宇宙の晴れ上がり

宇宙の晴れ上がり（うちゅうのはれあがり）は、ビッグバン後の宇宙の進化における重要な段階の一つです。これは、それまで不透明だった宇宙が透明になり、光が自由に伝播できるようになる転換期を指します。

宇宙の歴史における位置づけ

ビッグバンによって宇宙が誕生した後、宇宙は非常に高温で密度の高い状態にありました。時間とともに宇宙は膨張し、温度は徐々に低下していきます。宇宙の晴れ上がりが起きたのは、ビッグバンからおよそ38万年後、宇宙の温度が約3000ケルビン（K）まで下がった頃のことです。

メカニズム：原子の形成と宇宙の透明化

それより前の初期宇宙では、原子核と電子がバラバラに存在するプラズマ状態でした。このような電離した状態では、光子（光の粒）は自由に動き回る電子と頻繁に衝突し、散乱されてしまいます。このため、光は少し進むたびに電子にぶつかり、まっすぐ遠くまで進むことができませんでした。ちょうど濃い霧の中では光が遠くまで届かないように、初期の宇宙は光にとって不透明だったのです。

しかし、宇宙の温度が約3000 Kまで下がると、陽子やヘリウム原子核といった原子核が、電子を捕まえて電気的に中性な水素原子やヘリウム原子を形成できるようになります。この過程は「宇宙の再結合」と呼ばれています。原子が形成されると、宇宙空間から散乱源となる自由な電子がほとんどなくなります。

その結果、光子は他の粒子にほとんど邪魔されることなく、非常に長い距離を直進できるようになりました。これにより、それまで霧がかったように不透明だった宇宙は、一気に「晴れ上がった」かのように透明になったのです。これが「宇宙の晴れ上がり」と呼ばれるゆえんです。

研究の歴史と用語

この宇宙の再結合と晴れ上がりの物理的なプロセスは、1960年代後半にジェームズ・ピーブルスやヤーコフ・ゼルドビッチらの研究グループによって詳細に調べられ、その理論的な基礎が築かれました。彼らは、温度の低下に伴う電子と原子核の結合の進行や、それに伴う宇宙の透明化の様子を詳細に計算しました。その後の研究でも、より精密な計算が行われ、初期の理論が基本的に正しいことが確認されています。

日本語の「宇宙の晴れ上がり」という表現は、日本の宇宙物理学者である佐藤文隆氏によって提案されたもので、この現象を的確に捉えた言葉として広く使われています。英語ではこの時期を指す直接の定訳はありませんが、「recombination epoch（再結合期）」などと呼ばれるのが一般的です。

宇宙マイクロ波背景放射との関連

宇宙の晴れ上がりの時点で、物質とほとんど相互作用しなくなった光は、それ以降、宇宙空間を自由に旅し続けてきました。この光こそが、現在私たちが観測している宇宙マイクロ波背景放射（CMB）です。晴れ上がりの頃は約3000 Kの熱放射であったこの光は、宇宙の膨張によってその波長が引き延ばされ（赤方偏移）、現在は約2.7 Kの非常に冷たい放射として観測されています。CMBは宇宙最古の光であり、宇宙の晴れ上がり直後の状態を映し出しているため、宇宙論の研究において非常に重要な情報源となっています。

最終散乱面

CMBとして観測される光子の大部分は、宇宙の晴れ上がりの瞬間に最後に電子と散乱したと考えられています。この、CMB光子が最後に物質と衝突した時期や場所のことを「最終散乱面」と呼びます。最新の宇宙論パラメータに基づく計算では、この最終散乱面はビッグバンから約37万3800年後、あるいは赤方偏移パラメータで約1090という遠い過去に対応すると見積もられています。

その後の宇宙：再電離

ただし、宇宙は晴れ上がった後も進化を続け、最初の星や銀河が誕生すると、それらから放たれる強い紫外線などによって、一度中性になった宇宙空間のガスが再び電離される時期を迎えます。これは「宇宙の再電離」と呼ばれ、晴れ上がりとは逆のプロセスです。再電離はCMBにもわずかな影響を与えるため、精密な宇宙論研究ではこの効果も考慮されています。

宇宙の晴れ上がりは、宇宙が現在のような姿になるための大きな一歩であり、私たちの宇宙観測の根幹をなすCMBを理解する上で欠かせない現象です。

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