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定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん (ていじょううちゅうろん、steady-state cosmology)とは、1948年 ねん にフレッド・ホイル 、トーマス・ゴールド 、ヘルマン・ボンディ らによって提唱 ていしょう された宇宙 うちゅう 論 ろん のモデルであり、(宇宙 うちゅう は膨張 ぼうちょう しているが)無 む からの物質 ぶっしつ の創 そう 生 せい により、任意 にんい の空間 くうかん の質量 しつりょう (大雑把 おおざっぱ に言 い えば宇宙 うちゅう 空間 くうかん に分布 ぶんぷ する銀河 ぎんが の数 かず )は常 つね に一定 いってい に保 たも たれ、宇宙 うちゅう の基本 きほん 的 てき な構造 こうぞう は時間 じかん によって変化 へんか することはない、とするものである。
2005年 ねん 現在 げんざい 、ビッグバン 理論 りろん (ビッグバン仮説 かせつ )が有力 ゆうりょく と考 かんが えられることが多 おお く、支持 しじ する多 おお くの科学 かがく 者 しゃ らから「標準 ひょうじゅん 的 てき 宇宙 うちゅう 論 ろん モデル」と呼 よ ばれており、このような立場 たちば からは定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん は「非 ひ 標準 ひょうじゅん 的 てき 宇宙 うちゅう 論 ろん (non-standard cosmology)」の一 ひと つと見 み なされている。
定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん における宇宙 うちゅう [ 編集 へんしゅう ]
定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん の時空 じくう (縦 たて 軸 じく が時間 じかん 、横 よこ 軸 じく が空間 くうかん )。定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん では空間 くうかん はインフレーション宇宙 うちゅう のように指数 しすう 関数 かんすう 的 てき に急速 きゅうそく に拡大 かくだい しており、空間 くうかん の間 あいだ から物質 ぶっしつ が新 あら たに生 う まれているのだと考 かんが えた。このとき、湾曲 わんきょく した光 ひかり 円錐 えんすい (黄色 おうしょく )に沿 そ って無限 むげん の過去 かこ から地球 ちきゅう に太古 たいこ の星 ほし の光 ひかり がやってくることになるが、この見方 みかた は宇宙 うちゅう 背景 はいけい 放射 ほうしゃ をうまく説明 せつめい できなかった。
定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん は、一般 いっぱん 相対性理論 そうたいせいりろん の下 した では静的 せいてき な宇宙 うちゅう は存在 そんざい できないという理論 りろん 的 てき 計算 けいさん や、宇宙 うちゅう が膨張 ぼうちょう していることを示 しめ すエドウィン・ハッブル の観測 かんそく を受 う けて考 かんが え出 だ された。定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん では、宇宙 うちゅう は膨張 ぼうちょう しているにもかかわらず時間 じかん とともに変化 へんか しないと主張 しゅちょう する。この主張 しゅちょう が成 な り立 た つためには、宇宙 うちゅう の密度 みつど を不変 ふへん に保 たも つために新 あら たな物質 ぶっしつ が時間 じかん とともに絶 た えず生成 せいせい されている必要 ひつよう がある。
この理論 りろん で必要 ひつよう な物質 ぶっしつ 生成 せいせい の速度 そくど は、1年間 ねんかん に1km3 あたりおよそ水素 すいそ 原子 げんし 1個 いっこ 程度 ていど という非常 ひじょう に小 ちい さな割合 わりあい で十分 じゅうぶん なため、このような物質 ぶっしつ 生成 せいせい が直接 ちょくせつ 観測 かんそく されていないことはこの理論 りろん の問題 もんだい にはならない。新 あら たに物質 ぶっしつ が生 う まれるということからエネルギー保存 ほぞん の法則 ほうそく を破 やぶ ってはいるものの、定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん には多 おお くの魅力 みりょく 的 てき な特徴 とくちょう がある。最 もっと も特筆 とくひつ すべき性質 せいしつ は、この理論 りろん では宇宙 うちゅう の始 はじ まりを必要 ひつよう としない点 てん である。
