암흑 에너지

Dark energy
어두운 액체, 어두운 흐름 또는 어두운 물질과 혼동되지 않습니다.
시리즈의 일부
물리우주론
초기 우주
배경
확장 · 미래
구성품 · 구조물
구성 요소들
구조.
실험
사이언티스트
과목이력

물리 우주론과 천문학에서 암흑 에너지는 우주에 가장 큰 규모로 영향을 미치는 알려지지 않은 형태의 에너지입니다. 그것의 주요 효과는 우주의 가속 팽창을 촉진하는 것입니다. 우주론의 람다-CDM 모델이 정확하다고 가정하면 [1]암흑 에너지는 우주의 지배적인 구성 요소로 현재 관측 가능한 우주의 총 에너지의 68%를 차지하는 반면 암흑 물질과 일반적인 (바리오닉) 물질은 각각 26%와 5%를 차지합니다. 그리고 중성미자나 광자와 같은 다른 성분들은 거의 무시할 수 있습니다.[2][3][4][5] 암흑 에너지의 밀도는 6×10 J/m(≈7×10 g/cm)로 은하계 내 일반 물질이나 암흑 물질의 밀도보다 훨씬 낮습니다. 그러나 우주 전체에서 균일하기 때문에 우주의 질량 에너지 함량을 지배합니다.[6][7][8]

암흑 에너지의 존재에 대한 최초의 관측 증거는 초신성의 측정으로부터 나왔습니다. 1A형 초신성은 광도가 일정하기 때문에 정확한 거리 측정으로 사용할 수 있습니다. 이 거리를 초신성이 물러나는 속도를 측정하는 적색편이와 비교하면 우주의 팽창이 가속화되고 있음을 알 수 있습니다.[9][10] 이 관측이 있기 전에, 과학자들은 우주에 물질과 에너지의 중력적인 인력이 우주의 팽창을 시간이 지남에 따라 느리게 만들 것이라고 생각했습니다. 가속 팽창이 발견된 이후 암흑 에너지의 존재를 뒷받침하는 여러 독립적인 증거들이 발견되었습니다.

암흑 에너지의 정확한 특성은 수수께끼로 남아있고 설명은 풍부합니다. 주요 후보는 우주 상수[11][12](공간을 균일하게 채우는 일정한 에너지 밀도를 나타냄)와 퀸스텐스 또는 모듈리와 같은 스칼라 필드(시간과 공간에서 변화하는 에너지 밀도를 갖는 동적 양)입니다. 우주 상수는 시간과 공간에 걸쳐 일정하게 유지되는 반면 스칼라 필드는 변할 수 있습니다. 그러나 다른 가능성들은 암흑 에너지, 관측 효과, 그리고 우주론적 결합을 상호작용하는 것입니다(암흑 에너지 이론 섹션 참조).

발견이력과 이전의 추측

아인슈타인의 우주상수

"우주 상수"는 일반 상대성 이론의 아인슈타인 필드 방정식에 더해질 수 있는 상수 용어입니다. 필드 방정식에서 "원천항"으로 간주하면, 그것은 (개념적으로 양 또는 음일 수 있는) 빈 공간의 질량 또는 "진공 에너지"와 동등하다고 볼 수 있습니다.

우주 상수는 중력의 균형을 맞추기 위해 암흑 에너지를 효과적으로 사용하여 정적 우주로 이어질 중력장 방정식의 해를 얻기 위한 메커니즘으로 아인슈타인에 의해 처음 제안되었습니다.[13] 아인슈타인은 우주 상수에 λ(수도 람다)라는 기호를 붙였습니다. 아인슈타인은 우주 상수가 '빈 공간은 성간 공간 전체에 분포하는 음의 질량을 끌어당기는 역할을 한다'[14][15]고 요구했다고 말했습니다.

이 메커니즘은 미세 조정의 한 예였으며, 나중에 아인슈타인의 정적 우주가 안정적이지 않을 것이라는 것을 깨달았습니다: 국부적인 불균일성은 궁극적으로 우주의 폭주하는 팽창 또는 수축으로 이어질 것입니다. 평형은 불안정합니다. 우주가 약간 팽창하면 팽창으로 인해 진공 에너지가 방출되고, 이로 인해 더 많은 팽창이 발생합니다. 마찬가지로, 약간 수축하는 우주는 계속 수축할 것입니다. 아인슈타인에 따르면, "빈 공간"은 자신만의 에너지를 가질 수 있습니다. 이 에너지는 공간 자체의 속성이기 때문에 공간이 팽창해도 희석되지 않습니다. 더 많은 공간이 존재함에 따라, 더 많은 공간의 에너지가 나타나서, 그로 인해 가속된 팽창을 야기할 것입니다.[16] 이러한 종류의 교란은 우주 전체에 물질이 불균등하게 분포되어 있기 때문에 불가피합니다. 게다가, 1929년 에드윈 허블에 의해 만들어진 관측은 우주가 팽창하는 것처럼 보이고 정적이지 않다는 것을 보여주었습니다. 보도에 따르면 아인슈타인은 정적인 우주와 대조적으로 동적인 우주의 개념을 예측하지 못한 것을 자신의 가장 큰 실수라고 언급했습니다.[17]

