빅뱅이 최초의 사건이 아니었다면, 그 원인은 무엇일까?

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빅뱅이 최초의 사건이 아니었다면, 그 원인은 무엇일까?

많은 반대론자들은 우주의 인플레이션이 발생했다는 것에 이의를 제기합니다. 증거는 그렇지 않다고 말합니다.

오늘날 우리가 관찰하는 은하와 복잡한 구조로 가득 찬 확장하는 우주는 더 작고, 더 뜨겁고, 더 조밀하고, 더 균일한 상태에서 생겨났습니다. 오늘날 관찰 가능한 우주의 범위는 사방으로 약 460억 광년이나 되지만, 먼 우주의 과거에는 우주의 모든 것이 훨씬 더 컴팩트하고, 서로 더 가깝고, 훨씬 더 작은 부피를 차지하여 다음과 같은 의문이 제기됩니다. 뜨거운 빅뱅이 시작될 때와 오늘날 팽창이 가속화되고 있는 후기 우주 시대에 우주의 팽창을 주도하는 것은 무엇일까요?

출처 : C.-A. Faucher-Giguere, A. Lidz, 및 L. Hernquist, Science, 2008

주요 요점

• 빅뱅을 연구하면 우리 우주가 어떻게 진화하여 지금의 모습이 되었는지 알 수 있지만, 빅뱅이 왜 일어났는지, 빅뱅에 앞서 무슨 일이 일어났는지는 즉시 밝혀내지 못합니다. 
• 이론적으로나 관찰 결과로 볼 때, 빅뱅에 앞서서 빅뱅을 준비하는 데 필요한 우주의 급팽창에 대한 증거는 놀라울 정도로 강력하고 포괄적입니다. 
• 아직 측정해야 할 새롭고 민감한 것들이 몇 가지 있지만, 쉽게 얻을 수 있는 성과가 없다고 해서 나무가 죽었다는 것은 아닙니다.

이선 시겔

http://If%20the%20Big%20Bang%20wasn't%20the%20first%20thing%20ever,%20what%20caused%20it?라는 제목의 기사 링크를 복사하세요.

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Ethan Siegel 박사와 함께 우주를 여행하며 그가 모든 가장 큰 질문에 답하는 모습을 지켜보세요.

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인간이 존재한 이래로, 우리의 타고난 호기심은 우리에게 우주에 대한 질문을 던지게 했습니다. 사물이 왜 지금과 같은 모습일까요? 어떻게 이런 모습이 되었을까요? 이런 결과는 불가피한 것일까요? 아니면 시계를 되돌려 모든 것을 처음부터 다시 시작한다면 상황이 달라졌을 수 있을까요? 아원자 상호작용에서 우주의 거대한 규모에 이르기까지, 이 모든 것에 대해 궁금해하는 것은 당연한 일입니다. 수많은 세대에 걸쳐, 철학자, 신학자, 신화 작가들이 답하려고 시도했던 질문들이었습니다. 그들의 아이디어는 흥미로웠을지 몰라도, 결코 확실한 것은 아니었습니다.

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현대 과학은 이러한 퍼즐에 접근하는 더 나은 방법을 제공합니다. 한때 우리 우주의 궁극적 기원으로 여겨졌던 빅뱅이 공간과 시간에서 단일 순간이나 사건으로 발생했다고 더 이상 생각하지 않습니다. 이제 우리는 "빅뱅 이전에는 무엇이 존재했을까?"와 "빅뱅은 왜 일어났을까?"와 같은 질문을 할 수 있습니다. 가장 큰 질문에 관해서도 과학은 우리가 알고 있는 것과 알려지지 않은 것을 감안할 때, 어느 시점에서든 우리가 모을 수 있는 가장 좋은 답을 제공합니다. 지금 여기에서 이것이 우리가 도달할 수 있는 가장 견고한 결론입니다.

확장하는 우주의 시각적 역사에는 빅뱅이라고 알려진 뜨겁고 밀도가 높은 상태와 그에 따른 구조의 성장과 형성이 포함됩니다. 가벼운 원소와 우주 마이크로파 배경의 관측을 포함한 전체 데이터 모음은 우리가 보는 모든 것에 대한 유효한 설명으로 빅뱅만을 남깁니다. 우주가 확장됨에 따라 냉각되어 이온, 중성 원자, 그리고 결국 분자, 가스 구름, 별, 그리고 마지막으로 은하가 형성될 수 있습니다.

