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ΛCDM 모형

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목차

1. 개요

ΛCDM 모형은 우주론의 표준 모형으로, 우주의 팽창 역사를 설명하는 데 사용된다. 이 모형은 암흑 에너지(Λ), 차가운 암흑 물질(CDM), 일반 물질(중입자), 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사로 구성된다. ΛCDM 모형은 1964년 우주 마이크로파 배경의 발견 이후 대폭발 우주론을 뒷받침하며 발전해 왔으며, 중입자 음향 진동과 약한 중력 렌즈 효과 등 다양한 관측 결과를 성공적으로 예측하고 검증했다. 그러나 허블 텐션, S8 텐션, 우주론적 리튬 문제, KBC 보이드, 작은 규모의 위기 등과 같은 문제점을 가지고 있으며, 우주의 등방성과 균질성을 위배하는 관측 결과도 나타나고 있다. 이러한 문제점을 해결하기 위해 퀸테선스, 수정 중력 이론, 초기 암흑 에너지 등 다양한 확장 모형이 연구되고 있다.

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ΛCDM 모형

2. 우주의 팽창 역사

ΛCDM 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량을 기반으로 우주의 팽창을 기술한다.[1] 우주의 팽창은 시간에 따라 변하는 척도인자 (a)로 나타내며, 허블 계수 (H(t))는 이 척도인자의 시간에 대한 변화율을 척도인자로 나눈 값으로 팽창 속도를 나타낸다. 프리드만 방정식에 따르면, 이 팽창 속도는 우주의 물질 및 복사 밀도, 곡률, 우주 상수에 의해 결정된다.[133]

우주는 초기에는 물질 밀도의 영향으로 감속 팽창을 하다가, 특정 시점 이후 암흑 에너지의 영향이 더 커지면서 가속 팽창으로 전환되었다. 플랑크 위성 관측 데이터에 따르면, 이 전환은 대략 척도인자 a \sim 0.6 또는 적색편이 z \sim 0.66에서 발생했다.

ΛCDM 모형은 먼 은하에서 오는 빛의 스펙트럼 흡수 또는 방출선의 적색편이와 초신성 광도 곡선의 시간 지연으로 나타나는 계량 공간의 팽창을 포함한다. 이 팽창은 중력의 영향을 받지 않는 물체 간의 거리를 증가시키지만, 은하와 같은 공간 내 물체의 크기를 증가시키지는 않는다. 또한, 일반 상대성 이론에 따르면 먼 은하들이 빛의 속도보다 빠른 속도로 서로 멀어지는 것을 허용한다. 국소적 팽창은 빛의 속도보다 느리지만, 먼 거리에 걸쳐 합산된 팽창은 집단적으로 빛의 속도를 초과할 수 있다.[7]

Λ (람다)는 우주 상수를 나타내며, 진공 에너지 또는 암흑 에너지와 연관되어 중력에 대항하는 현대의 공간 가속 팽창을 설명하는 데 사용된다. 2018년 암흑 에너지 탐사 결과와 Ia형 초신성을 통해 추정한 우주의 총 에너지 밀도에서 암흑 에너지의 비율(\Omega_{\Lambda})은 0.669 ± 0.038[8], ''플랑크'' 위성 데이터(2018년) 기준 0.6847 ± 0.0073[9]으로, 우주 질량-에너지 밀도의 68.3% 이상(2018년 추정)이다.

암흑 물질은 은하의 회전 곡선,[10] 은하단의 중력 렌즈 현상, 은하의 클러스터링 등에서 관측되는 중력 효과를 설명하기 위해 제안되었으며, 관측된 물질의 양으로는 설명할 수 없다.[11] ΛCDM 모형에서 차가운 암흑 물질은 다음과 같이 가정한다.


  • 비중입자: 양성자와 중성자 외의 물질로 구성
  • 차가움: 방사선-물질 평형 시대에 그 속도가 빛의 속도보다 훨씬 작음
  • 비소산: 광자를 방출하여 냉각될 수 없음
  • 비충돌: 암흑 물질 입자는 중력과 약력을 통해서만 상호 작용


암흑 물질은 우주 질량-에너지 밀도의 약 26.5%[12]를 차지한다. 나머지 4.9%[12]는 원자, 화학 원소, 가스, 플라즈마 등 가시적인 행성, 별, 은하를 구성하는 일반 물질이다. 은하와 은하단 내의 가시적인 별과 가스는 우주 질량-에너지 밀도에 대한 일반 물질 기여의 10% 미만을 차지하기 때문에 우주 일반 물질의 대부분은 보이지 않는다.[13]

이 모형은 단일 기원 사건인 빅뱅을 포함하며, 이는 폭발이 아니라 약 1015 K 온도에서 방사선을 포함하는 팽창하는 시공간의 갑작스러운 출현이었다. 이후 10−29초 이내에 1027 이상 규모 승수에 의한 우주 인플레이션이 뒤따랐다. 초기 우주는 수십만 년 동안 10,000 K 이상의 뜨거운 상태를 유지했으며, 이는 우주 마이크로파 배경 (CMB)으로 감지할 수 있다.

2. 1. 프리드만 방정식

우주의 팽창률은 제1 프리드만 방정식을 통해 물질 및 복사의 밀도 \rho와 곡률 k와 우주상수 \Lambda로 기술할 수 있다.[133]

:H^{2}=\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^{2}=\frac{8\pi G}{3}\rho-\frac{kc^{2}}{a^{2}}+\frac{\Lambda c^{2}}{3}.

여기서 c는 빛의 속력이며 G는 중력상수다. 임계밀도 \rho_{\mathrm{crit}}은 우주상수 \Lambda를 0으로 가정하면 곡률 k가 0인 오늘날 우주의 밀도가 된다. 이러한 조건을 프리드만의 방정식에 대입하면

:\rho_{\mathrm{crit}}=\frac{3H_{0}^{2}}{8\pi G}=1.878\ 47(23)\times10^{-26}\ h^{2}\ \mathrm{kg\ m^{-3}}.

여기서 h\equiv H_{0}/(100\ \mathrm{km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}})는 환산허블상수(reduced Hubble constant)다. 우주상수가 0이라면 임계밀도는 향후 우주가 다시 붕괴하여 빅크런치를 맞이할지, 영원히 팽창할지 구분하는 기준선이 되기도 한다. 양의 우주상수를 가지는 ΛCDM 모형의 경우, 우주는 총밀도가 임계밀도보다 약간 크거나 작더라도 영원히 팽창할 것으로 기대된다.

각 성분의 밀도는 곱해지는 척도인자 a의 멱이 다르다. 예를 들면 물질의 경우는 a^{-3}이 곱해진다. 그러므로 프리드만 방정식은 다음처럼 편의상 각 성분의 밀도계수로 다시 나타낼 수 있다.

:H(a)\equiv \frac{\dot{a}}{a}=H_{0}\sqrt{\left(\Omega_{c}+\Omega_{b}\right)a^{-3}+\Omega_{rad}a^{-4}+\Omega_{k}a^{-4}+\Omega_{\Lambda}a^{-3(1+w)}}

여기서 w는 암흑 에너지의 상태 방정식에 관한 계수이다.