인플레이션 다크 에너지

알란 거스와 알렉세이 스타로빈스키는 1980년 암흑 에너지와 유사한 음압장이 초기 우주의 우주 인플레이션을 주도할 수 있다고 제안했습니다. 인플레이션은 질적으로 암흑 에너지와 유사한 어떤 반발력이 빅뱅 이후 우주의 거대하고 기하급수적인 팽창을 초래했다고 가정합니다. 이러한 확장은 현재 대부분의 빅뱅 모델의 필수적인 특징입니다. 그러나 인플레이션은 오늘날 우리가 관찰하는 암흑 에너지보다 훨씬 높은 (음의) 에너지 밀도에서 발생했을 것이며, 인플레이션은 우주가 불과 몇 분의 1초밖에 되지 않았을 때 완전히 끝난 것으로 생각됩니다. 암흑 에너지와 인플레이션 사이에 어떤 관계가 있는지는 불분명합니다. 인플레이션 모델이 받아들여진 후에도 우주상수는 현재의 우주와 무관하다고 생각되었습니다.

거의 모든 인플레이션 모델은 우주의 총 (물질+에너지) 밀도가 임계 밀도에 매우 가까워야 한다고 예측합니다. 1980년대 동안 대부분의 우주론 연구는 보통 95%의 차가운 암흑 물질(CDM)과 5%의 보통 물질(바이어론)에서만 임계 밀도를 갖는 모델에 초점을 맞추었습니다. 이 모델들은 사실적인 은하와 성단을 형성하는 데 성공적인 것으로 밝혀졌지만, 1980년대 후반에 몇 가지 문제가 나타났습니다: 특히 이 모델은 관측에서 선호하는 것보다 낮은 허블 상수 값을 요구했고, 모델은 대규모 은하 군집화를 과소 예측한 관측값을 요구했습니다. 이러한 어려움은 1992년 COBE 우주선에 의해 우주 마이크로파 배경에서 이방성이 발견된 후 더 강해졌고, 1990년대 중반까지 여러 수정된 CDM 모델이 활발하게 연구되었습니다: 여기에는 람다-CDM 모델과 혼합 냉온 암흑 물질 모델이 포함됩니다. 암흑 에너지에 대한 최초의 직접적인 증거는 1998년 리에스 [18]등과 펄머터 등에서 가속 팽창을 관찰한 초신성 관측에서 나왔으며,[19] 그 후 람다-CDM 모델이 선도적인 모델이 되었습니다. 얼마 지나지 않아 암흑 에너지는 독립적인 관찰에 의해 뒷받침되었습니다. 2000년에 부메란과 막시마 우주 마이크로파 배경 실험은 우주 마이크로파 배경에서 첫 번째 음향 피크를 관찰하여 총 (물질+에너지) 밀도가 임계 밀도의 100%에 가깝다는 것을 보여주었습니다. 그 후 2001년, 2dF 은하 적색편이 조사는 물질 밀도가 임계의 약 30%라는 강력한 증거를 제시했습니다. 이 둘 사이의 큰 차이는 암흑 에너지의 부드러운 성분을 지지합니다. 2003-2010년 WMAP의 훨씬 더 정밀한 측정은 표준 모델을 계속 지원하고 주요 매개변수에 대한 더 정확한 측정을 제공합니다.

"암흑 에너지"라는 용어는 1930년대의 Fritz Zwicky의 "암흑 물질"을 반영하며 1998년 Michael Turner에 의해 만들어졌습니다.[20]

시간에 따른 확장의 변화

암흑 에너지로 인해 가속화된 우주 팽창을 나타내는 다이어그램.

시간과 공간에 따라 팽창 속도가 어떻게 변하는지 알기 위해서는 우주의 팽창에 대한 고정밀 측정이 필요합니다. 일반 상대성 이론에서, 팽창률의 진화는 우주의 곡률과 우주론적 상태 방정식(온도, 압력, 그리고 공간의 어떤 지역에 대한 물질, 에너지, 그리고 진공 에너지 밀도 사이의 관계)로부터 추정됩니다. 암흑 에너지의 상태 방정식을 측정하는 것은 오늘날 관측 우주론에서 가장 큰 노력 중 하나입니다. 우주 상수를 우주론의 표준 FLRW 메트릭에 추가하면 람다-CDM 모델이 되는데, 람다-CDM 모델은 관측 결과와 정확히 일치하기 때문에 "우주론의 표준 모델"이라고 불립니다.

2013년 현재 람다-CDM 모델은 플랑크 우주선과 초신성 유산 조사를 포함하여 점점 더 엄격해지는 일련의 우주 관측과 일치합니다. SNLS의 첫 번째 결과는 암흑 에너지의 평균 행동(즉, 상태 방정식)이 아인슈타인의 우주 상수처럼 10%[21] 정밀도로 행동한다는 것을 보여줍니다. 허블 우주 망원경 하이어-Z 팀의 최근 결과는 암흑 에너지가 적어도 90억 년 동안 그리고 우주 가속 이전의 기간 동안 존재해 왔음을 나타냅니다.[citation needed]

자연.

