不均質宇宙論

非均質宇宙論は、現在広く受け入れられている宇宙論的一致モデルとは異なり、宇宙全体の物質分布の不均質性が局所的な重力（すなわち銀河レベル）に影響を与え、宇宙に対する我々の見方を歪めていると仮定する物理的宇宙論理論（物理的宇宙の起源と進化の天文学的モデル）である。[ 3 ]宇宙が始まった^とき、物質は均質に分布していたが、数十億年の間に、銀河、銀河団、超銀河団が合体し、アインシュタインの一般相対性理論によれば、それらの周囲の時空を歪めているに違いない。一致モデルはこの事実を認めているが、そのような不均質性は我々の観測における大規模な重力平均に影響を与えるほどではないと仮定している。 1998年から1999年にかけて、2つの別々の研究^{[4] [5]}で、高赤方偏移の超新星は計算で示された距離よりも遠くにあると主張したとき、宇宙の膨張が加速している可能性が示唆され、加速を説明するために空間に固有の反発エネルギーであるダークエネルギーが提案されました。ダークエネルギーはそれ以来広く受け入れられていますが、未だに説明されていません。そのため、一部の科学者はダークエネルギーを必要としない可能性のあるモデルの研究を続けています。非均質宇宙論はこのクラスに分類されます。

非均質宇宙論では、高密度構造や非常に空虚なボイドの時空への反作用は、考慮に入れないと時間の理解や遠方の物体の観測を歪めるほどに大きいと仮定している。トーマス・ブッチャートが1997年と2000年に一般相対性理論から導き出されたが局所的な重力変動も考慮に入れた方程式を発表したことを受けて、宇宙の加速は実は天文学的観測の誤解であり、その説明に暗黒エネルギーは不要とする宇宙論モデルが数多く提案された。^{[6] [7]} 例えば、2007年にデイビッド・ウィルシャーは、反作用によって時間が遅くなったり、ボイドの中では速くなったりして、1998年に観測された超新星が実際よりも遠くにあるという錯覚を与えるというモデル（タイムスケープ宇宙論）を提唱した。^{[8] [9]}タイムスケープ宇宙論は、宇宙の膨張が実際には減速していることを示唆している可能性もある。^[3]

2 つの宇宙論の対立は、アインシュタインの一般相対性理論の柔軟性のなさから生じている。この理論は、重力が物質、空間、時間の相互作用によってどのように形成されるかを示している。^[10]物理学者ジョン・ホイーラーは、この理論の本質を「物質は空間に曲がる方向を指示し、空間は物質に動き方を指示する」とよくまとめている。^[11]しかし、実用的な宇宙論モデルを構築するには、アインシュタインの方程式の両辺のすべての項のバランスが取れていなければならない。片側には物質 (つまり、時間と空間を歪めるすべてのもの)、もう片側には宇宙の曲率と時空の膨張速度がある。^[10]つまり、モデルでは、特定の曲率と膨張率を生み出すために、特定の量の物質が必要である。

物質の面では、現代の宇宙論はすべて宇宙原理に基づいている。宇宙原理は、地球からどの方向を見ても、宇宙は基本的に同じであり、均質かつ等方性（すべての次元で均一）である、というものである。^[10]この原理は、宇宙には特別な観測者はおらず、宇宙における地球の位置についても特別なことは何もない（つまり、以前考えられていたように、地球は宇宙の中心ではない）というコペルニクスの主張から生まれた。1915年に一般相対性理論が発表されて以来、この均質性と等方性により、宇宙論モデルを考案するプロセスが大幅に簡素化された。

時空の曲率と宇宙の形状に関して言えば、理論的には閉じている（正の曲率、つまり時空が4次元 球の表面上にあるかのように折り畳まれている）、開いている（負の曲率、時空が外側に折り畳まれている）、または平坦である（曲率ゼロ、4次元の「平坦な」紙の表面のような）可能性がある。^[10]

最初の本当の難題は膨張に関するものだった。1915年も、それ以前と同様に、宇宙は膨張も収縮もせず静的であると想定されていた。しかし、アインシュタインが一般相対性理論の方程式に対して出した解はすべて、動的な宇宙を予測していた。そのため、一見静的な宇宙と方程式を一致させるために、彼は説明のつかない余分なエネルギーを表す項である宇宙定数を加えた。しかし、1920年代後半にジョルジュ・ルメートルとエドウィン・ハッブルの観測によって、アレクサンダー・フリードマンの（一般相対性理論から導かれた）宇宙は膨張しているという概念が証明されると、宇宙定数は不要となり、アインシュタインはそれを「私の最大の失策」と呼んだ。^[10]

