非標準宇宙論

非標準宇宙論とは、当時の標準宇宙論モデルの代替として提案された、または現在も提案されている宇宙の物理的宇宙論モデルである。非標準という用語は、科学的コンセンサスに準拠していないあらゆる理論に適用される。この用語は一般的なコンセンサスに依存するため、その意味は時間とともに変化する。たとえば、高温の暗黒物質は1990 年には非標準とは見なされなかったが、2010 年には非標準と見なされた。逆に、加速膨張宇宙をもたらす非ゼロの宇宙定数は、1990 年には非標準と見なされたが、2010 年には標準宇宙論の一部となっている。

宇宙論の歴史を通じて、いくつかの大きな宇宙論的論争が起きてきた。最も初期の論争の1つは、太陽系の太陽中心モデルを確立したコペルニクス的転回である。より最近では、1920年の大論争があり、その結果、天の川銀河は宇宙の多くの銀河のうちの1つに過ぎないという地位が確立された。1940年代から1960年代にかけて、天体物理学界はビッグバン理論の支持者と、対抗する定常宇宙の支持者に半々に分かれていたが、1960年代後半の観測宇宙論の進歩により、現在はビッグバン理論が支持されている。しかし、フレッド・ホイル、ジャヤント・ナルリカー、ハルトン・アルプ、ハンネス・アルヴェーンなどビッグバン理論を声高に批判する人々が残り、彼らの宇宙論は天文学研究の片隅に追いやられた。現在も活動を続ける少数のビッグバン反対派は、新しい研究による確立された証拠を無視することが多く、その結果、今日ではビッグバンを完全に否定する非標準的な宇宙論は査読付きの科学雑誌に掲載されることはめったになく、マイナーな雑誌や個人のウェブサイトにオンラインで掲載されています。^[1]

現在の宇宙論の標準モデルはラムダCDMモデルであり、宇宙は一般相対性理論によって支配され、ビッグバンで始まり、今日では約5%の重粒子、27%の冷たい暗黒物質、および68%の暗黒エネルギーで構成されるほぼ平坦な宇宙であるとされています。^[2]ラムダCDMは成功したモデルですが、最近の観測的証拠は、ハッブル張力、KBCボイド、矮小銀河問題、超巨大構造など、ラムダCDMに重大な緊張があることを示しているようです。ラムダCDMの拡張または修正、および根本的に異なるモデルの研究が進行中です。調査されているトピックには、クインテッセンス、修正ニュートン力学（MOND）とその相対論的一般化TeVeS、および温かい暗黒物質が含まれます。

現在研究されている現代の物理的宇宙論は、シャプレーとカーティスの論争とエドウィン・ハッブルによる宇宙距離の階段の発見の後の時期に初めて科学分野として登場し、天文学者と物理学者は、それまで想定されていた銀河の大きさよりもはるかに大きな規模の宇宙を受け入れなければなりませんでした。より大規模な宇宙に適用できる宇宙論をうまく発展させた理論家たちは、今日では現代宇宙論の創始者として記憶されています。これらの科学者の中には、アーサー・ミルン、ウィレム・ド・ジッター、アレクサンダー・フリードマン、ジョルジュ・ルメートル、そしてアルバート・アインシュタイン自身が含まれます。

ハッブルの法則が観測によって確認された後、ホイル、ゴールド、ボンディの定常宇宙論と、ラルフ・アルファー、ジョージ・ガモフ、ロバート・ディッケのビッグバン理論の2つが、少数の支持者による少数の代替理論とともに、最も人気のある宇宙論理論となった。ビッグバン理論が競合理論に比べて大きな成功を収めた点の1つは、宇宙における軽元素の豊富さを予測したことであり、これは観測された軽元素の豊富さと一致している。代替理論には、これらの豊富さを説明する手段がない。

