最終更新日：2025年8月29日

ビッグバン：モデルの境界

ビッグバンモデル

ビッグバンモデルは現代宇宙論の勝利の一つです。 1920年代にエドウィン・ハッブル（1889-1953）による宇宙の膨張の観測から、1965年にアーノ・ペンジアス（1933-2024）とロバート・ウィルソン（1936-）による宇宙マイクロ波背景放射の発見まで、このモデルは観測的な確証を積み重ねてきました。しかし、哲学的かつ方法論的な疑問が残ります：モデルが予測能力を失い、単なる調整可能な記述になる前に、どれだけの自由パラメータを含むことができるのでしょうか？

N.B.：
ビッグバンは、何よりも宇宙進化のモデルであり、宇宙起源のモデルではありません。ビッグバンは、ある瞬間からの宇宙の歴史を語りますが、なぜその瞬間が起こったのか、またその前に何があったのかを説明しません。

標準宇宙論モデルのパラメータ

標準宇宙論モデルはΛ-CDMと呼ばれ、宇宙マイクロ波背景放射の異方性によって精密に測定されたパラメータのセットに基づいています。これらのパラメータは、バリオン物質の密度 \( \Omega_b \)、暗黒物質の密度 \( \Omega_c \)、暗黒エネルギーの密度 \( \Omega_\Lambda \)、スペクトル指数 \( n_s \)、原始揺らぎの振幅 \( A_s \)、再電離の光学的深さ \( \tau \) です。

Λ-CDMモデルの6つの基本パラメータ
パラメータ	パラメータの確実性	記号	単位なしの値（Planck 2018で測定）	物理的な意味	主な測定方法
通常物質（バリオン物質）の密度	確実：直接観測可能でよく理解されている（原始核合成、分光学）	\(\Omega_b h^2\)	0.02237 ± 0.00015 ≈ 0.049、つまり宇宙の総密度の4.9%	4.9%：宇宙における通常物質（原子）の割合	CMBの異方性、ビッグバンの化石光の分析
暗黒物質（Cold Dark Matter - CDM）の密度	推測的：重力効果はよく測定されているが、物理的な性質は不明で、現在まで直接検出されていない	\(\Omega_c h^2\)	0.1200 ± 0.0012 ≈ 0.264、つまり宇宙の総密度の約26.4%	26.4%：宇宙における非相対論的暗黒物質の割合	銀河の回転や銀河団周辺での光の曲がり（大規模構造、重力レンズ）の観測
暗黒エネルギー（宇宙定数）の密度	非常に推測的：効果は確実に測定されているが、性質は完全に謎で、真空の性質または新しい物理現象かもしれない	\(\Omega_\Lambda\)	0.6889 ± 0.0056 ≈ 68.9%、宇宙の総エネルギーの68.9%が暗黒エネルギー	68.9%：暗黒エネルギーの割合、宇宙の膨張加速の原因	遠方の星の爆発（Ia型超新星）とその遠ざかる速度、バリオン音響振動の観測
塊（小さい vs 大きい）の分布	確実：堅牢な測定、値は1よりわずかに小さく、宇宙インフレーションの予測と一致	\(n_s\)	0.9649 ± 0.0042	1：1に近い値は、大規模構造（銀河団）が小さな揺らぎよりもわずかに優先されることを意味する	化石放射における高温域と低温域のサイズの比較。CMBのパワースペクトルを異なる角度スケールで分析
原始的な塊（揺らぎの振幅）の強度	確実：CMBにおける直接的かつ精密な測定、現在の銀河分布と一致	\(A_s\)	(2.100 ± 0.030) × 10^-9（非常に低い）	"非常に低い"は、原始宇宙が極めて均質であり、密度の変動が100万分の1のオーダーであったことを示す	微小な温度変動のマッピング（CMBのパワースペクトル）
再電離の不透明度（再電離の光学的深さ）	中程度の確実性：間接的な測定で不確実性があり、複雑な天体物理過程に依存するが、JWSTの観測と一致	\(\tau\)	0.054 ± 0.007 ≈ 5.4%	5.4%：再電離時に生成された自由電子によって散乱されたCMB光子の割合、ビッグバン後1億5千万年から10億年の間	CMB光の大規模角度における偏光の研究

