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암흑물질

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목차

1. 개요

암흑 물질은 우주의 질량-에너지의 상당 부분을 차지하지만, 전자기파와 상호작용하지 않아 직접 관측되지 않는 가상의 물질이다. 1930년대부터 암흑 물질의 존재가 제기되었으며, 은하 회전 곡선, 은하단의 속도 분산, 중력 렌즈 효과, 우주 마이크로파 배경, 구조 형성 등 다양한 관측적 증거를 통해 그 존재가 뒷받침된다. 암흑 물질의 정체는 아직 밝혀지지 않았으며, 입자물리학적 후보(WIMP, 액시온 등)와 천체물리학적 후보(MACHO 등)가 제시되고 있다. 암흑 물질의 탐지를 위해 직접 탐지, 간접 탐지, 가속기 실험 등 다양한 연구가 진행 중이며, 일반 상대성이론을 수정하여 암흑 물질의 필요성을 없애려는 시도도 있다.

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암흑물질
일반 정보
다른 이름암흑 물질 (暗黑物質)
유형가설적 물질
구성 요소우주의 질량 에너지 밀도의 약 85%
상호 작용중력을 통해 상호 작용하는 것으로 추정
관측 증거
은하 회전 곡선은하의 회전 속도 이상
중력 렌즈빛의 굴절 현상
우주 마이크로파 배경CMB의 이방성
우주 거대 구조은하 분포
베릴륨 함량특정 별에서 관측되는 베릴륨의 양
암흑 물질 후보
WIMP (약하게 상호작용하는 무거운 입자)약한 상호 작용을 하는 무거운 입자
액시온가벼운 가상 입자
중성미자뜨거운 암흑 물질 후보
마초 (천체)Massive Compact Halo Object (무거운 콤팩트 헤일로 물체)
원시 블랙홀초기 우주에서 생성된 블랙홀
이론적 배경
표준 모형을 넘어서는 이론초대칭성
추가 차원
논쟁
수정 뉴턴 역학 (MOND)암흑 물질 없이 은하 회전 곡선을 설명하려는 시도
참고
관련 개념암흑 에너지

2. 역사

암흑물질이라는 용어는 1922년 야코부스 카프타인[199]과 1932년 얀 오르트[200]의 논문에서 처음 사용되었다. 오르트는 태양 근방의 질량 밀도를 추정하여 암흑물질의 존재를 예측했다.

1933년 프리츠 츠비키는 은하단 내 은하의 궤도 속도를 관측하고 비리얼 정리를 적용하여 "잃어버린 질량"(missing mass) 문제를 제기했다. 그는 코마 은하단에 대해 시선 방향의 속도 측정을 통해 은하단의 질량이 빛으로 관측 가능한 질량보다 훨씬 크다는 것을 발견하고, 보이지 않는 물질, 즉 암흑물질(dunkle Materie)의 존재를 예측했다. 츠비키는 은하단의 질량-광도 비가 약 500 이상이며, 이는 은하계에서 태양계 근방의 질량-광도 비의 수백 배라고 주장했다. 그는 암흑 물질 외에도 은하 질량이 광도로부터 추정되는 값보다 크거나, 은하간 물질(은하단 가스)이 풍부하거나, 은하단 규모에서 뉴턴 중력이 붕괴될 가능성도 있다고 언급했다.

1936년 츠비키의 동료인 신클레어 스미스는 처녀자리 은하단에 대해 유사한 분석을 수행하여 거의 동일한 결과를 얻었다. 1950년대에는 빅토르 암바르추먄, 제프리 버비지와 마가렛 버비지 부부, D. 넬슨 림버 등 많은 연구자들이 은하단의 질량-광도 비 문제에 대한 연구를 진행했다.

1970년대 베라 루빈의 은하 회전 속도 관측은 암흑 물질 존재의 "간접적인 발견"으로 평가받는다. 그녀는 수소 원자의 21cm 휘선을 이용하여 은하 외곽의 성간 가스 회전 속도를 측정하고, 이를 통해 광학적으로 관측 가능한 물질보다 약 10배 많은 물질이 존재한다는 결론을 내렸다. 이는 은하의 회전 곡선 문제로 알려져 있으며, 이 문제를 해결하기 위해 빛을 내지 않고 질량만 가진 미지의 물질, 즉 암흑 물질의 개념이 도입되었다.

1986년에는 우주의 대규모 구조가 발견되었는데, 이 구조를 형성하기 위해서는 허블 법칙에서 유도되는 우주의 나이보다 더 긴 시간이 필요하다는 계산 결과가 나왔다. 이 부족한 질량을 보충하기 위해 암흑 물질의 존재가 가정되었다. 이후 우주의 가속팽창이 발견되고, 급팽창 이론을 설명하기 위해 암흑 에너지 개념이 도입되었다. WMAP 위성의 우주 배경 복사 관측 결과, 우주 전체 물질 에너지의 대부분이 암흑 에너지와 암흑 물질로 구성되어 있다는 설명이 제시되었다. 2013년 유럽 우주 기구는 플랑크의 관측 결과를 바탕으로 암흑 물질 26.8%, 암흑 에너지 68.3%, 원자 4.9%라고 발표했다.[205]

2. 1. 초기 역사

켈빈 경은 1884년에 태양 근처 별들의 속도 분산을 통해 "암흑체"의 존재 가능성을 제시했다.[238][239] 그는 태양에서 1킬로파섹 이내에 1억 개의 별이 있다면, 그 중 상당수는 암흑체일 수 있다고 결론지었다.[238][239] 1906년 앙리 푸앵카레는 켈빈의 작업을 논의하며 "암흑 물질"(matière obscure프랑스어)이라는 용어를 사용했고,[240][239] 그 양이 눈에 보이는 물질보다 적을 것이라고 추정했다.

1922년 네덜란드 천문학자 야코뷔스 캅테인이 항성 속도를 이용하여 암흑 물질의 존재를 처음으로 제안했다.[241][242] 1932년 얀 오르트 또한 암흑 물질의 존재를 가정했다.[242][244][245] 오르트는 국부은하군 별들의 운동을 연구하여 은하계 평면의 질량이 관측된 것보다 커야 함을 발견했지만, 이 측정은 나중에 잘못된 것으로 밝혀졌다.[246]

1933년 프리츠 츠비키는 머리털자리 은하단의 은하 운동을 연구하면서 비리얼 정리를 적용, "암흑 물질"(Dunkle Materiede)이라 불리는 보이지 않는 질량의 증거를 발견했다.[247][248] 츠비키는 은하단의 질량이 보이는 것보다 약 400배 더 많다고 추정했지만, 이 추정치는 허블 상수의 부정확한 값으로 인해 크게 벗어났다.[250] 오늘날 동일한 계산은 더 작은 비율을 보여주지만, 츠비키는 물질의 대부분이 암흑이라는 결론을 정확히 내렸다.[239]

2. 2. 1960년대 ~ 1970년대

1960년대와 1970년대에 베라 루빈, 켄 포드, 켄 프리먼의 연구는 은하 회전 곡선을 이용하여 암흑 물질의 강력한 증거를 제시하였다.[254][255][256][257] 루빈과 포드는 새로운 분광계를 사용하여 나선 은하의 속도 곡선을 더 정확하게 측정했다.[257] 이 결과는 1978년에 확인되었으며,[258][259] 대부분의 은하들이 보이는 질량의 약 6배에 달하는 암흑 물질을 포함하고 있음을 보여주었다.[260] 1980년경에는 암흑 물질의 필요성이 천문학계의 주요 미해결 문제로 널리 인식되었다.[255]

루빈과 포드가 광학적 회전 곡선을 연구하는 동안, 전파 천문학자들은 근처 은하에 있는 수소 원자의 21cm 선을 매핑하기 위해 새로운 전파 망원경을 사용하고 있었다. 성간 원자 수소(H I 영역)의 방사 분포는 광학적 연구보다 훨씬 더 큰 은하 반지름까지 확장되어, 회전 곡선과 전체 질량 분포를 새로운 역학 체제로 확장시켰다. 그린 뱅크 천문대[261]의 300피트 망원경과 조드럴 뱅크 천문대[262]의 250피트 접시 안테나를 사용한 안드로메다 은하의 초기 매핑은 H-I 회전 곡선이 케플러적 감소를 보이지 않음을 보여주었다.

