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가벼운 암흑물질

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목차

1. 개요

가벼운 암흑물질은 암흑물질 입자의 질량이 가벼운 경우를 가리키는 이론으로, 은하 중심의 과잉 양전자, 감마선 과다 현상 등을 설명하는 데 활용된다. 이 이론은 서브-GeV 암흑물질이 미세 구조 상수의 불일치를 설명할 수 있다는 점, 그리고 직접 탐지 실험에서 높은 에너지 영역에서 암흑물질 신호가 감지되지 않는다는 점 때문에 주목받고 있다. 가벼운 암흑물질 연구는 동결-아웃 모형, 스칼라 암흑물질, 동결-인 모형, 비대칭 암흑물질 등 다양한 이론적 모델을 통해 이루어지며, XENON10, SENSEI, AMS-02, INTEGRAL 등의 실험을 통해 검증하려는 시도가 진행되고 있다.

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가벼운 암흑물질

2. 이론적 배경

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브 GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선을 설명하는 데 사용되었다.[23] 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8]

열적 핍진 모델은 암흑 물질 입자가 빅뱅 직후 플라즈마와 사실상 분리될 정도로 매우 약하게 상호작용했다고 제안한다. 게다가, 그들의 초기 존재량은 적었다. 암흑 물질 생성은 플라즈마의 온도가 암흑 물질 입자 자체의 질량 아래로 떨어질 때 주로 발생한다. 이는 암흑 물질의 초기 존재량이 많았고, 플라즈마의 온도가 감소함에 따라 가벼운 입자로의 분화가 줄어들고 결국 멈추는 열적 핍진 이론과는 대조적이다.[10] 핍진 모델은 2 GeV 질량 제한보다 훨씬 낮은 암흑 물질 입자의 존재를 허용한다.[11]

관측에 따르면 암흑 물질의 밀도는 중입자 물질의 밀도보다 약 5배 높다. 비대칭 암흑 물질 이론은 입자와 반입자의 수 밀도 비율이 암흑 물질과 중입자 물질에서 동일하다고 제안함으로써 이러한 관계를 설명하려 한다. 이는 암흑 물질의 질량이 중입자 물질의 질량의 약 5배에 가깝다는 것을 의미하며, 암흑 물질의 질량을 수 GeV 범위에 위치시킨다.[12]

2. 1. 동결-아웃 모형 (Freeze-out Model)

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선을 설명하는 데 사용되었다. 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 장려한다.

대중적인 [동결 아웃 모형]에서 WIMP 질량에 가해지는 제약 조건으로 인해 WIMP 질량이 2 GeV보다 커야 하므로, 더 낮은 질량의 [암흑 물질] 입자를 허용하기 위해 동결 아웃 모형을 수정해야 한다.[9] 리-와인버그 한계는 암흑 물질 입자의 질량을 2 GeV 이상으로 제한하는데, 이는 암흑 물질이 스칼라 입자인 두 가지 특별한 경우에 적용되지 않을 수 있다.[2]

첫 번째 경우, 스칼라 암흑 물질 입자가 질량이 있는 페르미온과 결합되어야 한다. 이 모델은 100 MeV 미만의 암흑 물질 입자를 배제하는데, 그 이유는 감마선 생성 관측이 이 질량 범위의 입자에 대한 이론적 예측과 일치하지 않기 때문이다. 이러한 불일치는 암흑 물질 입자와 반입자 간의 비대칭성을 요구하고 새로운 입자를 추가함으로써 해결될 수 있다.[4]

두 번째 경우, 스칼라 암흑 물질 입자는 새로운 게이지 보존과 결합된다고 예측한다. 이 경우 소멸로 인한 감마선 생성은 매우 낮을 것으로 예측된다.[4]

2. 2. 스칼라 암흑물질 (Scalar Dark Matter)

리-와인버그 한계에 따르면 암흑 물질 입자의 질량은 2 GeV 이상이어야 하지만, 암흑 물질이 스칼라 입자인 경우에는 이 한계가 적용되지 않는 두 가지 예외적인 경우가 있다.[2]

스칼라 암흑 물질은 크게 두 가지 경우로 나누어 고려할 수 있다. 첫 번째는 스칼라 암흑 물질 입자가 질량을 가진 페르미온과 결합하는 경우이고, 두 번째는 새로운 게이지 보존과 결합하는 경우이다.

