우주론의 혁신:우주는 우리가 생각했던 것보다 매끄러울까?

우주가 얼마나 헤아릴 수 없을 정도로 큰지 생각하면, 우리가 아직 우주의 모든 비밀을 풀지 못했다는 것도 어쩌면 이해할 수 있을 것입니다. 그러나 실제로 우주론자들이 이해하기 위해 점점 더 노력하고 있는 몇 가지 매우 기본적인 특징이 있는데, 우리가 설명할 수 있다고 생각했던 특징입니다.

우주의 물질 분포(소위 대규모 구조)에 대한 최근 측정은 우주가 어떻게 작동하는지에 대한 우리의 최선의 이해인 우주론의 표준 모델의 예측과 충돌하는 것으로 보입니다.

표준 모델은 약 25년 전에 시작되었으며 수많은 관측 결과를 성공적으로 재현했습니다. 그러나 제가 연구하고 있는 주제인 대규모 구조에 대한 최근 측정 결과에 따르면 물질은 표준 모델에 따라야 하는 것보다 덜 클러스터되어 있습니다(부드럽습니다).

이 결과로 인해 우주론자들은 설명을 찾기 위해 머리를 긁적였습니다. 일부 솔루션은 측정 시 알 수 없는 체계적 오류와 같이 비교적 평범합니다. 그러나 더 근본적인 해결책이 있습니다. 여기에는 암흑 에너지(우주의 팽창을 가속시키는 힘)의 본질에 대한 재고, 새로운 자연의 힘을 불러일으키는 것, 심지어 가장 큰 규모로 아인슈타인의 중력 이론을 수정하는 것까지 포함됩니다.

현재 데이터는 서로 다른 경쟁 아이디어를 쉽게 구별할 수 없습니다. 그러나 앞으로 있을 조사의 측정값은 정밀도 면에서 큰 도약을 이룰 준비가 되어 있습니다. 우리는 마침내 우주론의 표준 모델을 깨뜨리는 순간에 와 있을지도 모릅니다.

초기 우주

현재 긴장의 본질과 가능한 해결책을 이해하려면 우주의 구조가 어떻게 형성되고 이후에 진화했는지 이해하는 것이 중요합니다. 우리가 이해하는 대부분은 우주 마이크로파 배경(CMB)의 측정에서 비롯됩니다. CMB는 우주를 가득 채우는 방사선으로 빅뱅 이후 처음 수십만 년 동안 우주가 진화하면서 남은 유물이다(비교하자면 우주의 나이는 137억년으로 추정된다).

과학자들은 1964년에 우연히 CMB를 발견했지만(노벨상 수상), 그 존재와 특성은 수년 전에 예측되었습니다.

초기의 일부 이론 연구와 매우 일치하며, 오늘날 CMB의 관측 온도는 믿을 수 없을 정도로 추운 3켈빈(-270°C)입니다. 그러나 아주 초기에는 헬륨과 리튬을 포함하여 우주의 모든 가벼운 원소가 더 무거운 원소로 융합될 수 있을 만큼 충분히 뜨거웠습니다(수백만도).

CMB의 스펙트럼(파장별로 분해된 빛)은 과거에 물질과 열 평형 상태에 있었음에 틀림없다는 것을 암시합니다. 즉, 에너지 분포가 동일하다는 의미입니다. 물질과 방사선은 밀도가 매우 높은 환경에서만 열평형에 도달할 수 있습니다. 따라서 CMB의 측정은 우주가 한때 극도로 뜨겁고 밀도가 높은 곳이었으며 모든 물질과 방사선이 아주 작은 공간에 뭉쳐져 있었음을 확실하게 보여줍니다.

우주가 팽창하면서 빠르게 냉각되었습니다. 그리고 그렇게 되면서 당시 존재했던 자유전자 중 일부가 양성자에 포획되어 수소 원자가 형성되었습니다. 이 '재결합 시대'는 빅뱅 이후 약 30만년 후에 일어났습니다. 이 시점 이후에는 우주의 밀도가 갑자기 낮아져서 CMB 방사선이 방해 없이 이동하도록 "방출"되었으며 그 이후로는 물질과 크게 상호 작용하지 않았습니다.

방사선은 매우 오래된 것이므로 오늘날 CMB를 측정하면 초기 우주의 상태에 대해 배울 수 있습니다. 그러나 CMB의 상세한 매핑은 이보다 훨씬 더 많은 것을 알려줍니다.