더 민감한 수신기가 사용 가능해지면서, 모턴 로버츠와 로버트 화이트허스트[263]는 안드로메다의 회전 속도를 광학적 측정을 훨씬 넘어 30kpc까지 추적할 수 있었다. 큰 반경에서 가스 디스크를 추적하는 것의 장점을 설명하는 해당 논문의 그림 16은 광학 데이터와 H-I 데이터를 결합하여 외곽 은하 회전 곡선의 평탄함을 보여준다.[263] 이와 동시에, 은하계 밖의 H-I 분광법을 위한 간섭계 배열들의 사용이 개발되고 있었다. 1972년에 데이비드 로그스타드와 세스 쇼스탁[264]은 오웬스 밸리 간섭계로 매핑된 5개의 나선 은하에 대한 H-I 회전 곡선을 발표했는데, 모두 매우 평평하여 확장된 H-I 디스크의 외부 부분에서 매우 큰 질량-광도 비율 값을 제시했다.

초기 전파 천문학 관측에서 세스 쇼스탁(이후 SETI 연구소 수석 천문학자)은 여러 은하의 외곽 영역이 매우 빠르게 회전하는 것을 발견했는데, 이는 암흑 물질의 존재를 시사하는 것이었다.[33] 여러 관측 결과를 종합하여, 1970년대에는 은하가 보이지 않는 물질의 헤일로로 둘러싸여 있어야 한다는 주장이 자리를 잡았다. 1974년, 제레미아 오스트리커, 짐 피블스, 아모스 야힐(미국 뉴저지주 프린스턴)과 얀 아이나스토, 엔 사르, 안츠 카아식(에스토니아 타르투)은 독립적인 연구를 통해 이러한 결론을 도출했다.[34]

1970년대 후반까지 은하 주변의 암흑 물질 헤일로의 존재는 현실로 널리 인식되었고, 천문학에서 주요 미해결 문제가 되었다.[34]

2. 3. 1980년대 이후

1980년대에는 은하단에 의한 배경 물체의 중력 렌즈 효과,[265] 은하와 은하단의 뜨거운 가스 온도 분포, 우주 마이크로파 배경의 비등방성 패턴 등 여러 관측 결과가 암흑 물질의 존재를 뒷받침했다.[43][146] 우주론자들은 암흑 물질이 주로 아직 특성이 밝혀지지 않은 아원자 입자로 구성되어 있다고 보고 있으며,[266][267] 이 입자를 찾는 것은 입자 물리학의 중요한 과제 중 하나이다.[235][46]

1986년에는 우주의 대규모 구조가 발견되었다. 이 구조를 형성하기 위해 필요한 우주의 물질 총량을 추산했지만, 예상보다 질량이 부족하여 허블 법칙에서 유도되는 우주의 나이보다 더 긴 시간이 필요하다는 계산 결과가 나왔다. 이 부족한 질량을 보충하기 위해 암흑 물질의 존재가 가정되었다.

이후 우주의 가속팽창이 발견되었고, 급팽창 이론을 설명하기 위해 암흑 에너지 개념이 도입되었다. WMAP 위성의 우주 배경 복사 관측 결과, 우주 전체 물질 에너지의 74%가 암흑 에너지, 22%가 암흑 물질이며, 수소와 헬륨은 약 4%에 불과하다는 설명이 제시되었다. 2013년 3월, 유럽 우주 기구는 플랑크의 관측 결과를 바탕으로 암흑 물질 26.8%, 암흑 에너지 68.3%, 원자 4.9%라고 발표했다.[205]

3. 관측적 증거

1980년대와 1990년대에 걸쳐 여러 관측 결과들이 암흑물질의 존재를 뒷받침했다. 1996년 Persic, Salucci, Stel의 967개 나선 은하에 대한 연구[43], 은하단에 의한 배경 천체의 중력 렌즈 현상,[146] 은하와 은하단 내 뜨거운 가스의 온도 분포, 우주 마이크로파 배경의 비등방성 패턴 등이 그 증거이다.

현재 우주론자들은 암흑물질이 아직 그 특성이 밝혀지지 않은 소립자로 구성되어 있다고 추정한다.[44][45] 이 입자를 찾기 위한 다양한 연구가 입자 물리학 분야에서 활발하게 진행되고 있다.[46]

표준 우주론적 계산에서 "물질"은 그 에너지 밀도가 스케일 인자의 세제곱에 반비례하는 우주의 구성 요소를 의미한다. 이는 스케일 인자의 네제곱에 반비례하는 "복사"와는 대조적이며, 우주 상수는 스케일 인자에 대해 변하지 않는다.[48]

"암흑 물질(dark matter)"이라는 용어는 1922년 야코부스 카프타인이 태양계 근방의 항성 운동을 관측하여 은하계의 역학적 구조를 연구한 논문[199]과 1932년 얀 오르트의 논문[200]에서 처음 사용되었다.

1933년 프리츠 츠비키는 은하단 내 은하의 궤도 속도에서 "잃어버린 질량"(missing mass, 미싱 매스)을 설명하기 위해 암흑물질을 가정했다. 그는 비리얼 정리를 코마 은하단에 적용하여 관측되지 않은 질량의 증거를 얻었다. 츠비키는 은하단을 구성하는 8개의 은하에 대해 시선 방향의 속도를 측정하여 초당 1,000km 정도의 속도 분산을 가진다고 결론지었다. 비리얼 정리에 따르면 이러한 값으로부터 은하단의 질량은 빛으로 관측 가능한 은하의 질량 총합을 크게 상회하며, 이는 "질량 결손 문제"(missing mass problem)로 알려져 있다. 츠비키는 이로부터 보이지 않는 물질, 즉 암흑 물질(dunkle Materie)이 존재할 것이라고 추측했다.[201]

우리은하에서 예상되는 암흑 물질의 분포


이후, 우주의 암흑 물질의 존재를 시사하는 여러 관측 결과가 보고되었다. 주요 관측 증거는 다음과 같다:

  • 은하 회전 곡선 문제
  • 총알 은하단과 같은 은하단에 의한 배경 물체의 중력 렌즈 효과
  • 은하와 은하단을 둘러싸고 있는 뜨거운 기체의 온도 분포


암흑 물질 존재의 "간접적인 발견"은 1970년대 베라 루빈의 은하 회전 속도 관측에서 지적되었다.[35][36][37] 수소 원자가 방출하는 21cm 휘선으로 은하 외곽을 관측한 결과, 도플러 효과에 의해 성간 가스의 회전 속도를 추정할 수 있었다. 그녀는 이 결과와 원심력·중력의 평형 방정식을 사용하여 질량을 계산했고, 그 결과 광학적으로 관측 가능한 물질의 약 10배에 달하는 물질이 존재한다는 결론을 얻었다. 이 은하의 휘도 분포와 역학적 질량 분포의 불일치는 은하의 회전 곡선 문제라고 불린다. 이 문제를 통해 존재가 명확해진, 빛을 내지 않고 질량만을 가진 미지의 물질이 암흑 물질로 명명되었다.

암흑 물질이 존재하는 경우, 그 질량에 의해 빛이 휘어져 뒤에 있는 은하 등의 모양이 왜곡되어 보이는 중력 렌즈 효과가 발생한다. 은하의 모양 왜곡으로부터 중력 렌즈 효과의 정도를 조사하고, 거기서 암흑 물질의 3차원적 공간 분포를 측정하는 데 처음으로 성공한 것이 2007년 1월 과학 잡지 네이처(Nature)에 발표되었다.

2013년 4월 3일, 유럽입자물리연구소(CERN)에서 사무엘 팅(매사추세츠 공과대학교(MIT) 교수) 등의 연구 그룹이 "암흑 물질이 실제로 존재할 가능성을 시사하는 흔적을 발견했다"고 발표했다. 국제우주정거장(ISS)에 설치한 알파 자기 분광기(AMS)를 사용하여 양전자를 관측했는데, 암흑 물질이 뉴트랄리노라고 가정하면 서로 충돌하여 소멸할 때 양전자가 튀어나온다고 생각된다.

