| ΛCDM 모형 | ||
| 2018년 플랑크 합동연구 결과 # | ||
| [math(H_0)] | 허블 상수 (km s-1 Mpc-1 ) | 67.74 |
| [math(\Omega_\Lambda)] | 암흑에너지 밀도 | 0.6889 |
| [math(\Omega_m)] | 물질 밀도 | 0.3111 |
| [math(\Omega_b)] | 바리온 밀도 | 0.0487 |
| [math(t_0)] | 우주의 나이(억 년) | 137.87 |
| [math(n_s)] | 스칼라 스펙트럼 지수[1] | 0.9667 |
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1. 개요
Standard model of cosmology우주를 기술하는 우주론적 모형 중 하나이며, 현재 물리학계 및 천문학계에서 가장 널리 받아들여지고 있는 모형이다. Λ(Lambda)CDM 모형이라고도 부른다. 90년대 후반 및 2000년대에 이루어진 일련의 관측 및 발견들을 통해 정립되었으며 현재까지 다양한 방면에서 우리 우주를 가장 성공적으로 기술하고 있는 모형이기도 하다. 기본적으로 다음과 같은 요소들을 포함하고 있다.
- 빅뱅 및 인플레이션에 의한 우주의 탄생과 팽창
- 차가운 암흑물질[2]의 존재
- 우주 상수(Λ)[3] 로서 존재하는 암흑에너지
- 우주원리, 즉 거시적으로 등방적이고 균일하게 물질이 분포한 우주
- (0의 곡률을 가진 평탄한 우주)[4]
2018년 플랑크 위성을 필두로 우주배경복사, 바리온 음향진동, 은하 적색편이, 중력렌즈 등의 관측 결과[5]를 총합하여 업데이트된 표준 우주 모형은 총 6개의 자유 변수를 사용하였다. 이렇게 얻어진 결과에 따르면 우주의 약 31%는 물질이, 나머지는 암흑에너지가 채우고 있으며, 우주는 꾸준히 증가하는 암흑에너지에 의해 가속 팽창을 겪은 끝에 빅 프리즈의 형태로 결말을 맞을 것으로 추정된다.
2. 수정 / 보완 시도들
우주가 표준 모형을 따른다고 가정했을 때 여전히 완벽히 설명되지 않는 현상들을 해결하기 위해 여러 가지 수정 / 보완 시도들이 있어 왔다.2.1. 인플레이션의 도입
우주가 극초기에 급격한 팽창을 이루었다는 가설인 인플레이션을 가정하면 표준 우주 모형에서 설명되지 않은 많은 요소들이 한꺼번에 자연스럽게 해결된다. 많은 증거와 데이터의 축적을 통해 현재 인플레이션 우주론은 표준 우주 모형에 사실상 편입된 상태.2.2. 바리온 물리현상의 도입
바리온 물리현상은 우리가 알고 있는 일반적인 물질과 관련된 현상들[6]을 의미한다. 하지만 우주에서 차지하는 바리온의 질량이 5%로 적은 양에 불과하고 바리온에 의해 발생하는 자잘한 현상들을 모두 고려하기에는 너무나도 복잡하기 때문에 상대적으로 무시되는 경향이 있다. 사실 천문학에서 얻은 거의 모든 관측 결과들은 바리온과 관련이 있는지라 ΛCDM 우주론에서 필수적으로 포함되어야 하는 요소에 해당된다. 대표적으로 항성 탄생과 초신성 폭발 등이 있으며 초대질량 블랙홀의 활동 또한 중요하게 고려되어야 한다는 의견이 많다.2.3. 다른 종류의 암흑물질 도입
현재 우주 모형은 차가운 암흑물질을 고려하고 있고 이를 기용한 우주론적 시뮬레이션에서는 실제 우주 거대 구조나 은하단, 계층적 병합과 같은 현상들을 잘 구현해내고 있다. 하지만 이러한 결과를 토대로 암흑물질이 완전히 운동성이 없고 전혀 상호작용을 하지 않는 물질이라는 가설이 증명된 건 아니다. 즉, 암흑물질이 약간의 상호작용이나 약간의 온도를 지녔을 가능성도 부정할 수는 없는 것. 실제로 약간의 온도를 가진 따뜻한 암흑물질(Warm dark matter, WDM)이나 같은 암흑물질끼리 반응할 수 있는 자체 상호작용하는 암흑물질 (Self-interacting dark matter, SIDM) 등을 가정했을 때 오히려 차가운 암흑물질보다 최근 관측 결과를 더 잘 설명할 수 있다는 연구 결과가 있다.2.4. wCDM 우주론
암흑에너지의 상태방정식을 가변항으로 치환한 형태의 우주론. 즉, 암흑에너지의 밀도가 변하지 않는 우주상수(Λ)로 표현되던 기존의 모형과는 달리 wCDM 우주론에서는 암흑에너지의 밀도가 우주의 크기에 따라 변할 수 있다. wCDM을 가정하면 기존에 알려진 우주 팽창 역사가 달라질 수 있으며, 미래에 예측되는 우주의 종말도 달라질 수 있다. 특히 우주가 커짐에 따라 밀도가 높아지는 형태의 암흑에너지를 가정한다면 우주의 결말은 빅 프리즈 가 아닌 빅 립의 형태가 된다. 다만 현재로서는 암흑에너지에 대해서 다른 상태방정식을 가정할 만한 증거가 없다.[1] 인플레이션 시기 존재하던 양자요동에서 큰 무늬와 작은 무늬 간의 상대적인 세기, 이 값이 작을수록 소규모 의 양자요동이 더 많이 존재했다는 의미가 된다.[2] Cold Dark Matter, 비교적 느린 속도로 운동하는 입자들로 이루어진 암흑물질을 가정하는 것. ΛCDM의 CDM이 여기에서 왔다.[3] 우주의 크기와 상관없이 밀도가 변하지 않는다.[4] 경우에 따라 포함되기도, 포함되지 않기도 한다.[5] Ia형 초신성 관측의 경우 포함되지 않았다.[6] 사실상 우리가 천체물리학을 연구하며 알아낸 거의 모든 현상을 의미한다고 보면 된다.