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お礼日時:2023/12/7 11:01

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アインシュタインが1915年に一般相対性理論を発表した後、フリードマンがこれを宇宙全体に適用して厳密な解を求めたものです。1922年に発表されました。ハッブルの法則も宇宙の背景輻射も発見される前のことです。 解を求める条件として、宇宙項は考えず、宇宙原理が成り立つとして解いています。そのため、最も単純で基本的な解となっています。宇宙論に興味がある人であれば、必ず勉強するべきものです。 ざっくり言えば、 ① 宇宙の密度が大きければ、宇宙の曲率は正であり4次元的に閉じており、大きさは有限。膨張はある時点で収縮に転じる。 ② 宇宙の密度が小さければ、宇宙は曲率が負の状態で開いており、大きさは無限。また、永久に膨張を続ける。 ③ ①と②の境目の密度を「臨界密度」といいます。宇宙の密度が臨界密度に等しければ、宇宙の曲率はゼロ、すなわち平坦であり大きさは無限。また、永久に膨張を続ける。 ②と③で、宇宙の大きさが無限というのは、「宇宙原理」が成り立つと仮定した結果です。現実には大きさが無限ということはまずないだろうと考えられるので、フリードマン宇宙には修正が必要だろうと考えられます。しかし、いろいろ考える上での基本形として、まずは押さえておくべき話です。