の透明化とCMBの誕生 「暗黒時代」とそれが最初の星や銀河の舞台をどのように整えたか 再結合の物理を理解することで、私たちは今日観測する宇宙がなぜそうなっているのか、そして原始物質がどのようにして星や銀河、生命といった複雑な構造へと進化したのかについて重要な洞察を得ることができます。 2. 初期のプラズマ状態 2.1 高温のイオン化スープ 最も初期の段階、すなわちビッグバンから約38万年までの間、宇宙は高密度で高温、電子、陽子、ヘリウム核、光子（および微量の他の軽い核種）からなるプラズマで満たされていました。エネルギー密度が非常に高かったため、自由電子と陽子は頻繁に衝突し、光子も絶えず散乱されていました。この高い衝突率と散乱により、宇宙は実質的に不透明でした： 光子は自由電子による散乱（トムソン散乱）を受けるため、遠くまで移動できませんでした。 陽子と電子は、プラズマ中での頻繁な衝突と高い熱エネルギーのため、ほとんど結合しませんでした。 2.2 温度と膨張 宇宙が膨張するにつれて、その温度 (T) はスケールファクター a(t) の逆数にほぼ比例して低下しました。ビッグバンの後、宇宙は数十億ケルビンから数十万年の時間スケールで数千ケルビン程度まで冷却されました。この冷却過程によって、最終的に陽子が電子と結合できるようになりました。 3. 再結合の過程 3.1 中性水素の形成 再結合という用語は少し誤解を招きます—これは電子と核が初めて結合した時であり（接頭辞「re-」は歴史的なものです）。主な経路は陽子が電子を捕獲して中性水素を形成することでした： p +...
ダークエネルギー：宇宙加速を駆動する謎
ダークエネルギーは宇宙の膨張を加速させている謎の成分です。宇宙の総エネルギー密度の大部分を占めているにもかかわらず、その正確な性質は現代物理学と宇宙論における最大の未解決問題の一つです。1990年代後半に遠方の超新星の観測を通じて発見されて以来、ダークエネルギーは宇宙の進化に対する理解を一変させ、理論的および観測的な両面での激しい研究を促進しています。 この記事では以下を探ります： 歴史的背景と宇宙定数 Type Ia Supernovaeからの証拠 補完的な探査：CMBと大規模構造 ダークエネルギーの本質：ΛCDMと代替案 観測上の緊張と現在の議論 将来の展望と実験 結論的な考察 1. 歴史的背景と宇宙定数 1.1 アインシュタインの「最大の失敗」 1917年、一般相対性理論を定式化した直後に、アルベルト・アインシュタインは場の方程式に宇宙定数（Λ）と呼ばれる項を導入しました[1]。当時の一般的な信念は静的で永遠の宇宙でした。アインシュタインは宇宙規模での重力の引力を均衡させるためにΛを加え、静的な解を保証しました。しかし1929年、エドウィン・ハッブルが銀河が我々から遠ざかっていることを示し、宇宙が膨張していることを示唆しました。アインシュタインは後に宇宙定数を「最大の失敗」と呼び、膨張宇宙が受け入れられた後は不要だと考えたと伝えられています。 1.2 ゼロでないΛの初期の兆候 アインシュタインの後悔にもかかわらず、ゼロでない宇宙定数の考えは消えませんでした。その後の数十年間、物理学者たちは量子場理論の文脈でこれを検討しました。ここでは真空エネルギーが空間自体のエネルギー密度に寄与する可能性があります。しかし、20世紀後半まで、宇宙の膨張が加速しているという強い観測的証拠はなく、Λは確立された現実というよりは興味深い可能性のままでした。 2. Type Ia Supernovaeからの証拠 2.1 加速する宇宙（1990年代後半） 1990年代後半、2つの独立した共同研究チームであるHigh-Z Supernova Search TeamとSupernova Cosmology...
