비균질 우주론

Inhomogeneous cosmology
물리학의 미해결 문제:

우주는 우주론적 원리에 의해 주장되고 δCDM 모델의 현재 버전을 포함하여 프리드만-레미트르-로버트슨-워커 메트릭을 사용하는 모든 모델에 의해 가정된 것과 같이 충분히 큰 규모로 균질하고 등방성이 있는가,[1][2] 아니면 우주는 비균질적이거나 이방성인가?

(물리학의 풀리지 않은 문제가 더 많다)

비균질 우주론은 현재 널리 받아들여지고 있는 우주론적 일치 모델과는 달리, 우주 전체에 걸친 물질의 분포의 불균일성이 국지적 중력(은하 수준에서의)에 영향을 미친다고 가정하는 물리적인 우주론이다.우주를 [3]바라보는 우리의 시각을 왜곡시키기에 충분합니다.우주가 시작되었을 때, 물질은 균일하게 분포되었지만, 수십억 년 이상, 은하, 은하단, 그리고 초은하단은 합쳐졌고, 아인슈타인의 일반 상대성 이론에 따르면, 그들 주변의 시공간을 뒤틀리게 해야 합니다.일치 모델은 이러한 사실을 인정하지만, 이러한 불균일성은 관측치의 대규모 중력 평균에 영향을 미치기에 충분하지 않다고 가정한다.1998-1999년 두 개의 별도 연구가[4][5] 높은 적색편이 초신성이 우리가 계산한 것보다 더 멀리 있다고 주장했을 때, 우주의 팽창이 가속화되고 있다는 주장이 제기되었고, 그 가속도를 설명하기 위해 우주 고유의 반발 에너지인 암흑 에너지가 제안되었다.암흑 에너지는 그 이후로 널리 받아들여지고 있지만, 설명되지 않은 채로 남아 있다.따라서, 일부 과학자들은 암흑 에너지를 필요로 하지 않을 지도 모르는 모형들을 계속 연구한다.비균질 우주론은 이 부류에 속한다.

비균질적인 우주론은 매우 텅 빈 공간뿐만 아니라 더 밀도가 높은 구조의 역반응이 시공간에서 충분히 중요하기 때문에 고려하지 않을 경우, 시간에 대한 우리의 이해와 먼 물체에 대한 우리의 관찰을 왜곡시킬 수 있다고 가정합니다.1997년과 2000년에 일반 상대성 이론에서 파생되었지만 또한 국지적인 중력 변화를 포함할 수 있는 방정식의 발표에 이어, 우주의 가속이 사실 우리의 천문학적 관찰의 잘못된 해석이고 어두운 에네가 있는 많은 우주론 모델들이 제안되었습니다.rgy는 [6][7]설명할 필요가 없습니다.예를 들어, 2007년에 David Wiltshire는 역반응으로 인해 시간이 더 느리게 흐르거나, 공극에서 더 빨리 흐르게 되어 1998년에 관측된 초신성이 자신보다 [8][9]더 멀리 있는 것처럼 보이는 모델(타임스케이프 우주론)을 제안했다.타임스케이프 우주론은 또한 우주의 팽창이 실제로 [3]느려지고 있다는 것을 암시할 수도 있다.

역사

표준 우주론 모형

주요 기사 : 람다-CDM 모델

두 우주론 사이의 충돌은 아인슈타인의 일반 상대성 이론의 융통성으로부터 비롯되는데, 이것은 중력이 물질, 공간, [10]그리고 시간의 상호작용에 의해 어떻게 형성되는지를 보여준다.물리학자 존 휠러는 이 이론의 본질을 "물질은 어떻게 곡선을 그리는지, 공간은 어떻게 [11]움직이는지"라고 요약했다.하지만, 실행 가능한 우주론적 모형을 만들기 위해서, 아인슈타인 방정식의 양쪽의 모든 항은 균형을 이루어야 한다: 한쪽은 물질이고 다른 한쪽은 우주의 곡률과 시공간이 [10]팽창하는 속도이다.간단히 말해서, 모델은 특정한 곡률과 팽창률을 생산하기 위해 특정한 양의 물질을 필요로 한다.

