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Updated: 24 April 2024.

天文学年表

Ａｓｔｒｏｎｏｍｙ　ｔｉｍｅｌｉｎｅｓ：天文学で取り扱う出来事の年代順配列－現在の理解による天文現象の時間経過

歴史科学
人文科学
社会科学
自然科学
形式科学
応用科学

▢▢▢ タイムライン ▢▢▢

年代学で天文学年表は、１３７．９９＋／－０．２１億年前から加速度的な拡大を継続する天文現象の理解の時間経過です

世界の様々な神話が文明の初期に宇宙論を語りました、観測技術は、肉眼による天体観察から科学革命で大きく進歩します

地球は、地動説のため１６⏤１７世紀に宇宙の中心では無くなりました、天の川が２０世紀に星の集団として認識されます

物理学者は、２０世紀初頭で宇宙について静的な見解を持つけれども、１９６０年代でビッグバン理論に置き換わりました

ビッグバンが宇宙の開始と計量（測定）の指数関数的変化を仮定します、宇宙は、エントロピーの最大状態へ向かいました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理的宇宙論で宇宙の年代学は、有力と見なされる科学モデルのビッグバン宇宙論によって宇宙の歴史と未来を説明します

急速に拡大する特異点から共動座標の宇宙時間パラメータによって最初期宇宙、初期宇宙、宇宙の最終段階を辿るでしょう

最初期宇宙がプランク時代、大統一時代、インフレーション時代、電弱時代（再加熱・バリオン生成）として継続しました

初期宇宙で超対称性の破れ、クォーク時代、ハドロン時代、レプトン時代、光子時代、暗黒時代、大規模構造を経験します

宇宙の最終段階は、基礎物理の可能性として熱的死、ビッグ・クランチ、ビッグ・リップ、真空準安定事象を推察しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で宇宙は、「観測可能な空間」の外の広がりを包摂する物質とエネルギーから構成した時空連続体の空間と時間です

ビッグバンの出来事が、おそらく、１３８億年前に発生しました、すなわち、宇宙の年齢と原始の時代の開始を参照します

最初の星は、ビッグバンから１億５５００万年後に形成されると考えられました、星たちが輝く時代のスタートを告げます

地球は、天の川銀河の太陽系で約４６億年前に形作られました、この惑星で最も古い岩石が約４０億年前に出来上がります

宇宙の大きさは、まだ多くが不明であり、一般に「宇宙の果て」の概念で観測可能な限界（宇宙の地平線）へ言及しました

▢▢▢ １３８億年前 ▢▢▢

物理的宇宙論で宇宙（ユニバース）は、あらゆる実在に存在する全体の状態であり、わずかに異なる文脈で使われています

全ての物理的な空間、時間、物質、エネルギー、そして、星、惑星、恒星、銀河、それから、大規模構造を含んでいました

とても遠い大きな距離を通して宇宙の発展のステージを見ることもできます、宇宙の初めの頃まで遡る観測が暗示しました

宇宙は、同じ物理法則によって統治されています、広さと歴史について、ほとんど、至る所で一定の結果をもたらしました

宇宙の歴史が出来事の時間的な変遷の有様に思いを馳ます、それから、宇宙の年表は、出来事の時間的な変遷の記述でした

▢▢▢ １３８億年前 ▢▢▢

宇宙物理学でビッグバンは、宇宙の開始を想定する理論から仮定された超高温度・超高密度の状態と膨張するポイントです

プランク時代が事象の最初の０秒から約１０＾（－４３）秒（プランク時間）の時間でした、全ての力の統一を推定します

重力相互作用と他の基本相互作用は、大統一時代に分かれました、強い相互作用と電弱相互作用が電弱時代から分離します

クォーク、ハドロン、レプトン、フォトンの時代を経て３分から２０分後の原子核合成で７万年後の物質優勢へ至りました

光は、原子核と電子の結合で原子を形成する再結合から干渉され無くなり、暗黒時代で星たちの輝く時代を迎えるでしょう

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学は、古代で最も早くから自然科学として発達します、また、先史時代文化が夜空を入念に観測して遺物を残しました

歴史的に天文学の領域は、多様です、けれども、近年、天文学の専門家が頻繁に天体物理学者と同義と見なされるでしょう

自然科学で天文学は、衛星、惑星、恒星、星雲、銀河のような天体と地球外の現象の物理・化学・数学・進化を研究します

宇宙論が関連する重要な分野でした、しかし、全体として宇宙観に基づく宇宙の起源・進化・構造の研究で関心を寄せます

観測天文学と理論天文学に分けられた２０世紀で天体や現象の観測データに焦点を合わる分析モデルの開発へ向かいました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で観測天文学は、望遠鏡や他の観測機器を使用して天体や天文現象の観測データを記録する実践に関連した学問です

例えば、考古学的記録で初期の日時計が紀元前３５００年の古代エジプト／バビロニア天文学で使われるオベリスクでした

地球外で生起する自然現象の観測技術は、それから、自然科学の法則の発見に応用され、暦法や天測航法の発明へ至ります

ガリレオ・ガリレイが空へ望遠鏡を向ける最初の人物でした、以来、観測天文学は、望遠鏡の技術の発達と共に進展します

今日、望遠鏡以外の機器としてニュートリノ検出器や重力波検出器は、光学望遠鏡で不可能な観測を目的に開発されました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で恒星天文学は、恒星を研究する学問分野であり、恒星統計学・恒星系力学・恒星物理学によって構成されています

星の命名が中国で紀元前２３００年頃に始められ、紀元前１３４年にヒッパルコスは、恒星の光度スケールを作成しました

ほとんどの初期の天文学は、現在、位置天文学と呼ばれることになる恒星や惑星の位置を記すことから開始されるでしょう

太陽光線の約６００の帯が１９世紀に発見され、異なる元素の存在の説明で太陽と同じ恒星の夜空の星々を明らかにします

恒星進化論は、恒星の誕生から最期まで恒星内の構造の変化を取扱い、恒星を生物に喩え、恒星の一生として示唆しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で中国天文学は、非常に長い歴史を持ち、世界史を通して天体現象を記録する最も永続的で正確な観察者の一つです

紀元前２１３７年１０月２２日の最古の日食が中国の歴史本の古典で記録されました、天変は、古代に災異思想の対象です

星は、二十八宿で分類した後に命名され、中国青銅器時代（殷王朝中期）の安陽から発掘される甲骨文字で発見されました

星宿システムの基準が武丁（殷朝の第２２代帝）の１３３９⏤１２８１ＢＣＥの時間で形成されたように見られるでしょう

詳細な記録は、戦国時代に始められ、漢の時代の以降で栄えます、遥か昔、黄道帯の中心が周極星の近くに観測されました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で太陽系天文学は、太陽の重力影響で構成された天体の集団から組み立てられるシステムに関心を持つ学問分野です

紀元前２千年紀がアミサドュカ王の金星タブレット（金星の動きを観察した紀元前７世紀の複製）の可能な早期日付でした

バビロニア天文学者の知識は、この頃、内惑星の水星・金星、それから、外惑星の火星・木星・土星の識別を可能にします

同じ頃、中国の天文学者が日食を記録しました、中国人は、木星が軌道の一回転の完了で必要とされた１２年を決定します

近年、太陽系の天体は、探査機が資料を持ち帰る時代に成り、純粋な天文学の対象から惑星物理学の領域まで移行しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で位置天文学は、天体の位置・距離・運動を扱う学問分野であり、成果の一部が宇宙の距離梯子の決定に使われます

バビロニアの星表が紀元前１８００年から見つかりました、中国の石申の星表は、紀元前４世紀に約８００で記載されます

位置天文学は、天文学者の観測結果の記述で座標系を与える基本的役割を持ちました、移動する天体の同定に欠かせません

球面天文学として知られます、時刻の管理へ用いられ、地球の自転が位置天文学の手法の二体問題で精密に観測されました

宇宙探索は、表の１次元配列の要素を調べることであり、探査機のデータを扱う分野が宇宙科学と呼ばれるかもしれません

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論は、人を取り囲む「宇宙」や「世界」を称した広がりを論じる神話・宗教・哲学・神学・科学の関与した世界観です

紀元前１６世紀頃のメソポタミアの宇宙論によると地球が宇宙の海によって取り囲まれ、平坦な円の形として説明しました

紀元前１２世紀頃でリグヴェーダは、特に『存在の無くはない讃歌』で一元論的ヒラニヤガルバによる宇宙起源を語ります

紀元前６世紀頃に聖書の宇宙論が平坦な眺めで水に浮かぶ円形の地球と星を留める大空の硬い穹窿のアーチを形成しました

コペルニクスは、１６世紀に天動説を覆す地動説を唱えます、ニュートンが１８世紀にリンゴの落下で重力を発想しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学でバビロニア天文学は、紀元前３５００⏤３２００年頃に最古の書記体系を開発したシューメール天文学へ遡ります

シュメール人の天文学の知識が紀元前１２００年頃の日付から最も初期のバビロニア星表を経て間接的に知られていました

西洋天文学の起源は、メソポタミアから見つかり、正確な科学の西方の努力が高度な後期バビロニア天文学者に由来します

多くの星の名がシュメール語によって表示された事実は、初期青銅器時代まで至る天体観測の継続性について示唆しました

天文学の形は、シュメール人によって開発されます、天体崇拝が始まり、惑星の神々へ神話や宗教で重要な役を与えました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

バビロニア天文学で『列王の規範』は、古代の天文学者に使われた日食のような天文現象の日付で便利な手段の王名表です

『列王のカノン』が天文学者プトレマイオスによって保存されました、そして、時々、プトレマイオスのカノンを称します

古代の年代学の知識で最も重要な基礎の一つとして用いました、カノンは、本来、バビロニアの史料から派生するでしょう

したがって、バビロン王のリストが紀元前７４７年から紀元前５３９年のペルシャによるバビロンの征服まで記述されます

カノンは、アレクサンドリアのギリシャの天文学者が紀元前５３８⏤３３２年のペルシャ王からローマ皇帝まで続けました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

紀元前５世紀にデモクリトスは、天の川として知られた夜空の明るい帯が星から構成されるかもしれないことを提案します

１７５０年の仮説は、星の平坦なディスクとして天の川を推定しました、夜空の星雲の幾つかが別の天の川かもしれません

１９５３年に乙女座銀河団は、銀河が約２億光年の範囲内で巨大なスーパークラスター・ディスクに限られて見つかります

１９８９年で多数の銀河の連なる超銀河団（グレートウォール）は、ＣｆＡ赤方偏移サーベイの観測結果で発見されました

宇宙物理学で宇宙の構造が、今日、電磁放射の様々な波長帯の調査から多くの情報で階層モデルの特性を見つけるでしょう

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で太陽天文学は、太陽系の全天体に重力影響を与える全質量の９９．８６％を構成した恒星の物理的性質の観測です

太古の時代から崇拝の対象として多くの文化によって採用され、世界各地の神話で最高神の太陽神として太陽を描きました

太陽を天文学的に観測する例が紀元前５００年頃の古代ギリシアのアナクサゴラスです、あまりの大きさに誰も信じません

アルフラガヌスは、西暦８５０年に黄道傾斜角（太陽の遠地点の歳差運動）の値を与え、また、地球の直径を測量しました

太陽の直径が１３９万キロ程度であり、直径１ｃｍならば、最も近い星のプロキシマ・ケンタウリは、２８７ｋｍでしょう

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

恒星進化論で星は、終末期に白色矮星や中性子星の形を取り、恒星が一生を終えるとき、超新星爆発を選ぶかもしれません

中国の天文学者は、西暦１８５年にＳＮ１８５の観測で超新星を記録する最初の人に成り、後漢書で客星として残されます

エリダヌス座４０番星のスペクトルが１９１０年に観測されました、最初に確認された白色矮星（恒星進化の終末期）です

中性子星のアイデアは、１９３３年に提案され、超新星が中性子星へ通常の星から崩壊して作成されることを示唆しました

白色矮星は、冷えるかＩａ型超新星爆発で終了します、超新星爆発による中性子星が幾つかでブラックホールに成りました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で天動説は、地球中心説として知られ、現在、否定された仮説として全ての天体が地球の周りを公転すると考えます

