퀸테선스 (물리학) 문서 원본 보기

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'''퀸테선스'''(quintessence)는 [[물리학]]에서 [[가설|가상]]의 [[암흑 에너지]] 형태, 더 정확하게는 우주의 [[우주의 가속 팽창|가속 팽창률]] 관찰을 설명하기 위하여 가정하고 있는 [[스칼라장|스칼라 필드(scalar field)]]를 뜻한다.

이러한 시나리오로 최초의 것은 라트라와 [[제임스 피블스|피블스]] (1988)<ref name="RatraPeebles1988">{{저널 인용|제목=Cosmological consequences of a rolling homogeneous scalar field|저널=[[Physical Review D]]|성=Ratra|이름=P.|성2=Peebles|이름2=L.|날짜=1988|권=37|호=12|쪽=3406–3427|bibcode=1988PhRvD..37.3406R|doi=10.1103/PhysRevD.37.3406|pmid=9958635}}</ref> 및 웨터리히 (1988)에 의하여 제안되었다.<ref>{{저널 인용|제목=Cosmology and the fate of dilatation symmetry|저널=Nuclear Physics B|성=Wetterich|이름=C.|url=https://dx.doi.org/10.1016/0550-3213%2888%2990193-9|날짜=1988-06-13|권=302|호=4|쪽=668–696|언어=en|arxiv=1711.03844|bibcode=1988NuPhB.302..668W|doi=10.1016/0550-3213(88)90193-9|issn=0550-3213}}</ref><ref>{{저널 인용|제목=Quintessence and the Separation of Cosmic Microwave Background Peaks|저널=The Astrophysical Journal|성=Doran|이름=Michael|url=https://iopscience.iop.org/article/10.1086/322253/fulltext/53251.text.html|날짜=2001-10-01|권=559|호=2|쪽=501–506|언어=en|기타=et al.|arxiv=astro-ph/0012139|bibcode=2001ApJ...559..501D|doi=10.1086/322253}}</ref> 퀸테선스의 개념은 보다 일반적인 유형인 '''시변 암흑 에너지'''의 개념으로 확장되었는데, "퀸테선스"(제5원소)라는 용어는 로버트 콜드웰, 라훌 데이브 및 폴 스타인하트에 의한 1998년 논문에서 처음 소개되었는데,<ref name="CDS">{{저널 인용|제목=Cosmological Imprint of an Energy Component with General Equation-of-State|저널=Phys. Rev. Lett.|성=Caldwell|이름=R.R.|성2=Dave|이름2=R.|연도=1998|권=80|호=8|쪽=1582–1585|arxiv=astro-ph/9708069|bibcode=1998PhRvL..80.1582C|doi=10.1103/PhysRevLett.80.1582|성3=Steinhardt|이름3=P.J.}}</ref> 여기서 퀸테선스는 일부 물리학자들에 의해 [[제5의 힘|5번째 기본 힘]]으로 제안되었다.<ref>{{저널 인용|제목=Quintessence and the Rest of the World: Suppressing Long-Range Interactions|저널=Phys. Rev. Lett.|성=Carroll|이름=S.M.|연도=1998|권=81|호=15|쪽=3067–3070|arxiv=astro-ph/9806099|bibcode=1998PhRvL..81.3067C|doi=10.1103/PhysRevLett.81.3067}}</ref><ref>{{웹 인용|url=http://www.thphys.uni-heidelberg.de/~wetterich/DEBarcelona0706.pdf|제목=Quintessence --a fifth force from variation of the fundamental scale|성=Wetterich|이름=C.|출판사=Heidelberg University}}</ref><ref>{{저널 인용|제목=Changing α With Time: Implications For Fifth-Force-Type Experiments And Quintessence|저널=Physical Review Letters|성=Dvali|이름=Gia|성2=Zaldarriaga|이름2=Matias|url=http://cds.cern.ch/record/515241/files/0108217.pdf|연도=2002|권=88|호=9|쪽=091303|arxiv=hep-ph/0108217|bibcode=2002PhRvL..88i1303D|doi=10.1103/PhysRevLett.88.091303|pmid=11863992}}</ref><ref>Cicoli, Michele; Pedro, Francisco G.; Tasinato, Gianmassimo (23 July 2012). [[arxiv:1203.6655|"Natural Quintessence in String Theory"]] &#x2013; via arXiv.org.</ref> 퀸테선스는 동적이라는 점에서 암흑 에너지에 대한 [[우주상수|우주론적 상수]] 설명과 다르다. 즉, 정의에 따라 변하지 않는 '''우주 상수'''와 달리, 시간의 흐름에 따라 변화 하는 것이다. 퀸테선스는 운동 에너지와 위치 에너지의 비율에 따라 인력이거나 척력으로 될 수 있다. 이 가설의 연구자들은 퀸테선스가 [[대폭발|빅뱅]] 이후 약 35억 년 전인 약 100억 년 전에 척력으로 되었다고 믿고 있다.<ref>{{웹 인용|url=http://www.astronomytoday.com/cosmology/quintessence.html|제목=Quintessence, accelerating the Universe?|성=Wanjek|이름=Christopher|웹사이트=Astronomy Today|확인날짜=2023-05-23|archive-date=2019-10-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20191022184727/http://www.astronomytoday.com/cosmology/quintessence.html|url-status=}}</ref>