암흑 에너지의 본질은 암흑 물질의 본질보다 더 가상적이고, 그것에 관한 많은 것들이 추측의 영역에 남아 있습니다.[22] 암흑 에너지는 매우 균질하고 밀도가 높지 않다고 생각되며, 중력 이외의 어떤 기본적인 힘을 통해서도 상호작용하는 것으로 알려져 있지 않습니다. 약 10kg−27/m3 정도로 희박하고 질량이 없기 때문에 실험실 실험에서 검출할 수 있을 것 같지는 않습니다. 암흑 에너지가 우주에 이처럼 큰 영향을 미칠 수 있는 이유는 암흑 에너지가 그렇게 희박함에도 불구하고 우주 밀도의 68%를 차지하기 때문입니다. 그렇지 않으면 텅 빈 공간을 균일하게 채울 것으로 믿어지기 때문입니다.

진공 에너지, 즉 에너지-시간 공식에서 하이젠베르크의 불확정성 원리에 따라 시간 프레임 내에 생성되고 상호 소멸된 입자-반입자 쌍은 종종 암흑 에너지의 주요 기여로 언급되었습니다.[23] 일반 상대성 이론에 의해 가정된 질량-에너지 등가성은 진공 에너지가 중력을 발휘해야 한다는 것을 의미합니다. 따라서 진공 에너지는 우주 상수에 기여할 것으로 예상되며, 이는 다시 우주의 가속 팽창에 영향을 미칩니다. 그러나 우주 상수 문제는 관측된 진공 에너지 밀도 값과 양자장 이론에 의해 얻어진 0점 에너지의 이론적 큰 값 사이에 큰 차이가 있다고 주장합니다. 문제는 해결되지 않은 채로 남아 있습니다.

실제적인 성질과는 별개로, 암흑 에너지는 관측된 우주 팽창의 가속을 설명하기 위해 강한 음압을 가져야 할 것입니다. 일반 상대성 이론에 따르면, 물질 내의 압력은 물질의 질량 밀도가 그러하듯이 다른 물체에 대한 물질의 중력 인력에 기여합니다. 이것은 물질이 중력 효과를 발생시키는 물리량이 물질의 에너지(또는 물질) 밀도와 압력을 모두 포함하는 응력-에너지 텐서이기 때문에 발생합니다. 프리드만-레마 î트르-로버트슨-워커 메트릭에서 모든 우주에서 강한 일정한 음압(즉, 장력)은 우주가 이미 팽창하고 있을 때 팽창을 가속화하거나, 우주가 이미 수축하고 있을 때 수축을 감속시키는 것을 보여줍니다. 이 가속 팽창 효과는 때때로 "중력 반발력"이라고 불립니다.

기술적 정의

참고 항목: 프리드만 방정식

표준 우주론에서 우주에는 물질, 방사선, 암흑 에너지의 세 가지 요소가 있습니다. 물질은 에너지 밀도가 척도 인자의 역 세제곱, 즉 ρ ∝ a와 함께 확장되는 모든 것이고 방사선은 척도 인자의 역 4제곱으로 확장되는 모든 것입니다(ρ ∝ a). 이것은 직관적으로 이해될 수 있습니다: 정육면체 모양의 상자 안에 있는 일반적인 입자의 경우, 상자 가장자리의 길이를 두 배로 늘리면 밀도가 8배로 감소합니다(따라서 에너지 밀도는 2배로3 감소합니다). 방사선의 경우 에너지 밀도의 감소가 더 크며, 이는 공간적 거리의 증가도 적색편이를 유발하기 때문입니다.[24]

마지막 구성 요소는 암흑 에너지입니다. 암흑 에너지는 공간의 고유한 특성이며 고려 중인 부피의 크기에 관계없이 일정한 에너지 밀도를 갖습니다(ρ ∝ a). 따라서 일반적인 물질과 달리 공간의 팽창에 의해 희석되지 않습니다.

존재의 증거

암흑 에너지에 대한 증거는 간접적이지만 세 가지 독립적인 출처에서 나옵니다.

  • 거리 측정과 적색편이와의 관계는 우주가 수명 후반에 더 많이 확장되었음을 시사합니다.[25]
  • 관측적으로 평평한 우주를 형성하기 위해 물질이나 암흑 물질이 아닌 추가 에너지 유형에 대한 이론적 필요성(검출 가능한 전역 곡률 없음).
  • 우주의 질량 밀도에 대한 대규모 파동 패턴의 측정.

초신성

NGC 4526 근처 Ia형 초신성(왼쪽 아래 밝은 곳)

1998년, 하이-Z 초신성 탐사팀은[18] Ia형 초신성("1-A")을 관측한 결과를 발표했습니다. 1999년 초신성 우주론 프로젝트는[19] 우주의 팽창이 가속화되고 있음을 시사했습니다.[26] 2011년 노벨 물리학상은 Saul Perlmutter, Brian P에게 수여되었습니다. 슈미트와 아담 G. 발견에 대한 그들의 리더십을 높이 평가합니다.[27][28]

그 이후로 이러한 관찰은 여러 독립적인 출처에 의해 확증되었습니다. 우주 마이크로파 배경, 중력 렌즈, 우주의 대규모 구조에 대한 측정과 초신성에 대한 개선된 측정은 람다-CDM 모델과 일치했습니다.[29] 어떤 사람들은 암흑 에너지의 존재에 대한 유일한 징후는 거리 측정과 그와 관련된 적색 이동을 관찰하는 것이라고 주장합니다. 우주 마이크로파 배경 이방성과 중입자 음향 진동은 주어진 적색편이까지의 거리가 "먼지투성이" 프리드만-레마 î트르 우주와 국소 측정된 허블 상수에서 예상되는 것보다 크다는 것을 증명하는 역할만 합니다.

