암흑물질 헤일로

1. 개요

암흑 물질 헤일로는 은하의 회전 속도와 관련된 중력 효과를 설명하기 위해 제안된, 관측되지 않는 암흑 물질이 은하를 둘러싸고 있는 형태를 말한다. 나선 은하의 회전 곡선이 예상과 달리 은하 중심에서 멀어져도 속도가 감소하지 않는 현상을 설명하기 위해 암흑 물질의 존재가 필요하며, 이는 암흑 물질 헤일로의 증거로 제시된다. 암흑 물질 헤일로의 형성은 초기 은하 형성에 중요한 역할을 했으며, 차가운 암흑 물질(CDM) 모델을 통해 설명된다. 헤일로의 밀도 분포는 다양한 모델로 표현되며, NFW 프로파일, 아이나스토 프로파일 등이 사용된다. 암흑 물질 헤일로의 모양은 타원체로 예상되며, 하부 구조로 서브헤일로를 포함한다. 암흑 물질의 성질은 아직 밝혀지지 않았지만, WIMP 또는 MACHO로 구성될 가능성이 제기된다. 우리 은하의 암흑 물질 헤일로는 우리 은하 질량의 대부분을 차지하며, 태양 질량의 수천억 배에 달하는 것으로 추정된다.

2. 암흑 물질 헤일로의 증거

암흑 물질 헤일로의 존재는 나선 은하의 회전 곡선 등 여러 관측 증거들을 통해 뒷받침된다. 이러한 증거들은 기존의 중력 이론으로는 설명하기 어려운 현상들을 설명하기 위해 암흑 물질의 존재를 필요로 한다.

2.1. 나선 은하의 회전 곡선

암흑 물질 헤일로의 존재는 나선 은하의 회전에서 나타나는 중력적인 효과에 의해 증명된다. 현재의 은하 회전속도로 보아, 기존에 알려진 질량으로는 은하를 구성하는 물질들이 은하의 핵으로부터 멀어져야 한다. 그러나 나선은하의 관측에서는 은하의 질량으로 인한 중력이 은하를 구성하는 물질이 떨어져 나가지 않도록 붙잡을 정도로 강하다는 것이 알려졌다. 이것은 관측되지 않는 물질, 즉 암흑 물질이 존재한다는 것을 의미한다. 이 암흑물질이 존재하지 않는다고 할 경우, 기존의 중력 이론이 틀렸다는 것을 의미한다.

암흑 물질(DM)이 헤일로에 존재한다는 것은 중력이 은하 회전 곡선에 미치는 영향으로부터 추론된다. (대략 구형인) 헤일로 전체에 많은 양의 질량이 없다면, 은하의 회전 속도는 은하 중심에서 멀어질수록 감소할 것인데, 이는 태양에서 멀어질수록 외행성의 궤도 속도가 감소하는 것과 같다. 그러나 나선 은하에 대한 관측 천문학적 관측, 특히 중성 수소(천문학 용어로는 21 cm 수소선, H one, H I 선으로 알려짐)에서 나오는 스펙트럼선의 전파 천문학적 관측은 대부분의 나선 은하의 회전 곡선이 평평해진다는 것을 보여주는데, 이는 회전 속도가 은하 중심에서 멀어질수록 감소하지 않는다는 것을 의미한다. 이러한 관측을 설명할 가시적인 물질이 없다는 것은, 1970년 켄 프리먼에 의해 처음 제안된, 관측되지 않은 (암흑) 물질이 존재하거나, 중력 하에서의 운동 이론(일반 상대성 이론)이 불완전하다는 것을 의미한다. 프리먼은 NGC 300과 M33에서 예상되는 속도 감소가 나타나지 않는다는 것을 알아차리고, 이를 설명하기 위해 감지되지 않은 질량을 고려했다. DM 가설은 여러 연구를 통해 강화되었다.