2021년에 어떤 그룹의 연구자들은 [[허블-르메트르 법칙|허블 장력]]의 관측에 의하면, 아마도 0이 아닌 [[결합 상수]]를 가지는 퀸테선스 모델만이 실현 가능하다는 것을 의미할 수 있다고 주장했다.<ref name="FLRW breakdown">{{저널 인용|제목=Does Hubble Tension Signal a Breakdown in FLRW Cosmology?|저널=Classical and Quantum Gravity|성=Krishnan|이름=Chethan|성2=Mohayaee|이름2=Roya|날짜=16 September 2021|권=38|호=18|쪽=184001|arxiv=2105.09790|bibcode=2021CQGra..38r4001K|doi=10.1088/1361-6382/ac1a81|issn=0264-9381|성3=Colgáin|이름3=Eoin Ó|성4=Sheikh-Jabbari|이름4=M. M.|성5=Yin|이름5=Lu}}</ref>

== 용어 ==
퀸테선스라는 이름은 '''다섯번째'''의 '''원소'''를 의미하는 라틴어 "quinta essentia"에서 유래한 것이다. 중세시대부터 라틴어로 불리던 이 원소는, [[아리스토텔레스]]가 천계의 본질이라고 생각하여 고대로부터 내려오던 4개의 [[고대 원소|고전적 원소]]에 추가된 최초의 원소이다. 아리스토텔레스는 4개의 고전적 원소를 순수하고 훌륭하며 원초적인 요소로 상정했다. 나중에 학자들은 퀸테선스를 [[아이테르 (원소설)|'''에테르''']]와 같은 것으로 보았다.

현대의 퀸테선스는 우주 전체의 '''질량-에너지 함량'''에 대하여, "동적이고, 시간 의존적이며, 공간적으로 비균질한" 것으로 알려진 '''5번째의 기여 요소'''가 될 수 있다. 여기서 다른 4개의 구성 요소는 물론 [[고대 원소|고대 그리스의 고전적 원소]] 4개 아니라 "[[중입자|바리온]], [[중성미자]], [[암흑물질|암흑 물질]], [및] [[전자기파|방사선]]"의 4개이다. 중성미자는 때때로 방사선으로 간주되기도 하지만, 여기서 "방사선"이라는 용어는 질량이 없는 [[광자]]를 가리킨다. 우주의 '''공간적 곡률'''(현재까지 검출되지 않음)은 '비역동적'이고 '균질'하기 때문에 제외되어 있다. '''우주 상수'''는 이러한 의미에서 5번째 원소로 인정되지 않을 것인데, 이는 '비동역학적'이고 '동질적'이며 '시간에 독립적'이기 때문이다.<ref name="CDS"/>

== 스칼라 필드 ==
퀸테선스( ''Q'' )는 [[상태 방정식 (우주론)|상태 방정식]]이 있는 [[스칼라장|스칼라 필드]]인데, 이는 ''w''<sub>''q''</sub>는 압력 ''p''<sub>''q''</sub> 와 밀도 <math>\rho</math><sub>''q''</sub> 의 비율인 위치 에너지 <math>V(Q)</math>와 동역학적 항에 의해 아래와 같이 주어진다:

: <math>w_q=\frac{p_q}{\rho_q}=\frac{\frac{1}{2}\dot{Q}^2-V(Q)}{\frac{1}{2}\dot{Q}^2+V(Q)}</math>

따라서 퀴텐선스는 동적이며 일반적으로 시간에 따라 달라지는 밀도와 w''<sub>q</sub>'' 매개변수를 갖는다. 이와 반대로 '''우주 상수'''는 고정된 [[에너지 밀도]]와 ''w'' <sub>''q''</sub> = &#x2212; 1인 정적이다.

