宇宙論と宇宙物理学

11.1 近代天文学の発展

近代天文学の時代は18世紀後半から19世紀にかけて始まった。望遠鏡は航海のための器具であるだけでなく、宇宙を地図に描く道具にもなった。ウィリアム・ハーシェルの恒星調査から星の光のスペクトル分析まで、この時代に天文学は天体の位置を目録に記す学問から、天体の物理を扱う天体物理学へと変貌した。

11.1.1 ウィリアム・ハーシェルと銀河系の地図作り

ウィリアム・ハーシェル（1738–1822）は、もともとハノーファー出身の音楽家で、イングランドに移住した。光学に魅了された彼は反射望遠鏡を自作し、その中には当時最大級のものもあった。

1781年3月13日、彼は 天王星 を発見した。肉眼で見える五つの惑星以外の惑星が発見されたのは、有史以来初めてのことだった。この発見は太陽系の境界を広げ、空にはまだ発見を待つ秘密があることを示した。

しかし、ハーシェルの関心は惑星にとどまらなかった。自身も複数の彗星を発見した妹のカロライン・ハーシェルとともに、彼は夜空の系統的な調査に取り組んだ。二人は夜ごと何千もの星や星雲を数え、目録に記した。ウィリアムはその計数結果から銀河系の大まかな「地図」を描こうとし、太陽系は恒星からなる円盤の中にあると考えた。

当時は知られていなかった星間塵による星の光の減光のために限界はあったものの、ハーシェルの研究は 統計天文学 の始まりとなった。大規模な調査によって宇宙の構造を明らかにできるという考え方である。

11.1.2 スペクトル分析の登場

19世紀半ばまで、星は基本的に謎の光だった。その距離を測ることも、組成を知ることもできないと思われていた。分光学の発見は、この状況を劇的に変えた。

ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファーは1814年、太陽のスペクトルに数百本の暗い吸収線があることを観測していた。その後1850年代に、グスタフ・キルヒホッフとロベルト・ブンゼンは、これらの線を特定の化学元素と結び付けた。各元素は光に固有の「指紋」を残すため、科学者は遠方の天体に触れることなく、その化学組成を調べられるようになった。

これは革命的だった。人類は初めて「星のDNA」を読み取れるようになったのである。

ここから天文学は物理学や化学と融合し、 天体物理学 になった。太陽や星には水素、ヘリウム、さらに重い元素が含まれるとわかり、天体は完全で不変の「エーテル」からできているという古代の信念は覆された。

11.1.3 恒星のエネルギー問題

19世紀末には、根本的な謎が浮かび上がった。 太陽や星は何をエネルギー源として輝いているのか。

ヘルマン・フォン・ヘルムホルツとケルビン卿が提唱した重力収縮モデルでは、太陽は自らの重力でゆっくり収縮することで輝くとされた。解放される位置エネルギーは確かに熱を生むが、計算によると、それで太陽が輝けるのは約 2000万年 にすぎなかった。一方、地質学や生物学の証拠はすでに、地球とその上の生命がはるかに古く、数億年、さらには数十億年の歴史を持つことを示唆していた。

この矛盾は、恒星のエネルギーを説明するうえで古典物理学が不十分であることを予告していた。

11.1.4 量子論と相対論による革命

解決がもたらされたのは20世紀に入り、原子核物理学とアインシュタインの相対論が結び付いてからだった。質量とエネルギーの等価性を表す式

E = m c^{2},

は、ごくわずかな質量を膨大なエネルギーに変換できることを示した。やがて、恒星の中心部で水素がヘリウムへと融合する核融合こそが、星のエネルギー源だと認識された。しかしその突破口が開かれるまで、 エネルギー問題 は何十年にもわたって天体物理学を悩ませ、新たな物理学の探究を促した。

11.1.5 主な発展の年表（18–19世紀）

年	科学者	発見・貢献
1781	ウィリアム・ハーシェル	天王星の発見
1785	W. ハーシェルとC. ハーシェル	恒星の計数と銀河系の地図作り
1814	ヨーゼフ・フォン・フラウンホーファー	太陽スペクトルの暗線の同定
1859	キルヒホッフとブンゼン	スペクトル線と化学元素の対応付け
1862	アンジェロ・セッキ	初期の恒星スペクトル分類
1890年代	ヘルムホルツ、ケルビン（それ以前）、ほか	恒星のエネルギーの重力収縮モデル

11.1.6 振り返り

こうして19世紀は天文学を一変させた。天文学は単なる「天の幾何学」ではなくなり、星の一生、組成、運動を扱う物理科学になった。銀河の正体、宇宙の構造、星の運命という残された謎が、次の世紀の研究を方向付けることになる。

これは天体物理学の夜明けだった。

11.2 一般相対論と初期の宇宙モデル

20世紀の幕開けは、物理学と天文学の両方に大変革をもたらした。ニュートンの重力理論は200年以上にわたって惑星や彗星の運動を説明してきたが、ほころびが見え始めていた。最も有名なのが、どうしても説明できなかった水星の軌道の異常な歳差運動である。新しい重力理論が必要とされ、アルベルト・アインシュタインは1915年、 一般相対性理論 によってそれを実現した。

11.2.1 アインシュタインの曲がった時空

アインシュタインの核心的な洞察は、重力がニュートン的な意味での力ではなく、時空そのものの曲がりの現れだというものだった。物質は時空にどう曲がるかを指示し、時空は物質にどう動くかを指示する。

一般相対論の基本方程式は、 アインシュタイン方程式 である。

G_{μν} + Λ g_{μν} = \frac{8 π G}{c ^{4}} T_{μν},

ここで、各記号は次を表す。

$G_{μν}$ は時空の曲率を記述するアインシュタインテンソル、
$Λ$ は宇宙定数、
$T_{μν}$ は物質とエネルギーを記述するエネルギー運動量テンソルである。