물질에 관해서, 모든 현대 우주론은 우리가 지구로부터 어떤 방향을 바라보든, 우주는 기본적으로 동일하다: 동질적이고 등방적이라는 우주론적이고 [10]등방적이다.이 원칙은 우주에 특별한 관측자가 없고 우주에 지구의 위치에 대해 특별한 것이 없다는 코페르니쿠스의 주장에서 비롯되었다.1915년 일반상대성이론이 발표된 이후, 이러한 동질성과 등방성은 우주론 모델을 고안하는 과정을 크게 단순화시켰다.

우주의 가능한 모양

시공간의 곡률 및 우주의 형태에 관하여, 그것은 이론적으로 닫힐 수 있다(양의 곡률, 또는 4차원 구의 표면에서처럼 그 자체로 시공간이 접힐 수 있다), 열린(부정적인 곡률, 바깥쪽으로 접힐 수 있다), 또는 평탄한('평탄한' 4차원 조각의 표면과 같은 0 곡률).r)[10]

첫 번째 진짜 어려움은 팽창에 관한 것이었다. 왜냐하면 1905년 이전과 같이, 우주는 팽창도 수축도 하지 않고 정적인 것으로 간주되었기 때문이다.하지만 아인슈타인의 일반 상대성 이론 방정식에 대한 모든 해법은 역동적인 우주를 예측했다.그러므로, 그의 방정식을 정적인 우주와 일관되게 만들기 위해, 그는 설명할 수 없는 여분의 에너지를 나타내는 용어인 우주 상수를 추가했다.하지만 1920년대 후반 조르주 레마 트레와 에드윈 허블의 관찰이 우주가 팽창하고 있다는 알렉산더 프리드만의 개념을 증명했을 때, 아인슈타인은 그것을 "나의 가장 큰 실수"[10]라고 부르며 우주 상수가 불필요해졌다.

이 용어가 방정식에서 사라지면서, 다른 사람들은 FRW(Friedmann-Lamatretre-Robertson-Walker) 솔루션을 도출하여 이러한 팽창하는 우주를 묘사하였다. FLRW는 평평한 등방성 균질 우주라는 가정에 기초한 해이다.FLRW 모델은 빅뱅에 의해 만들어진 우주의 표준 모델의 기초가 되었고, 더 많은 관찰 증거가 그것을 정교하게 만드는데 도움을 주었다.예를 들어, 매끄럽고 대부분 균질하며 (적어도 40만 년 정도 되었을 때) 평평한 우주는 우주 마이크로파 배경(CMB)의 데이터로 확인되는 것처럼 보였다.그리고 1970년대에 은하와 은하단이 흩어지지 않고 더 빨리 회전하는 것이 발견된 후, 암흑물질의 존재 또한 증명된 것처럼 보였고, 1920년대와 1930년대에 야코부스 캅테인, 얀 오르트, 프리츠 츠위키에 의해 추론이 확인되었고 표준 모형의 유연성을 보여주었다.암흑 물질은 우주 [10]에너지 밀도의 약 23%를 차지한다고 믿어진다.

암흑 에너지

주요 기사:암흑 에너지
CMB에 따른 우주의 연대표

1998년의 또 다른 관측은 상황을 더욱 복잡하게 만드는 듯 했다. 두 개의 개별적인[4][5] 연구 결과, 지속적으로 팽창하는 우주에서 먼 곳의 초신성이 예상보다 희미하다는 것을 발견했다. 즉, 초신성은 단지 지구로부터 멀어질 뿐만 아니라 가속하고 있었다.우주의 팽창은 약 50억 년 전부터 가속되고 있는 것으로 계산되었다.우주의 모든 물질들이 이 팽창에 대해 가져야 할 중력 제동 효과를 고려할 때, 아인슈타인의 우주 상수의 변화는 평평하고 가속하는 우주의 방정식의 균형을 맞추면서 우주에 내재된 에너지를 나타내기 위해 다시 도입되었다.그것은 또한 아인슈타인의 우주 상수에 새로운 의미를 부여했다. 왜냐하면 그것을 암흑 에너지를 나타내기 위해 방정식에 다시 도입함으로써, 훨씬 더 빠르게 팽창하는 평평한 우주가 재현될 [10]수 있기 때문이다.

