構造形成

物理宇宙論では、構造形成とは、物質生成過程の結果として生じた質量密度の小さな変動から始まる銀河、銀河団、およびより大きな構造の生成を指します。宇宙は、宇宙マイクロ波背景放射の観測から現在わかっているように、約138 億年前に高温で高密度のほぼ均一な状態で始まりました。^[1]しかし、今日の夜空を見ると、恒星や惑星から銀河まで、あらゆる規模の構造を見ることができます。さらに大きな規模では、銀河団や銀河のシート状構造は、少数の銀河を含む巨大な空隙によって隔てられています。^[2]構造形成は、質量密度の小さな波紋の重力不安定性をモデル化してこれらの形状を予測し、物理モデルの一貫性を確認しています。^{[3] [4] [5] [6]}

現代のラムダ CDMモデルは、銀河、銀河団、および空隙の観測された大規模な分布を予測することに成功しています。しかし、個々の銀河の規模では、バリオン物理、ガスの加熱と冷却、星の形成とフィードバックを含む高度に非線形なプロセスのために多くの複雑さが生じます。銀河形成のプロセスを理解することは、ハッブル ウルトラディープ フィールドなどの観測と大規模なコンピューター シミュレーションの両方を通じて、現代の宇宙論研究の主要なテーマです。

構造形成は再結合後しばらくして始まり、初期宇宙は膨張から十分に冷却され、安定した水素とヘリウムの原子が形成されました。^{[7] : 6} この時点で宇宙マイクロ波背景放射 (CMB) が放出されます。CMB の多くの注意深い測定により、構造形成前の宇宙の初期状態に関する重要な情報が得られます。測定は、将来の構造の重要な種となる密度の小さな変動のモデルを裏付けています。

この段階では、宇宙のインフレーションなどの何らかのメカニズムが、宇宙の初期条件、すなわち均質性、等方性、平坦性を確立する役割を果たした。^{[4] [8]} 宇宙のインフレーションは、微小な量子ゆらぎ（インフレーション前）を、過密度と過小密度（インフレーション後）のわずかな密度の波紋に増幅したであろう。

初期宇宙は放射線が支配的であった。この場合、宇宙の地平線よりも大きい密度の変動は、重力ポテンシャルの変動が一定のままであるため、スケール係数に比例して大きくなる。地平線よりも小さい構造は、成長を妨げる放射線の支配により、本質的に固定されたままであった。宇宙が膨張するにつれて、放射線の密度は物質よりも速く低下した（光子エネルギーの赤方偏移による）。これにより、ビッグバンから約 50,000 年後に、物質と放射線の等価性と呼ばれるクロスオーバーが発生した。この後、すべての暗黒物質のさざ波は自由に成長し、後に重粒子が落ち込む種子を形成できるようになった。この時代の粒子の地平線は、大規模な赤方偏移調査で測定できる物質のパワースペクトルのターンオーバーを引き起こします。

この段階のほとんどの間、宇宙は放射線によって支配され、強烈な熱と放射線のために、原始の水素とヘリウムは完全にイオン化されて原子核と自由電子になりました。この高温高密度の状況では、放射線（光子）は電子によるトムソン散乱を受けるまで遠くまで移動できませんでした。宇宙は非常に高温高密度でしたが、急速に膨張していたため冷却されていました。最終的に、「バン」から 40 万年弱後、陽子が負に帯電した電子を捕獲して中性の水素原子を形成できるほど十分に冷却され（約 3000 K）、中性の水素原子が形成されました（ヘリウム原子は結合エネルギーが大きいため、やや早く形成されました）。ほぼすべての荷電粒子が中性原子に結合すると、光子はもはやそれらと相互作用せず、次の 138 億年間は自由に伝播しました。現在、私たちは、1090 倍赤方偏移して 2.725 K になった光子を、今日の宇宙を満たす宇宙マイクロ波背景放射 ( CMB ) として検出しています。いくつかの注目すべき宇宙ベースのミッション ( COBE、WMAP、Planck ) では、CMB の密度と温度のごくわずかな変化が検出されています。これらの変化は微妙で、CMB はどの方向から見てもほぼ均一に同じように見えます。しかし、10 万分の数個のオーダーのわずかな温度変化は非常に重要です。なぜなら、それらは本質的に、宇宙のその後のすべての複雑な構造が最終的に発展する初期の「種」であったからです。