この方程式は、惑星や恒星だけでなく、宇宙全体を記述する解も許す。

11.2.2 宇宙定数とアインシュタインの「最大の失敗」

アインシュタインが1917年に初めて理論を宇宙全体へ適用したとき、彼は宇宙が 静的で永遠 であるはずだと仮定した。しかし、その方程式は自然には膨張または収縮を予言した。静的なつり合いを得るために、彼は宇宙規模で重力に対抗する追加項、 宇宙定数 $Λ$ を導入した。

後の発見によって、宇宙が膨張していることが明らかになる。アインシュタインは $Λ$ の導入を 「最大の失敗」 と呼んだと伝えられる。それでも現代宇宙論では、宇宙定数は宇宙の加速膨張を引き起こす ダークエネルギー として再解釈され、再び登場している。

11.2.3 アレクサンドル・フリードマンと動的な宇宙

1922年、ロシアの数学者 アレクサンドル・フリードマン は、静的な宇宙を仮定せずにアインシュタイン方程式の解を導いた。宇宙が一様かつ等方的なら、スケール因子 $a (t)$ は、現在 フリードマン方程式 と呼ばれる式に従って時間発展することを示した。

(\frac{a ˙}{a})^{2} = \frac{8 π G}{3} ρ - \frac{k c ^{2}}{a ^{2}} + \frac{Λ c ^{2}}{3},

\frac{a ¨}{a} = - \frac{4 π G}{3} (ρ + \frac{3 p}{c ^{2}}) + \frac{Λ c ^{2}}{3},

ここで $ρ$ は質量密度（エネルギーの質量換算分も含む）、 $p$ は圧力、 $k$ は空間曲率を表す。ここではスケール因子は長さの次元を持ち、曲率の指標は無次元である。

フリードマンの研究は宇宙が膨張も収縮もできることを意味し、静的モデルからの根本的な転換となった。

11.2.4 ジョルジュ・ルメートルと「原始原子」

独立に、1927年、ベルギーの聖職者で物理学者でもある ジョルジュ・ルメートル は、宇宙が膨張していると提唱した。1931年にはさらに、宇宙が「原始原子」から生じたと考えた。これはビッグバン理論を先取りする、爆発的な始まりの構想だった。当初、彼の考えは懐疑的に受け止められた。とりわけアインシュタインは、 「君の計算は正しいが、物理はひどい」 と言ったと伝えられる。

皮肉にも、その後まもなく観測がルメートルの構想を裏付け、歴史は彼の正しさを示すことになった。

11.2.5 1919年の日食とエディントンの観測隊

大胆な実験がなければ、一般相対論は数学上の珍しい理論にとどまっていたかもしれない。1919年5月29日の日食で、イギリスの天文学者 アーサー・エディントン は、太陽の重力による星の光の曲がりを測るため、アフリカ沖のプリンシペ島とブラジルのソブラルに向かう観測隊の指揮に携わった。

アインシュタインはニュートン理論からの予想の2倍に当たる 1.75秒角 の偏向を予言していた。エディントンの測定はアインシュタインの理論と一致し、結果は世界中で新聞の一面を飾った。アインシュタインは一夜にして国際的な有名人となり、一般相対論は実証的な裏付けを得た。

11.2.6 主な節目（1915–1930年）

年	科学者	貢献
1915	アルベルト・アインシュタイン	一般相対論の定式化
1917	アインシュタイン	静的宇宙のための宇宙定数の導入
1919	アーサー・エディントン	日食観測隊が光の曲がりを確認
1922	アレクサンドル・フリードマン	動的な宇宙論的解
1927	ジョルジュ・ルメートル	膨張宇宙（「原始原子」仮説は1931年）

11.2.7 振り返り

1930年代までに、宇宙像を根本から描き直す舞台が整った。宇宙はもはや静的な背景ではなく、始まりを持つかもしれない動的な存在になった。一般相対論は、それを記述する新しい言語を与えた。まもなく、エドウィン・ハッブルをはじめとする観測天文学者が決定的な証拠を提供することになる。

これは、近代的な科学分野としての 宇宙論 の誕生だった。

11.3 銀河の発見とハッブルの法則

アインシュタインの理論が動的宇宙を予言し、フリードマンとルメートルのモデルが膨張を示唆すると、重要な問いは 宇宙は実際にどのような姿なのか というものになった。20世紀初頭、天文学者は、いわゆる「渦巻星雲」の正体についてさえ意見が一致していなかった。それは銀河系の内部のガス雲なのか、それとも銀河系の外にある独立した銀河なのか。

11.3.1 シャプレーとカーティスの論争（1920年）

1920年、米国科学アカデミーは、二人の著名な天文学者による 「大論争」 を開催した。

ハーロー・シャプレー は、銀河系こそ宇宙のすべてで、渦巻星雲は比較的近くのガス雲だと主張した。彼は球状星団の分布を測定し、銀河系は従来考えられていたよりはるかに大きく、数十万光年の広がりがあると結論した。
ヒーバー・カーティス は、アンドロメダのような渦巻星雲は実際には「島宇宙」、すなわち銀河系と同程度の大きさを持ち、数百万光年離れた銀河だと主張した。

当時の証拠だけでは決着はつかなかった。写真には渦巻星雲が写っていたが、距離は不明だった。この論争は、宇宙の大きさがいかに不確かだったかを浮き彫りにした。

11.3.2 エドウィン・ハッブルとアンドロメダでの突破口

答えをもたらしたのは、当時世界最大の100インチ・フッカー望遠鏡を備えたカリフォルニアのウィルソン山天文台の エドウィン・ハッブル だった。1923–24年、ハッブルはアンドロメダ星雲（M31）で セファイド変光星 を同定した。ヘンリエッタ・リービットが先に発見していたセファイドの 周期–光度関係 を利用して、その距離を計算できた。

その結果、アンドロメダは銀河系の境界をはるかに越えた場所にあるとわかった。ハッブルの最初の推定は約90万光年で、現代の測定では 200万光年以上 離れている。この発見で論争は決着した。渦巻星雲は確かに銀河系の外の銀河だった。宇宙は突然、誰も想像していなかったほど広大になった。