== 추적기 거동 ==
퀸테선스의 많은 모델에는 '''추적기''' 거동이 있는데, 라트라와 피블스(1988) 및 폴 스타인하트 ''et al.'' (1999)에 의하면 이로써 우주 상수 문제가 부분적으로 해결된다.<ref name="Zlatev">{{저널 인용|제목=Quintessence, Cosmic Coincidence, and the Cosmological Constant|저널=[[Physical Review Letters]]|성=Zlatev|이름=I.|성2=Wang|이름2=L.|날짜=1999|권=82|호=5|쪽=896–899|arxiv=astro-ph/9807002|bibcode=1999PhRvL..82..896Z|doi=10.1103/PhysRevLett.82.896|성3=Steinhardt|이름3=P.}}</ref> 이 모델에서 퀸테선스 필드는 [[우주의 역사|물질-방사선 일치]]까지 복사 밀도를 밀접하게 추적하는(하지만 그보다 작은) 밀도를 가지며, 이는 퀸테선스가 '''암흑 에너지'''와 유사한 특성을 갖기 시작하여 결국 퀸테선스가 우주를 지배하도록 촉발시킨다. 이는 자연히 암흑 에너지의 낮은 규모를 설정한다.<ref name="Steinhardt1999">{{저널 인용|제목=Cosmological tracking solutions|저널=[[Physical Review D]]|성=Steinhardt|이름=P.|성2=Wang|이름2=L.|날짜=1999|권=59|호=12|쪽=123504|arxiv=astro-ph/9812313|bibcode=1999PhRvD..59l3504S|doi=10.1103/PhysRevD.59.123504|성3=Zlatev|이름3=I.}}</ref> 추적기 솔루션에 의해 주어지는 우주의 예측된 [[우주팽창|팽창률]]을 우주 데이터와 비교할 때 추적기 솔루션의 주요 특징은 [[상태 방정식 (우주론)|상태 방정식]]의 동작을 적절하게 설명하기 위해 4개의 매개변수가 필요하다는 것이다.<ref name="Linden2008">{{저널 인용|제목=Test of the Chevallier-Polarski-Linder parametrization for rapid dark energy equation of state transitions|저널=[[Physical Review D]]|성=Linden|이름=Sebastian|성2=Virey|이름2=Jean-Marc|날짜=2008|권=78|호=2|쪽=023526|arxiv=0804.0389|bibcode=2008PhRvD..78b3526L|doi=10.1103/PhysRevD.78.023526}}</ref><ref name="Ferramacho2010">{{저널 인용|제목=Constraints on dark energy evolution|저널=[[Astronomy & Astrophysics]]|성=Ferramacho|이름=L.|성2=Blanchard|이름2=A.|날짜=2010|권=514|쪽=A20|arxiv=0909.1703|bibcode=2010A&A...514A..20F|doi=10.1051/0004-6361/200913271|성3=Zolnierowsky|이름3=Y.|성4=Riazuelo|이름4=A.}}</ref> 기껏해야 매개변수가 2개인 모델이 중간 미래 데이터(horizon 2015–2020)에 의해 최적으로 제한될 수 있음이 밝혀졌다.<ref name="LindererHuterer2005">{{저널 인용|제목=How many cosmological parameters|저널=[[Physical Review D]]|성=Linder|이름=Eric V.|성2=Huterer|이름2=Dragan|날짜=2005|권=72|호=4|쪽=043509|arxiv=astro-ph/0505330|bibcode=2005PhRvD..72d3509L|doi=10.1103/PhysRevD.72.043509}}</ref>

== 구체적 모델 ==
일부 특수한 경우에 퀸테선스는 [[팬텀 에너지]]인데, 여기서 ''wq'' <&#x2212; 1,<ref name="Caldwell2002">{{저널 인용|제목=A phantom menace? Cosmological consequences of a dark energy component with super-negative equation of state|저널=[[Physics Letters B]]|성=Caldwell|이름=R. R.|날짜=2002|권=545|호=1–2|쪽=23–29|arxiv=astro-ph/9908168|bibcode=2002PhLB..545...23C|doi=10.1016/S0370-2693(02)02589-3}}</ref> 및 k-essence(kinetic quintessence의 줄임말)로 비표준 형태의 [[운동 에너지]]를 갖는다. 이러한 유형의 에너지가 존재한다면 암흑 에너지의 에너지 밀도 증가로 인해 우주에 [[빅 립|큰 균열]]<ref name="Antoniou2016">{{저널 인용|제목=Geodesics of McVittie Spacetime with a Phantom Cosmological Background|저널=[[Phys. Rev. D]]|성=Antoniou|이름=Ioannis|성2=Perivolaropoulos|이름2=Leandros|연도=2016|권=93|호=12|쪽=123520|arxiv=1603.02569|bibcode=2016PhRvD..93l3520A|doi=10.1103/PhysRevD.93.123520}}</ref>이 발생하여 우주의 팽창이 기하급수적으로 빨라질 것이다.

