암흑 에너지

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대폭발 이론의 종교적 해석
우주론의 연표

물리 우주론과 천문학에서 암흑 에너지(暗黑 Energy, Dark energy)는 가장 큰 규모의 우주에 영향을 미치는 알려지지 않은 에너지 형태이다. 그것의 존재에 대한 최초의 관측 증거는 우주가 일정한 속도로 팽창하지 않는다는 것을 보여주는 초신성의 측정에서 나왔다. 오히려 우주의 팽창이 가속화되고 있다.[1][2] 우주의 진화를 이해하려면 시작 조건과 구성에 대한 지식이 필요하다. 이러한 관찰 이전에 과학자들은 우주의 모든 형태의 물질과 에너지가 시간이 지남에 따라 팽창 속도를 늦출 뿐이라고 생각했다. 우주 마이크로파 배경(CMB)의 측정은 우주가 뜨거운 대폭발에서 시작되었음을 시사하며, 이로부터 일반 상대성이론은 진화와 그에 따른 대규모 운동을 설명한다. 새로운 형태의 에너지를 도입하지 않고는 과학자들이 가속하는 우주를 측정할 수 있는 방법을 설명할 방법이 없었다. 1990년대부터 암흑 에너지는 가속화된 팽창을 설명하는 가장 보편적인 전제였다. 2021년 기준으로, 암흑 에너지의 근본적인 성질을 이해하기 위한 활발한 우주론 연구의 영역이 있다.[3]

우주론의 ΛCDM 모형(람다-CDM 모형)이 옳다고 가정할 때[4] 최상의 현재 측정값은 암흑 에너지가 현재 관측 가능한 우주의 총 에너지의 68%를 차지한다는 것을 나타낸다. 암흑물질과 일반(중입자) 물질의 질량 에너지는 각각 26%와 5%를 기여하며 중성미자와 광자와 같은 다른 구성 요소는 매우 적은 양을 기여한다.[5][6][7][8] 암흑 에너지의 밀도는 매우 낮아서 (~ g/cm3), 은하 내 일반 물질이나 암흑물질의 밀도보다 훨씬 작다. 그러나 그것은 공간 전체에 걸쳐 균일하기 때문에 우주의 질량-에너지 함량을 지배한다.[9][10][11]

암흑 에너지의 두 가지 제안된 형태는 우주상수[12][13](공간을 균일하게 채우는 일정한 에너지 밀도를 나타내는)와 스칼라 장 - 퀸트에센스(quintessence) 또는 모듈리(moduli)와 같은 - (시간과 공간에 따라 변화하는 에너지 밀도를 갖는 동적인 양)이다. 공간에서 일정한 스칼라 필드의 기여는 일반적으로 우주 상수에도 포함된다. 우주상수는 공간의 영점 에너지, 즉 진공 에너지(vacuum energy)와 동일하게 공식화될 수 있다.[14] 그러나 공간적으로 변화하는 스칼라장은 그 변화가 연장될 수 있기 때문에 우주상수와 구별하기 어려울 수 있다.

합의된 - ΛCDM 모형 우주론의 장난감 모형(toy model) 특성으로 인해서 일부 전문가들은[15] 실제 우주의 모든 축척들에서 구조에 대한 보다 정확한 일반 상대론적 처리[16]가 암흑 에너지를 불러올 필요성을 없앨 수 있다고 믿는다. 계량 텐서(metric tensor, metric)에서 구조 형성의 백-리액션(back-reaction)을 설명하려고 시도하는 비균질 우주론(inhomogeneous cosmology)은 일반적으로 우주의 에너지 밀도에 대한 암흑 에너지의 기여를 인정하지 않는다.

발견 및 이전 추측의 역사[편집]

아인슈타인의 우주상수[편집]

"우주상수"는 아인슈타인의 일반 상대성이론에 추가될 수 있는 상수 용어이다. 장 방정식에서 "원항"으로 간주되는 경우 빈 공간의 질량(개념적으로 양수 또는 음수일 수 있음) 또는 "진공 에너지"와 동일한 것으로 볼 수 있다.

우주상수는 중력의 균형을 맞추기 위해 암흑 에너지를 효과적으로 사용하여 정지된 우주로 이어지는 중력장 방정식(field equation)의 해를 얻기 위한 메커니즘으로 아인슈타인이 처음 제안했다.[17] 아인슈타인은 우주상수에 기호 Λ(람다)를 부여했다. 아인슈타인은 '빈 공간은 성간 공간 전체에 분포된 음의 질량(negative mass)을 중력화하는 역할을 한다'는 우주상수가 필요하다고 표명했다.[18][19]

