宇宙論的赤方偏移と距離

宇宙が膨張するにつれて、遠方の光源からの光はより長い波長に引き伸ばされ（宇宙論的赤方偏移）、距離という概念自体が、膨張に依存するいくつかの異なる尺度に分かれます。

Definition

宇宙論的赤方偏移とは、光が伝播する間にスケールファクターが成長した割合によって、光の波長が増加することであり、宇宙論的距離とは、観測者と測定方法に依存する量（共動距離、光度距離、角径距離）であり、近傍の低赤方偏移の限界においてのみ単一のユークリッド距離に帰着します。

Scope

このトピックでは、スケールファクターの成長による波長の引き伸ばしとしての宇宙論的赤方偏移、ドップラー赤方偏移および重力赤方偏移との区別、そして膨張する時空において生じる、共動距離、固有距離、光度距離、角径距離といった距離尺度のファミリー、およびそれぞれが赤方偏移と膨張史にどのように関連するかについて扱います。

Core questions

• 宇宙論的赤方偏移が単なるドップラーシフトではないのはなぜですか？
• 赤方偏移は宇宙の膨張史とどのように関連していますか？
• 宇宙論において距離の定義が複数あるのはなぜですか？

Key concepts

• 宇宙論的赤方偏移
• 放射時のスケールファクター
• 共動距離
• 光度距離
• 角径距離
• 標準光源と標準定規

Key theories

スケールファクターの成長による赤方偏移

観測される光の波長は、放射されてからスケールファクターがどれだけ成長したかに比例して引き伸ばされるため、赤方偏移は局所的な速度ではなく、放射と観測の間の宇宙の相対的な膨張を直接測定します。

複数の距離尺度

膨張する宇宙では、光度距離（観測された明るさから）と角径距離（観測されたサイズから）は互いに異なり、共動距離とも異なります。これらはすべて赤方偏移と膨張史を通じて関連しており、したがって推測される距離は測定されるものに依存します。

Clinical relevance

これらの関係は観測を宇宙論へと転換させます。標準光源である超新星の明るさをその赤方偏移に対して測定することで、加速膨張が明らかになり、宇宙マイクロ波背景放射や銀河のクラスターの特徴に対する角径距離は、宇宙の幾何学と内容を制約します。

History

スライファーは1910年代に最初の銀河の赤方偏移を測定し、ハッブルは1929年に赤方偏移と距離の推定値を組み合わせて線形の赤方偏移-距離関係を明らかにしました。これらのシフトを通常の運動ではなく宇宙論的膨張として理解することは、フリードマン-ルメートルの一般相対性理論の解釈から導かれました。

Key figures

• Edwin Hubble
• Georges Lemaitre
• Vesto Slipher

Seminal works

• weinberg2008
• hogg1999

Frequently asked questions

銀河が私たちから遠ざかる動きをしているため、赤方偏移しているのですか？

宇宙論的スケールでは、赤方偏移は空間を通過する光を空間の膨張が引き伸ばすことによって生じるものであり、空間内の運動によるものではありません。近傍では後退速度として近似できますが、高赤方偏移では膨張の解釈が不可欠であり、後退「速度」は相対性理論に違反することなくcを超えることさえあります。

なぜ、場合によってはより遠い天体がより大きく見えることがあるのですか？

膨張する宇宙における角径距離は最大値に達した後、高赤方偏移で減少するため、非常に遠い天体は、やや近い天体よりも大きな角度を占めることがあり、これは日常のユークリッド幾何学にはない直感に反する効果です。