퀸 메리 대학 우주론자들, DESI 데이터에서 우주 기하학의 균열 발견

그들은 우주를 그래프 위에 올렸고, 그 선은 말을 듣지 않았다

올해 시그네 마이 콕스뱅(Signe Maj Koksbang)과 아스타 헤이네센(Asta Heinesen)이 Pantheon+ 초신성 거리 데이터와 DESI 은하 조사 수치를 머신러닝 재구성 모델에 입력했을 때, C라고 알려진 검정 통계량은 0에 수렴하기를 거부했다. 연구진은 물리학자들이 우주 구조에 균열을 발견했다고 보고했다. 이는 사용된 카탈로그와 선택 규칙에 따라 약 2에서 4표준편차 사이의 편차로 나타난다. 이 문장은 우주론 분야에서 좀처럼 듣기 어려운 종류의 것이다. 새로운 입자나 화려한 관측 결과가 아니라, 우리가 약 한 세기 동안 당연하게 여겨왔던 기하학적 구조를 시험하는 구조적 테스트이기 때문이다.

이것이 중요한 이유는 C가 특정 암흑 에너지 모델이나 단순히 이상한 보정 값을 테스트하는 것이 아니기 때문이다. C는 프리드만-르메르트-로버트슨-워커(FLRW) 가정을 테스트한다. 이는 우주가 가장 거대한 규모에서 균일하며 모든 방향으로 동일하다는 단순한 아이디어이다. 만약 FLRW 가정이 무너진다면, 다른 우주론적 난제들을 해결하기 위해 내놓은 많은 익숙한 해법들이 잘못된 문제를 다루고 있을 가능성이 있다.

물리학자들이 발견한 균열 — C 통계량이 실제로 확인하는 것

C 테스트는 두 가지 관측 가능한 양을 결합한다. 거리 척도(물체가 얼마나 커 보이는지)와 허블 매개변수(주어진 적색편이에서 우주가 얼마나 빨리 팽창하는지)가 그것이다. 어떤 FLRW 우주에서든, 이 둘은 모든 적색편이에 대해 C = 0이 되도록 특정한 관계를 만족해야 한다. 이러한 속성 때문에 C는 매우 투박하고 모델 독립적인 정밀 기구 역할을 한다. 만약 이 값이 0이 아니라면, 단순히 우주 구성 요소 중 하나가 틀린 것이 아니라 거대 규모의 시공간 가정 자체에 문제가 있다는 뜻이다.

이전의 시도들은 가우시안 프로세스 평활화(Gaussian Process smoothing)를 사용하여 거리와 도함수를 재구성했으나, 이 기법은 결과가 부드럽고 잘 정돈된 곡선, 즉 FLRW 모델 쪽으로 편향되게 만드는 경향이 있었다. 콕스뱅과 헤이네센은 대신 심볼릭 회귀(symbolic regression)를 사용하여, 데이터가 사전 설정된 형태에 얽매이지 않고 함수 형태를 직접 선택하도록 했다. 그 대가로 더 많은 방법론적 판단이 필요했지만, 결과적으로 가우시안 프로세스가 숨길 수 있었던 이탈을 드러내는 재구성이 가능해졌다.

숫자를 읽는 색다른 방식

연구팀은 붓스트랩 샘플을 심볼릭 회귀 파이프라인에 통과시키고, Pantheon+, BOSS/eBOSS BAO 입력값 및 DESI 공개 데이터에 이 테스트를 적용했다. 약 z ≈ 0.4에서 1.4 사이의 적색편이 구간 전체에서 C 통계량은 0이 아닌 값을 지속적으로 유지했다. O라고 불리는 통합 테스트는 일부 분석, 특히 DESI DR1 데이터를 입력했을 때 3~4시그마 수준으로 상승한다. 업데이트된 DESI 데이터를 사용하면 피크 유의성은 다소 낮아지지만 완전히 사라지지는 않는다. 선택 기준이나 어떤 심볼릭 피팅 결과를 유지할지에 대한 선택이 정확한 시그마 수준을 변화시킨다.

이처럼 유동적인 유의성은 매우 중요하다. 우주론은 새로운 데이터나 대안적인 파이프라인이 등장하면 증발해 버리는 2시그마 수준의 '찻잔 속의 태풍'으로 가득하다. 이번 결과가 흥미로운 이유는 람다-CDM(Lambda-CDM) 내부의 또 다른 매개변수가 아니라, 그 아래에 깔린 기하학적 가정을 겨냥하고 있기 때문이다. 하지만 이것이 즉각적으로 기존 이론을 뒤집는 결정적 증거라고 보기는 어렵다.

물리학자들이 발견한 균열 — 급진적이지 않은 그럴듯한 설명들

헤이네센과 클리프턴(Clifton)은 이러한 서로 다른 메커니즘들이 C 통계량과 관련 통계량에 어떻게 독특한 형태의 흔적을 남기는지 이미 도출해 냈으므로, 향후 데이터가 이를 구분해 낼 수 있을 것이다. 그러나 기하학적 실패를 관측상의 미묘한 차이와 구분하려면 허블 매개변수와 거리에 대한 더 낫고 밀도 높은 측정이 필요하다. 이는 바로 DESI, 베라 루빈 천문대(Vera Rubin Observatory), 유클리드(Euclid) 임무가 약속하는 것이다.

