膨張する宇宙の未来

宇宙の熱的死

これまでの宇宙観測に基づいて推測される、宇宙が永遠に膨張し続けるというシナリオにおいて、宇宙の終焉は熱的死（Heat Death）と呼ばれる状態に至ると考えられています。これは、宇宙が膨張を続けるにつれて冷却され、最終的に生命が存在できるような環境ではなくなるという予測に基づいています。熱的死は、宇宙全体のエネルギー密度が均一になり、もはや有効なエネルギーの勾配が存在しない、すなわち熱力学的な平衡状態に達した究極の状態を指します。

膨張する宇宙の行方

ダークエネルギーとして知られる未知のエネルギーが、宇宙定数として一定の密度で存在する、あるいはクインテッセンスのような変動するスカラー場として宇宙の膨張を加速させている場合、銀河団同士の距離は時間と共にさらに広がり続けます。この加速膨張により、遠方の宇宙からの光は赤方偏移によって波長が著しく引き伸ばされ、その光度も極めて弱くなるため、やがて観測することが不可能になります。星の形成は約10の12乗年から10の14乗年の間は続くと予想されていますが、星を生み出す材料となるガスが全て消費されると、新たな星は生まれなくなります。燃料を使い果たした既存の星が輝きを終えるにつれて、宇宙は徐々にその光を失っていきます。大統一理論などの素粒子物理学の枠組みでは、陽子はいずれ崩壊する可能性が示唆されており、もしこれが起こるとすれば、コンパクト星などの星の残骸もやがては消滅し、宇宙にはブラックホールだけが残ると考えられます。しかし、ブラックホールもまた、ホーキング放射と呼ばれる現象によって極めて長い時間をかけて蒸発し、消え去ります。このようにして、宇宙は全ての活動を停止し、熱的死という静寂な状態を迎えると考えられています。

宇宙の空間構造は、その膨張の行方を決定づけません。もし宇宙が幾何学的に平坦であるか、あるいは開かれた構造を持つならば、ダークエネルギーが存在しないとしても、宇宙は永遠に膨張を続けると予測されます。WMAPやプランク衛星による宇宙マイクロ波背景放射の精密な観測は、宇宙が空間的にほぼ平坦であり、膨大な量のダークエネルギーが存在することを示しています。これらの観測結果は、宇宙の膨張が加速していることを強く裏付けており、遠方の超新星爆発の観測からも同様の結論が得られています。現代宇宙論の標準モデルであるΛ-CDMモデルが正しいと仮定し、ダークエネルギーが宇宙定数として振る舞うならば、宇宙の膨張は最終的に指数関数的に加速していくでしょう。

宇宙終末の歴史区分

宇宙が無限に膨張し続ける未来のシナリオは、過去に天文学者や物理学者によって深く研究されてきました。フレッド・アダムズとグレッグ・ラフリンは、著書『宇宙のエンドゲーム』の中で、膨張する宇宙の歴史を以下の5つの時代に区分して説明しています。

1. 原始時代：ビッグバン直後で、まだ星が形成されていない時代。
2. 星の輝く時代：現在を含む時代で、星や銀河が存在し、星形成が活発に行われている時代。分子雲から星が誕生します。
3. 縮退の時代：星が輝きを失い始め、白色矮星、中性子星、ブラックホールといったコンパクトな星の残骸が主となる時代。
4. ブラックホールの時代：陽子の崩壊によってコンパクト星などが消滅し、ブラックホールだけが残る時代。
5. 暗黒の時代：ブラックホールも蒸発し尽くし、空間に光子やレプトンなどの粒子のみが希薄に存在する時代。

これらの時代区分と時系列は、宇宙が今後も膨張し続けることを前提としています。もし宇宙の膨張が反転し、物質とエネルギーが一点に収縮する「ビッグクランチ」が発生する場合、これらの未来像は実現しません。

各時代の詳細な時系列

星の輝く時代

現在の宇宙の年齢は約138億年であり、この時代に属します。ビッグバンから約1.55億年後には最初の星が誕生しました。星形成の材料となる分子雲が超新星爆発などの衝撃波を受けて密度が高まり、自己重力で収縮して原始星が生まれます。原始星の中心部が十分な温度に達すると水素の核融合が始まり、主系列星として輝き始めます。質量の小さい星はヘリウム白色矮星に、太陽程度の質量の星は惑星状星雲を経て白色矮星に進化します。大質量星は超新星爆発を起こして中性子星かブラックホールとなります。星間物質の一部は恒星進化の過程で宇宙空間に戻りますが、中心核は戻らないため、星形成に利用できるガスは次第に減少します。

銀河系とアンドロメダ銀河の合体：今から約40億年～80億年後（ビッグバンから約177億年～217億年後）には、現在約250万光年離れ、秒速約300kmで接近している銀河系とアンドロメダ銀河が衝突・合体し、一つの巨大な銀河になると予測されています。ハッブル宇宙望遠鏡の観測によって、この衝突合体はほぼ確実視されています。
局所銀河群の合体：今から約1000億年後から1兆年後にかけて、銀河系やアンドロメダ銀河が属する局所銀河群の銀河たちが重力相互作用により合体し、一つの巨大銀河を形成するでしょう。
観測可能な宇宙の収縮：ダークエネルギーによる宇宙の加速膨張により、今から約1500億年後には、局所銀河群以外の全ての銀河が宇宙の地平線の向こう側に消え去ると予想されています。これにより、局所銀河群外の銀河との相互作用や通信は不可能になります。