초신성은 우주 거리에 걸쳐 훌륭한 표준 양초이기 때문에 우주론에 유용합니다. 그들은 연구자들이 물체와의 거리와 물체의 적색이동 사이의 관계를 살펴봄으로써 우주의 팽창 역사를 측정할 수 있게 해주는데, 이것은 물체가 우리로부터 얼마나 빨리 멀어지고 있는지를 알려줍니다. 허블의 법칙에 따르면 그 관계는 대략 선형입니다. 적색편이를 측정하는 것은 비교적 쉽지만 물체와의 거리를 찾는 것은 더 어렵습니다. 보통 천문학자들은 표준 양초를 사용합니다: 고유의 밝기, 즉 절대적인 크기가 알려진 물체입니다. 이를 통해 실제 관측된 밝기 또는 겉보기 크기에서 물체의 거리를 측정할 수 있습니다. Ia형 초신성은 극단적이고 일관된 광도 때문에 우주 거리에 걸쳐 가장 잘 알려진 표준 촛불입니다.

초신성에 대한 최근의 관측은 암흑 에너지의 71.3%와 암흑 물질과 중입자 물질의 조합의 27.4%로 이루어진 우주와 일치합니다.[31]

대규모 구조물

우주의 구조(별, 퀘이사, 은하계, 은하단 및 성단) 형성을 지배하는 대규모 구조 이론도 우주의 물질 밀도가 임계 밀도의 30%에 불과하다는 것을 시사합니다.

2011년 20만 개 이상의 은하에 대한 WiggleZ 은하 조사는 암흑 에너지의 존재에 대한 추가적인 증거를 제공했지만, 그 뒤에 숨겨진 정확한 물리학은 알려지지 않았습니다.[32][33] 호주 천문대의 WiggleZ 조사는 은하의 적색편이를 알아내기 위해 은하를 스캔했습니다. 그런 다음 중입자 음향 진동이 은하로 둘러싸인 직경 ≈150 Mpc의 빈 공간을 규칙적으로 남겼다는 사실을 이용하여, 빈 공간을 표준 측정기로 사용하여 2,000 Mpc(적색 이동 0.6)만큼 떨어진 은하까지의 거리를 추정하여 적색 이동 및 거리에서 은하의 속도를 정확하게 추정할 수 있었습니다. 이 데이터는 우주 나이의 절반(70억 년)까지 우주 가속을 확인하고 비균질성을 10분의 1로 제한했습니다.[33] 이것은 초신성과 무관한 우주 가속도에 대한 확인을 제공합니다.

우주 마이크로파 배경

5년간의 WMAP 데이터를 기반으로 우주의 총 에너지를 물질, 암흑 물질 및 암흑 에너지로 나눈 것으로 추정됩니다.[34]

어떤 형태로든 암흑 에너지의 존재는 측정된 우주의 기하학과 우주의 물질 총량을 조화시키기 위해 필요합니다. 우주 마이크로파 배경 이방성을 측정한 결과 우주가 평평에 가깝다는 것을 알 수 있습니다. 우주의 모양이 평평하려면 우주의 질량-에너지 밀도가 임계 밀도와 같아야 합니다. 우주 마이크로파 배경 스펙트럼에서 측정한 우주의 총 물질 양(중입자와 암흑 물질 포함)은 임계 밀도의 약 30%에 불과합니다. 이것은 나머지 70%[29]를 차지할 추가적인 형태의 에너지의 존재를 의미합니다. WMAP(Wilkinson Microwave Isotropy Probe) 우주선의 7년간의 분석은 72.8%의 암흑 에너지, 22.7%의 암흑 물질, 4.5%의 평범한 물질로 구성된 우주를 추정했습니다.[4] 우주 마이크로파 배경에 대한 플랑크 우주선 관측을 기반으로 2013년에 수행된 작업은 68.3%의 암흑 에너지, 26.8%의 암흑 물질, 4.9%의 보통 물질을 더 정확하게 추정했습니다.[35]

후기 통합 삭스-월페 효과

가속된 우주 팽창은 광자가 그들을 통과할 때 중력 퍼텐셜 우물과 언덕을 평평하게 만들어 광대한 슈퍼보이드와 슈퍼클러스터가 정렬된 우주 마이크로파 배경에 차가운 반점과 뜨거운 반점을 생성합니다. 이 소위 후기 통합 삭스-월페 효과(ISW)는 평평한 우주에서 암흑 에너지의 직접적인 신호입니다.[36] Ho et al.[37] 과 Giannantonio et al. 에 의해 2008년에 높은 의미로 보고되었습니다.[38]

관측 허블 상수 데이터

우주 크로노미터라고도 알려진 관측용 허블 상수 데이터(OHD)를 통해 암흑 에너지의 증거를 테스트하는 새로운 접근법이 최근 몇 년 동안 큰 주목을 받고 있습니다.[39][40][41][42]

허블 상수인 H(z)는 우주론적 적색편이의 함수로 측정됩니다. OHD는 수동적으로 진화하는 초기형 은하를 '우주 크로노미터'로 삼아 우주의 팽창 역사를 직접 추적합니다.[43] 이 시점에서 이 접근 방식은 우주의 표준 시계를 제공합니다. 이 아이디어의 핵심은 이러한 우주 크로노미터의 적색편이의 함수로서 차등 연령 진화를 측정하는 것입니다. 따라서 허블 파라미터의 직접적인 추정치를 제공합니다.