2. 2. 척도인자와 허블 상수

우주의 팽창은 척도인자 a로 나타내며, 이는 시간에 따라 변한다. 현재를 기준으로 척도인자는 a_0 = a(t_0) = 1 로 정의된다. 여기서 아래첨자 0은 현재 값을 의미하며, t_0는 현재 우주의 나이를 나타낸다.[133] 척도인자는 특정 시점(t_{\mathrm{em}})에서 방출된 빛의 적색편이 (z)와 다음과 같은 관계를 가진다.[133]

:a(t_{\mathrm{em}})=\frac{1}{1+z}.

허블 매개변수 H(t)는 우주의 팽창률을 나타내는 값으로, 다음과 같이 정의된다.[133]

:H(t)\equiv \frac{\dot{a}}{a}.

여기서 \dot{a}은 척도인자의 시간에 대한 미분값이다. 제1 프리드만 방정식에 따르면, 허블 매개변수는 물질 및 복사의 밀도 (\rho), 곡률 (k), 우주상수 (\Lambda)로 표현할 수 있다.[133]

:H^{2}=\left(\frac{\dot{a}}{a}\right)^{2}=\frac{8\pi G}{3}\rho-\frac{kc^{2}}{a^{2}}+\frac{\Lambda c^{2}}{3}.

여기서 c는 빛의 속력, G는 중력상수이다.

임계밀도(\rho_{\mathrm{crit}})는 우주상수가 0일 때, 곡률 k가 0이 되는 현재 우주의 밀도를 의미한다. 이를 프리드만 방정식에 대입하면 다음과 같다.

:\rho_{\mathrm{crit}}=\frac{3H_{0}^{2}}{8\pi G}=1.878\ 47(23)\times10^{-26}\ h^{2}\ \mathrm{kg\ m^{-3}}.

여기서 h\equiv H_{0}/(100\ \mathrm{km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}})는 환산허블상수이다. ΛCDM 모형에서는 양의 우주상수를 고려하며, 이 경우 우주의 총밀도가 임계밀도와 약간 차이가 나더라도 우주는 영원히 팽창할 것으로 예상된다.

현재의 밀도계수(\Omega_{x})는 다음과 같이 정의된다.

:\Omega_{x}\equiv\frac{\rho_{x}(t=t_{0})}{\rho_{\mathrm{crit}}}=\frac{8\pi G\rho_{x}(t=t_{0})}{3H_{0}^{2}}.

여기서 아래첨자 x는 중입자 (b), 차가운 암흑물질 (c), 복사 (광자 및 상대론적 중성미자) (rad), 암흑에너지 (DE 또는 \Lambda)를 나타낸다.

프리드만 방정식은 각 성분의 밀도계수를 사용하여 다음과 같이 표현할 수 있다.

:H(a)\equiv \frac{\dot{a}}{a}=H_{0}\sqrt{\left(\Omega_{c}+\Omega_{b}\right)a^{-3}+\Omega_{rad}a^{-4}+\Omega_{k}a^{-4}+\Omega_{\Lambda}a^{-3(1+w)}}

여기서 w는 암흑 에너지의 상태 방정식 계수이다.

6변수 ΛCDM 모형에서는 \Omega_{k}=0과 w=-1을 가정하여 식을 단순화할 수 있다.

:H(a)=H_{0}\sqrt{\Omega_{m}a^{-3}+\Omega_{rad}a^{-4}+\Omega_{\Lambda}}.

복사 밀도가 매우 작다고 가정하면, 위 식의 해석적 해는 다음과 같다.[134]

:a(t)=\left(\Omega_{m}/\Omega_{\Lambda}\right)^{1/3}\ \sinh^{2/3}\left(t/t_{\Lambda}\right).

여기서 t_{\Lambda}\equiv 2/\left(3H_{0}\sqrt{\Omega_{\Lambda}}\right)이다.

우주의 팽창이 감속에서 가속으로 전환되는 시점은 다음과 같다.

:a=\left(\Omega_{m}/2\Omega_{\Lambda}\right)^{1/3}.

플랑크 위성 관측 자료에 따르면, 이 시점은 a\sim0.6 또는 z\sim 0.66에서 발생했다.

2. 3. 밀도 매개변수

우주의 각 구성 요소(물질, 복사, 암흑 에너지)의 밀도는 밀도 매개변수(\Omega)로 표현되며, 이들의 합은 1에 가깝다.[15] 밀도 매개변수는 현재의 각 성분 밀도를 임계 밀도로 나눈 값으로 정의된다.

:\Omega_{x}\equiv\frac{\rho_{x}(t=t_{0})}{\rho_{\mathrm{crit}}}=\frac{8\pi G\rho_{x}(t=t_{0})}{3H_{0}^{2}}.

여기서 아래첨자 x는 중입자의 경우 b, 차가운 암흑물질의 경우 c, 복사(광자 및 상대론적 중성미자)의 경우 rad, 암흑에너지의 경우 DE 내지 \Lambda로 나타낸다. 임계 밀도(\rho_{\mathrm{crit}})는 우주상수가 0일 때 우주의 곡률을 0으로 만드는 밀도이다.

:\rho_{\mathrm{crit}}=\frac{3H_{0}^{2}}{8\pi G}=1.878\ 47(23)\times10^{-26}\ h^{2}\ \mathrm{kg\ m^{-3}}.

여기서 h\equiv H_{0}/(100\ \mathrm{km\ s^{-1}\ Mpc^{-1}})는 환산허블상수(reduced Hubble constant)다.

각 성분의 밀도는 척도인자 a의 멱에 따라 다르게 변화한다. 예를 들어 물질의 밀도는 a^{-3}에 비례한다. 프리드만 방정식은 각 성분의 밀도 매개변수를 이용하여 다음과 같이 표현할 수 있다.[15]

:H(a)\equiv \frac{\dot{a}}{a}=H_{0}\sqrt{\left(\Omega_{c}+\Omega_{b}\right)a^{-3}+\Omega_{rad}a^{-4}+\Omega_{k}a^{-4}+\Omega_{\Lambda}a^{-3(1+w)}}

여기서 w는 암흑 에너지의 상태 방정식에 관한 계수이다. 이 식에서 각 \Omega 계수의 총합은 1이 된다.

2. 4. 팽창에서 가속 팽창으로의 전환

ΛCDM 모형에서 우주의 팽창은 척도인자(a)를 통해 나타내며, 이 척도인자는 시간에 따라 변한다. 우주의 팽창 속도는 허블 계수 H(t)로 표현되는데, 이는 척도인자의 시간에 대한 변화율을 척도인자로 나눈 값이다. 프리드만 방정식에 따르면, 이 팽창 속도는 우주의 물질 및 복사 밀도, 곡률, 그리고 우주 상수에 의해 결정된다.[133]

우주는 초기에는 물질 밀도의 영향으로 감속 팽창을 하다가, 특정 시점 이후 암흑 에너지의 영향이 더 커지면서 가속 팽창으로 전환되었다. 이 전환점은 척도인자의 이차 미분값이 0이 되는 지점으로, 척도인자 a에 대한 식으로 표현하면 다음과 같다.

