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암흑물질의 "모델"

...앞에서 우리는 천체물리학과만 관련된 것일지라도 놀라운 문제 목록을 보았다. 예를 들어 은하들은 너무 빨리 회전한다. 집계된 질량은 원심력을 상쇄하기에 3~5배나 너무 적다. 은하단의 경우 상황은 더욱 나쁘다. 이미 오래된 문제인데, 수십 년 전에 프리츠 츠비키가 처음으로 지적한 바 있기 때문이다.

...어떻게 빠져나올 것인가? 뉴턴의 법칙을 개정해야 하는가? 일부는 은하, 은하단, 심지어 우주 전체가 그 내부에 지금까지 관측을 피해 온 질량(중력장에 기여하는)을 품고 있을 수 있다고 단순히 제안했다. 그것은 무엇일 수 있었는가? 예를 들어 발광이 너무 적은 별들이다. 이 천체들을 위해 이름이 만들어졌다: MACHOS(거대 밀집 헤일로 천체, 즉 은하의 헤일로, 즉 "원반" 안과 밖에 위치한 은하 공간 부분에 국한된 거대하고 밀집된 천체). 검출 방식: 배경에 위치한 광원, 주로 별들의 엄폐. 방법: 매우 많은 별을 추적 관측하고, 시간에 따른 변화가 변광성에 해당하는 변동과 다를 광도 저하를 밝혀내는 것.

결과: 실망스러웠다.

...또 다른 가설: "이국적인 입자", 예를 들어 질량 있는 중성미자(작은 질량을 지닌). 그러나 중성미자의 질량 가능성은 오늘날까지 입증되지 않았다.

...또 다른 후보로, 천체물리학자 프랑수아즈 콩브가 아끼는 것: 매우 낮은 온도의 차가운 수소, 따라서 사실상 관측 불가능하다.

...그러면 이 암흑물질은 은하와 은하단에 명백히 관련된 강한 중력렌즈 효과(중력 아치)를 설명할 수 있게 해 줄 것이다. 많은 이들은 이 효과를 이 미검출 물질의 존재에 대한 "반박할 수 없는 증거"로 본다.

...그러면 우주를 적절한 위치에 교묘하게 암흑물질로 뿌림으로써 무엇이든, 그리고 아주 다른 것까지도 설명하는 것이 가능해진다. 따라서 이것은 완벽하게 임기응변적인 이론이다. 게다가 일부는 이 구성 요소의 기원, 그 성질, 그 기원을 정당화하려고도 하지 않으며, 심지어 그 역학을 기술하지도 않고, 단지 "이제 보이지 않는 것을 지도화하는" 새로운 천문학이라고 말하는 것으로 만족한다. 암흑물질 분포 지도를 작성하기 시작한 팀들이 작업 중이다.

...이것은 우주의 대규모 구조를 묶어주고, 그리하여 그것을 "정당화"할 수 있게 해 준다. 다른 곳에서는 은하의 응집력뿐 아니라 그 회전 곡선의 형태까지 정당화할 수 있게 해 주는 암흑물질 분포를 산출한다. 이 모든 것은 풍부하게 그리고 문제없이 출판된다(천체물리학 저널, 천문학과 천체물리학 등...). 그 안에서 "차가운 암흑물질"과 "뜨거운 암흑물질"이 구별된다.

따라서 일부 추측은 "합법적"으로 보인다.

우주상수와 우주의 나이 문제.

먼저 그 기원을 짚어 보자. 그의 장방정식을 갖춘 상태에서:

S = c T

...아인슈타인은 즉시 우주의 모형을 구축하려 했다(1917). 그러나 그것이 비정상적임을 몰랐기에 정상적 모형을 구축하려 했다. 그는 많은 문제에 부딪혔고 프랑스 수학자 엘리 카르탕을 찾아갔으며, 카르탕은 그에게 말했다:

• 당신의 방정식을 수정할 수 있습니다. 제안합니다:

S = c T -Lg

여기서 g는 계량 텐서이고 L은 상수이다. 이렇게 하면 방정식은 텐서적 성질을 유지하고 당신의 해는 좌표 변환에 대해 여전히 불변이다.

• 하지만 이 상수 L의 물리적 의미는 무엇인가?

• 그건, 친애하는 이여, 당신의 문제입니다. 나는 수학자입니다.....