宇宙の年齢は無限で始まりがないと主張する理論では、宇宙における重水素の豊富さを説明することが困難です。なぜなら、重水素は恒星内で容易に核融合を起こし、ビッグバン自体以外に重水素を大量に生成できる天体物理学的プロセスは知られていないからです。したがって、重水素が宇宙の極めて希少な構成要素ではないという事実は、宇宙の年齢が有限であることと、過去に重水素を生成するプロセスがあったが、現在は発生していないことを示唆しています。

宇宙の寿命は有限だがビッグバンは起こっていないと主張する理論は、ヘリウム4の存在量に問題がある。観測された⁴ He の量は、星や他の既知のプロセスによって生成されるはずの量よりはるかに多い。対照的に、ビッグバンモデルにおける^{4 He の存在量は}重粒子密度に関する仮定にほとんど影響されず、重粒子密度が数桁変化しても数パーセントしか変化しない。 ⁴ Heの観測値は計算された範囲内である。

それでも、1965年にアルノ・ペンジアスとロバート・ウィルソンが宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を発見するまで、ほとんどの宇宙学者は観測結果はビッグバンモデルによって最もよく説明されると結論づけなかった。定常状態理論家やその他の非標準宇宙論は、その妥当性を保つために、この現象を説明する任務を負った。これにより、統合星光や宇宙鉄ウィスカーなどの独自のアプローチが生まれ、初期宇宙の相転移によるものではない、全天に広がるマイクロ波背景の源を提供することが意図された。

非標準宇宙論がCMBを説明できるかどうかについての懐疑論により、それ以来この主題への関心は薄れていったが、ビッグバンの説明に困難を生じさせる観測データにより、非標準宇宙論への関心が高まった時期が2度あった。最初は1970年代後半で、地平線問題、平坦性問題、磁気単極子の欠如など、ビッグバンモデルに疑問を投げかける多くの未解決問題があったときだった。これらの問題は、最終的に1980年代の宇宙インフレーションによって解決された。この考えはその後ビッグバンの理解の一部となったが、時折代替案が提案されてきた。2つ目は1990年代半ばで、球状星団の年齢と原始ヘリウムの存在量の観測が、明らかにビッグバンと矛盾していたときだった。しかし、1990年代後半までに、ほとんどの天文学者は、これらの観測はビッグバンに異議を唱えるものではないと結論付け、COBEとWMAPからの追加データは、標準的な宇宙論と一致する詳細な定量的尺度を提供した。

今日、異端の非標準宇宙論は宇宙論者による検討に値しないと一般に考えられており、歴史的に重要な非標準宇宙論の多くは誤りであるとみなされている。ビッグバン理論の本質は広範囲にわたる補完的かつ詳細な観測によって確認されており、非標準宇宙論はビッグバンモデルの成功の範囲を再現していない。代替案に関する推測は、実例や歴史的重要性を除いて、通常は研究や教育上の議論の一部ではない。非標準宇宙論の残存支持者によって開始された公開書簡は、「今日、宇宙論における事実上すべての財政的および実験的資源はビッグバン研究に充てられている...」と断言している。^[3]

1990 年代、「宇宙論の黄金時代」の幕開けとともに、宇宙の膨張が実際に加速しているという驚くべき発見がありました。それ以前は、目に見えるか目に見えない暗黒物質の形態の物質が宇宙の支配的なエネルギー密度であると考えられていました。この「古典的な」ビッグバン宇宙論は、宇宙のエネルギーの約 70% が宇宙定数 (「暗黒エネルギー」とも呼ばれる) に起因することが発見されたときに覆されました。これにより、いわゆるコンコーダンス ΛCDMモデルが開発されました。これは、新しい望遠鏡と観測天体物理学の技術で得られた詳細なデータと、膨張し密度が変化する宇宙を組み合わせたものです。今日では、科学文献で「非標準宇宙論」の提案を見つけるのがより一般的であり、これはビッグバン宇宙論の基本原則を実際に受け入れながら、コンコーダンス モデルの一部を修正したものです。こうした理論には、クインテッセンス、ファントムエネルギー、ブレーン宇宙論のいくつかのアイデアなどのダークエネルギーの代替モデル、修正ニュートン力学などのダークマターの代替モデル、カオスインフレーションやエキピロティックモデルなどのインフレーションの代替または拡張、ハートル-ホーキング境界条件、サイクリックモデル、ストリングランドスケープなど、宇宙に第一原因を追加する提案が含まれます。これらのアイデアについては宇宙学者の間でコンセンサスが得られていませんが、それでも学術研究が活発に行われている分野です。