출처 : NASA/CXC/M. Weiss

오늘날 우주의 은하계를 살펴보면, 평균적으로 더 멀리 떨어져 있을수록 빛이 더 길고 붉은 파장으로 더 많이 이동한다는 것을 알 수 있습니다. 빛이 우리 눈에 도달하기 전에 우주를 여행하는 데 더 오랜 시간이 걸릴수록 우주의 팽창으로 인해 파장이 더 많이 늘어납니다. 이것이 우주가 팽창하고 있다는 것을 발견한 방법입니다. 늘어난, 더 긴 파장의 빛은 더 짧은 파장의 빛보다 차가워서 우주는 팽창하면서 식습니다. 시간을 앞으로가 아닌 뒤로 외삽하면 초기 우주는 더 뜨겁고, 더 조밀하고, 더 균일한 상태로 존재했을 것으로 예상할 수 있습니다.

원래 우리는 상상할 수 있는 한 멀리까지 외삽을 했습니다. 무한한 온도와 밀도, 그리고 무한히 작은 부피, 즉 특이점까지 말입니다. 그 초기 상태에서 진화하면서 우리는 성공적으로 예측하고 나중에 관찰했습니다.

• 빅뱅의 잔여 복사선은 우주 마이크로파 배경으로 관찰 가능
• 별이 형성되기 전에 가벼운 원소가 풍부했던 것
• 우주의 대규모 구조의 중력적 성장

하지만 우리는 우주가 단일 상태에서 시작했다면 설명할 수 없는 것들도 관찰했습니다. 여기에는 가장 높은 에너지 시대의 유물이 남아 있지 않은 이유, 우주가 서로 정보를 교환할 수 없는 반대 방향으로 동일한 속성을 가지는 이유, 공간적 곡률이 전혀 없어서 평평한 우주와 구별할 수 없는 이유 등이 포함됩니다.

뜨거운 지점과 차가운 지점의 크기와 그 규모는 우주의 곡률을 나타냅니다. 우리는 최선을 다해 우주가 완벽하게 평평하다고 측정합니다. 바리온 음향 진동과 CMB는 함께 이를 제한하는 가장 좋은 방법을 제공하며, 결합된 정밀도는 0.4%입니다. 우리가 측정할 수 있는 최선을 다해 우주는 공간적으로 평평한 것과 구별할 수 없습니다.

출처 : Smoot Cosmology Group/LBL

우리가 이 시나리오에 도달할 때마다 - 우리의 주요 이론이 설명하거나 예측할 수 없는 속성을 관찰할 때마다 - 우리는 두 가지 옵션을 남겨둡니다.

1. "초기 조건"으로 속성을 전당할 수 있습니다. 우주가 왜 평평할까요? 그렇게 태어났습니다. 왜 모든 곳의 온도가 같을까요? 그렇게 태어났습니다. 왜 고에너지 유물이 없을까요? 존재하지 않아야 합니다. 등등. 이 옵션은 설명을 제공하지 않습니다.
2. 어떤 종류의 역학을 상상해 보세요. 우리가 관찰한 상태에 앞서서 그것을 설정하는 메커니즘이 있어서, 오늘날 우리가 관찰하는 속성을 만드는 데 필요한 조건에서 시작되도록 한 것입니다.

말하기에는 약간 논란의 여지가 있지만, 첫 번째 옵션은 시작할 때 가질 수 있는 조건이 충분히 무작위적이라는 확신이 있을 때만 허용됩니다. 예를 들어, 태양계는 새로 형성되는 별 주변의 원시 행성 디스크의 불안정성에서 형성됩니다. 그것은 무작위적이므로 우리 태양계가 왜 특정한 행성 세트를 가지고 있는지에 대한 설명은 없습니다. 그러나 전체 우주에 대해 그 옵션을 선택하는 것은 역학을 포기하는 것과 같으며, 뜨거운 빅뱅에 앞서서 이를 설정할 수 있는 메커니즘을 찾을 필요조차 없다고 주장하는 것입니다.

