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김관석
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2021-08-16 21:08:03, 조회수 : 429 |
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나는 이 책이 현대우주론의 객관적인 역사와 나 지신의 첫번 사람들에 관한 기억의 결합이 되도록 하였다. ... 나는 거대규모 자연과 우주의 진화의 신뢰할 수 있는 이론의 증거가 생긴 1998-2003년간에 집중하도록 한다. ... 나는 일부의 이야기를 이미 기술하였다. 1948년의 George Gamow의 연구 그룹에 관해서 썼으며 (2014), 또한 실험적인 중력 물리학의 발전에 기여하고 뜨거운 초기 우주의 열적 복사 잔여물의 바다를 인식하도록 이끈 Bob Dicke의 연구 그룹의 작업도 리뷰하였다 (2017). 이 열적 복사의 화석을 확인하고 해석에 관여한 1960년대 사람들의 연구에 대한 회상은 'Find the Big Bang' (Peebles, Page and Partridge; 2009) 책이다. ... 나는 프랑스어와 독일어로 된 자료는 번역해 놓았고, 어떤 것들은 인터넷에서도 얻었으며, 특히 과거의 연구 논문들을 추적할 수 있는 NASA의 Astrophysics Data System Bibliographic Service archive 에 감사한다.
Chapter I Introduction
우주론에서 연구를 보고하는 논문들은 보통 미리 어떻게 될까하는 한 윤곽(outline)으로부터 시작한다. ... 그 창조 스토리(creation stories)들은 기껏해야 실제로 일어나는 것과 모호하게 연관될 뿐이라서, 그 창조 스토리들은 우려스럽게 불완전하고 부정확한 인상을 남기고 있다. ... 어떻게 우주론이 성장했는가를 연대 순으로 보는 것은 오히려 혼란스러우므로, 여기서는 연결성이 유지되도록 여섯 노선(lines)에 따라 분리해서 Chapter 2에서 7까지 기술했다.
1.1 Science and Philosophy of Cosmology
우주론을 위해 시작하는 가정은, 다른 자연 과학의 분야들과 마찬가지로, 자연은 모종의 논리(logic)와 관찰한 바의 주의깊은 검토에 의해 발견된 법칙들(rules)에 의해 작용한다는(operates) 것이다. ... 우주론에서는 우리는 실험을 다시할 수 없고; 우리는 지난 시간의 화석(fossils)들로부터 추론될 수 있는 것에 의존해야만 한다. ... 이십세기에는 우주론의 연구가 작은 그룹이나 개인에 의해서 이루어졌지만, 이십일세기에는 우주론의 진행 중인 연구가 풍부해지고 데이터 획득을 위한 특수 목적 장비를 개발하기 위해 큰 그룹이 요청되었고, 다시 그 데이터를 처리하고 해석하기 위해 그에 상당하는 규모의 그룹을 필요로 했다. 이 주제에는 '대과학'(Big Science)이 중요해져서, 우리는 방대한 데이터를 모으고, 분석하고 또한 이론과 관측의 틈을 잇는 는 거대한 수치 시뮬레이션을 하는 데에 익숙해야만 한다.
이 책의 주요 관심사는 독립적으로 연구하는 작은 그룹들이 어떻게 '대과학'에 의해서나 가능한 요구되는 테스트들에 충분이 응하는 결과를 함께 이루었나 하는 것이다. 나는 이러한 한 믿을만한 이론으로의 혁명적 수렴(revolutionary convergence) 시기를 1998~2003년으로 매긴다. 이후로는 커뮤니티는 한 패러다임에 동의해왔다. ... 한 예는 우주의 진화에 대한 표준적이고 인정된 이론에 따른 은하들의 형성과 진화의 연구이다. 현재의 우주론의 정상 과학(normal science)는 암흑물질의 존재를 위한 한 훌륭한 케이스를 포함한다. Einstein의 우주상수 𝛬 - 암흑에너지도 마찬가지이다.
물리적 우주론은 경험과학(empirical science)의 분야이지만 "비경험적 이론 추정(nonempirical theory assessment)"의 역할에도 주목해야만 한다. 우주론에서의 그 으뜸가는 예가 Einstein의 일반상대성 이론이다. ... 우리는 이 이론이 관측 우주의 거대한 축척에 성공적으로 외삽하는(extrapolate) 것을 발견한다. 그것은 괄목할만한 결과이다. .... 우주상수 𝛬는 암흑에너지라는 새이름으로서 잘 검증된 우주론의 한 필수적 요소이다. ... 그밖에 싷용적 추정(pragmatic assessment)이 있다. 예로서 20세기 중반까지 있었다가 폐기된 정적 우주론을 위한 물질의 계속적인 자발적 생성(spontaneous creation of matter)이 있었다. 그 중요한 예는 우주는 국지적 불규칙성을 넘어서 평균으로는 균질적(homogeneous)이라는 Einstein의 제안에 대한 일반적인 수용이다. ... 또한 커뮤니티는 프랙탈(fractal) 우주라는 잘못된 개념에는 그다지 흔들리지 않았다.
2003년에, 혁명 후에, 우주론적 검증은 커뮤니티 여론에 우주는 '𝛬CDM 우주론적 모형(cosmological model)'으로 알려진 가설 집합에 적용된 일반상대성으로 실제로 잘 기술되는 것을 역설했다. 그 가설에서는 Einstein의 우주상수 𝛬와 가상의 '차가운 암흑물질(cold dark matter)'이 중요하다. .... 흔적들이 풍부하고 충분히 검증된(cross-check)되어서, 나를 포함한 커뮤니티 여론들은 이 이론이 실제로 일어난 것에 대한 거의 확실한 한 유용한, 불완전하지만, 근사(approximation)라는 것이다.
