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비활성 중성미자

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목차

1. 개요

비활성 중성미자는 표준 모형에서 예측되지 않는, 중력 외의 상호작용을 거의 하지 않는 가상의 입자이다. 중성미자 진동 실험 결과와 암흑 물질의 존재를 설명하기 위한 유력한 후보로 연구되고 있으며, 차가운 암흑 물질 또는 따뜻한 암흑 물질의 후보로 여겨진다. 여러 실험을 통해 비활성 중성미자를 탐색하려는 시도가 진행되었으나, 아직까지 명확한 증거는 발견되지 않았다.

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비활성 중성미자
개요
이름스테릴 중성미자
비활성 중성미자
종류기본 입자
속성페르미온
그룹렙톤
상호작용중력; 다른 잠재적인 미지의 상호작용
입자해당 없음
반입자해당 없음
상태가설적
이론화해당 없음
발견해당 없음
질량알려지지 않음
평균 수명해당 없음
붕괴 입자해당 없음
전기 전하0
약한 아이소스핀 30
카이랄성오른손잡이
B-LL 전하 할당에 따라 다름
X 전하-5
색 전하없음
약한 초전하0
스핀 상태 수2
세대
세대알려지지 않음

2. 암흑물질의 필요성 및 역사적 배경

20세기 초, 천문학자들은 은하 외곽의 별들이 예상보다 훨씬 빠르게 회전하는 현상을 관측했는데, 이는 뉴턴의 중력 법칙만으로는 설명하기 어려웠다. 프리츠 츠비키는 머리털자리 은하단 내 은하들의 속도를 측정하여, 눈에 보이는 물질보다 훨씬 많은 질량이 존재해야 한다는 암흑물질 개념을 처음으로 제안했다. 이후, 베라 루빈은 나선 은하의 회전 곡선을 정밀하게 측정하여 은하 외곽의 별들의 회전 속도가 일정하게 유지되는 현상을 발견했고, 이는 은하 내부에 보이지 않는 암흑물질이 퍼져 있다는 강력한 증거가 되었다.[12]

중성미자 진동 실험을 통해 중성미자가 0이 아닌 질량을 가진다는 사실이 밝혀졌다.[8] 이는 표준 모형으로는 예측할 수 없는 결과였다. 표준 모형에서 중성미자는 매우 작은 질량을 가지거나 질량이 없어야 하지만, 실험 결과는 중성미자가 암흑물질의 후보가 될 수 있다는 가능성을 제시한다. 그러나 표준 모형의 중성미자는 질량이 너무 작아 암흑물질의 대부분을 설명하기는 어렵다.

2. 1. 프리츠 츠비키의 암흑물질 개념 최초 제안

프리츠 츠비키는 1930년대 머리털자리 은하단의 은하들의 속도를 측정하여, 은하단 내에 눈에 보이는 물질보다 훨씬 많은 질량이 존재해야 한다는 것을 발견하였다.

2. 2. 베라 루빈의 은하 회전 곡선 연구

1970년대 베라 루빈과 동료들은 나선 은하의 회전 곡선을 정밀하게 측정하여, 은하 외곽으로 갈수록 별들의 회전 속도가 감소하지 않고 일정하게 유지되는 현상을 확인하였다. 이는 은하 내부에 보이지 않는 암흑물질이 널리 퍼져 있다는 강력한 증거가 되었다.[12]

2. 3. 중성미자 질량 문제와 암흑물질

최근의 중성미자 진동 실험은 중성미자가 0이 아닌 질량을 가진다는 것을 보여주었다.[8] 이는 표준 모형으로는 예측할 수 없는 결과로, 표준 모형을 넘어서는 새로운 물리학의 필요성을 시사한다.[8] 예상치 못한 중성미자의 질량은 오른손 헬리시티를 가진 중성미자와 왼손 헬리시티를 가진 반중성미자를 설명한다. 빛의 속도로 움직이지 않는 중성미자의 헬리시티는 상대론적 불변량이 아니기 때문에, 더 빠르게 움직여 반대 헬리시티를 관찰하는 것이 가능하다.[9]

표준 모형에서 중성미자는 매우 작은 질량을 가지거나 질량이 없어야 한다. 하지만 중성미자가 질량을 가진다는 실험 결과는 중성미자가 암흑물질의 후보가 될 수 있다는 가능성을 제시한다. 그러나 표준 모형의 중성미자는 질량이 너무 작기 때문에 암흑물질의 대부분을 설명하기는 어렵다.