:a=\left(\Omega_{m}/2\Omega_{\Lambda}\right)^{1/3}.

플랑크 위성의 관측 데이터에 따르면, 이 전환은 대략 a ~ 0.6 또는 적색편이 z ~ 0.66에서 발생했다.

3. 발전사

ΛCDM 모형은 여러 관측적 증거를 통해 발전해왔다. 1964년 우주 마이크로파 배경(CMB)이 발견되면서 대폭발 우주론의 핵심 예측 중 하나가 입증되었고, 우주가 뜨겁고 조밀한 상태에서 시작하여 팽창해왔다는 설이 널리 받아들여졌다.[135] 1970년대에는 중입자로만 구성된 우주 모형이 주목받았으나, CMB의 비등방성을 통해 은하 형성을 설명하는 데 어려움이 있었다. 1980년대 초 차가운 암흑물질(CDM)이 중입자 물질을 압도하는 경우 이 문제가 해결될 수 있다는 것이 밝혀졌고, 급팽창 이론은 임계 밀도를 가진 우주 모형이 합리적임을 보였다.

1980년대에는 CDM 모형(차가운 암흑물질 95%, 중입자 물질 5%)이 은하와 은하단 형성에 성공했지만, 허블 상수 문제와 은하 군집 현상 규모 문제 등은 여전히 해결되지 않았다. 이러한 문제는 1992년 우주배경 탐사선이 CMB 비등방성을 발견하면서 분명해졌다.

1990년대 중반부터 ΛCDM 모형과 CDM의 수정 모형들이 고려되었고, 1998년 우주의 가속 팽창 발견으로 ΛCDM 모형은 주류로 부상했다. 2000년 BOOMERanG 실험과 2001년 2dFGRS 탐사는 우주 총밀도와 물질 밀도의 차이를 통해 우주 상수(암흑 에너지) 존재를 뒷받침했다. 2003년부터 2010년까지 WMAP, 2013년부터 2015년까지 플랑크의 정밀 관측은 ΛCDM 모형을 더욱 뒷받침했다.[135]

현재 ΛCDM 모형의 여러 측면에 대한 활발한 연구가 진행 중이며, 특히 허블 텐션과 CMB dipole|CMB 쌍극자영어 등 최근 관측과의 대립을 해결하려는 노력이 이루어지고 있다.[135]

3. 1. 우주 마이크로파 배경(CMB) 발견

우주 마이크로파 배경의 발견은 1964년에 이루어졌으며, 이는 대폭발 우주론에서 예측한 핵심 사항 중 하나를 입증하였다. 이 발견을 기점으로 우주는 뜨겁고 조밀한 상태에서 시작하여 시간에 따라 팽창하였다는 이론이 널리 받아들여지게 되었다. 우주의 팽창률은 우주에 존재하는 물질-에너지의 종류와, 우주의 총밀도가 임계밀도라는 기준 밀도보다 큰지 작은지에 따라 결정되었다.

1992년 우주배경 탐사선이 우주 마이크로파 배경의 비등방성을 발견하면서, ΛCDM 모형과 차가운 암흑물질 및 뜨거운 암흑물질의 혼합 모형 등 CDM 모형을 수정한 다양한 모형들이 1990년대 중반부터 진지하게 고려되기 시작했다. 1998년 우주의 가속 팽창이 발견되면서 ΛCDM 모형은 주류 우주론 모형으로 부상하였고, 이후 여러 관측 결과들이 이를 뒷받침하였다. 2000년 BOOMERanG 실험은 우주의 총밀도가 임계밀도와 거의 같음을 보였고, 2001년 2dFGRS 탐사는 우주의 물질 밀도가 임계밀도의 약 25%임을 확인했다. 이러한 차이는 양의 우주상수(암흑 에너지) 존재를 시사한다. 2003년부터 2010년까지 WMAP이, 2013년부터 2015년까지 플랑크가 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 관측하여 ΛCDM 모형을 더욱 뒷받침하고 변수 값을 정확하게 결정하였다.

3. 2. 차가운 암흑 물질(CDM) 모형의 등장

1970년대에는 중입자로만 이루어진 우주 모형이 주목받았지만, 우주 마이크로파 배경의 비등방성을 통해 은하 형성을 설명하는 데 큰 어려움이 있었다. 1980년대 초, 차가운 암흑물질(CDM)이 중입자 물질보다 압도적으로 많은 경우 이 문제가 해결될 수 있다는 사실이 밝혀졌다. 같은 시기 급팽창 이론이 부상하면서 임계 밀도를 가진 우주 모형이 합리적일 수 있음을 보였다.

1980년대에는 차가운 암흑물질 95%와 중입자 물질 5%로 이루어져 물질 밀도가 임계 밀도와 동일한 CDM 모형이 각광받았다. 이 모형은 은하와 은하단 형성에 대한 적절한 설명을 제공하며 성공을 거두었지만, 몇 가지 문제점이 있었다. 특히, CDM 모형은 관측에서 선호하는 것보다 작은 허블 상수를 필요로 했고, 1988년에서 1990년 사이에는 은하의 군집 현상 규모가 예상보다 더 크다는 것이 관측되었다.

3. 3. 우주 팽창 가속화의 발견

1998년 Ia형 초신성 관측을 통해 우주의 가속 팽창이 발견되면서, ΛCDM 모형은 주류 우주론 모형으로 부상하였다.[135] 이는 곧바로 다른 관측들로도 뒷받침되었다. 2000년 BOOMERanG 우주 마이크로파 배경 실험단은 우주의 총밀도가 임계밀도와 거의 완전히 같음을 보였고, 2001년 2dFGRS 은하 적색편이 탐사단은 우주의 물질 밀도가 임계밀도의 약 25%임을 보였다. 두 값의 차이는 양의 우주상수(암흑 에너지)가 존재한다는 사실을 뒷받침한다.

3. 4. COBE, WMAP, 플랑크 위성

우주배경 탐사선(COBE)은 1992년에 우주 마이크로파 배경 비등방성을 발견하여 ΛCDM 모형을 비롯한 여러 CDM 모형들이 진지하게 고려되도록 하였다. 1998년 우주의 가속 팽창이 발견되면서 ΛCDM 모형은 주류 우주론 모형으로 부상하였다.[135]

2000년 BOOMERanG 실험은 우주의 총밀도가 임계밀도와 거의 일치함을 보였고, 2001년 2dFGRS는 우주의 물질 밀도가 임계밀도의 약 25%임을 보였다. 이 두 값의 차이는 양의 우주상수(암흑 에너지) 존재를 뒷받침한다.

2003년부터 2010년까지 WMAP이, 2013년부터 2015년까지 플랑크가 우주 마이크로파 배경을 정밀하게 관측하여 ΛCDM 모형을 뒷받침하고 변수 값을 정확하게 결정하였다. 오늘날 이러한 우주론 변수는 오차율이 1%보다 작다.[135]

이러한 관측 임무들은 ΛCDM 모형의 매개변수 값을 정밀하게 측정하고, 모형을 더욱 발전시키는 데 기여했다.