장방정식으로부터, 곡률이 작고 열적 요동 속도가 빛의 속도 c에 비해 작다는 가설 아래에서는 뉴턴 역학을 되찾을 수 있다. 그러면 뉴턴의 힘에는 보정항이 붙는다:

...이 보정항은 거리에 비례했다. "진공의 반발력"(또는 인력, 이 임의의 상수 L에 선택된 부호에 따라 다르다)이라는 명칭이 흔히 사용된다.

...이 진공의 반발력은 아인슈타인의 정상적 우주가 (불안정하기는 하지만) 평형을 알 수 있게 해 주는 주춧돌이었다. 그러나 매우 빠르게:

• 에드윈 허블의 발견은 적색편이 z를 보고했고, 이는 일반적인 우주 팽창 운동(도플러 효과)으로 간주되었다. 따라서 정상적 우주 모형은 안녕.

• 러시아인 프리드만은 동시에 우주상수 없이 장방정식의 비정상적 해들을 내놓았다.

불만스러웠던 아인슈타인은 텐트 속으로 물러나며 말했다:

• 우주가 비정상적임을 알았더라면 프리드만보다 먼저 찾았을 텐데!

...이 우주상수는 그러다 수십 년 동안 거의 망각 속으로 가라앉았다. 일부는 그것이 반드시 영이어야 한다는 논거를 내세웠다. 사실은, 매우 먼 거리의 작용을 참조하면, 그것은 우주의 특징적 차원 R(t)가 "충분한 값"에 도달했을 때에야 비로소 늦게 그 작용을 느끼게 했다.

...적색편이, 은하의 시선속도 측정은 장방정식의 해에서 나오고 단순히 다음과 같이 말하는 허블 법칙을 교정할 수 있게 해 준다:

도피 속도는 적색편이 z에 비례한다

비례 상수는 허블 상수 Ho라고 불린다.

....모르는 이들을 위한 괄호. 실험실에서 측정 기구에 대해 정지해 있는 원자는 예를 들어 파장 l에 해당하는 복사를 방출한다. 도플러 효과로 인해 운동하는 같은 원자는 파장 l' = l + Dl을 줄 것이다.

다음과 같이 둔다:

Dl이 양수이면: 광원은 멀어진다: 적색편이.

Dl이 음수이면, 광원은 다가온다: "청색편이".

허블 상수는 시간에 따른 팽창 법칙 R(t)에도 나타난다:

...실제로는 세 가지 프리드만 모형이 있으며, 이들은 우주의 먼 미래에 대해 내놓는 기술에서만 다르다는 것을 알고 있다.

이어지는 도식에서는 우주의 이 먼 미래로부터 "충분히 멀리" 있다고 가정하며 세 곡선은 겹쳐 있다.

...따라서 우주 팽창 법칙, 허블 상수에 대한 지식은 이 모형(우주상수가 영인)에 따르면 즉시 우주의 나이를 추론할 수 있게 해 준다.

...수류탄 폭발의 순간 사진을 찍는다고 상상해 보자. 노출 시간은 물체에 일정한 흐림을 줄 것이고, 이는 그 속도를 평가하게 하여 단순한 사진을 검토함으로써 폭발이 시작된 순간을 계산할 수 있게 해 줄 것이다. 우주 폭발은 물론 수류탄 폭발과 그 역학에서 다르다. 중력이 팽창을 제동하여 그것을 점진적으로 늦추기 때문이다.

...우주의 물체들은 기체 분자가 열적 요동 운동을 하는 것처럼 고유 운동을 한다. 게다가 "우주 유체", 즉 분자가 은하인 "기체"에 대해 말한다.

...따라서 허블 상수를 평가할 수 있으려면 측정을 충분히 먼, 따라서 그 속도가 은하단 내 은하의 평균 요동 속도(초속 500~1000킬로미터 정도)를 초과할 만큼 충분히 강한 속도를 지닌 물체에 기초해야 했다.

...문제는 거리 평가로 남았다. 사진에서 은하를 보는 것과 그 거리를 평가하는 것은 다른 일이다. 그러기 위해서는 그 절대 등급, 즉 그것이 방출한다고 여겨지는 빛의 양을 알아야 한다. 오랫동안 천문학자들은 이 허블 상수의 평가에 동의하지 않았다(이 분야에서 큰 반대자는 미국에서 일하던 프랑스 천문학자 드 보쿨뢰르였다).