3. 암흑물질의 종류와 후보

암흑물질은 상호작용 및 속도에 따라 여러 종류로 나뉜다. 암흑물질의 형태는 다음과 같다.

3. 1. 상호작용에 따른 분류

암흑 물질 후보로 간주되는 입자는 질량이 0이 아니고 전자기 전하가 없어야 한다.[15] 중성미자와 유사한 입자는 이러한 특성을 가지므로 암흑 물질 연구 대상이 된다. 관측 결과 차가운 암흑 물질(비상대론적)이 뜨거운 암흑 물질(상대론적)보다 많다는 것이 밝혀졌다. 표준 모형의 활성 중성미자는 질량이 매우 작아 모든 암흑 물질을 설명하기는 어렵다.[16]

무거운 중성미자의 질량에 대한 경계는 알려져 있지 않으므로, 무거운 중성미자가 암흑 물질일 가능성은 아직 배제되지 않았다. 무거운 중성미자가 암흑 물질을 구성한다면, 그 특성에 특정 제약 조건이 적용될 수 있다. 우주의 구조를 생성하기 위해 무거운 중성미자의 질량은 keV 규모여야 한다.[17] 또한, 암흑 물질이 안정적일 필요는 없지만, 입자의 수명은 우주의 나이보다 길어야 한다. 이는 무거운 중성미자와 활성 중성미자 사이의 혼합 강도에 상한을 둔다.[18]

비활성 중성미자(오른손잡이 중성미자)는 중성미자의 질량이 0이 아니라는 관측 결과로 인해 존재가 예측된 미검출 입자이다. 일반적인 중성미자와 달리, 중력으로만 상호작용할 것으로 예상된다. 비활성 중성미자는 은하단의 총 질량 대부분을 차지하는 암흑 물질의 후보이기도 하다.

이러한 입자는 강한 상호작용 및 약한 상호작용에 대한 일중항표현에 나타난다. 이들의 약 초전하, 약 아이소스핀, 전하는 0이다. 왼손잡이 반중성미자의 양자수는 B-L이 1이고 X가 5이다. 비활성 중성미자는 중력과 상호작용하기 때문에, 충분히 무거우면 차가운 암흑 물질 또는 따뜻한 암흑 물질의 후보로 생각할 수 있다.

SO(10)과 같은 몇몇 대통일 이론(GUT)에서는 게이지 보존과도 상호작용한다. 이때의 게이지 보존은 극단적으로 무겁기 때문에, 이 게이지 상호작용의 에너지는 극단적으로 억제되어 있다. SU(5)의 전하 또는 양자수가 0인 조지-글래쇼 모델과 같은 다른 몇몇 GUT에는 비활성 중성미자가 나타나지 않는다.

3. 2. 속도에 따른 분류

차가운 암흑물질은 상대론적 속도로 움직이는 뜨거운 암흑물질보다 더 많다는 관측 결과가 있다.[16] 표준 모형의 활성 중성미자는 질량이 매우 작아 속도가 매우 빠르기 때문에 모든 암흑 물질을 설명하기는 어렵다.[16]

무거운 중성미자의 질량에 대한 경계는 알려져 있지 않으므로, 무거운 중성미자가 암흑 물질일 가능성은 아직 배제되지 않았다. 무거운 중성미자가 암흑 물질을 구성한다면, 그 특성에 특정 제약 조건이 적용될 수 있다. 오늘날 관측되는 우주의 구조를 생성하기 위해 무거운 중성미자의 질량은 keV 규모여야 한다.[17] 또한, 암흑 물질이 안정적일 필요는 없지만, 입자의 수명은 현재 우주의 나이보다 길어야 한다. 이는 무거운 중성미자와 활성 중성미자 사이의 혼합 강도에 상한을 둔다.[18] 무거운 중성미자는 유망한 암흑 물질 후보이지만, 아직 존재가 확인되지 않았다.

