암흑물질 (2)

암흑물질 (2)

 

적색 편이 공간변형

대규모 은하 적색편이 조사는 은하 분포의 3차원 지도를 작성하는 데 사용될 수 있습니다. 이 지도들은 관측된 적방편이로부터 거리가 추정되기 때문에 약간 왜곡되어 있는데요, 적색편이에는 허블 확대 항의 지배적인 용어 외에도 은하의 이른바 특이 속도로부터의 기여가 포함되어 있습니다. 평균적으로 슈퍼클러스터는 중력 때문에 우주 평균보다 느리게 팽창하는 반면 공극은 평균보다 빠르게 팽창하고 있습니다. 적색편이 지도에서 슈퍼클러스터 앞 은하는 과도한 방사 속도를 가지며 거리가 암시하는 것보다 약간 높은 적색편이를 가지고 있는 반면 슈퍼클러스터 뒤 은하는 거리에 대해 약간 낮은 적색편이를 가지고 있습니다. 이 효과에 의해 슈퍼 클러스터는 반경 방향으로 짓눌려 마찬가지로 공극이 연장되지만 모서리 위치는 영향을 받지 않습니다. 이 효과는 진정한 형상이 불분명하기 때문에 어떤 구조에서도 검출할 수 없지만 많은 구조물을 평균적으로 측정할 수 있습니다. 1987년 Nick Kaiser에 의해 정량적으로 예측되었고 2001년 2dF Galaxy Redshift Survey에서 처음으로 결정적으로 측정되었고 결과는 람다-CDM 모델과 일치합니다.

 

중입자 물질

암흑물질은 주로 중력을 통해 가시물질(예를 들어 별이나 행성)과 상호작용하는 모든 물질을 가리킬 수 있습니다. 따라서 원리적으로 그것은 새로운 유형의 기본 입자로 구성될 필요는 없지만 적어도 부분적으로는 양성자나 중성자와 같은 표준 중입자 물질로 구성될 수 있습니다. 행성, 갈색왜성, 적색왜성, 가시항성, 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 등 천문학자들에게 익숙한 일반적인 물질 대부분이 이 범주에 속합니다. 고립된 블랙홀, 중성자별, 불탄 왜성 및 기타 거대한 물체는 집단적으로 MACHO로 알려져 있습니다. 처음에는 바리온 MACHO가 모든 암흑물질을 설명하고 설명할 수 있기를 원했던 과학자도 있었습니다.

그러나 여러 증거에 따르면 암흑 물질의 대부분은 중입자가 아니라는 것이 밝혀졌습니다.

충분한 확산, 중입자 가스 또는 먼지는 별에 따라 백라이트를 사용하는 것으로 표시됩니다.
빅뱅 핵합성 이론은 관측된 화학 원소의 풍부함을 예측합니다. 중입자가 많으면 빅뱅 사이에 합성된 헬륨, 리튬, 무거운 원소도 더 많아질 것입니다. 관측된 풍부함과의 일치에는 중입자 물질이 우주 임계 밀도의 4~5%를 차지하는 것이 필요합니다. 대조적으로 대규모 구조물 및 기타 관측 결과는 총 물질 밀도가 임계 밀도의 약 30%임을 보여줍니다.
은하수에서 중력 마이크로 렌즈의 천문학적인 탐색에서는 암흑 물질의 극히 일부만이 어둡고 콤팩트한 통상 물체(MACO 등)에 존재할 가능성이 있습니다; 대상 질량의 제외 범위는 지구 질량의 절반에서 30 태양의 질량까지이며, 거의 모든 그럴듯한 후보를 커버하고 있습니다.
우주 마이크로파 배경의 작은 불규칙성(이방성)에 대한 상세한 분석입니다. WMAP와 플랑크 관측은 전체 물질의 약 6분의 5가 중력 효과를 통해서만 일반 물질 및 광자와 유의하게 상호 작용하는 형태임을 보여줍니다

 

비바리온성 물질

비바리온 암흑물질에는 주로 두 후보가 있습니다: 축삭, 무균 중성미자, 약 상호작용의 거대 입자(WIMP), 초대칭 입자 또는 디온과 원시 블랙홀입니다. 블랙홀이 중입자성 여부의 물질을 섭취하면 그 구별은 상실됩니다.