3. 암흑 물질 헤일로의 형성과 구조

암흑물질 헤일로는 초기 은하 형성에 중요한 역할을 한 것으로 추정된다. 초기 은하 형성 시기에는 바리온 물질의 온도가 너무 높아 중력적으로 스스로 결합된 천체를 형성하기 어려웠다. 따라서 암흑물질 구조가 먼저 형성되어 추가적인 중력 상호작용을 제공해야 했다.

현재 가설은 차가운 암흑 물질(CDM)과 우주 초기의 구조 형성에 기반을 두고 있다. CDM 구조 형성에 대한 가설은 우주의 밀도 요동에서 시작하여, 이 요동이 임계 밀도에 도달할 때까지 선형적으로 성장하다가 팽창을 멈추고 붕괴하여 중력적으로 결합된 암흑물질 헤일로를 형성한다는 것이다. 구면 붕괴 프레임워크는 이러한 헤일로의 형성과 성장을 분석적으로 모델링한다. 이러한 헤일로는 주변 지역의 물질 강착이나 다른 헤일로와의 합병을 통해 질량과 크기가 계속 증가한다.

CDM은 일반적인 바리온 물질과 관련된 문제를 해결하는데, 이는 바리온 물질의 붕괴를 막았던 대부분의 열적 및 복사 압력을 제거하기 때문이다. 암흑물질이 바리온 물질보다 차갑다는 사실은 암흑물질이 초기에 중력적으로 결합된 덩어리를 형성하게 한다. 이러한 서브헤일로가 형성되면 바리온 물질과의 중력 상호작용이 충분해져 열 에너지를 극복하고, 바리온 물질이 최초의 별과 은하로 붕괴하게 된다. 이러한 초기 은하 형성에 대한 시뮬레이션은 은하 조사를 통해 관측된 구조 및 우주 마이크로파 배경의 관측과 일치한다.

3.1. 차가운 암흑 물질 (CDM) 모델

차가운 암흑 물질(CDM)은 우주 초기에 구조 형성에 기반을 두고 있으며, 초기 은하 형성에 주요한 역할을 한 것으로 여겨진다. 초기 은하 형성 동안, 바리온 물질의 온도는 중력적으로 자기 구속된 물체를 형성하기에는 여전히 너무 높았을 것이며, 따라서 추가적인 중력 상호 작용을 더하기 위해 암흑 물질 구조의 사전 형성이 필요했다.

CDM 구조 형성에 대한 가설은 우주의 밀도 섭동에서 시작하여 임계 밀도에 도달할 때까지 선형적으로 성장하며, 그 이후에는 팽창을 멈추고 붕괴하여 중력적으로 결합된 암흑 물질 헤일로를 형성한다. 구면 붕괴 프레임워크는 이러한 헤일로의 형성 및 성장을 분석적으로 모델링한다. 이러한 헤일로는 주변 지역의 물질 강착 또는 다른 헤일로와의 합병을 통해 질량(및 크기)이 계속 증가할 것이다. CDM 구조 형성에 대한 수치 시뮬레이션은 다음과 같이 진행되는 것으로 밝혀졌다. 처음에는 작은 섭동이 있는 작은 부피가 우주의 팽창과 함께 팽창한다. 시간이 지남에 따라 작은 규모의 섭동이 성장하고 붕괴하여 작은 헤일로를 형성한다. 후기 단계에서 이러한 작은 헤일로는 합쳐져 타원체 모양의 단일 비리얼화된 암흑 물질 헤일로를 형성하며, 이는 암흑 물질 서브헤일로 형태의 일부 하위 구조를 드러낸다.

CDM은 일반적인 바리온 물질과 관련된 문제를 극복하는데, 이는 바리온 물질의 붕괴를 막았던 대부분의 열적 및 복사 압력을 제거하기 때문이다. 암흑 물질이 바리온 물질에 비해 차갑다는 사실은 암흑물질(DM)이 이러한 초기, 중력적으로 결합된 덩어리를 형성하도록 한다. 이러한 서브헤일로가 형성되면, 바리온 물질과의 중력 상호 작용은 열 에너지를 극복하기에 충분하며, 이는 바리온 물질이 최초의 별과 은하로 붕괴하도록 한다. 이러한 초기 은하 형성에 대한 시뮬레이션은 은하 조사를 통해 관측된 구조뿐만 아니라 우주 마이크로파 배경의 관측과 일치한다.