플랑크 망원경으로 얻은 CMB 지도에서 얻은 주요 통찰력은 우주도 초기에는 매우 매끄러웠다는 것입니다. 우주의 물질과 방사선의 밀도와 온도는 장소에 따라 단지 0.001%의 차이만 있었습니다. 만약 더 극단적인 변화가 있었다면 그 물질과 방사선은 훨씬 더 뭉쳐졌을 것입니다.

이러한 변형 또는 "변동"은 이후 우주에서 구조가 어떻게 진화했는지에 근본적으로 중요합니다. 이러한 변동이 없다면 은하계도, 별이나 행성도, 생명도 없을 것입니다. 매우 흥미로운 질문은 이러한 변동이 어디서 발생했는가 하는 것입니다.

우리의 현재 이해는 그것이 원자와 입자의 소우주 이론인 양자역학의 결과라는 것입니다. 양자 역학은 빈 공간에 입자가 갑자기 나타났다가 사라지는 것과 같은 갑작스럽고 국지적인 변화를 허용하는 배경 에너지가 있음을 보여줍니다. 물질과 에너지의 양자적 성질은 실험실에서 놀라운 정확도로 검증되었습니다.

이러한 변동은 "인플레이션"이라고 불리는 초기 우주의 매우 빠른 팽창 기간에 대규모로 폭발한 것으로 생각되지만, 인플레이션의 자세한 메커니즘은 아직 완전히 이해되지 않았습니다.

시간이 지남에 따라 이러한 변동은 커졌고 우주의 물질과 방사선의 배열은 더욱 뭉쳐졌습니다. 약간 더 밀도가 높은 지역은 더 강한 중력 인력을 갖고 있어 훨씬 더 많은 물질을 끌어당겨 밀도가 증가하고 중력 인력이 강화됩니다. 밀도가 약간 낮은 지역은 사라지고 시간이 지남에 따라 더 텅 비게 됩니다. 부자는 더 부유해지고 가난한 사람은 더 가난해지는 우주적 사례입니다.

이러한 변동은 시간이 지남에 따라 은하와 별이 형성되기 시작할 정도로 커졌으며 은하계는 "우주 거미줄"을 구성하는 친숙한 필라멘트와 노드를 따라 분포되어 있습니다.

표준 설명

시간이 지남에 따라 변동이 증가하는 속도와 공간에 클러스터되는 방식은 중력의 특성, 우주의 물질과 에너지를 구성하는 구성 요소, 이러한 구성 요소가 서로 상호 작용하는 방식(자체 및 서로)과 같은 여러 요소에 따라 달라집니다.

이러한 요소는 우주론의 표준 모델에 요약되어 있습니다. 이 모델은 우주가 대규모로 균질하고 등방성이라고 가정하는 아인슈타인의 일반 상대성 이론(중력에 대한 우리의 가장 좋은 이해)에 대한 솔루션을 기반으로 합니다. 즉, 우주는 모든 관찰자에게 모든 방향에서 동일하게 보입니다.

또한 우주의 물질과 에너지는 일반 물질("중입자"), 상대적으로 무겁고 느리게 움직이는 입자로 구성된 암흑 물질("차가운" 암흑 물질) 및 일정한 양의 암흑 에너지(아인슈타인의 우주 상수, 람다로 표시)로 구성되어 있다고 가정합니다.

약 25년 전에 시작된 이 모델은 [CMB의 세부적인 특성]을 포함하여 대규모 우주에 대한 수많은 관측을 성공적으로 설명했습니다.

그리고 아주 최근까지도 늦은 시간에 대규모 구조물의 클러스터링에 대한 다양한 측정에 탁월한 적합성을 제공했습니다. 실제로 대규모 구조물의 일부 측정값은 여전히 표준 모델에 의해 매우 잘 설명되어 있으며 이는 현재 장력의 원인에 대한 중요한 단서를 제공할 수 있습니다.

CMB는 초기에 물질의 클러스터링(요동)을 보여 준다는 것을 기억하십시오. 따라서 우리는 표준 모델을 사용하여 미래를 발전시키고 이론적으로 현재의 모습을 예측할 수 있습니다. 이 예측과 관찰 사이에 적합성이 있다면 이는 표준 모델의 구성 요소가 정확하다는 매우 강력한 표시입니다.