1.2 An Overview
나는 Chapter 2에서, 순전히 사고로, 철학적으로 의미있는 우주는 균질적이이고 등방적이라는 Einstein의(1917) 제안을 고찰하는 것으로 시작한다. 그것은 영감을 주는 직관적 통찰이었거나 또는 아마도 행운의 추측이었다; Einstein은 확실히 아무런 관측적 증거가 없었다. ... 나는 이러한 'Einstein의 우주론적 원리(cosmological principke)'를 지지하는 증거들의 전개를 자세하게 고찰한다.
Chapter 3은 Doppler 효과 - 적색편이는 더 멀리 떨어진 은하들에게 더 크다는 발견의 중요성을 리뷰한다. ... 빅뱅 우주론은 준-균질적인 팽창하는 우주를 기술하기 위해 일반상대성 이론을 사용한다. 그리고 이의 대안이었던 "1948 정상 모형(steady-state model)"이 상세히 논의되고, 이후 1990년경의 빅뱅 모형의의 실험적 연구에 관해서 가장 커다란 노력을 한다.
...Chapter 4의 주제는 우주가 지금과 다르게 공간을 거의 일률적으로 채운 빛의 요소와 열적 복사의 바다를 생성하기에 충분하게 밀실하고 뜨꺼웠던 때에 남겨진 정보를 주는 화석이다. 1960년대 중반의 발견 이야기를 책 Find the Big Bang (Peebles, Page and Patridge 2009)에서 회상한다. 그리고 Gamow와 동료들이 어떻게 이 화석을 예측했는가를 논문 "Discovery of Hot Big Bang: What Happened in 1948" (Peebles 2014)에서 묘사한다.
확립된 우주론에서는 우주적 구조는 상대론저으로 팽창하는 우주의 중력적 불안정성(instability)에 의하여 형성된다. Chapter 5는 어떻게 우주적 구조가 형성되었는가의 초기 시나리오들의 평가와 더불어서 이 불안정성에 대한 초기의 혼돈에 관해서 고려한다. 표준 우주론으로의 수렴을 위한 이 고려의 중요성은 이 책은 나머지에서도 계속 나타나는 한 토픽이다.
Chapter 6에서는 Fritz Zwicky가 처음으로 Coma 은하단에서 발견했던 비정상적인 움직임과 나중에 천문학에서 관측된 나선 은하에서의 외곽에서 별들과 가스의 빠른 원형 운동에서도 발견된 비발광(less-luminous) 물질의 중력 현상이다. 이 관측은 우주론에서는 "암흑물질"의 존재라는 한 중요 아이디어로 집약되었다. 이 아이디아는 우주론이 아닌 천문학에서 나왔으며 1970년대에 이는 입자물리학에서 비바리온 물질(nonbarionic matter)에 대한 관심으로 자라났다. 뉴트리노도 비바리온 물질처럼 은하에 약간의 중량을 더하지만 그 양이 작아서 우리는 새로운 종류의 비바리온 물질을 필요하다.
천문학에서의 무광물질, 우주론에서의 암흐물질 그리고 입자물리학에서의 비바리온 물질 모두 지금도 추측(conjecture)으로 남아있다. 새로운 비바리온 암흑물질의 실험적인 증거는오직 중력뿐이다. Chapter 7에서는 입자물리학 커뮤니티에서 갖게된 암흑물질은 1980년대에 cold and hot 두가지가 되었다. 후자는 초기 우주에서 hot-빠르게 흘러가는 뉴트리노들이 은하는 형성하는 밀도에 영향을 준 부분인데 나중에는 실험 결과로 이 모형은 배척되었다. 비바리온 물질의 전형은 1977년 입자물리학에 의해서 입증된 우로론의 한 필수 요소로 소개되었다. 이 연구는 2개월간의 5개 연구 그룹에서 나왔다.
Chapter 8에서는 1980년대 초기에 나온 sCDM-standard cold dark matter에 대해서 리뷰한다. 우주론의 커뮤니팅서는 다수가 광법위하게 이를 어떻게 관측된 패턴으로 은하계가 형성되었는가 하는 기반으로 이의 변현들을 채택하였는 것은 의의는 있겠으나 과도하게 열광적이였다. 그것은 공간 단면들(sections)이 확실히 평탄하다는 비경험적 느낌들로 복잡했으는데, 일반상대성에서는 물질 밀도가 충분하면 평평할 수가 있고 또는 Einstein의 우주상수 𝛬에 의해서도 가능하다.이 변형들은 𝛬에 의존하지 않는 평평성을 선호하였다. 이 이유들이 1990년대에 고려된 sCDM 모형의 변형들의 혼돈에 영향을 끼쳤다.
1999-2003년 사이의 혼돈의 감소는 충분이 커서 가히 혁명이라고 부를 수 있다. 그것은 Chapter 9에서 논의되는 두개의 위대한 실험적인 진보에 의해서이다. 첫번째는 한 객체의 스펙트럼의 저색편이와 그 밝기와의 관계의 측정이었다, 그것은 1930년대 이후의 우주론의 한 목표이었는데 두 독립적인 그룹에 의해 드디어 이루어졌다. 두번째는 1960년에 시작되었던 CMB 복사의 각(angular) 분포의 상세한 측정이다. 이들 측정으로부터 Einstein의 우주상수 𝛬과 상대론적 빅뱅 𝛬CDM 이론에서의 비바리온 CDM의 현존을 위한 단단한 사례(tight case)를 얻었다. CDM과 𝛬가, 우주론적 모형을 선택하는 모든 가정들과 함께, 이 측정들에 부합하는 이론을 유일하게 조정하는데 도달한 듯하다. 𝛬CDM는 우주를 탐사하는 그렇게 많은 방법의 풍부한 실험적인 테스트들을 통과했다.
나는 우주론이 어떻게 자연과학의 다른 분야로부터 도츨하어 확립된 과학의 경계를 확장하였는가의 스토리에서 얻은 교훈을 생각한다. 우주론은 자연과학의 방법에 의해서 작동하기 때문에 이것은 당연한 것이다. 그러나 나는 이 주제의 비교적 정연한 역사적인 발전에는 보다 분명한 교훈들이 있다고 생각한다. 나의 제안들이 Chapter 10에 있다.