地動説が天動説に対義する学説であり、天動説は、紀元前４世紀のアリストテレスの時代から１６世紀まで信じられました

２世紀にアレクサンドリアのプトレマイオスが周転円を取り入れ、更に離心円とエカントを導入して天動説を体系化します

１３世紀後半にアリストテレスの哲学は、スコラ学の主流となり、プトレマイオスによる天動説の体系も取り込まれました

地動説は、１６世紀の天文学者コペルニクスに体系化されます、１７世紀の発明の望遠鏡が天動説に不利な観測結果でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

中世イスラム科学で天文学の分野は、宇宙の性質の理解、そして、キブラと占星術のような実践目的に捧げられるでしょう

１０世紀のバッターニーが正確な太陽年の長さ、１１世紀のザルカーリーは、遠日点の天球で年々の移動の近似を与えます

天体観測用アストロラーベは、より正確な機器が開発され、古代の天文学者や占星術で何世紀にもわたって使用されました

１３世紀にトゥースィーは、プトレマイオスのエカントの重要な改訂を行い、そして、別の分野として三角法を開発します

イスラム科学の成果が天文学、数学、医学など幅広い分野を含み、実践的な目的だけでなく、理解の目標で探究されました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

コペルニクス革命は、１５４３年の『天球の回転について』で地動説に基づく星の軌道計算から当時の世界観を転換します

けれども、社会で受け入れられるまでに１００年以上を必要としました、１７世紀に地動説が天動説よりも優勢となります

実際、太陽中心説は、以前の大勢の学者に提唱されました、また、コペルニクスが天体の円運動の固定観念で拘束されます

コペルニクス的転回は、１８世紀後半に哲学者カントが自らの哲学を評した言葉でした、物事の見方が変わる事の比喩です

コペルニクスの原理は、宇宙に特別な観測者の存在しない相対性原理であり、宇宙学者ボンディが２０世紀に命名しました

▢▢▢ １６世紀 ▢▢▢

哲学で宇宙論は、空間・時間・現象の全体性で反映される世界として確かめることのできない存在の理由の認識を試みます

形而上学的宇宙論がコペルニクス革命の後に採用された宇宙（ユニバース）の起源を研究する物理的宇宙論と対称的でした

形而上学的自然主義は、信念です、そして一方、物理的自然主義が理性的な思惟によって導かれた実在している全てでした

現代的な形而上学的宇宙論の説明は、科学の範囲を超えて宗教や哲学を含めた宇宙（コスモス）に関する質問へ対処します

世界の普遍的な原理に対する質問のため哲学的方法（例えば弁証法）を使用して近づき、宗教的宇宙論から区別されました

▢▢▢ １６世紀 ▢▢▢

天文学で物理的宇宙論は、宇宙（ユニバース）の最大スケールの構造とダイナミックスを系統的法則に基づいて研究します

現代宇宙論が出来事の基礎を構成した宇宙の形成と進化の土台となる根本的質問について理性的思惟によって取扱いました

宇宙論は、人間の歴史の最も多くで形而上学と宗教の分岐であり、科学分野の宇宙論がコペルニクス原理から端を発します

宇宙原理（コペルニクス原理）は、地球と同じ物理法則に服従する全ての天体を必ず伴い、特別な場所が宇宙にありません

ニュートン力学は、力学現象の統一的説明が絶対時間と絶対空間の法則を与え、二体間の遠隔作用で働く力を認識しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理学で古典力学は、１７世紀に創設したニュートンやライプニッツのような自然哲学者による数理物理の体系の言及です

他に力を及ぼすことのできる作用を有するシステム（力学系）で物体の巨視的な動きについて直感的に正しく説明しました

物体の運動の研究が古典力学を構成している最も古い探究の一つであり、まだ、科学、工学、技術における最大の主体です

非常に正確な結果を提供するけれども、巨視的な物体に限定された研究領域であり、関係する速度で光速に近くありません

光の速さに近づく高速オブジェクトを研究する場合は、２０世紀の特殊相対性理論の方法によって古典力学を強化しました

▢▢▢ １７世紀 ▢▢▢

科学で力学（メカニクス）は、他に及ぼす力や位置を変える主体として物理的な物体のふるまいを取り扱う科学的研究です

物理的な物体に働く力の結果として環境で続いて起きる効果を持ちました、力学の起源が幾つかの古代文明に遠く遡ります

近世にガリレオ、ケプラー、ニュートンのような科学者は、今日、古典力学として知られる科学分野の基礎を創設しました

古典物理学の分野として委ねられるか動いている粒子を研究します、あるいは、特定の物体の運動と力に関する科学でした

力学が基本相互作用による物体の動きを記述した物理法則を取り扱います、古典力学と量子力学は、２つの主な分野でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

古典力学で万有引力は、ニュートンが１６６５年に物体に対して同様に働いている質点の引力の可能性について気付きます

互いに引き寄せ合う全ての質点（物体）の考えは、１９世紀以来、通常、場の理論モデルの観点で教えられました（重力）

重力場は、空間の任意の点における物体の質量に適用される重力のベクトル場であり、実際、点の重力加速度に等しいです

１９１５年にアインシュタインの一般相対性理論が重力を物体の間を伝播する力ではなく、歪む時空の属性で説明しました

一方、古典的問題の多体問題は、一般相対性理論でも解決が難しく、二体問題を解いても三体問題で困難に出会うでしょう

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論で宇宙原理は、ニュートン（１６８７年）によって最初に明言され、特別な場所が三次元空間の宇宙に存在しません

地球の観察者は、宇宙の何かの場所や位置の特権を所有しません、物理法則の普遍性による現象の観察者として裁定します

すなわち、全ての天体で同等の物質的性質を主張しました、運動の物理法則を地球の観測位置を超えて一様に拡大できます

現代宇宙論で宇宙原理が四次元空間の一様性を要請せず、資格を与える３つの暗黙とテスト可能な２つの帰結を含みました

暗黙が物理的な「宇宙の場所」「法則の効果」「構造の変動」です、一方、帰結は、宇宙の「均質性」と「等方性」でした

▢▢▢ １６８７年 ▢▢▢

現代で宇宙原理は、観測された等方性と一致します、宇宙で最大の離散的構造が力学的平衡状態にあることを確認しました

（ⅰ）電波銀河の天体分布は、宇宙空間の物体がランダムに天空全体に分散されます、銀河間空間に関する観測結果でした

（ⅱ）銀河の大規模空間分布は、最大幅が約４００メガパーセクのクラスタとボイドのランダムにもつれたウェブの形です

（ⅲ）赤方偏移の等方性分布は、遠方の銀河スペクトルで観測され、全方向が空間やハッブル・フローの一様な膨張でした

（ⅳ）宇宙マイクロ波背景放射は、初期の宇宙の膨張と冷却の名残です、１００，０００分の１以内で全方向に一定でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

解析力学でラグランジュ力学は、ｎ次元座標空間の二次微分制約（座標・微分・時間）を表現した古典力学の再定式化です

ラグランジアンＬ≡Ｔ－Ｖがシステムに適用され、エネルギーや運動量を保存するかどうか確認することを可能にしました

ラグランジュ方程式の解は、変分法の基本補題を示します、静止している機能的行動の経路を見つけることに相当しました

数量がラグランジアン（数学的関数）における時間の積分であり、システムのダイナミクスに関係する情報を含んでいます

ラグランジュの方程式は、ハミルトン力学と同様にニュートン物理学の見方の新しい、そして、同等の方法を提供しました

▢▢▢ １７８８年 ▢▢▢

力学系でラグランジアン（Ｌ≡Ｔ－Ｖ）は、システムのダイナミクスを整える関数です、制限付き最小化問題の解法でした

古典力学のラグランジアンの自然な形が位置エネルギーＶによって引かれるシステムの運動エネルギーＴとして定義します

システムの運動方程式は、オイラー－ラグランジュ方程式へラグランジアンの数式の代入によって得られるかもしれません

けれども、条件として、所定のシステムのラグランジアンが知られていなければなりません、しかし、一意ではありません

任意の等価ラグランジアンの解は、同じ運動方程式を与えるでしょう、場の理論で空間と時間の座標に置き換えられました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙は、１９世紀宇宙論と以前の展望から無限・不変・均質であり、したがって、星々によって天球の空所を埋められます

見解が実際の宇宙と異なる景色であるとして１８２６年にドイツの天文学者オルバースの主張と一致する真実を始めました

夜空の全ては、その時から光で満たされるでしょう、そのように、昼間のように明るい筈でした、しかし、宇宙が暗いです

オルバースは、当時の科学の状況に応じて論文を提示しました（現代の見解の一つで赤方偏移する遠方の星と見なされる）

暗い夜空の謎々が答える試みで欠点のある前提（無限・不変・均質な宇宙）についてオルバースの時間で知られていません

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

解析力学でハミルトン力学は、2－ｎ次元位相空間の一次の制約（停留作用の原理）を表している古典力学の再定式化です

ハミルトニアンＨ≡Ｔ＋Ｖがシンプレクティック空間を使用してラグランジュ力学に頼らずに公式化することもできました

方程式は、一般化された運動量ｐｊ＝ｐｊ（ｔ）と一般座標ｑｊ＝ｑｊ（ｔ）の時間に関する通常の微分を表現しています

ハミルトン力学が１８３３年に導入されました、１７８８年の古典力学の再定式化であるラグランジュ力学から生まれます

ハミルトンの方程式は、ラグランジュ力学と同様にニュートン物理学の見方の新しい、そして、同等の方法を提供しました

▢▢▢ １８３３年 ▢▢▢

量子力学でハミルトニアン（Ｈ≡Ｔ＋Ｖ）は、ニュートン力学の革新としてシステムの全エネルギーに対応した演算子です

スペクトルが可能な帰結として現れる集合であり、そのとき、一つは、系（システム）の全エネルギーとして測定しました

古典力学や解析力学として系の時間発展へ密接に関係しています、量子論のほとんどの公式化で重要な基本的演算子でした

ハミルトニアンは、システム（系）に関連づけられる粒子の位置エネルギーを足した全ての粒子の運動エネルギーの和です

粒子の異なる状況と数がハミルトニアンを違わせる対応した位置エネルギー関数と粒子の和の運動エネルギーで現れました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論で状態方程式は、完全流体に関する熱力学的状態と理想気体へ密接に関係する様々な対象で成立する数学的関係です

状態方程式がエネルギー密度 ρ：ｗ＝ｐ／ρ のために状態の圧力ｐの率に等しい無次元数ｗによって特徴を与えられました

クラペイロンによる１８３４年の理想気体の状態方程式は、ｐ＝ρ＿ｍ　ＲＴ＝ρ＿ｍ　Ｃ＾２を記述するかもしれません

ρ＿ｍが質量密度、Ｒは、特定の気体定数、それから、Ｔが温度であり、Ｃ＝ √ＲＴは、分子の特徴的な熱速度を表します

ｗ＝ｐ／ρ＝Ｃ＾２／ｃ＾２ ≈０ は、対象の冷たい気体に対して ρ＝ρ＿ｍ　Ｃ＾２とＣ < <ｃとしてｃ＝光の速度でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理定数で光の速さ（光速）は、光の広がる速さであり、特殊相対性理論によれば、全ての物質の移動できる最大速度です