2. 2. 1. 페르미온과의 결합

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선을 설명하는 데 사용되었다. 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 장려한다.

리-와인버그 한계는 암흑 물질 입자의 질량을 2 GeV 이상으로 제한하는데, 이는 암흑 물질이 스칼라 입자인 두 가지 특별한 경우에 적용되지 않을 수 있다.[2]

첫 번째 경우, 스칼라 암흑 물질 입자가 질량이 있는 페르미온과 결합되어야 한다. 이 모델은 100 MeV 미만의 암흑 물질 입자를 배제하는데, 그 이유는 감마선 생성 관측이 이 질량 범위의 입자에 대한 이론적 예측과 일치하지 않기 때문이다. 이러한 불일치는 암흑 물질 입자와 반입자 간의 비대칭성을 요구하고 새로운 입자를 추가함으로써 해결될 수 있다.[4]

2. 2. 2. 새로운 게이지 보존과의 결합

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선을 설명하는 데 사용되었다. 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 장려한다.

리-와인버그 한계는 암흑 물질 입자의 질량을 2 GeV 이상으로 제한하는데, 이는 암흑 물질이 스칼라 입자인 두 가지 특별한 경우에 적용되지 않을 수 있다.[2]

스칼라 암흑 물질 입자가 새로운 게이지 보존과 결합된다고 예측되는 경우가 있는데, 이 경우 소멸로 인한 감마선 생성은 매우 낮을 것으로 예측된다.[4]

2. 3. 동결-인 모형 (Freeze-in Model)

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선을 설명하는 데 사용되었다. 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 장려한다.

대중적인 [동결 아웃 모형]에서 WIMP 질량에 가해지는 제약 조건으로 인해 WIMP 질량이 2 GeV보다 커야 하므로, 더 낮은 질량의 [암흑 물질] 입자를 허용하기 위해 동결 아웃 모형을 수정해야 한다.[9]

열적 핍진 모델은 암흑 물질 입자가 빅뱅 직후 플라즈마와 사실상 분리될 정도로 매우 약하게 상호작용했다고 제안한다. 게다가, 그들의 초기 존재량은 적었다. 암흑 물질 생성은 플라즈마의 온도가 암흑 물질 입자 자체의 질량 아래로 떨어질 때 주로 발생한다. 이는 암흑 물질의 초기 존재량이 많았고, 플라즈마의 온도가 감소함에 따라 가벼운 입자로의 분화가 줄어들고 결국 멈추는 열적 핍진 이론과는 대조적이다.[10]

핍진 모델은 2 GeV 질량 제한보다 훨씬 낮은 암흑 물질 입자의 존재를 허용한다.[11]

2. 4. 비대칭 암흑물질 (Asymmetric Dark Matter)

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선을 설명하는 데 사용되었다. 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 장려한다.

대중적인 [동결 아웃 모형]에서 WIMP 질량에 가해지는 제약 조건으로 인해 WIMP 질량이 2 GeV보다 커야 하므로, 더 낮은 질량의 [암흑 물질] 입자를 허용하기 위해 동결 아웃 모형을 수정해야 한다.[9]

관측에 따르면 암흑 물질의 밀도는 [중입자] 물질의 밀도보다 약 5배 높다. 비대칭 암흑 물질 이론은 [입자]와 [반입자]의 수 밀도 비율이 암흑 물질과 [중입자] 물질에서 동일하다고 제안함으로써 이러한 관계를 설명하려 한다. 이는 암흑 물질의 질량이 [중입자] 물질의 질량의 약 5배에 가깝다는 것을 의미하며, 암흑 물질의 질량을 수 GeV 범위에 위치시킨다.[12]

3. 실험적 검증

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선원을 설명하는 데 사용되었다.[23] 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8][24] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 장려한다.

