最終更新日: 2025 年 8 月 26 日

宇宙拡散背景から見た観測可能な宇宙

宇宙マイクロ波背景放射の異方性の地図 — プランク計画によって観測された、観測可能な宇宙の最初の光（2013年3月）。この画像は、ビッグバンから約 38 万年後の創造の最初の瞬間の痕跡を表しています。画像出典:ESAとプランクのコラボレーション

観測可能な宇宙とは何を意味するのでしょうか?

観測可能な宇宙は、宇宙の年齢 (\(13.8 \, Ga\)) と光の速度を考慮すると、ビッグバン以来、光が私たちに到達するまでに時間を費やした時空の領域に対応します。これは、約 \(46 \, Gly\) (数十億光年) の半径を定義します。それを超えると、これらの領域からの光が私たちに届く時間がないため、情報はまだ私たちに届きません。

透明な宇宙光が自由に飛び交う瞬間

ザ宇宙マイクロ波の背景(CMB) は、電子と陽子が結合して最初の水素原子が形成されたビッグバンから約 38 万年後に放出されました。それまで、宇宙は光子を通さず、高密度のプラズマに閉じ込められていました。再結合が起こると宇宙は透明になり、光は自由に伝わるようになりました。この放射線は \(T \約 2.725 \, K\) まで冷却され、マイクロ波の形で私たちに届きます。

CMB 異方性: 銀河の宇宙の種

CMB の温度は非常に均一ですが、わずかな変動 (\(\Delta T/T \sim 10^{-5}\)) が存在します。これらの異方性は原始的な密度の違いを明らかにし、後に銀河、銀河団、大きな構造の形成につながります。異方性のパワースペクトルの音響ピークは、若い宇宙の物理学、つまり光子、バリオン、重力の間の相互作用を追跡します。

観測できる地平線と宇宙の幾何学

CMB の研究により、空間の幾何学構造はほぼ平らな(\(\Omega_k \約 0\))。これは、ユークリッドの法則が大規模に適用されることを意味します。最初の音響ピークの特徴的な角の大きさが、再結合時の音の水平線を設定します。したがって、CMB は宇宙論的な規則として機能し、観測可能な宇宙の規模とその動的パラメーターを測定します。

注記：用語組み換えは、宇宙の温度が \(3000 \, K\) を下回ったビッグバン (赤方偏移 \(z \約 1100\)) から約 38 万年後の時代を示します。電子が陽子と結合して最初の水素原子を形成し、宇宙が光子に対して透明になった。これらの光子は今日、宇宙マイクロ波の背景。一部の古い文献では約 300,000 年を示唆していますが、測定ではプランク 2018約 380,000 年の値を指定します。

CMB 解析から得られた基本パラメータの表

CMB によって制約される宇宙論的パラメータ
設定	測定値	物理的な重要性	コメント
宇宙の年齢	\(13.80 \pm 0.02\) ガ	ビッグバンからの経過時間	宇宙の進化に使用できる合計時間を設定します
平均CMB温度	\(2.725 \, K\)	化石マイクロ波放射	スペクトルがほぼ完全な黒体に対応していることを確認します。
バリオン密度	\(\Omega_b h^2 = 0.0224 \pm 0.0001\)	通常事項の割合	元素合成や星形成の説明に必須
暗黒物質密度	\(\Omega_c h^2 = 0.120 \pm 0.001\)	重力を司る目に見えない物質	銀河構造の急速な形成を説明する
ハッブル定数	\(H_0 = 67.4 \pm 0.5 \, km/s/Mpc\)	現在の拡大率	ローカルで測定された値より低い CMB からの値 (ハッブル電圧)
スペクトル妨害指数	\(n_s = 0.965 \pm 0.004\)	宇宙のインフレーションの兆候	変動が正確にスケール不変ではないことを示します
空間曲率	\(\オメガ_k \約 0\)	大規模な平面宇宙	インフレモデルの予測を確認する

出典: ESA Planck (2013-2018)、NASA COBE/WMAP、ACT、SPT、NASA ラムダアーカイブ。

制限と不確実性

その正確さにもかかわらず、CMB の研究には制約や不確実性の領域がないわけではありません。これらは、私たちの機器の限界からだけでなく、宇宙の基本的な特性からもたらされます。

コズミック・バリアンス: 私たちは単一の宇宙と単一の空にしかアクセスできないため、特定の統計量 (たとえば、大きな角度スケールでのスペクトル) は、軽減できない不確実性の影響を受けます。これにより、可能な精度に基本的な制限が設定されます。
天体物理学的な前景: 私たちの銀河はマイクロ波 (星間塵、電離ガス、シンクロトロン) を放出します。これらの信号は複雑なモデルを使用して分離する必要がありますが、減算は決して完璧ではなく、不確実な残差が残ります。
楽器のノイズ: 最高の検出器 (COBE、WMAP、Planck、ACT、SPT) であっても、ボロメーターの感度と熱安定性に関連するノイズが発生します。このノイズにより、最も微細な異方性の検出が制限されます。
解像度とカバー範囲: 大規模なスケール (COBE、WMAP) をうまく測定する実験もあれば、小規模なスケール (ACT、SPT) を測定する実験もありますが、角度スペクトル全体を完全にカバーするミッションはありません。測定値を組み合わせる必要があるため、相関関係が生じ、誤差が生じます。
副作用: 化石放射線は、大きな構造による重力レンズ効果や銀河団によって生成されるスニャエフ・ゼルドビッチ効果など、再結合後に変化を受けます。これらの署名により、原始信号がわずかにぼやけます。
パラメトリック縮退: 特定の宇宙論的パラメーター (暗黒物質密度やハッブル定数など) は、CMB スペクトルに同様の効果をもたらし、それらの決定を相互依存させます。したがって、測定値は他の観測値（超新星、重力レンズ、バリオン音響振動）と比較する必要があります。

These limitations explain why CMB results are always associated with uncertainty intervals and why new missions (like LiteBIRD or CMB-S4) are expected.彼らは、インフレーションの原始重力波を直接明らかにできる可能性がある、CMB、特にBモードの偏光の測定を改良することを目指しています。