宇宙の年表

宇宙の年表は我々の住む宇宙で起きた出来事の年表であり、ビッグバン理論を中心に他の科学理論も交えてまとめたものである。

宇宙の歴史、宇宙の展開、宇宙の進化などとも表現されるものであるが、他の宇宙では冷却速度や対称性の破れ方の違いなどによって違った過程をとる可能性もあるので注意が必要である。

観測によれば、宇宙はおよそ138億年前に誕生した。それ以来宇宙は3つの段階を経過してきている。未だに解明の進んでいない最初期宇宙は今日地上にある加速器で生じさせられるよりも高エネルギーの素粒子からなる高温の状態であり、またほんの一瞬であったとされている。そのためこの段階の基礎的特徴はインフレーション理論などにおいて分析されているが、大部分は推測からなりたっている。

次の段階は初期宇宙と呼ばれ、高エネルギー物理学により解明されてきている。これによれば、はじめに陽子、電子、中性子そして原子核、原子が生成された。中性水素の生成にともない、宇宙マイクロ波背景が放射された。

そのような段階を経て、最初の恒星とクエーサー、銀河、銀河団、超銀河団は形成された。

宇宙の終焉については、さまざまな理論がある。

1. 最初期宇宙
--------

最初期の宇宙に関係する概念はいきおい推論がちになる。現在のところこの時代に新たなる知見をもたらすのに十分な規模の加速器による実験は行われていない。多くのシナリオ案は根本の部分に意見のあわない部分がある。例えば

ハートル＝ホーキングの境界条件
ブレーン宇宙論
弦ガス宇宙論 
エキピロティック宇宙論など。補完し合う理論もあるがそうではない理論もある。

1.1. プランク時代
-----------

宇宙誕生から10-43秒後まで

超対称性が存在するなら、この時期に4つの基本相互作用—電磁相互作用、弱い相互作用、強い相互作用、重力相互作用—は、分離しておらず統一の相互作用である。この時代についてわかっていることは少ないが、シナリオによりいくつかの理論が提示されている。このような状況では量子効果のために一般相対性理論は破綻すると推測されている。超弦理論、ループ量子重力理論といった量子重力理論が確立すれば、この時代の理解が進むと期待する物理学者もいる。

1.2. 大統一時代
----------

宇宙誕生から10-43から10-36秒後

プランク時代から宇宙の膨張と冷却がはじまり、重力相互作用とゲージ理論で示される基本相互作用は分離する。この時代の物理法則は大統一理論で記述される。大統一時代は電弱相互作用と強い相互作用に分離することにより終了する。この終了はインフレーションと同時期である。いくつかの理論は大統一時代に磁気単極子が生成されるとしている。

1.3. インフレーション時代
---------------

宇宙誕生から10-36から10-32秒後

宇宙のインフレーションが生じた温度そして時間についてはよくわかっていない。インフレーションの間宇宙は閉じた宇宙であり、一様・等方に急速に拡大する段階に突入する。光子のエネルギーはクォークとハイペロンとなるが、それらの粒子はすぐに崩壊する。あるシナリオによれば、宇宙のインフレーションに先立ち宇宙は冷たく空虚となっていた。

1.4. 電弱時代
---------

宇宙誕生から10-32から10-12秒後

この時代の宇宙の温度は1028ケルビンと冷たく、強い相互作用と電弱相互作用は分離している。この電弱時代は、インフレーションにより粒子が引き離されたことも、関連していると考えられている。粒子の相互作用は活発であり、ウィークボソン、ヒッグス粒子といった大量のエキゾチック粒子が生成される。

1.4.1. 再加熱
----------

再加熱時代ではインフレーションの間に生じていた指数関数的な膨張は止まり、インフラトン場の潜在エネルギーは熱く、相対的にクォークグルーオンプラズマな粒子に変換される。大統一理論が正しければ宇宙のインフレーションは大統一理論の破綻の最中あるいは後に生じるか、さもなければ磁気単極子が確認できるはずである。この時代では、宇宙はクォーク、電子、ニュートリノが支配し、放射優勢である。

1.4.2. バリオン数生成
--------------

この宇宙において、反物質よりバリオンの方が多い理由には不明な部分が多い。この理由を説明するには、インフレーションの後にサハロフ状況が満たされなければいけない。既知の物理学と研究中である大統一理論はヒントになるが、やはり多くは不明である。