ダークエネルギー：宇宙加速を駆動する謎
ダークエネルギーは宇宙の膨張を加速させている謎の成分です。宇宙の総エネルギー密度の大部分を占めているにもかかわらず、その正確な性質は現代物理学と宇宙論における最大の未解決問題の一つです。1990年代後半に遠方の超新星の観測を通じて発見されて以来、ダークエネルギーは宇宙の進化に対する理解を一変させ、理論的および観測的な両面での激しい研究を促進しています。 この記事では以下を探ります： 歴史的背景と宇宙定数 Type Ia Supernovaeからの証拠 補完的な探査：CMBと大規模構造 ダークエネルギーの本質：ΛCDMと代替案 観測上の緊張と現在の議論 将来の展望と実験 結論的な考察 1. 歴史的背景と宇宙定数 1.1 アインシュタインの「最大の失敗」 1917年、一般相対性理論を定式化した直後に、アルベルト・アインシュタインは場の方程式に宇宙定数（Λ）と呼ばれる項を導入しました[1]。当時の一般的な信念は静的で永遠の宇宙でした。アインシュタインは宇宙規模での重力の引力を均衡させるためにΛを加え、静的な解を保証しました。しかし1929年、エドウィン・ハッブルが銀河が我々から遠ざかっていることを示し、宇宙が膨張していることを示唆しました。アインシュタインは後に宇宙定数を「最大の失敗」と呼び、膨張宇宙が受け入れられた後は不要だと考えたと伝えられています。 1.2 ゼロでないΛの初期の兆候 アインシュタインの後悔にもかかわらず、ゼロでない宇宙定数の考えは消えませんでした。その後の数十年間、物理学者たちは量子場理論の文脈でこれを検討しました。ここでは真空エネルギーが空間自体のエネルギー密度に寄与する可能性があります。しかし、20世紀後半まで、宇宙の膨張が加速しているという強い観測的証拠はなく、Λは確立された現実というよりは興味深い可能性のままでした。 2. Type Ia Supernovaeからの証拠 2.1 加速する宇宙（1990年代後半） 1990年代後半、2つの独立した共同研究チームであるHigh-Z Supernova Search TeamとSupernova Cosmology...
ダークマター：宇宙の隠された質量を明らかにする
ダークマターは、現代の天体物理学と宇宙論における最も魅力的な謎の一つです。宇宙の物質の大部分を占めているにもかかわらず、その根本的な性質は依然として解明されていません。ダークマターは、検出可能なレベルで光を放出、吸収、反射しないため、電磁放射に依存する望遠鏡には見えず（「暗い」）、しかし銀河、銀河団、そして宇宙の大規模構造に対するその重力効果は否定できません。 この記事では、以下のことを探ります： 歴史的な手がかりと初期の観察 銀河の回転曲線と銀河団からの証拠 宇宙論的および重力レンズの証拠 ダークマター粒子候補 実験的探索：直接検出、間接検出、加速器 未解決の疑問と今後の展望 1. 歴史的手がかりと初期の観測 1.1 Fritz Zwickyと失われた質量（1930年代） ダークマターの最初の強いヒントは1930年代初頭のFritz Zwickyから来ました。彼はComa Clusterの銀河を研究し、クラスターメンバーの速度を測定し、ビリアル定理（束縛系の平均運動エネルギーとポテンシャルエネルギーの関係）を適用しました。彼は銀河が非常に速く動いていることを発見し、星やガスに見られる質量だけではクラスタが分散してしまうはずだと結論づけました。重力的に束縛され続けるためには、多くの「失われた質量」が必要であり、Zwickyはこれを「Dunkle Materie」（ドイツ語で「暗黒物質」）と呼びました[1]。 結論: 銀河団は見える以上の質量を含んでおり、広大な見えない成分の存在を示唆しています。 1.2 初期の懐疑論 何十年もの間、多くの天体物理学者は非光学的物質の膨大な量の概念に慎重でした。彼らの中には、薄暗い星や他の暗い天体の大集団、あるいは重力の法則の修正などの代替説明を好む者もいました。しかし、その後の証拠が積み重なるにつれて、ダークマターは宇宙論の中心的な柱となりました。 2. 銀河の回転曲線と銀河団からの証拠 2.1 Vera Rubinと銀河の回転曲線 1960年代と1970年代に大きな転機が訪れました。Vera RubinとKent Fordは、アンドロメダ銀河（M31）を含む渦巻銀河の回転曲線を測定しました[2]。ニュートン力学によれば、銀河の中心から遠く離れた星は、銀河の質量が中央のバルジに集中している場合、より遅く動くはずです。しかし、Rubinは星の回転速度が可視物質が減少する領域をはるかに超えても一定、あるいは上昇することを発見しました。...