그 메커니즘은 미세 조정(fine-tuning)의 한 예였으며, 아인슈타인의 정적 우주가 안정적이지 않을 것이라는 것을 나중에 깨달았다. 국소적 비균질성은 궁극적으로 우주의 폭주하는 팽창 또는 수축으로 이어질 것이다. 평형equilibrium이 불안정하니: 우주가 약간 팽창하면 팽창은 진공 에너지를 방출하여 더 많은 팽창을 일으킨다. 마찬가지로, 약간 수축하는 우주는 계속 수축한다. 이러한 종류의 교란은 우주 전체에 물질이 고르지 않게 분포되어 있기 때문에 불가피하다. 더욱이 1929년 에드윈 허블이 관측한 바에 따르면 우주는 팽창하는 것처럼 보이지만 전혀 고정되어 있지 않다. 아인슈타인은 자신의 가장 큰 실수로 정적인 우주와 대조적으로 역동적인 우주의 개념을 예측하지 못한 것을 언급했다고 한다.[20]

급팽창 암흑 에너지[편집]

앨런 구스와 알렉세이 스타로빈스키Alexei Starobinsky는 1980년에 암흑 에너지와 개념이 유사한 음압 장이 초기 우주에서 우주 급팽창을 유발할 수 있다고 제안했다. 급팽창은 암흑 에너지와 질적으로 유사한 일부 반발력이 대폭발 직후 우주의 거대하고 지수함수적 팽창을 초래했다고 가정한다. 이러한 확장은 최신 대폭발 모형의 필수 기능이다. 그러나 급팽창은 오늘날 우리가 관찰하는 암흑 에너지보다 훨씬 더 높은 에너지 밀도에서 발생했음에 틀림없으며 우주가 1초 미만일 때 완전히 끝난 것으로 생각된다. 암흑 에너지와 급팽창 사이에 어떤 관계가 존재하는지 불분명하다. 급팽창 모형이 받아들여진 후에도, 우주상수는 현재 우주와는 관련이 없는 것으로 생각되었다.

거의 모든 급팽창 모형은 우주의 총(물질+에너지) 밀도가 임계 밀도(critical density)에 매우 가까워야 한다고 예측한다. 1980년대 동안 대부분의 우주론적 연구는 물질의 임계 밀도, 일반적으로 95% 차가운 암흑 물질(CDM)과 5%의 일반 물질(중입자)을 가진 모형에 초점을 맞췄다. 이러한 모형은 실제 은하와 성단을 성공적으로 형성하는 것으로 밝혀졌지만 1980년대 후반에 몇 가지 문제가 나타났으니: 특히, 모형은 관측에서 선호하는 것보다 더 낮은 허블 상수 값을 요구했고, 모형은 거대규모 은하의 클러스터링의 관측을 과소하게 예측했다. 이러한 어려움은 1992년 COBE 우주선이 CMB에서 비등방성을 발견한 이후 더욱 강해졌으며, 1990년대 중반까지 여러 수정된 CDM 모형이 활발히 연구되었다. 여기에는 ΛCDM 모형과 혼합된 저온/고온 암흑물질 모형이 포함된다. 암흑 에너지에 대한 첫 번째 직접적인 증거는 1998년 애덤 리스 등[21]의 우주의 가속 팽창에 대한 초신성 관측에서 나왔다. 솔 펄머터 등[22]에서는 ΛCDM 모형이 선도적인 모형이 되었다. 얼마 후, 암흑 에너지는 독립적인 관찰에 의해 뒷받침되었다. 2000년에 BOOMERanG 및 밀리미터 이방성 eXperiment 이미징 배열(Millimeter Anisotropy eXperiment IMaging Array, Maxima) CMB 실험은 CMB에서 첫 번째 음향 피크를 관찰하여 총(물질+에너지) 밀도가 임계 밀도의 100%에 가깝다는 것을 보여주었다. 그런 다음 2001년에 2dF 은하 적색편이 탐사에서 물질 밀도가 임계 밀도의 약 30%라는 강력한 증거를 제공했다. 이 둘의 큰 차이는 그 차이를 구성하는 부드러운 암흑 에너지 구성 요소를 지원한다. 2003-2010년 WMAP의 훨씬 더 정확한 측정은 계속해서 표준 모델을 지원하고 주요 매개변수에 대한 더 정확한 측정을 제공한다.

1930년대 프리츠 츠비키의 "암흑물질"을 반향하는 "암흑 에너지"라는 용어는 1998년 마이클 터너Michael Turner에 의해 만들어졌다.[23]

시간에 따른 팽창의 변화[편집]

암흑 에너지로 인한 우주의 가속 팽창을 나타내는 다이어그램.

팽창률이 시간과 공간에 따라 어떻게 변하는지 이해하려면 우주 팽창에 대한 고정밀 측정이 필요하다. 일반 상대성이론에서 팽창률의 진화는 우주의 곡률과 우주론적 상태 방정식(공간의 모든 영역에 대한 온도, 압력, 결합 물질, 에너지 및 진공 에너지 밀도 간의 관계)으로부터 추정된다. 암흑 에너지의 상태 방정식을 측정하는 것은 오늘날 관측 우주론의 가장 큰 노력 중 하나이다. 우주론의 표준 FLRW 계량에 우주상수를 추가하면 관측과의 정확한 일치 때문에 "우주론의 표준 모형"이라고 불리는 ΛCDM 모형이 생성된다.

