DESI의 첫번째 미션은 암흑 에너지의 본질을 연구하는 것이다. 그 에너지 밀도가 시간에 따라 어떻게 진화하고, 물질의 군집에 어떤 영향을 미치는가? 이런 질문에 답하기 위해, DESI는 우주지도를 활용하여 다음과 같은 우주론적 효과 두 가지를 측정하려고 한다 – 중입자 음향 진동(baryon acoustic oscillations, BAO)과 적색이동 공간왜곡(redshift-space distortions). 동일한 우주지도를 이용하여 다른 우주론적 효과들과 은하, 퀘이사(quasars), 은하간 기체의 물리학을 연구할 수 있는 기회들 또한 제공할 것이다.
중입자 음향 진동 (Baryon acoustic oscillations, BAO)
초기 우주에는 중입자 음향 진동이라는 아주 중요한 물리적 과정이 존재하는데, DESI는 이 과정에서 생성된 미세한 흔적을 측정하는데 최적화되어 있다. 그 효과를 설명하려면, 먼저, 우주를 채우고 있는 우주 배경복사(cosmic microwave background radiation, 빅뱅의 잔재물인 열복사)에 관한 이해가 필요하다. 현재, 이 우주복사의 온도는 절대온도 0도에서 겨우 2.7도 높지만, 초기의 우주에서는 훨씬 높았다. 대폭발로부터 40만년이 지난 시점을 기준으로 보면, 그 이전의 우주 밀도는 지금의 우주 밀도와 비교해 10억배 가까이 높았다. 당시 우주 배경복사는 수소와 헬륨 원자속에 있는 전자를 핵에서 분리해 이온화하여 플라즈마 상태로 만들 정도로 뜨거웠다. 전자는 배경복사를 구성하는 광자와 쉽게 산란함으로써, 광자는 이 플라즈마 기체의 중력에 의한 수축에 저항할수 있는 아주 강한 광압을 제공할 수 있었다. 우주초기 0.1초내에 광범위하게 생성된 작은 밀도 변화(섭동, perturbations)는 이 광압과 중력의 상호작용으로 ‘중입자 음향 파동’으로 불리는 음파가 되어 플라즈마 상태의 우주로 퍼져 나갔다. 이 음파는 40만년동안 우주공간으로 퍼져 나가다가, 팽창하던 우주가 전자와 원자핵이 결합해 중성의 원소로 변할 만큼 차가워 졌을 때 갑자기 멈춘다. 이때, 밀도섭동으로 인한 중력이 다른 힘들을 압도하며, 우주는 오늘날 우리가 관측하는 거대 구조 형태를 갖추기 시작했다. 그런데, 이 음파의 영향은 지금도 관측할 수 있다. 우주에서 상대적으로 밀도가 높은 구역(overdense) 주위엔, 그 과밀도 구역에서 퍼져 나간 아주 미세한 동심원 모양의 파동이 있었던 흔적이 남아 있기 때문이다. 그 결과로, (무작위로) 두 은하들을 짝지어 볼 때, 그 둘의 간격이 이 파동이 (과밀도 구역에서부터) 진행한 거리만큼인 경향이 근소하게 생겼다. 그리고 우주의 팽창으로 인해 그 거리는 현재 5억 광년 정도이다. 이 희미한 ‘유적’은 여러 데이터에서, 특히 슬로운 디지털 하늘 탐사(Sloan Digital Sky Survey, SDSS)의 중입자 진동 분광 탐사(Baryon Oscillation Spectroscopic Survey, BOSS)에서 관측되었다. 이 미세한 (은하들 사이의 거리의) 상관관계는 암흑 에너지를 연구하는데 있어 중요한 단서가 되고 있다.
적색이동이 큰 은하들을 관측해 그들 사이의 특징적인 군집 간격을 (우리 시점에서) 측정할 때, 우리는 그 간격이 실제론 5억광년이 되어야 한다는 것을 알고 있다. 이를 토대로, 우리는 그 은하들까지의 거리를 측정할 수 있다. 즉, 적색이동 탐사에서 만들어진 우주 지도는 마치 지도상의 센티미터가 실제 몇 킬로미터에 해당하는지의 축척거리가 분명하게 표기되지 않은 지도를 제공한 것과 같은데, 이 경우, 우리는 은하 사이의 간격에 대한 신중한 분석을 통해서 정확한 환산계수(축척거리)를 구해낼 수 있다. DESI는 BAO를 이용하여, 광범위한 적색이동 구간에 걸쳐 (은하까지의) 거리와 적색이동 사이의 관계를 측정할 계획이다. 이 측정 결과를 통해 우리는 우주팽창의 역사와 암흑 에너지의 진화과정을 추론할 수 있다.