１６７６年に木星の月で見かけの動きを調べることによって瞬間的ではない有限の速度で移動する光を初めて実証しました

１８６５年にマクスウェルが光について電磁波であると提案します、電磁気学の理論で現れる速度ｃを通して移動しました

１９０５年にアインシュタインは、任意の慣性フレームで光の速さｃが一定であり、光源の動きに無関係として仮定します

実際、全ての質量の無い粒子と関連した場の変化の真空で移動する速度です、宇宙の遠い光は、宇宙の歴史を実演しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

力学系でカオス理論は、混沌とした複雑な見かけのランダム性を非常に敏感な初期条件の挙動へ焦点を合わせて解説します

決定論的なシステムが将来の行動で無作為要素の関与なしに初期条件から完全に決定されました、予測可能ではありません

ポアンカレは、１８８０年代の三体問題の研究で永遠に増加するでも固定点へ近づけるでもない非周期的軌道を発見します

１９６７年に不規則性が異なるスケール（自己相似）で一定のオブジェクトのフラクタルでした、観察者の相対的次元です

１９７８年で非線形変換のクラスに対する定量的普遍性のロジスティック写像から様々な現象にある普遍性を発見しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

数学的モデルで力学系（ダイナミカル・システム）は、一定の規則が幾何学的空間のポイントの時間依存性を述べています

例えば、時計の振り子のスイング、パイプ内の水の流れ、春季の湖における魚の数を微分方程式や差分方程式で記しました

力学系（動力学系）が任意の時間を通して働き、そして、実数の集合（ベクトル）によって与えられた状態を決定できます

幾何多様体の適切な状態空間の点によって表されました、システムの状態の小さな変化は、わずかな数の変化を創造します

ポアンカレが力学系の創始者と考えられ、三体の動きの問題へ調査結果を適用して解のふるまいの詳細な研究を続けました

▢▢▢ ２０世紀 ▢▢▢

システム理論で力学系は、ニュートン力学に起源を持ち、発展の規則がシステムの状態を短い時間を通して未来へ与えます

関数Φｔのファミリーによって授けられるスムーズに発展した空間の相、あるいは、空間の状態と見られる多様体Ｍでした

時間は、何かの要素ｔ∈Ｔのために相空間へ遡って事象や変化の起源を確かめることのできる相空間のポイントの写像です

力学系の発展の規則が固定された規則で一定に進み、現在の状態から後へ続く未来の状態の何かについて記述していました

規則は、決定論的です、未来と呼ばれる状態の一つだけのためインターバルの時間を与えられ、現在の状態から続きました

▢▢▢ ２０世紀 ▢▢▢

１８９０年のポアンカレの回帰定理は、あるシステムが十分に長い有限の時間の後で初期状態に近い状態へ戻ると述べます

１８９９年に重要な近似法の開発が常微分方程式の集合の安定性について定義することを可能にする現代理論を作りました

１９１３年で最終幾何定理は、三体問題として２つの境界を逆側に回転する同相写像が少なくとも２つの不動点を持ちます

１９３１年にエルゴード定理は、測定理論でエルゴード仮説の洞察を組み合わせ、原則から統計力学の問題を解決しました

１９６４年のシャルコフスキーの定理が実線の離散力学系で３つの周期点ならば、他の全ての周期点でなければなりません

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で太陽系の惑星と衛星は、月、水星、金星、地球、火星、木星、土星が先史時代で知られ、古くから崇拝の対象です

１７８１年に天王星、１９世紀に海王星、１９３０年に冥王星を発見しました、冥王星は、２００６年で準惑星に成ります

惑星が恒星の周りを回る低質量の天体でした、それから、衛星は、惑星や準惑星・小惑星の周りを公転する自然な天体です

宇宙スケールで大部分の惑星は、星系の全体に影響を与える天体では有りません、ほとんど、宇宙形成論で考慮されません

太陽系質量で９９．８６％の太陽、太陽系惑星質量で７１％と２１％の木星と土星、地球質量が太陽の３３万分の１でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理学者ローレンツは、１９００年代に光速未満の速度で運動している系の電磁現象のため変換へ時間の遅れを導入します

物理学でローレンツ対称性が空間を通して現れる物理量の方向性から物理方程式の独立している自然の特徴に言及しました

ローレンツ共変性は、時空として重要な２つの別の密接な特性に関する概念です、特殊相対性理論によって後へ続きました

①物理量がローレンツ群の表現に基づく変換ならば、ローレンツ共変性（２つの確率変数を結び付ける変異性の測定）です

②方程式は、ローレンツ不変量（ローレンツ不変性）の項で記述できるならば、ローレンツ共変性であると述べられました

▢▢▢ １９００年代 ▢▢▢

シンメトリー（相称性・対称性）で共変の使用法は、共変ベクトル（基底と同様に変換）の関連する概念で混同されません

幾何学の多様体（マニホールド）で共変と反変の言葉が一般座標の変換によって変容するオブジェクトの方法を言及します

四次元ベクトルの共変と反変の両方の性質は、ローレンツ共変性の総量（ローレンツ不変量）であることを可能にしました

局所的ローレンツ共変性は、一般相対性理論から導かれます、ローカルだけに適用されるローレンツ共変性を指摘しました

時空の微小領域のあらゆる点です、ローレンツ共変性の概念でポアンカレ共変とポアンカレ不変を包み込み一般化しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理学で量子仮説は、黒体から放射されるエネルギーの観測された頻度依存性の公式を導くためエネルギーを量子化します

量子が相互作用に関与する物理的実体の何かの最小量でした、物質の相互作用の背後にある基本的な観念の発見の一つです

物性は、物理学者マックス・プランクによって１９００年に「量子仮説」として言及された「量子化」なのかもしれません

大きさで特定の離散値が可能であり、量子数で量子状態を区別しました、光子は、光の単一量子として光量子と呼ばれます

静的な原子に結合する電子のエネルギーは、量子化として述べられ、そして、原子や一般的物質に安定性をもたらしました

▢▢▢ １９００年 ▢▢▢

量子力学で完全放射体は、外部から入射する電磁波を完全に吸収して熱放射できる物体です、黒体として知られていました

加熱され、そして、冷却するとき、現象を黒体放射として観察できます（物理システムの離散的エネルギー状態の可能性）

マックス・プランクが、それらの形を変更できる粒子としてクアンタを考えました、意味することは、吸収や放出できます

通常、クアンタは、それらの中で蓄えられたエネルギーのパケット（細かく分割された纏まり）として考慮されるでしょう

量子が量子力学の理論へ組み込まれ、微視的な物理現象を記述する基本的な枠組みの部分として物理学者にみなされました

▢▢▢ １９００年 ▢▢▢

量子力学でプランク定数は、１９００年でプランクが最初に認識するエネルギーと振動数の比例関係を表した物理定数です

１９０５年にアインシュタインは、光エネルギーが振動数に依存する離散的量子化を通して運ばれる仮説を進展させました

１９２０年代で量子力学は、物理学者グループに命名され、プランク定数の値で現れる微視的レルムの物理現象を扱います

量子とエネルギー／物質の相互作用の数学的記述を提供しました、原子や素粒子の量子スケールで波のようにふるまいます

主に古典力学から出発した量子力学で幾つかの物理量が、しかし、連続的方法ではなく、離散的方法だけで変更されました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙物理学で特殊相対性理論は、全ての慣性系で不変の物理法則と全ての観察者で同じ光の速度の空間と時間の関係性です

アインシュタインの１９０５年の特殊相対性理論が宇宙を通して光の速度よりも速く移動するオブジェクトを制約しました

しかし、光の速度を越えて拡大できない理論的制約ではありません、現在の膨張する宇宙の観測は、空間自体が膨張します

非常に遠方の宇宙は、光よりも大きな速度で拡大が可能であり、その時から膨張で光のスピードを上回り、観測できません

宇宙の全部のサイズは、したがって、事象の地平面を越えて観測可能な宇宙の部分よりも大きく存在することができました

▢▢▢ １９０５年 ▢▢▢

特殊相対性理論で質量とエネルギーの等価性は、物理学的関係式Ｅ＝ｍｃ＾２から導く質量とエネルギーの定量的関係です

特殊相対性理論の帰結であるとしてアインシュタインが１９０５年の論文で記しました（エネルギー＝質量×光速の２乗）

質量とエネルギーの等価性は、物理現象の一般的な原理であり、空間と時間の対称性の結果であることを最初に提案します

静止する物体で静止エネルギーと静止質量に対応していました、移動する物体は、全質量で静止質量よりも大きくなります

質量の消失によるエネルギーの発生とエネルギーの消失による質量の発生が転換で生じる質量とエネルギーを意味しました

▢▢▢ １９０５年 ▢▢▢

古典物理学の理論は、空間の特有のポイントで３つの物理的次元を記述しています、基本的な方角を通して移動できました

上／下、右／左、前／後であり、何かの方角の動きが、正しく、これら３つの物理的次元の方法によって表現されています

例えば、負と同じ下移動や線形結合の斜移動でした、空間次元を構成する一次元の線分、二次元の平面、三次元の立体です

古典力学で空間は、根本的に何も知られておらず、他の量を通して定義することのできない物理学の幾つかの基本量でした

相対性理論が予言する不思議な現象は、時間の遅れです、異なる相対的な加速度の２つの時計で異なる時間を提示しました

▢▢▢ １９０５年 ▢▢▢

時の流れに関係する次元は、時間の次元です、時間（変化を認識する次元）が、この理由から四次元として言及されました

しかし、時間次元は、空間次元（三次元）を包含する訳ではありません、次元として物理的変化を測定する一つの方向です

空間の一つを構成する３つの次元と異なるとして感知しました、空間の場合と異なり、時間を通して自由に移動できません

けれども、時が一つの主観的方角へ動き、一方向に流れる知覚は、熱力学の法則（エントロピー）のアーティファクトです

物理学で時間は、同じ方向として扱われません、最もよく知られる時間の論述法がポアンカレ変換と特殊相対性理論でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

