ビッグバン理論の歴史

ビッグバン理論の歴史は、観測と理論的考察からビッグバンが発展したことから始まった。現在、宇宙論における理論的研究の多くは、基本的なビッグバンモデルの拡張と改良を伴う。理論自体は、 1927年にジョルジュ・ルメートル神父によって最初に形式化された。 ^{[ 1 ]} ハッブルの宇宙膨張の法則は、この理論の基礎的な裏付けを提供した。

中世の哲学では、宇宙の過去が有限か無限かについて多くの議論があった（時間的有限主義を参照）。アリストテレスの哲学では、宇宙の過去は無限であると考えられていたため、アリストテレスの永遠の概念とアブラハムの創造観を調和させることができなかったユダヤ教やイスラム教の哲学者たちは問題に直面した。^{[ 2 ]}その結果、宇宙の過去が有限であることを示す様々な論理的議論が、ヨハネス・フィロポノス、アル・キンディー、サアディア・ガオン、アル・ガザーリー、イマヌエル・カントらによって展開された。^{[ 3 ]}

イギリスの神学者ロバート・グロステストは、 1225年の論文『光について』 （De Luce）で物質と宇宙の本質を探求した。彼は、宇宙の誕生を爆発で説明し、物質が結晶化して地球の周りの入れ子状の球体の中に星や惑星が形成されると説明した。『光について』は、天と地を単一の物理法則で説明しようとした最初の試みである。^{[ 4 ]}

1610年、ヨハネス・ケプラーは暗い夜空を利用して宇宙の有限性を主張した。それから77年後、アイザック・ニュートンは宇宙全体にわたる大規模な運動を記述した。

宇宙が周期的に膨張と収縮を繰り返すという記述は、1791年にエラスムス・ダーウィンが発表した詩の中で初めて提示された。エドガー・アラン・ポーも、 1848年のエッセイ『ユリイカ：散文詩』の中で同様の周期的なシステムを提示している。これは明らかに科学的な作品ではないが、ポーは形而上学的な原理から出発しながら、当時の物理学と精神科学の知識を用いて宇宙を説明しようと試みた。科学界では無視され、文学評論家からもしばしば誤解されてきたが、近年、その科学的意義が再評価されている。

ポーによれば、物質の初期状態は単一の「原始粒子」であった。「神の意志」は反発力として現れ、原始粒子を原子に分裂させた。原子は空間全体に均等に広がり、反発力が止まると、反作用として引力が現れる。その後、物質は集まって星や星系を形成し始め、物質宇宙は重力によって再び引き寄せられ、最終的に崩壊して原始粒子段階に戻り、反発と引力のプロセスが再び始まる。この『ユーリカ』の部分は、相対論的モデルと多くの特性を共有するニュートン力学的な進化する宇宙を描写しており、このためポーは現代宇宙論のいくつかのテーマを先取りしている。^{[ 5 ]}

観測的には、1910年代にヴェスト・スライファー、そして後にカール・ヴィルヘルム・ヴィルツが、ほとんどの渦巻星雲（現在は渦巻銀河と呼ばれている）が地球から遠ざかっていることを突き止めた。スライファーは分光法を用いて惑星の自転周期や惑星大気の組成を調査し、銀河の視線速度を初めて観測した。ヴィルツは星雲の系統的な赤方偏移を観測したが、これは宇宙がほぼ均一に星や星雲で満たされている宇宙論では解釈が難しかった。彼らは宇宙論的な意味合いにも、想定されていた星雲が実際には我々の天の川銀河の外にある銀河であることにも気づいていなかった。^{[ 6 ]}

また、同じ10年間に、アルバート・アインシュタインの一般相対性理論は、ビッグバン理論の基礎となる宇宙論の基本仮定に基づくと、静的な宇宙論的解を許容しないことが判明した。宇宙（すなわち時空計量）は、膨張または収縮する計量テンソルによって記述される（すなわち、一定でも不変でもない）。一般理論の場の方程式の評価から得られたこの結果は、当初アインシュタイン自身に、一般理論の場の方程式の定式化に誤りがあるかもしれないと考えさせ、彼は宇宙定数を加えることでそれを修正しようとした。この定数は、一般理論の時空記述に、空間/存在の構造に対する不変の計量テンソルを回復させるはずだった。安定化宇宙定数なしで一般相対性理論を宇宙論に真剣に適用した最初の人物は、アレクサンダー・フリードマンであった。フリードマンは1922年に一般相対性理論の場の方程式に対する膨張宇宙解を導出した。フリードマンの1924年の論文には、1924年1月7日にベルリン科学アカデミーから出版された「Über die Möglichkeit einer Welt mit konstanter negativer Krümmung des Raumes」（一定の負の曲率を持つ世界の可能性について）が含まれている。^{[ 7 ]}フリードマンの方程式は、フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー宇宙を記述している。