観測証拠が集められる前、理論家たちは物理学の最も一般的な特徴と宇宙に関する哲学的仮定であると理解したものに基づいて枠組みを発展させていました。アルバート・アインシュタインが1915年に一般相対性理論を展開したとき、これはほとんどの宇宙論理論の数学的出発点として使用されました。^[4]しかし、宇宙論モデルに到達するためには、理論家たちは宇宙の最大スケールの性質について仮定を立てる必要がありました。現在の宇宙論の標準モデルが依拠している仮定は次のとおりです。

1. 物理法則の普遍性- 物理法則は場所や時間によって変化しないということ
2. 宇宙論的原理- 宇宙は空間的にはほぼ均質かつ等方的であるが、時間的には必ずしもそうではないということ、そして
3. コペルニクスの原理- 私たちは宇宙を好ましい場所から観察しているわけではない。

これらの仮定を一般相対性理論と組み合わせると、フリードマン・ロバートソン・ウォーカー計量(FRW 計量)によって支配される宇宙が生まれます。FRW 計量では、膨張または収縮する宇宙 (および静止しているが不安定な宇宙) が許容されます。ハッブルの法則が発見されたとき、ほとんどの天文学者はこの法則を宇宙が膨張している兆候と解釈しました。これは、宇宙が過去には小さかったことを意味し、以下の結論に至りました。

1. 宇宙は過去のある時点で高温高密度の状態から出現した。
2. 宇宙は収縮すると熱くなり、膨張すると冷えるため、私たちが知っている時間が存在した最初の数分間は、ビッグバン元素合成が起こるのに十分な温度であり、
3. 宇宙全体に広がる宇宙マイクロ波背景放射が存在するはずであり、これは宇宙の原子が最初に形成されたときに起こった相転移の記録である。

これらの特徴は、長年にわたり多くの人々によって導き出されました。実際、最後の特徴の正確な予測とその存在を確認する観測が行われたのは、20世紀半ばになってからでした。非標準理論は、異なる仮定から出発するか、または当時の宇宙論の標準モデルによって予測された特徴と矛盾することによって発展しました。^[5]

定常状態理論は、宇宙論的原理の均質性仮定を拡張して、空間だけでなく時間においても均質性を反映する。この「完全な宇宙論的原理」と呼ばれるようになった原理は、宇宙はどこでも（大規模に）同じように見え、これまでもこれからも同じであると主張した。これは、宇宙が過去に非常に異なって見え、将来も非常に異なって見えるというラムダCDMとは対照的である。定常状態理論は、1948年にフレッド・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された。膨張する宇宙で完全な宇宙論的原理を維持するために、定常状態宇宙論は、一定の密度を維持するために宇宙に物質を挿入する「物質生成場」（いわゆるC場）を仮定しなければならなかった。^[5]

ビッグバンモデルと定常状態モデルの間の論争は、宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が発見されるまで、ほぼ両陣営が 15 年間にわたって繰り広げられました。この放射は、光子がバリオン物質と分離する「最後の散乱時間」を要求するビッグバンモデルの自然な特徴です。定常状態モデルは、この放射は、無限の宇宙におけるオルバースのパラドックスによって部分的に引き起こされた背景である、いわゆる「統合された星光」によって説明できると提案しました。背景の均一性を説明するために、定常状態支持者は、等方性 CMB を生成するような方法で電波を散乱させる微細な鉄粒子に関連する霧の効果を仮定しました。提案された現象は「宇宙鉄ウィスカー」という気まぐれな名前が付けられ、熱化メカニズムとして機能しました。定常状態理論は、背景を熱化するために無限の時間が利用可能であると想定していたため、ビッグバンの地平線問題はありませんでした。^[5]