現代物理学で一般相対性理論は、慣性力と重力を結び付ける等価原理に基づいて時空を歪める属性によって説明を試みます

１９１５年にアインシュタインが万有引力の法則と特殊相対性理論を一般化する幾何学的理論で重力の現在を記述しました

宇宙と時間や時空の幾何特性として重力の統一された記述でした、特に時空の曲率がエネルギーと運動量に直接関係します

一般相対性理論の幾つかの予測は、古典物理学から大きく異なるけれども、これまでの全ての観測と実験で確認されました

理論が重要な天体物理的な意味を持ちます、例えば、重力場の時空の歪みや時間の遅れ、重力特異点の存在を意味しました

▢▢▢ １９１５年 ▢▢▢

数学で幾何学は、空間の特性に関心を持ち、直感的に認識した表象の相対的な点・線・面に関する基礎的概念を研究します

また、「空間」（そして点・線・面）が２０世紀の形式数学の台頭によってユークリッド幾何学の直感的認識を失いました

具体的な平面の図形を扱う幾何学の以前の状態から、今日、物理的空間、幾何的空間、そして、抽象的空間で区別されます

幾何的空間は、空間と点・線・面が、まだ直感的な意味で現れるけれども、現代幾何学で長さの観念によって定義しました

現代幾何学は、多様体（マニホールド）について考慮します、しかし、ユークリッド空間よりも、かなり抽象的空間でした

▢▢▢ １９１５年 ▢▢▢

マニフォールドは、小さなスケールでユークリッド空間の類似であり、ガウスの革命的発見の後で長さの観念を定義します

物理的・幾何的・抽象的な空間が非常に一般的な空間として付加的構造の一つ（長さの観念）を付与されるかもしれません

現代幾何学は、物理学と強い絆を持ち、それから、擬リーマン幾何学と一般相対性理論の結び付きによって実証されました

最も新しい物理的理論の一つであるストリング理論が、また、フレーバー構造によって非常に幾何的な空間を示しています

幾何的言語は、伝統的なユークリッド幾何学から遠く離れて代数幾何学とフラクタル幾何学のような文脈で使用されました

▢▢▢ １９１５年 ▢▢▢

アインシュタインの特殊相対性理論と一般相対性理論は、ニュートンやガリレオを超えて力学を広げ、根本的に修正します

光の速さのアプローチが物質的オブジェクト（大きく重い物体）の速度として支配されました、光の速さを超えられません

例えば、ニュートンの運動法則Ｆ＝ｍａは、また、相対論的力学とローレンツ変換（２つの慣性系の座標変換）の一方です

発見されたＦ＝γ ｍａによると γ がローレンツ因子でした、物体の移動する物体で時間・距離・質量の変化を述べています

力学の分野は、現在のところ、連続的なエネルギー状態の古典力学から離散的なエネルギー状態の量子力学を分離しました

▢▢▢ １９１５年 ▢▢▢

物体の運動は、対象となるオブジェクトが非常に小さなとき、力学の他の主要な分野（量子力学）の導入を必要とされます

量子力学が物質の原子的性質と原子や分子の波動－粒子の二重性によって物理学の巨視的法則を判断することを試みました

幾つかの情報は、アインシュタインの相対性理論を相対性原理（２つの慣性座標系の座標変換）で除外するかもしれません

現代物理学者の見解によると相対論的力学が最も開発された物理法則であり、そして、最も正確な形で古典力学を表します

万有引力の法則と特殊相対性理論を統一する一般相対性理論を通して、より深いレベルで重力を取り扱うことができました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論で宇宙定数は、重力場方程式に登場した宇宙項の係数であり、１９１７年に定常宇宙を達成する目的で導入されます

定常宇宙が当時で受け入れられた見解であり、アインシュタインは、「重力を抑える」ために一般相対性理論へ加えました

けれども、宇宙が定常ではないかもしれないことを示したハッブルの赤方偏移の観察の後で以前の概念について放棄します

大部分の宇宙論の研究者は、１９２９年から１９９０年代の初めまで、重力場方程式の宇宙項の係数をゼロに仮定しました

宇宙の膨張の加速が１９９９年で発見されます、しかし、宇宙膨張の結果は、宇宙定数に対して新たな興味を抱かせました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

幾何学のシンメトリー（相称性・対称性）は、科学に関連があり、現代物理学の深遠な結果の幾つかの根底で見つかります

物理学でシンメトリーが変換の不変性の一般化でした、つまり、変化の欠如です、例えば、任意の座標変換かもしれません

シンメトリーの概念は、自然法則の全てが実質的に対称性と合致するため理論物理学の最も強力な道具の一つへ成りました

１９１５年で証明され、１９１８年に公表されたネーターの定理が系の連続的な対称性に対応する保存則の存在を述べます

ネーターの定理やウィグナーの分類は、自然界に見られる粒子の特性を決定する物理学の法則のシンメトリーを述べました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理学で量子力学は、微視的な物理現象で幾つかの物理量が連続的な方法ではなく、離散的な量だけで変更を可能にします

プランク定数のオーダーにおける微視的スケールの現象で携わり、原子や素粒子の量子レルムで波のようにふるまいました

黒体放射をプランク分布で説明するために黒体の電磁波を放出するときの振動子のエネルギーで離散的な値を仮定されます

プランクの量子仮説は、１９００年で現れます、量子力学のフレーズを１９２０年代に物理学者のグループで制作しました

主に連続的なエネルギー状態の古典力学から出発します、しかし、物理システムの離散的なエネルギー状態を記述しました

▢▢▢ １９２０年代 ▢▢▢

相対論的補正は、現在、量子力学のために必要とされます、けれども、まだ、一般相対性理論と量子が統合されていません

２つの理論は、互換性がありません、万物の理論の開発によって一般相対性理論と量子の障壁を克服しなければなりません

力学の分野として場の理論について注意してください、正式な力学の扱いから異なり、古典場や量子場を指定していました

一般相対性理論は、慣性力と重力を結び付ける方法の完全な生成のために量子物理学の法則で解決することを可能にします

省略した特殊相対性理論が量子電磁力学へ組み込まれました、完全な量子力学は、一般相対性理論に組み込まれていません

▢▢▢ １９２０年代 ▢▢▢

古典力学で速度、あるいは、時間と位置の変化率は、時間や速度ｖ＝ｄｒ／ｄｔに関する位置の導関数として定義されます

重力場の非量子力学における低エネルギー粒子の運動を研究するために導き出された古典力学の方法論に基づく理論でした

したがって、非量子力学の理論で常に記述することのできるオブジェクトの種類は、「非ゼロ」の大きさを有するでしょう

追加する自由度のため仮想的な点粒子よりも複雑な挙動を持ち、点粒子の複合オブジェクトとして扱うことを可能にします

２１世紀の古典力学は、複素領域に拡張され、古典力学が、現在、より一般的な量子力学の近似理論として考えられました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙物理学でフリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー計量は、アインシュタイン方程式の厳密解の一つです

１９２２年にフリードマン方程式が一般相対性理論の場の方程式から導かれ、現在、膨張宇宙モデルの解として定式化した

１９２４年のフリードマンの論文は、正、ゼロ、負の曲率を持つ３つの宇宙モデル（フリードマン・モデル）に言及します

１９２９年にハッブルの観測によって宇宙膨張が発見されました、そして、負の空間的曲率の方程式は、高く評価されます

アメリカのロバートソンとイギリスのウォーカーは、同じ頃、独立した時空の計量の解析から同様の結果を導き出しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

量子統計でボーズ－アインシュタインの統計は、離散エネルギー状態の集合を占めるかもしれない相互作用のない粒子です

１９２４⏤２５年に開発されました、熱力学的平衡状態で同一の量子状態を占めることのできるボーズ粒子に適用されます

２つ以上の波の干渉が相関を確立するため、波は、各粒子に関連するかどうか２次以上の相関関数で数学的に記述されます

物理学でボーズ－アインシュタイン相関は、同一のボゾンの相関関係でした、量子コヒーレンスを記述することもできます

量子コヒーレンスが条件の下でボーズ－アインシュタイン凝縮（同種粒子の識別できない量子統計性）を引き起こしました

▢▢▢ １９２５年 ▢▢▢

量子力学の結果の多くは、古典力学で簡単に可視化できません、波動関数がゼロになる状態の重なるエネルギーで現れます

量子力学的モデルの基底状態が非ゼロ・エネルギー状態でした、システムの許された最低のエネルギー状態の言及でしょう

一方、より伝統的なシステムは、基底状態がゼロ運動エネルギーを持つ単に委ねられている存在であるとして考えられます

空間的に非局在化した状態は、また、不確定性原理で低い運動量を可能にしました、したがって、低い運動エネルギーです

伝統的な静的状態に代わる不変のゼロ状態が量子力学で遥かにダイナミック（混沌とした可能性）であることを許しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

量子力学でパウリの排他原理は、２つ以上のフェルミ粒子が同一の量子状態を占めることはできないとされている仮定です

フェルミ粒子の１粒子状態が１つの粒子によって占有されるか占有されないかどちらかとして１９２５年に提案されました

素粒子の量子自由度を想定します、自転のような内部自由度を角運動量（運動量のモーメント）としてスピンと呼びました

自転に伴う角運動量の存在は、自転の向きが異なり、公転に伴う角運動量の相互作用でエネルギー準位を２つに分裂します

フェルミ分布関数は、０から１の間の値で表され、フェルミ粒子が一つの準位に一つしか入らないことを反映していました

▢▢▢ １９２５年 ▢▢▢

エネルギーと物質の波動－粒子の二重性と不確定性原理は、原子スケールのオブジェクトの統一的な見解の提供を試みます

波動関数と呼ばれる数学的関数が粒子の位置、運動量、それから、他の物理的性質の確率振幅について情報を提供しました

数学的演算子として波動関数の表現は、通常、ブランケット記法を伴い、数学の複素数と線形汎関数の理解を必要とします

量子力学の数学的公式化が抽象的対象を表現しました、例えば、原子や分子に結合する電子の角運動量は、量子化されます

角運動量は、量子化に伴い不確定性原理にしたがう、量子ヒルベルト空間のローテーション・グループの無限の作用でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

量子力学でシュレーディンガー方程式は、時間と共に変化する物理システムの量子状態の方法を記述する偏微分方程式です

波動方程式が物理学者シュレーディンガーによって１９２５年後半に導き出され、それから、１９２６年に発表されました

オイラー－ラグランジュ方程式とハミルトンの方程式であり、これら全ての公式化で力学系の運動を解くため使用されます

そのようにシステムの何かの数学的予測は、系で最初に起こる設定と構成を超えて何かの時間を通して行なわれるでしょう

ニュートンの法則ｄ／ｄｔ（ｍｖ）＝Ｆのアナログ（連続的に変化量）が量子システムのシュレーディンガー方程式でした

▢▢▢ １９２５年 ▢▢▢

シュレディンガー方程式は、一般に線形偏微分方程式です、量子状態や状態ベクトルと呼ばれるシステムの波動関数でした

量子力学の標準的解釈によると波動関数が最も完全な形として説明され、そして、量子状態を物理システムへ与えられます

方程式の解は、分子、原子、素粒子、そして、システムだけでなく、おそらく、宇宙全体の巨視的システムを記述しました

また、シュレーディンガー方程式がニュートンの第二法則ｄ／ｄｔ（ｍｖ）＝Ｆのような方法によって時間を述べています

相対的理論に不便でした、しかし、この問題は、経路積分の公式化に全く不在であり、行列力学として深刻ではありません

▢▢▢ １９２５年 ▢▢▢

量子力学で量子重ね合わせは、量子が理論的に可能である状態の部分的な全てで同時に実在して物理的システムを保ちます

数学的にシュレーディンガー方程式の解の性質へ言及しました、その時からシュレーディンガー方程式は、線形で現れます

また、特定の方程式の解で任意の線形結合が解決策でした、多くの場合、互いに直角のベクトルで直交するように作ります

量子の演算子の期待値は、個々の状態で任意の重ね合わせでした、期待値であり、状態の重ね合わせの分数を乗算されます

しかし、そのとき、量子力学の解釈によって記述される可能な構成の一つだけに対応する結果を与えられて測定されました

▢▢▢ １９２５年 ▢▢▢

量子力学で波動関数の崩壊は、観察者の相互作用の後に状態の一つへ減らされて現れた波動関数｜Ψ｜＾２による現象です

波動関数の崩壊が量子系の２つのプロセスの一つであり、まず最初に可能な固有状態の仮定の重ね合わせとして現れました

簡単に言えば、物理的可能性は、観察者によって単一の可能性へ減少することであり、量子力学の法則から時間で導きます

そして、波動関数の崩壊の現実が基本的な物理現象か別の異なるプロセスの付帯的現象であるかどうか常に議論されました

量子デコヒーレンスの眺めは、人気であり、また、観測結果が与えられた確率モデルの更新として理解するかもしれません

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

量子力学で不確定性原理は、幾つかの粒子の正確な位置が知ることのできる運動量よりも不確定であり、その逆も同じです

方程式 σ＿ｘ σ＿ｐ≥ ħ／２は、そこで σ が標準偏差であり、それから、ħ で減少したプランク定数（換算）を表しました

不確定性原理は、量子力学で現れる多様な数学的不等式であり、不確定性が物理量の観測で取得した観測値の標準偏差です

同時に的確に知ることのできない位置ｘと運動量ｐのような粒子の物理的特性の特定ペアで基本的極限を断言していました

本来のヒューリスティック論証は、１９２７年のハイゼンベルクに与えられ、そのような極限が実在しなければなりません

▢▢▢ １９２７年 ▢▢▢

量子物理学で量子真空ゆらぎは、空間のポイントでエネルギー量の一時的な変化です、不確定性原理に起因する現象でした

エネルギーと時間が関係 ΔＥΔｔ ≈ ｈ／２π で関連づけを可能にします、エネルギーの保存則で違反するように現れました

しかし、わずかな時間で仮想粒子の粒子－反粒子ペアを許します、効果の例は、電子の裸の荷量から異なる有効電荷でした

現代的見解でエネルギーが常に保存されるけれども、ハミルトニアン（エネルギー観測可能量）Ｈ≡Ｔ＋Ｖの固有状態です

量子ゆらぎは、宇宙の構造の起源で重要かもしれません、インフレーション・モデルで観測される構造の種を形成しました

▢▢▢ １９２７年 ▢▢▢

不確定性原理のより正式な不等式の解釈は、位置σ＿ｘと運動量σ＿ｐにおける観測値の統計量の標準偏差に関係しています

一方、観察者効果が特定のシステム（系）の測定でシステムに影響を与えずに行うことのできないことを指摘していました

ハイゼンベルク自身は、本来、観察者効果を通して量子システムへ混乱を招くことから発生する系統誤差に興味を持ちます

量子の不確かさの説明で利用され、観察者の関与と観測に関係ない古典物体と量子物体の相互作用である現象の測定でした

不確定性原理が全ての波のようなシステムの特性で内在します、量子物体の物質波の性質のため単に量子力学で生じました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