11.3.3 膨張宇宙：ハッブルの法則（1929年）

ハッブルはそこで止まらなかった。渦巻星雲の多くが遠ざかっていることを見いだしていたヴェスト・メルヴィン・スライファーの赤方偏移の測定を用い、銀河の後退速度 $v$ と距離 $d$ を比較した。1929年、彼は驚くべき線形関係を発表した。

v = H_{0} d,

近傍宇宙では、後退速度は同じ宇宙時刻での固有距離に比例する。この直線は模式的な関係であり、測定データではない。

ここで $H_{0}$ は ハッブル定数 である。

これは宇宙膨張の重要な観測的証拠だった。フリードマンとルメートルの動的な宇宙モデルを強く支持し、現代宇宙論の観測的基盤を築いた。

11.3.4 ハッブルの謙虚さ（あるいはその欠如）

この成果はしばしばハッブルだけの功績とされるが、銀河の赤方偏移の大半を測ったのは スライファー であり、ハッブルの発表以前に一般相対論から線形関係を導いていたのは ルメートル だったことを忘れてはならない。それでも、距離と速度のデータをハッブルが総合したことで、証拠は説得力を持つものになった。

皮肉にも、ハッブル自身は「膨張宇宙」という解釈を受け入れることに慎重で、強い宇宙論的主張をせずにデータを提示することを好んだ。宇宙そのものが引き伸ばされているという形で明確に結び付けたのはルメートルだった。

11.3.5 宇宙膨張の発見の年表

年	科学者	貢献
1912	V. M. スライファー	渦巻星雲の最初の視線速度測定（アンドロメダは青方偏移）
1920	シャプレーとカーティスの論争	渦巻星雲は銀河なのか
1923–24	エドウィン・ハッブル	アンドロメダのセファイド変光星から銀河系外の距離を実証
1929	ハッブル（スライファーの成果に基づく）	速度–距離の法則、 $v = H_{0} d$
1931	ルメートル	膨張宇宙を原始原子と関連付ける

11.3.6 振り返り

1930年代初めまでに、人類の宇宙像は一挙に外へと広がった。銀河系は何十億もの銀河の一つにすぎなかった。空間そのものが膨張し、銀河を互いに引き離していた。科学は初めて、宇宙には構造があるだけでなく、歴史もあることを示唆した。

次に当然の問いが生じた。 宇宙が膨張しているなら、その始まりはどのようなものだったのか。 ビッグバン理論の種はまかれたのである。

11.4 宇宙マイクロ波背景放射とビッグバン理論

膨張宇宙の発見は、 その起源は何か という根本的な問いを投げかけた。宇宙は永遠に存在してきたのか、それとも時間的な始まりがあったのか。20世紀半ばには競合する理論が現れ、特に ビッグバンモデル と 定常宇宙論 が有力だった。決定的な証拠となったのは、初期宇宙のかすかな残光、 宇宙マイクロ波背景放射（CMB） だった。

宇宙の膨張とともに放射と非相対論的物質の密度は低下するが、宇宙定数のエネルギー密度は一定である。両軸は対数軸。

11.4.1 ジョージ・ガモフと残留放射の予言

1940年代、ロシア出身のアメリカの物理学者 ジョージ・ガモフ は、ラルフ・アルファー、ロバート・ハーマンとともに、高温・高密度の初期宇宙の状態を研究した。彼らの計算は、宇宙が高温の原始火球から始まったなら、膨張につれて冷却したはずだと示した。その時代の残留放射は今も空間を満たしているはずだが、その温度は絶対零度よりわずか数度高いだけの非常に低いものになる。

彼らは宇宙全体に一様なマイクロ波放射が広がっていると予言した。それはビッグバンそのものの化石のような余韻である。

当時、この考えはほとんど注目されなかった。多くの天文学者は、フレッド・ホイル、ヘルマン・ボンディ、トーマス・ゴールドが提唱した 定常宇宙モデル を支持していた。このモデルでは宇宙に始まりはなく、膨張しながらも密度を一定に保つために物質が継続的に生成される。ホイルはBBCのラジオ放送で、からかうような冗談として 「ビッグバン」 という言葉まで生み出した。

11.4.2 ペンジアス、ウィルソンと鳩の騒動（1965年）

20年後の1965年、 アーノ・ペンジアス と ロバート・ウィルソン は、ニュージャージー州のベル電話研究所で高感度のマイクロ波アンテナを試験していた。そこで、どうしても消えない余分な電波雑音という、持続的な背景ノイズに遭遇した。二人はあらゆる除去方法を試し、鳩の巣を取り除き、アンテナの糞まで掃除した。それでも雑音は残った。

二人が知らないところで、プリンストン大学のロバート・ディッケ率いるグループが、まさにそのような宇宙背景放射を探していた。両チームが情報を交換すると、ペンジアスとウィルソンはガモフらが予言した光を偶然見つけたのだと明らかになった。

この発見により、ペンジアスとウィルソンは1978年のノーベル物理学賞を受賞した。

11.4.3 宇宙マイクロ波背景放射の性質

現在観測されるCMBは、ほぼ完全に一様な黒体スペクトルを持ち、その温度は次の値である。

T \approx 2.725 K .