'S8'의 긴장감

최근 변경된 점은 특히 매우 늦은 시간에 대규모 구조에 대한 측정의 정밀도가 크게 향상되었다는 것입니다. Dark Energy Survey 및 Kilo Degree Survey와 같은 다양한 조사에서는 관측치와 표준 모델 간의 불일치에 대한 증거를 발견했습니다.

즉, 초기 시간 변동과 늦은 시간 변동 사이에 불일치가 있습니다. 늦은 시간 변동은 예상만큼 크지 않습니다. 우주론자들은 이 충돌을 "S8 장력"이라고 부릅니다. S8은 후기 우주에서 물질의 클러스터링을 특성화하는 데 사용하는 매개변수이기 때문입니다.

특정 데이터 세트에 따라 긴장이 통계적 우연일 가능성은 0.3%만큼 낮을 수 있습니다. 그러나 통계적 관점에서 보면 표준 모델을 완전히 배제하기에는 충분하지 않습니다.

그러나 다양한 독립적인 관찰에서 긴장에 대한 강한 힌트가 있습니다. 그리고 측정이나 모델링의 체계적 불확실성으로 인해 이를 설명하려는 시도는 현재까지 성공하지 못했습니다.

예를 들어, 초대질량 블랙홀에서 나오는 바람이나 제트와 같은 에너지가 없는 비중력 과정이 대규모로 물질의 클러스터링을 변경하기에 충분한 에너지를 주입할 수 있다는 것이 이전에 제안되었습니다.
그러나 우리는 최첨단 우주 유체 역학 시뮬레이션(플라밍고라고 함)을 사용하여 그러한 효과가 표준 우주론 모델의 장력을 설명하기에는 너무 작은 것으로 나타났습니다.

긴장이 실제로 표준 모델의 결함을 지적한다면 이는 모델의 기본 구성 요소 중 일부가 올바르지 않음을 의미합니다.

이는 기초 물리학에 큰 영향을 미칠 것입니다. 예를 들어, 긴장은 중력에 대한 우리의 이해나 암흑 물질이나 암흑 에너지라고 불리는 알려지지 않은 물질의 본질에 대해 뭔가 잘못되었음을 나타낼 수 있습니다. 암흑 물질의 경우 한 가지 가능성은 알 수 없는 힘(단순한 중력 이상의 힘)을 통해 자신과 상호 작용할 수 있다는 것입니다.

또는 Dark Energy Survey Instrument(Desi)의 초기 결과에서 알 수 있듯이 암흑에너지는 일정하지 않고 시간이 지남에 따라 진화할 수 있습니다. 일부 과학자들은 새로운(다섯 번째) 자연의 힘이 나타날 가능성도 고려하고 있습니다. 이는 매우 큰 규모에 걸쳐 작용하며 구조의 성장을 늦추는 역할을 하는 중력과 유사한 힘입니다.

그러나 표준 모델을 수정하려면 모델이 성공적으로 설명하는 우주에 대한 많은 관측도 설명해야 합니다. 이것은 간단한 작업이 아닙니다. 그리고 성급하게 결론을 내리기 전에 긴장감이 단순한 통계적 변동이 아니라 실제적인 것인지 확인해야 합니다.

좋은 소식은 데시(Desi), 루빈 천문대(Rubin Observatory), 유클리드(Euclid), 시몬스 천문대(Simons Observatory) 및 기타 실험을 통한 대규모 구조 측정을 통해 훨씬 더 정확한 측정을 통해 장력이 실제인지 확인할 수 있다는 것입니다.

또한 제안된 표준 모델에 대한 많은 대안을 철저하게 테스트할 수도 있습니다. 아마도 앞으로 몇 년 안에 우리는 우주론의 표준 모델을 배제하고 우주가 어떻게 작동하는지에 대한 우리의 이해를 근본적으로 변화시킬 것입니다. 아니면 모델이 그 어느 때보다 입증되고 더 신뢰할 수 있을 수도 있습니다. 우주론자가 되기에 매우 흥미로운 시기입니다.

Ian G. McCarthy, 리버풀 존 무어스 대학교 천체물리학 리더

이 기사는 크리에이티브 커먼즈 라이센스에 따라 The Conversation에서 재출판되었습니다. 원본 기사를 읽어보세요.