量子力学で波動関数は、量子のふるまう方法であり、粒子の量子状態を記述する確率振幅です、値が典型的に複素数でした

単一粒子のため空間・時間の関数でした、量子力学の法則は、波動関数が時間の経過と共に導き出される方法を説明します

波動関数は、波のように定性的にふるまいました、なぜなら、シュレーディンガー方程式が数学的に波動方程式の一種です

ディラックは、１９２８年に特殊相対性理論と量子力学の最初の成功した統合としてディラック方程式を発見するでしょう

ディラック方程式の波動関数が４つの複素成分のスピノル（スピン）であり、電子の２つと陽電子の２つ（反粒子）でした

▢▢▢ １９２８年 ▢▢▢

波動関数は、波動－粒子の二重性（粒子的性質と波動的性質）を生じさせます、波動関数の最も一般的記号がψやΨでした

しかし、Ψは、複素数であり、｜Ψ｜＾２が実数です、所定の時間に与える場所で粒子を見つける確率密度へ対応しました

粒子の位置測定の場合です、ΨのＳＩ単位は、システムに左右され、三次元で１つの粒子の単位がｍ＾（－３／２）でした

三次元空間の領域をわたる｜Ψ｜＾２の積分は、珍しいユニットを要求した単位の無い確率空間（領域の粒子の確率）です

粒子や大きさで異なる数値の場合で単位が異なるかもしれません、けれども、次元解析によって決定することもできました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論で一様な宇宙論は、一般的に存在してる等質的な特性や状態として定義された一様性の文脈を通して宇宙を論じます

しかし、星が遠ざかる速度と距離で正比例しました、現代天文学は、暗い夜空の質問へ合理的説明の事実で埋め合わせます

１９２９年に発見されるハッブルの法則は、説明の一つでした、遠くの恒星や銀河が時空（四次元空間）で赤方偏移します

観測で遠方にある星々は、それら天体の光の見かけを弱めました、そして、赤方偏移が膨張する宇宙で暗い夜空を作ります

ビッグバン宇宙論は、宇宙観を置き換えました、観察可能な宇宙が有限であり、拡大を続け、そして、一様ではありません

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文学で星間物質と銀河間物質は、恒星や銀河の間で宇宙空間に分布している星雲として観測された希薄性物質の総称です

１９３０年に星間塵（宇宙塵）の吸収が宇宙空間の球状星団の角度と明度の大きさを比較することによって発見されました

１９６５年にライマンα線の青色成分の比較的低い吸収は、銀河間媒体の密度とイオン化状態を強く制約して観測されます

星間物質として気体の星間ガスと固体の星間塵に分けられました、前者が主に軽い気体、後者は、微粒子から構成されます

銀河間物質は、ほとんどが銀河の間の物理的空間でイオン化した水素から構成され、宇宙の５⏤２００倍の平均密度でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論で一様ではない宇宙論は、アインシュタインの場の方程式による厳密解に基づく宇宙の構造の研究を意味しています

宇宙モデルとして一様ではありません、すなわち、アインシュタイン方程式の計量（測定の基準）の手段で行なわれました

相対性理論に現れる不変な時空距離（計量）が可能な宇宙モデルに十分であり、超空洞や銀河団など宇宙構造のモデルです

計量の解の最もよく知られる例は、ルメートル－トールマン計量（ＬＴモデル）でした、幾つかの他の例も存在しています

ルメートルが後にビッグバン理論である膨張宇宙と特異点から始まる膨張宇宙説を１９２７年と１９３１年に提唱しました

▢▢▢ １９３１年 ▢▢▢

一様な計量（相対性理論の時空距離の不変）は、摂動論の文脈で小さな摂動（他の副次的力で乱れる現象）を取り扱います

多体問題でニュートン重力のＮ体（多体）シミュレーションが良い近似だけでした、そのとき、低い速度と弱い重力場です

すなわち、大きくない摂動としてアインシュタイン方程式を計量で使い、正確に解けない問題の近似解の発見に用いました

相対論的システムと宇宙論に熱力学の応用は、高温高密度状態の前に収縮して後に再び膨張した振動宇宙論をもたらします

１９２２年にトールマンの提案する振動宇宙論がエントロピーの困難に注目を集め、１９６０年代後半に終焉を迎えました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理学でスピン統計定理は、量子論的な粒子の統計性とスピンの値（半整数／整数）の関係性を表現している基本定理です

全ての粒子が減少したプランク定数の単位で整数回転か半整数回転でした、固有スピンは、軌道運動ではない角運動量です

１９４０年にパウリは、スピン統計定理の証明を行ない、半整数スピンを持つ粒子と整数スピンを持つ粒子を提示しました

整数回転は、ボース＝アインシュタイン統計のボゾンです、半整数回転がフェルミ＝ディラック統計のフェルミオンでした

相対論的な場の量子論（量子場の理論）で重要な成果です、微視的因果律やエネルギーの正値性によって導き出されました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

宇宙論で定常宇宙論は、１９４８年に開発された宇宙モデルであり、拡大するけれども、それでも変化しないと断言します

定常状態の展望によると新しい物質が連続的創造で現れ、そのように完璧な宇宙原理は、宇宙膨張で新たに生成されました

完璧な宇宙原理による時間の外観は、それが始まりではなく、終わりではありません、定常状態に保ち、変化していません

理論計算から静的な宇宙は、一般相対性理論で不可能であり、ハッブルの１９２９年の観測が膨張する宇宙を現しています

定常宇宙モデルは、現在、大部分がビッグバン型宇宙論の観測証拠として信頼できず、何度も循環する宇宙の有限性でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

理論物理学で明示的対称性の破れは、運動方程式ｍａ＝Ｆを定義する理論の項で現れた対称性（シンメトリー）の破れです

最も典型的にラグランジアンＬ≡Ｔ－ＶやハミルトニアンＨ≡Ｔ＋Ｖへ分けられました、それが対称性を尊重していません

対称性の破れの項は、一般に小さな状況で使用します、そのような理論によって対称性が、おおよそ、尊重されるでしょう

例えば、原子のハミルトニアンで磁気相互作用の摂動としてゼーマン効果によるスペクトル線へ分割される現象の形でした

ゼロ質量粒子は、１９６１年の証明として自発的に壊れた対称性を持つ相対論的場の理論で存在していなければなりません

▢▢▢ １９６０年代 ▢▢▢

対称性で明示的対称性の破れは、自発的対称性の破れから異なり、定義される方程式ｍａ＝Ｆで対称性を尊重していません

自発的対称性の破れの理論で定義される方程式が対称性を尊重していました、しかし、基底状態（真空）によって壊れます

例えば、自発的に壊れているとして申し分なく明示的に壊れているならば、陽関数表示ｙ＝ｆ（ｘ）の無しではありません

その時から壊れている標準サイズではなく、典型的に他と比べて軽く残り、本来のストックへ属していないかもしれません

質量０のスカラーボソンは、大域的に連続する対称性が自発的に壊れていることを提示するモデルで必然的に出現しました

▢▢▢ １９６０年代 ▢▢▢

物理的システムで自発的対称性の破れは、対称の状態から非対称状態に終わるシステムの自発的プロセスとして発生します

運動方程式ｍａ＝Ｆ、ラグランジアンＬ≡Ｔ－Ｖ、ハミルトニアンＨ≡Ｔ＋Ｖが特定の対称性システムを記述していました

しかし、自発的対称性の破れは、対照的な明示的対称性の破れのような変換を通して全体を変化させるシステムに現れます

方程式の対称性を尊重しているけれども、非対称状態の結果になり、最低のエネルギー（真空）の解で対称性を示しません

理論的にシステムのプロセスが対称的方向から明らかな非対称状態で終わるけれども、数学的観点を通して記述できました

▢▢▢ １９６０年代 ▢▢▢

自発的対称性の破れは、エネルギー的に安定な真空へ落ち着くことでより低い対称性のシステムに移行する現象や過程です

ワイン・ボトルの底を考えてください、ボールが底のドームの頂点ならば、回転するワイン・ボトルの状況の対称性でした

けれども、対称性は、自発的に壊れるかもしれません、ボールが底の溝（最低エネルギーのポイント）まで転がり落ちます

ボトルとボールは、対称性を維持するけれども、システムがそうでは無く、物質の位相と相転移の最も単純な理解でしょう

素粒子物理学の標準モデルを確立する役割で数学の外側と考えるかもしれません、複雑なメカニズムを必然的に含みました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文物理学でブラックホール物理学は、極めて強い重力のため光さえ脱出できない高密度の大質量天体について研究します

１６４０年に重力の逆二乗則の示唆、１６７６年に光の有限速度の証明、１６８４年に万有引力の逆二乗則が記されました

シュワルツシルト半径（光の脱出できない時空）は、１９５８年に因果律の障壁として事象の地平線の理論で提案されます

「ブラックホール」の言葉がジャーナリストのアン・ユーイングによって１９６４年の最初の使用から記録されるでしょう

スティーブン・ホーキングは、１９７２年で減少できない事象の地平線、１９７４年にブラックホールの蒸発を述べました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

天文物理学で宇宙マイクロ波背景放射天文学は、天球の全方向から等方的に観測した２．７２５Ｋのマイクロ波の研究です

宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢ）の温度ゆらぎがビッグバンの名残とされるコンセンサスを１９７０年代に確立しました