3. 1. 은하 회전 곡선

나선은하의 팔은 은하 중심을 기준으로 회전한다. 나선 은하의 광도 질량은 중심에서 외곽으로 갈수록 감소한다. 만약 광도 질량이 그 물질 전부였다면, 은하는 중심에 있는 점 질량과 그 주위를 공전하는 시험 질량으로 모델링될 수 있으며, 이는 태양계와 유사하다.[272] 케플러의 제2 법칙에 따르면, 회전 속도는 태양계와 유사하게 중심에서 멀어질수록 감소할 것으로 예상된다. 그러나 이는 관측되지 않는다.[273] 대신, 은하 회전 곡선은 중심에서 멀어질수록 평평하게 유지된다.

전형적인 나선은하들의 회전 곡선: 예측('''A''')과 관측('''B'''). 암흑 물질은 속도 곡선의 '평평한' 모양을 큰 반경까지 설명할 수 있다.


케플러의 법칙이 옳다면, 이러한 불일치를 해결하는 확실한 방법은 나선 은하의 질량 분포가 태양계의 질량 분포와 유사하지 않다는 결론을 내리는 것이다. 특히 은하의 외곽에는 비발광 물질(암흑 물질)이 많이 존재한다.

이 결론은 1974년에 발표된 두 편의 논문에서 독립적인 연구팀에 의해 동시에 도출되었다. 미국의 제레미아 오스트리커, 짐 피블스, 아모스 야힐과 에스토니아의 얀 아이나스토, 엔 사르, 안츠 카아식이 그들이다.[34]

암흑 물질의 은하 헤일로 존재에 대한 증거로 사용된 관측 중 하나는 은하 회전 곡선의 모양이었다. 이러한 관측은 광학 및 전파 천문학에서 이루어졌다. 광학 천문학에서 베라 루빈과 켄트 포드는 새로운 분광기를 사용하여 측면에서 보이는 나선 은하의 속도 곡선을 더욱 정확하게 측정했다.[35][36][37]

동시에 전파 천문학자들은 새로운 전파 망원경을 이용하여 근처 은하에서 원자 수소의 21cm 선을 매핑하고 있었다. 성간 원자 수소(HI)의 반지름 방향 분포는 종종 집단적인 별빛으로 관측될 수 있는 것보다 훨씬 더 먼 은하 거리까지 확장되어 회전 곡선, 따라서 총 질량 분포에 대한 샘플링 거리를 새로운 역학적 영역으로 확장했다. 안드로메다의 초기 매핑은 그린 뱅크의 300피트 망원경[38]과 조드럴 뱅크의 250피트 안테나[39]를 사용하여 이미 HI 회전 곡선이 케플러 궤도에서 예상되는 감소를 따르지 않는다는 것을 보여주었다.

더 민감한 수신기가 사용 가능해짐에 따라 로버츠와 화이트허스트(1975)[40]는 안드로메다의 회전 속도를 광학 측정을 훨씬 넘어 30kpc까지 추적할 수 있었다. 큰 반지름에서 기체 원반을 추적하는 이점을 보여주는 그 논문의 그림 16[40]은 광학 데이터[37](15kpc 미만의 반지름에 있는 점들의 집합과 더 멀리 있는 단일 점)와 20~30kpc 사이의 HI 데이터를 결합하여 외곽 은하 회전 곡선의 평평함을 보여준다. 중심에서 최고점에 달하는 실선은 광학 표면 밀도를 나타내는 반면, 다른 곡선은 누적 질량을 나타내며 가장 바깥쪽 측정값에서도 여전히 선형으로 증가한다. 동시에 은하계 외 HI 분광학을 위한 간섭계 어레이의 사용이 개발되고 있었다. 로그스태드와 쇼스타크(1972)[41]는 오웬스 밸리 간섭계로 매핑된 다섯 개의 나선 은하의 HI 회전 곡선을 발표했는데, 다섯 개 모두 매우 평평하여 확장된 HI 원반의 바깥쪽에서 질량 대 광도 비가 매우 크다는 것을 시사한다.[41] 1978년, 알베르트 보스마는 웨스터보크 합성 전파 망원경의 데이터를 사용하여 평평한 회전 곡선에 대한 추가적인 증거를 제시했다.[42]

나선 은하의 나선팔은 은하 중심 주위를 회전한다. 나선 은하의 밝은 질량 밀도는 중심에서 외곽으로 갈수록 감소한다. 만약 밝게 빛나는 질량이 모든 물질이라면, 은하는 중심에 있는 점 질량과 그 주위를 공전하는 시험 질량으로 모델링될 수 있으며, 이는 태양계와 유사하다.[50] 케플러의 세 번째 법칙에 따르면, 태양계와 마찬가지로 회전 속도는 중심으로부터의 거리에 따라 감소할 것으로 예상된다. 그러나 이는 관측되지 않는다.[51] 대신 은하 회전 곡선은 중심으로부터의 거리가 증가함에 따라 일정하게 유지되거나 심지어 증가한다.

케플러의 법칙이 옳다면, 이러한 불일치를 해결하는 명백한 방법은 나선 은하의 질량 분포가 태양계의 질량 분포와 유사하지 않다는 결론을 내리는 것이다. 특히 은하의 외곽에는 많은 양의 비발광 물질(암흑 물질)이 존재할 수 있다.

3. 2. 속도 분산

갇힌(bound) 시스템 속의 별들은 비리얼 정리를 따른다. 이 정리는 측정된 속도 분포와 함께 타원 은하 또는 구상 성단과 같은 구속된 시스템의 질량 분포를 측정하는 데 사용될 수 있다. 그러나 타원 은하들의 속도 분산 추정치는 항성 궤도의 복잡한 분포를 가정하더라도, 관측된 질량 분포에서 예측된 속도 분산과 일치하지 않는다.[274][275]

이러한 불일치는 은하 회전 곡선 문제와 마찬가지로 비발광 물질, 즉 암흑 물질의 존재를 가정함으로써 해결할 수 있다.

3. 3. 은하단

은하단의 질량은 다음 세 가지 독립적인 방법으로 추정할 수 있어 암흑 물질 연구에 특히 중요하다.[276]

  • 은하단 내 은하들의 방사형 속도 분산 측정.
  • 은하단 내 뜨거운 가스에서 방출되는 X선 관측. X선 에너지 스펙트럼과 플럭스를 통해 가스 온도와 밀도를 추정하고, 이를 통해 압력을 알 수 있다. 압력과 중력의 균형을 가정하면 은하단의 질량 분포를 결정할 수 있다.
  • 중력 렌즈 현상(주로 더 먼 은하에 대한)을 이용. 속도와 같은 역학적 관측에 의존하지 않고 은하단 질량을 측정할 수 있다.


이 세 가지 방법은 대체로 암흑 물질이 보이는 물질보다 약 5배에서 10배 더 무겁다는 것에 대해 상당한 일치를 보인다.[54]

3. 4. 중력 렌즈 효과

일반 상대성 이론에 따르면, 무거운 물체는 빛의 경로를 휘게 만든다. 은하단과 같은 거대 질량 천체는 뒤쪽 은하의 빛을 휘게 하여 여러 개의 상을 만들거나 호(arc) 모양으로 왜곡시키는데, 이를 중력 렌즈 효과라고 한다. 에이벨 1689를 비롯한 많은 먼 은하단들 주변에서 이러한 강한 중력 렌즈 효과가 관측되었다.[278][55]

에이벨 1689에서 허블 우주망원경이 관측한 강력한 중력렌즈 효과는 암흑 물질의 존재를 나타낸다. 렌즈 효과 호들을 보려면 이미지를 확대하라.