宇宙論のデータがさらに収集されるようになると、宇宙論学者は、宇宙で観測される軽元素の豊富さはビッグバンによって正しく予測されていたことに気づき始めた。定常状態モデルにおける水素と重水素およびヘリウムの偶然の比率は、ビッグバンモデルの特徴であった。さらに、1990年代以降に行われたCOBE、WMAP、プランク観測によるCMBの詳細な測定により、背景のスペクトルは自然界の他のどの源よりも黒体に近いことが示された。最も優れた統合星光モデルが予測できたのは10%のレベルまでの熱化であったが、COBE衛星は10 ⁵分の1の偏差を測定した。この劇的な発見の後、大多数の宇宙論学者は、定常状態理論では観測されたCMBの特性を説明できないと確信するようになった。

当初の定常状態モデルは、かつての支持者によってさえも観測結果（特にCMB）に反するものとみなされているが、定常状態モデルの修正が提案されており、その中には宇宙が1回のビッグバンではなく多数の小さなバンによって誕生したと想定するモデル（いわゆる「準定常宇宙論」）も含まれている。このモデルでは、宇宙は周期的な膨張と収縮の段階を経ており、ビッグバンの代わりにソフトな「リバウンド」が起こると想定されている。したがって、ハッブルの法則は、宇宙が現在膨張段階にあるという事実によって説明される。このモデルに関する研究は継続されているが（最も有名なのはジャヤント・V・ナルリカーによる）、広く主流の支持を得ているわけではない。^[6]

今日の宇宙論の標準モデルであるラムダCDMモデルは、構造形成、宇宙マイクロ波背景放射の異方性、宇宙の加速膨張の理論的枠組みを提供するという点で非常に成功している。しかし、問題がないわけではない。^[7]今日、ラムダCDMモデルのさまざまな側面に異議を唱える提案が数多くある。これらの提案は通常、ラムダCDMの主要な特徴のいくつかを修正するが、ビッグバンを否定するものではない。

等方性（宇宙はどの方向から見ても同じように見えるという考え）は、フリードマン方程式の中核となる仮定の 1 つです。しかし、2008 年にウィルキンソン マイクロ波異方性探査機のデータに取り組んでいた科学者は、ケンタウルス座とほ座の間の 20 度の空域に向かって 600～1000 km/s の速度で流れる星団を検出したと主張しました。^[8]彼らは、この動きはインフレーション前の宇宙のもはや目に見えない領域の影響の名残である可能性があると示唆しました。この検出は議論を呼んでおり、他の科学者は宇宙がかなり等方性であることを発見しています。^[9]

孤立ブラックホール、中性子星、燃え尽きた矮星、その他検出が難しい大質量天体は総称してMACHOと呼ばれています。当初、一部の科学者はバリオンMACHOが暗黒物質のすべてを説明できると期待していました。^{[10] [11]}しかし、これらの天体では暗黒物質の質量の大部分を説明できないという証拠が蓄積されてきました。^[12]

ラムダ CDM では、暗黒物質は重力効果を通じてのみ通常の物質と光の両方と相互作用する物質の一種です。今日見られる大規模構造を生成するために、暗黒物質は「冷たい」（ラムダ CDM の「C」）、つまり非相対論的です。暗黒物質は決定的に特定されておらず、その正確な性質は熱心に研究されています。仮説上の弱く相互作用する巨大粒子（WIMP）、アクシオン^[13]、および原始ブラックホール^[14]が暗黒物質の主な候補ですが、他にもさまざまな提案があります。

• 自己相互作用暗黒物質。暗黒物質粒子が自分自身と相互作用します。
• 温かい暗黒物質は冷たい暗黒物質よりも相対論的であるが、観測的に除外されている熱い暗黒物質よりも相対論的ではない。
• アクシオンよりもはるかに軽い粒子（10 ^{−22 eV の範囲）を持つ、}曖昧で冷たい暗黒物質。