最初の物質が凝縮した後、放射線は移動し、重力相互作用の影響を受けるわずかに不均質な暗黒物質を残しました。相互作用により、最終的に暗黒物質は「ハロー」に崩壊し、通常物質またはバリオン物質、主に水素を引き付けます。重力による引力により水素の密度が増加すると、星が点火し、周囲の原子を再イオン化する紫外線を放射します。 ^{[7] : 6}重力相互作用は階層構造の形成に続きます。最初の星や星団などの小さな重力結合構造が形成され、次に銀河が形成され、その後銀河のグループ、クラスター、超銀河団が続きます。

暗黒物質は重力のみを感じることから、構造形成において重要な役割を果たしている。コンパクトな構造の形成を可能にする重力ジーンズ不安定性は、放射圧などのいかなる力にも抵抗されない。その結果、暗黒物質は圧力によって妨げられる通常の物質よりかなり早く崩壊し、暗黒物質ハローの複雑なネットワークを形成し始める。暗黒物質がなければ、宇宙における 銀河形成の時代は観測されているよりもかなり遅くなるだろう。

この時代の構造形成の物理は特に単純で、異なる波長の暗黒物質の摂動が独立して進化します。ハッブル半径が膨張宇宙で大きくなるにつれて、その摂動はますます大きくなります。物質優位の間、すべての原因となる暗黒物質の摂動は重力のクラスタリングによって大きくなります。しかし、放射線優位の間に含まれる短波長の摂動は、物質優位になるまでその成長が抑制されます。この段階では、明るいバリオン物質は暗黒物質の進化を単純に反映すると予想され、それらの分布は互いに密接にトレースするはずです。

この「線形パワースペクトル」は簡単に計算でき、宇宙論のツールとして、宇宙マイクロ波背景放射と同等の重要性を持っています。スローンデジタルスカイサーベイやライマンαフォレストの調査など、銀河調査ではパワースペクトルを測定してきました。これらの研究は銀河やクエーサーから放射される放射線を観測するため、暗黒物質を直接測定するわけではありませんが、銀河の大規模な分布（およびライマンαフォレストの吸収線）は暗黒物質の分布を厳密に反映すると予想されます。これは、宇宙の高密度部分では銀河が大きく数が多いのに対し、希薄領域では銀河が比較的少ないという事実に依存しています。

摂動が十分に大きくなると、小さな領域が宇宙の平均密度よりも大幅に高密度になる場合があります。この時点で、関連する物理現象は大幅に複雑になります。均一性からの偏差が小さい場合、暗黒物質は無圧力流体として扱うことができ、非常に単純な方程式で発展します。背景よりも大幅に高密度の領域では、完全なニュートン重力理論を含める必要があります。(ニュートン理論が適切なのは、関与する質量がブラックホールの形成に必要な質量よりもはるかに小さく、構造の光横断時間が特性力学時間よりもまだ短いため、重力の速度は無視できるためです。) 線形近似と流体近似が無効になる兆候の 1 つは、暗黒物質が、隣接する粒子の軌道が交差するコースティクスを形成し始めるか、粒子が軌道を形成し始めることです。これらのダイナミクスは、 N体シミュレーションを使用して最もよく理解されます(ただし、場合によっては、プレス–シェヒター形式などのさまざまな半解析的スキームを使用できます)。原理的にこれらのシミュレーションは非常に単純ですが、実際には数百万、数十億の粒子をシミュレートする必要があるため、実装が困難です。さらに、粒子の数が多いにもかかわらず、各粒子の重量は通常10 ⁹ 太陽質量であり、離散化の影響が大きくなる可能性があります。2005年時点で最大のシミュレーションはミレニアムシミュレーションです。^[9]