2013년 기준으로, ΛCDM 모형은 플랑크 위성과 초신성 레가시 탐사(Supernova Legacy Survey, SNLS)를 포함하여 점점 더 엄격해지는 일련의 우주 관측과 일치한다. SNLS의 첫 번째 결과는 암흑 에너지의 평균 행동(즉, 상태 방정식)이 10%의 정밀도로 아인슈타인의 우주상수처럼 행동한다는 것을 보여준다.[24] 허블 우주 망원경 High-Z 초신성 탐색 팀의 최근 결과에 따르면 암흑 에너지는 최소 90억 년 동안 그리고 우주 가속 이전 기간 동안 존재해 왔다.

본질[편집]

암흑 에너지의 본질은 암흑 물질의 본질보다 더 가설적이며, 그것에 관한 많은 것들이 추측의 영역에 남아 있다.[25] 암흑 에너지는 매우 균질하고 밀도가 높지 않은 것으로 생각되며 중력 이외의 기본 상호작용들을 통해 상호 작용하는 것으로 알려져 있지 않다. 매우 희귀하고 질량이 크지 않기 때문에(약 10-27kg/m3) 실험실 실험에서는 감지할 수 없을 것이다. 암흑 에너지가 우주 밀도의 68%를 차지할 정도로 희박하면서도 우주에 엄청난 영향을 미칠 수 있는 이유는 암흑 에너지가 빈 공간을 균일하게 채우기 때문이다.

암흑 에너지는 실제 성질과는 별개로 관측된 우주 팽창의 가속도를 설명하기 위해 강한 음압이 필요하다. 일반 상대성이론에 따르면 물질 내부의 압력은 질량 밀도와 마찬가지로 다른 물체에 대한 중력적 인력에 기여한다. 이것은 물질이 중력 효과를 발생시키는 물리량이 물질의 에너지(또는 물질) 밀도와 압력을 모두 포함하는 응력-에너지 텐서이기 때문에 발생한다. 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량에서 모든 우주의 강한 일정한 음압(즉, 장력)이 우주가 이미 팽창하고 있는 경우 팽창의 가속을 일으키고, 우주가 이미 수축하고 있다면 수축을 감속 시킨다. 이 가속 팽창 효과는 때때로 '중력 척력'으로 분류되기도 한다.

기술적 정의[편집]

<nowiki /> 프리드만 방정식 문서를 참고하십시오.

표준 우주론에는 우주의 세 가지 구성 요소가 있다. 물질, 복사 및 암흑 에너지이다. 물질은 에너지 밀도가 척도인자의 역세제곱, 즉 ρ ∝ a−3으로 확장되는 모든 것이다. 복사는 척도인자의 역4제곱으로 스케일링되는 모든 것이다 (ρ ∝ a−4). 이것은 직관적으로 이해할 수 있다. 정육면체 모양의 상자에 들어 있는 일반 입자의 경우 상자 가장자리의 길이를 두 배로 늘리면 밀도(및 에너지 밀도)가 8배(23) 감소된다. 복사의 경우 공간 거리의 증가도 적색편이를 일으키기 때문에 에너지 밀도의 감소가 더 크다.[26]

최종 구성 요소는 암흑 에너지이다. 이는 공간의 고유한 속성이며 고려 중인 볼륨의 크기에 관계없이 일정한 에너지 밀도를 갖는다 (ρ ∝ a 0). 따라서 일반 물질과 달리 공간의 확장에 의해 희석되지 않는다.

존재의 증거[편집]

암흑 에너지에 대한 증거는 간접적이지만 세 가지 독립적인 출처에서 나온다.

  • 거리 측정 및 적색편이와의 관계, 이는 우주가 수명의 후반기에 더 많이 팽창했음을 시사한다.[27]
  • 관측적으로 평평한 우주(observationally flat universe)를 형성하기 위해 물질이나 암흑물질이 아닌 추가 에너지 유형에 대한 이론적 필요성 (검출 가능한 전체적인global 곡률이 없음).
  • 우주에서 질량 밀도의 거대규모 파동 패턴의 측정.

초신성들[편집]

은하 근처의 Ia형 초신성(왼쪽 하단의 밝은 점)

1998년에 High-Z 초신성 탐색 팀(High-Z Supernova Search Team)[21]은 Ia형("one-A") 초신성에 대한 관측을 발표했다. 1999년 초신성 우주론 프로젝트(Supernova Cosmology Project)[22]은 우주의 팽창이 가속되고 있다고 제안하며 뒤를 이었다.[28] 2011년 노벨 물리학상은 이 발견에 대한 지도력으로 솔 펄머터, 브라이언 슈밋과 애덤 리스에게 수여되었다.[29][30]

그 이후로 이러한 관찰은 여러 독립적인 출처에 의해 확증되었다. 우주 마이크로파 배경, 중력 렌즈, 우주의 거대구조에 대한 측정과 개선된 초신성의 측정은 ΛCDM 모델과 일치했다.[31] 어떤 사람들은 암흑 에너지의 존재에 대한 유일한 표시는 거리 측정 및 관련 적색편이의 관측이라고 주장한다. 우주 마이크로파 배경 이방성과 중입자 음향 진동은 주어진 적색편이까지의 거리가 "먼지가 많은" 프리드만-르메트르 우주와 국부적으로 측정된 허블 상수에서 예상되는 것보다 더 크다는 것을 입증하는 역할을 한다.[32]