3. 5. ΛCDM 모형에 대한 비판과 대안 모형

최근 ΛCDM 모형과 상충하는 관측 결과들이 나오면서, 일부 연구자들은 수정 뉴턴 역학(MOND) 등의 대안 모형을 제시하고 있다.[135][136]

모르데하이 밀그롬, Stacy McGaugh|스테이시 맥고영어, Pavel Kroupa|파벨 크로우파영어는 은하 형성의 관점에서 ΛCDM 모형의 암흑물질 비율에 관해 오랫동안 비판해왔고, 그 대안으로 수정 뉴턴 역학을 지지하였다. 이러한 가설에 따르면 Modified Gravity theory|수정 중력 이론영어이나 tensor-vector-scalar gravity|텐서-벡터-스칼라 중력 이론영어처럼 아인슈타인의 장방정식과 프리드만의 방정식을 수정할 필요가 있다.

그밖에 이론적인 측면에서 암흑에너지나 암흑물질을 설명하기 위해 일반 상대성의 우주론적 대안으로 제안되는 이론은 갈릴레온 이론, brane cosmology|막 우주론영어, DGP model|DGP 모형영어, massive gravity|무거운 중력영어이나 그 확장판인 Bimetric gravity|바이메트릭 중력영어 같은 scalar-tensor theory|스칼라-텐서 이론영어과 f(R) gravity|f(R) 중력영어이 있다.

4. 구성 요소

ΛCDM 모형은 우주의 구성 요소를 암흑 에너지, 암흑 물질, 일반 물질(중입자), 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사 등으로 설명한다.

ΛCDM, 우주의 가속화된 확장. 137억년 전 대폭발/급팽창 시대부터 현재까지를 나타낸다.


ΛCDM 모형은 메트릭 공간이 팽창한다고 설명한다. 이는 먼 은하에서 오는 빛의 흡수·방출선 스펙트럼의 적색편이나 초신성 광도 곡선이 붕괴할 때 관측되는 시간 팽창에서 알 수 있다. 이러한 팽창으로 인해 중력적으로 간섭받지 않는 천체 사이의 거리는 증가하지만, 은하와 같은 천체 자체의 크기는 공간적으로 늘어나지 않는다. 또한, 먼 은하들은 서로 광속보다 빠른 속력으로 멀어질 수 있는데, 이는 국소적인 공간 팽창 효과가 누적된 결과이다.[7]

우주의 총 에너지 밀도에서 아주 작은 일부분(약 0.01%)은 우주 마이크로파 배경 복사 형태이며, 0.5% 미만은 우주 배경 중성미자 형태로 존재한다. 이들의 밀도는 오늘날 매우 작지만, 먼 과거에는 훨씬 컸다.[131]

ΛCDM 모형은 "빅뱅"이라는 한 차례의 사건을 포함하지만, 이는 물리적인 폭발이 아니라 온도가 약 1015K이며 복사로 이루어진 팽창하는 시공간이 갑작스레 나타난 것을 뜻한다. 직후 급팽창 이론에 따라 공간은 지수함수적으로 팽창하였다. 초기 우주는 수십만 년 동안 뜨거웠으며, 이는 오늘날 우주 마이크로파 배경(CMB)이라 불리는 저에너지 복사를 통해 관측 가능하다. "빅뱅" 시나리오는 우주의 팽창, 가벼운 원소(수소, 헬륨, 리튬)의 분포, 우주 마이크로파 배경의 미세한 불균일(비등방성)에 관한 관측과 일치한다.[130]

4. 1. 암흑 에너지 (Λ)

ΛCDM 모형에서 문자 \Lambda(람다)는 우주상수를 나타내며, 현대 우주론에서는 이것을 오늘날 우주가 중력의 견인 효과와는 반대로 가속 팽창하는 이유를 설명하는 데 쓰이는 vacuum energy|진공 에너지영어나 암흑 에너지와 상관있는 것으로 보고 있다.[129][130] 우주상수는 음의 압력 p = -\rho c^{2} 을 가지며, 이 압력은 일반 상대성이론에 의거하여 가속 팽창을 유발하는 응력-에너지 텐서에 기여한다.

2018년 Ia형 초신성을 활용한 Dark Energy Survey|암흑 에너지 탐사영어에 의하면 완전히 평탄하거나 거의 평탄한 우리 우주의 총 질량-에너지 밀도에서 암흑 에너지가 차지하는 비율 \Omega_{\Lambda} 는 0.669\pm 0.038 이다.[129] 플랑크 위성의 2018년 관측 자료 공개에 의하면 0.6847\pm 0.0073 혹은 우주의 질량-에너지 밀도의 68.3% 이상으로 추정된다.[130]

4. 2. 암흑 물질 (CDM)

암흑물질은 은하의 회전 곡선이 평탄한 문제, 은하단 내 은하들의 운동, 중력 렌즈 효과 등을 설명하기 위해 도입된, 빛과 상호작용하지 않는 미지의 물질이다.[11] ΛCDM 모형에서는 차가운 암흑 물질(CDM)을 가정하며, 이는 입자물리학의 표준 모형 너머의 새로운 입자일 가능성이 높다.

차가운 암흑 물질의 성질은 다음과 같다.

  • 비중입자성: 양성자와 중성자(그리고 관례상 중입자로 취급되는 전자)와는 다른 종류의 물질로 구성된다.[11]
  • 차가움: 암흑물질 입자의 속력은 복사의 밀도와 물질의 밀도가 동일하던 시기에 광속보다 매우 작았다. (따라서 중입자가 아니면서 차갑지 않은 중성미자는 암흑물질 후보에서 제외된다.)[11]
  • 비산일성: 광자를 방출하여 식을 수 없다.[11]
  • 비충돌성: 암흑물질 입자는 중력 상호작용과 (아마도) 약한 상호작용으로만 다른 입자와 상호작용한다.[11]


암흑물질은 우주의 총 질량-에너지 밀도의 약 26.5%를 차지한다.[12] 나머지 4.9%는 원자, 기체, 플라스마와 같이 행성, 별, 은하를 이루는 일반 물질로 구성되어 있다.[12] 하지만, 일반 물질의 대부분은 관측되지 않으며, 은하와 은하단에서 관측 가능한 별과 기체는 일반 물질이 우주 총 질량-에너지 밀도에 기여하는 정도의 10% 미만이다.[13]

4. 3. 일반 물질 (중입자)

ΛCDM 모형에서 일반 물질은 양성자, 중성자, 전자 등으로 구성된, 우리가 관측할 수 있는 물질이다. 원자, 기체, 플라스마와 같이 행성, 별, 은하를 이루는 물질의 형태로 관측된다.[131] 그러나 은하와 은하단에서 관측할 수 있는 별과 기체는 일반 물질이 우주의 총 질량-에너지 밀도에 기여하는 값의 10%도 되지 않기 때문에, 일반 물질의 대다수는 보이지 않는다.[132]