오늘날 우리가 보는 별과 은하는 항상 존재했던 것은 아니며, 더 멀리 거슬러 올라갈수록 우주는 더 뜨겁고, 더 조밀하고, 더 균일한 상태로 가면서 명백한 특이점에 더 가까워집니다. 그러나 그 외삽에는 한계가 있습니다. 특이점까지 거슬러 올라가면 우리가 답할 수 없는 퍼즐이 생기기 때문입니다.

출처 : NASA, ESA, A. Feild(STScI)

다행히도, 모든 사람이 그런 독아론적 논리적 오류에 빠진 것은 아닙니다. 사물이 작동하는 방식에 대한 현재의 이해를 넘어서고 싶다면, 새롭고 더 뛰어난 아이디어만 있으면 됩니다. 어떤 아이디어가 우리의 오래된 이론을 대체하고 우주에 대한 우리의 관점을 혁신할 만큼 충분히 좋은지 어떻게 알 수 있을까요? 믿든 말든, 충족해야 할 기준은 세 가지뿐입니다.

1. 그것은 오래된 이론이 이룬 모든 성공을 재현해야 합니다. 예외 없이 모든 것을 말입니다.
2. 이전 이론에서는 설명할 수 없었던 현상을 성공적으로 설명함으로써 이전 이론에서는 설명하지 못했던 부분에서 성공해야 합니다.
3. 아마도 가장 중요한 것은, 오래된 이론의 예측과 다른 새로운 예측을 하는 것입니다. 그런 다음 이러한 새로운 예측을 테스트하여 새로운 아이디어의 실패 또는 성공을 결정해야 합니다.

바로 40년 전 우주 팽창(때로는 우주론적 팽창이라고도 함)이라는 개념이 시작했던 것입니다. 우주가 물질과 복사로 채워지기 전에는 공간 자체의 구조에 내재된 에너지가 지배적이었다는 가설이 있었습니다. 그 에너지로 인해 우주는 기하급수적으로 그리고 끊임없이 확장되었습니다. 그 확장은 공간을 늘려서 겉보기에 평평해 보이게 만들고, 모든 방향이 같은 온도를 갖게 했습니다. 과거에 모든 것이 인과적으로 연결되어 있었기 때문입니다. 궁극적으로 이 과정은 초기 우주에서 달성된 최대 온도에 상한을 두어 고에너지 유물이 형성되는 것을 방지했습니다.

위쪽 패널에서 우리의 현대 우주는 동일한 속성을 지닌 지역에서 시작되었기 때문에 모든 곳에서 동일한 속성(온도 포함)을 가지고 있습니다. 가운데 패널에서 임의의 곡률을 가질 수 있는 공간이 오늘날 우리가 어떠한 곡률도 관찰할 수 없는 지점까지 팽창하여 평탄성 문제가 해결되었습니다. 그리고 아래쪽 패널에서 기존의 고에너지 유물이 팽창하여 고에너지 유물 문제에 대한 해결책을 제공합니다. 이것이 인플레이션이 빅뱅만으로는 설명할 수 없는 세 가지 큰 퍼즐을 해결하는 방식입니다.

출처 : E. Siegel/Beyond the Galaxy

우주 팽창의 초기 모델은 팽창이 없는 빅뱅이 실패한 곳에서 성공했지만, 모든 방향으로 균일한 속성을 가진 우주를 만들어내지 못했다는 점에서 첫 번째 기준을 충족하는 데 어려움을 겪었습니다. 그러나 커뮤니티의 작업으로 빅뱅의 성공을 재현하는 클래스 모델이 빠르게 발견되었고, 이는 풍부한 이론적 탐구 시대로 이어졌습니다. 우리는 우주 팽창을 필드로 모델링한 다음 물리 법칙을 통해 선택한 특정 모델에서 우주에 각인된 속성을 추출할 수 있었습니다. 이러한 세부 사항은 1980년대와 1990년대에 크게 개발되었으며 다음을 포함하여 해당 분야의 다양한 교과서에서 찾을 수 있습니다.