적색이동공간왜곡 (Redshift-space distortions)
DESI에서 은하의 적색 이동을 측정할 때, 이 측정에는 사실 두 가지가 기여한다. 하나는 우주의 팽창으로부터 비롯된 큰 이동이고 다른 하나는 둘러싸고 있는 거대구조의 중력에 이끌려 생긴 은하의 움직임에 의한 작은 이동이다. 후자는 특이 속도(peculiar velocity)라고 불린다. 이 특이 속도의 크기를 측정함으로써, 과학자들은 거대구조 안에 얼마나 많은 양의 질량이 있는 지를 측정할 수 있다.
또는, 만약 다른 방법에 의해 그 질량을 알 수 있다면, 수억 광년 규모에서의 중력이 알버트 아인슈타인의 일반상대성 이론이 예측하는 바를 따르고 있는 지를 검증할 수 있다. 이런 어마어마한 규모에서 일반상대성이론을 검증하는 것은 매우 중요하다. 왜냐하면 수정중력이론으로 알려진, 우주의 가속팽창을 설명할 수 있는 또 다른 이론들을 찾아낼 수 있을 지도 모르기 때문이다. 즉, 우리는 (관측 가능한) 가장 큰 규모에서의 우주의 팽창 속도가 우리가 알고 있는 물질과 태양계 안에서는 아주 잘 검증된 물리법칙들로 인한 인력으로부터 예측된 것과 매우 다르게 진화하고 있다는 것을 알고 있다. 이런 예측과 벗어나는 행동은 우주 거대 구조에 또 다른 흔적들을 남겼을 수도 있다.
특이 속도의 크기는 DESI에서 만들 우주 지도를 통해, 거대 구조의 시선 방향 군집 정도와 시선에 수직인 방향의 군집 정도를 비교해서 잴 수 있다. 시선 방향에 따라 변하는 이러한 특유의 군집양상은 적색이동공간왜곡이라 알려져 있다. 우리가 측정하는 거대구조로 인해 특이 속도가 생겨난 것이기 때문에, 거대구조의 관측된 모습 속에는 특이 속도와 연관된 체계적인 변화가 있다. DESI에서 만들 우주 지도를 잘 분석하면 매우 정밀하게 이 특징들을 찾아낼 수 있다.
암흑 에너지 연구에서 DESI가 가지는 의미
수수께끼 같은 암흑 에너지와 우주론이 가지는 매력은 폭넓은 우주론 실험을 추진하는 동력이다. 현재 가장 야심찬 관측 실험 중 하나라고 평가할 수 있는 DESI는 가동과 동시에 세계에서 가장 큰 규모의 은하관측 실험으로 자리매김할 것이라 기대된다. DESI가 그려낼 3차원의 우주지도는 그 자체로도 중요한 의미가 있지만, 향후 가시광/적외선(optical/infrared), 극초단파(microwave), 엑스선(X-ray) 파장의 측광 관측 실험 등과 결합할 때 그 효과가 배가될 것이다. 우주의 성질을 다양한 방식으로 측정하는 것은 현대 우주론의 중요한 특징으로, 도출된 결과를 상호 비교하여 결과의 신뢰성을 높이고, 나아가 새로운 접근의 가능성을 제공하는 것은 현대 우주론의 장점이라고 할 수 있다. 우리는 향후 10년 안에 우주론 분야, 특히 암흑 에너지 영역에서 DESI가 탁월하고 협력적인 역할을 훌륭하게 수행할 것으로 기대한다.
암흑 에너지를 넘어서
중입자 음향진동과 적색이동공간왜곡 외에도 많은 영역에서 DESI의 우주지도를 활용할 수 있다. 예를 들면, 중간 적색이동 구간의 우주거대구조의 군집진폭은 중성미자(neutrino)의 질량을 측정하는데 중요한 역할을 할 것이다. 한편, 가장 큰 규모에서의 거대구조 측정은 우주의 초기 섭동이 가장 단순한 모델을 따른 것인지, 혹은 우주 생성 1초내의 막대한 에너지상태에서 일어났었던, 우리가 여태껏 알지 못했던 행동을 암시하는 구조 형태를 보여주는 지를 실험할 수 있다. 은하의 군집양상를 자세히 측정하면 중력에 의한 군집에 근거하여 표준 우주론 모형을 폭넓게 확대해 시험해 볼 수도 있다. 우리는 DESI를 우주론에 국한하지 않고, 수백만 개의 은하와 퀘이사까지의 거리를 정확히 측정하는데 활용함으로써 그 성질과 통계적 집단경향(demographics)을 이해할 수 있다. DESI는 우리 은하에 가까운 우주를 자세하게 그려냄으로써, 향후 은하군과 은하단을 연구하고, 나아가 그 은하 속의 극단적 현상을 연구하는데 중요한 근간을 마련할 것이다. DESI의 항성분광(stellar spectroscopy) 관측 또한 우리 은하의 헤일로와 두꺼운 원반(thick disk)의 역학 관계를 상세하게 측정할 것이다.