암흑물질을 제외하면 우주 전체 에너지 밀도에서 일반 물질이 차지하는 비중은 약 4.9%에 불과하다.[131]

4. 4. 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사

ΛCDM 모형에서 우주 마이크로파 배경(CMB)은 빅뱅 이후 수십만 년 동안 뜨거운 상태(10,000K 이상)를 유지하던 초기 우주에서 나온 잔류 저에너지 복사로, 하늘의 모든 방향에서 관측 가능하다.[130] 1964년 우주 마이크로파 배경 복사(CMB)의 발견은 빅뱅 우주론의 핵심 예측을 확인시켜 주었다. 그 시점부터 우주는 뜨겁고 밀도가 높은 상태에서 시작하여 시간이 지남에 따라 팽창해 왔다는 것이 일반적으로 받아들여졌다. 팽창 속도는 우주에 존재하는 물질과 에너지의 종류에 따라 달라진다.[130]

1970년대에는 대부분 순수한 중입자 모델에 관심이 집중되었지만, CMB의 작은 비등방성(당시의 상한값)을 고려할 때, 은하 형성을 설명하는 데는 어려움이 있었다. 1980년대 초, 냉암흑 물질이 중입자를 지배한다면 이러한 문제가 해결될 수 있다는 것이 인식되었다.[130]

우주 급팽창과 입자물리학의 표준 모형을 곁들인 "대폭발" 시나리오는 우주의 팽창과 우주에 있는 가벼운 원소(수소, 헬륨, 리튬)의 분포와 우주 마이크로파 배경의 미세한 불균일(비등방성)에 관한 관측과 일치하는 유일한 우주 모형이다.[130]

플랑크 위성의 데이터는 우주 마이크로파 배경에서 두 가지 측면에서 반구적 편향을 보여준다. 하나는 평균 온도(즉, 온도 변동)에 관한 것이고, 다른 하나는 섭동 정도의 더 큰 변화(즉, 밀도)에 관한 것이다. 유럽 우주국(플랑크 위성의 관리 기관)은 실제로 CMB의 이러한 비등방성이 통계적으로 유의미하며 더 이상 무시할 수 없다고 결론지었다.[30]

이미 1967년에 데니스 시아마는 우주 마이크로파 배경이 상당한 쌍극자 비등방성을 가지고 있다고 예측했다.[31][32] 최근 몇 년 동안 CMB 쌍극자를 시험했으며, 그 결과는 먼 전파 은하[33] 및 퀘이사[34]에 대한 우리의 운동이 우주 마이크로파 배경에 대한 우리의 운동과 다르다는 것을 시사한다. 이는 우주론적 원리에 모순된다.[34]

CMB 쌍극자는 여러 다른 관측을 통해 암시된다. 첫째, 우주 마이크로파 배경 내에서도 CMB 쌍극자에서 기원할 수 있는 기묘한 방향 정렬[37]과 이상한 패리티 비대칭성[38]이 있다.[39]

그럼에도 불구하고 일부 저자들은 우주 마이크로파 배경 온도 지도를 연구하여 지구 주변의 우주가 높은 유의미성으로 등방성이라고 진술했다.[46]

5. 주요 특징 및 성공

ΛCDM 모형은 2000년 이전의 여러 관측 결과들을 설명하는 데 성공했을 뿐만 아니라, 이후의 관측들을 예측하고 검증하는 데도 성공했다. 2005년에는 예측된 위치에서 중입자 음파 진동이 발견되었고, 2000년에는 여러 연구 단체가 약한 중력렌즈의 통계 분포를 처음으로 관측했다.[137] 2002년에는 우주배경복사에서 ΛCDM 모형이 예측한 편광을 발견했다.[137]

2015년 플랑크 관측 자료[138]에서는 모형이 예측한 대로 온도 파워 스펙트럼(TT)에서 7개의 봉우리, 온도-편광 교차 스펙트럼(TE)에서 6개의 봉우리, 편광 파워 스펙트럼(EE)에서 5개의 봉우리가 확인되었다. 모형에 사용되는 6가지 자유 매개변수는 TT 스펙트럼으로 값의 범위를 제한할 수 있으며, 이를 통해 TE 스펙트럼과 EE 스펙트럼을 수 퍼센트의 정밀도로 예측할 수 있다.

6. 문제점 및 과제

ΛCDM 모형은 여러 관측 결과를 성공적으로 설명해왔지만, 몇 가지 문제점과 과제를 안고 있다.
주요 문제점


  • 관측과의 불일치: ΛCDM 모형은 몇몇 관측 결과와 일치하지 않는 모습을 보인다. 대표적인 사례는 다음과 같다.
  • 허블 텐션: 우주 마이크로파 배경(CMB) 복사를 통해 측정한 허블 상수 값과 국부적인 거리 사다리를 통해 측정한 허블 상수 값 사이에 유의미한 차이가 존재한다.
  • S8 텐션: ΛCDM 모형에서 예측하는 S_{8} 변수 값과 실제 관측 결과가 2\sigma에서 3\sigma 정도의 통계적 유의 수준으로 일치하지 않는다.
  • 우주론적 리튬 문제: ΛCDM 모형을 활용한 시뮬레이션과 실제 우주 관측에서 나타나는 리튬의 양에 차이가 있다.
  • KBC 보이드: 우리 은하를 포함하고 있는 저밀도 공간인 KBC 보이드의 존재는 ΛCDM 모형에 대한 의문을 제기한다.
  • 엘 고르도 은하단 문제: 초기 우주에 있는 거대한 상호 작용 은하단인 엘 고르도의 특성은 ΛCDM 모형과 크게 상충한다.
  • 이론적 문제: ΛCDM 모형의 핵심 구성 요소인 암흑 물질과 암흑 에너지의 정체는 아직 밝혀지지 않았다. 또한, 이론적으로 예측되는 우주 상수의 값과 실제 관측값 사이에 큰 차이가 존재하는 우주 상수 문제도 해결해야 할 과제이다.
  • 우주론적 원리 위반 가능성: 최근 관측 결과는 우주가 큰 규모에서 등방성 및 균질성을 위배할 수 있다는 증거를 제시한다. 이는 ΛCDM 모형의 근간이 되는 우주론적 원리에 대한 의문으로 이어진다.