초신성들은 우주론적 거리에 걸쳐서 우수한 표준 촉광들이기 때문에 우주론에 유용하다. 그것들을 통해 연구자들은 물체까지의 거리와 물체가 우리에게서 얼마나 빨리 멀어지고 있는지를 알려주는 물체의 적색편이 사이의 관계를 살펴봄으로써 우주의 팽창 역사를 측정할 수 있다. 허블-르메트르 법칙에 따르면 관계는 대략 선형이다. 적색편이를 측정하는 것은 비교적 쉽지만 물체까지의 거리를 찾는 것은 더 어렵다. 일반적으로 천문학자는 표준 촉광를 사용한다. 즉, 고유 밝기 또는 절대 등급이 알려진 물체이다. 이를 통해 실제 관찰된 밝기 또는 겉보기 등급에서 물체의 거리를 측정할 수 있다. Ia형 초신성은 극단적이고 일관된 광도로 인해 우주론적 거리에 걸쳐 가장 잘 알려진 표준 촉광이다.

초신성들에 대한 최근 관측은 우주가 암흑 에너지의 71.3%와 암흑 물질과 중입자 물질의 조합의 27.4%로 구성되어 있다는 사실과 일치한다.[33]

우주 마이크로파 배경[편집]

5년 간의 WMAP 데이터를 기반으로 우주의 총 에너지를 물질, 암흑물질 및 암흑 에너지로 추정한 분할.[34]

어떤 형태로든 암흑 에너지의 존재는 측정된 공간 기하학과 우주에 있는 물질의 총량을 조화시키는 데 필요하다. 우주 마이크로파 배경(CMB) 비등방성의 측정은 우주가 거의 평평한 것을 나타낸다. 우주의 모양이 평평하기 위해서는 우주의 질량-에너지 밀도가 임계 밀도(critical density)와 같아야 한다. CMB 스펙트럼에서 측정한 우주에 있는 물질의 총량(중입자 및 암흑물질 포함)은 임계 밀도의 약 30%만 차지한다. 이것은 나머지 70%를 설명하기 위해 추가적인 형태의 에너지가 존재함을 의미한다.[31] 윌킨슨 마이크로파 비등방성 탐색기(WMAP) 우주선의 7년간 분석은 72.8%의 암흑 에너지, 22.7%의 암흑 물질, 4.5%의 일반 물질로 구성된 우주를 추정했다.[7] CMB의 플랑크 우주선 관측을 기반으로 2013년에 수행된 작업은 68.3%의 암흑 에너지, 26.8%의 암흑 물질 및 4.9%의 일반 물질에 대한 보다 정확한 추정치를 제공했다.[35]

거대구조[편집]

우주의 구조(별, 퀘이사, 은하, 은하군 및 은하단)의 형성을 지배하는 거대구조의 이론은 우주의 물질 밀도가 임계 밀도의 30%에 불과하다고 제안한다.

2011년 탐사, 200,000개 이상의 은하에 대한 WiggleZ 은하 탐사는 암흑 에너지의 존재에 대한 추가 증거를 제공했지만, 그 이면의 정확한 물리학은 알려지지 않았다.[36][37] 오스트레일리아 천문대(Australian Astronomical Observatory)의 WiggleZ 탐사는 은하의 적색편이를 확인하기 위해 은하들을 스캔했다. 그런 다음, 중입자 음향 진동이 은하로 둘러싸인 ≈150Mpc 직경의 거시공동들voids을 규칙적으로 남겼다는 사실을 이용하여, 거시공동은 적색편이와 거리에서 은하들의 속도를 정확하게 측정할 수 있도록 하는 최대 2,000Mpc(적색편이 0.6)까지 은하까지의 거리를 추정하는 표준 자로 사용되었다. 이 데이터는 우주 나이의 절반(70억 년)까지의 우주의 가속 팽창을 확증하고 그 불균일성을 10분의 1로 제한한다.[37] 이것은 초신성과 무관한 우주 가속에 대한 확증을 제공한다.

후기 통합 삭스-울프 효과[편집]

가속된 우주 팽창은 광자가 통과할 때 중력 퍼텐셜 우물들과 언덕들을 평평하게 하여 광대한 초거시공동들supervoids(언덕)과 초은하단들superclusters(우물)과 더불어 정렬된 CMB에 차가운 점들과 뜨거운 점들을 생성한다. 이 이른바 후기 통합 삭스-울프 효과(Integrated Sachs-Wolfe Effect, ISW)라 불리는 것은 평평한 우주 내 암흑 에너지의 직접적인 신호이다.[38] 2008년 호Ho 등[39] 및 지안난토니오Giannantonio 등[40]에 의해 높은 유의성으로 보고되었다.