• 콜브와 터너의  초기 우주 ,
• 존 피콕의  우주론적 물리학 ,
• 리들과 리스의  우주론적 팽창과 대규모 구조 ,
• 그리고 스콧 도델슨의  현대 우주론 .

도델슨의 책은 우주 인플레이션의 각인이 우주에 어떻게 남는지에 대한 이 분야의 표준이 되었으며, 특히 우주 마이크로파 배경 복사에 관한 것입니다. 지난 30년 동안 대학원에서 우주론을 공부했다면, 이것들은 인플레이션이 발생하지 않은 우주와는 다른 인플레이션에서 몇 가지 주요 예측을 추출하는 방법을 가르쳐 준 선구적인 일차 자료 중 많은 것입니다.

초기 우주의 인플레이션 기간의 대규모, 중규모, 소규모 변동은 빅뱅의 남은 빛에서 뜨겁고 차가운(저밀도 및 과밀도) 지점을 결정합니다. 인플레이션에서 우주 전체에 걸쳐 확장되는 이러한 변동은 소규모와 대규모에서 크기가 약간 달라야 합니다. 이 예측은 약 ~3% 수준에서 관찰적으로 입증되었습니다.

출처 : NASA/WMAP 과학팀

특히, 우주 팽창에 대한 여섯 가지 주요 예측은 시험에 들어가기 전에 확실히 추출되었습니다. 인플레이션은 다음을 예측합니다.

1. 거의 규모 불변이지만 완벽하지는 않은 불완전성 스펙트럼(밀도 및 온도 변동)
2. 평평한 것과 거의 구별할 수 없지만 곡률이 ~0.001% 수준인 우주
3. 본질적으로 100% 단열적이고 0% 등곡률인 밀도 불완전성
4. 확장되는 우주에서 빛의 속도로 움직이는 신호보다 더 큰 초지평선 규모의 변동이 발생할 수 있습니다.
5. 뜨거운 빅뱅 동안 우주의 유한한 최대 온도는 플랑크 스케일보다 상당히 작아야 합니다.
6. 중력파 변동의 스펙트럼, 즉 텐서 변동도 특정 패턴을 갖고 생성되어야 합니다.

이 여섯 가지 예측은 모두 WMAP 또는 플랑크 위성의 첫 번째 데이터가 돌아오기 훨씬 전에 이미 존재했으며, 이를 통해 우리는 우주 팽창과 비팽창 시나리오를 테스트할 수 있었습니다. 그 이후로 우리는 1, 3, 4, 5 지점에 대한 우주 팽창을 지지하는 강력한 증거를 관찰했으며, 2, 6 지점에 대한 결정적인 신호를 드러내는 민감도에 아직 도달하지 못했습니다. 그러나 우리가 테스트할 수 있었던 4대 4는 인플레이션을 검증하기에 충분했으며, 이는 우주의 기원에 대한 새로운 합의된 설명이 되었습니다. 인플레이션은 그 전에 발생하여 뜨거운 빅뱅을 설정했으며, 특이점으로의 외삽은 이제 근거 없는 가정이 되었습니다.

우리 우주의 역사에 대한 현대 우주적 그림은 우리가 빅뱅과 동일시하는 특이점에서 시작하지 않고, 오히려 우주를 거대한 규모로 확장하고 균일한 속성과 공간적 평탄성을 갖는 우주적 인플레이션 기간에서 시작합니다. 인플레이션의 끝은 뜨거운 빅뱅의 시작을 의미합니다.

출처 : NASA/WMAP 과학팀

그래도, 이 이야기의 측면이 우리를 믿게 하는 것보다 조금 더 깊이 파고들 수 있습니다. 과학에서 거의 항상 그렇듯이, 우주에 대해 새로운 것을 배우는 것은 추가적인 질문을 제기할 뿐입니다. 우주 팽창의 본질은 정확히 무엇일까요? 지속 기간은 얼마나 되었을까요? 우주가 팽창하게 된 원인은 무엇일까요? 우주 팽창이 양자장에 의해 발생한다면(이것은 정당한 가정입니다) 그 장의 속성은 무엇일까요? 이전과 마찬가지로, 우리가 이러한 질문에 답하려면 팽창의 본질을 테스트하는 방법을 찾은 다음 우주를 그 테스트에 적용해야 합니다.

