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zoom RSS 平坦性問題について wikipedia を読んでみる(2)

<<   作成日時 : 2018/04/06 00:01   >>

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"Flatness problem" の続きを読んでみましょう。

[Ωの現在値]----------------------------------------------------------
測定
現時点の の値を とする。( または は曲率 の密度として定義されるため)この値は時空の曲率を測定することによって導出することができ、曲率は多くの観測から推定することができる。

このような観測の1つは、宇宙マイクロ波背景(CMB)放射の異方性(すなわち、方向の変化 - 以下を参照)である。CMBは宇宙を満たし、光子と熱い高密度のプラズマで満たされた宇宙の初期段階からの残留電磁放射である。このプラズマは宇宙が膨張するにつれて冷却され、安定した原子を形成するのに十分に冷却すると、もはや光子を吸収しなくなった。その段階に存在する光子は、絶え間なく膨張する宇宙につれて、より暗くてエネルギーが少なくなっている。

この放射の温度は、宇宙のすべての点でほぼ同じであるが、異なる方向から受け取った温度の間にわずかな揺らぎ(10万分の1程度)がある。これらの揺らぎの角度スケール(空中のホットパッチとコールドパッチとの間の典型的な角度)は、上述したようにその密度に依存する宇宙の曲率に依存する。したがってこの角度スケールの測定は の推定を可能にする。

の別の探査は、地球からの異なる距離での Type-1a 超新星の周波数である。これらの超新星は退化した白色矮星の爆発であり、一種の標準的な光源である。 その固有の輝度を支配するプロセスがよく理解されているので、地球から見たときの見かけの明るさの尺度を使用して、それらの正確な距離測定値を導き出すことができる(距離の二乗に比例して見かけの輝度が減少する )。この距離を超新星の赤方偏移と比較することは、宇宙が歴史の異なる点で膨張している速度の尺度を与える。膨張率は、総密度の異なる宇宙論において時間とともに変化するので、 は超新星データから推論することができる。Wilkinson Microwave Anisotropy Probe(CMB異方性を測定する)のデータとSloan Digital Sky SurveyのデータとIa型超新星の観測は、 を1%以内で1に制限する。言い換えると、 が現在 未満であるため、宇宙誕生直後のプランク時間には 未満であったにちがいない。

裏の意味
この小さな値は平坦性の問題の要である。宇宙の初期密度が任意の値を取ることができるとすれば、現在が臨界値 に微妙に調整された値であることは非常に驚くことであると思うであろう。実際、初期の宇宙で からの僅かな逸脱は、数十億年の膨張の間に拡大して、臨界から非常に遠い電流密度を作り出していただろう。密度が大きい場合(  )、宇宙の密度が上昇し、Big Crunch 数年以内にに向かうことはなる(ビッグバンとは反対に、すべての物質とエネルギーが落下し非常に密度の高い状態になる)。密度が小さいの場合( )、宇宙は非常に速く膨張しまばらになり、本質的に空に見え、重力は物質を崩壊させて銀河を形成させるほどには強くない。どちらの場合でも、宇宙は銀河、星、惑星、あらゆる形の生命体のような複雑な構造を含まないであろう。

ビッグバンモデルのこの問題は、1969年にRobert Dickeによって最初に指摘されたが、密度がそのような特定の価値を取るべき理由を何らかの理由で探す動機となった。

画像


宇宙時間 t に対する相対密度 Ω。各曲線は可能な世界を表している。Ω は 1 から急速に発散することに注意してほしい。青い曲線は、現在の(グラフの右側の)小さな |Ω-1 | したがって、確かに1に非常に近い Ω で始まらなければならない。赤い曲線は、Ω の初期値が1からわずかに異なっているという仮定上の異なる宇宙であり、今日では非常に発散しており、銀河、星または惑星の形成をサポートすることはできない。
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今日はこの辺で。。。


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