3. 3. 주요 후보 입자

암흑물질 후보로 거론되는 입자들은 질량이 0이 아니고 전자기 전하가 없어야 한다.[15] 중성미자와 유사한 입자들은 이러한 특성을 가지기 때문에 암흑물질 연구 대상이다. 관측 결과는 차가운 암흑물질이 뜨거운 암흑물질보다 많다는 것을 시사한다. 표준 모형의 활성 중성미자는 질량이 매우 작아 모든 암흑물질을 설명하기는 어렵다.[16]

비활성 중성미자(오른손잡이 중성미자)는 중성미자의 질량이 0이 아니라는 관측 결과로 인해 예측된 미검출 입자이다. 일반적인 중성미자와 달리, 비활성 중성미자는 중력을 통해서만 상호작용할 것으로 예상된다. 암흑 물질의 후보 중 하나이다.

이러한 입자는 강한 상호작용 및 약한 상호작용에 대한 일중항표현에 나타난다. 이들의 약 초전하, 약 아이소스핀 그리고 전하는 0이다. 비활성 중성미자는 중력과 상호작용하기 때문에, 만약 충분히 무거우면, 차가운 암흑 물질 또는 따뜻한 암흑 물질의 후보로 생각할 수 있다.

무거운 중성미자가 암흑 물질일 가능성은 아직 배제되지 않았다. 암흑 물질이 무거운 중성미자로 구성된다면, 그 특성에 제약 조건이 적용될 수 있다. 오늘날 관측되는 우주의 구조를 생성하기 위해, 무거운 중성미자의 질량은 keV 규모여야 한다.[17] 또한, 암흑 물질은 안정적일 필요는 없지만, 입자의 수명은 현재 우주의 나이보다 길어야 한다.[18]

4. 암흑물질의 증거

암흑물질의 존재를 뒷받침하는 다양한 증거들이 제시되고 있다.

5. 암흑물질 탐색 실험

암흑물질의 정체를 밝히기 위한 다양한 실험이 전 세계적으로 진행되고 있다. 비활성 중성미자 탐색은 크게 직접 검출, 간접 검출, 가속기 실험 방식으로 나뉜다.


  • 직접 검출: 암흑물질 입자와 검출기 물질의 상호작용을 직접 관측한다.
  • ANAIS, ArDM, ADMX, CDEX, CDMS, CoGeNT, COUPP, CRESST, DAMA/LIBRA, DAMA/NaI, DarkSide, DEAP, DMTPC, DRIFT, EDELWEISS, EURECA, KIMS, LUX, LZ, PandaX, PICO, SIMPLE, UKDMC, WARP, XENON, ZEPLIN-III
  • 간접 검출: 암흑물질 입자가 쌍소멸하거나 붕괴하면서 발생하는 감마선, 우주선, 중성미자 등을 관측한다.
  • AMS-02, ATIC, CALET, CAST, DAMPE, IceCube, MOA, OGLE, PAMELA
  • 가속기 실험: 입자 가속기를 이용하여 비활성 중성미자를 생성하고 검출한다.
  • 기타 프로젝트: MultiDark, PVLAS, SNOLAB

5. 1. 직접 검출 (Direct Detection)

비활성 중성미자를 발견하거나 관찰하기 위한 여러 실험이 수행되었다. 예를 들어 페르미랩의 NuTeV (E815) 실험이나 CERN의 LEP-L3가 있지만, 이들은 입자를 실제로 관찰하지는 못하고 관찰에 대한 제한을 설정하는 데 기여했다.[19]

페르미랩의 MiniBooNE 검출기 (내부 모습)는 중성미자 진동을 측정하기 위해 만들어졌다.


2007년 4월 11일, 페르미랩의 MiniBooNE 실험 연구자들은 비활성 중성미자의 존재를 뒷받침하는 증거를 찾지 못했다고 발표했다.[23] 그러나 2018년 5월, MiniBooNE 실험의 물리학자들은 예상보다 더 강력한 중성미자 진동 신호를 보고했으며, 이는 비활성 중성미자를 암시하는 신호일 수 있다고 보고했다.[30][31] 이후 2021년 10월 MicroBooNE 실험의 첫 번째 결과는 비활성 중성미자에 대한 어떤 힌트도 보여주지 않았으며, 오히려 결과가 표준 모형의 세 가지 중성미자 맛과 일치했다.[32] 그러나 이 결과는 MiniBooNE의 이상 현상에 대한 설명을 찾지 못했다.