N.B.：
パラメータH₀は、ΛCDMモデルの6つの基本パラメータの中にしばしば含まれますが、実際にはバリオン物質の密度（\(\Omega_b\)）、暗黒物質の密度（\(\Omega_c\)）、宇宙定数（\(\Omega_\Lambda\)）、および宇宙の幾何学から導出されたパラメータです。

出典：Planck Collaboration 2018, Astronomy & AstrophysicsおよびNASA LAMBDA Archives。

パラメータの増殖の例

パラメータが多すぎる柔軟なモデルは、どんなデータでも再現でき、その結果、真の予測能力を失います。

宇宙インフレーション

1980年にアラン・グース（1947-）によって導入された宇宙インフレーション理論は、このジレンマを完璧に例示しています。この理論は、宇宙が誕生直後のごく初期（ビッグバン後10^-36秒から10^-32秒の間）に極めて急速な膨張を経験したと仮定しています。

インフレーションは、標準モデルのいくつかの問題を優雅に解決します：地平線問題（なぜ観測可能な宇宙はこれほど均質で温度がほぼ一定なのか？）、平坦性問題（なぜ宇宙の曲率はゼロにこれほど近いのか？）、そして磁気単極子の欠如（理論的に予測されているが観測されたことのない存在）。

暗黒物質と暗黒エネルギー

これら2つの構成要素は、数十年にわたる研究にもかかわらず、依然として謎に包まれています。暗黒物質は、宇宙の総エネルギー内容の27%を占めるとされ、その重力効果（銀河の回転曲線、重力レンズ、大規模構造の形成）によってのみ現れます。

暗黒エネルギーは、宇宙の内容の68%を占め、1990年代後半から観測されている宇宙の膨張加速の原因とされています。これらの存在は、目に見えないし直接検出されていないにもかかわらず、モデルの不可欠な構成要素となっています。これらのアドホックなパラメータは、予期せぬ観測に直面したモデルを救うために導入されました。

基本定数の微調整問題

ビッグバンモデルは、私たちが観測する宇宙に似たものになるために、非常に正確な値を取らなければならない多くの基本定数と宇宙論的パラメータに基づいています。

微調整の問題は、これらのパラメータのわずかな変化が、宇宙を根本的に異なるものにする可能性があることです：銀河の形成なし、複雑な化学なし、星の安定性なし、または一貫した膨張さえもなし。ビッグバンモデルはこれらの値を入力データとして使用しますが、なぜこれらの値がちょうどこれらの値を取るのかを説明する基本的なメカニズムを提供しません。これは重要な概念的限界です：モデルはこれらのパラメータが設定された後の宇宙の進化に対して予測的ですが、なぜこれらの特定の値なのかという疑問には答えません。

現在の緊張とモデルの限界

宇宙論モデルΛ-CDMは、宇宙の進化について堅牢な記述を提供してきました。しかし、プランク、スローン・デジタル・スカイ・サーベイ、ガイア、そして2022年からはJWSTによる、ますます精密な観測により、モデルの予測と観測データの間に重要な緊張が明らかになっています。

• 最も議論されているのは、現在の膨張率であるH0の値に関する緊張です。宇宙マイクロ波背景放射からの測定値は約67 km s\(^{-1}\) Mpc\(^{-1}\)ですが、局所的な独立した方法（ケフェイド変光星、Ia型超新星）は73 km s\(^{-1}\) Mpc\(^{-1}\)に収束しています。この差は、もはや合理的な不確実性の範囲を超えています。

• もう一つの緊張は、JWSTによる非常に早い時代（ビッグバン後4億年未満）に既に質量が大きく構造化された銀河の発見から生じています。この現象は、階層的構造形成の予想速度と矛盾しているように見えます。これらの銀河の中には、高い金属量と、標準的な進化モデルが予測するよりもはるかに大きな星とハローの質量を持つものがあります。

• 宇宙マイクロ波背景放射は驚くほど均一に見えますが、宇宙の歴史の早い段階で、密度の高い領域と低い領域からなる粒状構造が観測されています。これは、初期の密度変動が完全に「ランダム」ではなかった可能性を示唆しています。

修正か置き換えか？

2つの主要な道があります：モデルをさらに複雑化し、追加のパラメータ（例えば、進化する暗黒エネルギー、自己相互作用する暗黒物質、残留曲率など）を追加するか、修正重力、インフレーションなしのモデル、または宇宙バウンスシナリオなどの概念的な代替案を探求することです。

