宇宙の始まりと終わり

今日は最後ですので、未来に関する話をしましょう。まず、この宇宙全体の未来 についてです。

宇宙は膨張していると言われています。このことを最初に観測したのはス ライファーで、近くの銀河系などの速度をドップラー効果を使って測定しました。 そして、近所にある銀河のいくつかを のぞいて、全ての銀河が後退している（光が赤方変移している）ことがわかりま した。

実はこの少し前、アインシュタインは重力の理論を``一般相対性理論''という名 でまとめました。アインシュタインはさらにこの重力の理論を宇宙全体に適用し てみました。するとわかったことは、アインシュタインの方程式に従う限り、宇 宙は自分の重力により膨張するか収縮するかのどちらかでなくてはいけない、と いうことでした。なぜこうなるのかをおおざっぱに述べると、以下のようになり ます。重力はお互い同士を引っ張る、「引力」しかありません。今宇宙の全ての 物質が止っているとすると、互いに引力を及ぼしあって、どんどん互いの距離が 縮まってしまうはずです。つまりこれが宇宙が収縮している場合です。今は最初 止っているとしましたが、最初に宇宙が膨張していたとするならば、その膨張速 度はだんだん遅くなっていくことになります。

アインシュタインは宇宙が膨張したり収縮したりするとはとても思えなかったの で、宇宙が収縮しようとするのを妨げる力を一般相対論につけくわえ、宇宙を安 定させるようにしました。これを「宇宙項」と言います。この宇宙項が斥力をつ くり、万有引力とうまくつりあって宇宙が膨張も収縮もしない状態になっている、 とアインシュタインは考えたのです（ただし、このバランスは不安定なバランス なので、宇宙項を入れても宇宙を一定状態に保つのは難しいと思われます）。

これに対し、フリードマンやド・シッターなどは、宇宙項がある場合でもない場 合でも、膨張する宇宙がアインシュタインの方程式の解になることを示し、宇宙 が膨張している可能性だってある、と指摘していました。この時点ではしかし、 宇宙が膨張しているのかどうかを判定する方法はありませんでした。

ところが、実際に遠くの銀河が離れていくことが観測されてしまいました。しか も、遠いところの銀河ほど遠く離れていることがハッブルの観測で判明します。 アインシュタインはすぐにハッブルのところに結果を見せてもらいにいったそう です（残念なことに、フリードマンはこの時すでに故人）。これでアインシュタ インが前提としていた、「宇宙は膨張したり収縮したりしない」ということは間 違いであることがわかりました。宇宙は膨張していたのです。後にアインシュタ インは「宇宙項」をつけくわえて宇宙を膨張しないようにしようとしたことを 「我が生涯最大の失敗」と後悔したそうです。

ハッブルの詳しい観測から、銀河までの距離と後退速度の間には単純な比例関係

$$\begin{eqnarray*} （後退速度）＝（ハッブル定数）×（距離）~~~~~~~（ハッブルの法則） \end{eqnarray*}$$

があることがわかりました。これはフリードマンたちの考えた膨張宇宙から導き 出される結果そのものだったのです。

この式から、宇宙の年齢が計算できます。この法則からビデオの逆回しの要領で 計算していくと、宇宙の全ての星や銀河が一点に縮まっていた時期がわかるから です。この一点に縮まった状態の宇宙を、ルメートルは「原始の原子」と呼びま した。

遠い銀河の距離を測ることは難しいため、ハッブル定数の値は観測の精度が上が るにつれ、大きくなったり小さくなったりしています。最初の頃の値で計算する と、宇宙の年齢は２０億年になりました。一方、地球の年齢は４５億年であるこ とが当時からわかっていました。ビッグバン理論の批判者たちは「地球が宇宙よ り古いはずはない」と指摘していました。やがて観測が精密になるにつれ、宇宙 の年齢は100億年から150億年と伸び、無事地球よりも古くなりました。

宇宙が膨張していることはわかったものの、それで全ての学者が「宇宙がビッグ バンで生まれた」という説に納得したわけではありません。ホイルらは``定常宇 宙論''を唱えました。宇宙は始まりも終わりもないと考えたのです。しかし宇宙 が膨張している以上、密度がどんどん薄くなっていく（過去に遡れば、濃くなっ ていく）ことになりそうです。

ホイルらは、１年の間に１立方センチの空間に１個、水素原子が生まれれば宇宙 の膨張によって密度が薄まる分とちょうど相殺するとし、宇宙にはこのように物 質を創成するメカニズムがあるに違いない、と考えました。

宇宙に始まりや終わりがあるという考えを気にいらない天文学者は多かったので、 この定常宇宙論も人気のある理論でした。

１９４８年、フリードマンの弟子であるガモフはアルファーとベーテと一緒にビッ グバンの時に宇宙にどのような元素が生まれたかを研究しました。その結果、ビッグバンがあるとすると宇宙にある元素の比率を 説明できることがわかりました。そして同時に、ビッグバンがあったとしたら、 その時の光は宇宙の膨張とともに薄まって、今も宇宙に「背景輻射」として存在 しているはずだ、と述べ、それは絶対温度７度の輻射になると予想しました。

時は流れて１９６４年、ベル電話会社のペンジャースとウィルソンは、人工衛星 から来る電波の中の雑音を減らす研究をしていました。彼らは原因のわかる雑音 を見つけるとその雑音を消すような方法を考えていたのですが、一つだけ、どう しても原因のわからない雑音がありました。アンテナを磨いたり、鳥のフンの掃 除をしたりして、それでも消えない雑音に悩まされて、これを宇宙論学者のディッ ケに相談します。ディッケはこれこそが「背景輻射」であることに気付きます。 その温度は絶対温度が３度とガモフたちの予言とはずれてはいましたが、まぎれ もなくビッグバンの名残りだったのです。

この発見により、定常宇宙論はとどめをさされた形になり、宇宙論の表舞台から 去っていきます。

現在は、また観測の精度が上がったことから宇宙の年齢などをもっと精密に知る ことができるようになると期待されています。

宇宙の始まりがわかるようになると、逆に宇宙の終わりについても知りたくなり ます。アインシュタインの方程式で計算すると、宇宙の未来は、永遠に膨張を続 けるか、途中で収縮に転じ、また１点に縮まるまで収縮しつづけるか、どちらか になります。どちらになるかは、宇宙に存在する物質の質量の大小で決まります。 現在の観測では、このどちらになるか、ちょうどぎりぎりくらいのところである ことしかわかっていません。

宇宙がいつまでも膨張し続けると、物質の密度はどんどん小さくなっていき、や がて生命などが存在できないほどに希薄になってしまうしょうでしょう。我々の ような生命の住む場所としての宇宙は、そこで終わりということになります。

逆に宇宙が収縮に転じたとしたら、今度は物質が再び圧縮され、どんどん温度が 上がっていくことになります。そしてビッグバンの時のちょうど逆(ビッグクラ ンチ)が起きて、また高温で通常の物質が存在できない状態に戻ります。そのあ ともう一度爆発が起きて次の宇宙が生まれるのでは、という話もあります。我々 の住む今の宇宙は実は最初の宇宙ではない可能性もあることになります。