ダークマター：宇宙の隠された質量を明らかにする
ダークマターは、現代の天体物理学と宇宙論における最も魅力的な謎の一つです。宇宙の物質の大部分を占めているにもかかわらず、その根本的な性質は依然として解明されていません。ダークマターは、検出可能なレベルで光を放出、吸収、反射しないため、電磁放射に依存する望遠鏡には見えず（「暗い」）、しかし銀河、銀河団、そして宇宙の大規模構造に対するその重力効果は否定できません。 この記事では、以下のことを探ります： 歴史的な手がかりと初期の観察 銀河の回転曲線と銀河団からの証拠 宇宙論的および重力レンズの証拠 ダークマター粒子候補 実験的探索：直接検出、間接検出、加速器 未解決の疑問と今後の展望 1. 歴史的手がかりと初期の観測 1.1 Fritz Zwickyと失われた質量（1930年代） ダークマターの最初の強いヒントは1930年代初頭のFritz Zwickyから来ました。彼はComa Clusterの銀河を研究し、クラスターメンバーの速度を測定し、ビリアル定理（束縛系の平均運動エネルギーとポテンシャルエネルギーの関係）を適用しました。彼は銀河が非常に速く動いていることを発見し、星やガスに見られる質量だけではクラスタが分散してしまうはずだと結論づけました。重力的に束縛され続けるためには、多くの「失われた質量」が必要であり、Zwickyはこれを「Dunkle Materie」（ドイツ語で「暗黒物質」）と呼びました[1]。 結論: 銀河団は見える以上の質量を含んでおり、広大な見えない成分の存在を示唆しています。 1.2 初期の懐疑論 何十年もの間、多くの天体物理学者は非光学的物質の膨大な量の概念に慎重でした。彼らの中には、薄暗い星や他の暗い天体の大集団、あるいは重力の法則の修正などの代替説明を好む者もいました。しかし、その後の証拠が積み重なるにつれて、ダークマターは宇宙論の中心的な柱となりました。 2. 銀河の回転曲線と銀河団からの証拠 2.1 Vera Rubinと銀河の回転曲線 1960年代と1970年代に大きな転機が訪れました。Vera RubinとKent Fordは、アンドロメダ銀河（M31）を含む渦巻銀河の回転曲線を測定しました[2]。ニュートン力学によれば、銀河の中心から遠く離れた星は、銀河の質量が中央のバルジに集中している場合、より遅く動くはずです。しかし、Rubinは星の回転速度が可視物質が減少する領域をはるかに超えても一定、あるいは上昇することを発見しました。...
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）
ビッグバンから約38万年後に宇宙が透明になったときの遺物放射 宇宙マイクロ波背景放射（CMB）は、宇宙で観測可能な最も古い光としてしばしば説明されます。これは、ほぼ均一な微かな輝きで宇宙全体に満ちています。これはビッグバンから約38万年後の重要な時代に起源を持ち、電子と陽子の原始プラズマが中性原子を形成した時期です。この時期以前は、光子は自由電子に頻繁に散乱されていたため、宇宙は不透明でした。十分な数の中性原子が形成されると散乱は減少し、光子は自由に移動できるようになりました。この瞬間を再結合と呼びます。この時期に放出された光子はそれ以来宇宙を旅し続け、宇宙の膨張に伴い徐々に冷却され波長が伸びています。 現在、これらの光子は約2.725 Kのほぼ完全な黒体スペクトルを持つマイクロ波放射として検出されています。CMBの研究は宇宙論に革命をもたらし、銀河の種となった初期の密度ゆらぎから基本的な宇宙論パラメータの正確な値に至るまで、宇宙の組成、幾何学、進化に関する洞察を提供しています。 この記事では、以下を取り上げます： 歴史的発見 再結合前後の宇宙 CMBの主要な特性 異方性とパワースペクトル 主要なCMB実験 CMBからの宇宙論的制約 現在および将来のミッション 結論 2. 歴史的発見 2.1 理論的予測 初期宇宙が高温高密度であったという考えは、1940年代のGeorge Gamow、Ralph Alpher、およびRobert Hermanの研究に遡ります。