중입자성 물질과는 달리 비중입자는 초기 우주(빅뱅 핵합성) 형성에 기여하지 않기 때문에 그 존재는 중력 효과 또는 약한 렌즈를 통해서만 밝혀집니다. 게다가 그것이 구성되는 입자가 초대칭일 경우, 그것들은 자신과의 소멸 상호작용을 받을 수 있어 감마선이나 중성미자와 같은 관측 가능한 부산물(간접 검출)을 생성할 수 있습니다.

2015년 농밀한 암흑물질이 원시 블랙홀로 구성되어 있다는 생각은 중간 질량 블랙홀의 결합을 검출한 중력파 측정 결과에 의해 부활되었습니다. 약 30개의 태양 질량을 가진 블랙홀은 항성 붕괴(보통 15개 미만의 태양 질량)나 은하 중심에 있는 블랙홀의 합병(수백만 개 또는 수십억 개의 태양 질량)에 의해 형성될 것으로 예측되지 않습니다. 검출된 융합을 일으키는 중간 질량 블랙홀은 보다 밀도가 높은 영역이 붕괴함으로써 우주의 뜨거운 밀집 초기 단계에서 형성된다고 제안되었습니다. 그 후 약 1000개의 초신성을 조사한 결과 중력 렌즈 이벤트는 검출되지 않았습니다. 이때 어떤 질량 범위 이상의 중질량 원시 블랙홀이 암흑물질의 60% 이상을 차지했다면 약 8개가 예상됩니다. 그러나 이 연구는 후속 James Webb 우주망원경 관측에 의해 제안된 광범위한 판상 곡률 분포에는 적용되지 않는 LIGO/Virgo 질량 범위를 나타내기 위해 단색 분포를 가정했습니다.

원자 크기의 원시 블랙홀이 암흑물질의 상당 부분을 차지할 가능성은 보이저 1호 우주선에 의한 태양의 태양권 밖에서의 양전자와 전자 유속 측정에 의해 제외되었습니다. 작은 블랙홀은 호킹 방사선을 방출하도록 이론화되어 있습니다. 그러나 검출된 플럭스는 너무 낮아서 기대되는 에너지 스펙트럼을 가지고 있지 않았기 때문에 작은 원시 블랙홀이 암흑물질을 설명하기에 충분히 퍼지지 않을 것임을 시사했습니다. 그럼에도 불구하고 농밀한 암흑물질을 설명하는 연구와 이론은 2018년 현재에도 계속되고 있으며 암흑물질 냉각 접근법을 포함하여 이 문제는 해결되지 않은 채로 남아 있습니다. 2019년 안드로메다 관측에서 마이크로 렌즈 효과의 결여는 작은 블랙홀이 존재하지 않음을 시사합니다.

그러나 여전히 원시 블랙홀이 모든 암흑물질을 설명할 수 있는 광학 마이크로렌즈 관찰에 의해 제한될 수 있는 거의 구속되지 않은 질량 범위가 존재합니다.

 

자유로운 스트리밍의 길이.

암흑물질은 한랭, 난열, 고온으로 분류할 수 있습니다. 이 범주들은 실제 온도가 아닌 속도를 의미하며, 우주 팽창에 의해 속도가 느려지기 전 초기 우주에서의 무작위 움직임에 의해 대응하는 물체가 얼마나 멀리 이동했는지를 나타냅니다. 이것은 자유류장(FSL)이라고 불리는 중요한 거리입니다. 이 길이보다 작은 원시밀도 변동은 입자가 과밀도에서 저밀도 영역으로 확산되면 씻겨나가며 큰 변동은 영향을 받지 않습니다. 따라서 이 길이는 추후 구조 형성을 위한 최소 스케일을 설정합니다.