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우리가 이를 탐구하는 방식은 인플레이션 모델을 구축하는 것입니다. 효과적인 장 이론을 활용하고 다양한 인플레이션 모델에서 핵심 예측을 추출하는 것입니다. 일반적으로 잠재력이 있고, 공이 잠재력의 "언덕 위 높은 곳"에 있을 때 인플레이션이 발생하고, 공이 잠재력의 높은 지점에서 "골짜기"로 굴러내려갈 때 인플레이션이 끝납니다. 최소값입니다. 이러한 잠재력에서 우주 인플레이션의 다양한 속성을 계산하면 우주에 존재할 것으로 예상되는 신호에 대한 예측을 추출할 수 있습니다.

그런 다음, 우리는 우주를 측정할 수 있습니다. 예를 들어, 우주 마이크로파 배경을 구성하는 빛의 정확하고 복잡한 속성을 측정하고, 우리가 만들어 낸 다양한 모델과 비교할 수 있습니다. 데이터와 일치하는 모델은 여전히 ​​실행 가능한 반면, 데이터와 충돌하는 모델은 배제할 수 있습니다. 이론과 관찰의 이러한 상호작용은 우주론과 초기 우주 과학을 포함한 모든 천문학이 발전하는 방식입니다.

우주 팽창 동안 우주 전체에 걸쳐 펼쳐진 공간에 내재된 양자 변동은 우주 마이크로파 배경에 각인된 밀도 변동을 일으켰고, 이는 다시 오늘날 우주의 별, 은하 및 기타 대규모 구조를 일으켰습니다. 이것은 우리가 전체 우주가 어떻게 행동하는지에 대한 가장 좋은 그림이며, 여기서 팽창이 선행하고 빅뱅을 설정합니다. 안타깝게도 우리는 우주 지평 내에 포함된 정보에만 접근할 수 있으며, 이는 모두 약 138억 년 전에 팽창이 끝난 한 지역의 동일한 일부에 속합니다.

출처 : E. Siegel; ESA/Planck 및 CMB 연구에 관한 DOE/NASA/NSF 기관 간 태스크포스

모든 인플레이션 모델에서 우주에 각인을 남기는 것은 우주 인플레이션의 마지막 순간, 즉 뜨거운 빅뱅이 시작되기 직전에 발생하는 순간입니다. 이러한 마지막 순간은 항상 두 가지 유형의 변동을 생성합니다.

1. 스칼라 변동 . 이는 밀도/온도 불완전성으로 나타나며 우주의 대규모 구조로 이어집니다.
2. 텐서 변동 . 이는 인플레이션에서 남은 중력파로 나타나며, 우주 마이크로파 배경으로부터 빛의 편광에 각인됩니다. 구체적으로, 이는 우리가 B-모드라고 부르는 것으로 나타납니다. 이는 빛과 중력파가 상호 작용할 때 발생하는 특수한 유형의 편광입니다.

스칼라 변동과 텐서 변동이 무엇인지 어떻게 결정합니까? 앞서 언급한 텍스트에서 자세히 설명했듯이 중요한 인플레이션 잠재력의 측면은 몇 가지뿐입니다. 인플레이션은 잠재력의 "언덕"에서 높이 올라갈 때 발생하고 인플레이션은 아래의 "계곡"으로 굴러가 그곳에 머물 때 끝납니다. 1차 및 2차 도함수를 포함한 잠재력의 특정 모양은 이러한 변동의 값을 결정하는 반면 잠재력의 "높은 지점" 대 "낮은 지점"의 높이는  r 이라고 하는 텐서 대 스칼라 변동의 비율을 결정합니다. 이 측정 가능한 양인  r은 클 수 있습니다(최대 ~1). 하지만 매우 작을 수도 있습니다(  어려움 없이 10-20 이하).

