ド・ジッター宇宙

ド・ジッター宇宙

ド・ジッター宇宙は、物理学者ウィレム・ド・ジッターがアルベルト・アインシュタインの一般相対性理論における重力場方程式の解として発見した、宇宙のモデルの一つです。この解は、宇宙に存在する物質の密度と圧力がともにゼロであると仮定し、さらに宇宙定数（宇宙項とも呼ばれる）が正の値を持つ場合に成り立ちます。その名称は発見者であるド・ジッターにちなんでいます。

このモデルにおける宇宙は、空間的に平坦であるという特徴を持ちます。また、通常の物質（例えば星や銀河を構成する物質）は存在しないものとして扱われ、宇宙全体の振る舞いは、その基本的な駆動力である宇宙定数によって支配されていると考えられています。この宇宙定数は、現代宇宙論で観測されている宇宙の加速膨張を引き起こしている「ダークエネルギー」に相当するものと解釈されています。

ド・ジッター宇宙では、宇宙定数が大きければ大きいほど、宇宙の膨張率も高くなります。宇宙の空間的な広がりを示すスケール因子は、時間に対して指数関数的に増加するという特徴的な振る舞いをします。これは、宇宙が時間の経過とともにますます速く膨張していく、加速膨張宇宙であることを意味します。宇宙論で広く用いられるフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）計量を用いた膨張宇宙モデルとして表現される場合、その膨張率は一定値（ハッブル定数）を取ります。

このような指数関数的な膨張は、非常に興味深い現象を引き起こします。ド・ジッター宇宙に存在する二人の観測者がいた場合、十分に離れていれば、時間の経過とともに互いの距離が光速よりも速く開いていくことになります。これは特殊相対性理論と矛盾するように聞こえるかもしれませんが、空間自体が膨張しているためであり、情報が光速を超えて伝わるわけではありません。しかし、この結果として、二人の観測者は最終的には互いに情報を交換することが不可能になります。これは、一方の観測者にとって、他方の観測者が事象の地平面の向こう側に位置することになるためです。事象の地平面の向こう側からは、いかなる光や情報もこちら側へ到達することができません。もし私たちの宇宙が将来的にド・ジッター宇宙に近い状態になった場合、天の川銀河やそれに重力で束縛された局所銀河群以外の遠方の銀河は、やがて観測できなくなる可能性があると考えられています。

ド・ジッター宇宙は、現代宇宙論において非常に重要な概念に応用されています。特に、宇宙の最初期にごく短時間で急激な膨張が起こったとする「インフレーション理論」の多くのモデルは、ド・ジッター宇宙に近似した振る舞いをします。インフレーション期の宇宙は、時間によって膨張率が変化するものの、計算を単純化する際にはド・ジッター宇宙モデルがしばしば利用されます。これは、ド・ジッター宇宙の膨張率が一定であり、スケール因子が単純な指数関数で表されるため、インフレーション期の物理過程を扱いやすくなるからです。

このように、ド・ジッター宇宙は、特定の理想化された条件下でのアインシュタイン方程式の解として、宇宙の加速膨張や事象の地平面といった重要な現象を理解するための基本的なモデルであり、初期宇宙論のインフレーション理論においても中心的な役割を果たしています。

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