프랑스의 원자로 근처에 있는 두 개의 별도 검출기에서 반중성미자가 3% 부족한 것을 발견했는데, 연구자들은 1.2eV의 질량을 가진 네 번째 중성미자의 존재를 시사했다.[25] Daya Bay 역시 가벼운 비활성 중성미자를 탐색했으며 일부 질량 영역을 배제했다.[26] Daya Bay 협업은 반중성미자 에너지 스펙트럼을 측정했으며, 약 5MeV의 에너지에서 반중성미자가 이론적 예상보다 초과된다는 것을 발견했다. 또한 6%의 반중성미자 부족 현상을 기록했다.[27] 이는 비활성 중성미자가 존재하거나 중성미자의 다른 측면에 대한 우리의 이해가 불완전하다는 것을 시사할 수 있다.

우주 마이크로파 배경의 모양을 형성하는 대규모 효과를 통해 중성미자의 수와 질량을 추정할 수 있다. 예를 들어, 중성미자 종의 총 수는 초기 시대에 우주가 팽창하는 속도에 영향을 미치는데, 더 많은 중성미자는 더 빠른 팽창을 의미한다. 플랑크 위성 2013 데이터 릴리스는 비활성 중성미자의 존재와 호환되며, 암시된 질량 범위는 0–3eV이다.[28] 2016년, 아이스큐브 중성미자 관측소의 과학자들은 비활성 중성미자에 대한 증거를 찾지 못했다.[29]

2022년 6월, BEST 실험은 반응에서 예상되는 동위 원소 게르마늄의 생성에서 20–24%의 부족을 관찰한 두 편의 논문을 발표했다. 소위 "갈륨 이상"은 비활성 중성미자 설명이 데이터와 일치할 수 있음을 시사한다.[33][34][35]

2023년 1월, STEREO 실험은 최종 결과를 발표하여 우라늄-235의 핵분열과 관련된 반중성미자 에너지 스펙트럼에 대한 가장 정밀한 측정을 보고했다. 데이터는 표준 모형과 일치하며 약 1eV의 질량을 가진 가벼운 비활성 중성미자 가설을 기각한다.[36]

2023년에는 CMS에 의한 검색 결과가 2–3GeV의 질량을 가진 비활성 중성미자에 대한 새로운 제한을 설정했다.[37]

5. 2. 간접 검출 (Indirect Detection)

암흑물질 입자가 쌍소멸하거나 붕괴하면서 발생하는 감마선, 우주선, 중성미자 등을 관측하여 암흑물질의 존재를 간접적으로 확인하려는 시도가 이루어지고 있다.

페르미랩의 MiniBooNE 실험은 2007년 4월 11일, 비활성 중성미자의 존재를 뒷받침하는 증거를 찾지 못했다고 발표했다.[23] 그러나 2018년 5월, MiniBooNE 실험의 물리학자들은 예상보다 더 강력한 중성미자 진동 신호를 보고했으며, 이는 비활성 중성미자를 암시하는 신호일 수 있다고 발표했다.[30][31] 2021년 10월, MicroBooNE 실험은 비활성 중성미자에 대한 어떤 힌트도 보여주지 않았으며, 표준 모형의 세 가지 중성미자 맛과 일치하는 결과를 발표했다.[32] 그러나 이 결과는 MiniBooNE의 이상 현상에 대한 설명을 제공하지 못했다.

프랑스의 원자로 근처에 있는 두 개의 별도 검출기에서 반중성미자가 3% 부족한 것이 발견되었는데, 이는 1.2 eV의 질량을 가진 네 번째 중성미자의 존재를 시사한다.[25] Daya Bay 역시 가벼운 비활성 중성미자를 탐색했으며 일부 질량 영역을 배제했다.[26] Daya Bay 협업은 반중성미자 에너지 스펙트럼을 측정했으며, 약 5 MeV의 에너지에서 반중성미자가 이론적 예상보다 많다는 것을 발견했다. 또한 6%의 반중성미자 부족 현상을 기록했다.[27]

우주 마이크로파 배경의 모양을 형성하는 대규모 효과를 통해 중성미자의 수와 입자의 질량을 추정할 수 있다. 예를 들어, 중성미자 종의 총 수는 초기 우주의 팽창 속도에 영향을 미치며, 더 많은 중성미자는 더 빠른 팽창을 의미한다. 플랑크 위성 2013 데이터는 비활성 중성미자의 존재와 호환되며, 암시된 질량 범위는 0–3 eV이다.[28] 2016년, 아이스큐브 중성미자 관측소는 비활성 중성미자에 대한 증거를 찾지 못했다.[29]

