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약하게 상호작용하는 무거운 입자

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목차

1. 개요

약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)는 표준 모형을 확장한 이론에서 예측되는 암흑 물질 후보 입자이다. WIMP는 약한 핵력이나 중력으로 상호작용하며, 표준 모형 입자보다 질량이 크고, 차가운 암흑 물질의 주요 후보 중 하나로 여겨진다. WIMP는 초대칭 이론, 보편적 여분 차원 이론, 리틀 힉스 이론 등에서 예측되며, 가장 가벼운 초대칭 입자(LSP), 칼루차-클라인 입자(LKP), T-홀수 입자(LTP) 등이 WIMP 후보로 거론된다. WIMP는 일반 물질과의 전자기적 상호작용이 거의 없어 간접 탐지 및 직접 탐지 실험을 통해 관측을 시도하며, 극저온 결정 검출기, 희귀 가스 신틸레이터, 결정 신틸레이터, 거품 상자 등의 다양한 검출 기술이 사용된다. 현재까지 WIMP의 존재를 확인하는 직접 탐지 실험 결과는 없으며, XENONnT와 LZ 실험이 가장 강력한 배제 한계를 제시했다.

2. 이론적 기틀과 성질

WIMP는 액시온, 마초와 함께 차가운 암흑 물질의 주요 후보 중 하나로 꼽힌다. 그러나 표준 모형에서 윔프의 모든 특성을 갖춘 입자는 알려져 있지 않다. 일반 물질과 거의 상호작용을 하지 않는 중성미자는 매우 가벼워 뜨겁고 매우 빠르게 움직인다. 반면 WIMP는 무거워서 차갑고 느리게 움직이며, 서로 뭉치는 경향이 있다.[116][117]

2. 1. WIMP를 예측하는 이론 모형

표준 모형의 확장 이론에는 초대칭, 보편적 여분차원, 리틀 힉스 이론 등이 있으며, 이들은 WIMP와 같은 입자를 예측한다.

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)
보편적 여분차원KK 반전성가장 가벼운 칼루차-클레인 입자 (LKP)
리틀 힉스T 반전성가장 가벼운 T 반전성이 홀인 입자 (LTP)



WIMP의 주요 이론적 성질은 다음과 같다.[115]


  • 약한 핵력과 중력으로 상호 작용하며, 미시적 범위를 넘어서지 않는 단면적을 가지는 다른 상호 작용을 하고 있을 것으로 추정된다.
  • 표준 입자들에 비해 무거운 질량을 가진다. (sub-전자볼트를 가진 윔프는 가벼운 암흑 물질 정도의 질량을 가질 것으로 추정됨)


WIMP는 일반적인 물질과 전자기적으로 상호 작용하지 않기 때문에, 일반적인 전자기적 관측방법으로는 보이지 않을 것으로 추정된다. 또 그 무거운 질량 때문에 상대적으로 느리고, 따라서 차가울 것으로 추정된다.[116] WIMP의 상대적으로 느린 속도는 서로의 중력 이끌림을 넘어서기 어려울 것이므로, WIMP는 무리 지어서 존재할 것으로 추정된다.[117]

2. 1. 1. 초대칭성 (SUSY)

R 반전성-보존 초대칭은 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)같은 입자를 예측한다. 그러나 아직까지 초대칭성 내의 많은 입자들 중 관측된 것은 없다.[114]

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)


2. 1. 2. 보편적 여분차원 (UED)

R 반전성을 보존하는 초대칭 외에도, 보편적 여분차원(UED) 이론에서도 WIMP와 같은 입자를 예측한다. 보편적 여분차원 이론에서는 KK 반전성에 의해 가장 가벼운 칼루차-클레인 입자(LKP)가 WIMP의 후보가 된다.[114]

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)
보편적 여분차원KK 반전성가장 가벼운 칼루차-클레인 입자 (LKP)
리틀 힉스T 반전성가장 가벼운 T 반전성이 홀인 입자 (LTP)


2. 1. 3. 리틀 힉스

T 반전성을 가지는 리틀 힉스 이론에서 가장 가벼운 T-홀수 입자(LTP)는 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)의 한 예시이다.[114]

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)
보편적 여분차원KK 반전성가장 가벼운 칼루차-클레인 입자 (LKP)
리틀 힉스T 반전성가장 가벼운 T-홀수 입자 (LTP)


2. 2. WIMP의 주요 이론적 성질

R 반전성을 보존하는 초대칭은 입자 물리학의 표준 모형을 확장한 것으로, 윔프(WIMP)와 같은 입자를 예측한다. 그러나 초대칭 입자들은 아직 관측되지 않았다.[114] 보편적 여분차원(UED) 이론이나 리틀 힉스 이론에서도 WIMP와 유사한 입자를 예측한다.

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)
보편적 여분차원KK 반전성가장 가벼운 칼루차-클레인 입자 (LKP)
리틀 힉스T 반전성가장 가벼운 T 반전성이 홀인 입자 (LTP)



윔프는 액시온, 마초(MACHO)와 함께 차가운 암흑 물질의 주요 후보 중 하나로 꼽히지만, 표준 모형에서 윔프의 모든 특성을 갖춘 입자는 알려져 있지 않다.