이러한 카테고리는 프로토갤럭시(후에 왜소은하로 진화하는 물체)의 크기에 관해 설정되어 있습니다: 암흑물질 입자는 FSL에 의해 저온, 고온으로 분류됩니다. 이것은, 프로토갤럭시보다 훨씬 작은(차가운), 따뜻한(따뜻한), 또는 훨씬 큰(뜨거운) 것입니다.위의 혼합물도 가능하다: 혼합 암흑물질 이론은 1990년대 중반에 유행했지만 암흑에너지 발견 후 많은 비난을 샀습니다.

차가운 암흑물질은 첫 단계에서 은하가 형성되고, 뒤 단계에서 은하단이 형성되는 상향식 구조로 이어지고, 뜨거운 암흑물질은 큰 물질의 응집이 빠르게 형성되는 하향식 구성 시나리오가 됩니다. 그 이후에는 다른 은하로 분열합니다.

변동 스펙트럼 효과

이러한 카테고리는 변동 스펙트럼 효과(상세한 설명이 필요)와 각 타입이 비상대적이 된 빅뱅 후의 간격에도 대응합니다. 데이비스 등은 1985년에 이렇게 썼습니다.

후보 입자는 변동 스펙트럼에 미치는 영향에 따라 세 가지 범주로 분류할 수 있습니다. 암흑물질이 재결합 직전까지 상대론적인 채로 풍부한 빛 입자로 구성되어 있는 경우, 그것은 '뜨겁다'라고 정의될 수 있습니다. 뜨거운 암흑물질의 최선의 후보는 중성미자입니다. 두 번째 가능성은 암흑물질 입자가 중성미자보다 약한 상호작용을 하며 풍부하지 않고 1keV 다음 질량을 갖는 것입니다. 이러한 입자들은 '따뜻한 암흑물질'이라고 불립니다. 왜냐하면 그것들은 거대한 중성미자보다 열속도가 낮기 때문입니다. 현재 이 기술에 적합한 후보 입자는 거의 없습니다. 그라비치노와 포토이노가 제안되고 있는데(Pagels and Primack 1982; Bond, Szalay and Turner 1982) 아주 초기에 비상대론적이 되어 무시할 수 있는 거리를 확산할 수 있었던 입자는 차가운 암흑물질(CDM)이라고 불립니다. CDM에는 초대칭 입자를 포함한 많은 후보가 있습니다.

— Davis, Efstathiou, Frenk, & White (1985)[

 

 

 

대체정의

또 하나의 대략적인 구분은 우주가 약 1세로 현재 크기의 100만분의 1이며 방사선 지배 시대(광자와 중성미자)에 있을 때 광자 온도 270만 켈빈이 비상대적이 되었다는 것입니다. 표준 물리 우주론은 방사선 지배 시대에 입자 지평선의 크기를 2ct(광속에 시간을 곱한 것)로서 주기 때문에 2광년입니다. 이 크기의 영역은, 오늘날에는 200만 광년(부재 구조 형성)까지 확대됩니다. 실제 FSL은 비상대론적이 된 후 입자 속도가 스케일 팩터와 반대로 감소하여 천천히 성장하기 때문에 위 길이의 약 5배입니다. 이 예에서 FSL은 평균적인 큰 은하를 포함한 크기의 1000만 광년, 즉 300만 파섹에 해당합니다.

270만K 광자 온도는 250전자 볼트의 전형적인 광자 에너지를 주기 때문에 따뜻한 암흑 물질의 전형적인 질량 스케일을 설정합니다: GeV-TeV 질량 WIMP와 같이 이보다 훨씬 큰 입자는 빅뱅에서 1년보다 훨씬 빨리 비상대론적이 되며 따라서 FSL은 프로토 갤럭시보다 훨씬 작아집니다, 차갑게 하는 거예요. 반대로 질량이 겨우 eV인 중성미자와 같은 훨씬 가벼운 입자는 프로토갤럭시보다 훨씬 큰 FSL을 가지고 있기 때문에 그것들을 핫하게 평가합니다.