2022년 6월, BEST 실험은 반응에서 예상되는 동위 원소 게르마늄 생성의 20–24% 부족을 관찰한 두 편의 논문을 발표했다. 소위 "갈륨 이상"은 비활성 중성미자 설명이 데이터와 일치할 수 있음을 시사한다.[33][34][35]

2023년 1월, STEREO 실험은 우라늄-235의 핵분열과 관련된 반중성미자 에너지 스펙트럼에 대한 가장 정밀한 측정을 보고한 최종 결과를 발표했다. 데이터는 표준 모형과 일치하며 약 1 eV의 질량을 가진 가벼운 비활성 중성미자 가설을 기각한다.[36]

2023년, CMS에 의한 검색 결과는 2–3 GeV의 질량을 가진 비활성 중성미자에 대한 새로운 제한을 설정했다.[37]

5. 3. 가속기 실험

페르미랩의 NuTeV (E815) 실험 또는 CERN의 LEP-L3과 같이 비활성 중성미자(NHL)를 발견하거나 관찰하기 위한 여러 실험이 수행되었지만, 이들은 모두 해당 입자의 실제 관찰보다는 관찰에 대한 제한을 설정하는 데 기여했다.[19]

가벼운 (질량 ) 비활성 중성미자는 액체 섬광 중성미자 검출기 실험 결과에 대한 가능한 설명으로 제시되었다. 2007년 4월 11일, 페르미랩의 MiniBooNE 실험 연구자들은 그러한 비활성 중성미자의 존재를 뒷받침하는 증거를 찾지 못했다고 발표했다.[23] 더 최근의 결과와 분석은 비활성 중성미자의 존재에 대한 약간의 지지를 제공했다.[24]

프랑스의 원자로 근처에 있는 두 개의 별도 검출기에서 반중성미자가 3% 부족한 것을 발견했다. 그들은 의 질량을 가진 네 번째 중성미자의 존재를 시사했다.[25] Daya Bay 역시 가벼운 비활성 중성미자를 탐색했으며 일부 질량 영역을 배제했다.[26] Daya Bay 협업은 반중성미자 에너지 스펙트럼을 측정했으며, 약 의 에너지에서 반중성미자가 이론적 예상보다 초과된다는 것을 발견했다. 또한 6%의 반중성미자 부족 현상을 기록했다.[27] 이것은 비활성 중성미자가 존재하거나 중성미자의 다른 측면에 대한 우리의 이해가 불완전하다는 것을 시사할 수 있다.

2018년 5월, MiniBooNE 실험의 물리학자들은 예상보다 더 강력한 중성미자 진동 신호를 보고했으며, 이는 비활성 중성미자를 암시하는 신호일 수 있다.[30][31] 그 이후, 2021년 10월에는 MicroBooNE 실험의 첫 번째 결과가 비활성 중성미자에 대한 어떤 힌트도 보여주지 않았으며, 오히려 결과가 표준 모형의 세 가지 중성미자 맛과 일치했다.[32] 그러나 이 결과는 MiniBooNE의 이상 현상에 대한 설명을 찾지 못했다.

2022년 6월, BEST 실험은 반응에서 예상되는 동위 원소 게르마늄의 생성에서 20–24%의 부족을 관찰한 두 편의 논문을 발표했다. 소위 "갈륨 이상"은 비활성 중성미자 설명이 데이터와 일치할 수 있음을 시사한다.[33][34][35]

2023년 1월, STEREO 실험은 최종 결과를 발표하여 우라늄-235의 핵분열과 관련된 반중성미자 에너지 스펙트럼에 대한 가장 정밀한 측정을 보고했다. 데이터는 표준 모형과 일치하며 약 의 질량을 가진 가벼운 비활성 중성미자 가설을 기각한다.[36]

2023년에는 CMS에 의한 검색 결과가 2–3 GeV의 질량을 가진 비활성 중성미자에 대한 새로운 제한을 설정했다.[37]

6. 암흑물질과 관련된 이론

암흑물질을 설명하기 위해 표준 모형을 확장하려는 다양한 이론들이 제시되고 있다. 비활성 중성미자는 이러한 이론 중 하나로 고려되며, 특히 시소 메커니즘과 관련하여 연구가 진행되고 있다.