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Chapter I0 The Way of Research
자연과학의 각 분야은 특정의 작동 조건을 갖고 있지만 공통성들도 있다. 나는 우주론을 확립된 과학의 범위(reach)가 어떻게 성장할 수 있는 가의 한 실행된(worked) 예라고 성전해왔다. ... 나는 자연과학의 사업(enterprise)의 본성을 보다 넓게 예시하는 이 이야기로부터 도출한 고려(consideration) 사고들을 제공한다.
10.1 Technology
자연과학에서의 연구는 주로 다른 목적을 위해 개발된 기술에 의존한다는 것은 명백하지만 반드시 언급되어야만 한다. 현대우주론에서의 예들을 살펴보기로 하자. Walter Baade(1939)는 Eastmann 회사가 그에게 "H-𝛼 Special"이라는 적색-민감한 사진판을 제공했다고 보고했다. 그는 이것으로 Wison 산 100인치 망원경으로 도플러 효과를 측정할 수 있는 6600Ȧ 에서의 붉은 H-𝛼 방출선에서 발광 지역을 발견했다. 그것은 천문학적 목적으로는 첨단이었으나, 나는 그것이 널리 상업적인 매력을 위한 전정색 필름의 개선용이었다고 추측한다. Walter Baade의 방출선 지역의 발견 목록은 Vera Rubin과 Kent Ford가 가까운 M 31 나선 은하에서의 별과 가스의 움직임의 정밀한 측정을 가능케 하였다. Gerad de Vaucouleurs의 관측도 유사했다. 21cm 방출 선의 도플러 효과를 추적한 전파천문대의 건설도 유사한 표시를 나타냈다. 이들은 확립된 우주론의 심장부에 있는 비바리온 암흑물질로 이끈 증거로의 중요한 발걸음들이었다. Fritz Zwicky는 1930년대에 Coma 은하단에서 비발광 물질의 증거를 발견했다. 은하들의 주위로 드리운 비발광 물질의 현존은 Figure 6.2에 예시된 가술의 연속적인 진보의 도움을 받은 수십년간의 연구를 통해 성장한 한 실현(realization)이었다.
은하의 적색편이 훨씬 정밀한 측정이 가능해졌다. Margeret Geller와 나는 527개 은하 적색편이 목록을 작성했다. 지금은 수백만개 은하의 적색편이와 시각 스펙트럼의 측정 결과가 있다. 이를 가능하게 한 기술들은 본래 천문학을 위한 것들은 아니었다. 그것들은 우주 평균 질량 밀도(mean mass density)의 유의미한 결정을 위해서 은하들의 위치와 운동을 얻는데 충분한 데이터를 제공하도록 조정되었다. 이 프로그램의 대부분은 디지탈 광검출기의 높은 양자 효과와 데이터 저장과 분석의 방법에 의존한다. 이는 Chapter 3에서 리뷰한 1990년대에서의 훌륭한 평균 질량 밀도의 측정 프로그램들을 가능하게 하였다.
10.2 Human Behavior
과학 연구에 있어서 방법은 일반적으로 사람들이 운용하려는 방법이라는 것도 또한 명백하지만 언급되어야 마땅하다. 우리들 중 일부는 잘 동기 부여되거나 도전적인 과제인Table 3.2에 요약된 우주 평균 질량 밀도 값의 방대한 양을 개발하는 데에 집중할 수 있다. 초기에는 그 동기가 그 밀도가 팽창을 멈출만큼 큰가를 발견하는 것이었으나, 1990년대에는 그 질량 밀도의 측정 자체로 그 촛점이 단단하게 성장했다. ... 그 질량 밀도 프로그램은 표준 또는 확립된 우주론을 위한 경험적 사례에 가치있는 공헌을 했다.
우주론을 위해서 특히 해당되는 한 작업 조건은 그 결과에 대한 개인적인 관심사의 경향으로서 어떻게 우리 우주은 시작하고, 무엇이 지금과 같은 것이고 또한 그것은 끝날 것인가 하는 것들이다. 나는 그러한 사고의 모드의 한 양상에 1980년대 중반부터 1990년대까지 대규모 축척의 평균 질량 밀도가 우주가 먼 미래에는 탈출 속도까지 계속 팽창하는 그런한 것인가 하는 기대를 포함시킨다. 그렇지 않으면 우리는 탈출 속도에서 벗어난 팽창 비율로 특정한 시대에서 번성하고 있는 것이다. 이런 우아한 사고는 생산적일 수 있으니, 그들은 일반상대성의 거대한 외삽(exptrapolation)이 한 균질적인 팽창 우주인가를 고려하게 되었다. 그리고 그러한 논의는 실패할 수도 잇으니, 평균 질량 밀도와 Einstein의 우주 상수의 고려를 혼란스럽게 하였는데, 결국 모든 것은 제대로 교정되기는 했다. 커다란 실패, 양자역학의 세계관으로 급진적으로 조정된 고전적 과학의 원자 규모에서의 외삽과 같은 것들은 아직까지 경험적 우주론에서는 일어나지 않았다. 나는 그것이 바뀌기를 희망하는 계층들과 합류한다.
세계가 지금으로부터 수십억년 뒤에 어떻게 끝나는 지에 관한 흥미는 또다른 널리 유용한 특징(trait)이니, 우리가 아는 것으로부터의 외삽에 낙관적인 신뢰이다. 우주론의 한 예는 더 확고하게 정립된 물리학과 더불어 일반상대성에의 의존의 일반적 결정이다. 아마도 이것은 부분적으로 일반상대성 이론이 특별히 우아하기 때문이지만, 확실히 부분적으로눈 다른 사람들이 Einstein으로 회귀하고 있기 때문이다.