이것이 100년 된 가정을 재고하게 만들 수 있는 이유

FLRW 계량은 1920~30년대 프리드만, 르메르트, 로버트슨, 워커의 연구로 거슬러 올라간다. 이는 매우 우아하며 '가장 거대한 규모에서의 균일성과 등방성'이라는 최소한의 가정만을 담고 있다. 이 단순한 배경은 우주론을 계산 가능하게 만들고 람다-CDM의 개념적 구조를 제공한다. 허블 텐션(Hubble tension)이나 후기 우주론의 이상 현상들에 대해 제안된 많은 해결책들은 — 새로운 암흑 에너지 물리학, 상호작용하는 암흑 부문, 중력 수정 등 — FLRW 가정을 유지한 채 구성 요소만을 변경하는 방식으로 시작한다.

만약 FLRW 자체가 잘못된 부분이라면, 기존의 해결책들은 잘못된 방정식을 풀고 있는 셈이다. 이 경우, 덩어리진 우주 거대 구조와 보이드(void)가 평균 팽창에 직접적으로 영향을 미치거나, 광자가 질감이 있는 시공간을 통과하는 관측 경로가 거리 추론에 체계적인 편향을 일으키는 모델이 필요할 것이다. 이는 단순히 입자를 교체하는 것보다 훨씬 어려운 변화이며, 완전히 다른 수학적 비계(scaffolding)를 요구하는 일이다.

다른 증거들의 위치 — 빅뱅 이론의 붕괴는 아니다

“우주 구조의 균열”이라는 문구를 보고 우주론적 건물이 완전히 무너져 내리는 모습을 상상하기 쉽지만, 그것은 너무 앞서 나간 생각이다. 빅뱅(뜨겁고 밀도가 높은 초기 단계, 우주 배경 복사, 원시 경원소 존재비)은 독립적이고 정밀한 측정 결과들에 의해 뒷받침되고 있다. 여기서 논의되는 것은 재결합 이후의 거대 규모 우주에 적용된 100년 된 기하학적 단순화일 뿐이다.

또한 FLRW의 실패가 반드시 일반 상대성 이론을 폐기해야 함을 의미하지는 않는다. 일반 상대성 이론은 국소적 장 이론인 반면, FLRW는 평균화에 대한 전역적 가설이다. 이번 긴장은 아인슈타인의 장 방정식 그 자체에 대한 것이라기보다는, 우리가 어떻게 복잡한 우주를 다루기 쉽고 매끄러운 모델로 거칠게 추상화하는가에 대한 문제에 가깝다.

최근의 다른 발견들이 이 그림에 미치는 영향

무엇이 이를 확정할 것인가 — 그리고 얼마나 빨리

학계는 서로 다른 재구성 도구를 사용한 독립적인 재현과 더 많은 데이터를 원할 것이다. DESI는 더욱 밀도 높은 BAO 및 적색편이 공간 왜곡 측정을 계속해서 제공할 것이며, 루빈 천문대는 수십 배 더 많은 초신성 광도 곡선을 제공하고, 유클리드는 우주 공간에서 우주 팽창을 지도화할 것이다. 이러한 데이터셋은 통계적 오차를 줄이고 C의 민감도를 결정하는 도함수들을 명확히 규명할 것이다.

만약 신호가 지속되고 편차의 형태가 역반응(back-reaction)이나 다이어-뢰더(Dyer–Roeder) 효과에 대한 예측과 일치한다면, 이론가들은 명확한 방향을 얻게 될 것이다. 만약 데이터가 더 밀집되거나 덜 주관적인 선택 규칙이 적용되었을 때 편차가 사라진다면, FLRW 가정은 더욱 강화될 것이다. 어느 결과든 과학에는 승리다. 가정은 결정적인 테스트를 통과하여 살아남거나, 그렇지 못할 뿐이다.

이것이 대중과 과학 정책에 갖는 의미

이 결과가 당장 일상생활이나 우주 정책을 하룻밤 사이에 바꾸지는 않는다. 그러나 이는 장기적인 우선순위를 결정하는 기초적인 질문이다. 어떤 망원경을 건설할지, 어떤 조사 전략에 자금을 지원할지, 어떤 이론적 방향을 육성할지 등을 결정하게 만든다. 만약 우주론이 '매끄러운 우주'라는 지름길을 포기해야 한다면, 모델링은 계산 집약적이고 관측적으로 더 까다로워질 것이다. 이는 분야 전반에 걸쳐 비용과 연구 경력에 영향을 미친다.

인간적인 차원에서, 이는 과학적 진보가 어떻게 작동하는지를 상기시켜 준다. 가장 내구성이 강한 이론이란 스스로의 한계를 드러내고 더 날카로운 테스트를 초대하는 이론이다. FLRW 가정은 그동안 우주론에 엄청난 기여를 했다. 이제 그 가정은 한계점으로 밀려나고 있으며, 바로 그곳에 흥미로운 물리학이 기다리고 있다.

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