2. 2. 1. 상호작용

윔프는 약한 핵력과 중력으로 상호작용하며, 미시적 범위를 넘어서지 않는 단면적을 가지는 다른 상호작용을 하고 있을 것으로 추정된다.[115] 또한, 일반적인 물질과 전자기적으로 상호작용하지 않기 때문에, 일반적인 전자기적 관측 방법으로는 보이지 않을 것으로 추정된다.[116]

2. 2. 2. 질량

표준 입자에 비해 무거운 질량을 가진다. (GeV 미만의 질량을 가진 윔프는 가벼운 암흑 물질로 간주될 수 있다).[115] [64]

2. 2. 3. 차가운 암흑 물질

윔프는 일반적인 물질과 전자기적으로 상호작용하지 않기 때문에, 일반적인 전자기적 관측 방법으로는 보이지 않을 것으로 추정된다.[116] 또한 그 무거운 질량 때문에 상대적으로 느리게 움직여 '차가운' 입자로 추정된다.[116] 윔프의 상대적으로 느린 속도는 서로의 중력 이끌림을 넘어서기 어려울 것이므로, 윔프는 무리 지어 존재할 것으로 추정된다.[117] 윔프는 액시온과 마초 (MACHO, 거대 질량의 헤일로 내 천체)와 함께 차가운 암흑 물질의 주요 후보 중 하나로 꼽힌다. 마초라는 명칭은 윔프와 대조하기 위해 의도적으로 지어졌다.[118] 마초와는 다르게, 표준 모형에서 알려진 안정된 입자 중에는 윔프의 모든 특성을 가진 입자는 없다. 보통 물질과 거의 상호작용을 하지 않는 중성미자와 같은 입자는 매우 가볍고, 이에 따라 뜨겁고 매우 빠르게 움직인다.

2. 2. 4. 뭉쳐짐

윔프는 질량이 커서 상대적으로 느리게 움직이며 "차가울" 것이다.[116] 윔프의 상대적으로 느린 속도는 서로의 중력 이끌림을 넘어서기 어려울 것이므로, 윔프는 무리 지어 존재할 것으로 추정된다.[117]

3. 암흑 물질로서의 WIMP

비록 현재 시점에서 윔프(WIMP)의 존재는 이론에 불과하지만, 암흑 물질과 관련된 천체물리학 및 우주론의 여러 문제들을 해결해준다.[11]

3. 1. 암흑 물질 문제와 WIMP의 등장

1970년대에 암흑 물질 문제가 제기된 지 10년 후, 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)가 이 문제에 대한 잠재적인 해결책으로 제시되었다.[11] WIMP의 자연계 존재는 여전히 가설이지만, 암흑 물질과 관련된 많은 천체 물리학적 및 우주론적 문제를 해결할 수 있다. 오늘날 천문학자들은 우주 질량의 대부분이 실제로 암흑 물질이라는 데 동의한다. 차가운 암흑 물질로 가득 찬 우주 시뮬레이션은 관측된 것과 대략 유사한 은하 분포를 생성한다.[12][13] 반대로, 뜨거운 암흑 물질은 은하의 대규모 구조를 흐리게 만들 것이므로 실행 가능한 우주론적 모델로 간주되지 않는다.

WIMP는 모든 입자가 열적 평형 상태에 있었던 초기 우주의 유물 암흑 물질 입자 모델에 부합한다. 초기 우주에서와 같이 충분히 높은 온도에서는 암흑 물질 입자와 그 반입자가 가벼운 입자로 형성되고 소멸되었을 것이다. 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 이러한 가벼운 입자의 평균 열 에너지가 감소했고 결국 암흑 물질 입자-반입자 쌍을 형성하기에 불충분하게 되었다. 그러나 암흑 물질 입자-반입자 쌍의 소멸은 계속되었고, 암흑 물질 입자의 수 밀도는 기하급수적으로 감소하기 시작했을 것이다.[7] 그러나 결국 수 밀도가 너무 낮아져서 암흑 물질 입자와 반입자 간의 상호 작용이 중단되고 우주가 계속 팽창함에 따라 암흑 물질 입자의 수는 (대략) 일정하게 유지될 것이다.[9] 상호 작용 단면적이 더 큰 입자는 더 오랫동안 계속 소멸될 것이므로 소멸 상호 작용이 중단될 때 수 밀도가 더 작을 것이다. 현재 우주 암흑 물질의 추정된 풍부도를 기반으로, 암흑 물질 입자가 그러한 유물 입자인 경우, 입자-반입자 소멸을 지배하는 상호 작용 단면적은 약한 상호 작용에 대한 단면적보다 클 수 없다.[7] 이 모델이 맞다면 암흑 물질 입자는 WIMP의 특성을 갖게 될 것이다.

3. 2. 차가운 암흑 물질 모형

윔프(WIMP)는 암흑 물질과 관련된 천체물리학 및 우주론의 여러 문제들을 해결할 수 있는 잠재적인 해결책으로 제시되었지만, 현재 그 존재는 이론에 불과하다. 그럼에도 불구하고, 오늘날 천문학자들은 우리 우주 질량의 대부분이 암흑 물질이라는 데 거의 동의한다. 차가운 암흑 물질로 가득 찬 우주를 시뮬레이션한 결과는 관측된 은하 분포와 유사하게 나타난다.[119][120] 반면, 뜨거운 암흑 물질은 은하의 거시적인 구조를 망가뜨리기 때문에 가능한 우주론적 모형으로 고려되지 않는다.

