Modèle de la matière sombre

f120

암흑 물질의 모델(dark matter).

...이전에 언급한 바와 같이, 천체물리학과 관련된 문제들의 인상적인 목록이 있다. 예를 들어 은하의 회전 속도가 지나치게 빠르다. 관측된 질량은 원심력과 균형을 이루기 위해 필요한 질량보다 3~5배나 부족하다. 은하단의 경우는 더욱 심각한 상황이다. 이 문제는 이미 수십 년 전 프리츠 짐키가 처음 지적했을 정도로 오래된 문제이다.

...어떻게 이 문제를 해결할 수 있을까? 뉴턴의 법칙을 수정해야 할까? 일부는 은하, 은하단, 심지어 전체 우주 내부에 관측되지 않은 질량(중력장에 기여하는)이 존재할 수 있다고 단순히 제안했다. 이 질량은 무엇일 수 있었을까? 예를 들어 너무 어두운 별일 수 있다. 이러한 물체들은 MACHOS(Massive Compact Halo Objects, 즉 은하의 헬로(외곽)에 위치한 대량이고 밀도가 높은 물체)라는 이름을 얻었다. 탐지 방법은 배경에 있는 소스(주로 별)가 가려지는 현상(우연한 은하의 중력 렌즈 효과)을 이용하는 것이다. 방법은 수많은 별들을 지속적으로 관측하여, 별의 밝기 감소 현상을 발견하고, 이 감소가 변동성 있는 별의 변동과 시간적으로 다른 양상을 보이는지를 확인하는 것이다.

결과: 실망스럽다.

...다른 가설: '이국적인 입자', 예를 들어 질량이 있는 중성자(약간의 질량을 가짐). 그러나 현재까지 중성자의 질량이 실제로 존재한다는 증거는 발견되지 않았다.

...또 다른 후보는 천체물리학자 프랑소와즈 코مب스가 관심을 갖고 있는 차가운 수소이다. 매우 낮은 온도이므로 거의 관측이 불가능하다.

...이러한 암흑 물질은 은하와 은하단과 관련된 강력한 중력 렌즈 효과(중력 렌즈 아크)를 설명할 수 있다. 많은 사람들은 이러한 효과를 이 관측되지 않은 물질의 존재에 대한 '결코 반박할 수 없는 증거'로 간주한다.

...그러면 암흑 물질을 적절한 위치에 적절히 분포시킴으로써 어떤 현상도 설명할 수 있다. 따라서 이것은 완전히 '임의의 가정에 기반한' 이론이다. 일부는 이 성분의 기원, 성질, 기원, 동역학조차 설명하지 않고, 단지 '지금은 보이지 않는 것을 지도화하는 새로운 천문학'이라고만 말한다. 여러 연구팀은 암흑 물질의 분포 지도를 작성하는 작업에 몰두하고 있다.

...이 암흑 물질은 우주의 대규모 구조를 설명하고, 그 구조를 '정당화'할 수 있게 한다. 다른 곳에서는 암흑 물질의 분포를 조절함으로써 은하의 결합력과 은하의 회전곡선의 형태를 모두 설명할 수 있다. 이러한 연구는 많이 발표되며, 문제 없이 출판된다(천체물리학 저널, 천문학 및 천체물리학 등). 여기서는 '차가운 암흑 물질'과 '따뜻한 암흑 물질'을 구분한다.

따라서 일부 추측은 '합리적'으로 여겨진다.

우주상수와 우주의 나이에 대한 질문

먼저 그 기원을 살펴보자. 장 방정식을 바탕으로:

**S = **c T

...아인슈타인은 즉시 1917년에 우주 모델을 구축하려 했다. 그러나 그는 우주가 정적(정상)이 아니라는 사실을 몰랐기 때문에 정적 우주 모델을 만들려 했다. 그러나 그는 여러 문제에 부딪혔고, 프랑스 수학자 에리 카르탕을 찾아갔다. 카르탕은 이렇게 말했다:

• 당신의 방정식을 수정할 수 있습니다. 다음과 같이 제안합니다:

**S = **c T - Lg ** **

여기서 **g **는 메트릭 텐서이고 **L **는 상수입니다. 이렇게 하면 방정식은 여전히 텐서 방정식이며, 좌표 변환에 대해 항상 불변한 해를 유지합니다.