왜곡 기하를 측정하면, 빛을 휘게 만드는 은하단의 질량을 계산할 수 있다. 이렇게 계산된 질량-광도 비율은 은하단들의 동적 암흑 물질 측정치와 일치한다.[279] 여러 이미지 사본의 분포를 분석하여, MACS J0416.1-2403 은하단 주변의 암흑 물질 분포를 추론하고 매핑할 수 있었다.[280][281]

약한 중력렌즈 효과는 은하계의 미세한 왜곡들을 통계적으로 분석하여 암흑 물질의 평균 분포를 파악한다. 인접한 배경 은하들의 겉보기 전단 변형을 조사함으로써, 다른 거대구조 측정에서 예측된 암흑 물질 밀도와 일치하는 질량-광도 비율을 얻을 수 있다.[282] 암흑 물질은 빛 자체를 구부리지 않는다. 질량(이 경우 암흑 물질의 질량)이 시공간을 휘게 하고, 빛은 이 휘어진 시공간을 따라 이동하면서 렌즈 효과를 일으킨다.[283][284]

2021년 5월, 암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey) 공동 연구에 의해 새로운 상세한 암흑 물질 지도가 공개되었다.[285] 이 지도는 기계 학습 방법을 사용하여 이전에 발견되지 않은 은하계를 연결하는 필라멘트 구조를 밝혀냈다.[286]


3. 5. 우주 마이크로파 배경 (CMB)

암흑 물질과 일반 물질은 모두 물질이지만, 같은 방식으로 행동하지는 않는다. 특히, 초기 우주에서 일반 물질은 이온화되어 톰슨 산란을 통해 복사와 강하게 상호 작용했다. 암흑 물질은 복사와 직접 상호 작용하지 않지만, 중력 퍼텐셜(주로 대규모)과 일반 물질의 밀도 및 속도에 미치는 영향을 통해 우주 마이크로파 배경(CMB)에 영향을 미친다. 따라서 일반 물질과 암흑 물질의 섭동은 시간에 따라 다르게 진화하며 CMB에 서로 다른 흔적을 남긴다.

CMB는 완벽한 흑체에 매우 가깝지만, 10만 분의 몇 부분에 해당하는 매우 작은 온도 비등방성을 포함하고 있다. 비등방성의 하늘 지도는 각도 파워 스펙트럼으로 분해될 수 있으며, 이는 거의 같은 간격이지만 높이가 다른 일련의 음향 피크를 포함하는 것으로 관측된다. 이러한 피크의 위치는 우주론적 매개변수에 따라 달라진다. 따라서 이론을 데이터와 일치시키면 우주론적 매개변수에 대한 제약 조건이 생긴다.[287] 세 번째 피크는 암흑 물질의 밀도와 주로 관련이 있는 반면에, 첫 번째 피크는 대부분 중입자의 밀도를 보여주며, 물질의 밀도와 원자의 밀도를 측정한다.[287]

CMB 비등방성은 1992년 우주 배경 탐사선(COBE)에 의해 처음 발견되었지만, 이는 음향 피크를 감지하기에는 해상도가 너무 낮았다. 2000년 기구탑재형 BOOMERanG 실험에 의해 첫 번째 음향 피크가 발견된 후, 2003년부터 2012년까지 WMAP에 의해, 그리고 2013년부터 2015년까지 플랑크 탐사선에 의해 전력 스펙트럼이 더욱 정밀하게 관측되었다. 그 결과는 ΛCDM 모형을 뒷받침한다.[288]

관측된 CMB 각도 파워 스펙트럼은 ΛCDM 모형[289]에 의해 그 정밀한 구조가 잘 설명되지만, 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 경쟁 모형[289][290]으로는 재현하기 어렵기 때문에 암흑 물질을 지지하는 강력한 증거를 제공한다.

3. 6. 구조 형성

우주의 거대 구조(은하, 은하단, 초은하단 등)는 초기 우주의 아주 작은 밀도 요동이 중력으로 인해 붕괴되면서 성장하여 형성되었다. 일반 물질은 극초기 우주에서 복사(빛)의 영향을 강하게 받기 때문에, 밀도 요동이 씻겨 나가 구조를 형성할 수 없었다.[292] 만약 우주에 일반 물질만 존재했다면, 현재 관측되는 은하와 은하단 같은 구조가 만들어질 만큼 충분한 시간이 없었을 것이다.

암흑 물질은 복사와 상호작용하지 않기 때문에 이 문제를 해결한다. 암흑 물질의 밀도 요동은 먼저 성장할 수 있었고, 그 결과 만들어진 중력 퍼텐셜 우물은 일반 물질이 나중에 붕괴하여 구조를 형성하는 과정을 가속화했다.[292][293]

1980년대와 1990년대의 여러 관측 결과는 암흑 물질의 존재를 뒷받침했다. 1996년 Persic, Salucci, Stel의 967개 나선 은하 연구,[43] 은하단에 의한 배경 천체의 중력 렌즈 현상,[146] 은하와 은하단 내 뜨거운 가스의 온도 분포, 우주 마이크로파 배경의 비등방성 패턴 등이 그 증거이다.

현재 우주론자들은 암흑 물질이 아직 밝혀지지 않은 소립자로 구성되어 있다고 추정한다.[44][45] 이 입자를 찾기 위한 다양한 연구가 입자 물리학 분야에서 활발하게 진행 중이다.[46]

3. 7. 총알 은하단

총알 은하단은 두 은하단의 최근 충돌 결과이며, 중력 렌즈 효과로 측정한 질량 중심의 위치가 눈에 보이는 물질의 질량 중심 위치와 다르다는 점에서 주목할 만하다.[65][66][67][68] 이는 보이는 물질 주변의 렌즈 효과를 예측하는 수정 중력 이론으로는 설명하기 어렵지만, 표준 암흑 물질 이론으로는 설명 가능하다. 각 은하단의 뜨겁고 보이는 기체는 전자기 상호 작용에 의해 냉각되고 속도가 느려지는 반면, 암흑 물질은 전자기적으로 상호 작용하지 않기 때문에 그렇지 않다. 이로 인해 암흑 물질이 보이는 기체와 분리되어 관측된 것과 같은 별개의 렌즈 효과 피크를 생성한다.[69]

3. 8. Ia형 초신성 거리 측정

Ia형 초신성은 은하 외 거리를 측정하는 표준 촉광으로 사용될 수 있으며, 이를 통해 과거 우주의 팽창 속도를 측정할 수 있다.[298] 관측 데이터는 우주가 가속 팽창하고 있음을 나타내며, 그 원인은 일반적으로 암흑 에너지로 여겨진다.[299] 관측 결과 우주가 거의 평평하다는 것을 나타내므로,[300][301][302] 우주 내 모든 것의 총 에너지 밀도는 1이 되어야 한다. 측정된 암흑 에너지 밀도는 0.69이고, 관측된 보통(중입자) 물질의 에너지 밀도는 0.0482이며, 복사의 에너지 밀도는 무시할 수 있다. 따라서 부족한 0.258은 물질처럼 행동하는 암흑 물질이다.[303]

3. 9. 전천 탐사 및 중입자 음향 진동 (BAO)

중입자 음향 진동(BAO)은 초기 우주의 광자-중입자 유체의 음향 진동으로 인해 발생하며, ΛCDM 모형에서 예측된다. 이는 우주 마이크로파 배경 각도 파워 스펙트럼에서 관측될 수 있다.[304] BAO는 중입자에 대해 선호하는 길이 척도를 설정하며, 암흑 물질과 중입자가 재결합 후에 함께 뭉쳐 있기 때문에, 그 효과는 가까운 우주의 은하 분포에서는 약하지만, 은하들 쌍이 130~160 Mpc만큼 떨어져 있는 것에 비해, 147 Mpc만큼 떨어져 있는 경우 약 1% 정도 더 선호되는 미묘한 특징으로 감지될 수 있다.[304]

이 특징은 1990년대에 이론적으로 예측되었고, 2005년 슬론 디지털 전천 탐사와 2dF 은하 적색편이 탐사에서 발견되었다.[304] 우주 마이크로파 배경(CMB) 관측과 은하 적색편이 탐사의 BAO 측정을 결합하면 허블 상수와 우주의 평균 물질 밀도에 대한 정확한 추정치를 얻을 수 있다.[305] 그 결과들은 ΛCDM 모형을 지지한다.