3.2. 밀도 분포

은하 암흑 물질 헤일로의 밀도 분포는 여러 모델을 통해 나타낼 수 있다. 대표적으로 의사 등온 헤일로 모델, NFW 프로파일, 아이나스토 프로파일 등이 있으며, 이들은 각기 다른 특징을 가지고 관측 및 시뮬레이션 결과를 설명하는 데 사용된다.

3.2.1. 의사 등온 헤일로 모델

은하 암흑 물질 헤일로에 대한 일반적인 모델은 의사 등온 헤일로이다.

:$\backslash rho(r)\; =\; \backslash rho\_o\; \backslash left[1+\backslash left(\backslash frac\{r\}\{r\_c\}\backslash right)^2\backslash right]^\{-1\}$

여기서 $\backslash rho\_o$는 유한한 중심 밀도를, $r\_c$는 코어 반경을 나타낸다. 이 모델은 대부분의 회전 곡선 데이터에 잘 맞는다. 그러나 둘러싸인 질량이 반경이 무한대로 갈 때 유한한 값으로 수렴하지 않으므로 완전한 설명은 아니다. 등온 모델은 근사치에 불과하다. 많은 영향이 이 모델에서 예측된 프로파일로부터의 편차를 야기할 수 있다. 예를 들어, (i) 붕괴는 암흑 물질 헤일로의 외부 영역에서 평형 상태에 도달하지 못할 수 있고, (ii) 비반경 운동이 중요할 수 있으며, (iii) 헤일로의 (계층적) 형성과 관련된 병합은 구형 붕괴 모델을 무효화할 수 있다.

3.2.2. 나바로-프랭크-화이트 (NFW) 프로파일

팽창하는 우주에서의 구조 형성에 대한 수치 시뮬레이션은 경험적 NFW (나바로-프랭크-화이트) 프로파일로 이어진다.

:$\backslash rho(r)\; =\; \backslash frac\{\backslash rho\_\{crit\}\; \backslash delta\_c\}\{\backslash left(\backslash frac\{r\}\{r\_s\}\backslash right)\backslash left(1+\backslash frac\{r\}\{r\_s\}\backslash right)^2\}$

여기서 $r\_s$는 스케일 반경이고, $\backslash delta\_c$는 특성(무차원) 밀도이며, $\backslash rho\_\{crit\}$ = $3H^2/8\backslash pi\; G$는 닫힘에 대한 임계 밀도이다. NFW 프로파일은 개별 은하에서 은하단의 헤일로에 이르기까지 4자릿수의 크기를 포괄하는 다양한 헤일로 질량에 적용되므로 '보편적'이라고 불린다. 이 프로파일은 통합된 질량이 여전히 대수적으로 발산하더라도 유한한 중력 포텐셜을 갖는다. 우주의 임계 밀도보다 200배 더 큰 과밀도를 둘러싸는 기준점에서 헤일로의 질량을 언급하는 것이 일반적이지만, 수학적으로 프로파일은 이 표기 지점을 넘어 확장된다. 나중에 밀도 프로파일이 환경에 따라 달라지며, NFW는 고립된 헤일로에만 적합하다는 것이 추론되었다. NFW 헤일로는 일반적으로 의사 등온 프로파일보다 은하 데이터에 대한 설명이 좋지 않으며, 이는 뾰족한 헤일로 문제로 이어진다.

3.2.3. 아이나스토 프로파일

고해상도 컴퓨터 시뮬레이션은 아이나스토 프로파일로 더 잘 설명된다.