윔프는 모든 입자들이 열적 평형 상태에 있었던 초기 우주의 암흑 물질 모형과 잘 들어맞는다. 초기 우주와 같이 매우 뜨거운 상태에서는 암흑 물질 입자와 그 반입자가 더 가벼운 입자로부터 생성되거나 붕괴되었을 것이다. 우주가 팽창하고 식으면서 가벼운 입자들의 평균 열 에너지가 낮아져, 결국 암흑 물질 입자-반입자 쌍을 생성할 수 없게 되었다. 하지만 암흑 물질 입자-반입자 쌍의 붕괴는 계속되었고, 이들의 밀도는 기하급수적으로 감소했다.[115] 마침내 암흑 물질 입자와 반입자의 붕괴가 더 이상 일어나지 않을 정도로 밀도가 낮아지면서 붕괴가 멈추었고, 우주가 계속 팽창함에도 불구하고 암흑 물질의 입자 수는 일정하게 유지되었다.[117]

상호 작용 단면적이 더 큰 입자들은 더 오랫동안 붕괴를 계속하여, 붕괴 작용이 멈췄을 때 상대적으로 낮은 밀도를 갖게 되었다. 현재 우주에 존재하는 암흑 물질의 양을 고려하면, 암흑 물질이 우주 초기부터 존재한 매우 오래된 입자일 경우, 그 입자-반입자 쌍의 붕괴를 제어하는 상호 작용 단면적은 약한 핵력의 상호작용 단면적보다 클 수 없다는 결론이 나온다.[115] 만약 이 모형이 옳다면, 암흑 물질 입자는 윔프의 성질을 갖게 된다.

3. 3. 초기 우주에서의 WIMP

윔프(WIMP)는 모든 입자들이 열적 평형 상태에 있었던 초기 우주의 암흑 물질 모형으로, 여러 천체물리학 및 우주론적 문제들을 해결해준다. 초기 우주의 고온 상태에서 암흑 물질 입자와 그 반입자는 더 가벼운 입자로부터 생성되거나 붕괴되어 더 가벼운 입자로 변환되었다.[115] 우주가 팽창하고 냉각됨에 따라 가벼운 입자들의 평균 열 에너지가 낮아져, 암흑 물질 입자-반입자 쌍을 생성하지 못하게 되었다. 하지만 암흑 물질 입자-반입자 쌍의 붕괴는 계속되어 암흑 물질 입자 쌍의 밀도는 기하급수적으로 감소했다.[115]

결국 암흑 물질 입자와 반입자의 붕괴가 더 이상 일어나지 않을 정도로 밀도가 낮아져 붕괴가 멈추었고, 우주가 계속 팽창함에도 불구하고 암흑 물질의 입자 수는 일정하게 유지되었다.[117] 더 큰 상호 작용 단면적을 가진 입자들은 오랜 기간 동안 계속 붕괴하였고, 붕괴 작용이 멈추었을 때에는 상대적으로 낮은 밀도를 갖게 되었다. 현재 우주에 존재하는 암흑 물질의 양을 고려하면, 암흑 물질이 우주 초기부터 존재한 매우 오래된 입자일 경우, 입자-반입자 쌍의 붕괴를 통제하는 상호 작용 단면적이 약한 핵력의 상호작용 단면적보다 클 수 없다는 결론이 도출된다.[115] 이 모형이 옳다면, 암흑 물질 입자는 윔프의 성질을 갖게 된다.

4. 실험적 관측

윔프(WIMP)는 중력과 약한 핵력으로만 상호작용하여 관측이 매우 어렵다. 하지만, 과학자들은 윔프를 직·간접적으로 탐지하기 위한 여러 실험을 진행해 왔다.

윔프는 태양을 통과하면서 태양 양성자나 헬륨 원자와 상호작용하여 에너지를 잃을 수 있다. 이로 인해 느려진 윔프는 태양 중력에 갇히게 되고, 결국 태양 내부에서 열중성자화되어 서로 붕괴하면서 고에너지 중성미자 등 다양한 입자를 생성한다.[117][121] 이 중성미자는 슈퍼 카미오칸데와 같은 중성미자 망원경으로 관측할 수 있다. 지구 내부[122]와 은하 중심부[123][124]에서도 윔프 붕괴로 발생하는 중성미자를 탐지하기 위한 유사한 실험이 진행 중이다.

대부분의 윔프 모형은 많은 수의 윔프가 거대 천체 내부에 포획될 것이라고 예측하지만, 이러한 모형이 부정확하거나 현상의 일부만을 설명할 수 있다는 가능성도 있다. 따라서, 설령 여러 실험들이 차가운 암흑 물질의 존재를 뒷받침하는 근거를 발견하더라도, 윔프 이론을 정립하기 위해서는 직접적인 관측 방법이 필요하다.

과학자들은 충분히 크고 민감한 관측기를 통해 윔프의 상호작용을 관측할 수 있을 것으로 기대하고 있으며, 이는 중성미자 관측에 사용되는 방법과 유사하다.

