This series of lectures gives a pedagogical review of the subject of cosmological inflation. I discuss Friedmann-Robertson-Walker cosmology and the horizon and flatness problems of the standard hot Big Bang, and introduce inflation as a solution to those problems, focusing on the simple scenario of inflation from a single scalar field. I discuss quantum modes in inflation and the generation of pri
インフレーション理論では、宇宙は誕生直後の10-36秒後から10-34秒後までの間に、エネルギーの高い真空(偽の真空)から低い真空(現在の真空)に相転移し、この過程で負の圧力を持つ偽の真空のエネルギー密度によって引き起こされた指数関数的な膨張(インフレーション)の時期を経たとする。 この膨張の時間発展は正の宇宙定数を持つド・ジッター宇宙と同様のものである。この急激な膨張の直接の結果として、現在我々から観測可能な宇宙全体は因果関係で結び付いた (causally-connected) 小さな領域から始まったこととなる。この微小な領域の中に存在した量子ゆらぎが宇宙サイズにまで引き伸ばされ、現在の宇宙に存在する構造が成長する種となった。このインフレーションに関与する粒子は一般にインフラトンと呼ばれる。 インフレーションによって、1970年代に指摘されていたビッグバン宇宙論のいくつかの問題点が解決
宇宙論パラメータ (うちゅうろんパラメータ、cosmological parameter) とは、現代宇宙論の理論に含まれる、宇宙の性質を特徴づける一連のパラメータのことである。その値を観測的に決定することは観測的宇宙論の主要なテーマのひとつとなっている。 概論[編集] 一般相対性理論に基づく現代宇宙論は、FLRW計量を出発点として宇宙の膨張や構造の進化を記述するものである。これらの理論には現在の宇宙の平均密度などの理論それ自身からは決定することのできないいくつかの未定パラメータが含まれている。観測的宇宙論の立場ではこれらのパラメータの値を実際の観測に基づいて決定することが主要な問題のひとつとなる[1]。 主要な宇宙論パラメータとしては以下のものがある[2]。 ハッブル定数 H0 スケール因子 a の時間変化率、つまり現在の宇宙の膨張率を表す。 物質の密度パラメータ Ωm0 現在の臨界密度
フリードマン方程式(フリードマンほうていしき、Friedmann equations)は、一般相対性理論のアインシュタイン方程式の厳密解の一つであるフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量(FLRW計量)から得られる時空の運動方程式である。標準ビッグバン宇宙モデルでの宇宙膨張を表す方程式であり、観測的宇宙論における宇宙論パラメータは、フリードマン方程式を元に導出される。1922年に、アレクサンドル・フリードマンが、宇宙モデルとして提出したものである。本稿では、宇宙項を含めて方程式を示す。 一様で等方な時空であるFLRW計量を仮定する; は、宇宙のスケール因子(膨張因子)と呼ばれる量で、時刻 での宇宙の大きさを相対的に示す量である。 は、時空に仮定する曲率で、曲率の正・負・ゼロに対応して、 の値を取る。 物質分布は完全流体であると仮定する。すなわち、エネルギー・運動量テンソルを
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