비록 이 에너지의 성질이 아직 적절하게 설명되지 않았지만, 일치 모형에서 이 에너지는 우주의 에너지 밀도의 거의 70%를 차지합니다.따라서 암흑물질을 포함하면 우주 에너지 밀도의 거의 95%가 추측되었지만 완전히 설명되거나 직접 관측되지는 않은 현상에 의해 설명됩니다.과학 저널리스트 아닐 아난타스와미는 이 협정을 "흔들리는 정통"[10]이라고 부르지만, 대부분의 우주론자들은 여전히 일치 모델을 받아들인다.

비균질 우주

9년간의 WMAP 데이터로 작성된 CMB의 전천후 연체 지도.아주 작은 잔차 변동은 눈에 띄지만 대부분 균일하게 분포된 뜨거운 가스와 일치하는 매우 특정한 패턴을 보입니다.

우주가 균질하게 분포된 물질에서 시작된 반면, 거대한 구조는 수십억 년 동안 합쳐졌습니다: 은하, 은하단, 초은하단, 그리고 물질의 광대한 필라멘트.이러한 밀도가 높은 영역과 그 사이의 간격은 일반 상대성 이론 하에서 물질이 시공간이 어떻게 곡선을 그리는지 지시하기 때문에 어느 정도 영향을 미칠 것입니다.따라서 은하와 은하단의 추가 질량은 (그리고 만약 입자가 직접 검출된다면) 근처의 시공간이 더 긍정적으로 휘도록 해야 하며, 공극은 그 반대 효과를 가져와 주변의 시공간이 음의 곡률을 띠게 해야 합니다.문제는 역반응이라고 불리는 이러한 효과가 무시할 수 있는 것인지 아니면 함께 우주의 기하학적 구조를 바꿀 수 있을 만큼 구성되어 있는지에 대한 것입니다.대부분의 과학자들은 그것들이 무시할만하다고 생각했지만, 이것은 부분적으로는 아인슈타인의 [10]방정식에서 시공간 기하학을 평균화할 방법이 없었기 때문이다.

2000년 프랑스 리옹에 있는 에콜 노르말 수페리외의 우주론자 토마스 부셰르트에 의해 일반 상대성에 기초한 일련의 새로운 방정식이 발표되었는데, 이것은 물질의 불균일한 분포의 효과를 고려할 수 있지만 우주의 행동을 평균화할 수 있게 해준다.따라서, 물질의 덩어리와 불균일한 분포에 기초한 모델을 [3]고안할 수 있다."제가 생각하는 한 암흑 에너지는 없습니다,"라고 Buchert는 2016년 New Scientist에 말했다."10년 안에 암흑 에너지는 사라집니다."같은 기사에서, 우주론자인 Syksy Résénen은 "암흑 에너지가 존재한다는 것은 합리적인 의심을 넘어서는 것이 아니다.하지만 암흑에너지가 존재하지 않는다고는 할 수 없습니다.그는 또한 우주론에서 역반응이 무시해도 되는지에 대한 질문에 "[10]충분하게 답변되지 않았다"고 말했다.

비균질 우주론

가장 일반적인 의미에서 비균질적인 우주론은 시공간 대칭이 없는 시공간으로 우주 전체를 모델링하는 것입니다.전형적으로 고려되는 우주 공간에는 3개의 대칭과 3개의 회전 대칭(시공의 모든 점에 대한 동질성과 등방성)으로 구성된 최대 대칭성, 또는 1개의 대칭성(시공의 모든 점에 대한 동질성 및 등방성) 또는 1개의 회전 대칭성(시공 대칭성 모델)이 있다.대칭이 적은 모델(예: 축대칭)도 대칭으로 간주됩니다.그러나 일반적으로 구형 대칭 모델 또는 비균질 모델을 비균질 모델이라고 부릅니다.비균질 우주론에서, 우주의 대규모 구조는 구조 형성을 고려하지만 섭동적인 방식으로 [12]우주에 대한 연구인 우주론 섭동 이론과는 달리 아인슈타인 장 방정식의 정확한 해로 모델링됩니다.