1927年、ベルギーの物理学者ジョルジュ・ルメートルは、渦巻星雲の観測された赤方偏移を説明するために、宇宙の膨張モデルを提唱し、ハッブルの法則を計算した。彼はアインシュタインとド・ジッターの研究に基づいてこの理論を構築し、膨張宇宙に関するフリードマン方程式を独自に導出した。また、赤方偏移自体も一定ではなく、星雲の赤方偏移量と観測者からの距離との間に明確な関係があるという結論に至るような形で変化した。

1929年、エドウィン・ハッブルはルメートルの理論に包括的な観測的基礎を与えた。ハッブルの実験的観測により、銀河は地球および他のすべての観測対象に対して、あらゆる方向に（観測された赤方偏移から計算された）速度で後退しており、その速度は地球および銀河同士の距離に正比例することがわかった。1929年、ハッブルとミルトン・ヒューマソンは、現在ハッブルの法則として知られる銀河の経験的赤方偏移距離法則を定式化した。この法則は、赤方偏移を後退速度の尺度として解釈すると、均質で等方的に膨張する宇宙に対するアインシュタインの一般相対性理論の方程式の解と一致する。この法則は、任意の2つの銀河間の距離が大きいほど、それらの相対的な分離速度が大きくなると述べている。1929年、エドウィン・ハッブルは、宇宙の大部分が膨張し、他のすべてのものから遠ざかっていることを発見した。万物が互いに遠ざかっているのなら、かつては万物がもっと近くにあったと考えるべきだ。論理的な結論は、ある時点で、すべての物質は数ミリメートルほどの単一の点から始まり、そこから爆発的に膨張したということだ。その点は非常に高温だったため、物質が形成されるまでの数十万年間は、純粋なエネルギーのみで構成されていた。宇宙は数十億年経った今でも膨張し続けているため、何が起こったにせよ、計り知れない力が解き放たれたに違いない。彼が発見したことを説明するために考案した理論は、ビッグバン理論と呼ばれている。

1931年、ルメートルは「原始原子仮説」の中で、宇宙は「原始原子」の「爆発」、すなわち後にビッグバンと呼ばれる現象から始まったと提唱した。ルメートルは当初、宇宙線をこの出来事の残滓と考えたが、現在では宇宙線は近傍の銀河から発生していることが分かっている。ルメートルは、宇宙マイクロ波背景放射、すなわち初期宇宙の高密度で高温な段階の残滓放射の発見を知るまで、死の直前まで待たなければならなかった。^{[ 8 ]}

1950年から1965年頃までは、これらの理論に対する支持はほぼ均等に分かれていましたが、ビッグバン理論は水素とヘリウムの形成と観測された存在量の両方を説明できたのに対し、定常宇宙モデルはそれらの形成過程は説明できたものの、なぜ観測された存在量を持つのかは説明できなかったため、わずかな不均衡が生じていました。しかし、観測証拠は宇宙が高温高密度状態から進化してきたという考えを支持し始めました。クエーサーや電波銀河などの天体は、近傍宇宙よりも遠方（つまり遠い過去）でずっと多く見られることが観測されましたが、定常宇宙モデルは宇宙の平均的な性質は時間とともに変化しないと予測していました。さらに、 1964年の宇宙マイクロ波背景放射の発見は定常宇宙モデルの終焉を告げるものと考えられていましたが、この予測は定性的なものに過ぎず、CMBの正確な温度を予測することはできませんでした。 （ビッグバン理論の重要な予測は、CMBの黒体スペクトルであり、これは1990年のCOBEまで高精度で測定されていませんでした。）いくつかの再定式化を経て、ビッグバン理論は宇宙の起源と進化に関する最良の理論とみなされてきました。1960年代後半以前、多くの宇宙論学者は、フリードマンの宇宙論モデルの開始時の無限に高密度で物理的に矛盾する特異点は、高温高密度状態に入る前に収縮し、再び膨張し始める宇宙を想定することで回避できると考えていました。これはリチャード・トルマンの振動宇宙として定式化されました。60年代に、スティーブン・ホーキングらはこの考えが実現不可能であり、特異点はアインシュタインの重力によって記述される物理学の本質的な特徴であることを示しました。これにより、大多数の宇宙論学者は、現在一般相対性理論の物理学によって記述されている宇宙には有限の年齢があるという考えを受け入れるようになりました。しかし、量子重力理論が存在しないため、特異点が宇宙の実際の起源点なのか、あるいはその領域を支配する物理的プロセスによって宇宙が実質的に永遠の性質を持つようになるのかを断言することはできない。

