本当の物理学用語: ビッグバンからブラックホールまで

科学研究において、科学者は新しい自然現象を発見したり、新しい科学的概念を提案したりするたびに、その現象に名前を付ける固有名詞を作成します。適切な名前を付けると理解しやすくなります。複雑な現象や難しい概念も、直感的でわかりやすい名前のおかげで記憶に残ります。いくつかの科学用語は魅力的で、人々の好奇心や探求心を刺激します。名前が良くないと、誤解されたり、読む気が失せたりする可能性があります。この記事では、宇宙論と天体物理学におけるよく知られた物理用語のいくつかを詳しく見て、その意味を注意深く研究し、その背後にある物理的な意味を探ります。

著者：Chen Shaohao（マサチューセッツ工科大学、米国）

ビッグバンは爆発ではなかった

宇宙とは、空間と時間の総体を指し、空間と時間内のすべての物質とエネルギーを含みます。英語の「Universe」は「ユニーク」を意味し、宇宙は一つしか存在せず、その中にすべてが含まれていることを意味します。

物理学には、複数の独立した並行宇宙が存在するとする多元宇宙論があります。しかし、これはあくまで数学的論理に基づく仮説であり、現実世界では検証できません。

私たちが住んでいる宇宙は、約137億8000万年前のビッグバン現象から始まりました。ビッグバン理論は現在、宇宙の起源に関する最も信頼できる理論として認識されています。物理学者にビッグバン理論を確信させた最も重要な証拠は宇宙マイクロ波背景放射です。多数の観測により、宇宙のあらゆる方向から放射されるマイクロ波の背景温度は 2.7 ケルビンの安定した温度であることが確認されています。この背景温度はビッグバンの名残です。

ハッブル望遠鏡による観測では、宇宙のすべての天体が互いに遠ざかっていることが示されています。宇宙のどこにいても、観測者は他の天体が自分から遠ざかっていると結論付けることができます。この事実に対する合理的な説明は、宇宙が膨張しているということだ。宇宙がどんどん広くなるにつれて、宇宙にある天体は互いに遠ざかっていきます。 3次元空間の広がりは想像しにくいので、2次元空間を例に考えてみましょう。風船にランダムに 2 つの点をマークし、それを膨らませます。風船が膨張すると、表面積が増加し、マークされた 2 つの点間の距離が増加します。 3次元空間でも同様です。

現在の宇宙は膨張しているので、時間を逆転させると、宇宙が古いほど空間は小さくなります。このことから、初期の宇宙では、すべての物質とエネルギーが特異点と呼ばれる非常に小さな空間に集まっていたと推測できます。宇宙はこの小さな特異点から膨張し始め、現在の宇宙が形成されるまでに約137億8000万年かかりました。

図1. 宇宙の膨張の模式図。ビッグバン以来、宇宙は約137億8千万年にわたって膨張を続けています。 ｜画像出典：Wiki

ビッグバンとは、宇宙が非常に小さな空間から非常に短い期間で非常に急速に膨張し始めたことを意味します。これは、人々がよく知っている爆弾の爆発とは異なります。化学物質の爆発であれ、核爆弾の爆発であれ、それは宇宙における物質やエネルギーの急速な拡散を指しますが、ビッグバンは宇宙全体の急速な膨張を指します。英語の「Bang」という単語は爆発音を意味しますが、これではその単語の本質を捉えきれていないのは明らかです。いずれにせよ、英語の「The Big Bang」と中国語の「Big Bang」という用語は広く受け入れられ、使用されています。

暗黒時代には目に見える光はない

ビッグバンの後、宇宙は急速に膨張し、温度は急激に低下しました。最初の1兆分の1秒で、4つの基本的な相互作用が次々に分離しました。その後の10秒間で、さまざまな素粒子が次々と生成されました。いくつかの素粒子は相互作用を伝達しますが、他の素粒子は約 17 分 (1000 秒) で原子核を形成します。

ほとんどの粒子は反粒子と対消滅しているため、その後約 37 万年間、宇宙のエネルギーは主に光子の形で存在します。現時点では、宇宙には原子核、電子、光子からなる高温高密度のプラズマが大量に存在しています。光子は原子核や電子などの荷電粒子と頻繁に衝突するため、光子の平均自由行程は非常に短くなり、宇宙は不透明になります。光子は存在しますが、観察することはできません。

ビッグバンから約 18,000 年後、宇宙の温度は、電子が原子核に捕獲されて原子を形成できるレベルまで下がり始めました。このプロセスは組換えと呼ばれます。約37万年後、再結合プロセスは終了し、宇宙に多数の中性原子が形成されました。主に水素原子で構成されており、少量のヘリウム原子も含まれています。再結合プロセスによって生成された原子は、最初は励起状態にあり、その後、励起状態から基底状態へと急速に遷移し、光子の形でエネルギーを放出します。光子を放出するこのプロセスは光子分離と呼ばれます。荷電粒子とは異なり、中性原子は光子とほとんど相互作用せず、宇宙の密度が減少し続けると、光子の平均自由行程はほぼ無限になります。つまり、このとき光子は宇宙を妨げられることなく移動でき、宇宙は透明になります。