비균질 우주론은 보통 아인슈타인 장 방정식의 정확한 해법(즉,[12] 측정 기준) 또는 공간 또는 시공간 평균 [13]방법을 통해 우주의 구조를 연구하는 것을 포함한다.이러한 모형은 [14]균일하지 않지만 암흑 에너지로 해석될 수 있는 효과를 허용하거나 공극이나 은하단 [12][13]같은 우주론적 구조를 초래할 수 있습니다.

섭동적 접근법

예를 들어 동질 메트릭으로부터의 작은 섭동을 다루는 섭동 이론은 섭동이 너무 크지 않은 한만 유지되며, N-체 시뮬레이션은 속도가 낮고 중력장이 약할 때 좋은 근사치인 뉴턴 중력을 사용한다.

비교란적 접근법

상대론적 젤도비치 [15]근사치를 포함한 비섭동적 접근을 위한 작업.2016년 현재, 토마스 버처트, 조지 엘리스, 에드워드 콜브와 그들의 동료들은[16] 만약 우주가 거친 분쇄와 평균화를 포함한 역반응 체계에서 우주 변수로 묘사된다면, 암흑 에너지가 아인슈타인 방정식을 사용하는 전통적인 방법의 인공물인지 아닌지는 여전히 답이 없는 질문으로 [17]남아있다고 판단했다.

정확한 솔루션

비균질(구대칭이지만) 솔루션의 첫 번째 역사적 예는 Lemaître-이다.Tolman 미터법(또는 LTB 모델 - Lematretre-)Tolman-Bondi.Stephani 메트릭은 구형 대칭이거나 완전히 [21][22][23]불균일할 수 있습니다.다른 예로는 Szekeres 메트릭, Szafron 메트릭, Barnes 메트릭, Kustanheimo-Qvist 메트릭 및 Senovilla [12]메트릭이 있습니다.Biancchi 분류와 Kantowski-Sachs 메트릭에 제시된 Biancchi 메트릭은 동종입니다.

평균화 방법

가장 잘 알려진[according to whom?] 평균화 접근법은 스칼라 평균화[further explanation needed] 접근법으로, 운동학적 역반응과 평균 3-Ricci 곡률 함수로 이어진다.Buchert의 방정식은 이러한 평균화 [13]방법의 주요[further explanation needed] 방정식이다.

타임스케이프 우주론

2007년 뉴질랜드 캔터베리대 이론물리학과 데이비드 윌트셔 교수는 뉴저널에서 우주의 팽창 속도가 [8]빨라지고 있다는 잘못된 결론을 감안할 때 1998년 중력 에너지의 준중력 변화가 일어났다고 주장했다.게다가, 중력과 관성 에너지가 동등하고 따라서 중력 에너지의 측면이 국지적인 수준에서 구별되는 것을 막는 등가 원리로 인해, 과학자들은 따라서 이러한 측면을 [8]암흑 에너지로 오인했다.이러한 잘못된 식별은 표준 우주론 모델이 그러하듯이 본질적으로 균일한 우주를 가정한 결과였고, 물질 밀도 영역과 공극 사이의 시간적 차이를 고려하지 않았다.윌트셔와 다른 사람들은 만약 우주가 균질하지 않을 뿐만 아니라 평평하지 않다고 가정한다면,[3] 우주 팽창의 겉으로 보이는 가속도가 다르게 설명될 수 있는 모델이 고안될 수 있다고 주장했다.

윌트셔는 표준 모형에서 빠진 또 다른 중요한 단계는 중력이 시간을 느리게 만든다는 사실이라고 주장했다.따라서 같은 관측자의 관점에서 볼 때 중력이 훨씬 큰 은하 내부보다 중력이 낮은 빈 공간에서는 시계가 더 빨리 움직인다며 은하수 시계와 공허에 떠 있는 은하계 시계 사이에 무려 38%나 큰 차이가 존재한다고 주장했다.따라서, 각각 다른 시간을 가진 타임스케이프를 수정하지 않는 한, 공간의 팽창에 대한 우리의 관측은 정확하지 않을 것이며, 정확하지도 않을 것입니다.윌트셔는 팽창하는 우주와 암흑 에너지의 결론으로 이끈 1998년 초신성 관측은 일반 상대성 이론의 특정한 이상한 측면을 [3]고려한다면 대신 버처 방정식으로 설명될 수 있다고 주장한다.

레퍼런스

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