관측 허블 상수 데이터[편집]

우주 크로노미터라고도 하는 관측 허블 상수 데이터(OHD)를 통해 암흑 에너지의 증거를 테스트하는 새로운 접근 방식이 최근 상당한 주목을 받았다.[41][42][43][44]

허블 상수 H(z)는 우주론적 적색편이의 함수로 측정된다. OHD는 수동적으로 진화하는 초기형 은하를 "우주 크로노미터"로 간주하여 우주의 팽창 역사를 직접 추적한다.[45] 이 시점부터 이 접근 방식은 우주의 표준 시계를 제공한다. 이 아이디어의 핵심은 이러한 우주 크로노미터의 적색편이에 따른 차등 연령 진화의 측정이다. 따라서 허블 매개변수의 직접적인 추정치를 제공한다.

미분량 Δz/Δt 에 대한 의존은 더 많은 정보를 제공하고 계산에 호소한다. 많은 일반적인 문제를 최소화할 수 있고 체계적 효과. 초신성들 및 중입자 음향 진동(BAO)의 분석은 허블 매개변수의 적분을 기반으로 하는 반면에, Δz/Δt 는 그것을 직접 측정한다. 이러한 이유로 이 방법은 가속된 우주 팽창을 조사하고 암흑 에너지의 특성을 연구하는 데 널리 사용되었다.

직접 관찰[편집]

실험실에서 암흑 에너지를 직접 관찰하려는 시도는 새로운 힘을 감지하는 데 실패했다.[46] 최근 이탈리아의 XENON1T 검출기에서 관찰된 현재 설명할 수 없는 과잉 현상이 암흑 에너지의 카멜레온 입자 모형에 의한 것일 수 있다는 추측이 나왔다.[47][48]

암흑 에너지의 이론들[편집]

알려지지 않은 속성을 가진 가상의 힘으로서의 암흑 에너지의 위상은 그것을 매우 활발한 연구 대상이 된다. 이 문제는 우세한 중력 이론(일반 상대성이론)을 수정하기, 암흑 에너지의 특성의 명확한 설명을 시도하기 및 관측 데이터를 설명할 대안적 방법 찾기와 같은 다양한 각도로부터 공격을 받는다.

우주내의 물질과 에너지의 추정 분포[49]

우주상수[편집]

<nowiki /> 이 부분의 본문은 우주상수입니다.
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암흑 에너지에 대한 가장 간단한 설명은 그것이 우주의 본질적이고 근본적인 에너지라는 것이다. 이것은 일반적으로 그리스 문자 Λ(람다, 따라서 ΛCDM 모형)로 표시되는 우주상수이다. 에너지와 질량은 방정식 E = mc2 에 따라 관련되어 있으므로 아인슈타인의 일반 상대성이론은 이 에너지가 중력 효과를 가질 것이라고 예측한다. 그것은 빈 공간-진공의 에너지 밀도이기 때문에 때때로 '진공 에너지(Vacuum energy)'라고 불린다.

한 주요 미해결 문제는 동일한 양자장 이론이 약 120 크기 자릿수의 너무 큰 거대한 우주상수를 예측한다는 것이다. 이것은 정확하지는 않지만 반대 부호의 동등하게 큰 항에 의해 거의 상쇄되어야 할 필요가 있다.[13]

일부 초대칭 이론은 정확히 영인 우주상수를 필요로 한다.[50] 또한 끈 이론에서 양의 우주상수를 갖는 준안정metastable 진공 상태가 있는지 여부는 알려져 있지 않으며[51] 울프 다니엘손Ulf Danielsson 등에 의하면 그런 상태는 존재하지 않는다고 추측되었다.[52] 이 추측은 끈 이론과 양립할 수 있는 퀸트에센스와 같은 다른 암흑 에너지 모형은 배제하지 않을 것이다.[51]

퀸트에센스[편집]

<nowiki /> 이 부분의 본문은 en:Quintessence (physics)입니다.

암흑 에너지의 퀸트에센스(quintessence) 모형에서 척도인자의 관찰된 가속은 퀸트에센스 장이라고 하는 동적 장의 위치 에너지에 의해 발생한다. 퀸트에센스는 공간과 시간에 따라 변할 수 있다는 점에서 우주상수와 다르다. 덩어리져서 물질과 같은 구조를 형성하지 않기 위해서는 그것은 커다란 콤프턴 파장을 가져서 장이 매우 가벼워야 한다. 가장 단순한 시나리오에서 퀸트에센스 장은 표준 운동 항(canonical kinetic term)을 가지며, 중력과 극소하게 결합되고 또한 라그랑지안에서 고차 연산을 나타내지 않는다.

퀸트에센스의 증거는 아직 없지만, 역시 배제되지도 않았다. 일반적으로 우주상수보다 약간 느린 우주 팽창 가속을 예측한다. 일부 과학자들은 퀸트에센스에 대한 가장 좋은 증거가 아인슈타인의 등가원리의 위반 및 공간 또는 시간의 기본 상수의 변동(variation of the fundamental constants)에서 나올 것이라고 생각한다.[53] 스칼라 장은 입자 물리학 및 끈 이론의 표준 모형에 의해 예측되지만 우주상수 문제(또는 우주 급팽창 이론 모형 구성의 문제)와 유사한 문제가 발생한다. 재규격화 이론은 스칼라 장이 큰 질량을 획득해야 한다고 예측한다.