周波数の測定は、スペクトルが熱を示します、黒体放射（電磁波を完全に吸収して熱放射する物体）に極めて一致しました

ＣＭＢの放射は、１９６０年代中頃の発見がビッグバン理論の最も良い証拠として考えられ、対立する説の衰退へ至ります

ジョージ・ガモフは、星間空間で実際の温度の妥当な合意として１９４６年に３億年の宇宙を５０Ｋの温度で計算しました

▢▢▢ １９７０年代 ▢▢▢

拡大する宇宙の規模は、光の速度が宇宙の年齢で必要とした時間を大きく上回る距離の構築の可能なことを意味しています

光は、宇宙の始まり近くで生成した空間の一つの部分から１３８億年後の遠い場所まで、まだ到着しているかもしれません

故に宇宙マイクロ波背景放射が天球の全てで等方的に観測され、ＣＭＢ光子は、宇宙スケールに比例して波長を延ばします

宇宙のサイズの詳細は、混乱の源でした、空間の計量拡大の解釈が観測可能な宇宙（地平線問題）と共に進行中の話題です

宇宙の地平面は、観測可能な最も遠い時空でした、現時点で観測可能な宇宙と全宇宙の境界面の一致する証拠がありません

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

素粒子物理学で標準模型は、宇宙の４つの基本相互作用から３つの記述によって既知の全ての基本粒子を分類した理論です

３つの基本相互作用が強い相互作用・弱い相互作用・電磁相互作用として知られ、そして、重力相互作用は、含まれません

標準模型の現在の論述法は、クォークを実験的に確認する１９７０年代で確定され、２０世紀後半で段階的に開発さました

理論的に自己整合的であると考えられ、実験的予測の提供で大きな成功を収めるけれども、幾つかの現象を説明できません

宇宙の４つの相互作用が影響される物体の間でボソンの交換として記述され、重力相互作用がゲージボゾンかもしれません

▢▢▢ １９７０年代 ▢▢▢

量子場理論で標準模型は、量子色力学とＷＳ理論を合わせたゲージ対称性に基づいて宇宙のＣＰ対称性の破れを説明します

フェルミオンとして知られているスピン量子数で半整数の素粒子が含まれ、クォークとレプトンの２種類で認識されました

ゲージボゾンは、スピン量子数で整数の強い相互作用・弱い相互作用・電磁相互作用を媒介する力として定義されています

ヒッグスボゾンがスカラーボゾンであり、光子とグルーオン以外の他の素粒子で生成される大きな質量を説明するでしょう

標準模型は、暗黒物質やニュートリノ振動を説明するため仮想粒子・付加次元・超対称性を組み込んだモデルの基礎でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

量子力学で量子デコヒーレンスは、重ね合わせにおけるシステムの構成要素の間で位相角の一貫性や順序について失います

位相緩和が古典力学や確率理論のふるまいでした、観測者の目に見えるとして単一の可能性まで物理的可能性を減らします

量子デコヒーレンスは、波動関数の崩壊の外観を与え、許容できる近似値として古典物理学の枠組と直感を正当化しました

デコヒーレンスが量子始点の古典的限界の出現するメカニズムであり、そして、量子－古典の力学境界の位置を決定します

知覚に対応するように観察者の測定状況で適切な量子アンサンブルとして現れ、正確に一つの状態の実現へ道案内しました

▢▢▢ １９７０年 ▢▢▢

デコヒーレンスの発生は、システムが不可逆な方法で環境と相互作用するけれども、実際の波動関数の崩壊を生成しません

互いの干渉から波動関数の量子重ね合わせの異なる要素を防ぎました、環境で少しずつ無くなる系の量子的性質の提供です

つまり、波動関数の構成要素は、波動の互いに干渉するシステムから切り離され、相が直に接する周囲から取得されました

包括的／普遍的なレベルで波動関数の重ね合わせ合計は、まだ存在して残りました、しかし、究極の運命が解釈の問題です

具体的にデコヒーレンスは、測定の問題を説明しません、むしろ、状態の混合物へ移行するシステムの説明を提供しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

銀河の速度曲線は、１９７８年に確認され、１９８０年頃までに暗黒物質の存在が天文学の未解決問題として認識されます

暗黒物質は、速度が非相対論的に光の速度よりも下であり、放射と物質のエポックを通して観測されずに存在していました

もしかしたら、陽子や中性子よりも他の非バリオン物質かもしれません、無散逸状態にある冷たい非開放系かもしれません

すなわち、ダークマターの何かは、他の粒子と衝突せず、唯一、重力を通して各々の他と相互作用することを可能にします

宇宙を構成した過去に異なる値で現れ、２１世紀の観測結果が宇宙の質量エネルギー密度の約２３％として見積もりました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理的宇宙論で空間の計量拡大は、宇宙と時間の遠い部分の間で増大を継続した距離の言及であり、空間に備わる拡大です

宇宙のインフレーションが１９７９年に宇宙物理学者グースによって提唱され、初期宇宙で指数関数的膨張を想定しました

計量拡大は、宇宙の部分の相対的分離として定義されています、以前から存在する外側の空間へ向かう動きではありません

宇宙が他の時空ではなく、外の不確かに拡大していません、しかし、頻繁に使われる類推は、ゴム風船の表面の拡張でした

点の差としてアフィン空間の類似を用いるならば、表面は、本質的に備わる多様体（マニフォールド）へ見られるでしょう

▢▢▢ １９７９年 ▢▢▢

空間の計量拡大は、ビッグバン宇宙論を特徴づける鍵です、それから、ＦＬＲＷ計量によって数学的にモデル化されました

現在の時代で計量拡大モデルは、おおよそ、何かの基準よりも上のスケールと超銀河団のような大きなスケールで有効です

そして一方、より小さなスケールの物質が重力における引力の影響の下で共に在る塊状（凝集）の姿を通して存在しました

これら塊状の集まりは、個別的に拡大していません、けれども、不規則な集合体が別の一つから退くことを継続しています

拡大や膨張は、当然、部分的に慣性で承り、つまり、量子ゆらぎで物質が別々に生成されて過去の後の宇宙で分かれました

▢▢▢ １９７９年 ▢▢▢

空間の計量拡大は、部分的に慣性から引き起こされるけれども、部分的に未知のダークエネルギーの反発力から出現します

現在のところ、斥力が仮説的性質として存在しました、しかし、互いを遠ざける力は、宇宙定数の為であるかもしれません

慣性は、初期宇宙で拡大を支配します、一方、宇宙定数がΛ－ＣＤＭモデルによると現在の時代の未来を支配するでしょう

Λ－ＣＤＭモデルは、スケール不変の宇宙インフレーションを予測しました、観測された現象の合意される説明を試みます

測定から発見されたインフレーション・モデルの慣性と定数が宇宙の拡大に、おおよそ、等しい割合で貢献するようでした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

ストリング理論は、全ての基本粒子と相互作用を記述できることが１９８４年に発見され、ストリング革命をもたらします

物理学者の多くが物理の理論を統一できる最も有望なアイデアの一つとしてストリング理論に対する取り組みを始めました

超弦理論とＭ理論のような学説は、異なる極限として１０と１１の次元を持つことのできる一般の物理的空間を予測します

余分な次元が空間に付属するけれども、３つの空間次元の他を知覚できません、付加次元を物理的実験で確かめられません

説明となる事実は、あたかも、空間が素粒子スケールの付加次元によって巻き取られるように出現することを暗示しました

▢▢▢ １９８４年 ▢▢▢

物理学の概念で次元は、特定の範囲の内側にある各点の指定に必要とされた座標の最も少ない数として非公式に定義します

三次元が立方体・円柱体・球面体の内側でした、なぜなら、３つの座標は、一つの空間の範囲でポイントの設定に必要です

幾何学で円柱や球面の表面は、ライン（線）の多数に関するポイントであり、点の指定のために２つの座標を要求しました

球面の表面に関するポイントの設定（境界条件）が緯度と経度の両方の必要です、多様体として平面の二次元に現れました

線（ライン）は、一つの次元を持ちます、なぜなら、１つだけの座標が一つのポイントを指定するために必要とされました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

観測天文学で観測的宇宙論は、観察のために望遠鏡や検出器の道具を使用して宇宙の構造・進化・起源について研究します

天体物理学の下位分野として物理指標値を測定しました、観測技術の飛躍的向上で宇宙論の黄金時代へ科学を導くでしょう

観測的宇宙論が宇宙論の実験科学へ関連づけられ、一般に宇宙に関する理論的研究と一緒に参照するため採用されています

今日、観測的宇宙論は、理論的宇宙論の予測のテストを継続しました、そして、宇宙論モデルの改善のために道案内します

例えば、ダークマターが銀河の回転速度分布から導き出され、銀河の構造と形成に関する理論のモデリングで影響しました

▢▢▢ １９９０年代 ▢▢▢

現代の観測天文学は、ハッブル・ダイアグラムを決定するとき、宇宙の大規模構造でダークマターの観測証拠を獲得します

１９９０年代後半に手に入り、また、ダークエネルギーの観測証拠の狂いのない超新星標準キャンドル（標準光源）でした

近年の飛躍的に向上した観測をΛ－ＣＤＭモデルの６パラメーター・フレームワークへ合体して宇宙の進化に組み入れます

総合密度、状態方程式、テンソル－スカラー比、スペクトル指数、ニュートリノ密度、ニュートリノ質量による説明でした

直ぐ後にＷＭＡＰの実験を通して宇宙マイクロ波背景放射を詳細に観測します、Λ－ＣＤＭモデルの仮定が確認されました

▢▢▢ １９９０年代 ▢▢▢

物理学で次元解析は、全ての科学で見つけるため使われている道具であり、次元を用いて物理量の関係について確認します

物理量の次元が基本的な物理次元（距離、質量、時間、電流、温度、物量、光度など）の組み合わせとして考えられました

次元解析は、事実に基づき、何かの物理法則が物理的変数を測定するため使用する単位から独立していなければなりません

方程式の左側と右側は、実際の結果で意味のある同じ次元でなければなりません、次元解析を行う基本的方法を確認します

Ｍ理論がＤブレーンのディリクレ境界条件ｙ（ｘ）＝ｆ（ｘ）とｐブレーンのノイマン境界条件ｙ″＋ｙ＝０を述べました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理的宇宙論で宇宙論的定数は、重力場方程式の宇宙項の係数であり、ギリシア語の大文字ラムダ（Λ）として記されます

一般相対性理論の論理的知識に基づいてアインシュタインの考える定常宇宙を完成させるため変更として持ち出されました

しかし、その人は、宇宙が定常ではないかもしれないことを示唆するハッブルの赤方偏移の観察で以前の概念を放棄します

アインシュタインは、不変である宇宙（定常宇宙）の発想に基づいて「重力を抑える」ために宇宙定数の理論を考えました

宇宙の加速は、１９９９年で発見されます、しかしながら、宇宙の膨張の観測事実が宇宙定数に新たな興味を抱かせました

▢▢▢ １９９９年 ▢▢▢

宇宙論者は、宇宙定数（重力場方程式の宇宙項の係数）の代わりとして運動量密度とエネルギー密度の間の率へ言及します

宇宙定数がユニバースの臨界密度と宇宙定数で見つかる物質密度から平らな宇宙のエネルギー密度の分数（Ω＿Λ）でした

ハッブル定数（Ｈ＿０）と物質密度定数（Ω）は、観測できる宇宙の形を示唆する宇宙論パラメータで特に重要な指標です

Λ（ラムダ）が率として宇宙の拡大を速める流れのため受け入れられました、宇宙定数で使用されるダークエネルギーです

現在、宇宙定数オメガ・ラムダ（Ω＿Λ）は、０．７４として今日の宇宙でエネルギー密度の約７３％の形を意味しました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