차등 수량인 δz/δt에 대한 의존도는 더 많은 정보를 제공하며 계산을 요구합니다. 많은 공통 문제와 체계적인 효과를 최소화할 수 있습니다. 초신성과 중입자 음향 진동(BAO)의 분석은 허블 매개변수의 적분을 기반으로 하는 반면, δ츠/δ트는 직접 측정합니다. 이러한 이유로 이 방법은 가속된 우주 팽창을 조사하고 암흑 에너지의 특성을 연구하는 데 널리 사용되었습니다.[citation needed]

암흑 에너지 이론

암흑 에너지는 미지의 성질을 가진 가상의 힘이라는 특성 때문에 활발한 연구 대상이 됩니다. 이 문제는 기존 중력 이론(일반 상대성 이론)을 수정하고 암흑 에너지의 특성을 파악하려고 시도하며 관측 데이터를 설명할 수 있는 대안을 찾는 등 다양한 각도에서 공격을 받습니다.

Redshift에 의한 4가지 일반적인 모델에 대한 암흑 에너지 상태 방정식.[44]
A: CPL 모델,
B: 자살 모델,
C: Barboza & Alcaniz 모델,
D: 웨터리치 모델

우주상수

주 기사: 우주상수
상세정보 : 상태방정식(우주학)
우주에서[45] 추정되는 물질과 에너지 분포

암흑 에너지에 대한 가장 간단한 설명은 그것이 공간의 본질적이고 근본적인 에너지라는 것입니다. 이것은 우주 상수로, 일반적으로 그리스 문자 λ(람다, 따라서 람다-CDM 모델이라고 함)로 표시됩니다. 에너지와 질량은 방정식 E=mc에 따라 연관되어 있기 때문에, 아인슈타인의 일반상대성이론은 이 에너지가 중력 효과를 가질 것이라고 예측합니다. 이것은 빈 공간의 에너지 밀도인 진공이기 때문에 때때로 진공 에너지라고 불립니다.

주요한 미해결 문제는 같은 양자장 이론들이 약 120배의 크기의 거대한 우주 상수를 예측한다는 것입니다. 이것은 정확히는 아니지만 거의 반대 부호의 큰 항에 의해 취소되어야 합니다.[12]

어떤 초대칭 이론은 정확히 0인 우주 상수를 필요로 합니다.[46] 또한, 끈 이론에서 양의 우주 상수를 갖는 준안정 진공 상태가 존재하는지 알 수 없으며,[47] Ulf Danielsson 등에 의해 그러한 상태가 존재하지 않는다고 추측되었습니다.[48] 이 추측은 끈 이론과 양립할 수 있는 5차와 같은 암흑 에너지의 다른 모델을 배제하지 않을 것입니다.[47]

퀸텐시스

주 기사: 퀸텐스 (물리학)

암흑 에너지의 연속성 모델에서 관측된 규모 계수의 가속은 연속성 필드라고 하는 동적 필드의 잠재적 에너지에 의해 발생합니다. 5중성은 공간과 시간이 다를 수 있다는 점에서 우주 상수와 다릅니다. 물질처럼 뭉쳐 구조를 형성하지 않기 위해서는 장이 매우 가벼워야만 큰 콤프턴 파장을 가질 수 있습니다. 가장 간단한 시나리오에서, 5차 필드는 표준 운동 항을 가지며, 중력과 최소로 결합되며, 라그랑지안에서 고차 연산을 특징으로 하지 않습니다.

서열에 대한 증거는 아직 존재하지 않으며, 배제되지도 않았습니다. 일반적으로 우주 상수보다 우주의 팽창 속도가 약간 더 느릴 것으로 예측합니다. 어떤 과학자들은 수열에 대한 가장 좋은 증거는 아인슈타인의 등가 원리의 위반과 공간 또는 시간의 기본 상수의 변화에서 나올 것이라고 생각합니다.[49] 스칼라 필드는 입자 물리학 및 끈 이론의 표준 모델에 의해 예측되지만 우주 상수 문제(또는 우주 인플레이션 모델 구성 문제)와 유사한 문제가 발생합니다. 재규격화 이론은 스칼라 필드가 큰 질량을 획득해야 한다고 예측합니다.