우연의 일치 문제는 우주의 가속이 시작되었을 때 왜 시작되었는지를 묻는다. 우주에서 가속이 더 일찍 시작되었다면 은하와 같은 구조가 형성될 시간이 없었을 것이며 적어도 우리가 알고 있는 생명체는 존재할 기회가 없었을 것이다. 인류 원리의 지지자들은 이것을 자신들의 주장을 뒷받침하는 것으로 본다. 그러나 많은 퀸트애센스 모형에는 이 문제를 해결하는 소위 "추적기tracker" 동작이 있다. 이 모형에서 퀸트에센스 장은 물질-복사 동등까지 복사 밀도를 밀접하게 추적하는(그러나 그 미만) 밀도를 가지며, 이는 퀸트에센스가 암흑 에너지로 행동하기 시작하여 결국 우주를 지배하도록 촉발한다. 이것은 자연적으로 암흑 에너지의 낮은 에너지 규모(energy scale)를 설정한다.[54][55]

2004년 과학자들이 암흑 에너지의 진화를 우주론적 데이터와 결합했을 때 상태 방정식이 위에서 아래로 우주 상수 경계(w = -1)를 넘었을 가능성이 있음을 발견했다. 이 시나리오에는 두 가지 유형의 퀸트에센스가 있는 모형이 필요하다는 것이 노-고 정리(no-go theorem)로 입증되었다. 이 시나리오는 소위 퀸톰 시나리오(Quintom scenario)이다.[56]

퀸트에센스의 몇 가지 특별한 경우는 퀸트에센스의 에너지 밀도가 실제로 시간이 지남에 따라 증가하는 팬텀 에너지(phantom energy)와 음의 운동 에너지(negative kinetic energy)와 같은 비표준 형태의 운동 에너지(kinetic energy)를 갖는 k-에센스(kinetic 퀸트에센스의 약어)이다.[57] 그것들은 특이한 속성을 가질 수 있다. 예를 들어, 팬텀 에너지는 빅립을 일으킬 수 있다.

상호 작용하는 암흑 에너지[편집]

이 종류의 이론은 다양한 규모에서 중력의 법칙을 수정하는 단일 현상으로 암흑물질과 암흑 에너지 모두를 포괄하는 이론을 제시하려고 시도한다. 예를 들어, 이것은 암흑 에너지와 암흑물질을 동일한 미지의 물질의 다른 측면으로 취급하거나[58] 차가운 암흑물질이 암흑 에너지로 붕괴한다고 가정할 수 있다.[59] 암흑물질과 암흑 에너지를 통합하는 이론의 또 다른 부류는 수정된 중력의 공변량 이론으로 제안된다. 이러한 이론은 시공간의 역학을 변경하여 수정된 역학이 암흑 에너지와 암흑물질의 존재에 할당된 것으로 유래하도록 한다.[60] 암흑 에너지는 원칙적으로 나머지 암흑 섹터뿐만 아니라 일반 물질과도 상호 작용할 수 있다. 그러나 우주론만으로는 암흑 에너지와 중입자 사이의 결합 강도를 효과적으로 제한하기에 충분하지 않으므로 다른 간접 기술이나 실험실 검색을 채택해야 한다.[61] 최근 제안에 따르면 이탈리아의 XENON1T 검출기에서 관찰된 현재 설명할 수 없는 과잉이 암흑 에너지의 카멜레온 모형에 의해 발생했을 수 있다고 추측한다.[62][63]

적색편이에 의한 네가지 일반 모형을 위한 암흑 에너지 상태 방정식[64]
A: CPL Model,
B: Jassal Model,
C: Barboza & Alcaniz Model,
D: Wetterich Model

가변 암흑 에너지 모형[편집]

암흑 에너지의 밀도는 우주의 역사 동안 시간에 따라서 변했을 수 있다. 현대 관측 데이터를 통해 우리는 암흑 에너지의 현재 밀도를 추정할 수 있다. 중입자 음향 진동을 사용하여 우주의 역사에서 암흑 에너지의 영향을 조사하고 암흑 에너지 상태 방정식의 매개변수를 제한할 수 있다. 이를 위해 몇 가지 모형이 제안되었다. 가장 인기 있는 모델 중 하나는 슈발리에-폴라스키-린더(Chevallier-Polarski-Linder, CPL) 모형이다.[65][66] 다른 일반적인 모형은 (바르보자Barboza와 알카니즈Alcaniz. 2008),[67] (자살Jassal 등. 2005),[68] (베터리히Wetterich. 2004),[69] (오즈타스Oztas 등. 2018) 등이다.[70][71]

관찰적 회의론[편집]

