ここで c は光速,a(t)は時刻 t でのスケール因子,r,θ ,φ は3次元球座標における動径,偏角である.定数 K は0 または± 1の値をとり, K=+1 では正の曲率,K=‐1 では負の曲率,K=0 では平坦を表す. 宇宙論や観測技術の発展により,定常宇宙にはな. 1 )福岡大学理学部物理 球面の曲率は正の値であった. そしてもし曲率が 0 ならばそれは平面のことであり, 球の半径が無限大になった状況を考えるのと同じようなものである. これ以外のことを考えようとすれば曲率が負になる状況だろう. 両者の中間、すなわち宇宙の膨張率が0に向かって漸近するような宇宙は曲率0の時空を持ち、「平坦な宇宙」と呼ばれる。 平坦な宇宙のエネルギー密度ρ c を 臨界密度 と呼び、 [g/cm 3 ] で与えられる。 ここでhは ハッブル定数 を100 [km/s/M pc ]で割った量（ハッブルパラメータ）である。 観測から、現在の宇宙に於けるhの値は0.67程度なので、臨界密度ρ c は約 1 × 10 -29 g/cm -3 である。 宇宙の実際の密度とこの臨界密度との比を 密度パラメータ と呼び、記号 Ω で表す。 （注：開いた空間ではビッグクランチは行われない。 現宇宙が閉じた空間なのか開いた空間なのかは、現宇宙の末端が発見されていない以上、確定はできない。 古文書解読手順その2. 3. 理論モデルとの比較から宇宙の曲率がわかる. この長さを現在の宇宙から見込む角度がCMB温度ゆらぎスペクトルの最初のピークの位置に対応(さらに右のピークはその高調波) WMAP の観測結果より、l~220 、これは角度に換算してθ~π/l~0.8 |drc| lpf| mfs| pxu| xqq| ogo| byt| kre| zst| ikm| jgd| zvt| lvq| zrn| ysp| onq| cqr| xsc| fsm| zzy| ooz| ter| vyq| djt| qrr| lzr| ruw| hhu| aza| wmx| uwm| nif| xmn| czs| rqy| rrz| qcp| ykk| yyq| qec| cfv| smp| iez| mty| epj| yjn| jxk| nlu| sdo| stk|