우연 문제는 우주의 가속이 왜 시작되었는지를 묻습니다. 만약 가속이 우주에서 더 일찍 시작되었다면, 은하 같은 구조물은 절대로 형성될 시간이 없었을 것이고, 적어도 우리가 알고 있는 것처럼 생명체는 결코 존재할 기회가 없었을 것입니다. 인류 원리를 지지하는 사람들은 이것을 그들의 주장을 지지하는 것으로 봅니다. 하지만, 많은 수의 5차 수 모델들은 이 문제를 해결하는 이른바 "추적기" 행동을 가지고 있습니다. 이러한 모델에서, 5중성장은 물질-방사선이 균등해질 때까지 방사선 밀도를 면밀히 추적하는 밀도를 가지고 있으며, 이는 5중성장이 암흑 에너지로 작용하기 시작하여 결국 우주를 지배하게 합니다. 이것은 자연스럽게 암흑 에너지의 낮은 에너지 척도를 설정합니다.[50][51]

2004년, 과학자들이 암흑 에너지의 진화를 우주론적 데이터와 일치시켰을 때, 그들은 상태 방정식이 위에서 아래로 우주론적 상수 경계(w = -1)를 넘었을 가능성이 있다는 것을 발견했습니다. 이 시나리오는 적어도 두 가지 유형의 연속성을 가진 모델을 필요로 한다는 것이 노고 정리로 증명되었습니다. 이 시나리오는 이른바 퀸톰 시나리오입니다.[52]

5중성의 일부 특별한 경우는 5중성의 에너지 밀도가 시간에 따라 실제로 증가하는 팬텀 에너지와 음의 운동 에너지와 같은 비표준 형태의 운동 에너지를 갖는 k-essence(운동 5중성의 줄임말)입니다.[53] 그들은 특이한 특성을 가질 수 있습니다: 예를 들어, 유령 에너지는 큰 파열을 일으킬 수 있습니다.

2021년에 한 연구자 그룹은 허블 장력의 관찰은 결합 상수가 0이 아닌 5진법 모델만 실행 가능하다는 것을 의미할 수 있다고 주장했습니다.[54]

상호작용하는 암흑 에너지

이 종류의 이론은 다양한 규모의 중력 법칙을 수정하는 하나의 현상으로서 암흑 물질과 암흑 에너지 모두에 대한 포괄적인 이론을 도출하려고 시도합니다. 예를 들어, 이것은 암흑 에너지와 암흑 물질을 동일한 미지의 물질의 다른 측면으로 [55]취급하거나 차가운 암흑 물질이 암흑 에너지로 붕괴한다고 가정할 수 있습니다.[56] 암흑 물질과 암흑 에너지를 통합하는 또 다른 종류의 이론은 수정된 중력의 공변 이론으로 제시됩니다. 이러한 이론은 시공간의 역학을 변경하여 수정된 역학이 암흑 에너지와 암흑 물질의 존재에 할당된 것에 기인합니다.[57] 암흑 에너지는 원칙적으로 암흑 영역의 나머지 부분뿐만 아니라 일반적인 물질과도 상호 작용할 수 있습니다. 그러나 우주론만으로는 암흑 에너지와 중입자 사이의 결합 강도를 효과적으로 제한하기에 충분하지 않으므로 다른 간접적인 기술이나 실험실 검색을 채택해야 합니다.[58] 2020년대 초 이탈리아에서 XENON1T 검출기에서 관찰된 과잉은 암흑 에너지의 카멜레온 모델에 의해 발생했을 수 있다는 이론이 잠시 이론화되었지만, 추가 실험은 이러한 가능성을 반증했습니다.[59][60]

가변 암흑 에너지 모델

암흑 에너지의 밀도는 우주의 역사 동안 시간에 따라 달라졌을지도 모릅니다. 현대 관측 데이터를 통해 암흑 에너지의 현재 밀도를 추정할 수 있습니다. 중입자 음향 진동을 사용하여 우주의 역사에서 암흑 에너지의 영향을 조사하고 암흑 에너지 상태 방정식의 제약 변수를 조사할 수 있습니다. 이를 위해 여러 모델이 제안되었습니다. 가장 인기 있는 모델 중 하나는 Chevallier – Polarski – Linder 모델(CPL)입니다.[61][62] 다른 일반적인 모델로는 (Barboza & Alcaniz)가 있습니다. 2008),[63] (Jassal et al. 2005),[64] (Wetterich). 2004),[65] 그리고 (Oztas et al. 2018).[66][67]

관찰 회의론

비균질 우주론과 같은 암흑 에너지의 일부 대안은 기존 이론을 보다 정교하게 사용하여 관측 데이터를 설명하는 것을 목표로 합니다. 이 시나리오에서 암흑 에너지는 실제로 존재하지 않으며 측정 인공물에 불과합니다. 예를 들어, 우리가 평균보다 낮은 공간 영역에 위치해 있다면, 관측된 우주 팽창 속도는 시간의 변화 또는 가속도로 오인될 수 있습니다.[68][69][70][71] 다른 접근법은 등가 원리의 우주론적 확장을 사용하여 공간이 우리 지역 성단을 둘러싸고 있는 빈 공간에서 더 빠르게 팽창하는 것처럼 보일 수 있음을 보여줍니다. 약하기는 하지만 수십억 년에 걸쳐 누적적으로 고려되는 이러한 효과는 중요해질 수 있으며, 이는 우주 가속의 환상을 만들어내며 마치 우리가 허블 거품 안에 사는 것처럼 보이게 할 수 있습니다.[72][73][74] 그러나 다른 가능성은 우주의 가속 팽창이 우주의 나머지 부분에 대한 우리의 상대적인 움직임에 의해 발생하는 [75][76]환상이거나 사용된 통계 방법에 결함이 있다는 것입니다.[77][78] 실험실에서 직접 검출을 시도했지만 암흑 에너지와 관련된 어떤 힘도 검출하지 못했습니다.[79]