6. 1. 시소 메커니즘 (Seesaw Mechanism)

약한 하전류에서 자신의 가족 하전 렙톤과 결합하는 왼손 중성미자 외에도, 전하가 0인 약한 아이소싱글렛인 오른손 무미 중성미자 파트너가 있다면, 전약력 대칭성을 위반하지 않고 마요라나 질량 항을 추가하는 것이 가능하다.[13]

왼손 및 오른손 중성미자 모두 질량과 손지기를 가질 수 있으며, 이는 더 이상 정확하게 보존되지 않는다(따라서 "왼손 중성미자"는 상태가 ''대부분'' 왼손이고 "오른손 중성미자"는 ''대부분'' 오른손임을 의미한다). 중성미자 질량 고유 상태를 얻기 위해 일반 질량 행렬 \ M_{\nu}:을 대각화해야 한다.

:M_{\nu} \approx \begin{pmatrix}

0 & m_\text{D} \\

m_\text{D} & M_\text{NHL}

\end{pmatrix}

여기서 \ M_\text{NHL}\ ,은 중성 중렙톤의 질량으로 크고, \ m_\text{D}\ 는 무미 중성미자와 유효 중성미자 질량을 상호 연결하는 중간 크기 질량 항이다. 행렬은 명목상으로 유효 중성미자에 0 질량을 할당하지만, \ m_\text{D}\ 항은 무미 중성미자의 엄청난 질량 \ M_\text{NHL}\ ,의 일부가 유효 중성미자로 "누출"되는 경로를 제공한다.

경험적 증거 외에도, 시소 메커니즘에 대한 이론적 근거는 다양한 표준 모형 확장에 있다. 대통일 이론(GUTs)과 좌-우 대칭 모형 모두 다음 관계를 예측한다.

:m_\nu \ll m_\text{D} \ll M_\text{NHL}\ .

GUT 및 좌-우 모형에 따르면 오른손 중성미자는 매우 무겁다: M_\text{NHL} \sim 10^5 \ldots 10^{12} \text{ GeV }, 반면 더 작은 고유값은 대략 다음과 같다.

:m_\nu \approx \frac{m_\text{D}^2}{M_\text{NHL}}\ .[14]

이것이 바로 시소 메커니즘이다. 무미 오른손 중성미자가 더 무거워짐에 따라 일반 왼손 중성미자는 더 가벼워진다. 왼손 중성미자는 두 개의 마요라나 중성미자의 혼합이며, 이 혼합 과정을 통해 무미 중성미자 질량이 생성된다.

7. 암흑물질 후보로서의 비활성 중성미자

비활성 중성미자는 암흑 물질의 후보 중 하나로 여겨진다. 암흑물질은 은하단의 총 질량 대부분을 차지하는, 중력으로만 감지되는 보이지 않는 물질이다. 비활성 중성미자는 일반적인 중성미자와 달리 "약한 상호작용"을 하지 않고 중력으로만 상호작용할 것으로 예상된다.

SO(10)과 같은 몇몇 대통일 이론(GUT)에서는 극도로 무거운 게이지 보존과 상호작용할 수 있지만, 이 상호작용 에너지는 극도로 억제되어 있다. 조지-글래쇼 모델과 같은 다른 GUT에서는 비활성 중성미자가 나타나지 않는다.

비활성 중성미자는 디랙 질량을 통해 일반적인 중성미자와 혼합될 수 있으며, 마요라나 질량도 가질 수 있다. 마요라나 질량을 가진 중성미자는 이중 베타 붕괴 과정에서 나타날 수 있으며, 이 붕괴 과정의 종착점에 중성미자가 나타나지 않는다면 마요라나 질량을 가진 중성미자의 존재를 증명할 수 있다.

어떤 모델에서는 시소 메커니즘을 통해 디랙 및 마요라나 질량이 일반 중성미자의 질량을 낮추는 데 사용되며, 이로 인해 비활성 중성미자는 표준 모형의 기본적인 힘과 상호작용하는 일반 중성미자보다 훨씬 무거워진다. GUT 스케일 (~1015 GeV)과 비슷한 무게를 가지는 모델도 있고, νMSM 모델처럼 GeV에서 KeV 사이 질량의 W 및 Z 보손보다 가벼운 모델도 있다. 가벼운 비활성 중성미자 (질량 ~1 eV)는 LSND 실험 결과를 설명하기 위해 제시되기도 했다.