さらに他の理論では、暗黒物質と暗黒エネルギーを同じ基礎流体の異なる側面として説明しようとしたり（暗黒流体を参照）、暗黒物質が暗黒エネルギーに崩壊する可能性があると仮定したりしています。

ラムダ CDM では、ダーク エネルギーは宇宙の膨張を加速させる傾向がある未知のエネルギー形式です。これはダーク マターほどよく理解されておらず、同様に謎に満ちています。ダーク エネルギーの最も単純な説明は宇宙定数(ラムダ CDM の「ラムダ」) です。これは、反発力を与えるためにアインシュタイン場の方程式に追加された単純な定数です。これまでの観測は宇宙定数と完全に一致していますが、次のようなさまざまな代替案の余地があります。

• クインテセンスは、ビッグバン直後の宇宙のインフレーションを引き起こしたスカラー場に似たスカラー場です。クインテセンスでは、ダークエネルギーは通常、時間の経過とともに変化します (一定のままである宇宙定数とは対照的です)。
• 非均質宇宙論。ラムダ CDM の基本的な仮定の 1 つは、宇宙は均質である、つまり観測者がどこにいても宇宙は大体同じように見える、というものです。非均質宇宙のシナリオでは、観測されるダーク エネルギーは、私たちが平均よりも空虚な空間領域に位置していることによって生じる測定アーティファクトです。
• 可変ダーク エネルギー。これは、ダーク エネルギーの特性が時間とともに変化するという点でクインテッセンスに似ていますが (図を参照)、ダーク エネルギーはスカラー場によるものではないという点で異なります。

FRW メトリックのベースとなっている一般相対性理論は、これまであらゆる観測テストに合格した極めて成功した理論です。しかし、根本的なレベルでは量子力学とは両立せず、特異点を予測することで自身の破綻も予測します。ラムダ CDM は一般相対性理論を枠組みの仮定として依存しているため、重力の代替理論は、即座に代替宇宙論を意味します。一般相対性理論を修正する動機は多種多様で、たとえば暗黒物質や暗黒エネルギーの必要性を排除したり、ファイアウォールなどのパラドックスを回避したりすることが挙げられます。

重力理論には数多くの修正理論があり、いずれも広く受け入れられていませんが、研究は活発に行われています。注目すべき理論のいくつかを以下に示します。

エルンスト・マッハは、慣性は宇宙の質量分布の重力効果によるものだという一般相対性理論の一種の拡張を考案した。これは、そのような提案の宇宙論的意味についての推測を自然にもたらした。カール・ブランスとロバート・ディッケは、マッハの原理を一般相対性理論に組み込むことができ、可変質量を暗示する宇宙論的解を認めた。宇宙の均一に分布した質量は、宇宙全体に浸透するほぼスカラー場となり、ニュートンの万有引力定数の源泉となり、量子重力理論を生み出した。

修正ニュートン力学（MOND）は、低加速度でのニュートンの第二力学法則の変形に基づいて銀河の回転問題を説明する比較的新しい提案である。これは、ニュートンの万有引力理論の大規模な変形を生み出すことになる。ニュートンの理論の修正は、ニュートン宇宙論がフリードマン宇宙論の限界であるのと同じくらい、一般相対論的宇宙論の修正も意味する。今日、ほとんどすべての天体物理学者が暗黒物質を支持してMONDを否定しているが、少数の研究者はそれを強化し続けており、最近ではブランス・ディッケ理論を宇宙観測の説明を試みる処理に取り入れている。

テンソル・ベクトル・スカラー重力理論(TeVeS) は、非相対論的極限における修正ニュートン力学理論 (MOND) に相当する提案された相対論的理論であり、暗黒物質を考慮せずに銀河の回転問題を説明することを目的としています。2004年にJacob Bekensteinによって考案され、さまざまな動的および非動的テンソル場、ベクトル場、スカラー場を組み込んでいます。