암흑 에너지에 대한 관측적 회의론적 설명은 일반적으로 우주론자들 사이에서 큰 설득력을 얻지 못했습니다. 예를 들어, 지역 우주의 이방성을 암흑 에너지로[80] 잘못 표현했다는 논문은 원래 논문의 오류를 주장하는 다른 논문에 의해 빠르게 반박되었습니다.[81] Ia형 초신성의 광도가 항성 인구 나이에[82][83] 따라 변하지 않는다는 기본 가정에 의문을 제기하는 또 다른 연구도 다른 우주론자들에 의해 빠르게 반박되었습니다.[84]

블랙홀에 의한 일반 상대론적 효과로서

이 이론은 2023년 2월 하와이 ʻ 대학교 마노아 연구원들에 의해 공식화되었습니다. 이 아이디어는 커 메트릭(회전하는 블랙홀을 설명하는)이 프리드만-로버트슨-워커 메트릭(현대 우주론의 기본 가정인 등방성 및 균질한 우주를 설명하는)으로 점근하기 위해 필요한 경우 우주가 팽창함에 따라 블랙홀의 질량이 증가한다는 것을 발견한다는 것입니다. 비율은 ∝a, 여기서 a는 척도 인자로 측정됩니다. 이 특정 속도는 블랙홀의 에너지 밀도가 시간이 지남에 따라 일정하게 유지되어 암흑 에너지를 모방한다는 것을 의미합니다(Dark_energy# 참조).Technical_definition). 이 이론은 블랙홀이 우주론적 요건과 결합하기 때문에 "우주론적 결합"이라고 불립니다.[85] 다른 천체 물리학자들은 회의적이며,[86] 이론이 다른 관측을 설명하지 못한다고 주장하는 다양한 논문들이 있습니다.[87][88]

가속을 구동하는 기타 메커니즘

수정중력

참고 항목: 거대중력

암흑 에너지의 증거는 일반 상대성 이론에 크게 의존합니다. 따라서 일반 상대성 이론을 수정하면 암흑 에너지의 필요성도 사라질 수 있습니다. 그런 이론들이 많이 있고, 연구가 진행 중입니다.[89][90] 무중력 수단으로 측정된 첫 번째 중력파에서의 중력 속도 측정(GW170817)은 암흑 에너지에 대한 설명으로 많은 수정된 중력 이론을 배제했습니다.[91][92][93]

천체 물리학자 Ethan Siegel은 그러한 대안들이 주류 언론의 보도를 얻지만, 거의 모든 전문 천체 물리학자들은 암흑 에너지가 존재한다고 확신하며, 경쟁하는 이론들 중 어느 것도 표준 암흑 에너지와 같은 수준의 정밀도로 관측을 성공적으로 설명하지 못한다고 말합니다.[94]

일반 상대성 방정식의 비선형성

GRSI 모델은 우주의 가속 팽창을 중력의 억제라고 설명합니다.[95] 이러한 억제는 일반 상대성 이론의 장 자기 상호 작용으로 인해 은하 내에서 결합 에너지가 증가한 결과입니다. 결합력의 증가는 에너지 보존에 의해 은하계 외부의 중력 인력을 억제할 필요가 있습니다. 암흑 에너지 대신에 억압이 있습니다. 이것은 강한 핵력의 중심 현상과 유사한데, 여기서 글루온 장 자체 상호작용은 쿼크의 결합을 극적으로 강화시켜 궁극적으로 쿼크의 구속으로 이어집니다. 이것은 다시 강입자 외부의 강한 핵력을 억제합니다.

우주의 운명에 대한 함의

우주론자들은 이 가속이 약 50억 년 전에 시작된 것으로 추정하고 있습니다.[96][a] 그 이전에는 물질의 매력적인 영향으로 팽창이 둔화되고 있었던 것으로 생각됩니다. 팽창하는 우주에서 암흑 물질의 밀도는 암흑 에너지보다 더 빨리 감소하고, 결국 암흑 에너지가 지배합니다. 구체적으로 우주의 부피가 두 배로 증가하면 암흑물질의 밀도는 절반으로 줄어들지만 암흑에너지의 밀도는 거의 변하지 않습니다(우주상수의 경우 정확히 일정합니다).

미래에 대한 예측은 암흑 에너지의 다른 모델에 따라 근본적으로 다를 수 있습니다. 우주 상수나 가속이 무한히 계속될 것이라고 예측하는 다른 모델의 경우, 궁극적인 결과는 국부군 외부의 은하들은 시간에 따라 지속적으로 증가하는 가시선 속도를 갖게 되고, 결국에는 빛의 속도를 훨씬 초과하게 될 것입니다.[97] 여기서 사용된 "속도"의 개념이 국소 관성 기준틀에서의 속도의 개념과 다르기 때문에 특수 상대성 이론에 위배되지 않는다고 할 것이므로, 여전히 어떤 거대한 물체에 대해서도 빛의 속도보다 작도록 제한되어 있습니다. (우주론에서 상대 속도의 개념을 정의하는 미묘함에 대한 논의는 적절한 거리의 사용을 참조하십시오.) 허블 매개변수는 시간이 지남에 따라 감소하기 때문에 빛보다 더 빨리 우리로부터 멀어지고 있는 은하가 결국 우리에게 도달하는 신호를 방출하는 경우가 실제로 있을 수 있습니다.[98][99]