일반적으로 무거운 암흑 물질 후보에 적용되는 암흑 물질 감지 방법에는 직접 검출과 간접 검출이 있다.

3. 1. 직접 검출

가벼운 암흑 물질의 직접 검출은 무거운 암흑 물질 후보에 적용되는 방법과 유사하게 전자 반동을 탐지하여 이루어진다. 1 GeV보다 가벼운 질량을 가진 암흑 물질 입자의 경우, 전자 반동을 통해 직접 탐지가 가능하다.[1] 하지만, 이러한 방법을 사용할 때 가장 어려운 점은 배경 신호를 최소화하면서 탐지에 필요한 충분히 낮은 임계 에너지를 가진 검출기를 개발하는 것이다.[1]

XENON10 실험은 액체 제논 검출기를 사용하여 전자 반동을 직접 감지함으로써 암흑 물질의 질량을 탐색하고 제한하는 실험으로, 2012년에 최초로 서브 GeV 질량 범위에 대한 제한을 설정했다.[14] SENSEI 실험은 CCD 기술을 이용한 실리콘 검출기로, 500 keV에서 4 MeV 사이의 암흑 물질 입자의 전자 반동을 측정할 수 있다.[15] 2020년 10월에 발표된 SENSEI 실험 결과는 1 GeV 미만의 암흑 물질 질량 범위를 더 좁히는 데 기여했다.[16]

전자 빔 덤프 실험을 통해서도 가벼운 암흑 물질 입자를 탐색할 수 있다.[1]

3. 1. 1. XENON10

XENON10은 액체 제논 검출기로, 전자 반동을 직접 감지하여 암흑 물질의 질량을 탐색하고 이에 대한 제한을 두는 실험이다. 이 실험은 2012년에 직접 감지를 사용하여 암흑 물질의 질량에 대한 최초의 서브 GeV 제한을 설정했다.[14]

3. 1. 2. SENSEI

SENSEI는 CCD 기술을 사용하여 500 keV에서 4 MeV 사이의 암흑 물질 입자의 전자 반동을 측정할 수 있는 실리콘 검출기이다.[15] 이 실험은 2020년 10월에 발표된 가장 최근의 결과를 통해 1 GeV 미만의 암흑 물질의 가능한 질량 범위를 더 좁히는 연구를 진행해왔다.[16]

3. 1. 3. 기타 실험

일반적으로, 무거운 암흑 물질 후보에 적용되는 암흑 물질 감지 방법은 가벼운 암흑 물질에도 적용된다. 이러한 방법에는 직접 탐지 및 간접 탐지가 포함된다.[1] 1 GeV보다 가벼운 질량을 가진 암흑 물질 입자는 전자 반동을 탐지하여 직접 탐지할 수 있다.[1] 이 방법을 사용하는 데 가장 큰 어려움은 배경 신호를 최소화하면서 탐지를 위한 충분히 낮은 임계 에너지를 가진 검출기를 만드는 것이다.[1] 전자 빔 덤프 실험을 사용하여 가벼운 암흑 물질 입자를 탐색할 수도 있다.[1]

3. 2. 간접 검출

가벼운 암흑물질 간접 검출 시도는 AMS-02, ATIC, CALET, CAST, DAMPE, IceCube, MOA, OGLE, PAMELA 등 여러 실험을 통해 이루어지고 있다.

3. 2. 1. INTEGRAL

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑 물질 이론은 여러 가지 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 은하 중심에서 INTEGRAL에 의해 관측된 양전자 과잉, 은하 중심[7] 및 외부 은하에서 오는 과도한 감마선원을 설명하는 데 사용되었다.[23] 또한 가벼운 암흑 물질이 서로 다른 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8][24]

3. 2. 2. 기타 실험

다음은 가벼운 암흑물질과 관련된 기타 실험 프로젝트들이다.

