インフレーションと初期宇宙

宇宙は膨張している、つまり遠くにある銀河ほど早く動いてる。これはハッブルの法則と呼ばれている。この観測事実は、もし時間を逆に辿っていくと宇宙は小さく密度が高く非常に高温だったことを意味する。初期宇宙の進化はアインシュタインの一般相対性理論の方程式の均一等方解であるFriedmann-Lemaitre-Robertson-Walker (FLRW) によって記述され、ビッグバン標準理論はこれに基づいている。ハッブルの法則、ビッグバン核合成(BBN)、宇宙背景マイクロ波放射(CMB)がこのビッグバン標準理論を主に支える。これら3つの観測は今でも初期宇宙の大切な探索方法である。

これまでの大成功にもかかわらず、ビッグバン理論は地平線問題、平坦問題、モノポール問題など難しい理論的課題に直面する。これらの問題点を綺麗に解決したのが宇宙のきわめて初期の段階でのインフレーション的膨張の導入であった。インフレーションでもうひとつ重要なことは、それを起こすスカラー場(インフラトンと呼ばれる)の量子的ゆらぎがごく小さな密度の揺らぎを創り出し、それが現在の宇宙で見られる銀河や銀河団構造を形成する種になったと説明できることである。この密度分布の性質はインフレーションモデルに依存するが、それはCMBの温度異方性の微小な不均一性を調べることによって探ることが可能である。

最近の観測技術の発展は初期宇宙の進化に関してこれまでにない精度で調べることを可能にし、我々の宇宙についての理解を飛躍的に高めた。しかし、どのようにしてインフレーションが起こったのか、どのようにしてインフレーションの後に宇宙が再び熱せられたのか、いかにして暗黒物質やバリオン非対称が出来たのか、密度のゆらぎには大きな非ガウシャン誤差は本当にあるのか、などまだ完全にはわかっていない。このような問題に取り組んで、宇宙がインフレーション期から現在の宇宙に進化していったかを解明したい。

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