4. 1. 간접 검출

'''간접 검출'''은 지구에서 멀리 떨어진 곳에서 윔프(WIMP)의 소멸이나 붕괴로 생기는 물질들을 관측하는 방법이다. 윔프는 중력과 약한 핵력으로만 상호작용하기 때문에 탐지가 매우 어렵다. 하지만, 윔프를 간접적으로 탐지하기 위한 많은 실험이 진행되고 있다. 간접 탐지는 주로 윔프 암흑 물질이 많이 쌓였을 것으로 예상되는 은하와 은하단의 중심, 그리고 우리 은하의 작은 위성 은하에 초점을 맞춘다. 이곳들은 일반적인 천체물리학적 과정에서 나오는 배경 신호가 적어 윔프 신호를 찾기에 유리하다.[14][15]

대표적인 간접 탐색 방법은 윔프의 소멸 과정에서 발생하거나, 하전 입자가 역 콤프턴 산란을 통해 주변 복사와 상호작용하여 생성되는 과도한 감마선을 찾는 것이다.

4. 1. 1. 감마선 관측

윔프(WIMP) 소멸로 인해 발생하는 과도한 감마선을 찾는 간접 탐색 실험이 진행 중이다. 이러한 감마선 신호는 소멸 생성물에 따라 스펙트럼과 강도가 달라지며, 모델별로 계산해야 한다. WIMP 소멸 신호를 관측하지 못한 실험에는 Fermi-LAT 감마선 망원경[14]과 VERITAS 지상 감마선 관측소[15]가 있다.

4. 1. 2. 중성미자 관측

헤일로 WIMP는 태양을 통과하면서 태양 양성자, 헬륨 원자핵 및 더 무거운 원소와 상호 작용할 수 있다. WIMP가 이러한 상호 작용에서 충분한 에너지를 잃으면, 국소적인 탈출 속도 이하로 떨어져 태양의 중력에 갇히게 된다.[9] WIMP가 태양 내부에서 열평형을 이루면서 서로 소멸하기 시작하여, 고에너지 중성미자를 포함한 다양한 입자를 형성한다.[17]

이러한 중성미자는 지구로 이동하여, 일본의 슈퍼 카미오칸데 검출기 등, 많은 중성미자 망원경 중 하나에서 탐지될 수 있다. 이러한 검출기에서 하루에 탐지되는 중성미자 이벤트의 수는 WIMP의 특성과 힉스 보손의 질량에 의존한다. 지구 내[18] 및 은하 중심[19][20] 내에서의 WIMP 소멸로부터 중성미자를 탐지하기 위한 유사한 실험이 진행 중이다.

WIMP의 표준 모형 입자로의 소멸은 또한 고에너지 중성미자의 생성을 예측하지만, 이들의 상호 작용률은 현재로서는 암흑 물질 신호를 확실하게 탐지하기에는 너무 낮다. 남극의 IceCube 천문대에서 미래 관측을 통해 WIMP 생성 중성미자를 표준적인 천체 물리학적 중성미자와 구별할 수 있을지도 모른다. 하지만 2014년까지 37개의 우주론적 중성미자밖에 관측되지 않았고,[75] 그러한 구별은 불가능했다.

4. 1. 3. 태양 중성미자

헤일로 윔프(WIMP)는 태양을 통과할 때 태양 양성자, 헬륨 핵 및 더 무거운 원소와 상호 작용할 수 있다. 이 과정에서 윔프가 충분한 에너지를 잃으면 태양의 탈출 속도 이하로 속도가 느려져 태양 중력에 갇히게 된다.[9] 태양 내부에 갇힌 윔프는 점차 열평형 상태에 도달하고, 서로 소멸하며 고에너지 중성미자를 포함한 다양한 입자를 생성한다.[17]

이 중성미자는 지구로 이동하여 슈퍼 카미오칸데와 같은 중성미자 망원경에서 탐지될 수 있다. 탐지되는 중성미자 수는 윔프의 특성과 힉스 보손의 질량에 따라 달라진다.[17] 지구 내부[18]와 은하 중심부[19][20]에서도 윔프 소멸로 발생하는 중성미자를 탐지하기 위한 유사한 실험이 진행 중이다.

4. 2. 직접 검출

'''직접 검출'''은 암흑 물질이 지구 실험실의 검출기를 통과할 때 WIMP와 핵의 충돌 영향을 관측하는 것이다. 대부분의 WIMP 모델은 간접적인 검출 실험을 성공시키려면 충분한 수의 WIMP를 큰 천체에 포획해야 함을 시사하지만, 이러한 모델이 옳지 않거나 암흑 물질 현상의 일부만 설명하고 있을 수 있다. 따라서, 차가운 암흑 물질의 존재에 대한 간접적인 증거를 제공하는 데 전념하는 여러 실험이 있더라도, WIMP 이론을 굳히기 위해서는 직접 검출 측정 또한 필요하다.

태양이나 지구에 부딪히는 대부분의 WIMP는 아무런 영향 없이 통과할 것으로 예상되지만, 충분히 큰 검출기를 통과하는 다수의 암흑 물질 WIMP는 관측할 수 있을 만큼 충분한 빈도(최소한 1년에 몇 번 정도)로 상호 작용할 것으로 예상된다. WIMP를 검출하려는 현재 시도의 일반적인 전략은 대용량으로 확장할 수 있는 매우 민감한 시스템을 찾는 것이다. 이는 중성미자 발견과 (현재는) 일상적인 검출의 역사에서 배운 교훈을 따른 것이다.

WIMP와 핵의 충돌을 관측하기 위한 대표적인 방법은 다음과 같다.