COBE衛星 のFIRAS装置が精密に測定し、1990年に最初の結果が公表されたこのスペクトルは、高温の初期宇宙からの残留放射という理論的予言と一致する。COBEは1992年に温度の非等方性を発表し、その後 WMAP と Planck がより詳細な地図を作成した。 $1 0^{- 5}$ 程度の微小な温度ゆらぎには、銀河や大規模構造の種となった密度変動の情報が刻まれている。

11.4.4 定常宇宙論の終わり

CMBの検出は、定常宇宙モデルに反する決定的な証拠となった。古典的な定常宇宙モデルでは、これほど広く満ちた黒体放射場を自然に説明できなかった。むしろ宇宙には、初期の高温の時代の痕跡が残されていた。ビッグバンモデルは推測から標準的な枠組みへと移った。

11.4.5 主な節目

年	科学者	貢献
1948	アルファー、ベーテ（名義上）、ガモフ	原始元素合成の予言（「αβγ論文」）
1948	アルファーとハーマン	宇宙背景放射の予言
1965	ペンジアスとウィルソン	CMBの偶然の発見
1990, 1992	COBE衛星	CMBスペクトルの精密測定と原始温度非等方性の発見
2001–2013	WMAPとPlanck	CMBゆらぎの高分解能地図作成

11.4.6 振り返り

宇宙マイクロ波背景放射は、しばしば「創造の残光」と呼ばれる。それによって、約140億年前、宇宙が誕生からわずか38万年で、物質と放射が初めて分離した時代を見通せる。その発見は、ビッグバンを宇宙論の主流モデルとして確立した。

この基盤の上で、宇宙論研究者はさらに深い問いを立てられるようになった。 原始的なゆらぎから星や銀河はどう形成されるのか。宇宙の幾何学はどのようなものか。その究極の運命を決めるのは何か。

11.5 星の誕生と死

宇宙論が宇宙全体に取り組む一方、天体物理学はその最も基本的な構成要素である星に目を向ける。星は永遠ではない。原子核物理と重力の厳然たる法則に従って生まれ、進化し、死を迎える。恒星進化の理解は、20世紀の天体物理学を代表する成果の一つとなった。

11.5.1 星形成：ガス雲から原始星へ

星は 巨大分子雲 、すなわち星間ガスと塵が集まった低温・高密度の領域の中で生まれる。超新星の衝撃波や銀河の衝突などをきっかけとする小さな擾乱によって、一部の領域が自らの重力で収縮する。角運動量保存により回転する原始星円盤が形成され、そこから中心の核へと物質が降着する。

密度と温度が上昇すると、収縮する雲は 原始星 へと移行する。中心温度が約 $1 0^{7}$ Kに達すると、水素からヘリウムへの核融合が始まり、星はヘルツシュプルング–ラッセル図の 主系列 に位置するようになる。

11.5.2 ヘルツシュプルング–ラッセル図

20世紀初頭、 アイナー・ヘルツシュプルング と ヘンリー・ノリス・ラッセル は独立に、恒星の光度を表面温度（またはスペクトル型）に対してプロットした。得られた図には、際立ったパターンが現れた。

主系列 ：太陽を含む大半の星が位置する斜めの帯。
巨星と超巨星 ：右上に位置する、明るく低温の星。
白色矮星 ：左下に位置する、高温だが暗い残骸。

この図は、星が一生の間にどう変わるかを示す 恒星進化の地図 になった。

11.5.3 核融合と恒星の安定性

太陽やそれに似た星は、中心部での 水素の核融合 によって輝いている。

4^{1} H \to^{4} He + 2 e^{+} + 2 ν_{e} + γ,

この反応は、ヘリウム原子核1個あたり約26.7 MeVのエネルギーを放出する。この過程が星を維持するエネルギーを供給する。静水圧平衡では、ガス圧と放射圧を合わせた圧力の勾配が、内向きの重力とつり合う。

より大質量の星では、炭素、ネオン、酸素、ケイ素というさらに別の核融合反応が始まり、鉄までの重い元素が作られる。鉄は行き止まりに当たる。それを核融合させるには、エネルギーを放出するのでなく消費するからである。

11.5.4 星の死

星の運命は、主として質量によって決まる。

低質量星（ $< 8 M_{⊙}$ ）
- 水素を使い果たすと 赤色巨星 になる。
- 外層を惑星状星雲として放出する。
- 電子の縮退圧に支えられた 白色矮星 を残す。
中質量星
- より重い元素の燃焼を開始できるが、最終的にはやはり白色矮星になる。
大質量星（ $> 8 M_{⊙}$ ）
- 鉄が蓄積すると中心核が崩壊する。
- 重力崩壊型超新星として爆発することがある。水素外層が残ればII型、外層を失えばIb/Ic型となり、重元素を宇宙空間にまき散らす。
- 残骸は、 中性子星 （中性子の縮退圧に支えられる）または ブラックホール （質量がトルマン–オッペンハイマー–ヴォルコフ限界を超える場合）となる。

11.5.5 恒星の残骸：白色矮星、中性子星、ブラックホール

白色矮星 ：大きさは地球程度で、質量はチャンドラセカール限界（ $\approx 1.4 M_{⊙}$ ）より小さいコンパクトな星。核融合は起こらず、数十億年かけてゆっくり冷える。
中性子星 ：直径わずか約20 kmで太陽程度の質量を持つ超高密度の残骸。多くは電波のビームを放つパルサーとして観測される。
ブラックホール ：事象の地平面の内側から外へ光を送ることができない天体。相対論で予言され、現在は観測からも支持されている。

11.5.6 恒星物理学の年表

年	科学者	貢献
1910年代	ヘルツシュプルングとラッセル	H–R図の開発
1920年代	セシリア・ペイン	星の主成分が水素であることを示す
1930年代	スブラマニアン・チャンドラセカール	白色矮星の質量限界（1.4 $M_{⊙}$ ）
1939	オッペンハイマーとヴォルコフ	中性子星の理論
20世紀半ば	ハンス・ベーテ	恒星の核融合反応
1967	ジョスリン・ベル・バーネル	パルサー（中性子星）の発見

11.5.7 振り返り

恒星進化の物語は、個々の星だけの物語ではなく、 宇宙の物質循環 の物語でもある。超新星は、私たちの体にある炭素から血液中の鉄まで、重元素を星間物質へ送り込む。カール・セーガンの 「私たちは星の物質からできている」 という言葉は、科学的にも正しい。

星の誕生と死は、原子核物理というミクロな世界を、銀河や宇宙論というマクロな世界へ結び付ける。恒星進化がなければ、宇宙は生命のない暗闇だっただろう。

11.6 超新星と元素の起源

大質量星の死は、宇宙で最も激しい現象の一つである。しかし、 超新星 と呼ばれるこの宇宙的な爆発は、単なる破局ではない。周期表の重い元素を作り出す炉でもある。それらがなければ、私たちの知る惑星や生命は存在できなかった。

11.6.1 チャンドラセカール限界と白色矮星の運命

1931年、インドの若い物理学者 スブラマニアン・チャンドラセカール は、電子の縮退圧が白色矮星を支えられる最大質量がおよそ次の値であると計算した。

M_{Ch} \approx 1.44 M_{⊙} .