 

차가운 암흑물질 (Cold Dark Matter)

차가운 암흑물질은 대부분의 우주론적 관측에 가장 간단한 설명을 제공합니다. 이것은 프로토은하보다 훨씬 작은 FSL을 가진 성분으로 구성된 암흑물질입니다. 뜨거운 암흑물질 은하나 은하단 형성을 지원할 능력이 없어 보이고 입자 후보 대부분이 조기에 둔화됐기 때문에 암흑물질 연구의 초점입니다.

차가운 암흑물질의 성분은 불분명합니다. 가능성은 MACHO(블랙홀이나 프레온별과 같은 큰 물체)나 램보(갈색왜성 클러스터 등)부터 WIMP나 축삭 등 새로운 입자까지 다양합니다.

1997년 DAMA/NaI 실험과 2013년 후계 DAMA/LIBRA는 지구를 통과하는 암흑물질 입자를 직접 검출한다고 주장했지만 비슷한 실험으로 인한 부정적 결과가 DAMA 결과와 맞지 않는 것 같아 많은 연구자들은 회의적이다.

많은 초대칭 모델은 WIMPy Lightest Supersymmetric Particle(LSP) 형태로 암흑물질 후보를 제공합니다. 별도로 무거운 멸균 중성미자는 시소 메커니즘을 통해 작은 중성미자 질량을 설명하는 표준 모델의 비대칭 확장에 존재합니다.

 

따뜻한 암흑물질

본 발명은 FSL이 프로토은하의 크기에 해당하는 입자를 포함하는 난색 암흑물질을 제공합니다. 따뜻한 암흑물질에 기반한 예측은 대규모 차가운 암흑물질에 대한 예측과 비슷하지만 소규모 밀도 섭동은 적습니다. 이로 인해 예측되는 왜소은하의 풍부함이 감소하여 대은하 중심부의 암흑물질 밀도가 저하될 가능성이 있습니다. 일부 연구자들은 이것이 관찰에 더 적합하다고 생각합니다. 이 모델의 과제는 필요한 질량 300~3000eV 입자 후보가 없는 것입니다.

알려진 입자는 따뜻한 암흑물질로 분류할 수 없습니다. 예상되는 후보는 무균 중성미자인데 다른 중성미자와 달리 약한 힘으로는 상호작용하지 않는 더 무겁고 느린 중성미자의 형태입니다. 스칼라 텐서 벡터 중력과 같은 몇몇 수정된 중력 이론은 방정식을 기능시키기 위해 "따뜻한" 암흑 물질을 필요로 합니다.

뜨거운 암흑물질

뜨거운 암흑물질은 FSL이 프로토갤럭시 크기보다 훨씬 큰 입자로 구성되어 있습니다. 중성미자는 그런 입자로 평가되고 있습니다. 그것들은 암흑물질 사냥보다 훨씬 전에 독립적으로 발견되었고 1930년에 가정되었으며 1956년에 발견되었습니다. 중성미자의 질량은 전자의 10-6 이하다. 중성미자는 중력과 약한 힘을 통해서만 정상적인 물질과 상호작용하며 이를 감지하기 어려워집니다(약한 힘은 근소한 거리에서만 작용하기 때문에 중성미자가 핵에 정면충돌했을 경우에만 약한 힘 이벤트를 유발합니다). 이것에 의해, WIMP와는 대조적으로 「약한 상호작용의 가늘고 긴 입자」(WISP)가 됩니다.

중성미자의 3가지 알려진 플레이버는 전자, 뮤온, 타우입니다. 그들의 질량은 약간 다릅니다. 중성미자는 움직일 때 플레이버 사이에서 진동합니다. 세 중성미자의 집단 평균 질량에 대한 정확한 상한선을 결정하는 것은 어렵습니다(또는 세 중성미자 중 하나에 대해서도). 예를 들어 평균 중성미자 질량이 50eV/c2(전자 질량의 10~5 미만)를 넘으면 우주는 붕괴합니다. CMB 데이터 및 기타 방법은 그 평균 질량이 아마도 0.3eV/c2를 넘지 않는다는 것을 보여줍니다. 따라서 관측된 중성미자는 암흑물질을 설명할 수 없습니다.