ビッグバン理論 りろん では、宇宙 うちゅう の爆発 ばくはつ 的 てき な膨張 ぼうちょう に伴 ともな って中性 ちゅうせい 水素 すいそ が大量 たいりょう に生成 せいせい し、それが現在 げんざい 見 み られる銀河 ぎんが を形成 けいせい したと説 と くが、定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 空間 くうかん においては銀河 ぎんが はどのように形成 けいせい されるのか。
各 かく 銀河 ぎんが は宇宙 うちゅう 空間 くうかん の膨張 ぼうちょう に伴 ともな う動 うご きと同時 どうじ に固有 こゆう 運動 うんどう も行 おこな っているが、その空間 くうかん の中 なか には希薄 きはく な中性 ちゅうせい 水素 すいそ ガスがあり、銀河 ぎんが は船 ふね が水面 すいめん を行 い くように水素 すいそ ガスの中 なか を運動 うんどう している。分 わ かりやすいように、銀河 ぎんが が停止 ていし して水素 すいそ が大 おお きな流 なが れとなって銀河 ぎんが 周辺 しゅうへん を移動 いどう していると考 かんが えてもよい。銀河 ぎんが の横 よこ を流 なが れる水素 すいそ は銀河 ぎんが の引力 いんりょく によって流 りゅう 路 ろ を曲 ま げられ、銀河 ぎんが の後方 こうほう に密度 みつど の高 たか い部分 ぶぶん を形成 けいせい する。質量 しつりょう の大 おお きな銀河 ぎんが は引力 いんりょく も強 つよ いので大 おお きな質量 しつりょう の水素 すいそ ガスの塊 かたまり ができ、小 ちい さな銀河 ぎんが の場合 ばあい は小 しょう 質量 しつりょう のものになる。こうしてできた様々 さまざま な質量 しつりょう の水素 すいそ ガスの塊 かたまり が恒星 こうせい を次々 つぎつぎ に生 う み、銀河 ぎんが を形作 かたちづく って、宇宙 うちゅう は定常 ていじょう 的 てき に維持 いじ されると考 かんが える。
定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん の衰退 すいたい [ 編集 へんしゅう ]
1950年代 ねんだい から1960年代 ねんだい にかけては定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん を支持 しじ する研究 けんきゅう 者 しゃ は数多 かずおお く存在 そんざい したが、1960年代 ねんだい 終 お わりにはその数 かず は目 め に見 み えて減少 げんしょう した。これは、1965年 ねん に発見 はっけん された宇宙 うちゅう 背景 はいけい 放射 ほうしゃ による所 ところ が大 おお きい。1960年代 ねんだい 終 お わりになると、宇宙 うちゅう は実際 じっさい に時間 じかん とともに変化 へんか しているという考 かんが えを支持 しじ すると見 み られる観測 かんそく 結果 けっか が得 え られるようになり、定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん には問題 もんだい があることが明 あき らかになってきた。観測 かんそく では、クエーサー や電波 でんぱ 銀河 ぎんが は距離 きょり が遠 とお い(赤 あか 方偏 かたへん 移 うつり が大 おお きく、また光速 こうそく が有限 ゆうげん ゆえに遠 とお さに応 おう じた「過去 かこ 」の)宇宙 うちゅう でしか見 み つからず、近距離 きんきょり の銀河 ぎんが には見 み られないものであった。ホルトン・アープ は1960年代 ねんだい 以来 いらい 、これらの観測 かんそく データを別 べつ の視点 してん から解釈 かいしゃく し、クエーサーが我々 われわれ の近傍 きんぼう にあるおとめ座 ざ 銀河 ぎんが 団 だん と同 どう 程度 ていど の近距離 きんきょり に存在 そんざい することを示 しめ す観測 かんそく 的 てき 証拠 しょうこ もあると主張 しゅちょう しているが、支持 しじ 者 しゃ はわずかである。
ほとんどの宇宙 うちゅう 論 ろん 研究 けんきゅう 者 しゃ は、ビッグバン理論 りろん で予言 よげん される宇宙 うちゅう 背景 はいけい 放射 ほうしゃ が発見 はっけん されたことによって定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん は論駁 ろんばく されたと考 かんが えている。定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん では、この背景 はいけい 放射 ほうしゃ は太古 たいこ の昔 むかし の恒星 こうせい から放出 ほうしゅつ された光 ひかり が銀河 ぎんが 内 ない の塵 ちり によって散乱 さんらん されたものであるとしている。しかし多 おお くの宇宙 うちゅう 論 ろん 研究 けんきゅう 者 しゃ はこの説明 せつめい には説得 せっとく 力 りょく がないと受 う け止 と めている。なぜなら、宇宙 うちゅう 背景 はいけい 放射 ほうしゃ は方向 ほうこう による強度 きょうど の揺 ゆ らぎがほとんどなく非常 ひじょう に滑 なめ らかで、点 てん 光源 こうげん からこのような分布 ぶんぷ が作 つく られることを説明 せつめい するのは難 むずか しいためである。