宇宙地球科学 1 2013/05/21
林田 清
http://wwwxray.ess.sci.osaka-u.ac.jp/~hayasida/
の下の“授業”に資料あり
CLE にも同じ資料を置く予定
宇宙背景放射
1965 年ペンジアスとウィ ルソン マイクロ波背景放 射の発見
絶対温度３ K の黒体放射 に相当する電波強度で全 天から一様な放射
3000K の時代に放射され た光が宇宙膨張によって 波長が 1000 倍に引き伸ば されたもの
ビッグバン宇宙の証拠の
ひとつ 宇宙背景放射のスペクトル
http://map.gsfc.nasa.gov/m_uni/uni_10 1bbtest3.html
より
マイクロ波背景放射の揺らぎの観測 ＷＭＡＰと宇宙論パラメータ
宇宙の年齢 137 億年 (1% の誤差）
宇宙の密度： 4% バリオン（原子）、
23% 暗黒物質、 73% ダークエネル ギー
NASA WMAP ホームページhttp://map.gsfc.nasa.gov/m_mm.html
より
マイクロ波背景放射の起源
マイクロ波背景放射のゆらぎから宇宙膨張のパラメータを決める
WMAP チーム ,NASA 提供
http://map.gsfc.nasa.gov/media/030651/index.html
を紹介しました。
宇宙論パラメータと宇宙膨張
宇宙の大きさ、
或いは
銀河と銀河の 距離に比例す る量
宇宙のス ケール
宇宙の大きさ０、密度 無限大の時刻がある：
ビッグバン
宇宙の密度が高ければ
膨張は減速し収縮に向
かうはず
フリードマンによる膨張宇宙の解
（模式的な理解）
2
3
2 2
0
2 2 2
2 2
2
1 / 2
4 / 3
1 4
2 3
( ) ( ( ) ) 8
3
/ 8
3
v M
M r
v G r const a t r a t r
a G a kc
H a a
G kc
H a
ρ πρ
π ρ π ρ
π ρ
=
− =
=
− = −
=
− = −
図のようなある点のまわりの球殻の膨張を考える。
単位質量あたりの運動エネルギー
球殻内の質量 は球殻内の平均密度（宇宙の密度） を 使って
エネルギー保存則は
宇宙のスケール因子 を使うと
あるいはハッブル定数 を使って
宇宙のスケール因子とは 基準時刻t
0（通常は現在に とる）である２つの銀河間の 距離をｒ
0としたときに、任意 の時間ｔにおける距離ｒ
=a(t)r0
とかいたときの
a(t)参考
一様等方な宇宙を記述するアインシュタイン式
= フリードマン方程式
宇宙原理：宇宙は一様等方である を仮定する
( ) : :
0 0 : 0 : a t K K K K
<
=
>
Λ
宇宙のスケールパラメータ 空間の曲率を表すパラメータ
：開いている宇宙 平坦な宇宙
：閉じている宇宙 宇宙定数（宇宙項）
2
2 3
K a
a a
Λ
• − +
•Λ
が正であれば
の右辺は正
一旦はじまった膨張は減速するかもしれないがとまりはしない。
は重力（引力）に対抗する斥力を表現する
2 2 2
2
2 2
8
3 3
4 3
3 3
a G Kc c
a a
a G p c
a c
π ρ π ρ
= − + Λ
Λ
= − + +
参考
宇宙論パラメータ
(WMAP の観測結果に基づいて決めた）
( )
2 2 2
2
2
2
0 0
2 2 29 3
0
0
2
K 2
0 2
2 0
8
3 3
1 /
3 1.88 /100 10 /
8 /
3 :
c K m K
c
m c
a G Kc c
H a a
H H
H H g cm
G
Kc H
c H
π ρ
ρ ρ ρ π
ρ ρ
Λ Λ
−
Λ
Λ
= = − +
= + Ω + Ω = Ω + Ω + Ω
= = ×
Ω = Ω = − Ω = Λ
”現在”の時刻での値を考え
両辺を で割ると（ はハッブル定数=”現在”の膨張率）
臨界密度
：物質の密度パラメータ
：曲率の密度パラメータ
宇宙項の密度パラメータ
0.27+-0.04 -0.02+-0.02
0.73+-0.04
WMAP
による結果
宇宙は平坦 物質の密度は 臨界密度より低い
宇宙項は必要
参考
PLANCK13, Efstathiou et al.
http://www.sciops.esa.int/index.php?project=PLANCK&
page=47_eslab
宇宙の年齢 138 億年 ?