3. 10. 적색편이-공간 왜곡

은하의 적색편이는 우주의 팽창뿐만 아니라 은하 자체의 특이 속도에도 영향을 받는다. 이러한 특이 속도는 은하 분포의 3차원 지도를 왜곡시키는데, 이를 적색편이-공간 왜곡이라고 한다.[306]

평균적으로 초은하단은 중력으로 인해 우주 평균보다 느리게 팽창하는 반면, 거시공동은 평균보다 빠르게 팽창한다. 적색편이 지도에서 초은하단 앞에 있는 은하는 초은하단을 향하는 과도한 방사 속도를 가지며, 거리가 암시하는 것보다 약간 더 높은 적색편이를 갖는다. 반면 초은하단 뒤의 은하는 거리에 비해 약간 낮은 적색편이를 갖는다. 이 효과로 인해 초은하단은 방사 방향으로 압축된 것처럼 보이고, 거시공동은 늘어난 것처럼 보인다.

이러한 왜곡은 개별 구조에서는 감지하기 어렵지만, 여러 구조에 대해 평균을 내면 측정할 수 있다. 1987년 닉 카이저(Nick Kaiser)는 이 효과를 정량적으로 예측했으며, 2001년 2dF 은하 적색편이 탐사에서 처음으로 결정적인 측정이 이루어졌다.[306] 이 측정 결과는 ΛCDM 모형과 일치한다.

적색편이-공간 왜곡을 분석하면 우주의 구조 성장 속도와 암흑 물질의 밀도를 추정할 수 있다.

3. 11. 라이먼-알파 숲

천문 분광학에서 라이먼-알파 숲은 멀리 떨어진 은하와 퀘이사의 스펙트럼에서 수소의 중성 수소의 라이만-알파 전이로 인해 발생하는 흡수선들의 총합이다. 라이만-알파 숲 관측은 우주론적 모형을 제한하는 데에도 사용될 수 있다.[79] 이러한 제약 조건은 WMAP 데이터에서 얻은 것과 일치한다.

4. 이론적 분류

암흑 물질의 정체는 아직 밝혀지지 않았지만, 크게 입자물리학적 후보와 천체물리학적 후보로 나눌 수 있다. 또한, 우주 탄생 당시 암흑 물질의 운동 에너지와 질량 에너지의 상대적인 크기에 따라 뜨거운 암흑물질과 차가운 암흑물질로 분류할 수 있다.

입자물리학적 후보는 윔프(WIMP), 천체물리학적 후보는 마초(MACHO)라고 불린다. 2010년대에는 차가운 암흑물질 시나리오가 유력하지만, 그 후보 입자는 아직 검출되지 않았다.


  • 뉴트리노: 뜨거운 암흑 물질의 대표적인 예이다. 과거에는 질량이 없는 것으로 알려졌으나 1990년대 후반 도쿄 대학 우주선 연구소의 관측을 통해 질량을 가진다는 것이 증명되었다. 하지만, 뉴트리노가 전체 암흑 물질에서 차지하는 비중은 임계 밀도의 1.5%에 불과하며, 은하 형성 과정에 문제를 일으킬 수 있다는 점에서 주된 암흑 물질로는 여겨지지 않는다.[206]
  • 뉴트랄리노: 초대칭 입자 중 전기적으로 중성인 입자를 말한다. 초대칭 입자는 아직 발견되지 않았지만, 가장 가벼운 초대칭 입자는 붕괴하지 않고 우주에 남아있을 것으로 예상된다.
  • 액시온: 차가운 암흑 물질의 대표적인 예이다. 강한 상호 작용을 설명하는 양자 색역학 이론에서 그 존재가 예측되는 가상의 소립자이다.[206]
  • 미러 물질: 패리티 대칭성을 유지하기 위해 표준 모형을 확장했을 때 예측되는 물질이다.
  • LKP: 특정한 고차원 모형에서 예측되는 입자이다.


뉴트리노를 제외한 나머지 입자들은 아직 발견되지 않았으며, 실제로 존재하지 않을 가능성도 있다.

4. 1. 구성

표준 우주론에서 물질은 그 에너지 밀도가 척도인자의 역세제곱에 비례하는 성분이다. 이는 척도인자의 역 네제곱에 비례하는 복사 및 척도인자와 무관한 우주상수와 대조된다. 원칙적으로, "암흑 물질"은 보이지 않지만 여전히 척도인자의 역세제곱을 따르는 우주의 모든 구성 요소를 의미한다. 그러나 실제로는 "암흑 물질"이라는 용어는 암흑 물질의 비중입자 성분만을 의미하는 데 자주 사용되며, 실종된 중입자(missing baryons)는 제외된다.

1986년에 우주의 대규모 구조가 발견되었다. 이러한 구조를 형성하기 위한 우주의 물질 총량을 추산했지만, 예상보다 질량이 적어 구조의 성장에는 허블 법칙에서 유도되는 우주의 나이보다 더 긴 시간이 필요하다는 계산 결과가 나왔다(''missing mass problem''). 이 부족한 질량을 보충하기 위해 암흑 물질의 존재가 가정되었다.

그 후, 우주의 가속팽창이 발견되었고, 급팽창 이론을 설명하기 위해 암흑 에너지 개념이 도입되었다. 우주 배경 복사를 관측하는 WMAP 위성의 관측을 바탕으로, 우주 전체 물질 에너지 중 74%가 암흑 에너지, 22%가 암흑 물질이며, 수소와 헬륨은 약 4%에 불과하다는 설명이 제시되었다. 2013년 3월, 유럽 우주 기구는 플랑크의 관측 결과를 바탕으로 암흑 물질 26.8%, 암흑 에너지 68.3%, 원자 4.9%라고 발표했다.

암흑 물질의 구성에 대해서는 여러 가설이 제시되어 있으며, 크게 입자물리학적 후보와 천체물리학적 후보로 나눌 수 있다. 또한, 뜨거운 암흑물질과 차가운 암흑물질의 두 종류로 나누기도 한다. 2010년대에는 차가운 암흑물질 시나리오가 유력하게 받아들여지고 있지만, 그 후보 입자는 아직 검출되지 않았다.

입자물리학적 후보는 윔프(WIMP)라고 불리며, 천체물리학적 후보는 마초(MACHO)라고 불린다. 우주 탄생 당시 암흑물질의 운동 에너지가 질량 에너지를 웃돌았다면 뜨거운 암흑물질, 그렇지 않은 것을 차가운 암흑물질이라고 부른다.

; 뉴트리노

: 뜨거운 암흑 물질의 대표적인 예이다. 1990년대 후반의 관측에 의해 질량을 가지고 있는 것이 증명되었다. 하지만, 뉴트리노의 기여는 임계 밀도의 고작 1.5% 정도라는 것이 밝혀졌으므로, 현재는 주요한 암흑 물질이라고는 생각되지 않는다. 뉴트리노가 암흑 물질의 주성분이라면 은하 형성론적으로 지장이 생긴다는 문제점도 있다.[206]

4. 1. 1. 중입자 물질

행성, 갈색왜성, 적색왜성, 보이는 별, 백색왜성, 중성자별, 블랙홀 등 천문학자들에게 친숙한 대부분의 일반 물질은 중입자 물질로 구성되어 있다.[94][95] 블랙홀은 사건 지평선에 충분히 가까이 있는 중입자 물질과 비중입자 물질 모두를 흡수하며, 그 이후에는 두 물질의 구분이 사라진다.[96]

이러한 거대하고 탐지하기 어려운 천체는 집합적으로 MACHOs로 알려져 있다. 일부 과학자들은 처음에 중입자 MACHOs가 모든 암흑 물질을 설명할 수 있을 것이라고 기대했다.[146][97]

그러나 여러 증거들이 암흑 물질의 대부분이 중입자 물질이 아니라는 것을 시사한다.