N体シミュレーションの結果は、宇宙が大部分がボイドで構成されており、その密度が宇宙論的平均の 10 分の 1 ほど低い可能性があることを示唆しています。物質は、複雑なクモの巣のような構造を持つ大きなフィラメントやハローに凝縮し​​ます。これらは、銀河団 、銀河団、超銀河団を形成します。シミュレーションは観測結果とおおむね一致しているように見えますが、暗黒物質の高密度の蓄積がどのように銀河形成を促進するかを理解する必要があるため、その解釈は複雑になっています。特に、矮小銀河や球状星団として天文観測で見られるよりもはるかに多くの小さなハローが形成されます。これは矮小銀河問題として知られており、さまざまな説明が提案されています。ほとんどの人はこれを銀河形成の複雑な物理学の影響として説明しますが、これは暗黒物質モデルの問題であり、温かい暗黒物質などの影響が最小のハローの形成を妨げているのではないかと示唆する人もいます。

進化の最終段階は、重粒子が銀河ハローの中心に凝縮して、銀河、恒星、クエーサーを形成するときです。暗黒物質は高密度ハローの形成を大幅に加速します。暗黒物質には放射圧がないため、暗黒物質からより小さな構造を形成することは不可能です。これは、暗黒物質が角運動量を消散できないのに対し、通常の重粒子物質は放射冷却によって角運動量を消散させることで崩壊し、高密度の物体を形成できるためです。これらのプロセスを理解することは、重力、磁気流体力学、原子物理学、原子核反応、乱流、さらには一般相対性理論の物理学が関係する可能性があるため、非常に難しい計算問題です。ほとんどの場合、観測と定量的に比較できるシミュレーションを実行することはまだ可能ではなく、達成できる最良の方法は、星形成などのプロセスの主な定性的な特徴を示す近似シミュレーションです。

宇宙の大規模構造を理解する上での困難や論争の多くは、一般相対性理論におけるゲージの選択をよりよく理解することによって解決できます。スカラー-ベクトル-テンソル分解により、計量には 4 つのスカラー摂動、2 つのベクトル摂動、および 1 つのテンソル摂動が含まれます。重要なのはスカラー摂動だけです。ベクトルは初期宇宙では指数関数的に抑制され、テンソルモードは原始重力放射と宇宙マイクロ波背景偏光の B モードという形でわずかな（しかし重要な）寄与しかしません。4 つのスカラーモードのうち 2 つは、物理的に意味のない座標変換によって除去できます。どのモードが除去されるかによって、可能なゲージ固定の無限の数が決まります。最も一般的なゲージはニュートンゲージ（および密接に関連した共形ニュートンゲージ）であり、保持されるスカラーはニュートンポテンシャル Φ と Ψ であり、これらはニュートン重力からのニュートンポテンシャルエネルギーに正確に対応します。同期ゲージ など、他の多くのゲージが使用され、これは数値計算に効率的なゲージになり得ます（ CMBFASTによって使用されます）。各ゲージには、依然として非物理的な自由度がいくつか含まれています。いわゆるゲージ不変形式があり、この形式では、ゲージ不変な変数の組み合わせのみが考慮されます。

宇宙の初期条件は、宇宙インフレーションのスケール不変の量子力学的変動から生じると考えられています。空間内の特定の点における背景エネルギー密度の摂動は、平均ゼロの等方性均質ガウスランダム場によって与えられます。これは、の空間フーリエ変換が次の相関関数を持つことを意味します。${\displaystyle \rho (\mathbf {x} ,t)}$ ${\displaystyle \rho }$${\displaystyle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t)}$

${\displaystyle \langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =f(k)\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )}$、

ここで は3次元ディラックのデルタ関数であり、は の長さである。さらに、インフレーションによって予測されるスペクトルはほぼスケール不変であり、これは ${\displaystyle \delta ^{(3)}}$${\displaystyle k=|\mathbf {k} |}$${\displaystyle \mathbf {k} }$

${\displaystyle \langle {\hat {\rho }}(\mathbf {k} ,t){\hat {\rho }}(\mathbf {k} ',t)\rangle =k^{n_{s}-1}\delta ^{(3)}(\mathbf {k} -\mathbf {k'} )}$、

ここで、は小さな数です。最後に、初期条件は断熱または等エントロピーです。これは、各種の粒子のエントロピーの分数摂動が等しいことを意味します。結果として得られる予測は、観測結果と非常によく一致しています。 ${\displaystyle n_{s}-1}$