この項が方程式からなくなったことで、他の人たちはそのような膨張宇宙を説明するためにフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）解を導き出した。これは平坦で等方性で均質な宇宙という仮定に基づいた解である。FLRW モデルはビッグバンによって作られた宇宙の標準モデルの基礎となり、さらなる観測的証拠がその改良に役立った。例えば、滑らかでほぼ均質で、（少なくとも宇宙が約 40 万歳だった頃は）平坦な宇宙は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のデータによって確認されたようだ。そして、1970 年代に銀河や銀河団が飛び散ることなく本来よりも速く回転していることが判明した後、暗黒物質の存在も証明されたようで、1920 年代と 1930 年代のヤコブス・カプテイン、ヤン・オールト、フリッツ・ツビッキーによる推論が確認され、標準モデルの柔軟性が実証された。暗黒物質は宇宙のエネルギー密度のおよそ23％を占めると考えられている。^[10]

1998 年の別の観測により、状況はさらに複雑になったようです。2 つの別々の研究^{[4] [5]}により、着実に膨張する宇宙では、遠方の超新星が予想よりも暗いことがわかりました。つまり、超新星は地球から遠ざかるだけでなく、加速しているのです。宇宙の膨張は、約 50 億年前から加速していると計算されています。宇宙のすべての物質がこの膨張に及ぼすはずの重力ブレーキ効果を考慮して、アインシュタインの宇宙定数のバリエーションが再導入され、空間に固有のエネルギーを表すようになりました。これにより、平坦で加速する宇宙の方程式のバランスが取れました。また、アインシュタインの宇宙定数に新しい意味が与えられました。ダーク エネルギーを表す方程式に再導入することで、平坦でますます速く膨張する宇宙を再現できるからです。^[10]

このエネルギーの性質はまだ十分に説明されていないが、コンコーダンス モデルでは宇宙のエネルギー密度の約 70% を占めている。したがって、暗黒物質を含めると、宇宙のエネルギー密度の約 95% は、推測されているが完全には説明されておらず、直接観察もされていない現象によって説明される。ほとんどの宇宙論者は依然としてコンコーダンス モデルを受け入れているが、科学ジャーナリストのアニル アナンサスワミは、この合意を「不安定な正統派」と呼んでいる。^[10]

宇宙は均一に分布した物質から始まったが、その後数十億年かけて巨大な構造が形成された。銀河内の数千億の星、銀河団、超銀河団、広大な物質の繊維などである。これらの高密度領域とそれらの間の空隙は、一般相対性理論によれば、物質が時空の曲がり方を決定するため、何らかの影響を及ぼしているに違いない。したがって、銀河と銀河団（および暗黒物質の粒子が直接検出された場合）の余分な質量は、近くの時空をより正に曲げる原因となり、空隙は反対の効果をもたらし、周囲の時空に負の曲率を与えるはずである。問題は、反作用と呼ばれるこれらの効果が無視できるほど小さいのか、それとも宇宙の形状を変えるほど大きいのかということである。ほとんどの科学者は、これらの効果が無視できるほど小さいと想定しているが、これは部分的には、アインシュタインの方程式で時空の形状を平均化する方法がないからである。^[10]

2000年、フランスのリヨンにある高等師範学校の宇宙学者トーマス・ブッチャートが、一般相対性理論に基づく新しい方程式のセット（現在はブッチャート方程式と呼ばれている）を発表した。 この方程式は、物質の不均一な分布の影響を考慮に入れながらも、宇宙の振る舞いを平均化することを可能にする。こうして、物質の不均一で塊状の分布に基づくモデルを考案できるようになった。^[3]「私の知る限り、ダークエネルギーは存在しない」とブッチャートは2016年にニューサイエンティスト誌に語った。「10年後にはダークエネルギーは消滅している」。同じ記事で、宇宙学者シクシー・レーサネンは、「ダークエネルギーが存在することは合理的な疑いの余地なく証明されていない。しかし、ダークエネルギーが存在しないことが証明されたとは決して言わない」と述べている。彼はまた、宇宙論において反作用が無視できるかどうかという疑問は「満足のいく答えが得られていない」とも同誌に語った。^[10]

