아인슈타인의 일반상대성이론이 왜 우주를 설명하지 못하는가?

새롭고 강력한 망원경은 우주에 대한 새로운 데이터를 수집하면서 아인슈타인의 상대성 이론과 같은 오래된 이론의 한계를 드러냅니다. 아인슈타인의 중력 이론(일반 상대성 이론)은 한 세기가 넘도록 매우 성공적이었습니다. 그러나 이론적인 단점이 있습니다. 이는 놀라운 일이 아닙니다. 이론은 블랙홀 내부의 시공간 특이점과 빅뱅 자체에서 자체 실패를 예측합니다.

 

물리학의 다른 세 가지 기본 힘(전자기, 강약 핵 상호작용)을 설명하는 물리 이론과 달리 일반 상대성 이론은 약한 중력에서만 테스트 되었습니다. 일반 상대성 이론에서 중력의 편차는 절대 배제되지 않으며 우주의 모든 곳에서 테스트 됩니다. 그리고 이론 물리학자들에 따르면 편차가 발생해야 합니다.

 

아인슈타인에 따르면, 우리 우주는 빅뱅에서 시작되었습니다. 블랙홀 안에는 다른 특이점이 숨어 있습니다. 그곳에서는 공간과 시간이 더 이상 의미를 갖지 않지만, 에너지 밀도나 압력과 같은 양은 무한해집니다. 이는 아인슈타인의 이론이 실패하고 있으며 보다 근본적인 이론으로 대체되어야 한다는 신호입니다. 순진하게도 시공간 특이점은 매우 작은 규모에 적용되는 양자역학으로 해결되어야 합니다.

 

양자 물리학은 두 가지 간단한 아이디어에 의존합니다. 점 입자는 의미가 없습니다. 그리고 하이젠베르크의 불확정성 원리는 특정 수량 쌍의 값을 절대적 정밀도로 알 수 없다는 것입니다(예: 입자의 위치 및 속도). 입자를 점이 아니라 파동으로 생각해야 하기 때문입니다. 작은 규모에서는 물질의 파동처럼 행동합니다. 일반상대성이론과 양자물리학을 모두 포괄하는 이론에는 그러한 병리 현상이 없어야 한다는 점을 이해하는 데 충분합니다.

 

그러나 일반 상대성 이론과 양자 물리학을 혼합하려는 모든 시도는 필연적으로 아인슈타인 이론과의 편차를 가져옵니다. 그러므로 아인슈타인의 중력은 중력의 궁극적인 이론이 될 수 없습니다. 실제로 1919년 일식에서 이 이론을 검증한 것으로 가장 잘 알려진 아서 스탠리 에딩턴이 1915년 아인슈타인이 일반 상대성 이론을 도입한 지 얼마 지나지 않아 상황이 어떻게 달라질 수 있는지 알아보기 위해 대안을 찾기 시작했습니다.

 

아인슈타인의 이론은 수성 궤도의 세차 운동에서 중력파의 존재에 이르기까지 다양한 결과를 정확하게 예측하면서 지금까지의 모든 테스트에서 살아남았습니다. 그렇다면 일반 상대성 이론과의 편차는 어디에 숨어 있습니까?

 

한 세기에 걸친 연구를 통해 우리는 Λ-Cold Dark Matter(ΛCDM) 모델로 알려진 우주론의 표준 모델을 얻었습니다. 여기서 Λ는 아인슈타인의 유명한 우주 상수 또는 유사한 특성을 지닌 신비한 암흑 에너지를 의미합니다. 암흑에너지는 우주 팽창의 가속을 설명하기 위해 천문학자들에 의해 임시적으로 도입되었습니다. 최근까지 우주론적 데이터를 아주 잘 맞추었음에도 불구하고, ΛCDM 모델은 이론적 관점에서 볼 때 엄청나게 불완전하고 만족스럽지 않습니다. 지난 5년 동안 관측상의 긴장감도 심했습니다.