인플레이션에서 남은 중력파가 우주 마이크로파 배경의 B-모드 편광에 기여하는 것은 알려진 모양을 가지고 있지만, 그 진폭은 인플레이션의 특정 모델에 따라 달라집니다. 인플레이션에서 발생한 중력파의 이러한 B-모드는 아직 관찰되지 않았지만, 이를 감지하면 정확히 어떤 유형의 인플레이션이 발생했는지 파악하는 데 큰 도움이 될 것입니다. BICEP2 팀의 잘못된 감지는 2010년대 초에 유명하게 발생했습니다. 차세대 CMB 실험은 텐서 대 스칼라 비율(즉, r-비율)이 0.001 또는 그보다 더 낮아도 민감해야 하지만, 인플레이션에서 발생한 B-모드는 지금까지 견고하게 관찰된 적이 없습니다.

출처 : 플랑크 과학팀

표면적으로 보면, 이처럼 매우 다른 예측이 가능하다는 점을 고려하면 우주 인플레이션은 이 측면에서 아무것도 예측하지 못하는 것처럼 보일 수 있습니다. 텐서 대 스칼라 비율  r 의 진폭은 맞지만 각 모델은  r 에 대한 고유한 예측을 갖습니다 . 그러나 우리가 추출할 수 있는 매우 깨끗하고 보편적인 예측이 있습니다. 즉, 중력파(텐서) 변동의 스펙트럼이 어떻게 생겼는지, 그리고 우리가 조사할 수 있는 모든 규모에서 그 크기가 얼마인지입니다. 우주 마이크로파 배경에 각인되는 신호를 살펴보면 작은 각도 규모에서 큰 각도 규모까지 이러한 변동의 상대적 크기가 얼마인지 견고하게 예측할 수 있습니다. 관찰을 제외하고는 제약을 받지 않는 유일한 것은 스펙트럼의 절대 "높이"와 따라서  r 의 크기입니다 .

2000년대 중반에 NASA/NSF/DOE 기관 간 태스크포스가 작은 각도 척도에서 우주 마이크로파 배경으로부터 빛의 편광을 측정하는 새로운 세대의 실험을 계획하기 시작했는데, 이는  r을 제한  하고 다양한 인플레이션 모델을 검증하거나 배제하기 위해 특별히 설계되었습니다. 이 목표를 달성하기 위해 BICEP, POLARBEAR, SPTpol, ACTPOL 등 수많은 관측소와 실험이 설계 및 건설되었습니다. 목표는  r을  약 ~0.001로 제한하는 것이었습니다. 인플레이션으로 인한 중력파가 충분히 큰 신호를 생성하면 볼 수 있습니다. 그렇지 않으면 의미 있는 제약 조건을 적용하고 모든 종류의 인플레이션 모델을 배제합니다. 새로운 관측 데이터가 나오면서 이론가들은   테스트 영역에 속하고 따라서 이러한 실험에 관련성이 있는 큰 r 값을 갖는 모델을 만들기 시작했습니다.

최신 BICEP/Keck 데이터에서 우리가 가진 가장 민감한 제약 조건에 따르면, 빨간색 음영 처리된 영역은 인플레이션 모델에 있어서 허용되는 전부입니다. 이론가들은 곧 제외될 수 있는 영역(녹색, 파란색)에서 엉뚱한 짓을 해왔지만, r의 실행 가능한 값은 우리가 모델을 구축하는 데 원하는 만큼 작을 수 있습니다. 녹색 곡선도 많은 모델에서 더 아래로 확장될 수 있습니다.

출처 : APS/Alan Stonebreaker, E. Siegel 수정

여러 면에서 현재 가장 좋은 데이터는 BICEP 협업에서 나오는데, 현재  실험의 세 번째 반복 에 있습니다. r 에 대한 상한값만 있으며 , 현재는 약 0.03 정도로 제한되어 있습니다. 그러나 증거가 없다는 것은 증거가 없다는 것을 의미하지 않습니다. 이 신호를 측정하지 않았다는 사실이 신호가 없다는 것을 의미하는 것은 아니지만, 신호가 있다면 현재 관측 능력에 미치지 못한다는 것을 의미합니다.