新しい観測が予測と矛盾するたびに、モデルの基礎を問い直すのではなく、新しいパラメータを追加する誘惑が強くなります。

モデルが語らないこと

モデルがゼロの瞬間を説明できないことは、物理学と形而上学の両方に関わる基本的な疑問を残しています。最も深遠な疑問は、17世紀の哲学者ゴットフリート・ヴィルヘルム・ライプニッツ（1646-1716）によって提起されたものです：なぜ無ではなく何かがあるのか？ビッグバンモデルはこの疑問に答えません；それは前提としています。同様に、ビッグバンの前に何があったのかという疑問は、時間自体が宇宙とともに出現した場合、意味をなさないかもしれません。 スティーブン・ホーキング（1942-2018）が指摘したように、ビッグバンの前に何があったのかを問うことは、北極の北に何があるのかを問うことに似ています：その疑問は、「さらに北」という方向が存在しないのと同様に、存在しない何かを前提としています。最後に、重要な疑問が残ります：ビッグバンは絶対的な始まりを表すのか、それとも以前の状態と現在の宇宙との間の単なる遷移なのか？

ビッグバンモデルが説明することと説明しないこと
領域	モデルが予測・説明すること	モデルが説明しないこと	科学的な状態
宇宙の起源	138億年前の高密度・高温状態からの進化	なぜビッグバンが起こったのか、何が存在したのか（この疑問が意味を持つなら）、第一原因	基本的な限界：プランク時間（10^-43秒）を超えると、私たちの理論は崩壊する
物質と反物質の非対称性	観測：宇宙はほぼ完全に物質で構成され、反物質はほとんど存在しない	なぜ物質と反物質の間に不均衡があるのか（約10億の物質・反物質対に対して1つの余分な物質粒子）、この原始的な非対称性のメカニズム	未解決の主要な問題：標準モデルによれば、ビッグバンは同じ量の物質と反物質を生成し、互いに消滅したはず
宇宙の膨張	膨張率（ハッブル定数）、膨張の歴史、ハッブルによる1929年の予測の確認	なぜ宇宙が膨張しているのか、静的ではないのか、膨張の初期メカニズム	確認された予測だが、起源は不明
原始核合成	最初の3分間に軽い元素（水素、ヘリウム、リチウム）が形成され、その存在量が精密に予測される	なぜこれらの核法則が存在するのか、核合成を可能にする物理定数の起源	観測によって確認された壮大な予測
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）	存在、温度（2.7 K）、黒体スペクトル、ビッグバン後38万年の異方性	なぜ宇宙は大規模に均質だったのか、原始的な揺らぎの起源	主要な予測が確認された（1965年に発見）、しかし初期条件の起源は不明
構造形成	原始的な揺らぎからの銀河、銀河団、超銀河団の階層的形成	揺らぎの正確な起源、なぜこの特定の振幅（2 × 10^-9）なのか	プロセスはよく理解されているが、初期条件は謎
暗黒物質	空間分布、重力効果、構造形成における役割	粒子の物理的な性質、なぜ存在するのか、なぜちょうど27%なのか	効果は精密に測定されているが、性質は完全に不明（直接検出なし）
暗黒エネルギー	約50億年前からの膨張加速、エネルギー内容の68%を占める	物理的な性質、なぜ存在するのか、なぜその密度がこの正確な値なのか、本当に一定か？	観測された効果（2011年ノーベル賞）、しかし性質は完全に謎
定数の微調整	基本定数の精密な測定（微細構造定数、陽子・電子質量比など）	なぜこれらの特定の値なのか、なぜ生命と複雑性を可能にするほど微調整されているのか	確立された観測、説明なし（人間原理、マルチバース？）
宇宙インフレーション	地平線問題、平坦性問題、モノポールの欠如を解決	正確なメカニズム、インフラトン場の性質、なぜインフレーションが始まり、その後停止したのか	魅力的な仮説で部分的に検証された予測、しかし何百もの可能なバリエーション
宇宙の運命	暗黒エネルギーが一定なら：永遠の膨張とビッグフリーズ（冷たく空の宇宙）	暗黒エネルギーの将来の進化、まだ未知の物理現象が介入する可能性	現在の観測に基づく外挿、しかし長期的な不確実性