このしきい値を超えると、電子の縮退圧だけでは崩壊を防げない。当時、この結果は、自然界がそのような奇妙な物質状態を作るとは受け入れなかったアーサー・エディントン卿との激しい論争を引き起こした。後の Ia型超新星 の観測は、白色矮星の物理の重要性を明らかにした。この爆発は白色矮星内の熱核燃焼の暴走によって起こり、降着や合体など複数の経路が考えられる。必ずしも最初にチャンドラセカール限界を超える必要はない。

11.6.2 重力崩壊型超新星：大質量星の死

大質量星（ $> 8 M_{⊙}$ ）では核融合が順次進み、水素、ヘリウム、炭素、ネオン、酸素、ケイ素、最後に鉄という、重い元素からなるタマネギ状の殻構造ができる。鉄の核融合ではエネルギーが放出されないため、鉄の中心核が成長して自らを支えきれなくなると、中心核は崩壊する。

中心核は1秒未満で崩壊し、原子核程度の密度に達する。電子と陽子は結合して中性子となり、大量のニュートリノを放出する。中心核の跳ね返りによって衝撃波が生じる。多くのモデルでは、ニュートリノによる加熱が停滞した衝撃波を再び進ませ、巨大な 重力崩壊型超新星（水素外層が残っている場合はII型） として外層を吹き飛ばすのを助ける。

これらの爆発は銀河全体より明るく輝くことがある。放出される総エネルギーの大半はニュートリノが担い、その量は太陽が一生に放射するエネルギーに匹敵することもある。

11.6.3 元素合成：元素を作る

超新星は重元素を作り、拡散させる重要な現場である。関係する過程には次のものがある。

鉄までの元素 は、崩壊以前の恒星内の核融合で作られる。
さらに重い元素（銅、銀、金、ウランなど） の起源となる元素合成過程は複数ある。速い中性子捕獲、すなわち r過程 は、中性子星の合体や一部のまれな爆発で多くの重い原子核を作りうる。恒星内の遅い中性子捕獲も寄与する。

これらの過程が合わさって、宇宙の化学的な多様性が生まれる。超新星での元素合成は重要だが、鉄より重い元素は別の環境でも生成される。

11.6.4 観測された超新星：ティコからSN 1987Aまで

超新星は歴史を通じて観測されてきた。

ティコの超新星（SN 1572） ：ティコ・ブラーエが観測し、天は不変であるというアリストテレス的な信念に疑問を投げかけた。
ケプラーの超新星（SN 1604） ：銀河系内で肉眼により観測された、記録上最後の超新星。
SN 1987A ：大マゼラン雲で起こった壮大な現象で、可視光とニュートリノの両方が検出され、中心核の重力崩壊という描像を支持した。

このように超新星は、原子核物理と素粒子物理の両方の実験室となる。

11.6.5 宇宙の物差しとしてのIa型超新星

Ia型超新星は白色矮星の熱核爆発で生じる。最大光度にはばらつきがあるが、光度曲線の形や色との経験的関係を用いて較正できる。そのため宇宙論では 「標準化可能なろうそく」 となる。較正した本来の明るさと見かけの明るさを比較することで、遠方の銀河までの距離を測れる。

1990年代、遠方のIa型超新星の観測から、宇宙膨張が加速していることが明らかになり、ダークエネルギーの発見につながった。

11.6.6 主な発展の年表

年	科学者	貢献
1931	S. チャンドラセカール	白色矮星の質量限界（1.44 $M_{⊙}$ ）
1934	バーデとツビッキー	超新星が中性子星を生むという提案
1957	バービッジ夫妻、ファウラー、ホイル（B²FH論文）	恒星と超新星での元素合成理論
1987	世界各地の観測者	SN 1987Aのニュートリノが中心核崩壊を支持
1998	超新星宇宙論プロジェクトとHigh-Zチーム	Ia型超新星から加速膨張を発見

11.6.7 振り返り

超新星は破壊者であると同時に創造者でもある。星の一生を終わらせるが、生命に不可欠な元素を銀河中にまき散らす。骨のカルシウムや血液の鉄には、恒星での元素合成と爆発の歴史が刻まれている。カール・セーガンの有名な言葉のとおり、 「私たちは星の物質からできている」。

こうして星の死は、夜空だけでなく、私たち自身の起源も照らしている。

11.7 銀河と大規模構造

星の誕生と死を見たところで、次にその壮大な集団である銀河へ目を向けよう。何十億もの星、ガス、塵、ダークマターからなるこの巨大な系は、宇宙を構成する単位である。その構造と分布の理解は、宇宙の構造だけでなく、最も深い謎のいくつかも明らかにしてきた。

11.7.1 ハッブルの音叉：銀河の分類

1920年代から1930年代にかけて、 エドウィン・ハッブル は銀河の形態による分類法を考案した。現在では ハッブルの音叉図 としてよく知られる。銀河は次のように分類された。

楕円銀河（E0–E7） ：滑らかで目立った構造のない楕円体で、ほぼ球状のものから細長いものまである。
渦巻銀河（Sa、Sb、Sc） ：渦巻腕、さまざまな大きさのバルジ、活発な星形成を持つ円盤。
棒渦巻銀河（SBa、SBb、SBc） ：中心に恒星からなる棒構造を持つ渦巻銀河。
不規則銀河 ：明瞭な構造を持たず、形が不規則な銀河。

当初は進化の順序（楕円銀河 → 渦巻銀河）を表すと考えられたが、現在では主に分類の道具とみなされている。それでもハッブルの体系は、銀河天文学の基礎であり続けている。