이러한 텐서 변동을 (아직) 확실히, 확실히 찾지 못했다는 것이   우주 팽창이 틀렸다는 것을 의미하지는 않습니다. 팽창은 수많은 독립적인 관측 테스트에 의해 잘 검증되었으며, 이러한 텐서 모드를 감지하고 이들이 팽창에 의해 예측된 정확한 스펙트럼을 따르지 않는 경우에만 데이터에 의해 반증될 것입니다.

하지만 BICEP와 관련된 과학자들과 그들이 세상에 공개한 대중과의 소통을 듣는다면 이런 사실을 전혀 알 수 없을 것입니다. 그들은 계속해서 다음과 같이 주장합니다.

• 인플레이션은 여전히 ​​의심스럽다
• B 모드(텐서 변동을 나타냄)는 인플레이션을 검증하는 데 필요합니다.
• 만약  큰 규모의 것이 없다면 인플레이션은 거짓으로 판명됩니다 .
• 우리는 패러다임 전환의 정점에 서 있을 가능성이 있습니다.
• 순환 모델은 인플레이션에 대한 실행 가능한 경쟁자입니다.
• 그리고 그 인플레이션은 뜨거운 빅뱅 바로 앞이 아니라, 단순히 "단일 빅뱅"을 인플레이션 이전으로 옮겼을 뿐입니다.

이 타임라인/우주 역사 그래픽에서 BICEP2 협업은 빅뱅을 인플레이션보다 앞세웁니다. 인플레이션은 흔하지만 용납할 수 없는 오류입니다. 이는 거의 40년 동안 이 분야에서 선도적인 생각은 아니었지만, 오늘날 사람들이 단순한 부주의로 잘 알려진 세부 사항을 잘못 이해하는 사례가 됩니다.

출처 : NSF(NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, Related) – BICEP2 프로그램 자금 지원

솔직히 말해서, 이 모든 주장은 모두 부정확하고 무책임합니다. 가장 나쁜 점은, 이런 주장을 한 과학자들은 모두 자신이 부정확하다는 것을 알고 있다는 것입니다. 그러나 이런 주장은 여전히 ​​대중에게 대중적 치료법을 통해 전파되고 있습니다. 이런 실험을 하는 과학자들이 주장하는 것입니다. 어떻게 표현할 방법이 없습니다. 자기기만이 아니라면, 완전히 지적인 부정직입니다. 사실, 과학자가 과장되고 성급한 주장을 해서 자세히 살펴보면 완전히 틀렸다는 것이 밝혀지면, 천문학 커뮤니티의 일부 사람들은 그것을 "BICEP2"라고 부르는데, 이는   2014년에 발표한 악명 높은 거짓 발견의 이름을 따서 지은 것입니다.

무엇보다도 유감스러운 일입니다. 우주 마이크로파 배경 복사의 속성을 이처럼 놀라운 정밀도로 측정하는 이러한 실험은 우주의 본질과 뜨거운 빅뱅을 선행하고 설정하고 야기한 인플레이션 시대에 대한 최고의 정보를 제공합니다. 우주 인플레이션은 우리 우주의 기원으로 잘 입증되었습니다. 그것은 우리 모두가 어디에서 왔는지에 대한 우주론적 표준 모델로서 비인플레이션, 특이점을 포함하는 빅뱅을 대체했습니다. 거기에는 반대되는 대안이 있지만, 그 중 어느 것도 우주 인플레이션이 하지 못한 곳에서 성공한 적이 없습니다. 한편, 그들은 모두 인플레이션의 모든 성공을 재현하지 못했습니다.

정확성보다 명예와 주의를 중시하는 과학자들은 의심할 여지 없이 우주에 대해 실제로 알려진 바를 깎아내리는 근거 없는 주장을 계속할 것입니다. 하지만 그런 주장에 속지 마십시오. 결국 우리는 우주에 무엇이 존재하는지 우주에 스스로에 대한 질문을 던지고 우주의 반응을 경청함으로써 알게 됩니다. 그런 접근 방식을 포기하자마자 불편한 진실을 인정해야 합니다. 우리는 더 이상 과학을 하지 않는다는 것입니다.

이선은 여름 휴가를 떠났습니다. Starts With A Bang 아카이브의 이 기사를 즐겨주세요!