뜨거운 암흑물질
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1. 개요
뜨거운 암흑 물질은 빛과 상호작용하지 않아 감지하기 어려운 암흑 물질의 한 유형이다. 암흑 물질은 입자의 질량에 따라 뜨거운 암흑 물질(HDM), 차가운 암흑 물질(CDM), 따뜻한 암흑 물질(WDM)로 분류되며, HDM은 CDM보다 빠르게 이동한다. HDM은 은하단과 초은하단의 형성을 설명하는 데 사용될 수 있지만, 우주 마이크로파 배경 복사 데이터와의 불일치로 인해 단독으로는 우주 구조 형성을 설명하기 어려워 혼합 암흑 물질(MDM) 이론으로 보완된다. 중성미자는 뜨거운 암흑 물질의 대표적인 예시이며, 슈퍼-카미오칸데와 같은 연구 시설에서 연구가 진행 중이다.
암흑 물질은 빛을 방출하거나 흡수하지 않는 물질이다. 물리학에서 암흑 물질은 전자기파와 상호 작용하지 않는 것으로 특징지어져 '어둡게' 보이며, 기존 도구로는 감지할 수 없다.[1]
2. 암흑 물질의 종류와 역할
은하 회전 곡선 데이터에 따르면 은하 질량의 약 80%가 보이지 않는다. 연구자들은 암흑 물질이 중력 변동에 미치는 영향을 통해 이를 '간접적'으로 감지하는 방법을 개발했다.[2]
암흑 물질은 "뜨거운" (HDM), "차가운" (CDM), "따뜻한" (WDM) 유형으로 구분된다. 이 용어는 암흑 물질 입자의 질량(이동 속도 결정)을 나타내며, HDM 입자는 CDM 입자보다 질량이 작아 더 빠르게 이동한다.[3]
뜨거운 암흑 물질의 예로는 중성미자가 있다. 중성미자는 질량이 매우 작고, 전자기 상호작용과 강한 상호작용을 하지 않으며, 약한 상호작용과 중력은 가지지만 매우 약해 감지하기 어렵다. 슈퍼-가미오칸데 등에서 중성미자를 연구하고 있다.
2. 1. 암흑 물질과 은하 형성
암흑 물질은 전자기파와 상호 작용하지 않아 빛을 방출하거나 흡수하지 않기 때문에 '어둡게' 보이며, 기존의 물리학 도구로는 감지할 수 없다.[1] 은하 회전 곡선 데이터에 따르면 은하 질량의 약 80%가 보이지 않는데, 연구자들은 암흑 물질이 중력 변동에 미치는 영향을 통해 이를 '간접적'으로 감지하는 방법을 개발했다.[2]
암흑 물질은 "뜨거운" (HDM)과 "차가운" (CDM) 유형으로 구분되며, "따뜻한" (WDM)도 제안된다. 이 용어는 암흑 물질 입자의 질량(이동 속도 결정)을 나타낸다. HDM 입자는 CDM 입자보다 질량이 작아 더 빠르게 이동한다.[3]
뜨거운 암흑 물질의 분포는 은하단과 초은하단이 빅뱅 이후 어떻게 형성되었는지 설명하는 데 도움이 될 수 있다. 이론가들은 암흑 물질에 두 가지 종류가 있다고 주장한다.
1) "가시적인 은하단의 개별 구성원 주변에 모이는" 것
2) "클러스터 전체"를 포함하는 것
차가운 암흑 물질은 속도가 낮아 "작은 은하 크기의 덩어리"의 근원이 될 수 있다. 뜨거운 암흑 물질은 전체 은하단을 둘러싸는 더 큰 질량 집합체의 형성에 해당한다.
그러나 COBE 위성이 측정한 우주 마이크로파 배경 복사 데이터는 매우 균일하며, 고속 뜨거운 암흑 물질 입자는 이렇게 부드러운 초기 상태에서 은하만큼 작은 덩어리를 형성할 수 없다. 따라서 관측 가능한 우주의 비교적 작은 규모의 구조를 설명하기 위해서는 차가운 암흑 물질이나 WDM이 필요하다. 즉, 뜨거운 암흑 물질은 우주 은하 형성을 설명하는 유일한 물질이 될 수 없으며, 더 큰 혼합 암흑 물질 (MDM) 이론의 범주에 속한다.
2. 2. 중성미자
중성미자는 뜨거운 암흑 물질의 한 예이다.[5] 중성미자는 질량이 매우 작으며, 네 가지 기본 힘 중 전자기력과 강력에 관여하지 않는다. 약력과 중력과 상호작용하지만, 이러한 힘의 세기가 약하기 때문에 감지하기 어렵다.
2. 2. 1. 중성미자 연구
중성미자는 뜨거운 암흑 물질 입자의 한 예이다.[5] 중성미자는 질량이 매우 작으며, 네 가지 기본 힘 중 전자기력과 강력에 관여하지 않는다. 약력과 중력에는 상호 작용하지만, 이러한 힘의 세기가 약하기 때문에 감지하기 어렵다. 일본 기후현 기후시에 있는 슈퍼-카미오칸데 중성미자 관측소와 같은 여러 프로젝트에서 현재 이러한 중성미자를 연구하고 있다.
참조
[1]
간행물
Seeing through Dark Matter
2007
[2]
간행물
Dark matter, where art thou?
2012
[3]
뉴스
Dark matter—hot or not?
https://phys.org/new[...]
2016-08-31
[4]
간행물
Tracing the Architecture of Dark Matter
1996
[5]
간행물
Neutrino and axion hot dark matter bounds after WMAP-7
2010-08-02
[6]
간행물
Dark matter and cosmic structure
http://onlinelibrary[...]
WILEY-VCH Verlag GmbH & Co. KGaA, Weinheim
2012-10
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