:$\backslash rho(r)\; =\; \backslash rho\_e\; \backslash exp\backslash left[\; -d\_n\; \backslash left(\backslash left(\backslash frac\{r\}\{r\_e\}\backslash right)^\{\backslash frac\{1\}\{n\}\}-1\backslash right)\backslash right]$

여기서 r은 공간(투영되지 않은) 반경이다. $d\_n$ 항은 $\backslash rho\_e$가 총 질량의 절반을 포함하는 부피를 정의하는 반경 $r\_e$에서의 밀도가 되도록 n의 함수이다. 세 번째 매개변수를 추가하면 수치 시뮬레이션 결과에 대한 설명이 약간 개선되지만, 2 매개변수 NFW 헤일로와 관찰적으로 구별할 수 없으며, 뾰족한 헤일로 문제를 완화하는 데 아무런 도움이 되지 않는다.

3.3. 모양과 하부 구조

암흑물질 헤일로의 형성은 초기 은하 형성에 중요한 역할을 한 것으로 알려져 있다. 초기 은하 형성 시기에 바리온 물질은 온도가 너무 높아 중력적으로 스스로 묶인 천체를 형성하기 어려웠다. 따라서 암흑물질 구조가 먼저 형성되어 추가적인 중력 상호작용을 제공해야 했다. 현재의 가설은 차가운 암흑 물질(CDM)과 우주 초기의 구조 형성에 기반을 두고 있다.

CDM 구조 형성에 대한 가설은 우주의 밀도 요동에서 시작하여, 이 요동이 임계 밀도에 도달할 때까지 선형적으로 성장하다가 팽창을 멈추고 붕괴하여 중력적으로 결합된 암흑물질 헤일로를 형성한다는 것이다. 구면 붕괴 프레임워크는 이러한 헤일로의 형성과 성장을 분석적으로 모델링한다. 이러한 헤일로는 주변 지역의 물질 강착이나 다른 헤일로와의 합병을 통해 질량과 크기가 계속 증가한다. CDM 구조 형성에 대한 수치 시뮬레이션은 다음과 같은 과정을 보여준다. 처음에는 작은 섭동을 가진 작은 부피가 우주의 팽창과 함께 팽창한다. 시간이 지나면서 작은 규모의 섭동이 성장하고 붕괴하여 작은 헤일로를 형성한다. 이후 단계에서 이러한 작은 헤일로는 합쳐져 타원체 모양의 단일 비리얼화된 암흑물질 헤일로를 형성하며, 이는 암흑물질 서브헤일로 형태의 하부 구조를 나타낸다.

CDM은 일반적인 바리온 물질과 관련된 문제를 해결하는데, 이는 바리온 물질의 붕괴를 막았던 대부분의 열적 및 복사 압력을 제거하기 때문이다. 암흑물질이 바리온 물질보다 차갑다는 사실은 암흑물질이 초기에 중력적으로 결합된 덩어리를 형성하게 한다. 이러한 서브헤일로가 형성되면 바리온 물질과의 중력 상호작용이 충분해져 열 에너지를 극복하고, 바리온 물질이 최초의 별과 은하로 붕괴하게 된다. 이러한 초기 은하 형성에 대한 시뮬레이션은 은하 조사를 통해 관측된 구조 및 우주 마이크로파 배경의 관측과 일치한다.

우주 밀도장의 과밀도 붕괴는 일반적으로 비구형이다. 따라서 결과적으로 형성되는 헤일로가 구형일 것이라고 예상할 이유가 없다. 초기 CDM 우주에서의 구조 형성 시뮬레이션에서도 헤일로가 상당히 납작하다는 점이 강조되었다. 이후 연구에서는 헤일로 등밀도 표면이 축 길이를 특징으로 하는 타원체로 설명될 수 있음을 보여주었다.

관측 데이터와 모델 예측 모두에 불확실성이 존재하기 때문에, 관측에서 추론된 헤일로 모양이 ΛCDM 우주론의 예측과 일치하는지 여부는 아직 명확하지 않다.