정립된 물리학으로부터의 우주론으로의 광대한 외삽들은 또한 모험적인 이이디어들을 초래했으니, 예를 들면 계속적 창조(continual creation), 화이트홀, 초전도 자기화 우주끈(cosmic strings), 양자 시공간 거품(spacetime foam), 멀티버스, 그리고 가설적인 암흑물질과 암흑에너지 등으로, 중력 물리학과 (또는) 초기 조건을 따라서 그런 아이디어를 채용하거나 배척하기에 이르렀다.
그래서 우리는 어떻게 대부분 권위자들이 동의하는 우주론에 안잔하게 도달할 수 있는가? 그 방법은 관측 결과에 부합하개 가장 단순하게 조정할 수 있는 바탕에서 선택한 우주론 모형에 응용한 표준 물리학을 외삽하는 것이다. 이 우주론은 주로, 우리가 신뢰할 수 있는, 섭동(perturbation) 이론으로 계산에 의해서 이론과 관측 모두를 통합하는 테스트들을 제공한다. ... 지금으로서는 대부분의 우리는 𝛬CDM에 만족한다. 실용적인 생각으로는, 모든 자연 과학에서 처럼, 만일 더 좋은 이론이 있다면, 우리는 우리가 수용한 것들의 실패를 궁극적으로 깨닫게 될 것이다. 그런 일이 우리를 양자역학으로 도달시킨 원자 물리학에서 일어났다.
10.3 Road Not Taken
Einstein이 음악가가 되기로 결정했다고 상상해 보라. 우리는 평평한 시공간에서의 특수상대성은 갖고 있을 것 같고, 다른 것은 아직 향하는 길일 것이다. 그러나 일반상대성에도 결국은 도달할 것이지만, 우리는 Einstein의 우주가 국지적 요동을 넘어서는 균질하고 등방적이라는 영향력 있는 주장은 갖지 못했을 수 있다.
만일 균질성의 초기 힌트가 흥미를 끌지 못했다면, 복사에서의 등방성은 한 수수께끼였을 것이다. ... 그러나 우리가 극초단파 복사의 균질적인 정적 바다에 있다면, 대부분의 은하에서의 관찰자는 움직이는 쪽으로는 더워지고 복사와 멀어지는 쪽으로는 차가워지는 도플러 효과를 보면서 그 바다를 항해할 것이니, 우리는 커다란 비등방성을 보지 않으니,, 우리는 왜 그렇게 특별한 것일까?
특수상대성에 정통한 사람이 평평한 시공간에서는 모든 은하에서의 관찰자는 다른 은하의 일반적인 후퇴와 초단파 복사선의 또같은 등방적 바다를 보는 것을 설명하는 것은 흥미로운 연습일 것이다. 우리는 그 답을 갖고 있으니. Robertson-Walker 선형 요소의 한계와 질량 밀도와 우주상수가 영인 Friedmann-Lemaitre 방정식이다.
(10.1) 𝑑𝑠2 = 𝑑𝑡2 - (𝑡/𝑅)2[𝑑𝑥2/{1 + (𝑥/𝑅)2} + 𝑥2(𝑑𝜃2 + cos2𝜃𝑑𝜙2)],
여기서 𝑅은 상수이다. 이것은 특수상대성의 평평한 시공간을 가리키는(labeling) 한 좌표이다. 이 은하들 각각은 고정된 좌표 라벨 vector 𝑥에 의해서 일정한 속도 세트로 움직이도록 한다. 그리고 만일 그 스팩트럼이 열적이라면, 그 복사 온도는 𝑇 ∝ 𝑡-1 로 냉각된다. 그것은 특수상대성 이론을 사용하는 것을 보여주는 좋은 연습이다. 따라서 우주는 과거에는 임의적으로(arbitrarily) 뜨거웠으니, 𝑡 → 0: 한 뜨거운 빅뱅.
Gamow의 직관적인 천재성ㅇ은 우리에게 한 뜨거운 빅뱅의 개념을 선사했다. 그는 일반상대성의 용어어로 사고하고 있었으나, 만약 그 복사 에너지 밀도가 전체 질량 밀도값 𝜌에 질량 밀도를 더한다면 뉴톤역학 한계에서도 작동한다고 언급했다. 그러면 은하와 움직이는 단위 질량의 팽창하는 한 외피(shell)의 반경 𝑎(𝑡)의 변화율은
(10.2) 1/2 (𝑑𝑎/𝑑𝑡)2 - 4/3 π𝐺𝜌𝑎2 = 𝐸,
여기서 𝐸는 상수이다. 이것은 우주상수 𝛬가 없으며 보통 상수 𝑅-2가 일정한 뉴톤역학 에너지 𝐸인 Friedmann-Lemaitre 방정식의 하나이다. 방정식 (10.2)의 시간 미분은 앞[p.34] 방정식 (3.4)의 국소 에너지 방정식과 더불어
(10.3) 1/𝑎2 𝑑2𝑎/𝑑𝑡2 = -4/3 π𝐺(𝜌 + 3𝑝).
이것은 다른 Friedmann-Lemaitre 방정식이다. 이것은 압력(𝑝)이 한 작용하는 중력 질량밀도로서 작용하도록 요구하는데, GamoW가 의도하지 않은 것 같으나 이를 수용할 수 있었고, 그래서 나는 이는 물리학자들에게 Einstein 없는 한 대안적 세계라고 예상한다. 만일 물리학자들이 여기에다가 핵물리학을 알았고 대안적 세계의 천문학자들이 이것에 흥미를 가졌다면, 방정식 (10.3)과 초단파 복사는 풍부한 빛 요소들을 관측된 것과 비교하기에 충분했을 것이다.