11.7.2 ヴェラ・ルービンとダークマター問題

1970年代、天文学者 ヴェラ・ルービン はケント・フォードとともに、渦巻銀河の 回転曲線 を測定した。質量の大部分が目に見える内側の領域に集中していれば、古典的なニュートン力学は、太陽系と同様に、銀河中心から遠ざかるほど公転速度が下がると予言する。ところがルービンは、大きな半径でも速度がほぼ一定に保たれることを見いだした。

これは、目に見える円盤をはるかに越えて、見えない質量が広がっていることを意味した。重力的には相互作用するが電磁波の放出は観測されていない物質、 ダークマター という概念が、観測を説明する重要な要素になった。現在、宇宙の 物質の約85% はダークマターだと考えられている。

11.7.3 銀河団：ツビッキーの見えない質量

その数十年前の1930年代、スイスの天文学者 フリッツ・ツビッキー は、かみのけ座銀河団を研究していた。彼は銀河の運動が速すぎて、目に見える物質の重力だけでは束縛できないことに気付いた。この不足する質量を「dunkle Materie」（暗黒物質）と呼んだ。当時その主張はほとんど顧みられなかったが、後のルービンの研究は彼の先見性を裏付けた。

11.7.4 宇宙の網：大規模構造

銀河は無作為に分布しているのではなく、 フィラメント、壁、ボイド を形作り、数億光年に及ぶ巨大な 宇宙の網 をなしている。この構造は、初期宇宙の微小なゆらぎが重力によって成長したもので、そのゆらぎは現在、宇宙マイクロ波背景放射のわずかな非等方性として見られる。

スローン・デジタル・スカイ・サーベイ（SDSS） などの現代の赤方偏移サーベイは、何百万もの銀河の位置を地図に記し、このパターンを明らかにした。宇宙は巨大なスポンジや泡に似ており、銀河はフィラメントに沿って連なり、その間には巨大な空洞がある。

11.7.5 銀河の進化：相互作用と合体

銀河は動的な系である。衝突し、相互作用し、合体して、しばしば爆発的な星形成を引き起こしたり、中心の超大質量ブラックホールに物質を供給したりする。銀河系自身も、現在、小さな矮小銀河を取り込んでいる。最終的にアンドロメダ銀河と衝突・合体する可能性はあるが、軌道測定の不確かさや他の銀河の重力のため、時期と結果はまだ不確かである。

11.7.6 主な発展の年表

年	科学者	貢献
1933	フリッツ・ツビッキー	かみのけ座銀河団の「見えない質量」（ダークマター）
1926	エドウィン・ハッブル	銀河の分類（音叉図）
1970年代	ヴェラ・ルービンとケント・フォード	銀河の平坦な回転曲線 → ダークマター
1990–2000年代	SDSS、2dFサーベイ	大規模構造の地図作成
現代	JWSTとEuclidのミッション	銀河進化とダークマター分布の探査

11.7.7 振り返り

銀河の研究は、私たちに見える星や輝くガスが氷山の一角にすぎないことを示している。宇宙の物質の大部分は暗く目に見えず、宇宙の網の形を決めている。その意味で銀河は、光の島であると同時に、さらに深い隠された実在をたどる手掛かりでもある。

この構造の奥を見つめると、次の最前線が現れる。ブラックホールと、銀河の中心で起こる激しい現象である。

11.8 ブラックホール天文学

一般相対論の予言の中で、 ブラックホール ほど現実離れして見えたものはない。時空が極端に曲がり、光さえも含め、何ものも脱出できない領域である。かつて数学上の奇妙な存在として退けられたブラックホールは、今では天体物理学の中心的な役者であり、クエーサーの動力源となり、銀河の形を決め、検出可能な時空の波紋まで生み出す。

11.8.1 理論的な起源

重力の深淵という考えはアインシュタイン以前にさかのぼる。18世紀、ジョン・ミッチェルとピエール＝シモン・ラプラスは、脱出速度が光速を超える「暗い星」を考えた。ただし、その推論はニュートン物理学に基づいていた。

厳密な枠組みを与えたのは相対論だった。1916年、 カール・シュヴァルツシルト はアインシュタイン方程式の最初の厳密解を見いだした。この解は、球対称な質量分布の外側の真空における時空の幾何学を記述する。

d s^{2} = - (1 - \frac{2 GM}{r c ^{2}}) c^{2} d t^{2} + (1 - \frac{2 GM}{r c ^{2}})^{- 1} d r^{2} + r^{2} d Ω^{2} .

ブラックホール解では、 シュヴァルツシルト半径 $r = r_{s} = \frac{2 GM}{c ^{2}}$ に事象の地平面、すなわち後戻りできない境界がある。この半径より大きい通常の星には、そのような地平面はない。その真空外部解が適用されるのは星の外側だけである。

当初はアインシュタイン自身も、これらが物理的に存在するのかを疑っていた。天体というより、理論の病的な振る舞いに見えたのである。

11.8.2 恒星の崩壊とブラックホールの実在性

1939年、 ロバート・オッペンハイマー と ハートランド・スナイダー は、十分に大質量の星が核燃料を使い果たすと、止められない崩壊によってブラックホールになりうることを示した。これは天体としてのブラックホールの理論的な誕生だった。

何十年もの間、この考えは推測にとどまった。しかし1960–70年代には間接的な証拠が積み重なった。 はくちょう座X-1 のような連星系のコンパクトなX線源が、重くて見えない伴星の存在を示唆した。これらが最初の有力なブラックホール候補となった。

11.8.3 超大質量ブラックホールとクエーサー

1963年、 マーテン・シュミット は、強い電波源に対応する可視光天体、すなわち クエーサー を調べ、そのスペクトルが大きく赤方偏移していると気付いた。クエーサーは非常に遠く、想像を絶するほど明るかった。広く受け入れられている動力源は、太陽の数百万から数十億倍の質量を持つ 超大質量ブラックホール への物質の降着である。

現在、銀河系を含む多くの大きな銀河が、中心に超大質量ブラックホールを持つとわかっている。銀河系中心のいて座A* は、約 $4 \times 1 0^{6} M_{⊙}$ の質量を持つ。

