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우주상수
cosmological constant,宇宙常數
기호: Λ
우주 상수는 1917년 알베르트 아인슈타인이 팽창하지 않는 우주 모형인 정적 우주론의 개념을 설명하기 위해 자신의 이론으로 도출된 아인슈타인 방정식에 우주 상수항을 추가시키면서 처음 알려졌다. 그러나, 이후 초신성의 연구를 통해 우주가 팽창한다는 사실이 천문학자인 에드윈 파월 허블에 의해 증명이 되자 아인슈타인 자신도 스스로 정적 우주론이 틀렸음을 인정하고 폐기시킨 이론이였다. 그후 오랫동안 물리학에서 잊힌 개념이었으나 최근 들어서 우주가 가속 팽창한다는 사실이 밝혀졌는데 현재까지 알려진 우주의 구성 요소들은 전부 감속 팽창을 유도하기 때문에 가속 팽창을 설명할 수 없었고, 그 현상을 설명하기 위해 우주 상수가 재조명받고 있는 중이다.
우주상수 Λ의 역할 : 우주상수 Λ 는 물질 사이에 척력을 주는 역할을 한다. 척력이란 서로 밀어내는 힘이다.
허블이 우주가 팽창한다는 사실을 알기 전, 우주는 변하지 않는다가 주된 주장이었고 모든 물질은 서로 가까워지므로 언젠가는 다시 한곳에 모여드는 빅크런치가 있을거라고 예상했다. 그러나 우주가 팽창한다는 것을 알게 된 후, 우주가 점점 팽창하려면 척력이 필요했다. 그 척력을 우주상수가 나타내 주는 것이다.
선요소가 ds ^2=-dt ^2+a^2(t)dx^2로 표시될 때, a(t)를 크기인자라고 하며, a0가 현재 우주에서의 크기인자일 때, 적색편이 z는 a= a0/1+z 로 정의된다.
적색편이가 수천분의 1인 영역의 관측으로부터 현재 우주에 우주상수가 존재하더라도 그 크기가 매우 작다는 것이 알려져 있다. 적색편이가1 정도의 크기를 갖는 영역에서는 우주상수가 중요한 역할을 하는 것으로 보인다.
관측과 우주상수
우주론에서의 관측은 계통오차(systematics)를 포함한다. 계통오차는 성간물질에 대한 불완전한 이해, 먼 거리를 측정할 때의 어려움 등에 의하여 발생한다. 이런 불확정성은 우주상수를 결정하기 위한 정보를 해석할 때도 영향을 준다.
중력 렌즈 효과 등 다른 방법을 이용하여 독립적으로 결정된 우주의 물질 밀도는 0.1≤Ω m≤0.4 범위에 있다. 은하를 이루는 보통의 바리온과는 다른 종류의 물질이 필요하다는 것은 이로부터 명백하다. 은하를 형성하는데 기여하는 차가운 암흑물질과 다른 이러한 물질을 암흑에너지라 하며, 우주 전체 에너지의 70%를 담당한다.
관측에 의하면, 암흑에너지의 상태방정식은 -0.8보다 작아야한다. 따라서 w가 음수인 특이물질이나 우주상수 등이 후보가 된다. w<-1 영역도 관측에 의해 배재되지는 않는데, 이 경우 에너지가 음수가 될수 있다. 에너지를 양수로 만들기 위해 음의 운동에너지를 갖는 유령(ghost) 스칼라장을 이용할 수 있다. 그러나 이러한 유령장의 들뜸은 0보다 작은 질량을 갖게 되어, 진공이 일반물질과 유령물질로 스스로 변하기 때문에 시공간의 안정성을 해치게 된다.
입자물리와 우주상수
입자물리에서 기본단위는 양성자의 질량인 1GeV로 12승 차이가 있다
1000GeV이상의 에너지 영역에서는 새로운 모형들이 제안되었다.
입자물리는 양자역학적 요동효과에 의해 0이 아닌 진공에너지를 주며, 이 진공에너지가 우주론에서의 우주상수에 기여한다.
순(bare)우주상수의 값을 Ω0로 두면, 관측되는 암흑에너지는 Ω0 + m4/pl =10-48GeV이므로, Ω0를 10의 120승 단위까지 조절해야 하는 미세조정 문제가 발생한다. 이를 피하기 위해서는 진공에너지가 암흑에너지에 대한 기여는 상쇄되어야 하지만 어떤 방법으로 이러한 상쇄가 일어나는지는 아직 이해되지 않고 있다
초대칭과 우주 상수
우주상수가 0이 되는 과정을 설명하기 위해 물리에서 완전히 0이 되는 양들은 주로 대칭성과 관계있음에 착안한다. 광자의 질량이 0이 되는것이 양자전자기역학의 게이지 대칭과 관계있는 것처럼, 우주상수가 0이 되는 것은 초대칭과 관계가 있다.