須藤靖
http://www-utap.phys.s.u-tokyo.ac.jp/~suto/myresearch/WMAP_kek03.pdfより
宇宙の地平線問題
地平線の大きさ＝光速度ｘ時間 x 宇宙膨張の効果
現在の地平線の大きさは c/H
0~4200Mpc
宇宙の晴れ上がり時（宇宙誕生後 38 万年）の地 平線の大きさは 4.2Mpc そのときの宇宙の大きさ は単純に現在から逆算するともっと大きい。
関係を持ち得ないはずの２点がなぜ 10
-5以下で 一様なのか？
宇宙の平坦性問題
現在の宇宙の密度パラメータ Ω
0はなぜ 1 に近い
のか？
インフレーション宇宙論
佐藤勝彦監修”相対性理論がみるみるわかる本“
PHP研究所参考
時間
宇宙の大き さ
従来の理論
インフレーショ ン理論
ビッグバン後
宇宙はゆったりとし た膨張を続けてきた
宇宙は初期に急激な
膨張を行い、その後
ゆるやかな膨張に転
じた
様々な波長の電磁波と天体観測手段
http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/graphics/ch05/0518.html
より
Ｘ線 紫外線 赤外線 大気の
不透明度
可視光 電波
可視光、Ｘ線、赤外線、電波の観測機器
すばる望遠鏡
国立天文台提供
http://subarutelescope.org/photo/
dome_tele2.jpgより
ハッブル宇宙望遠鏡
STScI/NASA提供
http://hubblesite.org/gallery/s howcase/telescope/t4.shtml より
野辺山
45m電波望遠鏡
国立天文台提供
http://www.nro.nao.ac.jp/~nro45mrt/NE W45M/IMG/index.htmlより
すざく衛星
宇宙科学研究所提供
あかり衛星
宇宙科学研究所提供
すざく衛星 (2005 年 7 月 10 日打ち上げ）
日本５番目のＸ線天文衛星
高いエネルギー分解能と大きな 有効面積が特徴
ブラックホール、中性子星、超 新星残骸、活動銀河核、銀河団
ブラックホール周辺の強い重力 場、高温プラズマの運動
（ 100km/s ）や元素組成の測定
大阪大学では X 線 CCD カメラの 開発、較正を担当
全長 5m
重さ 1.6t
可視光の望遠鏡
屈折望遠鏡 反射望遠鏡
SUBARU telescope at Hawaii 8.2m
http://subarutelescope.
org/Introduction/j_teles cope.html
Images from
http://www.mhhe.com/physsci/astronomy/arny/instructor/ch05imagebank.html
ヤーキス天文台
口径 1m
X 線の望遠鏡：斜入射反射鏡
X 線を全反射させるため には 1~2 度の浅い角度で 入射させる必要がある。
焦点距離は 3m-12m.
すざく衛星搭載の
X線反射鏡
*)
注
可視光と異なり、X線の 反射率は多くの物質で
1より小さい。
完全反射は空気中（ある
いは真空中）から物質に
入射するときにおきる。
太陽系外惑星の発見
( 可視光、赤外天文学の最近の発展）
http://ja.wikipedia.org/wiki/%E5%A4%AA%E9%99%BD%E7%B3%BB%E5%A4%96%E6%83
%91%E6%98%9Fより
2012/06/12
08:48 12:09
Kepler 衛星 2740 個の 惑星 ” 候補 ”
http://kepler.nasa.gov/Mission/discoveries/candidates/
より
ニュートリノ天文台（ Kamiokande) 重力波天文台 (Kagra)
スーパーカミオカンデ
東京大学宇宙線研究所神岡宇宙素粒子研究施設
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/photo/sk_build44.jpg
より
http://gwcenter.icrr.u-tokyo.ac.jp/
宇宙地球科学１ 宇宙編
イントロ、古代の天文学
太陽の輻射とエネルギー
恒星の進化と元素の起源
惑星の運動と力学の法則、暗黒物質
膨張宇宙
宇宙の姿を概観し、宇宙科学の一端にふれた。宇宙地球 科学２の宇宙編は、物理、化学、数学などの知識を使っ たより進んだレベルの授業になる。 物理学科向けには３ 年に宇宙物理学の授業がある。
身近なところにも宇宙科学との接点はある。
公式や法則を覚えて式を変形していくだけでなく、対象に関して 自分なりのイメージをもつことが重要。
一つの方法；文字式だけで終わらずに、具体的な対象に関する 値をいれて概算してみる。
