宇宙全体を定義する6つの数字

宇宙全体をどのように研究するのですか?

私の研究は、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) – ビッグバンのかすかなエネルギーの残骸 – と、それを測定することで、宇宙を理解するための道をどのように導くことができるかに焦点を当てています。しかし、宇宙を研究する方法は他にもたくさんあります。宇宙を研究する物理学者は、一般相対性理論から熱力学、素粒子理論まで、あらゆる分野を専門としています。

測定にアクセス可能なほぼすべての波長範囲で、最先端の粒子検出器を使用して観測を行います。観測は、宇宙の近くと最も遠いところから行われます。これらの証拠と理論はすべて、たった 6 つのパラメータを持つ驚くほど単純な宇宙論の標準モデルにまとめることができます。これらは、宇宙全体を定義する数字です。

宇宙の中身

最初の 3 つのパラメーターは、ユニバースの内容について教えてくれます。円グラフの構成要素のように、物質とエネルギーの総収支の割合としてそれらを説明します。最初のパラメータは、通常の物質の量を表します 、または宇宙の原子であり、原子は宇宙のわずか 5% を占めていると言われています.

2 番目のパラメータは、暗黒物質を記述します 、私たちがまだ理解していない新しい基本粒子の一種で、宇宙の 25% を占めています。

驚くべきことに、宇宙マイクロ波背景放射のわずかな温度変動の測定から得られる暗黒物質の量は、星や銀河の運動の観測から推定される値と一致します。ただし、CMB 測定値から得られる値は、はるかに正確です。

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私たちの測定値は、別のことも教えてくれます。 CMB はデカップリングの時代からやってきたからです – 初期の宇宙が、ビッグバンから数十万年後に光子を束縛していた高温のプラズマから解放されるのに十分なほど冷却され、宇宙が透明になったとき – 初期の宇宙に暗黒物質がはっきりと存在していたことがわかります。さらに、私たちを構成する原子は、宇宙の総質量のわずか 6 分の 1 しか占めていないことがわかります。

3 番目のパラメータは、宇宙定数です。 加速膨張する宇宙の根源にある謎の暗黒エネルギー。これは、宇宙の総物質収支とエネルギー収支の 70% を占めています。この暗黒エネルギーが何であるかはわかりませんが、宇宙加速度を通じてその存在を直接測定したため、存在することはわかっています.

星と銀河の形成

4 番目のパラメータは、光学深度です。 、または宇宙を通過する光子に対して宇宙がどれほど不透明であったか。これは、宇宙論の標準モデルのすべてのパラメーターの中で最も天体物理的です。これにより、宇宙における最初の星の形成とその後の爆発、および最初の銀河の形成の複雑なプロセス全体について、かなり乏しい知識を捉えることができます。

これらの初期の星や銀河からの強烈な光は、宇宙に蔓延していた水素を構成要素の陽子と電子に分解し、 再電離 を引き起こしました。 宇宙の。このプロセスでは、CMB 光子 (デカップリング時に放出された光子) の約 5 ～ 8% が​​再散乱されました。

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例えを使うと、宇宙が以前は透明だったことを考えると、少し霧が入ったかのようです。それほど多くはありませんが、遠くの海岸を見ることができましたが、視界は減少しました。興味深いことに、宇宙の光学的深さを決定するには、偏光を測定します。 CMBの。

偏光は、強度と波長とともに、光波の 3 つの特性の 1 つです。偏光は、光波が振動している方向を指定します。たとえば、車のボンネットで反射した光は水平偏光です。つまり、光波は水平方向に前後に振動します。偏光サングラスは、この振動方向とそれに関連する反射グレアをブロックします。

同様に、再イオン化のプロセスによって解放された電子は、CMB 光子を散乱および分極させます。偏光された「サングラス」の有無にかかわらず CMB を見ることができれば、わずかに異なって見えることがわかるでしょう。

量子ゆらぎ

最後の 2 つのパラメーターは、現在宇宙で観測されているすべての構造を生み出した微細なゆらぎの種を表しています。宇宙の完全なモデル (小さな量子ゆらぎから始まり、直径 2500 万光年を測定する球体の物質のゆらぎがどうなるかをうまく予測したモデル) があれば、これら 2 つのパラメーターのいずれかを取り除くことができます。

残念ながら、私たちは宇宙がどのように進化したかを理解するための非常に成功したフレームワークを持っていますが、まだすべての接続を知っているわけではないため、パラメーターとしてそれを必要とします.

これは原始パワースペクトルと呼ばれます そしてそれは、三次元空間における宇宙の密度の変動を説明しています。非常に初期の宇宙では、これらの変動は小さかったが、宇宙が拡大するにつれて、これらの密度の変動は宇宙全体で大きくなった.

原始宇宙にわずかに密度の高い領域があった場所では、物質が集まり続け、銀河または銀河団を見ることができます。密度の低い他の地域では、ほとんど何も見えません。

スカラー スペクトル インデックスと呼ばれる残りのパラメータ 、理解するのが最も難しいですが、宇宙の誕生への最良の窓でもあります.それは、初期の宇宙に存在した小さなエネルギー変動である原始ゆらぎが角度スケールにどのように依存しているかを教えてくれます .

これをよりよく理解するために、音楽のアナロジーを使用しましょう。この最終的な宇宙論的パラメーターにより、「ホワイト ノイズ」と、たとえば「ピンク ノイズ」を区別することができます。この場合、低音 (大きな角度スケールに類似) は、高音 (小さな角度スケールに類似) よりもラウドネスがやや大きくなります。

宇宙論の詳細:

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CMB を使用すると、原始的なゆらぎの振幅が小さい角度スケールよりも大きい角度スケールの方がわずかに大きいことがわかります。別の言い方をすれば、原初のコズミック ノイズはわずかにピンク色です。

これらの 6 つのパラメーターがあれば、CMB だけでなく 任意の の特性を計算できます。 私たちがやりたい宇宙論的測定。たとえば、宇宙の年齢を計算できます:138 億年 (4000 万年かかるかどうか)。

唯一の最も制約的な観測は、CMB の異方性、つまり温度のわずかな変動です。ただし、宇宙論の標準モデルは、物理学と天文学のすべての分野からのすべての測定値と一致しています。

要するに、宇宙をどのように見ても、銀河の調査、星の爆発、軽元素の豊富さ、銀河の速度、またはCMBを通して、上記の6つのパラメータだけが必要です。私たちが観察する宇宙を説明するための物理的プロセス

物事をこれほど単純かつ定量的に説明できるとはどういう意味でしょうか?これは、宇宙の断片がどのように組み合わさって全体を形成するかを理解していることを意味します。私たちは自然界の深いつながりを理解しています。

これは、異なる議論によってではなく、自然のより多くの側面を説明するより優れた定量的モデルによって、私たちが間違っていることを証明できることを意味します。これほど簡単に、完全に、そしてこれほど高い精度で記述できる、科学者によって研究されたシステムはほとんどありません。観測可能な宇宙がその 1 つであることは幸運です。

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