物理的宇宙論で宇宙の年齢は、現在の一般的な推定値（約１３８億年）がＷＭＡＰの観測結果から２００３年に示されます

しかしながら、Λ－ＣＤＭコンコーダンス・モデルとしてビッグバンの時から現在まで経過した時間を見積もるだけでした

ビッグバンと呼ばれる特異点（シンギュラリティ）の前に実在した何かである爆発の外側の世界について知られていません

また、宇宙の条件とされる時間は、線形ではありません、それ以来、線膨張を想定したハッブルの法則の拡大を概算します

宇宙の年齢がハッブル定数の測定から決定できました、しかし、観測できる宇宙は、少なくとも７８０億光年以上でしょう

▢▢▢ ２００３年 ▢▢▢

宇宙の年齢は、新しく導き出した研究結果から提示される作品で以前の決定と異なるバリエーションを持つかもしれません

拡大から見積もられる変化が正と負の両方で計算され、そのように、現在、ハッブル定数と後の概算は、大体で合意します

今日のハッブル定数の測定から宇宙の年齢を決定できました、密度パラメーター（Ω）の観測値は、時を遡り外挿されます

暗黒エネルギーの発見の前に宇宙が物質に支配されると信じられ、したがって、密度パラメーターでΩ＿ｍに対応しました

ＷＭＡＰの観測結果で宇宙の組成は、通常の物質４％、正体不明のダークマター２３％、ダークエネルギー７３％でしょう

▢▢▢ ２００３年 ▢▢▢

宇宙で現在のエネルギー密度は、貢献する各々の部分として物質・曲率・宇宙定数の密度パラメーターによって記されます

完全なΛ－ＣＤＭモデル（宇宙項と冷たい暗黒物質を想定する宇宙モデル）が他のパラメーターの多数から与えられました

けれども、物質・曲率・宇宙定数の３つの密度は、宇宙の年齢の計算でハッブル・パラメーター（Ｈ＿０）と共に重要です

値Ｆが宇宙の年齢の補正係数であり、宇宙論パラメーターの物質密度 Ω＿ｍと宇宙定数密度 Ω＿Λの関数として現れました

ＷＭＡＰの観測結果は、（ Ω＿ｍ，Ω＿Λ ）＝（０．２６６，０．７３２） です、ほぼ１の補正係数Ｆ＝０．９９６でした

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

一般相対性理論で重力波の初検出は、２０１５年９月１４日に行われ、２０１６年２月１１日に共同研究として発表します

重力波が影響を通して間接的に推測されていました、検出結果は、重力波に関する一般相対性理論の予測と一致しています

合体する連星ブラックホールの初の観測でもあり、その存在は、現在の宇宙年齢の範囲内で起こり得る事実を実証しました

検出される可能性の疑われた非常に小さな波がＬＩＧＯとＶｉｒｇｏの研究チームによる成果として世界中に報告されます

観測は、一般相対性理論の直接未検出の最後の残りを確認して大規模な宇宙事象における時空の歪みの予測を裏付けました

▢▢▢ 天文学年表 ▢▢▢

哲学と科学で宇宙論（コスモロジー）は、形而上学的宇宙論と物理的宇宙論を含み、２つの異なる分野で一緒に使われます

宇宙論が一般に宇宙の起源・構造・時空の関係で携わる天文学の分野として世界を取り囲む出来事の探究から導かれました

ＮＡＳＡは、「現在の宇宙の構造と変化の研究」として宇宙論を定義します、宇宙の大規模な形成と力学が研究されました

宇宙論の分岐として天文学・地質学・地理学を解釈するけれども、普通、自然科学は、定義と解釈が広い範囲に及びません

現代宇宙論は、ビッグバンが支配します、初めの存在を想定する理論で観測天文学と素粒子物理学を一緒にもたらしました

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

現代宇宙論で宇宙原理は、一様性の帰無仮説で前に進める現在の宇宙論と観測の原則を表現している活動的な調査研究です

天文学や宇宙論で多くの重要な進歩と新しい理論の定式化が１７世紀の宇宙原理の明らかな違反の解答を通して現れました

例として、宇宙原理は、時間的な一様性まで要求しません、勿論、小さなスケール長で見れば、宇宙が等方ではありません

一様ではない宇宙の歴史は、現在、ほぼ完全に既知の物理的プロセスと素粒子物理学の観点から記述を可能にする事実です

現在、宇宙原理が時間の異方性を越えて宇宙進化の均質性（離散的構造の力学的平衡状態）を断言するため拡張されました

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

物理学的宇宙論で標準的宇宙論モデルは、ビッグバン・モデルに基づく理論であり、現在、Λ－ＣＤＭモデルと呼ばれます

地平線問題が１９７０年代で認識されビッグバンの標準宇宙論の難問でした、しかし、インフレーション理論で解決します

宇宙マイクロ波背景（ＣＭＢ）は、ほぼ、スケール不変のスペクトルでした、天球の全ての正確なイメージを作成できます

現在のところ、Λ－ＣＤＭ（ラムダ・コールドダークマター）モデルに関係する多くの側面が活動的なリサーチ対象でした

標準的宇宙論モデルの非常に起こり得る詳細であり、役立てられる新しい研究の情報によって変化しているかもしれません

▢▢▢ 標準宇宙論 ▢▢▢

標準モデルの宇宙論モデルは、歴史的に以前の支配的な宇宙論モデルが１９４８年で独立して提案された定常状態理論です

定常状態理論の宇宙モデルは、時空を均質性と等方性の実現できる空間として申し分なく時間を通して空間を拡張しました

以前の支配的な理論で宇宙が平坦です、したがって、無限の大きさを持ち、初めの無い遠い昔から継続できると考えました

そして、完璧な宇宙原理は、空間を拡大する質量エネルギー密度の安定化のため物質を連続して創造できると見なされます

ビッグバン宇宙論が標準モデルの今でした、パラメータ化のΛ－ＣＤＭモデルは、ほとんど宇宙の組成について知りません

▢▢▢ 標準宇宙論 ▢▢▢

ラムダ－コールドダークマター（Λ－ＣＤＭ）モデルは、特に非常に遠方の宇宙の距離で間違いの無い測定を困難にします

遥か彼方の距離がハッブル定数として「恒星や銀河の明るさ」や「鍵となるパラメーター」によって概算される関係でした

Λ－ＣＤＭ宇宙論は、不確実です、まだ、明快な理論が暗黒物質や暗黒エネルギーの起源や物理的性質についてありません

天文学者と天体物理学者の圧倒的多数は、観測的宇宙論の多くで一致しているためにΛ－ＣＤＭモデルを支持するでしょう

宇宙マイクロ波背景放射、銀河の大規模構造、水素・ヘリウム・重水素・リチウムの存在量、宇宙の加速膨張が事実でした

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

宇宙論でΛ－ＣＤＭモデルは、宇宙にエネルギー密度の率を導入したダークエネルギーとコールドダークマターの理論です

ラムダ（宇宙定数）とコールドダークマター（質量エネルギーに比べて運動エネルギーの小さな物質）の宇宙モデルでした

謎のエネルギーと物質がスケールの不変の変動である宇宙インフレーションの予測や宇宙の大規模構造の観測から必要です

知られていないラムダ－コールドダークマターを説明する試みは、その時からビッグバン宇宙論の標準モデルになりました

現在、Λ－ＣＤＭモデルが宇宙論で最もシンプルなモデルです、観測できる宇宙で測定された現象の説明に適していました

▢▢▢ Λ－ＣＤＭ宇宙論 ▢▢▢

ラムダ－コールドダークマターは、観測できる宇宙のエネルギー密度の率であり、その研究が標準宇宙論を構成しています

加速度的な拡大を続ける宇宙の大規模構造、そして、超新星と宇宙マイクロ波背景放射の観察を説明することを試みました

Λ は、宇宙の加速膨張に関連づける宇宙定数です、一方、ＣＤＭが宇宙の大規模構造に欠くことのできない物質の形でした

最も単純な宇宙論モデルであり、宇宙定数と暗黒物質は、宇宙の密度揺らぎの成長と大規模構造の作成に大きく関与します

全体的に見ると観察された現象に合意していました、けれども、Λ－ＣＤＭが基本的な物理的起源について何も言いません

▢▢▢ Λ－ＣＤＭ宇宙論 ▢▢▢

記号のΛ（ラムダ）は、「宇宙定数」のため使われ、現在のところ、真空エネルギーや暗黒エネルギーで関連づけられます

観測から宇宙定数が時空で備わっていました、Λによって物質の重力影響である引力に逆らう空間の加速膨張を説明します

定数は、負の圧力ｐ＝－ρｃ＾２から一般相対性理論のストレス－エネルギー・テンソルに貢献する加速膨張の原因でした

したがって、ダークエネルギーに起因する宇宙定数 Ω＿Λ が平坦な宇宙の総質量エネルギー密度の分数として解釈できます

示される宇宙のエネルギー密度は、現在のところ（過去で異なる値）、約７３％がダークエネルギーとして推定されました

▢▢▢ Λ－ＣＤＭ宇宙論 ▢▢▢

物理的宇宙論でコールドダークマター（ＣＤＭ）は、光学的に観測できない冷たく存在した暗黒物質を説明するモデルです

ＣＤＭ（コールドダークマター）の存在が宇宙の非常に大きなスケール構造を通して重力影響の形によって観測できました

重力作用の特有の関連を受け取るけれども、エネルギー密度の率に隠れて現れた宇宙で欠くことのできない物質の一つです

銀河の回転のアノマリー、銀河団の光の重力レンズ効果、それから、銀河のクラスタリングの進展を通して発見されました

観測される運動エネルギーが質量エネルギーに比べて小さく現れ、物質の量だけで重力作用の特有の関連を説明できません

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

物理的宇宙論でコンコーダンス宇宙論は、観測に一致した標準モデルのラムダ－コールドダークマター宇宙論に言及します

ビッグバン宇宙論の理論が大まかな内容で観測的宇宙論に上手く一致している全ての役立つ天体観測でなければなりません

コンコーダンス・モデルとして知られました、特に宇宙マイクロ波背景放射（ＣＭＢ）の観測に適合しなければなりません

観測に一致する（コンコーダンス）モデルとして宇宙の構造の説明は、そのような存在ということを必要とされるでしょう

最も少ない宇宙論パラメータを仮定されるモデルです、また、時空がアインシュタイン方程式の計量の手段で存在しました

▢▢▢ コンコーダンス宇宙論 ▢▢▢

コンコーダンス・モデルは、コールドダークマターの存在を呼び出すことが宇宙の観測結果と合致させるため欠かせません

最も少ない宇宙論パラメータを必要とされ、ＣＤＭ（コールドダークマター）の何かは、完成した形であるかもしれません

柔軟な推測を許します、観測された重力影響は、ＭＡＣＨＯｓやＲＡＭＢＯｓのように大きなオブジェクトかもしれません

※ＭＡＣＨＯが銀河ハローで暗黒物質の見かけの存在を説明するかもしれない、天体の何かの種類に対する一般的名称です

※ＲＡＭＢＯ（逞しく結合させるずっしり重いバリオン・オブジェクト）は、褐色矮星や白色矮星の暗いクラスターでした

▢▢▢ コンコーダンス宇宙論 ▢▢▢

コールドダークマターは、一般に運動エネルギーが質量エネルギーに比べて小さな冷たい物質です、仮説的に導入しました

ダークマターのＸ粒子は、ＷＩＭＰｓ、アクシオン、ヘレウム、あるいは、その他として観測に一致する何かを推定します

※ＷＩＭＰ（弱く相互作用するずっしり重い粒子）が暗黒物質の難問のために可能な解の一つとして仕える仮説粒子でした

※アクシオンは、量子色力学で強いＣＰ問題を解消するためペッチャイ－クィン理論の必要条件である仮説上の素粒子です

※ヘレウムが原始ブラックホールやマイクロ・ブラックホールの量子化された重力束縛状態に基づく仮想的安定状態でした

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

物理学的宇宙論で非標準宇宙論は、標準宇宙論の異なる選択肢の一つとして持ち出されるか新しい提案の宇宙論モデルです

非標準宇宙論の名称が現在の科学的コンセンサスに一致している物理的宇宙論のビッグバン・モデルのために存在しました

宇宙論の歴史で様々な科学者と研究者は、宇宙の土台となる想定の追加や拒否のためビッグバンの全てや一部で論争します