은하 크기의 밀도 변동은 프리스트리밍에 의해 씻겨나가기 때문에 뜨거운 암흑물질은 최초로 형성될 수 있는 거대한 초클러스터 크기의 팬케이크를 의미하고, 그 다음 은하로 분열됩니다. 대신 딥필드 관측은 은하가 먼저 형성되고 은하가 모여 클러스터와 슈퍼클러스터가 형성되었음을 보여줍니다.

암흑물질 집합체와 객체

암흑물질이 약한 상호작용을 하는 입자들로 구성돼 있을 경우 행성이나 별, 블랙홀과 동등한 물체를 형성할 수 있는지가 분명한 문제다. 역사적으로 답은 다음의 두 가지 요인 때문에 실행할 수가 없다는 결론을 내렸습니다.

1)   에너지를 효율적으로 소비할 방법이 없습니다
보통 물질은 에너지를 잃는 많은 방법이 있기 때문에 밀집된 물체를 형성합니다. 물체의 형성에는 에너지를 잃는 것이 불가결합니다. 왜냐하면, 압축 중에 에너지를 얻거나 중력 아래에서 '안쪽으로' 낙하하는 입자는 다른 방법으로는 그것을 잃을 수 없기 때문에 뜨겁게 달궈 속도와 운동량을 증가시키기 때문입니다. 암흑물질은 단순히 중력 이외의 다른 방법으로 강하게 상호작용할 수 없기 때문에 에너지를 잃을 수단이 없어 보입니다. 빌리얼의 정리는 이러한 입자가 서서히 형성되는 물체에 계속 결합하지는 않을 것임을 시사합니다.

2)   물체가 형성되고 콤팩트해지기 시작하면 그 안의 암흑물질 입자는 속도를 높여 도망치는 경향이 있습니다.
구조를 형성하는 데 필요한 다양한 상호작용이 결여되어 있습니다. 일반 물질은 다양한 방법으로 상호 작용하며, 그에 따라 물질이 더 복잡한 구조를 형성할 수 있습니다. 예를 들어 별은 중력을 통해 형성되는데, 그 안의 입자들은 상호작용하며 충분히 에너지가 발생하면 중성미자와 핵융합을 통해 전자방사선을 방출합니다. 양성자와 중성자는 강한 상호작용을 통해 결합하고, 그 후 주로 전자적 상호작용을 통해 전자와 원자를 형성할 수 있습니다. 암흑물질이 중력을 통해서만 상호작용하는 것처럼 보이기 때문에 이렇게 다양한 상호작용이 가능하다는 증거는 없습니다(그리고 아마도 암흑물질이 더 잘 이해되기 전까지는 이는 추측일 뿐입니다).

 

암흑물질 입자의 검출

암흑물질이 아원자 입자로 구성되어 있는 경우 그러한 입자는 초당 수백만에서 수십억 사이를 통과해야 합니다. 많은 실험은 이 가설을 검증하는 것을 목적으로 합니다. WIMP는 주요 검색 후보였지만, 축삭은 새롭게 주목을 받았고, Axion Dark Matter Experiment(ADMX)는 축삭 및 미래에 더 많은 것을 계획하고 있습니다. 또 다른 후보는 중력을 통해서만 일반 물질과 상호 작용하는 무거운 숨겨진 섹터 입자입니다.

이 실험들은 검출기 내 원자핵에서 암흑물질 입자의 산란을 찾는 직접 검출 실험과 암흑물질 입자 소멸 또는 붕괴의 산물을 찾는 간접 검출로 나눌 수 있습니다.