  • '''극저온 결정 검출기''': 수단 광산의 차가운 암흑 물질 탐색(CDMS)처럼, WIMP가 핵과 충돌할 때 발생하는 미세한 진동을 감지한다.
  • '''희귀 가스 신틸레이터''': SNOLAB의 DEAP과 LNGS의 DarkSide처럼, WIMP와 핵의 충돌로 생성되는 빛을 감지한다.
  • '''결정 신틸레이터''': DAMA/LIBRA 실험과 같이, WIMP와 핵의 충돌로 생성되는 빛을 이용하며, 연간 변조 신호를 통해 암흑 물질의 존재를 확인한다.
  • '''거품 상자''': PICASSO 실험처럼, 과열된 액체 방울이 WIMP와의 충돌로 기화될 때 발생하는 음향 신호를 감지한다.
  • '''기타 검출기''': 트랙에서 방향 반동 식별(DRIFT)처럼 WIMP 신호의 방향성을 활용하거나, DAMIC/SENSEI처럼 전하 결합 소자(CCD)를 사용하여 WIMP와의 상호작용으로 생성되는 전하를 감지한다.

4. 2. 1. 극저온 결정 검출기

수단 광산의 차가운 암흑 물질 탐색(CDMS)은 매우 차가운 게르마늄과 실리콘 결정을 이용한다. 이 결정들은 하키 퍽 정도의 크기로, 50mK까지 냉각된다. 윔프가 결정을 통과할 때 알루미늄과 텅스텐으로 이루어진 표면 금속 층을 이용하여, 윔프가 원자를 ‘치고’ 갈 때 발생하는 진동을 측정한다. 특정 온도에서 텅스텐이 초전도 상태에 있도록 텅스텐 전이 임계점 센서(TES)가 유지된다. 일정 규모 이상의 결정 진동은 열을 생성하고, 이는 전기저항의 변화를 일으켜 측정할 수 있다.[125][126][127] 초전도 온도계로 희귀한 현상 탐색(CRESST), CoGeNT, EDELWEISS는 이와 유사한 설정을 사용한다.

4. 2. 2. 희귀 가스 신틸레이터

SNOLAB의 DEAP와 LNGS의 DarkSide 같은 실험에서는 매우 큰 액체 아르곤 표적 질량을 사용하여 민감한 WIMP 검색을 수행한다.[21] ZEPLIN과 XENON은 제논을 사용하여 더 높은 감도로 WIMP를 배제했으며, 현재까지 가장 엄격한 제한은 3.5톤의 액체 제논을 사용하는 XENON1T 검출기에서 나왔다.[21] XENON, LUX-ZEPLIN, PandaX 컨소시엄은 훨씬 더 큰 다톤 규모의 액체 제논 검출기 건설을 승인받았다.

4. 2. 3. 결정 신틸레이터

액체 희귀 가스 대신, NaI(Tl)과 같은 신틸레이터 결정을 사용하는 것은 원리적으로 더 간단한 접근 방식이다. 이 방식은 WIMP 검출과 일치하는 신호의 연간 변조를 관찰한 DAMA/LIBRA 실험에서 채택되었다. DAMA/LIBRA는 요오드화 나트륨(NaI(Tl)) 결정을 사용하며, WIMP와 결정의 상호작용으로 발생하는 빛을 감지하여 암흑 물질의 존재를 간접적으로 확인하려 했다.[82]

ANAIS, COSINUS, DM-Ice 등 여러 실험이 DAMA/LIBRA의 결과를 재현하려고 시도하고 있다.[82] DM-Ice는 남극에 있는 IceCube 검출기와 함께 NaI 결정을 공동 배치하고 있다.[82] 한국 보이지 않는 질량 탐색(KIMS)은 CsI(Tl)을 신틸레이터로 사용하여 동일한 문제에 접근하고 있다.[82]

COSINE-100 협업(KIMS 그룹과 DM-Ice 그룹의 통합)은 2018년 12월 네이처에 DAMA/LIBRA 신호 복제에 관한 결과를 발표했다. COSINE-100의 결론은 "이 결과는 DAMA 협업에 의해 관측된 연간 변조의 원인으로서의 WIMP-핵자 상호 작용을 배제한다"는 것이었다.[82] 2021년에 ANAIS-112와 COSINE-100의 새로운 결과는, 둘 다 DAMA/LIBRA 신호의 재현에 실패했다.[83][84][85]

4. 2. 4. 거품 상자

PICASSO(초대칭 객체를 검색하기 위한 캐나다 프로젝트) 실험은 캐나다 SNOLAB에 있는 직접 암흑 물질 탐색 실험이다. 프레온을 활성 질량으로 사용하는 거품 검출기를 사용한다. PICASSO는 주로 프레온의 플루오린 원자와 WIMP의 스핀 의존적 상호 작용에 민감하다. 삼플루오로아이오도메탄(CF3I)을 사용하는 유사한 실험인 COUPP는 2011년에 20 GeV 이상의 질량에 대한 한계를 발표했다.[22] 두 실험은 2012년에 PICO 협력으로 병합되었다.

거품 검출기는 젤 매트릭스에 매달린 과열된 액체의 작은 물방울을 사용하는 방사선 민감 장치이다.[23] 거품 상자의 원리를 사용하지만, 작은 물방울만 한 번에 상 전이를 겪을 수 있기 때문에 검출기는 훨씬 더 오랜 기간 동안 활성 상태를 유지할 수 있다. 이온화 방사선에 의해 물방울에 충분한 에너지가 축적되면 과열된 물방울이 기포가 된다. 기포 발생에는 압전 센서로 감지되는 음향 충격파가 동반된다. 거품 검출기 기술의 주요 장점은 검출기가 배경 방사선에 거의 민감하지 않다는 것이다. 검출기 감도는 온도를 변경하여 조정할 수 있으며, 일반적으로 15°C에서 55°C 사이에서 작동한다. SIMPLE이라는 이 기술을 사용하는 또 다른 유사한 실험이 유럽에서 진행되고 있다.