1970年代から1980年代にかけて、ほとんどの宇宙論研究者はビッグバン理論を受け入れていたが、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）における異方性の発見がないことや、黒体スペクトルからのずれを示唆する観測結果が時折見られることなど、いくつかの謎が残っていたため、この理論は十分に確証されていなかった。

1990年代から21世紀初頭にかけて、望遠鏡技術の著しい進歩と、 COBE、ハッブル宇宙望遠鏡、WMAPなどの衛星データ量の多さが相まって、ビッグバン宇宙論は飛躍的に進歩した。

1990年、COBE衛星による測定では、CMBのスペクトルが2.725Kの黒体放射と非常に高い精度で一致することが示されました。偏差は2分の1以下です。100 000。これは、スペクトル偏差に関する以前の主張が誤りであることを示し、他の既知のメカニズムではこれほど高い精度で黒体放射を生成できないことから、宇宙が過去に高温高密度であったことを本質的に証明した。1992年のCOBEによるさらなる観測では、暗黒物質を含むビッグバンモデルから予測されるのとほぼ一致する、大規模なCMBの非常に小さな異方性が発見された。それ以降、何らかの形のビッグバンを含まない非標準宇宙論モデルは、主流の天文学誌では非常にまれになった。

1998年、遠方の超新星の観測により、宇宙の膨張が加速していることが示され、地上からのCMB観測や大規模な銀河の赤方偏移調査などの他の観測結果もこれを裏付けました。1999年から2000年にかけて、ブーメランとマキシマの気球搭載型CMB観測により、宇宙の幾何学的構造がほぼ平坦であることが示され、その後2001年には 2dFGRS銀河赤方偏移調査により、平均物質密度が臨界密度の約25～30パーセントと推定されました。

2001年から2010年にかけて、NASAのWMAP宇宙船は宇宙マイクロ波背景放射を利用して宇宙の非常に詳細な画像を撮影しました。これらの画像は、宇宙の年齢が137億年（誤差1%以内）であり、ラムダCDMモデルとインフレーション理論が正しいことを示唆していると解釈できます。初期宇宙における元素存在比から宇宙マイクロ波背景放射の構造、初期宇宙における活動銀河核の観測された高い存在量、銀河団の観測された質量に至るまで、これほど広範囲にわたる観測パラメータを説明できる宇宙論は、今のところ他にありません。

2013年と2015年には、ESAのプランク衛星が宇宙マイクロ波背景放射のさらに詳細な画像を公開し、ラムダCDMモデルとの整合性をより高い精度で示した。

宇宙論における現在の研究の多くは、ビッグバンを背景とした銀河の形成過程の解明、ビッグバン直後の初期宇宙で何が起こったのかの解明、そして観測結果と基本理論との整合性の確保を目的としている。宇宙論研究者たちは、ビッグバンの様々なパラメータを新たな精度で計算し続け、ダークエネルギーやダークマターの性質の手がかりとなるような、より詳細な観測を実施し、一般相対性理論を宇宙規模で検証しようとしている。

• 万物の理論
• 宇宙論理論の年表

• クラーグ、ヘルゲ（1999）。宇宙論と論争：二つの宇宙論の歴史的発展。プリンストン大学出版局。ISBN 978-0-691-00546-1。