이런 생각에서의 문제는 방정식 (10.1)에서의 평평한 시공간의 팽창 변수 𝑎 = 𝑡/𝑅 이 방정식 (10.3)과 일치하지 않는 것인데, 이는 우리가 질량 밀도가 있는 모형 우주를 원하는 전제에서이다, 그것은 한 대담한 생각을 부르니: (10.1)의 선형 요소 𝑡/𝑅를 (10.3)의 함수 𝑎(𝑡)로 대치하라. 그것은 휘어진 시공간을 묘사하는 선형 요소를 만든다. 또다시, 우리는 상상력이 풍부한 물리학자들이 이를 인식하고 살아갈 것을 상상할 수 있겠다. 그것은, 사라진 Einstein 𝛬 없이, 적색편이 측정의 분석을 위한 한 적절한 설정을 제공할 것이다. 그러나 아마도 누군가가 𝛬를 발명하게 이끌었을 것이다.
방정식 (10.3)의 일반화는, Einstein 없이 Newton과 함께, 물질의 비상대론적 거동을 곧장 합리적으로 기술하는데; 복사의 거동의 일반화는 더 복잡하다. 아마도 이 대안 세계는 오직 선형 섭동이론(perturbatiion theory)에서는 입반상대성과 닮은 중력 물리학으로 끝났을 것이다. 혹은 Feynmann은, Einstein 없이, 아마도 장이론(field theory)의로의 길이 그 대안 세계의 물리학자들을 덜 직관적으로 일반상대성으로 데려갔을 것이라고 주장한다. 중력이론에서의 적중과 한 균질적인 우주로의 적용에서의 Einstein의 천재성이 필요했던 것은 아닌 듯하나, 그럼에도 그것은 확실히 우리의 우주론에 힘찬 앞선 출발을 제공하였다.
열적 CMB의 인식 후에도 하나의 대안 통로가 있었다. 1990년대에 어떤 사람들이 평균 질량밀도를 측정하는 위대한 목표를 주구하는 동안, 다른 사람들은 우주의 지질학과 천문학에서 우주론적 나이의 일관성을 추구하고 있었다. 그것은 Einstein의 우주상수가 한 양수 값임을 확신하지 않았으나 팽창 시간을 증가시키므로 우세하게 되었다. ... 만일 시간 축척의 탐사에 질량밀도의 측정에 쏟은 수준으로 주의와 자료가 주어졌다면, 시간 축척 고려가 𝛬CDM 이론에 더 힘을 보탰을 것인가?
𝛬CDM과 같거나 보다 나은, 우리가 가진 증거에 적합한 중력 이론으로 통하는 또하나의 길이 있을까? ... 그 혁명이 있기 전에는, 나는 우주론에 어떠한 기회들이 있었다고 느꼈다. 그것은 지금은 널리넓게는 그렇지는 않지만, 마찬가지로 𝛬CDM가 표준 모형으로 남을 것같지도 않다. 우리는 연속적인 근사법(approximation)에 의해서 진보하고 있다.
10.4 The Social Construction of Science
나는 우리는 자연이 우리는 발견할 수 있는 규칙에 의해 작동한다는 가정에 따라서 연속적인 근사법으로 운영한다고 간주하고 싶다. 자연과학의 프로그램은 확실하게 생산적이었다. 우주론은 한 사회적인 구성물(construction)이다. 1920년대의 우주의 거대 축척 균질성은 Einstein의 아이디어에 대한 존경과 그의 일반상대성 장방정식의 분석적 해법의 하나라는 편리함의 결합에 의해 비롯한 한 비실험적 사회 구성물이었다. 1930년대에 Hubble의 먼 은하 발견과 그와 Humanson의 먼 적색편이 측정은 균질성에 약간의 지탱이 됐으나, 1950년대까지는 한 프랙탈(fractal) 우주가 한 실용적 옵션이어서, 그것은 모든 축척에서 뉴톤역학으로 분석될 수 있는 프랙탈 차원 𝐷 = 1의 질량 분포의 우아한 특성을 지니고 있었다. 그러나 우리는 거대 축척 균질성의 분병한 힌트를 나타내는 극초단파 배경 복사를 발견하기에 이르렀다. 이것은 거대 축척 균질성의 개념을 한 비경험적 사회적 구성물으로부터 우리의 물리적 세계 그림의 잘-테스트된 부분으로 몰고간 기록들 중 하나다.
우주론은 한 실험적인 구성물로, 우주론을 위해 디자인된 조직적 측정 프로그램으로부터 의도되지 않은 부산물인 극초단파 측정기의 지나친 잡음 (Section 4.4.2), 성간 분자 CN의 1차 들뜸 레벨로부터의 흡수의 관측 (Section 4.4.1) 그리고 흥미롭게 많은 헬륨의 양 (Section 4.3.1) 등에까지 이른다. 데이터와 그 해석에 대한 아이디어들이 잘못될 수 있으니: 한 프랙탈 우주의 우아함과 de Vaucouleurs (1970)가 미리 선호함의 관찰을 고려해 보라. 틀린 아이디어가 생산적일 수 있으니: 지금 잘 지지대된 별에서의 원소 형성 이론은 부분적으로는 정상 우주론의 화학 원소들의 존재의 필요성에서 성정했다. (Section 4.2.1)
그런 아이디어들을 표준의 규준과 인정된 과학으로 허용하는 일반적인 규칙으로 부호화하기는(encode) 어렵다. 그것은 한 집단적인 주관적 결정이다. 그렇지만, 약간의 일반적 가이드라인들은 있다. 한 이론은, 그 이론을 고안하는데 그리지 않았던, 시험할수 있는 예측 무엇인가를 제공할 수 있다. 만일 그 시험이 긍적적이면 그 이론을 위한 한 진지한 추가(addition)가 된다. 만일 실패했으나 그 이론을 조정해서 고쳐지는 경우에는, 그 결과는 한 평범한 추가이다.19060년대의 우주론에서의 한 극단적인 예를 들자면, 니는 Hubble 상수의 개산(estmate) 𝐻0가 한 특성화(characteristic) 질량 밀도 𝐻02/𝐺와 한 특성화 시간 𝐻0-1을 준다는 것이 희박한 경험적 바탕때문에 싫어했으나 실제로는 편리하다는 것을 발견했다. 그 당시에는 이 두가지 양이 은하의 평균 질량밀도와 바위와 별들의 나이와 그다지 멀지 않았다.