• 그러나 이 상수 L의 물리적 의미는 무엇입니까?

• 그건 당신의 문제예요, 친애하는 친구. 저는 수학자일 뿐이죠.

...장 방정식을 기반으로, 곡률이 작고 열적 운동 속도가 빛의 속도 c에 비해 작다는 가정 하에 뉴턴 역학의 동역학을 재구성할 수 있다. 이 경우 뉴턴의 힘은 보정 항을 갖게 된다:

...이 보정 항은 거리에 비례하게 된다. 이 상수 L에 대해 '진공의 반발력'이라는 표현이 흔히 사용된다(부호에 따라 인력 또는 척력).

...이 진공의 반발력은 아인슈타인의 정적 우주 모델이 불안정하지만 균형을 유지할 수 있게 해주는 핵심 요소였다. 그러나 매우 빨리:

• 에드윈 허블의 발견은 우주 팽창의 일반적 운동(도플러 효과)을 나타내는 적색편이 z를 보여주었다. 따라서 정적 우주 모델은 사라졌다.

• 러시아의 프리드만은 동시에 우주상수 없이 비정적 해를 발표했다.

화가 난 아인슈타인은 텐트 안으로 들어가 이렇게 말했다:

• 만약 내가 우주가 비정적이라는 것을 미리 알았다면, 프리드만보다 먼저 발견했을 것이다!

...그 후 우주상수는 수십 년 동안 거의 잊혀졌다. 일부는 그 필요성의 부재를 주장했다. 사실, 매우 먼 거리에서의 상호작용을 고려할 때, 이 상수는 우주의 특성 길이 R(t)가 '충분히 큰 값'에 도달했을 때 비로소 그 영향을 나타내기 때문이다.

...적색편이와 은하의 적색속도 측정은 허블 법칙을 보정하는 데 사용된다. 이 법칙은 장 방정식의 해에서 도출되며, 간단히 다음과 같이 말한다:

탈출 속도는 적색편이 z에 비례한다

비례 상수는 '허블 상수' Ho라고 한다.

...이 내용을 모르는 사람들을 위해 한 줄 추가 설명하자면. 실험실에서 측정 장치에 대해 정지한 원자는 예를 들어 파장 l인 복사를 방출한다. 도플러 효과에 따라 같은 원자가 움직일 경우, 파장은 l' = l + Dl이 된다.

다음과 같이 정의한다:

| Dl |
|---|
| l |

Dl이 양수이면: 소스가 멀어지고 있음 → 적색편이.

Dl이 음수이면: 소스가 가까워지고 있음 → 청색편이.

허블 상수는 또한 시간에 따른 팽창률 R(t)의 법칙에도 나타난다:

...실제로 프리드만은 세 가지 모델을 제시했는데, 이들은 우주의 먼 미래에 대한 설명만 다를 뿐이다.

아래 그림에서, 우리가 우주의 먼 미래로부터 충분히 멀리 떨어져 있다고 가정하면, 세 곡선은 일치한다.

...따라서 우주의 팽창 법칙과 허블 상수를 알면, 이 모델(우주상수 0)에 따라 우주의 나이를 즉시 추정할 수 있다.

...예를 들어, 수류탄 폭발의 순간 사진을 찍는다고 상상해 보자. 노출 시간은 물체에 약간의 흐림을 유발하여 그 속도를 평가할 수 있게 한다. 따라서 단순한 사진을 분석함으로써 폭발이 언제 시작되었는지 계산할 수 있다. 그러나 우주의 폭발은 수류탄 폭발과 다르다. 중력이 팽창을 억제하기 때문에, 팽창은 점차 느려지기 때문이다.

...우주의 물체들은 기체의 분자처럼 자기 운동을 하고 있다. 이에 대해 '우주적 유체'라고 하며, 이 유체의 분자는 은하들이다.

허블 상수를 평가하기 위해서는 충분히 먼 물체를 측정해야 했는데, 그 이유는 그들의 속도가 은하단 내 은하의 평균 열운동 속도(약 500~1000km/s)를 초과해야 하기 때문이다.

...문제는 거리 평가였다. 사진에서 은하를 보는 것은 쉬운 일이지만, 그 거리를 평가하는 것은 또 다른 문제였다. 이를 위해서는 그 은하의 절대 밝기를 알아야 한다. 즉, 그 은하가 방출해야 할 빛의 양을 알아야 한다. 오랫동안 천문학자들 사이에서는 허블 상수의 평가에 대해 의견이 분분했다(이 분야에서 큰 반대자 중 한 명은 미국에서 일하던 프랑스 천문학자 보코르).