불균일 우주론과 같은 암흑 에너지에 대한 일부 대안은 기존 이론을 보다 정교하게 사용하여 관측 데이터를 설명하는 것을 목표로 한다. 이 시나리오에서 암흑 에너지는 실제로 존재하지 않으며 단지 측정 인공물artifact일 뿐이다. 예를 들어, 우리가 평균보다 더 비어 있는 공간 영역에 있는 경우 관측된 우주 팽창 속도는 시간 또는 가속도의 변화로 오인될 수 있다.[72][73][74][75] 다른 접근 방식은 등가 원리의 우주론적 확장을 사용하여 우리 지역 성단을 둘러싼 공극에서 공간이 더 빠르게 확장되는 것처럼 보일 수 있는 방법을 보여준다. 약하기는 하지만 수십억 년에 걸쳐 누적된 이러한 효과는 중요해져서 우주 가속의 환상을 만들어 우리가 허블 거품(Hubble bubble) 속에 살고 있는 것처럼 보이게 만들 수 있다.[76][77][78] 그러나 다른 가능성은 우주의 가속된 팽창이 우주의 나머지 부분에 대한 우리의 상대적인 움직임으로 인한 환상이거나[79][80] 사용된 통계적 방법에 결함이 있다는 것이다.[81][82] 지역 우주의 이방성이 암흑 에너지로 잘못 표현되었다는 주장도 제기되었다. 이 주장은 물리학자 D. 루빈Rubin과 J. 하이트라우프Heitlauf의 논문을 포함하여 다른 사람들에 의해 빠르게 반박되었다.[83] 실험실의 직접 탐지 시도는 암흑 에너지와 관련된 어떤 힘도 탐지하지 못했다.[46]

2020년에 발표된 한 연구에서는 Ia형 초신성의 광도가 항성 인구 연령에 따라 변하지 않는다는 본질적 가정의 타당성에 의문을 제기했으며 암흑 에너지가 실제로 존재하지 않을 수도 있다고 제안한다. 이번 연구를 주도한 연세대학교 이영욱 연구원은 “2011년 노벨 물리학상을 이끈 SN 우주론의 암흑 에너지가 연약하고 잘못된 가정의 인공물일 수 있음을 보여준다.”라고 말했다.[84][85] 2011년 암흑 에너지 발견으로 노벨상을 수상한 애덤 리스를 비롯한 다른 우주론자들은 이 논문과 관련된 여러 문제를 제기했다.[86]

가속을 구동하는 기타 메커니즘[편집]

수정된 중력[편집]

<nowiki /> en:Massive gravity 문서를 참고하십시오.

암흑 에너지에 대한 증거는 일반 상대성이론에 크게 의존한다. 따라서 일반 상대성이론의 수정은 역시 암흑 에너지가 필요성을 제거할 수 있다. 그러한 이론들이 매우 많고 또한 연구가 진행 중이다.[87][88] 무중력 수단으로 측정한 첫 번째 중력파의 중력 속도 측정(GW170817)은 암흑 에너지에 대한 설명인 많은 수정된 중력 이론들을 배제시켰다.[89][90][91]

천체물리학자 에단 시겔Ethan Siegel은 그러한 대안들이 주류 언론의 보도를 많이 받지만 거의 모든 전문 천체물리학자들은 암흑 에너지가 존재한다고 확신하며 경쟁 이론들 중 어느 것도 표준 암흑 에너지와 동일한 수준의 정밀도로 관측을 성공적으로 설명하지 못한다고 말한다.[92]

우주의 운명에 대한 함축[편집]

우주론자들은 가속이 약 50억 년 전에 시작되었다고 추정한다.[93][a] 그 전에는 물질의 인력적 영향으로 인해 팽창이 감속되고 있었던 것으로 생각된다. 팽창하는 우주에서 암흑물질의 밀도는 암흑 에너지보다 더 빨리 감소하고 결국 암흑 에너지가 지배한다. 구체적으로, 우주의 부피가 2배가 되면 암흑물질의 밀도는 절반으로 줄어들지만 암흑 에너지의 밀도는 거의 변하지 않는다(우주상수의 경우 정확히 일정하다).

미래에 대한 예측은 암흑 에너지의 다양한 모형에 따라 과격하게 다를 수 있다. 우주상수 또는 가속이 무한정 계속될 것이라고 예측하는 다른 모델의 경우 궁극적인 결과는 국부은하군 외부의 은하가 시간이 지남에 따라 지속적으로 증가하는 시선속도를 갖게 될 것이며 결국에는 빛의 속도를 훨씬 초과하게 될 것이다.[94] 여기서 사용된 "속도"의 개념은 어떤 거대한 물체에 대한 빛의 속도보다 느리도록 여전히 제한되어 있는 국지 관성 좌표계의 속도 개념과 다르기 때문에 이것은 특수 상대성이론의 위반이 아니다(우주론에서 상대 속도의 개념을 정의하는 미묘함에 대한 논의는 고유거리의 사용을 참조). 허블 매개변수가 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 빠르게 우리에게서 멀어지는 은하가 결국 우리에게 도달하는 신호를 방출하는 경우가 실제로 있을 수 있다.[95][96]