더 요구되는 우주론적 시험들은 1974년에 시작하여 2000년경 5년동안에 완성되었다. (Section 9.3) 그것들은 직관적으로 명료하고 의미있게 보이지만 일반적인 사용을 위한 처방으로 추천하지는 않는 증거의 한 검토를 통해서 𝛬CDM을 대부분의 우주론자들이 만족하도록 구축했다.
우주론은 입자물리학과 첫번째 원리로부터 혹은 그것에 가깝도록 계산의 가능성을 공유한다. 그것은 은하의 분포와 극초단파 복사의 바다에서의 음향 진동(acustic oscilation)의 잔해의 측정들로부터 괄목할큼 요구되는 시험들을 가능케 했다. 은하들의 관측은 현대 우주론에 중요했으나 그 특성들은, 20세기말과 그 이후로도, 정학한 시험에서 규명되지 않고 있는데, 그 까닭은 그것을 이해하기 아주 어렵기 때문이다. 나는 은하 회전 곡선과 이 물체들의 현상의 모든 나머지의 수수께끼가 우리에게 우주론을 가르칠만한 가치가 있는 그 무엇을 아직 갖고 있다고 하는 의구/희망을 공유한다.
사회학자 William Ogburn과 Dorothy Thomas (1922), 그리고 Robert Merton (1961)는 자연과학에서 하나 이상의 분명한 아이디어와 관측이 나타나는 경향에 대해 "멀티플(multiples)"이라고 명명했다. 한 친숙한 예는 Darwin과 Wallace에 의한 자연의 선택의 독립적이고 효과적인 동시적인 인식이다. 아마도 우주론에서의 멀티플의 괄목할만 예로서는 291페이지에 있는 Table 7.1에 있는 다섯 그룹이 차거운(cold) 암흑물질을 전형을 서로 영향을 거의 받지 않거나 천문학자들의 비발광성 물질의 증거를 넓은 범위에 걸쳐서 소개했던 일이다. 같은 일들이 우주 급퍙창을 위해서 바로 필요한 때에 입자물리학자들의 뜨거운 빅뱅에서의 바리온 형성의 탐구들에 대해서 이야기 될 수 있다. 그리고 나는 이차 세계대전이 끝난 후 이십년간 우주론에서의 연구의 부흥을 한 주요한 예로서 제공한다.
전후에 물리적 우주론에서 활동적이었던 기억할만한 네 사람은 Robert Dicke, George Gamow, Fred Hoyle 그리고 Yakov Zel'dovich이다. Gamow의 핵물리학에 관한 책들(1931, 1937, 1949)은 초기 우주의 핵반응에 대해서 그가 잘 준비되었음을 보여준다. Gamow는 우주론에 대해서 전쟁 전에도 흥미로운 제안을 한적이 있으나, 그의 위대한 공헌은 1948년 출판된 책에 의해서이다. 그는 훌륭한 직관적인 물리학자였지만, 그의 상상력이 풍부한 정신은 성가신 디테일이나 생산적 연구 그룹의 결성의 관심과는 맞지 않았다. 나는 극초단파의 기술(p.151)을 이해했던 Joe Weber 같은 사람들에게 관심을 가졌더라면 우리가 알게된 것들을 더 일찍 알 수 있었다고 추정한다.
Hoyle은 별의 구조와 진화 그리고 그것들이 만드는 화학 원소들의 선구적인 이론적 검사(examinations)에 대한 관측에 세심한 관심을 기울였다. 그러나 우리의 적은 대화부터의 나의 인상(impression)은 그는 우주론의 거리와 시간 축척이 너무 거대해서 경험주의에 의존할 수 없으니: 관측은 한 우주론 모형을 위조할 수는 있으나 확립할 수는 없다; 우주론은 철학적 고찰에 의존하여야만 한다고 느꼈다는 것이다. 종전 직후에는 그와 Bondi 그리고 Gold가 만든 1948 정상(steady-state) 우주론은 한 훌륭한 철학적 구성물이었다. 그러나 관측적 증거들은 그가 1940년데에 예측할 수 있었던 것보다 한참 멀리 축척되었거나, 혹은 1960년대에 나는 희망했었는데, Holye은 그의 우주론을 위한 지침적(guiding) 원리를 포기할 수 없었고 우리를 경험적으로 동기화되고 지지되는 이론으로 인도하는 관측 용납할 수 없는 듯했다.
Gamow와 Holye에 의한 위대한 공헌은 1949년에 출판되었는데: Hoyle은 Bondi와 Gold와 함께 정상(steady-state) 모형에 대해서 그리고 Gamow는 뜨거운 빅뱅 모형에 대해서였다. 그들은 확실히 독립저으로 행동하였다. ... Hoye은 빅뱅이란 이름을 지었으나 그 아이디어를 조롱했다. Gamow는 (1954) 1948 정싱 모형의 은하들의 나이 분포에서의 문제를 지적했으나, 나는 어디서에도 그가 모형에 많은 관심을 가졌다는 증거를 보지 못했다. 그리고 나는 Zel'dovich와 Dicke가 정상 모형에 진지한 관심을 갖았다고 생각할 이유도 발견하지 못했다.
Dicke와 Zel'dovich는 전쟁 연구로부터 나왔으니, Zel'dovich의 Arzamas-16에서 마친 핵무기에 대해서 그리고 Dicke는 미국의 MIT의 방사능 연구소에서 레이다와 다른 초단파 기술에 대해서였다. 둘다 생산적인 연구 그룹을 설립했다. Dicke의 중력 연구 그룹 (Dicke, Wilkinson, Peebles)은 Plate VI에 있고, Zel'dovich의 연구 그룹의 멥버와 소련의 중요한 관여자들 (Zel'dovich, Marx, Novikov ... Einasto, Doroshkevich ... Sunyaev)은 Plate VII에 사진이 있다.
