차가운 암흑물질

3. 구조 형성

차가운 암흑 물질 이론에서 우주의 구조는 계층적으로 성장한다. 작은 물체들이 먼저 붕괴하고 합병을 통해 더 큰 물체를 형성한다. 이러한 예측은 우주의 대규모 구조 관측과 일치한다. 1980년대 후반 또는 1990년대 이후 대부분의 우주론자들은 차가운 암흑 물질 이론 (구체적으로 현대의 람다-CDM 모형)을 우주가 초기 시대의 매끄러운 초기 상태(예: 우주 마이크로파 배경 복사)에서 오늘날 우리가 보는 은하와 그 은하단의 덩어리진 분포, 즉 우주의 대규모 구조로 어떻게 진행되었는지에 대한 설명으로 선호한다.^[5]

3. 1. 계층적 성장

3. 2. 뜨거운 암흑 물질과의 비교

3. 3. 왜소 은하의 역할

4. 구성 성분

암흑 물질은 일반 물질 및 복사와의 중력 상호작용을 통해 간접적으로 감지된다. 따라서 차가운 암흑 물질(Cold Dark Matter, CDM)의 구성 성분을 파악하는 것은 매우 어렵다. 차가운 암흑 물질의 후보는 액시온, 질량이 큰 헤일로 천체(MACHOs), 약하게 상호 작용하는 질량이 큰 입자(WIMPs) 등으로 나눌 수 있다.^{[6][7][8][9][10][11][12][13][14]}

4. 1. 주요 후보

• 액시온: 자체 상호 작용의 특정 유형을 가진 매우 가벼운 입자로, 적합한 CDM 후보이다.^[6][7] 2010년대 후반부터 액시온은 암흑 물질의 가장 유망한 후보 중 하나가 되었다.^[8] 액시온은 이론적으로 그 존재가 강 CP 문제를 양자 색역학에서 해결한다는 장점이 있지만, 액시온 입자는 이론적으로만 존재하고 감지된 적은 없다. 액시온은 WISP(약하게 상호 작용하는 "가늘거나" "얇은" 입자)라고 하는 더 일반적인 입자 범주의 예이며, 약하게 상호 작용하는 질량이 큰 입자(WIMPs)의 저질량 대응물이다.
• 질량이 큰 헤일로 천체(MACHOs)는 블랙홀, 중성자별, 백색 왜성, 매우 희미한 별, 또는 행성과 같은 크고 밀집된 천체이다. 이러한 천체를 찾는 것은 중력 렌즈를 사용하여 배경 은하에 대한 이러한 천체의 영향을 감지하는 것으로 구성된다. 대부분의 전문가들은 이러한 검색의 제약 조건에 의해 MACHO가 실행 가능한 암흑 물질 후보에서 제외된다고 믿고 있다.^{[9][10][11][12][13][14]}
• 약하게 상호 작용하는 질량이 큰 입자(WIMPs): 현재 필요한 특성을 가진 알려진 입자는 없지만, 입자 물리학의 표준 모형의 많은 확장들이 그러한 입자를 예측한다. WIMP를 찾는 것은 고도로 민감한 검출기를 이용한 직접 감지 시도와 입자 가속기에 의한 WIMP 생성 시도를 포함한다. 역사적으로 WIMP는 암흑 물질의 구성에 대한 가장 유망한 후보 중 하나로 여겨졌지만,^[10][12][14] 2010년대 후반부터 WIMP는 실험에서 WIMP가 감지되지 않으면서 액시온으로 대체되었다.^[8] DAMA/NaI 실험과 그 후속 실험인 DAMA/LIBRA는 지구를 통과하는 암흑 물질 입자를 직접 감지했다고 주장했지만, 유사한 실험의 결과가 DAMA 결과와 호환되지 않는다는 점에서 많은 과학자들은 회의적인 입장을 유지하고 있다.

4. 2. 후보 변화

5. 문제점

ΛCDM 모형에서 차가운 암흑 물질의 예측과 은하 및 은하단의 분포에 대한 관측 사이에는 몇 가지 불일치가 발생한다. 이러한 문제 중 일부는 해결책이 제시되었지만, ΛCDM 모형을 포기하지 않고 해결할 수 있을지는 불분명하다.^[15]