PICASSO는 2009년 11월 19F에 대한 스핀 의존적 WIMP 상호 작용에 대한 결과를 보고했으며, 24 Gev의 질량의 경우 13.9 pb(90% CL)의 스핀 의존적 단면적에 대한 새로운 엄격한 한계가 얻어졌다. 얻어진 한계는 스핀 의존적 상호 작용 측면에서 DAMA/LIBRA 연간 변조 효과에 대한 최근 해석을 제한한다.[24]

PICO는 2015년에 계획된 개념의 확장이다.[25]

4. 2. 5. 기타 검출기

트랙에서 방향 반동 식별(DRIFT) 협력은 WIMP 신호의 예측된 방향성을 활용하려고 한다. DRIFT는 이황화 탄소 표적을 사용하며, 이를 통해 WIMP의 반동은 수 밀리미터 이동하여 하전 입자의 궤적을 남긴다. 이 하전된 트랙은 MWPC 판독면으로 드리프트되어 3차원으로 재구성되고, 원점의 방향을 결정할 수 있다. DMTPC는 CF4 가스를 사용하는 유사한 실험이다.[117]

DAMIC(DArk Matter In CCDs) 및 SENSEI(Sub Electron Noise Skipper CCD Experimental Instrument) 협력은 과학적인 전하 결합 소자(CCD)를 사용하여 가벼운 암흑 물질을 감지한다. CCD는 검출기 표적과 판독 계측기로 모두 작용한다. CCD 벌크와 WIMP의 상호 작용은 전자-정공 쌍의 생성을 유도할 수 있으며, 이는 CCD에 의해 수집되어 판독된다. 노이즈를 줄이고 단일 전자의 감지를 달성하기 위해, 이 실험에서는 스키퍼 CCD라고 하는 유형의 CCD를 사용하여 동일한 수집 전하의 반복적인 측정을 평균화할 수 있다.[26][27]

4. 3. 최근 결과 및 한계

윔프(WIMP)는 중력과 약한 핵력으로만 상호작용하여 관측이 매우 어렵지만, 과학자들은 윔프를 직·간접적으로 탐지하기 위한 여러 실험을 진행해 왔다. 윔프는 태양을 통과하며 에너지를 잃고 태양에 포획될 수 있으며, 이후 붕괴하여 중성미자를 생성한다. 이 중성미자는 슈퍼 카미오칸데와 같은 중성미자 망원경으로 관측할 수 있다. 지구 내부와 은하 중심에서도 유사한 실험이 진행 중이다.[122][123][124]

대부분의 윔프 모형은 많은 수의 윔프가 천체 내부에 포획될 것이라고 예측하지만, 이러한 모형이 부정확하거나 현상의 일부만을 설명할 수 있다는 가능성도 있다. 따라서 윔프 이론을 확립하기 위해서는 직접적인 관측 방법이 필요하다. 과학자들은 충분히 크고 민감한 관측기를 통해 윔프의 상호작용을 관측할 수 있을 것으로 기대하고 있으며, 이는 중성미자 관측에 사용되는 방법과 유사하다.

CoGeNT는 단일 게르마늄 팩을 사용하는 소형 검출기로, 질량이 작은 WIMP를 감지하도록 설계되었다. 56일 동안 수백 건의 검출 이벤트를 보고했으며,[100][101] 가벼운 암흑 물질을 나타낼 수 있는 이벤트율의 연간 변조를 관찰했다.[102] 그러나 CoGeNT 이벤트의 암흑 물질 기원은 표면 이벤트에서 발생한 배경의 관점에서 설명을 지지하는 보다 최근의 분석에 의해 반박되었다.[103]

4. 3. 1. LUX와 SuperCDMS의 제한

암흑 물질 입자의 질량과 핵자 간의 상호 작용 단면적의 매개변수 공간을 나타내는 도표. LUX와 SuperCDMS의 제한은 레이블이 지정된 곡선 위의 매개변수 공간을 제외합니다. CoGeNT와 CRESST-II 영역은 이전에 암흑 물질 신호에 해당한다고 생각되었지만, 나중에는 흔한 정보 출처로 설명된 영역을 나타냅니다. DAMA와 CDMS-Si의 데이터는 설명되지 않은 채로 남아 있으며, 이러한 이상이 암흑 물질에 의한 것이라면, 이러한 영역은 선호되는 매개변수 공간을 나타냅니다.