Zel'dovich는 그의 흥미의 범위가 연소로부터 극초기 우주로의 입자물리학까지 걸쳐진 이론가였다. 나는 Zel'dovich가 우주의 축척까지 나머지의 표준 물리학과 더불어 일반상대성의 적용을 질문한 증거들을 보지 못했다. Dicke는 중력 물리학의 빈약한 경험적 시험에 화가 나서 그것들을 개선하기 시작했다. 그는 측정할 수 있는 경우에만 이론에 흥미를 가졌다. 나는 내 경험주의적 철학은 나 자신의 선택이라 여기는 편이지만, Dicke는 그것을 확실하게 보강했다.
내가 아는 한, Zel'dovich와 Dicke가 각기 우주론과 중력 물리학에서 연구 프로그램을 창안했을 때에는 서로를 알지 못했다. Zel'dovich는 Gamow가 우주론에서 해왔던 것들을 알았고 또한 흥미를 가졌ㅇ나, 처음에는 Gamow의 뜨거운 빅뱅이론이 가벼운 원소들의 풍부함에 관하여 알려진 것을 위반한다고 느꼈다. 그는 극초단파 배경 복사의 탐지로부터 빠르게 뜨거운 빅뱅이론의 증거를 인정했고, 그 분석에 주요한 공헌을 했다. 주목할 한 예는 은하단에서 뜨거운 플라즈마에 의한 극초단파 강도 스펙트럼에 대한 Sunyaev-Zel'dovich 효과이다. 여러개중 또하나는 표준 𝛬CDM 이론의 비바리온 물질의 원조였던 Alex Szalay의 뜨거운 암흑물질에 관한 생각에 영감을 준 뉴트리노 질량에 대한 Zel'dovich의 우주론적 영역이다.
Zel'dovich의 뉴트리노 저이 질량에 대한 사고가 헝가리의 Szalay와 Marxfh를 뜨거운 암흑물질을 고려하도록 했을 때 미국에서는 Cowsilk와 Mccelland는 독립적으로 고려하고 있었음을 또한 주목하자. 그리고 모스크바의 Doroshkevich와 Novikov가 우주 배경복사와 몇 켈빈에서 가능한 열적 원소를 생각하고 있을 때, 나는, 내가 아는 한 다시 양쪽에서 꽤 독립적으로, 프린스턴에서 같은 노선을 생각하고 있었다. (Figure 4.3 on p.152)
나는 소련의 Zel'dovich와 그의 동료들이, 소련 밖의 저널에의 지연된 접근성이나 자신의 연구의 출판의 제약과 소련 밖으로의 여행 등의 심각한 도전들에도 불구하고 우주론에 위대한 공헌을 하고 있었다는 독자들의 관심을 회피하지는 않겠다. 우주 극초단파 바의 최초 위성 측정은 소련에서 Relikt 미션(mission)에 의한 것이었다. 그것은 미국에서 COBE 위성 6년전인 1983년에 발사되었고 복사를 통해서 우리의 움직임에 의한 쌍극자(dipole) 비등방성의 분명한 지도를 만들었다(mapped). 소련의 붕괴는 이어지는 미션 Relikt-2의 발사를 방해했다. 우리는 자본주의 세계에서는 심각한 주식 시장의 붕괴가 COBE의 발사를 방해할 수 있다고 가정할 수 있는데, 반면에 소련의 소프트한 붕괴는 Relikt-2 미션의 완성을 허용할 수 있었다. 내가 얻은 교훈은 순수하게 호기심 추구의 연구는 최고 지도자들이 승인한다면 탄탄하게 제한적이고 권위적인 사회에서 융성할 수 있다는 것이다. 그것은 아마도 Zel'dovich가 우주론으로 향하기 전에, 소련 핵무기 프로그램의 성공에 기여한 바가 도움이 되었을 것이다. 그는 이 일로 사회주의 노동당의 한 영웅이 되었다.
Dicke는 천문학을 좋아했다; 그의 초기 출판들은 구상성단의 한 별의 복사 분포(1939) 그리고 태양와 달로부터의 극초단파 복사의 탐지 보고서(Dicke and Beringer 1946)를 포함한다. 전후에 그는 "양자 광학"이라 칭할 수 있는 생산적인 연구로 10년을 보냈다. 그는 1950년대 후반에 실험실의 위대한 기술적 진보를 경험적 중력 과학: 개선되고 새롭게 가능해진 고전적 중력 실험의 등한시된 주제에 적용하기로 결정했다.
내가 1958년에 대학원 초년생으로 프린스턴에 도착했을 때, 그의 중력 연구 그룹의 멤버들은 이미 우아한 중력 탐사 실험을 하고 있었고, 다른 사람들은 일식의 초기 관측의 날짜와 위치같은 (나에게는 불가해한) 것들을 검토하고 있었다. 그것은 우주가 진화하면서 장기간동안 감소했기 때문에 중력이 약해졋을 수 있다는 Dicke의 매혹에 의해 동기가 부여되었다. ... Dicke는 실험실에서의 여러 현상을 관찰하고 또한 중력에 관해 흥미로운 징조를 보여주는 다른 자연과학 분야에서 발견되기를 가장 좋아했다. 그의 영특한 실험 방법들은 다음의 것들로 성장했으니, 마지막 빙하기에 이은 대륙의 이동의 모니터링; 지하 폭팔을 모니터하는 지진계 네트워크; 중력 물리학의 정밀 시함하는 달의 레이저 추적; 그리고 우주의 구조와 진화에 관하여 그렇게 많은 것들을 가르쳐준 극초단파 기술이다 (Peebles 2017). Dicke는 신 중력물리학을 한 탐구를 포기한 적이 없었으나, 그가 형성한 그룹들이 관측과 이론의 다른 다양성들에 만족했다. 그의 중력 연구 그룹은 4세대로서 여전히 생산적이다.