...우리 은하의 가장 오래된 별들은 허큘리스 별단과 같은 별단에 속한다. 오랫동안 천문학자들은 이 별들의 최대 나이를 약 150억 년으로 보았다(일부는 20억 년, 심지어 22억 년까지 말하기도 했다). 따라서 문제는 허블 상수 Ho의 평가를 조정하여 가장 오래된 별의 나이와 너무 벗어나지 않게 하는 것이었다.

...1993년 천문학자들은 허블 우주 망원경을 이용해 매우 먼 은하(5500만 광년과 4800만 광년 거리)에서 세프라이드를 관측할 수 있었다. 세프라이드는 거리 측정의 기준으로서 최고의 도구이며, 그 주기와 방출하는 빛의 양(즉, 절대 밝기) 사이의 관계를 알고 있기 때문이다(헨리에타 레윗의 법칙, 1912년). 망원경으로 세프라이드의 시각적 밝기를 측정하면 거리를 추정할 수 있다.

...19931994년에 은하에 대한 측정 결과는 이전까지 추정했던 거리를 거의 두 배로 줄였다. 결과적으로 우주의 나이는 890억 년으로 떨어졌고, 이는 우주의 나이가 포함하고 있는 별보다 더 어린다는 뜻이 되었다. 1994년 네이처는 "모델을 다시 다듬어야 할 시점이다"라고 결론지었다.

...그 이후 두 가지 새로운 사실이 등장했다. 세프라이드의 법칙을 활용하려면 보정이 필요하다. 만약 변수 별의 주기와 절대 밝기 사이에 관계가 존재한다고 가정한다면, 그들이 방출하는 빛의 양을 알기 위해서는 독립적인 거리 측정이 필요하다. 이는 베셀의 위성법(파라랄랙스)을 통해 제공된다. 지구가 태양 주위를 계절에 따라 움직일 때, 반대편 두 위치에서 별의 위치를 측정한다. 특정 별(지구에 상대적으로 가까운 별)은 매우 먼 별들에 비해, 연속적인 두 시점에서 서로 다른 위치를 보이게 되며, 이로 인해 특정한 각도 차이 Dq를 얻을 수 있다.

...이 방법에는 한계가 있다. 별이 멀수록 오차가 커진다. 최근에는 위성 히파르코스를 이용해 거리 측정을 재보정했다. 전문가들은 위성의 데이터 분석 결과, 세프라이드의 거리 평가가 1.2~1.4배로 증가했다고 보고했다. 따라서 허블 망원경이 세프라이드를 발견한 은하들은 '그렇게 가까운 것은 아니었고', 따라서 우주는 '그렇게 어린 것은 아니다'. 반면, 우리 은하의 별단에서 가장 오래된 별의 나이를 평가하던 연구자들은 나이를 크게 낮추는 노력을 기울였고, 일부는 "모든 것이 정상으로 돌아왔다"고 평가한다.

가정해 보자...

...다른 '전통적' 해결책은, 라시에즈-레이는 급하게 우주상수 L을 다시 꺼내는 것이다. 적절한 부호(진공의 반발력)를 가진 이 상수는 팽창을 다시 촉진한다:

방정식:

는 더 이상 유효하지 않게 되거나, 더 짧은 나이를 제공하게 된다. 실제로 이 '변형 기하학' 모델을 통해, 우주의 나이(예: 가장 오래된 별의 나이)와 일치하는 L의 값을 항상 선택할 수 있다. 일부는 이로 인해 L에 대한 측정값을 얻는 것이라고까지 말했다.

...우주의 나이에 대해 천문학자들 사이에서 벌어진 논쟁은 여전히 끝나지 않았다. 최근 세프라이드의 보정을 통해 가까운 우주 전체(예: 안드로메다 은하의 거리)를 확장하는 낙관론자들과, 허블 측정이 진정한 문제를 야기한다고 생각하는 경계심 있는 사람들의 사이에서, 어떤 입장을 취해야 할까?

아마도 조심스러운 기다림이 가장 적절한 태도일 것이다.

../../../bons_commande/bon_global.htm

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