직접 검출

직접 검출 실험은, (이론상) 지구를 통과하고 있는 암흑 물질의 입자와의 상호 작용에 의해서 유도되는 핵의 저에너지 반동(통상 수 keV)을 관찰하는 것을 목적으로 합니다. 이러한 반동 후 핵은 민감한 검출 장치를 통과할 때 섬광 또는 포논 형태로 에너지를 방출합니다. 그러기 위해서는 매우 낮은 배경을 유지하는 것이 중요합니다. 이것은 이러한 실험이 보통 우주선으로부터의 간섭을 최소화하는 지하 깊은 곳에서 작동하는 이유입니다. 직접 검출 실험을 실시하는 지하 실험실의 예로는 스타웰 광산, 수단 광산, 새드베리의 SNOLAB 지하 실험실, 그랑사소 국립 연구소, 캠프란 지하 연구소, 불비 지하 연구소 등이 있습니다. 심부 지하 과학 기술 연구소와 중국의 진핑 지하 연구소입니다.

 

이러한 실험은 대부분 저온 또는 고귀한 액체 검출 기술을 사용하고 있습니다. 100mK 이하의 온도에서 동작하는 저온 검출기는 게르마늄 등 결정 흡수체의 원자에 입자가 충돌했을 때 발생하는 열을 검출합니다. 귀액 검출기는 액체 크세논 또는 아르곤 중 입자 충돌에 의해 생기는 섬광을 검출합니다. 극저온 검출기 실험에는 CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA가 포함됩니다. 귀액실험으로는 LZ, 크세논, DEAP, ArDM, WARP, 다크사이드, 판다X, 럭스 등이 있습니다. 이 기술들은 모두 배경 입자(주로 전자를 산란시킨다)와 암흑 물질 입자(핵을 산란시킨다)를 구별하는 능력에 강하게 초점을 맞추고 있습니다. 그 외의 실험으로는 Simple이나 Picasso 등이 있습니다.

현재 직접 검출 실험에 의한 암흑 물질 검출 주장은 확립되어 있지 않고 대신 질량과 그러한 암흑 물질 입자의 핵자와의 상호 작용 단면의 강한 상한으로 이어졌습니다. DAMA/NaI와 보다 최근의 DAMA/LIBRA 실험 협력은 암흑 물질이 원인이라고 주장하는 검출기의 사건 속도에 연 1회의 변조를 검출했습니다. 이는 지구가 태양 주위를 공전함에 따라 암흑물질 헤일로에 대한 검출기의 속도가 약간 변화할 것이라는 예상에서 발생합니다. 이 주장은 현재 확인되지 않았으며, LUX, SuperCDMS, XENON100 등의 다른 실험으로부터의 부정적인 결과와는 모순됩니다.

직접 검출 실험의 특별한 케이스는, 방향 감도가 있는 것을 대상으로 합니다. 이것은 은하 중심을 중심으로 한 태양계의 움직임에 근거한 탐색 전략입니다.[147][148][149] 저압시간 투영실은 후퇴 궤도정보에 접근하여WIMP-핵 운동학을 구속할 수 있습니다. 그 후 태양이 나아가는 방향(거의 Cygnus를 향해)에서 오는 WIMP는 등방성 이어야 하는 배경에서 분리될 가능성이 있습니다. 지향성 암흑물질 실험에는 DMTPC, DRIFT, 뉴에이지 및 MIMAC가 포함됩니다.

 

콜라이더는 암흑 물질을 탐색합니다
자연계의 암흑물질 입자 검출에 대한 또 다른 접근법은 그것들을 실험실에서 생산하는 것입니다. 대형 하드론 충돌형 가속기(LHC)를 이용한 실험은 LHC 양성자 빔의 충돌로 생성된 암흑물질 입자를 검출할 수 있습니다. 암흑물질 입자는 정상적인 가시물질과 무시할 수 있는 정도의 상호작용을 가져야 하기 때문에 다른 (무시할 수 없는) 충돌생성물이 검출될 경우 검출기에서 벗어난 (대량의) 에너지와 운동량이 부족한 것을 간접적으로 검출할 수 있습니다. 암흑물질에 대한 제약도 비슷한 원리를 이용한 LEP 실험에서 존재하지만 암흑물질 입자와 쿼크가 아닌 전자와의 상호작용을 찾습니다. 콜리더 탐색에서의 발견은 발견된 입자가 실제로 암흑물질임을 증명하기 위해 간접 또는 직접 검출 섹터에서의 발견에 의해 뒷받침되어야 합니다.