1980년대 초에 Zel'dovich는 구조 형성의 팬케이크 그림의 열성적인 옹호자였다. 그것이 그렇게 분명하게 틀렸음에도 불구하고 소련에서 그 아이디어가 추구된 이유는 무엇일까? ... 모스크바 연구 그룹들은 당면한 이슈들에 대해 집중해야 했었는데, 탄탄한 집중은 더 큰 그림을 모호하게 만들 수 있다. 나는 여행의 심한 규제가 있었던 소련의 상황이 천문학을 더 잘 이해할 수 있는 독립적 그룹들과의 교류의 결핍을 초래하고 지성적 중심부가 모스크바 그룹의 집중을 깨뜨려서 정중앙(dead center)에서 벗어나게 했다고 추측한다. 이것은, 물론, 일어났다.
1990년대 이전에는 소수의 사람들이 우주론 연구에서 활동적이었다. 나는 이것은 주장하는 논쟁을 통과하지 못했던 우주론에서의 아이디어들의 지속성에 기여했다고 추측한다. 많은 예가 있다. 1949년 파리 모임에서의 "우주적 차원들의 기체적인 질량들의 운동"에 대한 Heisenberg의 판단을 고려해 보라. 난류(turbulent flow)가 규칙이고 층류(lamiar flow)는 인공적 예외라는 사실은 그로 하여금 균질한 팽창하는 우주에서의 층류의 비유는 의심스러운 개념이라고 추측하게 이끌었다. Hubble 흐름은 층류적-매끄럽고 규칙적-에 가깝다고 할 수 있으며 또한 이것은 과연 과도하게 특별한 초기 조건을 요청하지만, 일단 초기 조건이 갖추어지면 유체 흐름과는 달리 지수적으로(exponently) 불안정하지는 않다. 다른 예는 Gamow의 1954년 정상 우주론 옹호자 들에겍의 질문: 그래서 이 우주론의 1948년 버전에서 예상되는 나이의 넓은 퍼짐과 다르게, 당신은 무엇이 가까운 은하들의 나이의 명백하게 적당한 범위를 초래했는가? 나는 왜 Gamow의 질문이 그렇게 작은 관심을 끌었는가를 이해하지 못한다. 나는 이 선상의 한 예로 1980년대구조 형성의 팬케이크 그림을 든다. 그때는 더 많은 사람들이 우주론에서 활동적이었지만, 그러나 소련의 우주론자들은 대부분과 가깝게 상호 교류할 수 없었으니, 또한 우리는 커뮤니케이션이 필수적일 수 있음을 본다. 나는 1990년대에서의 예로서 팽창의 탈출 속도에서 우주 질량 밀도는 1/3 정도에 불과하다는 풍부한 일련의 증거들에 대한 부족한 영향력을 든다. 여기서 커뮤니케이션의 두 장벽들은 증거들이 적절히 평가되기에는 너무 흩어져있다는 것과 그리고 많은 사람들에게 Einsetein-de Sitter 모형은 잘못되기에는 너무나 우아하다는 것이었다. 우리 자신을 기만하려는 의지는 확실히 인간 본성(nature)의 한 기본 요소인데, 아마도 적응하기에 따라서는 심지어 유용할 수 있다. 아마도 자연과학의 많은 인구의 분야들에서도 이 효과의 예들이 있을 것이다. 그러나 우리는 우주론의 역사에서 또한 그러한 잘못들의 궁극적인 탐색과 수정의 예들을 본다.
자연과학에서의 정상적 코스처럼 우주론에서 대부분 연구는 Kuhn은 (1962), 잠재적으로 변혁적인 어떤 추구하는 아이디어들은 불가피하게 성공할 확률이 보통이지만, "우주론의 정상 과학"이라는 용어에 수긍할 것이다. Fred Hoyle은 철학이 주도하는 우주론의 꿈을 좇았다. Bob Dicke는 물리학의 차원없는 변수의 진화의 탐색을 꿈꾸었다. 두사람은 실패했지만, 우리는 우리는 그들의 과학에 대학 공헌을 찬양한다. 우리는 다음의 사람들도 찬양하는데; 은하들을 관측하여 우주론적 수축 변수를 측정하려고 노력한 Allan Sandage, 그는 한 진지한 도전적인 접근이었고; 더 효울적인 광자 검색기로 초신성의 관측에 의해서 이를 시도한 Stirling Colgate, 그러나 실패했고; 마침내 그들의 목표에 도달한 사람들; 그리고 선구자들이 예측할 수 없었던 방법: 극초단파 하늘의 가까운 관측으로 수축 변수에 대한 심각한 제한을 얻어냈던 사람들이다. 𝛬CDM 이론은 그것이 수많은 시험을 통과하는 의미에서 확립된다. 그러나 𝛬CDM 위에는 구름(clouds)과 그리고 또한 우리가 새롭고 아마도 혁신적인 무엇인가에 확실하게 도달할 것이라는 완성에 대한 꿈이 있다.
* Textbook: P. J. E. Peebles Cosmology's Century (Princeton University Press 2020) Chapter 1 and Chapter 10
p.s. '물리적 우주론'으로 2019년 노벨 물리학상을 받은 86세의 Jim Peebles가 수상 몇개월 전에 탈고했던
이 책은 우주론을 전공하려는 학부생과 비전문가 모두를 대상으로 집필했다는 현대 우주론 역사의 결정판!
특히, 최근까지의 우주론에 관련된 거의 모든 데이터들을 망라하고 있어 과연 노벨상 수상자의 저술답다고 생각됨.
마지막 장의 Gamow, Hoyle, 스승인 Dicke 그리고 특히 Zel'dovich에 관한 회상/리뷰가 이 책의 백미인 듯 ...
일단 다른 학습을 멈추고, 이 중요한 책의 처음과 마지막 장을 요약하여 우주론 학도들에게 소개함.. |
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