縮退の時代

今から約10の14乗年後に星の形成が終わり、この時代が始まります。この時代は、恒星の残骸である褐色矮星、白色矮星、中性子星、ブラックホールといったコンパクト星が宇宙の主要な構成要素となります。最も質量の小さい赤色矮星でさえ、その寿命は約10兆年と予測されており、星形成が終焉を迎える時期とほぼ同じです。核融合の燃料を使い果たした星は冷え固まり、黒色矮星などになります。宇宙は全体的に暗くなりますが、時にはIa型超新星爆発のような現象によって一時的に明るくなることがあります。これは、白色矮星同士が合体してチャンドラセカール限界を超える質量になった場合に起こり得ます。また、褐色矮星などが非常にゆっくりと星間物質を集めたり、他の天体と衝突したりすることで、新たな恒星（赤色矮星など）を一時的に生み出す可能性もゼロではありません。

惑星系の崩壊：今から約10の15乗年後には、重力波の放出による軌道の収縮や、近くを通過する他の天体の摂動によって、惑星はその主星の系から弾き出されるか、主星に落下していくと考えられています。
銀河からの天体放出：約10の19乗年から10の20乗年後にかけて、銀河内の天体間の重力的な「緩和」と呼ばれる相互作用により、銀河内の物質の運動エネルギーが交換されます。これにより、一部の天体は銀河の脱出速度を得て銀河系外へ放出され、残りの一部は銀河中心の超大質量ブラックホールへと落下していくと考えられています。
イオン化：今から約10の23乗年後には、宇宙の膨張による密度の低下により、星間物質や惑星などが熱力学的平衡状態に達し、構成原子が電離して散逸する可能性が示唆されています。

陽子崩壊が生じた場合の未来

もし大統一理論などが予測する陽子の崩壊が実際に起こる場合、宇宙の未来は大きく変わります。

核子の崩壊の始まり：現在の実験では陽子の半減期は10の34乗年よりも長いことが分かっていますが、理論的には10の31乗年から10の39乗年の間に崩壊すると予測されています。陽子の半減期が短いほど、崩壊プロセスは速やかに進みます。約10の37乗年後には、バリオン物質の半分がガンマ線や光子に変換される可能性があります。
全核子の崩壊：想定される陽子の半減期に基づくと、約10の40乗年後にはほぼ全ての核子（陽子と中性子）が崩壊し、バリオン物質は実質的に消滅して光子やレプトンに変化すると考えられています。

ブラックホールの時代

今から約10の40乗年後から10の100乗年後にかけては、宇宙に存在する主要な天体はブラックホールのみとなります。ブラックホールはホーキング放射によって非常にゆっくりと質量を失い、蒸発していきます。太陽程度の質量のブラックホールは約2×10の66乗年で蒸発しますが、超大質量ブラックホールでは蒸発に2×10の100乗年といった途方もない時間がかかると計算されています。ブラックホールの蒸発は、この時代の暗黒の中で微かな光の源となります。

暗黒の時代

今から約10の100乗年後以降には、全てのブラックホールが蒸発し、宇宙はほぼ完全な真空に近い状態になります。空間には光子、ニュートリノ、電子、陽電子といった粒子が希薄に漂うのみで、それらが互いに遭遇することはほとんどありません。宇宙の重力は主にダークマターと、わずかに存在する電子と陽電子によって支配されるでしょう。この時代の宇宙は極めて低いエネルギー状態にあり、非常に長い時間をかけてごくわずかな変化を続けるのみです。

宇宙の永遠

約10の2500乗年後、あるいはそれ以降の極めて遠い未来には、宇宙は究極の熱的死を迎えるか、ダークエネルギーの密度がさらに増大して全ての構造が引き裂かれるビッグリップに至る可能性が考えられています。また、現在の真空状態が偽の真空であり、それが崩壊して新たな宇宙が誕生したり、宇宙が二度目のインフレーション期に突入したりするシナリオも理論上は存在します。このような極限状態では、マクロな物理法則は意味をなさなくなり、量子のゆらぎが支配的な現象を引き起こす可能性があります。ランダムな量子のトンネル効果やゆらぎによって、極めて低い確率ながら新たなビッグバンが発生する可能性も指摘されています。また、永遠の時間スケールでは、統計的なゆらぎによって一時的にエントロピーが減少するような状態が現れることも理論上は考えられます。

陽子崩壊が生じなかった場合の将来

もし陽子が崩壊しない場合、宇宙の終末は異なる様相を呈します。

スファレロン過程：現在の標準模型では陽子は安定とされますが、電弱相互作用におけるカイラルアノマリーは、陽子や中性子といったバリオンを、スファレロンという過程を通して反レプトンに変換する可能性を示唆しています。ただし、低エネルギーでのこの現象は実験的に確認されていません。
物質の鉄への崩壊：今から約10の1100乗年から10の32000乗年後にかけて、トンネル効果やミューオン触媒核融合といった過程により、軽い原子核はより安定な鉄56へと変換されていくと考えられています。また、重い元素も核分裂やアルファ粒子の放出を経て鉄になります。これにより、宇宙には恒星ほどの質量を持つ冷たい鉄の塊、「鉄の星」が形成されると予測されています。
* 鉄の星のブラックホール化：約10の10の26乗年から10の10の76乗年後という極めて長い時間スケールで、トンネル効果によって鉄の星が自らの重力で収縮し、中性子星を経てブラックホールになると推測されています。

陽子崩壊が生じないシナリオにおいても、最終的にはブラックホールが蒸発し、宇宙は陽子崩壊が生じるシナリオと同様の暗黒時代を迎えると考えられています。どちらのシナリオに進むにしても、宇宙は活動を停止し、究極の静寂へと向かう運命にあると予測されているのです。

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