第29章ビッグバンThe Big Bang

We can learn many things from the way the early universe made atomic nuclei. It turns out that all of the deuterium (a hydrogen nucleus with a neutron in it) in the universe was formed during the first 4 minutes. In stars, any region hot enough to fuse two protons to form a deuterium nucleus is also hot enough to change it further—either by destroying it through a collision with an energetic photon or by converting it into helium through nuclear reactions.

初期宇宙が原子核を作った仕方から、多くのことを学べる。宇宙の重水素、すなわち中性子を一つ含む水素の原子核は、すべて最初の4分間に作られたことになる。恒星の中では、陽子2個を融合して重水素の核を作れるほど高温の領域は、その重水素をさらに変えるのにも十分高温である。高エネルギー光子との衝突で壊すか、核反応でヘリウムに変えるかのどちらかになる。

The amount of deuterium that can be produced in the first 4 minutes of creation depends on the density of the universe at the time deuterium was formed. If the density were relatively high, nearly all the deuterium would have been converted into helium through interactions with protons, just as it is in stars. If the density were relatively low, then the universe would have expanded and thinned out rapidly enough that some deuterium would have survived. The amount of deuterium we see today thus gives us a clue to the density of the universe when it was about 4 minutes old. Theoretical models can relate the density then to the density now; thus, measurements of the abundance of deuterium today can give us an estimate of the current density of the universe.

最初の4分間に作られる重水素の量は、それが形成された時点での宇宙の密度に依存する。密度が比較的高ければ、星の中と同じように、ほとんどすべての重水素が陽子との相互作用でヘリウムに変わったはずだ。密度が比較的低ければ、宇宙は十分に速く膨張してまばらになり、一部の重水素が残ったはずである。したがって、現在見える重水素の量は、宇宙が約4分齢だったときの密度を教える手がかりとなる。理論モデルを使えば当時の密度を現在の密度と結び付けられるので、今日の重水素の存在量を測れば、現在の宇宙の密度を見積もることができる。

The measurements of deuterium indicate that the present-day density of ordinary matter—protons and neutrons—is about $5\times {10}^{-28}$ kg/m³. Deuterium can only provide an estimate of the density of ordinary matter because the abundance of deuterium is determined by the particles that interact to form it, namely protons and neutrons alone. From the abundance of deuterium, we know that not enough protons and neutrons are present, by a factor of about 20, to produce a critical-density universe.

重水素の測定によれば、陽子と中性子からなる通常の物質の現在の密度は、約$5\times {10}^{-28}$kg/m³である。重水素から見積もれるのは、通常の物質の密度だけだ。重水素の存在量を決めるのは、その形成に関わる粒子、すなわち陽子と中性子だけだからである。重水素の存在量から、宇宙を臨界密度にするには、陽子と中性子の量が約20倍足りないことがわかる。

We do know, however, that there are dark matter particles that add to the overall matter density of the universe, which is then higher than what is calculated for ordinary matter alone. Because dark matter particles do not affect the production of deuterium, measurement of the deuterium abundance cannot tell us how much dark matter exists. Dark matter is made of some exotic kind of particle, not yet detected in any earthbound laboratory. It is definitely not made of protons and neutrons like the readers of this book.

しかし、暗黒物質の粒子が、宇宙全体の物質密度に加わっていることはわかっている。そのため、全物質の密度は通常の物質だけから計算する値より高い。暗黒物質の粒子は重水素の生成に影響しないので、重水素の存在量を測っても、暗黒物質の量はわからない。暗黒物質は、地上のどの実験室でもまだ検出されていない、未知の種類の粒子からなる。この本の読者のように、陽子や中性子でできているものではないことは確かである。

Lemaître, Alpher, and Gamow first worked out the ideas that are today called the Big Bang theory. The universe cools as it expands. The energy of photons is determined by their temperature, and calculations show that in the hot, early universe, photons had so much energy that when they collided with one another, they could produce material particles. As the universe expanded and cooled, protons and neutrons formed first, then came electrons and positrons. Next, fusion reactions produced deuterium, helium, and lithium nuclei. Measurements of the deuterium abundance in today’s universe show that the total amount of ordinary matter in the universe is only about 5% of the critical density.

ルメートル、アルファー、ガモフが、今日ビッグバン理論と呼ばれる考えを最初に組み立てた。宇宙は膨張すると冷える。光子のエネルギーは温度で決まり、計算によれば高温の初期宇宙の光子は、互いの衝突で物質の粒子を作れるほど高いエネルギーを持っていた。宇宙が膨張して冷えると、まず陽子と中性子が生まれ、次に電子と陽電子が現れた。続いて核融合反応が、重水素、ヘリウム、リチウムの原子核を作った。現在の宇宙の重水素の存在量を測ると、宇宙の通常の物質の総量は、臨界密度の約5％しかないことがわかる。