1990년대 말까지 헤일로 형성에 대한 수치 시뮬레이션에서는 작은 구조가 거의 나타나지 않았다. 그러나 계산 능력과 알고리즘이 발전하면서 더 많은 입자를 사용하여 더 높은 해상도를 얻을 수 있게 되었다. 현재는 상당한 양의 작은 구조가 존재할 것으로 예상된다. 작은 헤일로가 더 큰 헤일로와 합쳐지면, 그 헤일로는 모체가 되는 헤일로의 중력적 위치 에너지 안에서 궤도를 도는 서브헤일로가 된다. 궤도를 돌면서 서브헤일로는 모체로부터 강력한 조석력을 받아 질량을 잃는다. 또한, 서브헤일로는 역학적 마찰에 의해 영향을 받아 모체 암흑물질 입자들에게 에너지와 각운동량을 잃게 되면서 궤도 자체가 진화한다. 서브헤일로가 자체적으로 묶인 개체로 살아남을 수 있는지 여부는 질량, 밀도 프로파일, 궤도에 달려있다.

4. 암흑 물질의 성질

나선 은하의 은하 헤일로에서 암흑물질의 성질은 아직 결정되지 않았다. 그러나 두 가지 유력한 이론이 있다. 헤일로는 WIMP로 알려진 약하게 상호작용하는 소립자로 구성되어 있거나, MACHO로 알려진 암흑 천체들이 많이 모여 있다는 것이다. 헤일로는 다량의 가스와 먼지로 구성되어 있지는 않은 것으로 보이는데, 이는 관측을 통해 쉽게 발견될 수 있기 때문이다. 은하계 헤일로에서 일어나는 마이크로 중력 렌즈 현상에 대한 조사는 MACHO가 필요한 질량을 설명하기에 충분하지 않다는 것을 보여준다.

4.1. 약하게 상호작용하는 무거운 입자 (WIMP)

나선 은하의 은하계 헤일로에서 암흑물질의 성질은 아직 결정되지 않았다. 그러나 두 가지 유력한 이론이 있다. 하나는 헤일로가 WIMP로 알려진 약하게 상호작용하는 소립자로 구성되어 있다는 것이고, 다른 하나는 MACHO로 알려진 작은 암흑 천체들이 많이 모여 있다는 것이다. 헤일로가 다량의 가스와 먼지로 구성되어 있지는 않은 것으로 보이는데, 이는 관측을 통해 쉽게 발견될 수 있기 때문이다. 은하계 헤일로에서 일어나는 마이크로 중력 렌즈 현상에 대한 조사는 MACHO가 필요한 질량을 설명하기에 충분하지 않다는 것을 보여준다.

4.2. 거대 질량의 천체 (MACHO)

나선 은하의 은하계 헤일로에서 암흑물질의 성질은 아직 결정되지 않았다. 그러나 두 가지 대중적인 이론이 있다. 헤일로는 WIMPs로 알려진 약하게 상호작용을 하는 소립자로 구성되어 있거나, MACHOs로 알려진 암흑 주요부의 작은 것들의 큰 숫자들의 근원이라는 것이다. 헤일로는 가스와 먼지의 많은 양의 구성성분은 아닌 것 같은데, 왜냐하면 둘 다 관측을 통해 발견해야 하기 때문이다. 은하계의 헤일로에서 마이크로 중력 렌즈 현상에 대한 조사는 MACHOs는 필요한 질량을 설명하기에 충분하지 않을 것 같다는 것을 보여준다.

5. 우리 은하의 암흑 물질 헤일로

우리 은하의 가시적인 원반은 훨씬 더 크고 대략 구형의 암흑 물질 헤일로에 포함되어 있는 것으로 여겨진다. 암흑 물질의 밀도는 은하 중심으로부터의 거리가 멀어짐에 따라 감소한다. 현재 은하의 약 95%가 암흑 물질로 구성되어 있으며, 이는 중력을 제외하고는 은하의 나머지 물질 및 에너지와 어떤 방식으로도 상호 작용하지 않는 물질의 한 유형으로 여겨진다. 발광 물질은 약 태양 질량을 차지한다. 암흑 물질 헤일로는 약 에서 태양 질량의 암흑 물질을 포함할 가능성이 높다. 2014년 별의 움직임에 대한 진스 분석 결과, 암흑 물질 밀도(태양이 은하 중심으로부터 떨어진 거리에서)는 0.0088 (+0.0024 −0.0018) 태양 질량/파섹^3으로 계산되었다.