현재 직접 탐지 실험에서 암흑 물질의 확인된 탐지는 없으며, LUX 및 SuperCDMS 실험에서 가장 강력한 배제 한계가 있다.[28] 370kg의 제논을 사용하는 LUX는 XENON 및 CDMS보다 더 높은 감도를 갖는다.[92] 2013년 10월의 첫 번째 결과는 신호가 발견되지 않았다고 보고하며, 감도가 낮은 장비에서 얻은 결과에 반박하는 것으로 보였다.[29] 이는 2016년 5월에 최종 데이터 실행이 종료된 후에 확인되었다.[30]

역사적으로, 서로 다른 직접 탐지 실험에서 4개의 이상한 데이터 세트가 있었으며, 그 중 2개는 현재 배경(background, CoGeNT 및 CRESST-II)으로 설명되었지만, 2개는 설명되지 않은 채로 남아 있다(DAMA/LIBRA 및 CDMS-Si).[31][32] 2010년 2월, CDMS 연구자들은 WIMP와 핵의 충돌로 인해 발생했을 가능성이 있는 두 개의 이벤트를 관찰했다고 발표했다.[33][34][35]

4. 3. 2. DAMA/LIBRA의 연간 변조

DAMA/LIBRA는 이탈리아에 있는 실험 장치로, 빛을 생성하는 과정에서 나오는 거짓 신호를 구별하기 위해 여러 물질을 사용한다. DAMA의 연간 변조는 예측된 윔프(WIMP) 신호 중 하나이며,[130][131] 이를 바탕으로 DAMA 연구팀은 윔프를 탐지했다고 주장한다. 하지만 다른 연구소들은 이 결과를 아직 인정하지 않는다.

만약 DAMA의 신호가 실제로 윔프에 의한 것이라면 CDMS와 EDELWEISS 실험에서는 윔프와 핵의 산란이 다수 관찰될 것으로 예상되었다. 다른 대부분의 실험들은 이러한 결과를 예측하지 않기 때문에, 윔프 관측에서 DAMA의 예측 결과는 대부분의 윔프 모형에서 제외된다. 윔프 모형을 잘 조정하여 긍정적인 DAMA 결과와 다른 부정적 결과를 조화시키는 것이 불가능하지는 않으나, 실험의 정밀도가 올라갈수록 이는 어려워진다.

COSINE-100 협력(KIMS와 DM-Ice 그룹의 통합)은 2018년 12월 네이처에 DAMA/LIBRA 신호를 검증한 결과를 발표했으며, "이 결과는 DAMA 협력에서 관찰된 연간 변동의 원인으로 WIMP-핵자 상호 작용을 배제한다"는 결론을 내렸다.[42] 2021년에는 COSINE-100과 ANAIS-112의 새로운 결과가 모두 DAMA/LIBRA 신호를 재현하는 데 실패했으며,[43][44][45] 2022년 8월 COSINE-100은 DAMA/LIBRA에서 사용한 것과 유사한 분석 방법을 적용하여 비슷한 연간 변동을 발견하여 신호가 단지 통계적 착시일 수 있음을 시사했다.[46][47] 이는 2020년에 처음 제시된 가설을 뒷받침한다.[48]

4. 3. 3. COSINE-100의 결과

COSINE-100 협력(KIMS와 DM-Ice 그룹의 통합)은 2018년 네이처에 DAMA/LIBRA 신호 재현에 실패한 결과를 발표했으며, "이 결과는 DAMA 협력에서 관찰된 연간 변동의 원인으로 윔프-핵자 상호 작용을 배제한다"는 결론을 내렸다.[42] 2021년에는 COSINE-100과 ANAIS-112의 새로운 결과도 DAMA/LIBRA 신호 재현에 실패했으며,[43][44][45] 2022년 8월 COSINE-100은 DAMA/LIBRA와 유사한 분석 방법을 적용하여 유사한 연간 변동을 발견, 신호가 통계적 인공물일 수 있음을 시사했다.[46][47] 이는 2020년에 처음 제시된 가설을 뒷받침한다.[48]

4. 3. 4. 차세대 실험

2020년대에는 현재의 최첨단 감도보다 훨씬 작은 WIMP-핵 단면을 조사하는 여러 개의 멀티톤 질량 직접 검출 실험이 등장할 예정이다. 이러한 차세대 실험의 예로는 멀티톤 액체 제논 실험인 LUX-ZEPLIN(LZ)과 XENONnT가 있으며, 이어서 50~100톤 규모의 또 다른 제안된 액체 제논 직접 검출 실험인 DARWIN이 있다.[82]

이러한 멀티톤 실험은 중성미자 형태의 새로운 배경에도 직면하게 된다. 이로 인해 중성미자 플로어라고 하는 특정 지점을 넘어 WIMP 매개변수 공간을 탐색하는 능력이 제한된다. 하지만 그 이름이 엄격한 제한을 의미할 수 있지만, 중성미자 플로어는 이를 넘어서면 실험 감도가 노출의 제곱근(검출기의 질량과 실행 시간의 곱)으로만 개선될 수 있는 매개변수 공간의 영역을 나타낸다. 10 GeV 미만의 WIMP 질량의 경우, 중성미자 배경의 주요 발생원은 태양에서 오지만, 더 높은 질량의 경우 배경에는 대기 중성미자와 확산 초신성 중성미자 배경의 기여가 포함된다. 2021년 12월, PandaX의 결과에 따르면, 데이터에서 신호가 검출되지 않았으며, 최소 3.8×10-11 pb의 단면적 및 40GeV의 질량까지가 기각되었다.

4. 3. 5. 중성미자 배경

윔프(WIMP) 탐색 실험은 중성미자 배경이라는 문제에 직면한다. 중성미자는 윔프와 마찬가지로 다른 물질과의 상호작용이 매우 약해, 윔프 신호를 가리는 배경(background)으로 작용하여 WIMP 탐색 실험의 감도를 제한한다.