水素原子の脱励起から放出される光子の波長は可視光帯域にあり、黄橙色です。宇宙は膨張しているため、地球上の観測者にとっては光源が遠ざかっていることになります。ドップラー効果によれば、これらの光子が今日地球に到達すると、赤方偏移、つまり可視光からマイクロ波まで波長が長くなる現象が発生します。これは現在地球上で観測されている宇宙マイクロ波背景放射です。これは、人類が現在観測できる最も古い宇宙現象でもあります。

この時期には、理論的にはマイクロ波放射を生成できる別のメカニズム、すなわち、水素原子の基底状態の 2 つの超微細構造エネルギー レベル間の量子遷移があり、波長 21 cm の光子を放出していました。現時点では宇宙には水素原子が多数存在するため、21センチメートル線は観測できるはずです。 21cmのスペクトル線をいかに検出するかは、現在最先端の研究分野です。

ビッグバンから37万年後から数億年前まで、今日の地球上の観測者にとって、マイクロ波放射は観測できるものの、可視光線は観測できないため、宇宙のこの時代は「暗黒時代」と呼ばれています。第一世代の星が誕生し、可視光を発したのは、ビッグバンから数億年後のことでした。宇宙に光が生まれ、暗黒時代は終わりました。

超新星爆発は新しい星を生み出さない

第一世代の星は直接観測されたことはなく、理論的には非金属星であると推測されているだけです。これは、ビッグバンによって水素とヘリウムは生成されたが、金属元素は生成されなかったためです。一般に言われる金属とは異なり、天体物理学ではヘリウムよりも重い元素を総称して金属元素と呼びます。

恒星内部では大量の水素の核融合が起こり、その融合によって重力による崩壊に抵抗するエネルギーが供給されます。核融合は継続的に水素をヘリウムに変換します。巨大な恒星の場合、中心核の水素が枯渇すると、外殻の水素が融合し始め、その結果、恒星は徐々に大きくなり、ついには赤色超巨星になります。恒星の核の質量がチャンドラセカール限界を超えると、電子の縮退圧力が重力に抵抗できないため、核は突然崩壊します。崩壊中に巨大な爆発が起こり、星の物質のほとんどが高速で外に放出されます。このプロセスは超新星と呼ばれます。超新星爆発によって生み出されるエネルギーは、いくつかの軽い非金属元素を融合して重い金属元素にするのに十分です。金属元素を含む噴出物は、次世代の星の形成のための原材料となります。

第一世代の星の寿命は一般的に数百万年未満で、死ぬときに超新星爆発によって少量の金属元素を生成します。これらの金属元素は、水素やヘリウムとともに、次の世代の星を構成する元素となるため、第 2 世代の星には少量の金属が含まれます。第二世代の星の寿命は数億年から数十億年で、死ぬときに超新星爆発を起こしてさらに多くの金属元素を生成するものもあります。第三世代の星は形成中にこれらの金属元素を利用したため、金属が豊富に存在します。私たちがよく知っている太陽は第3世代の星です。

超新星爆発は極めて強い電磁放射を生成し、極めて明るい可視光を放射し、数週間、数か月、あるいは数年にわたって続くこともあります。超新星の英語名は Supernova です。nova はラテン語で「新しい」を意味し、つまり新しい明るい星が現れることを意味します。実はこの星は古くから存在していたのですが、突然明るさが著しく増加したため地球上の観測者によって発見されたため、誤って新しい星だと信じられていました。

超新星爆発の有名な例としては SN 1054 があり、その残骸がかに星雲を形成しています。西暦1054年、中国、アラブ、日本の天文学者たちは皆、この超新星爆発を記録した。 『宋史・天文記録-9』には、「治和元年5月吉兆、天官の南東数センチのところに現れ、一年後に少し沈んだ」と記されている。 『宋慧要』には次のように記されている。「嘉有元年三月、天鑑は言った。『客星が消えた。これは客が去る前兆である。』最初は、治和元年5月に、朝に東に現れ、天官を守り、太白のように昼間に見え、赤と白の4つの角があり、23日間見えました。」

図 2. ハッブル望遠鏡が捉えたかに星雲。かに星雲は超新星爆発の残骸であり、膨張したガスと塵でできた殻のような構造です。 ｜画像出典：Wiki

ブラックホールは穴ですか？

超新星爆発の後、残った恒星の中心核は崩壊を続け、巨大な圧力によって陽子が電子を吸収し、電気的に中性な中性子に変わります。星の中心核は最終的に中性子で構成された高密度の天体、つまり中性子星を形成します。典型的な中性子星の直径はわずか 10 キロメートルほどで、都市よりも小さいです。中性子星は巨大な原子核のようなもので、その密度は地球上の一般的な原子物質よりもはるかに大きい。中性子星にある小さな物質のカップの質量は、地球上の私たち全員の質量を合わせたよりも大きいでしょう。