ΛCDM 모형의 특징

  • ΛCDM 모형은 팽창하는 계량 공간을 포함하며, 이는 먼 은하의 적색편이와 초신성 광도 곡선의 시간 지연을 통해 관측된다. 이러한 현상은 도플러 효과로 설명된다.
  • ΛCDM 모형에서는 먼 은하들이 빛보다 빠른 속도로 멀어질 수 있다.[7]
  • 우주 상수 Λ (람다)는 암흑 에너지와 관련되어 우주의 가속 팽창을 설명한다. 암흑 에너지 탐사에 따르면 암흑 에너지 비율(\Omega_{\Lambda})은 0.669 ± 0.038,[8] ''플랑크'' 위성 데이터로는 0.6847 ± 0.0073이며,[9] 이는 우주 질량-에너지 밀도의 68.3% 이상(2018년 추정)이다.
  • 암흑 물질은 차가운 암흑 물질로 가정되며, 은하의 회전 곡선,[10] 중력 렌즈 현상, 은하 클러스터링 등을 설명한다.[11] 암흑 물질은 비중입자, 차가움, 비소산, 비충돌의 특징을 가지며, 우주 질량-에너지 밀도의 약 26.5%[12]를 차지한다. 나머지 4.9%[12]는 일반 물질로 구성되는데, 이 중 대부분은 보이지 않는다.[13]
  • ΛCDM 모형은 빅뱅과 우주 인플레이션을 포함하며, 이는 우주 마이크로파 배경(CMB)의 존재와 빅뱅 핵합성으로 생성된 우주의 가벼운 원소 분포와 일치한다. 또한, CMB의 "지평선 문제"를 해결한다.
  • ΛCDM 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량, 프리드만 방정식, 상태 방정식을 사용한다.[1]

ΛCDM 모형의 발전 과정ΛCDM 모형은 1964년 우주 마이크로파 배경 복사(CMB) 발견으로 빅뱅 우주론이 널리 받아들여진 이후, 1980년대 냉암흑 물질 모델을 거쳐, 1990년대 우주 배경 탐사선의 CMB 비등방성 발견으로 수정되었다. 1998년 가속 팽창 우주 관측 이후 ΛCDM 모델이 선도적인 모델이 되었으며, WMAP과 ''플랑크'' 위성의 정밀 관측으로 뒷받침되었다.
대안 이론ΛCDM 모형의 문제점을 해결하기 위해 수정 뉴턴 역학(MOND) 이론, 수정 중력 이론(MOG 이론), 텐서-벡터-스칼라 중력 이론(TeVeS 이론) 등 다양한 대안 이론들이 제시되고 있다.

6. 1. 이론적 문제

ΛCDM 모형은 여러 관측 결과를 잘 설명하지만, 몇 가지 이론적인 문제점을 안고 있다.

  • 암흑 물질과 암흑 에너지의 정체: ΛCDM 모형의 핵심 구성 요소인 암흑 물질과 암흑 에너지의 정체는 아직 밝혀지지 않았다. 암흑 물질 입자를 찾기 위한 광범위한 탐색이 진행 중이지만, 아직까지 뚜렷한 결과를 얻지 못했다.[135][136][139] 암흑 에너지는 실험실에서 검출하기가 거의 불가능하며, 그 값은 이론적으로 예측되는 진공 에너지와 비교했을 때 극도로 작다.
  • 우주 상수 문제: 이론적으로 예측되는 우주 상수의 크기와 실제 관측되는 우주 상수의 크기 사이에는 엄청난 차이가 존재한다. 이는 현대 물리학의 가장 큰 난제 중 하나로 꼽힌다.
  • 허블 텐션: 우주 마이크로파 배경 복사를 기반으로 측정한 허블 상수 값과 Ia형 초신성과 같은 천문학적 거리 측정값을 기반으로 측정한 허블 상수 값 사이에 통계적으로 유의미한 차이가 존재한다. 이를 허블 텐션이라고 부르며, ΛCDM 모형의 주요 문제점으로 지적되고 있다.[19][61][18][20]
  • 왜소 은하 문제: 차가운 암흑 물질 시뮬레이션 결과는 우리 은하와 같은 은하 주변에 실제로 관측되는 것보다 더 많은 수의 작은 왜소 은하가 존재해야 한다고 예측한다.[87]
  • 우주론적 원리 위반 가능성: ΛCDM 모형은 우주가 충분히 큰 규모에서 모든 방향(등방성)과 모든 위치(균질성)에서 동일하게 보인다는 우주론적 원리를 전제로 한다. 그러나 최근 연구 결과에 따르면 우주론적 원리가 위반될 수 있다는 증거들이 제시되고 있으며, 이는 ΛCDM 모형의 근본적인 가정에 의문을 제기한다.[18][43][24]


이러한 이론적 문제점들로 인해 일부 우주론자들은 ΛCDM 모형을 수정하거나 대체할 새로운 우주론 모형을 찾아야 한다고 주장한다.[135][136][139]

6. 2. 관측과의 불일치

ΛCDM 모형은 여러 관측 결과와 불일치를 보이며, 일부 우주론자들은 이 모형을 대체할 필요가 있다고 생각한다.[135][136][139] 이러한 불일치는 모형의 수정 또는 대안 모형의 필요성을 시사한다. 주요 불일치 사례는 다음과 같다:

  • 허블 텐션: 우주 마이크로파 배경 복사를 통해 측정한 허블 상수 값과 국부적인 거리 사다리를 통해 측정한 허블 상수 값 사이에 유의미한 차이가 존재한다.
  • S8 텐션: ΛCDM 모형에서 S_{8} 변수 예측과 실제 관측 결과가 2\sigma에서 3\sigma 정도의 통계적 유의 수준으로 일치하지 않는다.
  • 우주론적 리튬 문제: ΛCDM 모형을 활용한 시뮬레이션과 실제 우주 관측에서 나타나는 리튬의 양은 차이가 있다.
  • KBC 보이드: 우리 은하를 포함하고 있는 저밀도 공간인 KBC 보이드의 존재는 ΛCDM 모형에 대한 의문을 제기한다.
  • 엘 고르도 은하단: 초기 우주에 있는 거대한 상호 작용 은하단인 엘 고르도의 특성은 ΛCDM 모형과 강한 불일치를 보인다.
  • 등방성 및 균질성 위배: 최근 관측 결과는 우주가 큰 규모에서 등방성을 위배할 수 있다는 증거를 제시하며, 이는 ΛCDM 모형의 근간이 되는 우주론적 원리에 대한 의문으로 이어진다.
  • 작은 규모 위기: ΛCDM 모형은 은하 이하 규모에서 예측과 관측 사이에 차이를 보인다.


이 외에도 ΛCDM 모형은 다음과 같은 특징을 가지며, 여러 관측 결과와 비교하여 검증이 진행 중이다.

ΛCDM 모형은 1998년 가속 팽창 우주 관측 이후 선도적인 우주 모형으로 자리 잡았으며, WMAP과 ''플랑크'' 위성의 정밀 관측으로 뒷받침되고 있다. 그러나 여전히 해결되지 않은 문제점들이 존재하며, 이를 극복하기 위해 수정 뉴턴 역학(MOND) 이론, 수정 중력 이론(MOG 이론) 등 다양한 대안 이론들이 제시되고 있다.