  • 별빛에 비추어졌을 때 충분히 확산된 중입자 가스나 먼지는 보일 것이다.
  • 빅뱅 핵합성 이론은 관측된 원소 존재비를 예측한다. 중입자가 더 많다면 빅뱅 동안 합성된 헬륨, 리튬 및 더 무거운 원소도 더 많아야 한다.[98][99] 관측된 존재비와의 일치는 중입자 물질이 우주의 임계 밀도의 4~5%를 차지한다는 것을 요구한다. 반대로, 대규모 구조 및 기타 관측 결과는 총 물질 밀도가 임계 밀도의 약 30%임을 나타낸다.[75]
  • 은하수에서의 중력 마이크로렌즈에 대한 천문학적 탐색은 암흑 물질의 아주 작은 부분만이 어둡고 밀집된 기존의 천체(MACHOs 등)에 있을 수 있음을 발견했다. 제외된 천체 질량 범위는 지구 질량의 절반부터 30 태양 질량까지이며, 거의 모든 타당한 후보를 포함한다.[100][101][102][103][104][105]
  • WMAP과 플랑크에 의한 우주 마이크로파 배경의 작은 불규칙성(비등방성)에 대한 자세한 분석은 총 물질의 약 6분의 5가 중력 효과를 통해서만 일반 물질 또는 광자와 상당히 상호 작용하는 형태임을 나타낸다.[106]


빅뱅 가설에서는 중입자의 존재량을 예측할 수 있는데, 그 값은 임계밀도의 약 4%이다. 그러나 실제 우주의 물질 밀도는 임계밀도의 약 22%로 추정된다. 따라서 아래 후보들을 모두 고려하더라도 원래 중입자의 양이 부족하기 때문에 비중입자 암흑물질의 존재를 가정해야 할 필요성은 여전하다.[207]

; 블랙홀

: 항성질량 블랙홀은 초신성 폭발 때 생성된다. 질량이 태양의 수백만 배에서 수십억 배에 달하는 초대질량 블랙홀은 은하 중심에서 관측되지만, 아직 그 생성 원인은 잘 알려져 있지 않다. 항성질량 블랙홀이 은하계 내에 얼마나 존재하는지, 그 질량 분포가 어떠한지 등도 아직 명확하지 않기 때문에, 이것은 암흑물질의 후보가 된다. 또한, 원자핵 크기의 마이크로 블랙홀도 다량 존재할지도 모른다. 더욱이, 우주 탄생 후 3분경에 생성된 블랙홀은 위의 중입자 존재량 제한에서 벗어날 수 있다. 하지만, 블랙홀의 질량은 암흑물질과 맞먹는 것이 아니기 때문에, 가능성은 낮다고 여겨진다.

; 백색왜성·중성자별

: 비교적 질량이 작은 별이 타버리면 백색왜성·중성자별이 된다. 이러한 별이 스스로 내는 빛이 작은 경우, 암흑물질의 후보가 될 수 있다.

; 갈색왜성

: 항성 탄생 시, 핵융합이 일어날 정도의 가스 질량이 없었던 경우, 밝게 빛나지 않기 때문에 관측이 어렵다. 최근 관측 정밀도의 향상에 따라 갈색왜성이 관측되기 시작했다. 일반적으로 항성은 질량이 작을수록 존재 빈도가 증가하기 때문에, 질량 감소에 따라 존재 빈도가 급증하는 질량 분포가 되었다면, 보이지 않는 갈색왜성이 다량 존재하여 은하계의 총질량에 큰 기여를 할 것이라는 예상은 갈색왜성이 실제로 관측되기 시작하기 이전 시대부터 존재했다. 그 후 관측 기술의 향상과 관측의 축적에 따라 갈색왜성의 질량 분포를 추정할 수 있게 되자, 질량 감소에 따른 존재 빈도의 상승률은 당초 예상만큼 크지 않고, 오히려 어떤 질량을 밑돌면 존재 빈도가 감소하는 것이 명확해졌으며, 갈색왜성은 암흑물질의 질량에 크게 기여하지 않는다는 것이 시사되고 있다.[208] 별 생성 영역이나 태양계 근방의 서베이에 따르면 항성과 갈색왜성의 개수 비율은 5:1 정도라는 공통된 결과가 얻어지고 있으며, 갈색왜성은 항성의 몇 분의 일의 개수밖에 은하계에 존재하지 않는다는 것이 나타나고 있다.[209]

; 행성

: 관측 가능한 많은 항성들이 각각 관측 불가능한 행성을 가지고 있을 가능성이 있으며, 이것이 암흑물질의 후보가 된다.

; MACHO

: Massive Astrophysical Compact Halo Object의 약자. 은하 헤일로 내에 존재하는, 작고 광학적으로 관측이 불가능(혹은 매우 어려운) 천체의 총칭. 위의 백색왜성, 항성 블랙홀도 그 일종이다.

4. 1. 2. 비중입자 물질

표준 우주론에서 암흑 물질은 에너지 밀도가 척도인자의 역세제곱에 비례하는 성분이다. 암흑 물질은 주로 중력을 통해 보이는 물질과 상호작용하며, 새로운 유형의 기본 입자로 구성될 필요는 없다. 하지만, 여러 증거에 따르면 암흑 물질의 대부분은 중입자로 구성되어 있지 않다. 따라서, "암흑 물질"이라는 용어는 비중입자 성분만을 의미하는 데 사용되기도 한다.

비중입자 암흑 물질의 후보로는 다음과 같은 가설들이 있다.

비중입자 암흑 물질 가설[308]
가벼운 보손들양자 색역학 액시온들
액시온 유사 입자
퍼지 냉암흑 물질
중성미자들표준 모형
불임 중성미자
약한 상호작용 규모초대칭
여분 차원
리틀 힉스
유효장 이론
단순화된 모델
기타 입자약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)들
자기 상호 작용 암흑 물질
기묘체[309]
초유체 진공 이론
동적 암흑 물질


  • 액시온: 강한 상호 작용을 기술하는 양자 색역학과 관련하여 존재가 예상되는 가설상의 소립자이다. 차가운 암흑 물질의 대표적인 예이다.
  • 뉴트랄리노: 초대칭 입자 중에서 전기적으로 중성인 입자이다.
  • 미러 물질: 패리티 대칭성을 유지하도록 표준 모형을 확장했을 때, 그 존재가 예언되는 물질이다.
  • LKP: 특정한 고차원 모형에서 표준 모형과 같은 전하를 가지고 질량만 다른 KK 입자 중 가장 가벼운 것이다.


페르미-LAT 관측 결과 왜소 은하에 대한 새로운 암흑 물질 통찰력을 제공한다.


뉴트리노를 제외한 위에 나열된 입자들은 아직 발견되지 않았으며, 실제로 존재하지 않을 가능성도 있다.

4. 1. 3. 암흑 물질 응집 및 고밀도 암흑 물질 천체

암흑 물질이 약하게 상호작용하는 입자들로 구성되어 있다면, 행성, 항성, 블랙홀과 같은 고밀도 천체를 형성할 수 있는지에 대한 의문이 제기된다.[332][333][334] 역사적으로는 다음과 같은 두 가지 요인 때문에 불가능하다는 것이 일반적인 답변이었다.[332][333][334]

  • 에너지 손실 수단의 부족:[333] 일반 물질은 다양한 방법으로 에너지를 잃을 수 있어 고밀도 천체를 형성한다. 압축되거나 중력에 의해 "안쪽으로" 떨어지면서 에너지를 얻기 때문에, 에너지를 잃는 것은 천체 형성에 필수적이다. 에너지를 잃을 수 없으면 입자는 가열되어 속도와 운동량이 증가한다. 암흑 물질은 중력을 제외한 다른 방법으로는 강하게 상호작용할 수 없기 때문에, 에너지를 잃을 수단이 부족한 것으로 보인다. 비리얼 정리에 따르면, 그러한 입자는 점차 형성되는 천체에 묶여 있지 않고, 천체가 형성되고 압축되기 시작하면 속도가 빨라져 탈출하는 경향이 있다.
  • 다양한 상호작용의 부족:[334] 일반 물질은 다양한 방식으로 상호작용하여 복잡한 구조를 형성할 수 있다. 예를 들어, 별은 중력을 통해 형성되지만, 내부 입자들은 상호작용하여 충분한 에너지를 얻으면 핵융합을 통해 중성미자와 전자기 복사 형태로 에너지를 방출할 수 있다. 양성자와 중성자는 강한 상호작용을 통해 결합하고, 전자와 함께 전자기 상호작용을 통해 원자 등을 형성할 수 있다. 암흑 물질은 중력을 통해서만 상호작용하는 것으로 보이기 때문에 (암흑 물질이 더 잘 이해될 때까지는 추측일 뿐이지만, 약한 상호작용보다 강하지 않은 수단을 통해서도 상호작용할 수 있다), 다양한 상호작용을 할 수 있다는 증거는 없다.