프로젝트설명
MultiDark
PVLAS
SNOLAB

[1]

3. 3. 전자 빔 덤프 실험

일반적으로 무거운 암흑 물질 후보에 적용되는 암흑 물질 감지 방법은 가벼운 암흑 물질에도 적용된다. 1 GeV보다 가벼운 질량을 가진 암흑 물질 입자는 전자 반동을 탐지하여 직접 탐지할 수 있다. 이 방법을 사용하는 데 가장 큰 어려움은 배경 신호를 최소화하면서 탐지를 위한 충분히 낮은 임계 에너지를 가진 검출기를 만드는 것이다. 전자 빔 덤프 실험을 사용하여 가벼운 암흑 물질 입자를 탐색할 수도 있다.

4. 연구의 중요성 및 전망

최근 몇 년 동안, 가벼운 암흑물질 이론은 여러 장점 때문에 인기를 얻고 있다. 서브-GeV 암흑 물질은 인테그랄(우주 망원경)에 의해 관측된 은하 중심의 과잉 양전자나, 은하 중심 및 외부 은하에서 오는 과잉 감마선을 설명하는 데 사용되어 왔다.[7] 또한, 가벼운 암흑 물질이 여러 실험에서 측정된 미세 구조 상수의 작은 불일치를 설명할 수 있다는 제안도 있었다.[8] 게다가, 직접 탐지 실험에서 더 높은 에너지 범위에서 암흑 물질 신호가 감지되지 않는다는 점은 서브-GeV 탐색을 더욱 필요하게 한다.

참조

[1] conference Light Dark Matter 2005-07-04
[2] journal Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses 1977
[3] journal Dark matter pair-production in b → s transitions 2006
[4] journal Scalar Dark Matter candidates 2004
[5] journal Light and Heavy Dark Matter Particles 2004
[6] journal Implications of a new light gauge boson for neutrino physics 2004
[7] journal Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter 2005
[8] journal More evidence in favour of Light Dark Matter particles? 2004
[9] journal WIMP dark matter candidates and searches—current status and future prospects https://iopscience.i[...] 2018-05-21
[10] journal Freeze-In Production of FIMP Dark Matter https://link.springe[...] 2010
[11] journal The cosmology of sub-MeV dark matter freeze-in 2021-09-09
[12] journal Asymmetric Dark Matter: Theories, signatures, and constraints https://www.scienced[...] 2014-04-20
[13] journal Searching for Light Dark Matter with the SLAC Millicharge Experiment 2013-11-27
[14] journal First Direct Detection Limits on Sub-GeV Dark Matter from XENON10 https://link.aps.org[...] 2012-07-12
[15] journal SENSEI: First Direct-Detection Constraints on Sub-GeV Dark Matter from a Surface Run https://link.aps.org[...] 2018-08-08
[16] journal SENSEI: Direct-Detection Results on sub-GeV Dark Matter from a New Skipper CCD https://link.aps.org[...] 2020-10-20
[17] conference Light Dark Matter 2005-07-04
[18] journal Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses 1977
[19] journal Dark matter pair-production in b → s transitions 2006
[20] journal Scalar Dark Matter candidates 2004
[21] journal Light and Heavy Dark Matter Particles 2004
[22] journal Implications of a new light gauge boson for neutrino physics 2004
[23] journal Gamma-Ray Constraint on Galactic Positron Production by MeV Dark Matter 2005
[24] journal More evidence in favour of Light Dark Matter particles? 2004
[25] 저널 Light Dark Matter 2005-07-04
[26] 저널 Cosmological Lower Bound on Heavy-Neutrino Masses
[27] 저널 Dark matter pair-production in b → s transitions
[28] 저널 Scalar Dark Matter candidates
[29] 저널 Light and Heavy Dark Matter Particles
[30] 저널 Implications of a new light gauge boson for neutrino physics


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