10 GeV 미만의 WIMP 질량의 경우, 중성미자 배경은 주로 태양에서 발생한다. 더 높은 질량의 경우, 대기 중성미자와 확산 초신성 중성미자 배경도 영향을 미친다.[121]

이러한 중성미자 배경으로 인해, WIMP 탐색 실험의 감도는 '중성미자 플로어'라는 특정 지점을 넘어서면 노출(검출기 질량과 실행 시간의 곱)의 제곱근으로만 개선될 수 있다.[121]

5. 이론적인 후보

R 반전성을 보존하는 초대칭은 표준 모형의 확장으로, 윔프(WIMP)와 같은 입자들을 예측한다. 그러나 현재까지 관측된 초대칭 입자는 없다.[114] 초대칭 외에도 보편적 여분차원 이론이나 리틀 힉스 이론에서도 WIMP와 유사한 입자를 예측한다.

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)
보편적 여분차원KK 반전성가장 가벼운 칼루차-클레인 입자 (LKP)
리틀 힉스T 반전성가장 가벼운 T 반전성이 홀인 입자 (LTP)



윔프의 주요 이론적 특징은 다음과 같다.


  • 약한 핵력과 중력으로 상호 작용하며, 미시적 범위를 넘어서지 않는 단면적을 가지는 다른 상호 작용을 하고 있을 것으로 추정된다.[115]
  • 표준 입자들에 비해 무거운 질량을 가진다. (sub-전자볼트를 가진 윔프는 가벼운 암흑 물질 정도의 질량을 가질 것으로 추정된다)


윔프는 일반적인 물질과 전자기적으로 상호 작용하지 않기 때문에, 일반적인 전자기적 관측방법으로는 보이지 않을 것으로 추정된다. 또 그 무거운 질량 때문에 상대적으로 느리고, 따라서 차가울 것으로 추정된다.[116] 윔프의 상대적으로 느린 속도는 서로의 중력 이끌림을 넘어서기 어려울 것이므로, 윔프는 무리 지어서 존재할 것으로 추정된다.[117] 윔프는 액시온과 마초 (massive compact halo objects, MACHO)와 함께 차가운 암흑 물질의 주요 후보 중 하나로 꼽힌다(마초는 윔프와 대조하기 위해서 의도적으로 지어진 이름이다).[118] 또한, 마초와는 다르게 표준 모형 중의 알려진 안정된 입자 중에서는 윔프의 모든 특성을 갖고 있는 입자는 없다. 보통 물질과 거의 상호 작용을 하지 않는 중성미자와 같은 입자는 매우 가볍고, 이에 따라 뜨겁고 매우 빠르게 움직인다.

5. 1. 가장 가벼운 초대칭 입자 (Lightest Supersymmetric Particle, LSP)

R 반전성을 보존하는 초대칭은 윔프 (WIMP)같은 입자를 예측한다. 그러나 아직까지 초대칭성 내의 많은 입자들 중 관측된 것은 없다.[114] 초대칭 외에도 보편적 여분차원(UED) 이론이나 리틀 힉스 이론에서도 윔프같은 입자를 예측한다.

모형반전성후보
초대칭R 반전성가장 가벼운 초대칭 입자 (LSP)
보편적 여분차원KK 반전성가장 가벼운 칼루차-클레인 입자 (LKP)
리틀 힉스T 반전성가장 가벼운 T 반전성이 홀인 입자 (LTP)


5. 2. 뉴트랄리노

R 반전성을 보존하는 초대칭 이론은 표준 모형의 확장으로, 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)와 같은 입자들을 예측한다. 그러나 현재까지 관측된 초대칭 입자는 없다.[114] 초대칭 외에도 보편적 여분차원 이론이나 리틀 힉스 이론에서도 WIMP와 유사한 입자를 예측한다.

5. 3. 마요라나 페르미온

약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)적인 성질을 가진 입자는 소립자 물리학의 표준 모형의 일반적인 확장인 R 반전성을 보존하는 초대칭에 의해 예측되지만, 아직 초대칭성을 가진 새로운 입자는 관측되지 않았다.[63]

5. 4. 비활성 중성미자

중성미자와 같은 입자는 보통 물질과 거의 상호 작용을 하지 않지만, 매우 가볍고, 이에 따라 뜨겁고 매우 빠르게 움직인다. 비활성 중성미자는 WIMP의 모든 특성을 갖춘 입자 후보 중 하나이다.

6. 실험

윔프는 중력과 약한 핵력으로만 상호작용하기 때문에 관측하기 매우 어렵다. 하지만 윔프를 직접 또는 간접적으로 탐색하기 위한 여러 실험이 있었다. 현재 윔프를 관측하기 위한 일반적인 전략은 매우 민감하고 거대한 관측계를 구축하는 것이다.[117] 다음은 현재 운영 중이거나 과거에 운영되었던 주요 실험 목록이다.

실험명설명
LUX[132]Large Underground Xenon Detector
CDMSCryogenic Dark Matter Search
CRESSTCryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers
DAMA/NaI
DAMA/LIBRA
DEAP
DarkSide[133]
DRIFTDirectional Recoil Identification From Tracks
EDELWEISS
MIMAC
PICASSO
SIMPLE[134]
WARPWIMP Argon Programme
XENONXENON Dark Matter Search Experiment
ZEPLIN-III[135]
ANAIS
ArDM
한국 암흑물질 탐색실험 (KIMS)Korea Invisible Mass Search영어
XMASS


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