また、散乱 さんらん 光 こう に通常 つうじょう 見 み られるはずの偏 へん 光 こう のような特徴 とくちょう が宇宙 うちゅう 背景 はいけい 放射 ほうしゃ には全 まった く見 み られない。それに加 くわ えて、宇宙 うちゅう 背景 はいけい 放射 ほうしゃ のスペクトル は理想 りそう 的 てき な黒 くろ 体 たい 放射 ほうしゃ のスペクトルに非常 ひじょう に近 ちか く、異 こと なる温度 おんど や異 こと なる赤 あか 方偏 かたへん 移 うつり を持 も つ塵 ちり の塊 かたまり の散乱 さんらん 光 こう を重 かさ ね合 あ わせてもこのようなスペクトルは到底 とうてい 作 つく り出 だ せない。スティーブン・ワインバーグ は1972年 ねん の著書 ちょしょ で以下 いか のように書 か いている。
定常 ていじょう 宇宙 うちゅう モデルは観測 かんそく から得 え られている光度 こうど - 赤 あか 方偏 かたへん 移 うつり 関係 かんけい や光源 こうげん の計数 けいすう 観測 かんそく と一致 いっち していないように見 み える。…ある意味 いみ では、この不一致 ふいっち こそが定常 ていじょう 宇宙 うちゅう モデルの功績 こうせき である。多 おお くの宇宙 うちゅう 論 ろん の中 なか で定常 ていじょう モデルは、我々 われわれ の自由 じゆう になる限 かぎ られた観測 かんそく 的 てき 証拠 しょうこ のみによっても容易 ようい に反証 はんしょう できるこのような明確 めいかく な予言 よげん をしているためである。定常 ていじょう 宇宙 うちゅう モデルは非常 ひじょう に魅力 みりょく 的 てき であるため、多 おお くの支持 しじ 者 しゃ 達 たち が依然 いぜん として、観測 かんそく 技術 ぎじゅつ が改良 かいりょう されれば定常 ていじょう モデルに反 はん する証拠 しょうこ は消 き え去 さ るだろうという望 のぞ みを持 も ち続 つづ けている。しかし、もしも宇宙 うちゅう マイクロ波 は 背景 はいけい 放射 ほうしゃ が…本当 ほんとう に黒 くろ 体 たい 放射 ほうしゃ であるならば、宇宙 うちゅう が高温 こうおん 高密度 こうみつど の初期 しょき 段階 だんかい から進化 しんか してきたという考 かんが えを疑 うたが うことは難 むずか しくなるだろう。
現在 げんざい の定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん [ 編集 へんしゅう ]
定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん はその後 ご に提唱 ていしょう された準 じゅん 定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん (quasi-steady state cosmology) と呼 よ ばれる別 べつ の宇宙 うちゅう 論 ろん の基礎 きそ ともなった。2005年 ねん 現在 げんざい 、ビッグバン理論 りろん は宇宙 うちゅう の起源 きげん を記述 きじゅつ する最 もっと も良 よ い近似 きんじ 理論 りろん であると天文学 てんもんがく 者 しゃ の大半 たいはん が考 かんが えている。ほとんどの天体 てんたい 物理 ぶつり 学 がく の出版 しゅっぱん 物 ぶつ ではビッグバンは暗黙 あんもく のうちに受 う け入 い れられ、より完全 かんぜん な理論 りろん の基礎 きそ として用 もち いられている。一方 いっぽう でそれと同時 どうじ に、1990年代 ねんだい 終 お わりに宇宙 うちゅう の加速 かそく 膨張 ぼうちょう という予想 よそう 外 がい の観測 かんそく 結果 けっか が得 え られた後 のち 、準 じゅん 定常 ていじょう 宇宙 うちゅう 論 ろん を構築 こうちく しようとする努力 どりょく もいくつかなされている。この理論 りろん ではビッグバンは1回 かい ではなく、時間 じかん とともに何 なん 度 ど も小規模 しょうきぼ なビッグバンが継続 けいぞく 的 てき に起 お こって物質 ぶっしつ を生成 せいせい しているとしている。
Fred Hoyle, Geoffrey Burbidge, and Jayant V. Narlikar, A Different Approach to Cosmology , Cambridge University Press , 2000, ISBN 0521662230
Simon Mitton, Conflict in the Cosmos: Fred Hoyle's Life in Science , Joseph Henry Press, 2005, ISBN 0309093139 or, Fred Hoyle: a life in science , Aurum Press, 2005, ISBN 1854109618
Steven Weinberg, Gravitation and Cosmology (Wiley, New York, 1972), pp. 495–464.