...우리 은하의 가장 오래된 별들은 헤라클레스 성단 같은 성단에 속한다. 지금까지 천문학자들은 모두 그 최대 나이를 150억 년 정도로 보는 데 동의했다(그러나 일부는 200억, 심지어 220억까지 갔다....). 그때 온갖 요령은 이 가장 오래된 별들의 나이에서 너무 벗어나지 않도록 Ho의 평가를 조정하는 것이었다.

...1993년 천문학자들은 허블 우주망원경의 도움으로 극도로 먼 은하(5500만 및 4800만 광년)에서 세페이드 변광성을 관측할 수 있었다. 세페이드 변광성은 그 변동 주기와 그들이 방출하는 빛의 양, 즉 그 절대 등급을 연결하는 법칙(앙리에타 리비트의 법칙, 1912)을 안다고 여겨지기에 거리의 표준으로서 으뜸이다. 망원경으로 그 겉보기 등급을 측정하면 그 거리를 추론한다.

...93-94년에 은하들에 대해 수행된 측정은 지금까지 추정해 온 거리를 거의 두 배로 나누었다. 그 결과 우주의 나이는 80억~90억 년으로 떨어졌고 그것은 ... 자신이 품은 별들보다 더 젊어졌다. 그리고 1994년 네이처지는 "모형을 다시 손봐야 할 것"이라고 결론지었다.

...그 후 두 가지 새로운 사실이 생겼다. 세페이드 변광성에 관한 법칙은 이용 가능하려면 교정되어야 한다. 이 변광성들의 주기와 그들이 방출하는 빛의 양인 절대 등급 사이에 관계가 있다고 인정한다면, 독립적인 거리 측정이 있어야 한다. 그것은 베셀의 시차법에 의해 제공된다. 그러면 태양 주위의 지구의 계절적 이동을 이용하여, 정반대의 두 위치를 취한다. 주어진 별 하나에 대해, 매우 먼 별들의 배경에 대해 상대적으로 가까운 별은, 연중 두 시기에 두 개의 다른 위치를 갖게 되고, 이는 일정한 각거리 Dq에 해당한다.

...이 방법에는 한계가 있다. 별이 더 멀수록 오차 범위는 더 커진다. 거리 측정은 최근 히파르코스 위성을 사용하여 다시 교정되었다. 전문가들에 따르면 위성이 보고한 데이터의 분석은 법칙 교정에 고전적으로 쓰이는 세페이드 변광성에 대해 추정된 거리의 개정으로 이어졌을 것이며, 그 거리는 1.2~1.4배 증가했다. 따라서 허블 망원경이 세페이드 변광성을 탐지한 은하들은 "그렇게 가깝지 않았고" 우주는 "그렇게 젊지 않았다". 한편 우리 은하 성단의 가장 오래된 별들의 나이를 평가하던 이들은 진지하게 낮추려는 노력을 했고 "모든 것이 제자리로 돌아간다"고 일부는 본다.

인정하자...

...다른 "고전적" 해법은 라시에즈-레가 했던 것처럼, 긴급히 우주상수 L을 나프탈렌에서 꺼내는 것이다. 올바른 부호(진공의 반발력)를 지닌 그것은 팽창을 다시 시작하게 하는 효과가 있다:

법칙:

은 따라서 더 이상 유효하지 않게 되거나, 더 짧은 나이를 제공한다. 사실 이 "가변 기하" 모형을 통해서는 우주의 나이, 예를 들어 가장 오래된 별들의 나이 어떤 값과도 들어맞는 L 값을 항상 선택할 수 있다. 일부는 심지어 이것이 단순히 L의 측정을 제공한다고까지 말했다.

...우주의 나이에 관해 천문학자들을 분열시키는 논쟁은 사그라들 기미가 없어 보인다. 세페이드 변광성의 최근 재교정에 기대어 가까운 우주 전체(예를 들어 안드로메다 은하의 거리)를 늘리고 가장 오래된 별들의 나이를 하향 재평가하는 것을 인정하는 낙관론자들과, 허블의 측정이 실제 문제를 제기한다고 생각하는 경고론자들 사이에서 어떤 입장을 취해야 하는가?

아마도 신중한 기다림의 입장일 것이다.

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