恒星の核の質量が十分に大きい場合、シュワルツシルト半径よりも小さいサイズまで崩壊し続け、最終的にブラックホールを形成します。ブラックホールの重力場は非常に強いため、物質も電磁波（可視光を含む）も逃げることができません。脱出不可能な領域の境界は事象の地平線と呼ばれます。

1916年、ドイツの物理学者カール・シュヴァルツシルトは、アインシュタインの一般相対性方程式を解く際に、ブラックホールの特徴を持つ解を発見しました。 20 世紀初頭、物理学者は重力によって崩壊した物体をブラックホールと呼んでいました。 1960年代、アメリカの物理学者ロバート・ディッケが初めてこの天体を説明するために「ブラックホール」という用語を使用しました。その後、一般相対性理論の第一人者ジョン・ホイーラーの推進により、ブラックホールという用語は学界で広く採用されました。 （編集者注：ブラックホールの名前の由来については、
https://ar5iv.labs.arxiv.org/html/1811.06587)

事象の地平線の外側の観測者はブラックホールを直接観測することはできません。ブラックホール付近の天体の動きを観測し、重力の強さを推測することで、ブラックホールの存在を間接的に確認することができます。星間物質がブラックホールに吸収されると、急速に回転する降着円盤が形成され、強力な電磁波が放出されます。そのため、ブラックホールを取り囲む降着円盤を観測することができます。降着円盤の中心にある事象の地平線は、外から見ると穴のように見える非発光球状領域です。

ブラックホールの中心は無限の密度を持つ特異点です。ブラックホール内部の時空は大きく歪んでおり、すべての物質は中心の特異点に向かって落ちていきます。いくつかの理論では、事象の地平線内部の空間の大部分は空であると示唆されています。もしこれが本当なら、ブラックホールの中に本当に「空洞」が存在することになります。ブラックホールの内部は外部から観察できないため、その真の状態は未だに謎のままです。

図 3. 2019 年 4 月 10 日に公開された、イベント ホライズン テレスコープを使用して観測されたブラックホールの史上初の写真。 ｜画像出典：Wiki

クエーサーはクエーサーとは異なる

最後に、ブラックホールに関連する混同しやすい 2 つの用語、「クエーサー」と「準星」について見てみましょう。

1950 年代と 1960 年代に、天体物理学者は遠くの宇宙から来る電波を観測しましたが、その起源は不可解だったため、準恒星電波源と説明しました。これらの電波を放射する天体は準恒星と呼ばれ、略してクエーサーと呼ばれ、中国語では「quasar」と訳されています。しかし、その後の研究により、クエーサーは超大質量ブラックホールに吸収されている銀河であり、実際には恒星とは似ていないことが明らかになりました。

クエーサー活動のピークは約 100 億年前であり、これはクエーサーが地球から 100 億光年以上離れていたことを意味します。当時、宇宙のいくつかの銀河はたまたまブラックホールの近くにありました。ブラックホールの強い重力の影響で、銀河内の物質は回転しながら高速で落下し、降着円盤を形成し、膨大な量のエネルギーが電磁波として放出されました（図4参照）。このプロセスにより、どの恒星より​​もはるかに高い光度が生成され、クエーサーは宇宙で最も明るい天体の 1 つとなり、遠い宇宙にあるクエーサーでさえ地球上の人間が観測することができます。

図 4: クエーサーの仮想画像 (望遠鏡で撮影した写真ではありません)。 ｜ 画像出典：webbtelescope.org

クエーサーとは異なり、準星は初期宇宙で形成された仮想的な星の一種を指します。現代の恒星とは異なり、準惑星は中心にブラックホールを持っているため、別名ブラックホール星とも呼ばれます。理論計算によれば、恒星がブラックホールに崩壊するとき、恒星の外殻が超新星爆発を起こさずに崩壊によって発生したエネルギーを吸収できるほどの質量を持っていれば、準恒星が形成される。これほど大きな質量を持つ星は、水素とヘリウムが融合して金属元素になる前の初期宇宙、つまり第一世代の星の中にしか存在できなかった。

著者について

シャオハオ・チェンは、清華大学で物理学の学士号と原子分子物理学の博士号を取得しています。彼はコロラド大学ボルダー校の博士研究員であり、ルイジアナ州立大学とボストン大学で勤務した経験があります。彼は現在マサチューセッツ工科大学で高性能コンピューティングに携わっています。

この記事は科学普及中国星空プロジェクトの支援を受けています

制作：中国科学技術協会科学普及部

制作：中国科学技術出版有限公司、北京中科星河文化メディア有限公司

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