6. 2. 1. 허블 텐션

우주 마이크로파 배경(CMB) 복사를 통해 측정한 허블 상수 값과 국부적인 거리 사다리를 통해 측정한 허블 상수 값 사이에 유의미한 차이가 존재하는데, 이를 허블 텐션이라고 부른다.[60]

허블 텐션은 우주론에서 ΛCDM 모형의 주요 문제로 널리 알려져 있다.[19][61][18][20] 2021년 12월, ''내셔널 지오그래픽''은 허블 텐션 불일치의 원인이 알려지지 않았다고 보도했다.[62] 그러나 우주론적 원리가 실패하면 허블 상수와 허블 텐션에 대한 기존의 해석을 수정해야 하며, 이는 허블 텐션을 해결할 수 있을 것이다.[18][43]

일부 연구자들은 허블 텐션이 KBC 보이드로 완전히 설명될 수 있다고 가정한다. 이들은 보이드 내부의 은하 초신성을 측정하면 허블 상수의 우주론적 측정값보다 더 큰 국소 허블 상수 값을 얻을 것으로 예측한다.[63] 그러나 다른 연구에서는 관측에서 이에 대한 증거를 찾지 못했으며, 주장된 과소 밀도의 규모가 그 반경을 넘어 확장되는 관측과 양립할 수 없다는 것을 발견했다.[64] 이후 이 분석에서 중요한 결함이 지적되었고, 허블 텐션이 실제로 KBC 보이드에서 유출되어 발생할 가능성이 열려있다.[58]

허블 텐션으로 인해 다른 연구자들은 ΛCDM 모형을 넘어선 새로운 물리학을 요구하고 있다.[60] 모리츠 하슬바우어 등의 연구진은 MOND가 허블 텐션을 해결할 것이라고 제안했다.[58] 마크 카미온코프스키가 이끄는 또 다른 연구진은 ΛCDM을 대체하기 위해 초기 암흑 에너지를 가진 우주론적 모형을 제안했다.[65]

6. 2. 2. S8 텐션

ΛCDM 모형에서 S_{8} 변수는 후기 우주의 물질 요동 진폭을 정량화하는 값으로, 다음과 같이 정의된다.

: S_{8}\equiv \sigma_{8}\sqrt{\Omega_{m}/0.3}

이 S_{8} 값에 대해 ΛCDM 모형의 예측과 실제 관측 결과가 2\sigma에서 3\sigma 정도의 통계적 유의 수준으로 일치하지 않는다.[135] 이는 우주 마이크로파 배경(CMB) 관측과 약한 중력 렌즈 효과 관측에서 얻은 S_{8} 값 사이에 불일치가 존재함을 의미하며, ΛCDM 모형의 주요 문제점 중 하나로 꼽힌다.

6. 2. 3. 우주론적 리튬 문제

ΛCDM 모형을 활용한 시뮬레이션과 실제 우주 관측에서 나타나는 리튬의 양은 차이가 있다.[135][187] 실제로 우주에서 관측되는 리튬의 양은 ΛCDM 모형에서 예측되는 양의 1/3에서 1/4 수준이다.[187][135] 계산에 오류가 없다면, 이 문제를 해결하기 위해서는 ΛCDM 모형을 넘어서는 새로운 우주 모형이 필요할 수 있다.[187]

6. 2. 4. KBC 보이드

KBC 보이드는 우리 은하를 포함하고 있는 저밀도 공간으로서, 지름이 600MPc에 달할 정도로 크다.[172][173][135] 일부 연구자의 주장에 따르면, KBC 보이드가 존재한다는 사실은 우주배경복사가 z=1100 무렵의 중입자 밀도 요동을 반영한다는 가정이나 아인슈타인의 일반 상대성이론을 위배하며, 둘 중 어느 것 하나가 옳든 ΛCDM 모형을 위반한다고 주장한다.[174] 반면, KBC 보이드 정도로 거대한 슈퍼보이드 역시 ΛCDM 모형으로 설명할 수 있다는 주장도 있다.[175]

6. 2. 5. 엘 고르도 은하단

엘 고르도는 조금 이른 우주(z=0.87)에 있는 상호작용 은하단이다. 적색편이, 질량, 충돌 속도 면에서 엘 고르도의 극단적인 성질은 6.16\sigma의 통계적 유의로 ΛCDM 모형과 크게 상충하지만,[170] 수정 뉴턴 역학(MOND)의 틀에서 실행된 우주론 시뮬레이션 결과와는 일치한다. 수정 뉴턴 역학 기반이 구조 생성을 더 빠르게 구현하기 때문이다.[171]

6. 2. 6. 등방성 및 균질성 위배

ΛCDM 모형은 우주론 원리를 따르는데, 이는 충분히 큰 규모에서 우주가 어느 방향(등방성)에서 보나, 어느 위치(균질성)에서 보나 동일하게 보여야 한다는 원리이다.[140] 이는 관측상 우주에서 특별한 위치는 없다는 것을 의미한다. ΛCDM 모형의 초기 모델이 개발될 당시에는 복잡한 비등방성 또는 비균질성 모델을 구별할 만한 충분한 관측 자료가 없었기 때문에, 단순한 모형을 만들기 위해 균질성과 등방성이 가정되었고,[141] 이는 ΛCDM 모형에 그대로 이어졌다.[142]

하지만 최근 은하단,[146][147] 퀘이사,[148] Ia형 초신성[149] 등의 관측 결과는 우주가 큰 규모에서 등방성을 위배할 수 있다는 증거를 제시한다. 이러한 결과는 ΛCDM 모형에 의문을 제기하며, 일부 연구자들은 우주론 원리가 더 이상 유효하지 않거나, 현재 우주에서 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량을 적용할 수 없을 수도 있다고 주장한다.[135][143][144] 이는 ΛCDM 모형에서 사용되는 우주상수의 유효성에 대한 의문으로 이어진다. 암흑 에너지의 존재는 우주론 원리가 참이라는 전제 하에서 관측을 통해 추론되기 때문이다.[145][142]

6. 2. 7. 작은 규모 위기

ΛCDM 모형은 은하 이하 규모에서 몇 가지 문제점을 보인다. 예를 들어, 모형이 예측하는 것보다 관측된 위성 은하의 수가 적고, 은하 중심부의 암흑 물질 분포도 예측과 차이를 보인다. 이러한 문제점들은 "작은 규모 위기"라고 불리며, ΛCDM 모형의 수정이나 대안 이론의 필요성을 제기한다.[135][136][139]

6. 2. 8. 기타

ΛCDM 모형은 여러 관측 결과와 불일치하여 일부 우주론자들 사이에서 비판받고 있다.[135][136][139] 이 모형은 먼 은하의 적색편이와 초신성 광도 곡선의 시간 지연을 통해 팽창하는 계량 공간을 포함한다. 이는 도플러 효과로 설명되지만, 은하와 같은 천체의 크기는 팽창하지 않는다. 또한, 먼 은하들은 빛보다 빠른 속도로 멀어질 수 있다.[7]

Λ (람다)는 우주 상수를 나타내며, 암흑 에너지와 관련되어 우주의 가속 팽창을 설명한다. 암흑 에너지 탐사에 따르면 암흑 에너지 비율(\Omega_{\Lambda})은 0.669 ± 0.038,[8] ''플랑크'' 위성 데이터로는 0.6847 ± 0.0073이며,[9] 이는 우주 질량-에너지 밀도의 68.3% 이상(2018년 추정)이다.

