宇宙膨張（うちゅうぼうちょう）

最終更新：2026/4/25

宇宙膨張は、宇宙空間が時間とともに広がり続けている現象である。

別名・同義語宇宙の膨張宇宙拡大

ポイント

宇宙膨張の発見は、20世紀の天文学における重要な転換点であり、ビッグバン理論の有力な証拠となっている。ハッブルの法則によってその速度が測定されている。

概要

宇宙膨張は、遠方の銀河が地球から遠ざかっているように観測される現象です。この現象は、宇宙空間そのものが広がっているために起こると考えられています。宇宙膨張の発見は、エドウィン・ハッブルによって1929年に行われました。

ハッブルの法則は、銀河の後退速度と距離が比例関係にあることを示しています。この法則は、宇宙膨張の速度を測定するために用いられます。ハッブル定数と呼ばれる比例定数は、宇宙の膨張率を表す重要な値です。

宇宙膨張は、ビッグバン理論の重要な根拠の一つです。ビッグバン理論は、宇宙が約138億年前に非常に高温高密度の状態から始まったとする説です。宇宙膨張は、ビッグバン後の宇宙が冷えながら拡大していく過程を説明するものとされています。

1998年、超新星の観測から、宇宙膨張が加速していることが発見されました。この加速膨張の原因は、ダークエネルギーと呼ばれる未知のエネルギーであると考えられています。ダークエネルギーは、宇宙全体の約7割を占めると推定されています。

宇宙膨張の観測には、主に以下の方法が用いられます。

赤方偏移の測定: 遠方の銀河から届く光は、波長が伸びて赤色に偏っています（赤方偏移）。この赤方偏移の度合いを測定することで、銀河の後退速度を推定できます。
宇宙マイクロ波背景放射の観測: 宇宙マイクロ波背景放射は、ビッグバン直後の名残の光です。この放射の観測から、宇宙の膨張率や組成を推定できます。
重力波の観測: 重力波は、宇宙空間の歪みとして伝わる波です。重力波の観測から、宇宙の膨張率やダークエネルギーの性質を調べることができます。