11.8.4 見え、聞こえるブラックホール：現代の観測

X線連星
連星系で物質を降着させる恒星質量ブラックホールは、高温でX線を放つ降着円盤を通してその存在を示す。
重力波（2015年以降）
LIGO共同研究グループは、合体するブラックホールからの時空の波紋を検出した。最初の事象GW150914では、太陽質量の36倍と29倍の二つのブラックホールが一つに合体した。これによって 重力波天文学 の新時代が開かれた。
イベント・ホライズン・テレスコープ（2019年）
地球規模の電波望遠鏡群が、銀河M87のブラックホールの影の最初の「画像」を作成した。2022年にはEHT共同研究グループが、いて座A*の同様の画像を公開した。これらの成果は、強い重力の領域で一般相対論を裏付けた。

11.8.5 主な発展の年表

年	科学者・チーム	貢献
1916	カール・シュヴァルツシルト	最初の厳密なブラックホール解
1939	オッペンハイマーとスナイダー	恒星の崩壊 → ブラックホール
1960年代	X線天文学	コンパクトなX線源の発見
1963	マーテン・シュミット	クエーサーの宇宙論的赤方偏移の同定
2015	LIGO共同研究グループ	最初の重力波検出（ブラックホール合体）
2019	EHT共同研究グループ	最初のブラックホール画像（M87）

11.8.6 振り返り

かつて数学上の珍しい存在だったブラックホールは、基礎物理学の中心的な実験室となった。量子の世界と宇宙を結び付け、最も極端な領域で一般相対論を検証し、銀河の進化にも影響を与える。

スブラマニアン・チャンドラセカールの言葉を借りれば、ブラックホールは「宇宙で最も完全な巨視的物体」である。古典的な一般相対論で定常的な孤立ブラックホールを記述すると、その性質は質量、スピン、電荷だけで完全に特徴付けられる。それでもホーキング放射から情報問題まで謎は残り、ブラックホール天文学は今後何十年にもわたって最前線であり続けるだろう。

11.9 ダークマターとダークエネルギー

20世紀末に天体観測の精度が高まると、二つの深い謎が浮かび上がった。第一に、銀河や銀河団を結び付けている質量は、星やガスとして見える量よりはるかに大きいようだった。これが ダークマター である。第二に、宇宙の膨張は減速するどころか加速しているとわかった。その駆動源である未知の成分が、現在 ダークエネルギー と呼ばれる。これらの見えない存在が、合わせて宇宙の大半を占めている。

外側で平坦な回転曲線と、中心に集中した質量分布の外でのケプラー的な減少を比較する。曲線は模式図であり、観測データではない。

11.9.1 ダークマター問題

銀河の回転曲線

1970年代、 ヴェラ・ルービン と ケント・フォード は、渦巻銀河の星の回転を測定した。ニュートン力学によれば、質量の大部分が内側に集中していれば、外側の公転速度は半径とともに減少するはずである。球対称な質量分布では、

v (r) \propto \frac{GM ( r )}{r} .

ところが見つかったのは 平坦な回転曲線 だった。外側でも速度はほぼ一定のままだったのである。これは、目に見える円盤のはるか外まで、大量の見えない質量が広がっていることを意味した。

銀河団

それより数十年前の1933年、 フリッツ・ツビッキー は、かみのけ座銀河団を調べ、銀河が速く動きすぎていて、光を放つ物質だけでは束縛できないと指摘した。彼は「dunkle Materie」（暗黒物質）の存在を推論した。当初は無視されたが、その洞察は後のルービンによる、より決定的な証拠を先取りしていた。

ダークマターの候補

考えられる説明には次のものがある。

バリオン性ダークマター ：暗い星、褐色矮星、MACHO（大質量コンパクトハロー天体）など。ただし、これらでは質量のすべてを説明できないと観測からわかっている。
非バリオン性ダークマター ：WIMP（弱く相互作用する重い粒子）、アクシオン、ステライルニュートリノなどの仮説上の粒子。精力的な探索にもかかわらず、まだ検出されていない。

現在、ダークマターは 宇宙のエネルギー密度の約27% を占めると考えられている。

11.9.2 ダークエネルギーの発見

1990年代末、独立した二つのチーム、 超新星宇宙論プロジェクト と High-Z超新星探索チーム が遠方のIa型超新星を観測した。宇宙膨張は減速するどころか、加速しているように見えた。

この驚くべき結果は、アインシュタインの宇宙定数 $Λ$ と整合する、空間に満ちた斥力的に働くエネルギーの存在を意味した。かつて失敗として退けられた項が、大きな意味を持って復活したのである。

11.9.3 ΛCDMモデル

現在の宇宙論の「標準モデル」は ΛCDM （ラムダ・コールド・ダークマター）と呼ばれる。そこでは次の組成が想定される。

5% ：通常の物質（バリオン）
27% ：ダークマター
68% ：ダークエネルギー（Λ）

このモデルは宇宙マイクロ波背景放射、銀河の集団化、大規模構造をうまく説明する。しかし、より深い問いも生む。 ダークマターは何からできているのか。ダークエネルギーの正体は何か。

11.9.4 観測的証拠

宇宙マイクロ波背景放射（CMB） の非等方性：COBE、WMAP、Planckによる測定が、初期の密度ゆらぎに残されたダークマターの痕跡を示す。
重力レンズ ：銀河の周囲での光の曲がりが、目に見える以上の質量を示す。
バリオン音響振動 ：銀河の分布がΛCDMの予言を裏付ける。
超新星（1998年） ：加速膨張がダークエネルギーを示唆する。

11.9.5 発見の年表

年	科学者・チーム	発見
1933	フリッツ・ツビッキー	かみのけ座銀河団の「見えない質量」
1970年代	ヴェラ・ルービンとケント・フォード	銀河の平坦な回転曲線
1998	超新星宇宙論プロジェクトとHigh-Zチーム	加速膨張
2000–2010年代	WMAP衛星とPlanck衛星	精密宇宙論とΛCDMモデル