+ 초대칭 :
초대칭은 1971년 P.Ramond가 보존과 페르미온 사이의 대칭변환을 생각하면서 도입한 개념이다. Lorentz 대칭과 같은 일반적인 대칭은 보존과 페르미온을 섞지 않는다. 초대칭은 각 입자를 그들의 초대칭입자(super-partner)와 연결한다. 전자와 쌍을 이루는 입자는 초전자(selectron)이며 스핀 0이고, 광자의 쌍은 초광자(sphotoni)이며 스핀 1/2이다. 초광자와 전자는 서로 다른 전하를 갖는 다른 입자이다.
초대칭성을 갖는 진공은 진공에너지 0을 갖는다. 초대칭 이론의 장애는 우리은하는 실제 초대칭적이지 않다는 사실에 있다. 초대칭 입자들은 관측되지 않았으며, 그 이유는 초대칭 입자들이 큰 질량을 갖기 때문이라고 생각된다. 그러나 초대칭 입자들이 큰 질량을 갖기 위해서는 초대칭이 깨어질 것이 요구된다.
제 5원소(Quintessence)
작은 진공에너지를 설명하기 위해 간단한 퍼텐셜을 갖는 스칼라장을 도입하며, 그 명칭을 제5원소라 한다. 이 모형은 현재의 진공에너지를 계산해 낼 수 있어야 한다. 또한 우주 초기의 핵 합성기에 이 스칼라장의 에너지가 크면 Hubble 비율이 크게 변하므로, z=1에 도달하기 이전에는 이 스칼라장의 에너지가 우주에서 지배적이지 않아야 한다. 이와 같이 진공에너지가 거의 최근에만 지배적이 되고, 과거나 혹은 미래에는 그렇지 않다는 것은 일치문제(coincidence problem)로 이 모형의 풀리지 않은 의문이다.
이 모형의 중요한 문제는 장의 값이 지나치게 커서 단일한 스칼라장만을 포함하는 이론을 정당화하기 어렵다는 점이다. 또한 이 장의 질량은 거의 0으로, 이에 대한 유일한 설명은 제5원소장이 알려진 물질과는 거의 상호작용하지 않는 것이다. 이러한 성질은 가능한 모형들에 제약을 주고 모형의 자연스러움을 해친다. 또한 제5원소장과 QED의 광자 장의 운동에너지 항 사이 결합을 막을 수 있는 대칭성이 없다. 이 결합은 미세구조상수의 값을 크게 변화시키므로, 이미 알려져 있는 미세구조상수의 한계값과 모순된다.
여분의 차원과 우주상수
Randall과 Sundrum의 모형에서, 두 개의 3-브레인이 존재하며 각 브레인의 장력은 반대 부호를 갖고, 브레인 사이의 벌크(bulk)는 0보다 작은 우주상수를 갖는다. 이 5차원에서 일반상대론은, 양쪽의 브레인이 Poincare 변환에 대하여 불변일 때 해를 갖는다. 이러한 불변성이 경계의 브레인 안에 있는 관측자가 관찰하는 4차원 우주에서 우주상수가 0이 되도록 한다. 그러나 경계에 있는 브레인의 장력과 벌크의 우주상수사이의 균형이 미세하게 조정되어야 한다. 이 미세조정문제를 피하는 한 가지 가능성은, 우주상수가 자체조정(self-tuning)을 하는 것이다. 우주상수 또는 진공에너지가, 3-브레인의 평평함을 유지하면서, 관측가능하지 않은 여분의 차원만을 휘게 할 수 있는지가 관심의 대상이다. 이경우 진공에너지는 관측결과에 영향을 미치지 않는다.
현재까지, 이 모형들이 최선의 고안이며, 보다 보수적인 접근방식을 이용하여 우주의 가속이 우주상수에 기인한다고 볼 수도 있다. 많은 노력에도 불구하고, 우주상수 문제는 정성적으로조차 이해되고 있지 않다. 이 문제에 대한 전반적인 재검토가 요구된다.
양자장론을 통해 진공 상태의 영점 에너지를 계산할 수 있는데, 이는 실제로 관측된 우주상수의 값보다 10-60에서 10-120배의 미세조정(fine tunning)이 예측되는 치명적인 문제가 발생한다. 일부 물리학자들은 이를 물리학 역사상 최악의 예측 오류라고 말하기도 하며, 이론물리학의 주요 미해결 문제 중 하나로 남아 있다.