デカップリング（宇宙論）

宇宙論では、デカップリングとは、宇宙の発展の過程で異なる種類の粒子が互いに熱平衡を失ってしまう時期を指します。これは宇宙の膨張の結果として発生し、この臨界点まで相互作用率が減少 (平均自由行程が増加) します。ビッグバン以来最もよく議論されるデカップリングの 2 つの実証済みの事例は、光子デカップリングとニュートリノデカップリングです。これらはそれぞれ宇宙マイクロ波背景放射と宇宙ニュートリノ背景放射につながりました。

光子分離は、ビッグバンの約378 ,000年後（赤方偏移z  = 宇宙が高温で不透明な（「霧のような」）プラズマであった頃、宇宙は再結合によって自由電子が陽子（水素原子核）に結合し、中性の水素 原子を形成した。水素の基底状態（最低エネルギー）への直接的な再結合は非常に非効率であるため、これらの水素原子は通常、高エネルギー状態の電子とともに形成され、電子は光子を放出してすぐに低エネルギー状態に遷移する。形成された中性水素は光を透過するため、他の水素原子に捕捉されなかった光子は、宇宙史上初めて長距離を移動することができた。それらは現在でも検出可能であるが、現在は電波として現れ、宇宙マイクロ波背景（「CMB」）を形成している。それらは、宇宙がどのように形成されたかについての重要な手がかりを明らかにする。

光子の分離は、再結合として知られる時代に起こった。この間、電子は陽子と結合して水素原子を形成し、自由電子密度が急激に低下した。光子のコンプトン散乱率が宇宙の膨張率とほぼ等しくなったとき、または光子の平均自由行程が宇宙の地平線の大きさとほぼ等しくなったときに、突然分離が起こった。この後、光子は自由に流れることができるようになり、私たちが知っている宇宙マイクロ波背景放射が生成され、宇宙は透明になった。^[1]${\displaystyle \Gamma }$ ${\displaystyle H}$${\displaystyle \lambda }$${\displaystyle H^{-1}}$

光子の相互作用率は次のように与えられる。

${\displaystyle \Gamma ={\frac {c}{\lambda }}=n_{e}\sigma _{e}c}$

ここで、は電子数密度、は電子断面積、 は光速です。 ${\displaystyle n_{e}}$${\displaystyle \sigma _{e}}$${\displaystyle c}$

物質優位の時代（再結合が起こる時代） では、

${\displaystyle H\varpropto a^{-{3/2}}}$

ここで、 は宇宙のスケール係数です。はのより複雑な関数として よりも速い速度で減少します。^[2]とのスケール係数への正確な依存性を算出し、 を等しくすることで、光子の分離がビッグバンの約38万年後、赤方偏移^[3]で発生し、宇宙の温度が約3000 Kであったことを 示すことができます。${\displaystyle a}$${\displaystyle \Gamma }$${\displaystyle a}$${\displaystyle H}$${\displaystyle H}$${\displaystyle \Gamma }$${\displaystyle \Gamma =H}$${\displaystyle z=1100}$

もう一つの例は、ビッグバンから1秒以内に起こったニュートリノ分離です。^[4]光子の分離と同様に、ニュートリノと他の物質との間の弱い相互作用の速度が宇宙の膨張速度を下回ったときにニュートリノが分離し、自由に流れるニュートリノの宇宙ニュートリノ背景が生成されました。ニュートリノ分離の重要な結果は、このニュートリノ背景の温度が宇宙マイクロ波背景の温度よりも低いことです。

暗黒物質候補のWIMPでも分離が起こっている可能性がある。これらは「コールドレリック」と呼ばれ、非相対論的になった後に分離したことを意味する（比較すると、光子とニュートリノは相対論的である間に分離し、「ホットレリック」と呼ばれる）。特定の質量の非相対論的WIMPの分離の仮想的な時間と温度を計算することで、その密度を見つけることができる。^[5]これを、現在測定されているコールドダークマターの密度パラメータ0.222 0.0026 ^[6]と比較すると、特定の質量のWIMPを妥当な暗黒物質候補から除外することができる。^[7]${\displaystyle \pm }$

• 組み換え
• 宇宙の年表
• ワウトホイゼン場結合