彼らは、宇宙が「熱いビッグバン」で始まったならば、その時代に放出された放射線は今も存在し、冷却されて赤方偏移し、マイクロ波領域にあるはずだと気づきました。彼らは数ケルビンの温度での黒体スペクトルを予測しましたが、これらの予測は当初、広範な実験的注目を集めませんでした。 2.2 観測的発見 1964年から1965年にかけて、ベル研究所のアルノー・ペンジアスとロバート・ウィルソンは、高感度のホーン型無線アンテナのノイズ源を調査していました。彼らは全方向で同じで、校正努力にもかかわらず減少しない持続的な背景ノイズを偶然発見しました。同時に、プリンストン大学のグループ（リーダーはロバート・ディッケとジム・ピーブルズ）は、初期宇宙からの予測された「残留放射」を探す準備をしていました。両グループが連絡を取り合った結果、ペンジアスとウィルソンがCMBを発見したことが明らかになりました（Penzias & Wilson, 1965 [1]）。この発見により彼らは1978年のノーベル物理学賞を受賞し、ビッグバンモデルが宇宙起源の主要理論として確立されました。 3. 再結合の前後の宇宙...
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）
ビッグバンから約38万年後に宇宙が透明になったときの遺物放射 宇宙マイクロ波背景放射（CMB）は、宇宙で観測可能な最も古い光としてしばしば説明されます。これは、ほぼ均一な微かな輝きで宇宙全体に満ちています。これはビッグバンから約38万年後の重要な時代に起源を持ち、電子と陽子の原始プラズマが中性原子を形成した時期です。この時期以前は、光子は自由電子に頻繁に散乱されていたため、宇宙は不透明でした。十分な数の中性原子が形成されると散乱は減少し、光子は自由に移動できるようになりました。この瞬間を再結合と呼びます。この時期に放出された光子はそれ以来宇宙を旅し続け、宇宙の膨張に伴い徐々に冷却され波長が伸びています。 現在、これらの光子は約2.725 Kのほぼ完全な黒体スペクトルを持つマイクロ波放射として検出されています。CMBの研究は宇宙論に革命をもたらし、銀河の種となった初期の密度ゆらぎから基本的な宇宙論パラメータの正確な値に至るまで、宇宙の組成、幾何学、進化に関する洞察を提供しています。 この記事では、以下を取り上げます： 歴史的発見 再結合前後の宇宙 CMBの主要な特性 異方性とパワースペクトル 主要なCMB実験 CMBからの宇宙論的制約 現在および将来のミッション 結論 2. 歴史的発見 2.1 理論的予測 初期宇宙が高温高密度であったという考えは、1940年代のGeorge Gamow、Ralph Alpher、およびRobert Hermanの研究に遡ります。彼らは、宇宙が「熱いビッグバン」で始まったならば、その時代に放出された放射線は今も存在し、冷却されて赤方偏移し、マイクロ波領域にあるはずだと気づきました。彼らは数ケルビンの温度での黒体スペクトルを予測しましたが、これらの予測は当初、広範な実験的注目を集めませんでした。 2.2 観測的発見 1964年から1965年にかけて、ベル研究所のアルノー・ペンジアスとロバート・ウィルソンは、高感度のホーン型無線アンテナのノイズ源を調査していました。彼らは全方向で同じで、校正努力にもかかわらず減少しない持続的な背景ノイズを偶然発見しました。同時に、プリンストン大学のグループ（リーダーはロバート・ディッケとジム・ピーブルズ）は、初期宇宙からの予測された「残留放射」を探す準備をしていました。両グループが連絡を取り合った結果、ペンジアスとウィルソンがCMBを発見したことが明らかになりました（Penzias & Wilson, 1965 [1]）。この発見により彼らは1978年のノーベル物理学賞を受賞し、ビッグバンモデルが宇宙起源の主要理論として確立されました。 3. 再結合の前後の宇宙...