2015-2017년에, 중간 질량 블랙홀들의 병합을 감지한 중력파 측정 결과로 인해, 고밀도 암흑 물질이 원시 블랙홀로 구성되어 있다는 주장이 다시 제기되었다.[335] 약 30 태양 질량을 가진 블랙홀은 항성 붕괴(일반적으로 태양 질량 15 미만)나 은하 중심의 블랙홀 병합(수백만 또는 수십억 태양 질량)으로는 형성될 것으로 예측되지 않기 때문이다. 감지된 병합을 일으킨 중간 질량 블랙홀은 밀도가 높은 영역이 붕괴되면서 우주의 뜨겁고 밀도가 높은 초기 단계에서 형성되었다는 주장이 제기되었다. 그러나 약 1,000개의 초신성에 대한 이후 조사에서는 중력 렌즈 현상이 전혀 감지되지 않았는데, 특정 질량 범위 이상의 중간 질량 원시 블랙홀이 암흑 물질의 대부분을 차지한다면 약 8개 정도가 예상되었을 것이다.[336]

원자 크기의 원시 블랙홀이 암흑 물질의 상당 부분을 차지할 가능성은 보이저 1호 우주선이 태양권 외부에서 측정한 양전자와 전자 선속(flux) 결과로 인해 배제되었다. 아주 작은 블랙홀은 호킹 복사를 방출한다고 이론화되어 있지만, 감지된 플럭스는 너무 낮았고 예상되는 에너지 스펙트럼을 갖지 않았기 때문이다. 이는 작은 원시 블랙홀이 암흑 물질을 설명할 만큼 충분히 널리 퍼져 있지 않음을 시사한다.[338] 그럼에도 불구하고 암흑 물질 냉각에 대한 접근[339][340]을 포함하여 암흑 물질에 대한 고밀도 암흑 물질 설명을 제안하는 연구와 이론은 2018년 현재까지 계속되고 있으며, 그 질문은 여전히 풀리지 않고 있다. 2019년에 안드로메다 관측에서 마이크로렌즈 효과의 부족은 작은 블랙홀이 존재하지 않는다는 것을 암시한다.[341]

하지만 원시 블랙홀이 모든 암흑 물질을 설명할 수 있는, 광학 마이크로렌즈 관측에 의해 제한될 수 있는 것보다 더 작은, 크게 제한되지 않은 질량 범위가 여전히 존재한다.[342][343]

4. 2. 자유 스트리밍 길이

암흑물질은 자유 스트리밍 길이(FSL)에 따라 차가운 암흑물질(CDM), 따뜻한 암흑물질(WDM), 뜨거운 암흑물질(HDM)으로 분류된다.[344] 자유 스트리밍 길이는 입자가 초기 우주에서 무작위 운동으로 인해 우주 팽창으로 느려지기 전까지 얼마나 멀리 이동했는지를 나타내는 거리이다.[117] 이 길이보다 작은 원시 밀도 요동은 입자가 밀도가 높은 영역에서 밀도가 낮은 영역으로 퍼지면서 사라지고, 큰 요동은 살아남아 구조를 형성한다.

이러한 범주는 원시은하(이후 왜소은하로 진화하는 천체)의 크기와 관련하여 설정된다.[345][346][347] 암흑물질 입자들은 FSL이 원시은하보다 훨씬 작으면 차가운 암흑물질, 비슷하면 따뜻한 암흑물질, 훨씬 크면 뜨거운 암흑물질로 분류된다.

차가운 암흑물질은 은하들이 먼저 형성되고 은하단이 나중에 형성되는 상향식 구조 형성을 유발하는 반면, 뜨거운 암흑물질은 더 큰 물질 덩어리들이 먼저 형성되고 나중에 별개의 은하들로 파편화되는 하향식 형성 시나리오를 초래한다.[235] 그러나 높은 적색편이 은하 관측들에 의해 뜨거운 암흑물질 시나리오는 제외된다.[235]

4. 2. 1. 차가운 암흑 물질 (CDM)

차가운 암흑 물질(Cold Dark Matter, CDM)은 대부분의 우주론적 관측에 대한 가장 간단한 설명을 제공한다.[117] 이는 원시 은하보다 훨씬 작은 자유 스트리밍 길이(FSL)를 가진 구성 요소로 이루어진 암흑 물질이다.[117] 뜨거운 암흑 물질은 은하나 은하단의 형성을 뒷받침할 수 없는 것으로 보이며, 대부분의 입자 후보는 초기 단계에서 속도가 느려졌기 때문에 차가운 암흑 물질이 암흑 물질 연구의 초점이 되고 있다.[117]

차가운 암흑 물질의 구성 요소는 알려져 있지 않다. 가능성은 블랙홀[122]이나 프리온 별[123]과 같은 MACHO(대질량 압축 천체) 또는 갈색왜성의 무리와 같은 RAMBO(거대 중입자 물체의 강력한 연관성)와 같은 큰 천체부터 WIMP(약하게 상호작용하는 무거운 입자)와 액시온과 같은 새로운 입자에 이르기까지 다양하다.[117]

1997년 DAMA/NaI 실험과 2013년 후속 실험인 DAMA/LIBRA는 지구를 통과하는 암흑 물질 입자를 직접 검출했다고 주장했지만, 유사한 실험의 부정적인 결과가 DAMA 결과와 양립할 수 없는 것으로 보이기 때문에 많은 연구자들이 여전히 회의적이다.[117]

많은 초대칭 모델은 WIMP형 가장 가벼운 초대칭 입자(LSP)[124] 형태로 암흑 물질 후보를 제공한다. 별도로, 무거운 불임 중성미자는 표준 모형에 대한 비초대칭 확장에 존재하며, 이는 시소 메커니즘을 통해 작은 중성미자 질량을 설명한다.[117]

액시온은 차가운 암흑 물질의 대표적인 예이다. 강한 상호 작용을 기술하는 양자 색역학과 관련하여 그 존재가 기대되고 있는 가설상의 소립자이다. 그 질량 m_a는 10^{-6}eV/c^2 < m_a < 10^{-3}eV/c^2 로 추정된다.[206]

4. 2. 2. 따뜻한 암흑 물질 (WDM)

따뜻한 암흑 물질은 원시 은하 크기와 비슷한 자유 스트리밍 길이 (FSL)를 가진 입자들로 구성된다. 따뜻한 암흑 물질에 기반한 예측은 대규모에서는 차가운 암흑 물질과 유사하지만, 소규모 밀도 요동은 더 적다. 이는 예측되는 왜소은하의 풍부도를 감소시키고 큰 은하 중심부의 암흑물질 밀도를 낮출 수 있다는 점에서, 일부 연구자들은 관측 결과와 더 잘 맞는다고 생각한다.[345][346][347]

현재 알려진 어떤 입자도 따뜻한 암흑 물질로 분류될 수 없다. 제시된 후보로는 비활성 중성미자가 있다. 비활성 중성미자는 다른 중성미자와 달리 약한 힘을 통해 상호 작용하지 않는 더 무겁고 느린 형태의 중성미자이다.[348] 스칼라-텐서-벡터 중력과 같은 일부 수정 중력 이론은 방정식을 성립시키기 위해 "온도 중간" 암흑물질을 필요로 하기도 한다.