 

우주의 나이와 거리 규모를 결정하는 허블 상수는 초기 우주에서는 우주 마이크로파 배경을 사용하여 측정할 수 있고 후기 우주에서는 초신성을 표준 촛불로 사용하여 측정할 수 있습니다. 이 두 측정값은 호환되지 않는 결과를 제공합니다. 더욱 중요한 것은 ΛCDM 모델의 주요 구성 요소인 암흑 에너지, 암흑 물질 및 초기 우주 인플레이션(은하 및 은하단의 씨앗이 생성되는 매우 짧은 기간의 극도로 빠른 팽창)을 주도하는 장의 특성이 미스터리로 남아 있다는 것입니다.

 

관측의 관점에서 볼 때, 중력이 수정된 가장 강력한 동기는 1998년에 발견된 Ia형 초신성으로 인해 우주의 가속도이며, 이 가속도로 인해 광도가 어두워졌습니다. 일반상대성이론에 기초한 ΛCDM 모델은 음압이 우주에 스며드는 극도로 이국적인 암흑에너지를 가정합니다. 문제는 이 암흑 에너지가 물리적으로 정당화될 수 없다는 것입니다. 수많은 모델이 제안되었지만 그 성격은 전혀 알려져 있지 않습니다.

 

암흑 에너지에 대해 제안된 대안은 우주 상수 Λ인데, 이는 양자 역학적(그러나 의심스러운) 계산에 따르면 엄청나야 합니다. 그러나 Λ는 우주 관측에 맞게 아주 작은 값으로 엄청나게 미세 조정되어야 합니다. 암흑 에너지가 존재한다면, 그 본질에 대한 우리의 무지는 매우 문제가 됩니다.

 

아인슈타인 이론의 대안

대신에 너무 작은 바지에 사람을 맞추는 것과 같이 우주론적 관측을 일반 상대성 이론에 맞추려고 잘못 시도함으로써 문제가 발생할 수 있습니까? 신비한 암흑 에너지가 전혀 존재하지 않는데 우리는 일반 상대성 이론의 첫 번째 편차를 관찰하고 있습니까? 나폴리 대학의 연구자들이 처음 제안한 이 아이디어는 암흑 에너지 진영이 여전히 활발하게 경쟁하는 동안 엄청난 인기를 얻었습니다. 어떻게 알 수 있을까요? 아인슈타인 중력의 편차는 태양계 실험, 최근 중력파 관측 및 블랙홀의 수평에 가까운 이미지에 의해 제한됩니다.

 

이제 아서 스탠리 에딩턴의 1923년 초기 연구로 돌아가 일반 상대성 이론을 대체할 중력 이론에 관한 대규모 문헌이 있습니다. 매우 인기 있는 대안 클래스는 소위 스칼라-텐서 중력입니다. 아인슈타인의 중력에 대한 기하학적 설명에 하나의 추가 요소(가장 단순하고 스핀이 없는 입자에 해당하는 스칼라 필드)만 도입하므로 개념적으로 매우 간단합니다.

 

그러나 이 프로그램의 결과는 절대 사소하지 않습니다. 눈에 띄는 현상은 '카멜레온 효과'인데, 이는 이러한 이론이 고밀도 환경(별이나 태양계 등)에서는 일반 상대성 이론으로 위장하고, 저밀도 환경에서는 그 이론에서 크게 벗어날 수 있다는 사실로 구성됩니다. 결과적으로 첫 번째 유형의 시스템에는 추가(중력) 장이 사실상 없으며 카멜레온처럼 위장하고 가장 큰(우주적) 규모에서만 느껴집니다.

 

현재 상황

오늘날 아인슈타인 중력에 대한 대안의 스펙트럼은 극적으로 넓어졌습니다. 아인슈타인 중력에 단일 대규모 스칼라 여기(스핀 제로 입자)를 추가하고 일부 알려진 치명적인 불안정성을 피하기 위해 결과 방정식을 단순하게 유지함으로써 훨씬 더 광범위한 종류의 혼데스키 이론과 후속 일반화가 탄생했습니다.

 

이론가들은 지난 10년 동안 이러한 이론으로부터 물리적 결과를 추출해 왔습니다. 최근 중력파 감지는 허용되는 아인슈타인 중력의 물리적 변형을 제한하는 방법을 제공했습니다. 그러나 다중 메신저 천문학의 미래 발전으로 중력이 극도로 강한 일반 상대성 이론의 변형을 발견할 수 있기를 희망하면서 여전히 많은 작업이 필요합니다.