암흑 물질은 은하의 회전 곡선,[10] 중력 렌즈 현상, 은하 클러스터링 등을 설명하기 위해 도입되었으며,[11] 차가운 암흑 물질로 가정된다. 암흑 물질은 비중입자, 차가움, 비소산, 비충돌의 특징을 가지며, 우주 질량-에너지 밀도의 약 26.5%[12]를 차지한다. 나머지 4.9%[12]는 일반 물질로, 이 중 대부분은 보이지 않는다.[13]

ΛCDM 모형은 빅뱅과 우주 인플레이션을 포함하며, 이는 우주 마이크로파 배경(CMB)의 존재와 빅뱅 핵합성으로 생성된 우주의 가벼운 원소 분포와 일치한다. 또한, CMB의 "지평선 문제"를 해결한다. 이 모형은 프리드만-르메트르-로버트슨-워커 계량, 프리드만 방정식, 상태 방정식을 사용한다.[1]

1964년 우주 마이크로파 배경 복사(CMB) 발견 이후 빅뱅 우주론이 널리 받아들여졌다. 1980년대에는 냉암흑 물질 모델이 주목받았고, 1990년대 우주 배경 탐사선의 CMB 비등방성 발견 이후 ΛCDM 모델이 수정되었다. 1998년 가속 팽창 우주 관측 이후 ΛCDM 모델이 선도적인 모델이 되었으며, WMAP과 ''플랑크'' 위성의 정밀 관측으로 뒷받침되었다.

현재 ΛCDM 모델의 매개변수 개선과 허블 텐션, CMB 쌍극자 등의 문제 해결을 위한 연구가 진행 중이다.[18] 그러나 ΛCDM은 암흑 물질과 암흑 에너지의 기원에 대한 명확한 이론이 없으며, 일부 천문학자들은 대안 모델을 찾고 있다.[18][19] 수정 뉴턴 역학(MOND) 이론, 수정 중력 이론(MOG 이론), 텐서-벡터-스칼라 중력 이론(TeVeS 이론) 등이 제안되고 있다.

ΛCDM 모형은 우주가 모든 방향과 위치에서 동일하게 보인다는 우주론적 원리를 따르는 것으로 나타났다.[21] 그러나 최근 연구는 우주론적 원리 위반 가능성을 제시하며, 이는 ΛCDM 모형과 우주 상수의 타당성에 의문을 제기한다.[18][43][24][25][23]

7. 확장 모형

ΛCDM 모형은 기본적으로 6개의 매개변수를 사용하여 우주를 설명하지만, 몇 가지 문제점을 해결하기 위해 이 기본 매개변수를 수정하거나 새로운 매개변수를 추가하는 확장 모형들이 제안되었다. 이러한 확장 모형은 기존 ΛCDM 모형의 문제점을 해결하거나, 관측 결과와의 불일치를 설명하기 위해 도입되었다.

확장 모형에서는 공간 곡률을 허용하거나, 암흑 에너지의 상태 방정식이 -1과 다른 값을 가지도록 허용할 수 있다. 또한, 급팽창 이론에서 예측하는 중력파의 존재를 고려하여 텐서 대 스칼라 비(r)를 매개변수로 추가할 수 있다. 이 외에도 중성미자의 질량이나 러닝 스펙트럼 지수 등을 고려하는 확장 모형도 존재한다.

다음 표는 확장 모형의 변수들에 대한 설명을 보여준다.

확장 모형 변수[207]
설명기호값
총 밀도계수\Omega_\text{tot}
암흑에너지 상태 방정식w
텐서/스칼라 비r< 0.11, = 0.002 Mpc−1 (2\sigma)
러닝 스펙트럼 지수d n_s / d \ln k= 0.002 Mpc−1
세 중성미자의 질량합\sum m_\nu< 0.58 eV/ (2\sigma)
물리적 중성미자 밀도계수\Omega_\nu h^2< 0.0062



이러한 변수들의 조절은 표준 6변수의 불확실성을 증가시키고, 그 중앙값을 변화시킬 수 있지만, 현재까지는 이러한 변수들이 기본값과 다르다는 확실한 증거는 없다.

일부 연구자들은 러닝 스펙트럼 지수가 0이 아닐 것이라고 제안했지만, 통계적으로 유의미한 연구 결과는 이를 뒷받침하지 못하고 있다. 이론적으로 텐서 대 스칼라 비 r은 0에서 0.3 사이의 값을 가져야 하며, 최신 연구 결과는 이러한 범위 내에 있다.

7. 1. 퀸테선스

ΛCDM 모형에서 암흑 에너지를 설명하는 한 가지 방법은 우주 상수 대신 퀸테선스를 도입하는 것이다. 퀸테선스는 시간에 따라 변하는 스칼라장으로, 암흑 에너지의 상태 방정식이 -1과 다른 값을 가질 수 있게 한다.[207]

7. 2. 수정 중력 이론

일반 상대성 이론을 수정하여 암흑 물질이나 암흑 에너지 없이 우주의 가속 팽창을 설명하려는 시도들이 있다. 이러한 시도들은 ΛCDM 모형의 대안으로 제시되기도 한다.

대표적인 수정 중력 이론에는 다음이 있다.

  • f(R) 중력: 아인슈타인 장 방정식의 리치 스칼라 R을 일반적인 함수 f(R)로 대체한다.
  • 스칼라-텐서 이론: 중력 상호작용에 스칼라 장을 추가한다.
  • 갈릴레온 이론: 갈릴레이 불변성을 따르는 스칼라-텐서 이론의 일종이다.
  • 브레인 우주론: 우리 우주가 더 높은 차원의 공간에 존재하는 얇은 막(브레인)이라고 가정한다.
  • DGP 모델: 브레인 우주론의 한 종류로, 중력이 우리 우주와 주변 공간 모두에 영향을 미친다고 가정한다.
  • 질량 중력 및 쌍계량 이론: 중력자에 질량을 부여하거나, 두 개의 계량 텐서를 도입한다.


밀그롬, 맥가우, 크루파와 같은 학자들은 ΛCDM 모형의 암흑 물질 부분을 비판하며, 수정 뉴턴 역학(MOND) 이론을 지지한다.[18][19] MOND는 은하 형성 모델의 관점에서 암흑 물질 이론을 수정하며, 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS) 이론과 같은 형태로 구체화된다.

7. 3. 초기 암흑 에너지

허블 텐션은 우주 배경 복사를 기반으로 측정한 허블 상수 값과 천문학적 거리 측정값 사이에 차이가 존재하는 현상을 말한다.[60] 이 문제는 ΛCDM 모형의 주요 문제 중 하나로 널리 알려져 있다.[19][61][18][20]

허블 텐션을 해결하기 위해 ΛCDM 모형을 넘어서는 새로운 물리학이 필요하다는 주장이 제기되었다.[60] 마크 카미온코프스키가 이끄는 연구진은 초기 암흑 에너지를 가진 우주론적 모형을 제안했는데,[65] 이는 우주 초기에 존재했던 암흑 에너지 성분을 추가하여 허블 텐션을 해결하려는 시도이다.

참조

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