最も一般的な意味での非均質宇宙論（完全に非均質な宇宙を想定）は、時空対称性をまったく持たない時空で宇宙全体をモデル化することである。通常、宇宙論的時空は、3 つの並進対称性と 3 つの回転対称性（時空のあらゆる点に関して均質性と等方性）で構成される最大対称性、並進対称性のみ（均質モデル）、または回転対称性のみ（球対称モデル）のいずれかを持つと考えられる。対称性の少ないモデル（軸対称など）も対称であると考えられる。ただし、球対称モデルまたは非均質モデルを非均質と呼ぶのが一般的である。非均質宇宙論では、宇宙の大規模構造はアインシュタイン場の方程式の正確な解によって（つまり非摂動的に）モデル化されるが、これは構造形成（銀河、銀河団、宇宙の網）を摂動的な方法で考慮した宇宙の研究である宇宙摂動論とは異なる。 ^[12]

非均質宇宙論には通常、アインシュタインの場の方程式（すなわち計量）の厳密解^[12]や空間平均法、時空平均法^[13]による宇宙構造の研究が含まれます。このようなモデルは均質ではありませんが^{[14] 、}暗黒エネルギーとして解釈できる効果を許容したり、ボイドや銀河団などの宇宙構造につながる可能性があります。^{[12] [13]}

例えば同次計量からの小さな摂動を扱う摂動論は、摂動が大きすぎない場合にのみ成立し、N 体シミュレーションでは、速度が低く重力場が弱い場合にのみ適切な近似となるニュートン重力を使用します。

非摂動的なアプローチに向けた研究には、相対論的ゼルドビッチ近似が含まれます。^[15] 2016年の時点で^[update]、トーマス・ブッチャート、ジョージ・エリス、エドワード・コルブ、および彼らの同僚^[16]は、宇宙が粗視化と平均化を含む反作用スキームの宇宙変数によって記述される場合、ダークエネルギーがアインシュタイン方程式を使用する従来の方法による副産物であるかどうかは未解決の問題であると判断しました。^[17]

非同次（ただし球対称）解の最初の歴史的例は、ルメートル・トルマン計量（またはLTBモデル - ルメートル・トルマン・ボンディ^{[18] [19] [20]}）である。ステファニ計量は球対称または完全に非同次である可能性がある。^{[21] [22] [23]}その他の例としては、シェケレス計量、サフロン計量、バーンズ計量、クスタンハイモ・クヴィスト計量、セノヴィラ計量がある。^[12]ビアンキ分類で与えられたビアンキ計量とカントフスキー・サックス計量は同次である。

最もよく知られている^{平均化アプローチ}はスカラー平均化アプローチであり^、運動学的反作用と平均3-リッチ曲率関数につながります。ブッヒャート方程式は、^このような平均化方法の^{主な方程式です。 [ 13]}

2007年、ニュージーランドのカンタベリー大学の理論物理学教授であるデイビッド・ウィルシャーは、ニュー・ジャーナル・オブ・フィジックス誌で、重力エネルギーの準局所的変動が1998年に宇宙の膨張が加速しているという誤った結論をもたらしたと主張した。^{[8]さらに、}等価原理により、重力エネルギーと慣性エネルギーは同等であり、重力エネルギーの側面が局所レベルで区別されることが妨げられるため、科学者はこれらの側面をダークエネルギーと誤認した。^[8]この誤認は、標準的な宇宙論モデルが行うように、本質的に均質な宇宙を仮定し、物質密度の高い領域と空隙の時間的差異を考慮しなかった結果である。ウィルシャーらは、宇宙が均質ではないだけでなく平坦でもないと仮定すれば、宇宙の膨張の見かけの加速を別の方法で説明できるモデルを考案できると主張した。^[3]

ウィルトシャーは、標準モデルから抜け落ちているもう 1 つの重要なステップは、観測によって証明されているように、重力が時間を遅くするという事実だと主張した。したがって、同じ観測者の観点から見ると、重力の低い空間では、重力がはるかに大きい銀河内よりも時計が速く動き、天の川銀河の時計と虚空に浮かぶ銀河の時計の時刻には 38% もの差があると主張した。したがって、その点 (それぞれ異なる時間を持つタイムスケープ) を修正できない限り、宇宙の膨張に関する観測は不正確になる (そして実際に不正確である)。ウィルトシャーは、宇宙の膨張とダーク エネルギーの結論につながった 1998 年の超新星観測は、一般相対性理論の奇妙な側面を考慮に入れれば、ブッチャート方程式で説明できると主張している。^[3]

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