2007년 4월 11일, 페르미 국립 가속기 연구소(페르미랩)의 MiniBooNE 실험 연구자들은 비활성 중성미자의 존재를 뒷받침하는 증거를 찾지 못했다고 발표했다.[39] 그러나 더 최근의 결과와 분석에서는 비활성 중성미자의 존재 가능성이 어느 정도 지지되고 있다.[40][41]

2014년 관측에서 비활성 중성미자 발견 가능성이 제기된 X선원 중 하나인 페르세우스자리 은하단(NASA 촬영)


2014년 6월 24일, NASA의 찬드라 X선 관측선(찬드라)과 유럽 우주국의 XMM-뉴턴은 1억~수십억 광년 떨어진 70개 이상의 은하단에서 X선을 관측한 결과, 알려진 물질의 것과는 맞지 않는 파장의 휘선이 포함되어 있음을 발견했다. 하버드 대학교 스미소니언 천체물리 천문대 연구팀은 이 휘선이 비활성 중성미자가 붕괴된 징후일 수 있다고 제안했다.[42][43]

7. 1. 비활성 중성미자의 성질

비활성 중성미자는 표준 모형의 중성미자와 달리 약력 상호작용을 하지 않고, 오직 중력을 통해서만 상호작용한다. 전하, 초전하, 색전하가 없기 때문에 전자기력, 약력, 강력 상호작용을 하지 않아 탐지가 극도로 어렵다.[11]

질량은 아직 알려지지 않았으나, keV에서 GeV 범위로 추정된다. 표준 모형의 라그랑지안에는 디랙 질량 항이 없어 초기에는 질량이 없는 것으로 예측되었으나, 중성미자 진동 실험을 통해 중성미자가 질량을 가진다는 것이 밝혀졌다.[8] 이에 따라 시소 메커니즘 등 새로운 이론이 제시되었다.

비활성 중성미자는 유카와 상호작용을 통해 일반 중성미자와 혼합될 수 있으며, 이 혼합은 힉스 메커니즘을 통해 이루어진다. 질량이 큰 에너지 영역에서는 일반 중성미자가 참여하는 모든 과정에 참여할 수 있지만, 혼합 각도가 작아 그 확률은 억제된다.[11]

SO(10)과 같은 일부 대통일 이론에서는 게이지 보손을 통해 상호작용할 수 있지만, 이 게이지 보손은 매우 무거워 상호작용이 극도로 억제된다.[11] 조지-글래쇼 모형과 같은 다른 GUT에서는 나타나지 않는다.[11]

비활성 중성미자는 마요라나 질량 항을 가질 수 있으며, 이는 렙톤 수를 위반한다. 디랙 질량 항과 마요라나 질량 항을 모두 포함하는 시소 메커니즘에서는 중성미자 질량 행렬을 통해 무거운 중성 중렙톤과 가벼운 유효 중성미자의 질량이 설명된다.

충분히 무거운 비활성 중성미자는 차가운 암흑 물질이나 따뜻한 암흑 물질을 설명할 수 있는 후보로 간주된다.[11]

7. 2. 비활성 중성미자와 암흑물질

비활성 중성미자는 암흑 물질의 후보 중 하나이다. 암흑 물질은 전자기 전하가 없고 질량이 0이 아니어야 하는데, 비활성 중성미자는 이러한 조건을 만족한다.[15] 표준 모형의 활성 중성미자는 질량이 너무 작아 암흑 물질 전체를 설명하기 어렵지만,[16] 비활성 중성미자는 질량에 대한 알려진 경계가 없어 암흑 물질이 될 가능성이 있다.
WDM 후보keV 질량 범위의 비활성 중성미자는 따뜻한 암흑 물질(WDM) 후보로 적합하며, 차가운 암흑 물질(CDM) 모델에서 나타나는 소규모 구조 문제를 해결할 수 있다.[17] 암흑 물질이 무거운 중성미자로 구성된다면, 우주의 구조 형성을 위해 그 질량은 keV 규모여야 한다.[17] 또한, 입자의 수명은 현재 우주의 나이보다 길어야 하며, 이는 시소 메커니즘에서 무거운 중성미자와 활성 중성미자 사이의 혼합 강도에 상한을 둔다.[18]
붕괴 신호 탐색비활성 중성미자는 가상("질량 껍질 밖") 중성미자와의 혼합을 통해 붕괴할 수 있으며, 이 과정에서 방출되는 X-선을 관측하여 그 존재를 확인하려는 연구가 진행 중이다.[19] 예를 들어, 페르미랩의 NuTeV 실험이나 CERN의 LEP-L3 실험 등이 수행되었으나, 아직까지 명확한 관측 결과는 없다.