MONDに対するTeVeSの画期的な点は、物質が光を曲げる宇宙の錯覚である重力レンズ現象を説明できることであり、これは何度も確認されている。最近の予備的な発見では、CDMなしで構造形成を説明できるが、約2eVの質量を持つニュートリノが必要である（それらはまた、弾丸銀河団を含むいくつかの銀河団に適合するために必要である）。^{[16] [17]}しかし、他の著者（Slosar、Melchiorri、Silkを参照）^[18]は、TeVeSは宇宙マイクロ波背景の異方性と構造形成を同時に説明することはできないと主張しており、つまり、これらのモデルを高い重要性で除外している。

f ( R ) 重力は、リッチスカラーの異なる関数を定義することによって一般相対性理論を修正する理論群である。最も単純なケースは、関数がスカラーに等しいだけであり、これが一般相対性理論である。任意の関数を導入する結果として、未知の形態の暗黒エネルギーや暗黒物質を追加することなく、宇宙の加速膨張と構造形成を自由に説明できる可能性がある。いくつかの関数形式は、重力の量子理論から生じる補正に触発される可能性がある。f ( R ) 重力は、1970年にハンス・アドルフ・ブッフダール^[19]によって最初に提案された（ただし、任意の関数の名前にはfではなくφが使用された）。これは、宇宙のインフレーションに関するスタロビンスキーの研究を受けて、活発な研究分野となった。^[20]この理論では、異なる関数を採用することでさまざまな現象を生み出すことができるが、多くの関数形式は、観測上の理由、または病的な理論的問題のために現在では除外できる。

• カルツァ＝クラインの理論は、余分な空間次元を仮定し、それによって私たちの宇宙を一般相対性理論の 4D ではなく 5D にします。DGPモデルはこのカテゴリのモデルの 1 つであり、宇宙定数を持ち出さずにダーク エネルギーを説明できると主張されています。
• エントロピー重力理論は、重力をマクロスケールの均一性を持つエントロピー力として説明するが、量子レベルの無秩序の影響を受ける。この理論は、暗黒物質の必要性を排除できると主張し、暗黒エネルギーに対する自然な説明を提供する。
• GRSIモデルは、量子色力学と同様の自己相互作用項を追加することで一般相対性理論を修正し、重力におけるクォークの閉じ込めに似た効果をもたらします。暗黒物質や暗黒エネルギーを必要とせずに観測を説明できると言われています。^[21]
• ジョエル・スモラーとブレイク・テンプルが2003年に提唱した衝撃波宇宙論では、「ビッグバン」はブラックホール内部の爆発であり、観測可能な宇宙を含む空間と物質の膨張体積を生み出すとしている。このブラックホールは、膨張とともに物質密度が減少するため、最終的にはホワイトホールになる。 ^[22]関連理論では、観測可能な宇宙の膨張の加速は、通常ダークエネルギーに起因するが、衝撃波の影響によって引き起こされる可能性があると提唱している。^[23]

• 量子宇宙論

• アルプ、ハルトン『Seeing Red』アペイロン、モントリオール、カナダ、1998年、ISBN 0-9683689-0-5 
• ハンネス、アルフベン D.、宇宙プラズマ。レイデル出版社、1981 年。ISBN 90-277-1151-8 
• ホイル、フレッド、ジェフリー・バービッジ、ジャヤント・V・ナルリカー著『宇宙論への異なるアプローチ：静的宇宙からビッグバンを経て現実へ』ケンブリッジ大学出版局、2000年、ISBN 0-521-66223-0 
• ラーナー、エリック・J.、ビッグバンは起こらなかった、ヴィンテージ・ブックス、1992年。ISBN 0-679-74049 -X 
• ナルリカール、ジャヤント・ヴィシュヌ『宇宙論入門』ジョーンズ＆バートレット出版、第2版、1993年。ISBN 9780521412506 

• Narlikar, Jayant V. および T. Padmanabhan、「標準宇宙論と代替宇宙論: 批判的評価」。Annual Review of Astronomy and Astrophysics、第 39 巻、pp. 211–248 (2001)
• ライト、エドワード L.「宇宙論の流行と誤謬:ビッグバンに対するいくつかの一般的な攻撃の誤り」