• 뾰족한 헤일로 문제: 차가운 암흑 물질 시뮬레이션에서 암흑물질 헤일로의 밀도 분포는 (적어도 중입자 피드백의 영향을 포함하지 않는 시뮬레이션은) 은하의 회전 곡선을 조사하여 관찰되는 것보다 훨씬 더 뾰족하다.^[16]
• 왜소 은하 문제: 차가운 암흑 물질 시뮬레이션은 우리 은하와 같은 은하 주위에서 관측되는 작은 왜소은하의 수보다 더 많은 수의 작은 암흑 물질 헤일로를 예측한다.^[17]
• 위성 은하 원반 문제: 은하수와 안드로메다 은하 주변의 왜소 은하들은 얇고 평면적인 구조로 공전하는 것으로 관측되지만, 시뮬레이션은 이들이 모은하 주위에 무작위로 분포해야 한다고 예측한다.^[18]
• 고속 은하 문제: NGC 3109 연관 은하들은 ΛCDM 모형의 예측보다 빠르게 멀어지고 있다.^[19]
• 은하 형태 문제: 은하가 계층적으로 성장했다면, 질량이 큰 은하는 많은 은하 병합을 겪었어야 한다. 주요 병합은 필연적으로 전형적인 벌지를 생성한다. 반대로, 관측된 은하의 약 80%는 그러한 벌지의 증거를 보이지 않으며, 거대한 순수 디스크 은하가 흔하다.^[21]
• 빠른 은하 막대 문제: 은하가 차가운 암흑 물질의 거대한 헤일로 안에 자리 잡고 있다면, 중심 영역에서 종종 발달하는 막대는 헤일로와의 역학적 마찰에 의해 속도가 느려질 것이다. 이는 관측된 은하 막대가 전형적으로 빠르다는 사실과 심각한 모순을 보인다.^[24]
• 소규모 위기: 모형과 관측 결과의 비교는 은하 이하 규모에서 몇 가지 문제를 야기하는데, 대표적으로 너무 많은 왜소 은하와 은하의 가장 안쪽 영역에 너무 많은 암흑 물질을 예측하는 문제가 있다. 이러한 문제를 "소규모 위기"라고 한다.^[25]
• 고적색편이 은하: 제임스 웹 우주 망원경의 관측 결과, 분광법으로 확인된 높은 적색편이 은하들이 여럿 있다. 예를 들어 JADES-GS-z13-0은 우주론적 적색편이 13.2^[26][27], JADES-GS-z14-0은 우주론적 적색편이 14.32이다. 초기 우주에서 이처럼 큰 은하들이 높은 속도로 형성되는 것은 암흑 물질 헤일을 통해 기존의 람다-CDM 모형에서 허용하는 은하 형성 속도와 모순된다.^[28][29][30]

5. 1. 뾰족한 헤일로 문제 (Cuspy halo problem)

5. 2. 왜소 은하 문제 (Dwarf galaxy problem)

5. 3. 위성 은하 원반 문제 (Satellite disk problem)

5. 4. 고속 은하 문제 (High-velocity galaxy problem)

5. 5. 은하 형태 문제 (Galaxy morphology problem)

5. 6. 빠른 은하 막대 문제 (Fast galaxy bar problem)

5. 7. 소규모 위기 (Small-scale crisis)

5. 8. 고적색편이 은하 (High redshift galaxies)

6. 한국의 암흑 물질 연구

차가운 암흑물질과 관련하여 한국의 연구는 아직 구체적인 내용이 제시되지 않았다.

참조

_[1] 논문 Large-scale background temperature and mass fluctuations due to scale-invariant primeval perturbations 1982-12
_[2] 논문 Formation of galaxies in a gravitino-dominated universe
_[3] 논문 Galaxy formation by dissipationless particles heavier than neutrinos 1982-09-02
_[4] 논문 Formation of galaxies and large-scale structure with cold dark matter 1984
_[5] 논문 The C star population of DDO 190: 1. Introduction http://www.aanda.org[...] Astronomy & Astrophysics 2005-10-06
_[6] 뉴스 Axions 2010 Workshop U. Florida 2021-08
_[7] 뉴스 Axion Cosmology 2021-08
_[8] 논문 Axion dark matter: What is it and why now? 2022-02-23
_[9] 논문 New cosmological constraints on primordial black holes 2010-05
_[10] arXiv Dark matter: A brief review
_[11] 논문 Particle dark matter: evidence, candidates and constraints 2005-01
_[12] 논문 Dark Matter: A Primer
_[13] 논문 The moment of truth for WIMP dark matter https://www.zora.uzh[...] 2010-11-18
_[14] 논문 TASI lectures on dark matter
_[15] 논문 Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation
_[16] 논문 The cored distribution of dark matter in spiral galaxies
_[17] 논문 Where are the missing galactic satellites?
_[18] 논문 Co-orbiting satellite galaxy structures are still in conflict with the distribution of primordial dwarf galaxies
_[19] 논문 A plane of high velocity galaxies across the Local Group 2018-01-21
_[20] 논문 On the absence of backsplash analogues to NGC 3109 in the ΛCDM framework 2021-06-21
_[21] 논문 Bulgeless giant galaxies challenge our picture of galaxy formation by hierarchical clustering
_[22] 논문 The High Fraction of Thin Disk Galaxies Continues to Challenge ΛCDM Cosmology 2022-02-01
_[23] 논문 Survival of pure disk galaxies over the last 8 billion years
_[24] 논문 Fast galaxy bars continue to challenge standard cosmology 2021-11-01
_[25] 논문 Synopsis: Tackling the Small-Scale Crisis
_[26] 웹사이트 NASA's Webb Reaches New Milestone in Quest for Distant Galaxies https://blogs.nasa.g[...] 2022-12-09
_[27] 논문 Spectroscopic confirmation of four metal-poor galaxies at z=10.3–13.2 2023-02-27
_[28] 웹사이트 Astronomers Grapple with JWST's Discovery of Early Galaxies https://www.scientif[...] 2022-12-06
_[29] 논문 The Universe at z > 10: predictions for JWST from the UNIVERSEMACHINE DR1 2020-12
_[30] 논문 The history of star formation in a Λ cold dark matter universe 2003-02
_[31] 논문 Stress testing ΛCDM with high-redshift galaxy candidates
_[32] 서적 学術用語集 天文学編 日本学術振興会
_[33] 서적 新・天文学事典 講談社 2013-03-20
_[34] 서적 新・天文学事典 講談社 2013-03-20