=== 홀로그램 암흑 에너지 ===
홀로그램 암흑 에너지 모델은 우주 상수 모델과 비교하여 높은 [[축퇴성]]을 암시한다.<ref>{{저널 인용|제목=Holographic Dark Energy with Cosmological Constant|저널=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|성=Hu|이름=Yazhou|성2=Li|이름2=Miao|연도=2015|권=2015|호=8|쪽=012|arxiv=1502.01156|bibcode=2015JCAP...08..012H|doi=10.1088/1475-7516/2015/08/012|성3=Li|이름3=Nan|성4=Zhang|이름4=Zhenhui}}</ref> 암흑 에너지는 [[시공간]]의 [[양자 요동]]에서 비롯될 수 있으며 우주의 사건 지평선에 의해 제한된다고 제안되어 있다.<ref>{{저널 인용|제목=Explaining Holographic Dark Energy|저널=Galaxies|성=Shan Gao|url=http://philsci-archive.pitt.edu/10036/|연도=2013|권=1|호=3|쪽=180–191|bibcode=2013Galax...1..180G|doi=10.3390/galaxies1030180}}</ref>

퀸테선스 암흑 에너지에 대한 연구에서는 홀로그램 가열화에 기반한 시공간 시뮬레이션에서 중력 붕괴를 지배한다는 것을 발견했다. 이러한 결과는 정수의 상태 매개변수가 작을수록 플라즈마가 가열화되기 어렵다는 것을 보여준다.<ref>{{저널 인용|제목=Holographic thermalization and gravitational collapse in the spacetime dominated by quintessence dark energy|저널=Physical Review D|성=Zeng|이름=Xiao-Xiong|성2=Chen|이름2=De-You|연도=2015|권=91|호=4|쪽=046005|arxiv=1408.6632|bibcode=2015PhRvD..91d6005Z|doi=10.1103/PhysRevD.91.046005|성3=Li|이름3=Li-Fang}}</ref>

=== 조화 퀸테선스 ===
조화 퀸테선스(Harmonic quintessence)는 기본 에너지 양자를 기반으로 암흑 에너지의 에너지 밀도를 설명한다.<ref>{{저널 인용|제목=The formulation of harmonic quintessence and a fundamental energy equivalence equation.|저널=Physics Essays|성=Worsley|이름=Andrew|url=https://www.ingentaconnect.com/content/pe/pe/2010/00000023/00000002/art00012|날짜=2010-06-01|권=23|호=2|쪽=311–319|doi=10.4006/1.3392799}}</ref>

== 퀸톰 시나리오 ==
2004년 과학자들은 암흑 에너지의 진화를 우주 데이터에 맞추면, 상태 방정식이 위에서 아래로 우주 상수 경계( {{수학 변수|w}} = –1)를 넘었을 가능성이 있음을 발견했다. 검증된 노고(no-go) 정리에서는 퀸톰(Quintom) 시나리오라고 하는 이러한 상황이 이상 기체 또는 스칼라 필드를 포함하는 암흑 에너지 모델에 대해 최소 2개의 자유도가 필요함을 나타낸다.<ref name="Hu2005">{{저널 인용|제목=Crossing the phantom divide: Dark energy internal degrees of freedom|저널=[[Physical Review D]]|성=Hu|이름=Wayne|연도=2005|권=71|호=4|쪽=047301|arxiv=astro-ph/0410680|bibcode=2005PhRvD..71d7301H|doi=10.1103/PhysRevD.71.047301}}</ref>

== 같이 보기 ==
* [[아이테르 (원소설)|아이테르 (고전적 원소)]]

== 각주 ==
{{각주}}

== 추가 자료 ==
* {{저널 인용|제목=Cosmology and the fate of dilatation symmetry|저널=Nuclear Physics B|성=Christof|이름=Wetterich|날짜=1987-09-24|권=302|호=4|쪽=668–696|arxiv=1711.03844|bibcode=1988NuPhB.302..668W|doi=10.1016/0550-3213(88)90193-9}}
* {{저널 인용|제목=The Quintessential Universe|저널=Scientific American|성=Ostriker JP|성2=Steinhardt P|날짜=January 2001|권=284|쪽=46–53|bibcode=2001SciAm.284a..46O|doi=10.1038/scientificamerican0101-46|pmid=11132422}}
* {{서적 인용|제목=Quintessence: The Search for Missing Mass in the Universe|성=Lawrence M. Krauss|저자링크=Lawrence M. Krauss|연도=2000|출판사=[[Basic Books]]|isbn=978-0465037414}}

{{근본적인 힘}}
{{우주론}}
{{전거 통제}}

[[분류:암흑 에너지]]