再結合_(宇宙論)

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宇宙の晴れ上がり

出典: フリー百科事典『ウィキペディア（Wikipedia）』 (2024/03/06 02:10 UTC 版)

現代宇宙論
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表 話 編 歴

宇宙の晴れ上がり（うちゅうのはれあがり）は、ビッグバン理論において宇宙の始まり以来、初めて光子が長距離を進めるようになった時期を指す。ビッグバンからおよそ38万年後に宇宙の温度は約 3000 K まで低下し電子と原子核が結合して原子を形成すると、光子は電子との相互作用をせずに長距離を進めるようになる^[1]。つまり、初期宇宙は電離度が大きいため光子にとっては「霧がかった」状態にあるが、再結合により電離度が減少する結果として宇宙は透明になる（晴れ上がる）。

「宇宙の晴れ上がり」という用語は佐藤文隆の提案によるもので^[2]、この言葉に直接対応する英語の定訳はない^[3]。この時期のことを英語では recombination epoch（再結合期）などと呼んでいる^[3]。

水素の再結合と宇宙の晴れ上がり

水素の再結合

宇宙の温度が数 eV より高温の初期宇宙ではほとんどすべての水素原子は電離状態にあるため、光子は電子と頻繁にトムソン散乱する。やがて宇宙の温度が下がり物質密度が減少すると、電子と陽子が結合し電気的に中性な水素を形成する。この過程は宇宙の再結合として知られている。

宇宙の再結合は1968年にジェームズ・ピーブルス^[4]、およびそれとは独立にヤーコフ・ゼルドビッチのグループ^[5]によって詳しく調べられた。初期宇宙では陽子、電子、光子は熱平衡にあり、サハの電離公式

${\displaystyle {\frac {x_{e}^{2}}{1-x_{e}}}={\frac {1}{(1-Y_{p})n_{\mathrm {b0} }}}\left({\frac {m_{e}k_{\mathrm {B} }T}{2\pi \hbar ^{2}}}\right)^{\frac {3}{2}}\exp \left(-{\frac {B_{1}}{k_{\mathrm {B} }T}}\right)}$