11.9.6 振り返り

ダークマターとダークエネルギーは合わせて 宇宙の95% を占めるが、その正体はなお不明である。惑星や人を作る原子、すなわち通常の物質は、宇宙ではわずかな付け足しにすぎない。宇宙論研究者ショーン・キャロルの機知に富んだ言葉を借りれば、 「物理学は宇宙のレシピを発見したが、材料はまだ発見していない」。

これらの謎は、標準模型を超える物理、新しい粒子や場、あるいは重力そのものの修正を指し示している。どのような解決であれ、その答えは私たちの宇宙理解を塗り替えるだろう。

11.10 現代宇宙論の最前線

21世紀の宇宙論は岐路に立っている。一方では ΛCDMモデル が驚くべき精度で宇宙を記述する。他方では、ダークマター、ダークエネルギー、宇宙構造の起源の真の姿が、深い謎として残っている。宇宙論研究者は今、宇宙の最初期を探り、極限条件で一般相対論を試し、哲学との境界に近い考えを探究している。

11.10.1 宇宙のインフレーション：想像を超える急膨張

1981年、 アラン・グース は 宇宙のインフレーション 理論を提唱した。ビッグバン後の1秒にも満たない最初の一瞬に、空間が指数関数的に膨張したという理論である。インフレーションは重要な謎を解決する。

地平線問題 ：CMBはなぜ全天でこれほど一様なのか。インフレーションなら、遠く離れた領域がかつて因果的につながっていたと説明できる。
平坦性問題 ：宇宙の空間曲率はなぜこれほどゼロに近いのか。インフレーションが幾何学を平坦へと近づける。
モノポール問題 ：インフレーションは、大統一理論が予言する特異な残存物の密度を薄める。

数学的には、インフレーションは、ポテンシャルエネルギー密度 $V (ϕ)$ がダイナミクスを支配するスカラー場「インフラトン」によって記述される。光速を1とする単位系では、

H^{2} \approx \frac{8 π G}{3} V (ϕ) .

インフラトンの量子ゆらぎが宇宙規模まで引き伸ばされ、銀河形成の種となる。それは現在、CMBの非等方性として観測される。

11.10.2 マルチバース仮説

インフレーションの一部のモデル、特に 永遠のインフレーション は、インフレーションが全領域で終わることはなく、別々の領域で続いて「泡宇宙」を生むことを示唆する。それぞれの泡は異なる物理定数、法則、さらには次元数を持つかもしれない。この大胆な考えが マルチバース（多元宇宙） である。

推測的ではあるが、マルチバースは一部の理論研究者の間で真剣に考えられている。人間原理による推論を通じて、定数が見かけ上微調整されていること、例えば宇宙定数問題を説明できるかもしれないからである。しかし、その性質上、検証可能性や科学の境界について深い問いを投げかける。

11.10.3 精密宇宙論：Planckとその先へ

宇宙論は精密科学になった。2013年に最初に公表された Planck衛星 の結果は、CMBを非常に高い精度で地図化し、宇宙論パラメータを数%以内の精度で制限した。ΛCDMモデルに基づく2018年の最終結果の主な値は、次のとおりである。

宇宙の年齢： $13.80 \pm 0.02$ 十億年。
ハッブル定数： $H_{0} \approx 67.4 km/s/Mpc$ （Planckの値）。
物質・エネルギーの組成：バリオン5%、ダークマター27%、ダークエネルギー68%。

近傍で測定した $H_{0}$ （約73 km/s/Mpc）とPlanckの値の不一致など、緊張関係は残っている。この ハッブル・テンション は、新しい物理の兆候かもしれない。

ジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡（JWST） 、 Euclid 、 ヴェラ・ルービン天文台（LSST） などの次世代観測施設は、ダークエネルギー、初期銀河、宇宙の夜明けを探ることを目指す。

11.10.4 宇宙の運命

宇宙の究極の運命は何だろうか。いくつかのシナリオがある。

熱的死（ビッグフリーズ）
ダークエネルギーが一定なら、膨張は永遠に続き、重力で束縛されていない銀河系同士は遠ざかり、星は燃え尽き、宇宙は冷えて闇へと向かう。
ビッグクランチ
最終的に重力が膨張に打ち勝てば、宇宙は特異点へ再び崩壊するかもしれない。現在の証拠はこの可能性を支持していない。
ビッグリップ
ダークエネルギーが時間とともに強まる場合（ファントムエネルギー）、銀河、星、惑星、さらには原子さえ引き裂かれる可能性がある。
循環宇宙モデル
一部の理論は、膨張と収縮の周期的な繰り返しを提案しており、量子重力と関係する可能性もある。

現在、ΛCDMモデルは 熱的死 のシナリオ、すなわち冷たい空虚へと永遠に膨張し続ける宇宙を予測している。

11.10.5 現代宇宙論の年表

年	科学者・ミッション	貢献
1981	アラン・グース	インフレーションの提案
1990–2000年代	COBE、WMAP	CMB非等方性の地図作成
2013	Planck衛星	宇宙論パラメータの精密決定
2015	LIGO共同研究グループ	重力波が新たな観測の窓を開く
2020年代	JWST、Euclid、LSST	ダークエネルギーと初期銀河の探査

11.10.6 振り返り

現代宇宙論は、大きな成功と謙虚さの両方の上に立っている。宇宙をビッグバン後の1秒にも満たない時点までさかのぼれる一方、 その内容の95%は謎のまま である。スーパーコンピューターで宇宙の網を再現できる一方、なぜ物理法則が今のような形を取るのかはわからない。

スティーヴン・ホーキングはこう述べた。 「私の目標は単純だ。宇宙を完全に理解すること、なぜ今のような姿なのか、そしてそもそもなぜ存在するのかを理解することだ」。

宇宙論の最前線は、科学がまだ完成していないことを思い出させる。それは星々の間に書き続けられる、未完の物語なのである。

宇宙論と宇宙物理学

章一覧

探究テーマ