2014년, NASA의 찬드라 X선 관측선과 유럽 우주국의 XMM-뉴턴은 70개 이상의 은하단에서 X선을 관측했고, 그 결과 알려진 물질과 맞지 않는 파장의 휘선이 발견되었다. 하버드 대학교 스미소니언 천체물리 천문대 연구팀은 이 휘선이 비활성 중성미자 붕괴의 징후일 수 있다고 제안했다.[42][43]

8. 비활성 중성미자 탐색 실험 현황

페르미랩의 NuTeV (E815) 실험과 CERN의 LEP-L3 등에서 비활성 중성미자(NHL)를 찾기 위한 노력이 있었으나, 실제 관측에는 실패하고 관측 가능성에 대한 제한을 설정하는 데 그쳤다.[19]

2014년 NASA의 찬드라 X선 관측선과 유럽 우주국의 XMM-뉴턴은 70개 이상의 은하단에서 X선을 관측, 기존 물질과 다른 파장의 휘선을 발견했다. 하버드 대학교 스미소니언 천체물리 천문대 연구팀은 이것이 비활성 중성미자 붕괴 흔적일 수 있다고 발표했다.[42][43]

2016년 아이스큐브 중성미자 관측소는 비활성 중성미자 증거를 찾지 못했고,[29] 2023년 CMS는 2–3 GeV영어 질량의 비활성 중성미자에 대한 새로운 제한을 설정했다.[37]

8. 1. MiniBooNE, LSND 실험

MiniBooNE 실험은 LSND 실험 결과를 검증하기 위해 진행되었으나, 초기에는 비활성 중성미자의 존재를 뒷받침하는 증거를 찾지 못했다.[23] 그러나 이후 데이터 분석 결과는 비활성 중성미자 존재 가능성을 시사했다.[24][30][31] 2018년 5월, MiniBooNE 실험 연구진은 예상보다 강한 중성미자 진동 신호를 보고했고, 이는 비활성 중성미자와 관련 있을 수 있다고 발표했다.

MicroBooNE 실험은 MiniBooNE 실험의 이상 현상을 검증하고자 했으나, 2021년 10월 첫 결과에서는 비활성 중성미자 존재를 시사하는 증거를 발견하지 못했다.[32] 이 결과는 표준 모형의 세 가지 중성미자 맛과 일치했지만, MiniBooNE 실험의 이상 현상은 설명하지 못했다.

8. 2. 원자로 중성미자 실험

Daya Bay는 가벼운 비활성 중성미자를 탐색했으나, 일부 질량 영역을 배제했다.[26] Daya Bay 협업은 반중성미자 에너지 스펙트럼을 측정하여 약 5 MeV의 에너지에서 이론적 예상보다 많은 반중성미자가 발견됨을 확인했다. 또한 6%의 반중성미자 부족 현상을 기록했다.[27] 이는 비활성 중성미자가 존재하거나 중성미자에 대한 이해가 불완전함을 시사할 수 있다.

파리-사클레 대학교의 다비드 뤼리에 박사가 이끄는 연구 그룹은 원자로에서 방출되는 중성미자를 찾는 STEREO 실험을 진행했다. 2023년 1월에 발표된 최종 결과에서, 2017년부터 2020년까지 약 3년간 10만 건 이상의 사건을 통해 원자로 내 우라늄-235의 핵분열 반응에 의해 방출되는 반중성미자 에너지를 고정밀도로 측정하여 자세히 관측했다. 그러나 비활성 중성미자의 존재를 나타내는 결과는 얻지 못했으며, 이 가설을 부정하는 결과였다.[44][45]

8. 3. 우주 배경 복사 관측

플랑크 위성 2013년 데이터는 비활성 중성미자의 존재 가능성과 호환되지만, 결정적인 증거는 아니다.[28] 암시된 질량 범위는 0–3 eV영어이다.

8. 4. BEST 실험

2022년 6월, BEST 실험은 반응에서 예상되는 동위 원소 게르마늄의 생성에서 20–24%의 부족을 관찰했다.[33][34][35] 소위 "갈륨 이상"은 비활성 중성미자 설명이 데이터와 일치할 수 있음을 시사한다.

참조

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[45] 서적 未知のニュートリノは存在しなかった ニュートンプレス
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