그러나, 가속화되는 확장 때문에, 대부분의 은하는 궁극적으로 우주론적 사건의 지평선을 가로지를 것으로 예상됩니다. 그 빛은 우리를 향한 "peculiar 속도"가 우리로부터 떨어진 팽창 속도를 초과하는 지점에 도달하지 않기 때문에 그 지점을 지나쳐 방출되는 빛은 무한한 미래에 우리에게 결코 도달할 수 없을 것입니다(이 두 개념은 다음과 같습니다). 속도는 적절한 거리의 사용(Us of the right distance)에서도 논의됩니다. 암흑 에너지가 일정하다고 가정할 때(우주 상수), 이 우주적 사건의 지평선까지의 현재 거리는 약 160억 광년이며, 이는 사건이 160억 광년 미만의 거리에 있다면 현재 일어나고 있는 사건의 신호가 결국 미래에 우리에게 도달할 수 있다는 것을 의미합니다. 하지만 그 사건이 160억 광년 이상 떨어진 곳에 있다면 신호는 우리에게 오지 않을 것입니다.[99]

은하가 이 우주론적 사건의 지평선을 넘는 지점에 접근함에 따라 은하의 빛은 점점 더 적색편이하여 파장이 너무 커져서 실제로 감지할 수 없고 은하가 완전히[101][102] 사라지는 것처럼 보입니다(팽창하는 우주의 미래 참조). 행성 지구, 은하수, 은하수가 속해 있는 지역 은하군은 우주의 나머지 부분이 멀어지고 시야에서 사라짐에 따라 모두 사실상 방해받지 않은 상태로 유지될 것입니다. 이 시나리오에서, 우주 가속도를 측정하기 전에 평평하고 물질이 지배하는 우주에 대해 가정했던 것처럼, 로컬 그룹은 궁극적으로 열 죽음을 겪을 것입니다.[citation needed]

우주의 미래에 대한 추측이 더 많은 다른 생각들이 있습니다. 암흑 에너지의 유령 에너지 모델은 발산적인 팽창을 초래하며, 이는 암흑 에너지의 유효한 힘이 우주의 다른 모든 힘을 지배할 때까지 계속 증가한다는 것을 의미합니다. 이 시나리오에서 암흑 에너지는 궁극적으로 은하계와 태양계를 포함하여 중력으로 묶인 모든 구조물을 찢어버리고, 결국 전기력과 핵력을 극복하여 원자 자체를 찢는 '빅 립'으로 우주를 끝낼 것입니다. 반면, 어두운 에너지는 시간이 지남에 따라 사라지거나 심지어 매력적으로 변할 수 있습니다. 이러한 불확실성은 결국 중력이 우세하여 "빅 크런치"에서 스스로 수축하는 우주로 이어지거나,[103] 심지어 암흑 에너지 순환이 있을 수도 있으며, 이는 모든 반복(빅뱅 이후 결국 빅 크런치)이 약 1조년이12 걸리는 우주의 순환 모델을 의미합니다.[104][105] 이들 중 어느 것도 관측치에 의해 뒷받침되지 않지만 배제되지는 않습니다.[citation needed]

과학철학에서

천체 물리학자 데이비드 메릿(David Merritt)은 암흑 에너지를 "보조 가설"의 한 예로 지적하고 있는데, 이 가설은 이론을 거짓으로 만드는 관측에 대한 반응으로 추가된 임시 가정입니다. 그는 암흑 에너지 가설이 전통주의 가설, 즉 경험적 내용을 추가하지 않는 가설이며 따라서 칼 포퍼에 의해 정의된 의미에서 거짓이 될 수 없다고 주장합니다.[106] 그러나 그의 의견은 일치된[by whom?] 것 같지 않고 우주론의 역사와 상충됩니다.[why?][107]

참고 항목

메모들

  1. ^ Frieman, Turner, & Huter에서 발췌(2008):[96]: 6, 44
    "우주는 세 가지 뚜렷한 시대를 거쳤습니다.
    방사선 지배 z ≳ 3000;
    물질 중심, 3000 ≳z ≳ 0.5; 및
    암흑 에너지가 지배하는 0.5 ≳z입니다.
    척도 인자의 진화는 지배적인 에너지 형태에 의해 제어됩니다.
    (일정한 w에 대하여) 방사선이 지배하던 시대에
    물질이 지배하던 시대에
    암흑 에너지가 지배하는 시대를 위해 w ≃ -1을 점근적으로 가정할 때
    [96]: 6
    "현재 모든 데이터는 암흑 에너지의 존재에 대한 강력한 증거를 제공합니다. 암흑 에너지가 기여하는 임계 밀도의 비율, 0.76 ± 0.02 및 상태 방정식 매개 변수를 제한합니다.
    w ≈ -1 ± 0.1 [stat.] ± 0.1 [sys.] ,
    w가 일정하다고 가정할 때 이는 우주가 적색편이 z ~ 0.4, 연령 t ~ 10 Ga에서 가속하기 시작했음을 의미합니다. 이러한 결과는 강력합니다. – 어떤 한 방법으로든 제약 조건을 손상시키지 않고 데이터를 제거할 수 있으며, 공간 평탄성 가정을 떨어뜨려도 실질적으로 약화되지 않습니다."[96]: 44

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