宇宙の理論的モデルの発展・開発に必要でした、現在、Λ－ＣＤＭモデルが観測結果と一致するけれども、弱点を残します

今日、非標準宇宙論で活動的な研究者は、ほんの少しであり、そして、その人が標準宇宙論について言い争いを続けました

▢▢▢ 非標準宇宙論 ▢▢▢

天体物理学のコミュニティは、１９４０⏤６０年代までビッグバン理論と定常宇宙論のサポーターの間で等しく分かれます

理論のライバル関係が観測的宇宙論を前へ進めました、それから、結局は、まだ、ビッグバンの支配的理論であるでしょう

非標準の言葉は、科学的コンセンサスと一致しない何かの宇宙論へ実際に適用され、また、理論の記述のため用いられます

ほとんどの新たな宇宙論が現れたビッグバンを受け入れるけれども、ユニバースの起源と進化の物理学的詳細で違いました

現在、非標準宇宙論は、Λ－ＣＤＭの拡張や修正を試みます、そして、更に根本的に異なる宇宙モデルの研究を進めました

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

宇宙論でサイクリック・モデルは、無限の自律的サイクルの後に続く幾つかの宇宙の一つとして理論化することを試みます

１９３０年にアインシュタインが、少しの間、振動宇宙論を考慮しました（ビッグバンで始まりビッグクランチで終わる）

振動の永遠のシリーズに続く宇宙を理論化します、膨張の後に重力で再び収縮する崩壊から大きな反発を引き起こしました

サイクリック宇宙論の初期の試みは、１９３４年のトールマンによるゼロエネルギーに等しい閉じた宇宙の最初の説明です

熱力学第二法則から常に増大するエントロピーが閉じているシステムによって増大を可能にしました（エントロピー問題）

▢▢▢ サイクリック宇宙論 ▢▢▢

宇宙創造のブレーン宇宙論モデルは、以前のエキピロティック・モデルから導き出される新しいサイクリック・モデルです

スタインハート－テュロック・モデルが２つの平行なオービフォールド平面やＭブレーンの高次元空間の周期的衝突でした

バウム－フランプトン・モデルは、サイクル全体でダークエネルギーの状態方程式ｗ（圧力と密度）のｗ < －１の想定です

共形周期的宇宙論（ＣＣＣ）が一般相対性理論の枠組みに基づいた理論でした、相対的な等角の無限サイクルを反復します

ループ量子宇宙論は、重力を相称性まで減少させ、宇宙論的に分岐する収縮と拡大の間で量子の橋を予測される理論でした

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

非標準宇宙論でプラズマ宇宙論は、宇宙の発展で大部分で重力的な力よりもむしろ電気動力学的な力によって支配されます

アルヴェーンがプラズマ・スケーリング（宇宙の全バリオンの９９．９％を占める気体プラズマの運動）を持ち出しました

宇宙論的現象に対して地球と宇宙の物理実験の結果（より大きな重力スケールで守られている）を外挿して記述を試みます

一般に１９７０年のノーベル物理学賞受賞者の発想（磁場の伝導性流体における縦波と横波の伝播）に属する宇宙論でした

イオン化ガスやプラズマが中心の部分を演じます、アンビプラズマの概念は、プラズマ宇宙論について説明する事実でした

▢▢▢ プラズマ宇宙論 ▢▢▢

巨大なガスの塊で物質と反物質は、そのとき、消滅反応のエネルギッシュな出力によって攪拌される仮説を通して語ります

物質と反物質が互いに逆らう磁場のため寄せ付けないでしょう、電導性流体によってアンビプラズマと呼ばれる混合でした

「アンビ」は、「両方」や「両側に関して」を意味します、プラズマが部分的にイオン化されたガスである物質状態でした

１９８０年代後半と１９９０年代前半の間でアルヴェーンによるプラズマ宇宙論の利点の限られた話題として議論されます

しかし、提案されたプラズマ宇宙の研究は、ほとんど無く、多くの宇宙論者がアンビプラズマの発想について懐疑的でした

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

非標準宇宙論でフラクタル宇宙論は、宇宙の非常に小さなスケールから大規模な構造までフラクタル・モデルを使用します

宇宙でフラクタル（部分と全体の自己相似性）が物質の分布、あるいは、空間の構造を通して存在していると言及しました

フラクタル宇宙の理論は、より一般的に宇宙と物質の研究でフラクタルを使用します、フラクタルの外観に関係づけました

宇宙や物質のフラクタル次元は、研究の中心的問題であり、部分と全体が自己相似の形を生成する範囲内に分布しています

そのとき、フラクタル宇宙は、非常に大きいスケールか非常に小さなスケールによって測定され、階層的構造を示しました

▢▢▢ フラクタル宇宙論 ▢▢▢

宇宙論でフラクタルは、宇宙の構造とダイナミックスの質問へ答えるため主流に近い学者の多数によって採用されています

しかし、フラクタルを想起するメタファーが、また、科学の主流から外の他の人に採用され、神話の時代から知られました

フラクタル宇宙論の幾つかの種類は、直感的な理解が容易に可能であり、科学的な理論と観測の領域で確実に見つかります

けれども、他の何かの理論が疑似科学や形而上学的宇宙論に見なされ、フラクタル宇宙論の厳密な定義の困難を示しました

理論的宇宙論の空間でフラクタルを示します、系統的論述の正しい知覚は、受け入れられる範囲で楽しむことができました

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

非標準宇宙論で多元宇宙論は、量子論的解釈を通して可能であるとして宇宙の複数の実在について想定できる理論仮説です

記述する物理の法則や定数と同様に実在することのできる全て（空間・時間・物質・エネルギーの全体）を共に含みました

マルチバース（多元宇宙）の様々な宇宙が、時々、パラレル・ユニバース（平行宇宙）として波動関数の収縮を考えません

多元宇宙の構造は、宇宙の性質や宇宙の構成要素の関係について考える各々の特定の様々な多元仮説に左右されるでしょう

多元宇宙論に基づく仮定が代替宇宙、平行宇宙、浸透宇宙、量子宇宙、循環宇宙の各々によって想定されるかもしれません

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

宇宙論で量子宇宙論は、全ハミルトニアン拘束条件と空間的波動関数から宇宙の形成やビッグバン後の初期進化を述べます

ホイーラー－ドウィット方程式のような量子化にもかかわらず、量子宇宙論の研究は、量子重力の思索的研究に残りました

理論物理学で量子宇宙論で扱う重要な問題は、宇宙の物理的情報の起源（原点）であり、重力の特異性とプランク時間です

量子宇宙は、無からトンネル効果によって量子力学の効果として生成したと考える宇宙の極めて小さな時代を話すでしょう

けれども、容易に解決できない難問が波動関数（方程式で時間の存在しない）の確率的解釈のような形として出現しました

▢▢▢ 量子宇宙論 ▢▢▢

時空について量子宇宙論は、量子オブジェクトとして見なすことによって宇宙の最も初めの瞬間を記述することを試みます

宇宙が量子力学の法則と場の量子論によって記述することもできました、量子宇宙論は、量子重力の分岐として見なせます

量子重力は、量子効果が強い重力の影響を無視できないけれども、量子宇宙論の幾つかの結果に必須の知識ではありません

波動関数から１９６０年代のホイーラーとドウィットの宇宙の形式化（全ハミルトニアン拘束条件│ψ〉＝０）を使います

量子宇宙論の特定の話題は、主に１９８０年代からハートルとホーキングの境界条件（無境界仮説）を用いて発展しました

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

宇宙論でストリング宇宙論は、初期宇宙論の問いを解くためにストリング理論の方程式を適用して試みる新しいモデルです

点状粒子を１次元のオブジェクトに置き換える理論的枠組みを提供しました、ブレーン宇宙論は、関連のある研究領域です

１９９１年のヴェネツィアーノによる論文は、ストリング理論から手に入るインフレーション宇宙の方法を現していました

プレ－ビッグバン・シナリオのため扉を開きます（古典ストリングと量子ストリングのスケール・ファンクターの二元性）

ストリング理論の特徴が時空の四次元を越えて余分な次元のモデル化で数学的に扱いやすい一般的な洞察を容易にしました

▢▢▢ ストリング宇宙論 ▢▢▢

ストリング理論でストリングは、観察できる３つの空間次元に加えて更に実在している幾つかの付加の次元を必要とします

空間次元を越えて余分な次元が「超重力モデルのコンポーネント」と「量子重力の別なアプローチ」を通して出現しました

ストリング・ガス宇宙論は、閉じたストリングのガスが１９８９年のブランデンベルガーとヴァッファによって示されます

閉じたストリングのガスは、ディラトンの何かの可能性から離れてディラトン重力背景とある一般的洞察を容易にしました

大きくなる４つの時空次元と小さく十分に観測できなくなる重力を提起します、枠組みで重力の現象が幾何学の結果でした

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

宇宙論でブレーン宇宙論は、宇宙の推定に動機づけられ、素粒子物理学のストリング理論・超弦理論・Ｍ理論で説明します

メンブレン（膜）理論として知られ、そして、バルクに浮遊する宇宙と他の何かがブレーンの間の衝突から創造されました

ブレーンは、点状粒子の概念を高次元に一般化した物理的物体であり、量子力学の規則から時空を伝播する力学的物体です

次元の１１と２６を有する空間であり、次元の多数が観測者のキラリティーによって左右される場や群を構成していました

ブレーン宇宙論は、弦理論の種類の排他的な結果ではなく、また、幾らか異なる多元宇宙として多次元外延を想定しました

▢▢▢ ブレーン宇宙論 ▢▢▢

各々の宇宙は、Ｄブレーン（ディリクレ境界条件）の形であり、オブジェクトのユニバースのＤブレーンを制限しています

しかし、重力から他のユニバースで相互作用するかもしれません、量子マルチバースではない制限しないユニバースでした

一方、両方の概念が同じ時間で相互作用するかもしれません、複素平面の部分集合である有理関数の部分のユニバースです

Ｍ理論で低エントロピー・ダイナミクスは、超重力として知られました、新しい次元がカップリング定数の増加で現れます

ディリクレ境界条件ｙ（ｘ）＝ｆ（ｘ）は、エネルギーを運び、ｐブレーンがノイマン境界条件ｙ″＋ｙ＝０の空間でした

▢▢▢ 現代宇宙論 ▢▢▢

物理的宇宙論で拡大宇宙の未来は、現在のところ、宇宙の拡大が観測によると永遠に続き、更に加速することを示唆します

事実であるならば、宇宙の拡大は、最終的に寒過ぎるビッグ・フリーズをもたらして生命の維持を出来なくさせるでしょう

宇宙インフレーションが計量の変化で最大エントロピーを急激に増加させ、熱平衡状態から常に異なる状態を継続しました

エントロピーは、物理科学の唯一の量です、そして、時間に対して特定の方向が必要とされ、時々、時間の矢と呼びました

熱力学の第二法則によるとエントロピーは、孤立系で増加します、閉じていない熱力学システムで時間と共に減少しました

▢▢▢ 拡大宇宙の未来 ▢▢▢

宇宙で原始の時代は、ビッグバンで始まり星たちの輝く時代で終わる宇宙インフレーションと原子核合成の時間を述べます

縮退の時代が星たちの輝く時代の後に続くでしょう、褐色矮星、白色矮星、そして、ブラックホールで宇宙を支配しました

ブラックホールの時代は、唯一、物質がブラックホールで宇宙に留まり、ホーキング放射の蒸発で低エネルギーへ変えます

暗黒の時代は、宇宙を満たす極めて低いエネルギーが互いの衝突を劇的に減らしました（発生に膨大なエネルギーを必要）

熱的死の概念は、インフレーションの研究から時間の開始と共に最大エントロピーの速い増加を宿命づけるかもしれません

▢▢▢ 参照 ▢▢▢
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