ノート:平坦性問題

『元々の宇宙が平坦でないどんな曲率を持っていたとしてもこのようなインフレーションの過程によって極端に引き伸ばされて平坦化される』とは思えないのですが、この説明で正しいのでしょうか。

「インフレーションが起きれば Ω が １ に近づく」という主張は自明ではない。例えば Ω が １ より大きい状態から指数関数的膨張が始まったのなら、なぜ行き過ぎて １ より小さい状態にはならずに １ になるのか、また「臨界密度が約 1 × 10-29 g/cm-3 である。」とは、いったいどの段階における密度なのか、正確に説明すべきである。 --Tamie 2007年7月21日 (土) 00:56 (UTC)

これについては、例えば、岩波基礎物理シリーズ9 「相対性理論」（佐藤勝彦）の第8章の演習問題に、「宇宙が膨張している時代においては、密度パラメータ$\Omega (t)$はフリードマン宇宙モデルでは、その初期値が1より小さければ時間的に減少し、また逆に初期値が1より大きければ増大することを示せ。また、宇宙が指数関数的に急激な膨張をするとき、$\Omega (t)$はその初期値が1からずれていても急激に1に近づくことを示せ。」という問題が載っています。インフレーション宇宙モデルでは、

${\frac {kc^{2}}{a^{2}(t)H^{2}(t)}}=\Omega (t)-1$

に於いてスケール因子a(t)が指数関数的に大きくなるので、例えば Ω が １ より大きい状態から指数関数的膨張が始まったのなら、 Ω は急速に １に収束し、1より小さくなることはありません。より直感的に説明すると、インフレーション宇宙では真空のエネルギーがメインであり、これはいくら膨張しても薄まることはない、ということです。臨界密度については、本文を加筆しておくので参照してください。--菊地 英仁 2007年8月3日 (金) 01:16 (UTC)

以上の説明で異論がなければ、{{正確性}}のテンプレートは除去します。--菊地 英仁 2007年8月9日 (木) 04:49 (UTC)