2. 初期宇宙
-------

宇宙のインフレーションの後、宇宙はクォークグルーオンプラズマで満たされる。この時点から後である初期宇宙の物理学は比較的よく理解されており、また推測も減ってくる。

2.1. 超対称性の破れ
------------

超対称性があるとすれば電弱超対称性の基準である1TeV程度の低いエネルギーで超対称性は破れ、粒子と超対称性パートナーの質量は等しくなくなると考えられる。これにより、既知の粒子の超対称性パートナーはなぜ観察されないのかが説明される。

2.2. クォーク時代
-----------

宇宙誕生から10-12秒後から10-6秒後

電弱時代の終わりに電弱超対称性が破れると、ヒッグス粒子は真空期待値を獲得し、あらゆる粒子はヒッグス機構により質量を獲得すると考えられる。重力相互作用、電磁相互作用、弱い相互作用、強い相互作用からなる基本相互作用は、現在のように分離するものの、宇宙の温度は高いためクォークの結合によるハドロンの生成は生じない。

2.3. ハドロン時代
-----------

宇宙誕生から10-6秒後から1秒後

宇宙を構成するクォークグルーオンプラズマが冷えることにより、陽子、中性子といったバリオンからなるハドロンが形成される。宇宙誕生からおおよそ0.1秒後、ニュートリノは分離して時空を自由に移動するようになる。この宇宙ニュートリノ背景は、詳細は不明であるが後に放射される宇宙マイクロ波背景に似ている。

2.4. レプトン時代
-----------

宇宙誕生から1秒から10秒後

ハドロンと反ハドロンはハドロン時代の終わりに対消滅し、宇宙の質量はレプトンと反レプトンが占めるようになる。宇宙誕生からおおよそ10秒後宇宙の温度は、レプトンと反レプトンの新たなる対はもう作られず、レプトンと反レプトンのほとんどが対消滅し、レプトンがわずかに残る。

2.5. 光子時代
---------

宇宙誕生から10秒後から38万年後

ほとんどのレプトンと反レプトンはレプトン時代の終わりに対消滅し、宇宙のエネルギーは光子に支配される。この光子は荷電した陽子、電子、原子核と干渉し、この状態は30万年続く。

2.5.1. 原子核合成
------------

宇宙誕生から3分から20分後

光子時代、宇宙の温度は原子核が生成されるまでに低下する。陽子と中性子は核融合により結合し、原子核を生成する。核合成は、宇宙の温度と密度が核融合を継続できない程度まで下がるまでのおよそ17分で終わる。この時代、中性水素の全質量はヘリウム4の全質量3倍であり、その他の核種の量はわずかである。

2.5.2. 物質優勢
-----------

宇宙誕生から7万年後

この時代、非相対的物質と相対的放射の密度は等しい。生成可能な最小の構造を決定するジーンズ長が小さくなりはじめ、それにより放射自由ストリーミングが一掃され、摂動の振幅が大きくなり始める。

2.5.3. 再結合
----------

宇宙誕生から24万年から31万年後

水素とヘリウムの原子核が電子と結合して原子が形成され、また宇宙の密度は低下する。再結合には分離が生じ、光子は物質に干渉されることなく伝播できるようになる。これにより光子は宇宙マイクロ波背景を形成し、光子時代の宇宙が現代でも観測できる。

2.6. 暗黒時代
---------

分離が生じるまで、宇宙の光子のほとんどは光子バリオン流動体の電子や陽子と相互作用している。宇宙は不透明で霧がかかっている。光といっても私たちが望遠鏡でのぞいて観測できるような光でない。宇宙におけるバリオン様の物質はイオン化プラズマから構成されていたが、再結合期に自由電子を獲得すると電気的に中性となった。それにより光子は束縛を解かれ、宇宙マイクロ波背景を形成した。光子が自由になると、宇宙は透明になった。

この時代の放射線は中性水素の放射する21cm線のみである。現在、このかすかな放射を検出する研究が行われているが、これは、初期宇宙の解明において宇宙マイクロ波背景放射よりも多くの情報を含んでいると考えられている。

3. 宇宙の大規模構造の形成
--------------