宇宙の起源と進化
うちゅうのきげんとしんか
origin and evolution of the universe
現代の宇宙論は，一般相対性理論と量子論のうえに築かれている。宇宙の初期は，素粒子から成る高温高圧のガスであったが，膨張とともに温度が下がり，膨張が始って5分後に水素とヘリウムがつくられた。温度が1万度以下になると光は物質と相互作用しなくなる (宇宙の晴れ上がり) 。その後，物質が自己重力の作用で集り，銀河や星ができる。ヘリウムより原子番号の大きい元素は星の内部でのみつくられ，超新星爆発によって星間空間にまき散らされる。その後，星間ガスが凝縮して，重金属を多く含んだ太陽のような星が生れたと考えられている。 1948年 G.ガモフらは，αβγ理論をつくって宇宙初期の元素生成過程を明らかにし，65年 A.ペンジアスと R.ウィルソンは 3K宇宙背景放射を検出し，宇宙の晴れ上がりのときの光が実際に存在することを確認した。宇宙モデルとしては，17年 A.アインシュタインが，膨張または縮小する不安定な宇宙を予言するみずからの相対論に，宇宙項と呼ばれるものをつけ加えて，一様等方静的な宇宙モデルを考えた。しかし，29年 E.ハッブルは，遠方の銀河ほど大きな後退速度をもつことから，宇宙膨張を実証，宇宙項による方程式の修正は不要のものとなった。これらの研究により，初めに大爆発が起ったとする膨張宇宙論は強固な基礎をもつにいたった。しかし，宇宙の大爆発そのものについては「神」の仕事として有効な解は得られていない。その後も，アインシュタインの宇宙項を宇宙創成期に適用した「無」からの宇宙創成や，宇宙の誕生から進化，消滅のすべてを記述する S.ホーキングの波動関数，その他，インフレーション宇宙像など，多くの説が唱えられているが，いずれも多くの課題を残している。
出典 ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典ブリタニカ国際大百科事典 小項目事典について 情報