그러나 가속 팽창으로 인해 대부분의 은하는 결국 무한한 미래에 그들이 방출하는 어떤 빛도 우리에게 도달할 수 없는 우주론적 사건 지평선 유형을 넘을 것으로 예상되며[97], 빛은 우리를 향한 "특이속도"가 우리에게서 멀어지는 팽창 속도를 초과하는 지점에 결코 도달하지 않는다(속도에 대한 이 두 개념은 고유거리의 사용에서도 논의된다). 암흑 에너지(우주 상수)가 일정하다고 가정하면 이 우주적 사건 지평선까지의 현재 거리는 약 160억 광년인데, 이는 '현재'에 일어나고 있는 사건의 신호는 사건이 160억 광년 미만 떨어져 있으면 결국 미래에 우리에게 도달할 수 있지만, 사건이 160억 광년 이상 떨어져 있다면 신호는 결코 우리에게 도달하지 못할 것을 의미한다.[96]

은하들이 이 우주적 사건의 지평선을 가로지르는 지점에 접근함에 따라, 그들로부터 오는 빛은 점점 더 적색편이가 되어 파장이 너무 커져서 실제로 감지할 수 없게 되고 은하들은 완전히 사라진 것처럼 보일 것이다[98][99] (빅 프리즈 참조). 행성 지구, 우리은하, 그리고 우리은하가 일부인 국부은하군은 우주의 나머지 부분이 후퇴하고 시야에서 사라져도 사실상 방해받지 않고 남아 있을 것이다. 이 시나리오에서 국부은하군은 우주의 가속 팽창의 측정 이전에 평평하고 물질이 지배하는 우주에 대해 가정된 것처럼 궁극적으로 열죽음을 겪을 것이다.

우주의 미래에 대한 더 추측적인 다른 아이디어가 있다. 암흑 에너지의 팬텀 에너지(phantom energy) 모형은 '발산' 팽창을 일으키며, 이는 암흑 에너지의 유효 힘이 우주의 다른 모든 힘을 지배할 때까지 계속 증가함을 의미한다. 이 시나리오에서 암흑 에너지는 궁극적으로 은하와 태양계를 포함하여 중력으로 묶인 모든 구조를 찢어 버리고 결국 전자기력 및 핵력들을 극복하여 원자 자체를 찢어서 우주를 "빅 립"으로 끝낼 것이다. 반면에 암흑 에너지는 시간이 지남에 따라 소멸되거나 심지어 매력적으로 변할 수 있다.. 이러한 불확실성은 중력이 결국 만연할 가능성을 열어두고 우주가 "대함몰"로 수축하거나[100] 암흑 에너지 순환cycle이 있을 수도 있는데 이는 모든every 반복(대폭발, 결국 대함몰로)이 약 1조(1012)년이 소요되는 우주의 순환 모형을 의미한다.[101][102] 이들 중 어느 것도 관찰에 의해 뒷받침되지는 않지만 배제되지는 않는다.

과학철학에서[편집]

과학철학에서 암흑 에너지는 "보조 가설"의 한 예이며 이론을 반증하는 관찰에 대한 응답으로 이론에 추가되는 임시(ad hoc) 가정이다. 암흑 에너지 가설은 규약주의 가설, 즉 경험적 내용을 추가하지 않으므로 칼 포퍼가 정의한 의미에서 반증할 수 없는 가설이라고 주장되어 왔다.[103]

같이 보기[편집]

노트[편집]

  1. ↑ Taken from Frieman, Turner, & Huterer (2008)[93](pp. 6, 44):
    "우주는 세 가지 뚜렷한 시대를 거쳤고:
    복사-지배 시대(Radiation-dominated era),   z ≳ 3000 ;
    물질-지배 시대(Matter-dominated era),   3000 ≳ z ≳ 0.5 ;
    암흑 에너지-지배 시대(Dark-energy-dominated era),   0.5 ≳ z .
    척도인자의 진화는 지배적인 에너지 형태에 의해 제어되어:
    ( w 는 상수).
    복사-지배 시대 동안에는,
    물질-지배 시대 동안에는,
    암흑 에너지-지배 시대에는,  w ≃ −1  로 가정하면, 점근적으로
    [93](p. 6)
    "종합하면 현재의 모든 데이터는 암흑 에너지의 존재에 대한 강력한 증거를 제공하는데; 암흑 에너지가 기여하는 임계 밀도의 비율을 제한하고, 0.76 ± 0.02 , 그리고 상태 방정식 매개변수는:
      w ≈ −1 ± 0.1 [stat.] ± 0.1 [sys.] ,
    w 는 상수로 가정한다. 이것은 우주가 적색편이  z ∼ 0.4 와 나이  t ∼ 10 Ga(십억년)에 가속하기 시작했음을 의미한다. 이러한 결과는 공고해서robust - 제약 조건을 훼손하지 않고 한 가지 방법의 데이터를 제거할 수 있으며, 공간 평탄도의 가정을 포기해도 실질적으로 약화되지 않는다."[93](p. 44)

각주[편집]

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추가 자료[편집]

외부 링크[편집]

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