4. 2. 3. 뜨거운 암흑 물질 (HDM)

뜨거운 암흑 물질(HDM)은 원시은하보다 훨씬 큰 자유 스트리밍 길이(FSL)를 갖는 암흑 물질의 한 형태이다. 초기 우주에서 거대한 초은하단 규모의 구조를 먼저 형성하고, 이후 작은 은하들로 분열되는 "하향식" 시나리오를 예측한다.[235]

중성미자가 뜨거운 암흑 물질의 예시이지만, 중성미자의 질량은 너무 작아 암흑 물질의 대부분을 설명할 수 없다. 뜨거운 암흑물질은 은하나 은하단의 형성을 뒷받침할 수 없는 것으로 보이며, 대부분의 입자 후보는 초기 단계에서 속도가 느려졌기 때문에 차가운 암흑 물질이 암흑 물질 연구의 초점이 되고 있다.[117]

5. 암흑 물질 입자들의 탐지

암흑 물질 입자를 탐지하기 위한 실험은 크게 직접 탐지 실험과 간접 탐지 실험으로 나뉜다.[107]

만약 암흑 물질이 아원자 입자로 구성되어 있다면, 매초 지구의 1제곱센티미터마다 수백만, 어쩌면 수십억 개의 암흑 물질 입자가 통과할 것이다.[130][131] 이 가설을 검증하기 위해 많은 실험이 진행 중이다. WIMP(약하게 상호작용하는 무거운 입자)가 주요 탐색 대상이었지만,[46] 액시온이 다시 주목받고 있으며, 액시온 암흑 물질 실험(ADMX)에서 액시온을 탐색하고 있고 앞으로 더 많은 실험이 계획되어 있다.[132] 또 다른 후보는 중력을 통해서만 일반 물질과 상호 작용하는 무거운 숨겨진 부문 입자이다.

암흑물질 탐색은 크게 가속기 실험, 간접 탐지 실험, 직접 탐지 실험으로 나뉜다.[212]


  • 가속기 실험: 거대강입자가속기 등의 가속기를 이용하여 인공적으로 암흑물질을 생성한다. 암흑물질은 큰 에너지를 빼앗아가므로, '''잃어버린 에너지(Missing energy)'''를 검출한다.[212]
  • 간접 탐지 실험: 암흑물질끼리의 쌍소멸로 발생하는 에너지(입자)를 관측한다.[212]
  • 직접 탐지 실험: 암흑물질에 의한 원자핵의 반동을 관측한다.[212]
  • 암흑물질과 일반 물질 사이에서 발생하는 에너지를 관측하는 등,[213] 여러 관측 방법이 제안되었으나,[212][206][214] 관측되는 에너지(신호)는 배경 잡음으로 존재하는 감마선이나 중성자에 의한 원자핵 반동과 암흑물질에 의한 원자핵 반동을 구별할 수 없다. 따라서 암흑물질에 의한 신호를 얻으려면 배경 잡음을 줄이는 것이 과제이다. 또한 관측 장비를 구성하는 장비의 재료 중 방사성 물질(방사성 동위원소)도 잡음으로 큰 영향을 준다.[206]


암흑물질 탐지 실험 관련 주요 사건들은 다음과 같다.

  • 1980년대: 게르마늄 반도체 검출기를 사용하여, 암흑물질과 일반 물질의 반응 단면적에 상한이 있음이 밝혀졌다.[213]
  • 1998년: 이탈리아 연구 그룹(DAMA)이 6월에 최대가 되고 12월에 최소가 되는 계절 변동이 있다고 보고했다.[213][215] 하지만 다른 기관의 연구에서는 부정적인 결과가 얻어지고 있다.[216][217]
  • 2000년: DRIFT 관측 시작.
  • 2003년: CDMS(영문판) 관측 시작.
  • 2010년: XMASS 관측 시작.
  • 2019년: 중력파 망원경을 사용한 관측 방법이 제안되었다.[218]

5. 1. 직접 탐지

직접 탐지 실험은 지구를 통과하는 암흑 물질 입자와 검출기 내 원자핵의 상호작용으로 발생하는 미세한 에너지 변화(저에너지 반응)를 관찰하는 것을 목표로 한다. 이러한 상호작용으로 원자핵은 섬광 또는 포논 형태로 에너지를 방출하며, 이 에너지를 정밀하게 측정한다.[133]

이러한 실험은 주로 극저온 검출기 또는 액체 불활성 기체 검출기 기술을 사용한다.

  • 극저온 검출기: 100mK 미만의 극저온에서 작동하며, 게르마늄과 같은 결정체에 암흑 물질 입자가 충돌할 때 발생하는 열을 감지한다. 대표적인 실험으로는 CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA 등이 있다.
  • 액체 불활성 기체 검출기: 액체 크세논 또는 아르곤에서 입자 충돌로 생성되는 섬광을 감지한다. 대표적인 실험으로는 LZ, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX, LUX 등이 있다.


두 기술 모두 배경 잡음 입자(주로 전자를 산란시키는 입자)와 암흑 물질 입자(원자핵을 산란시키는 입자)를 구별하는 데 중점을 둔다.

이러한 실험들은 우주선의 간섭을 최소화하기 위해 지하 깊은 곳에서 수행된다. 대표적인 지하 연구소로는 스태웰 광산, 수단 광산, 수드베리의 SNOLAB 지하 연구소, 그랑사소 국립 연구소, 캉프랑 지하 연구소, 볼비 지하 연구소, 심지하 과학 및 공학 연구소, 중국 진핑 지하 연구소 등이 있다.

DAMA/NaI 실험과 DAMA/LIBRA 실험은 검출기에서 사건 발생률의 연간 변조를 감지했으며, 이를 암흑 물질의 신호라고 주장했다.[134][135] 이는 지구가 태양 주위를 공전하면서 검출기의 속도가 암흑물질 헤일로에 대해 변하기 때문이다. 그러나 이 주장은 아직 확인되지 않았으며, LUX, SuperCDMS[136], XENON100[137] 등 다른 실험 결과와 모순된다.

방향 민감도를 갖는 직접 탐지 실험은 태양계의 은하 중심 주위 운동을 기반으로 암흑 물질을 탐색한다.[138][139][140][141] 저압 시간 투영 챔버를 사용하여 반응 궤적 정보를 얻고, WIMP-핵자 운동학을 제한한다. 거문고자리 방향에서 오는 WIMP는 등방성이어야 하는 배경과 구분할 수 있다. 방향성 암흑 물질 실험에는 DMTPC, DRIFT, Newage, MIMAC 등이 있다.

주요 실험 명칭과 방법[212]
실험 명칭방법표적
DAMA신틸레이션NaI(요오드화나트륨)
CoGeNT이온화Ge(게르마늄)
CDMS포논, 이온화Ge
EDELWEISS포논, 이온화Ge
XENON신틸레이션, 이온화Xe(크세논)
XMASS신틸레이션Xe


5. 2. 간접 탐지

간접 탐색 실험은 우주 공간에서 암흑 물질 입자의 쌍소멸 또는 붕괴로 생성되는 감마선, 반양성자, 양전자 등을 검출하는 방식이다.[144] 예를 들어, 우리 은하 중심처럼 암흑 물질 밀도가 높은 곳에서는 두 암흑 물질 입자가 쌍소멸하여 감마선이나 표준 모형 입자-반입자 쌍을 만들 수 있다.[143] 암흑 물질 입자가 불안정하다면, 표준 모형 입자(또는 다른 입자)로 붕괴할 수도 있다.



초대질량 블랙홀 주변의 암흑 물질 소멸에 대한 감마선 탐지 가능성에 대한 비디오. ''(길이 0:03:13, 파일 설명도 참조)''


이러한 과정은 우리 은하와 다른 은하의 고밀도 영역에서 나오는 감마선, 반양성자, 양전자의 과잉을 통해 간접적으로 탐지될 수 있다.[144] 하지만, 이러한 신호는 다른 천체 현상으로도 설명될 수 있기 때문에, 암흑 물질의 존재를 확실하게 증명하기 위해서는 여러 가지 증거가 필요하다.[46][107]

페르미 감마선 우주 망원경은 우리 은하 중심에서 아직 설명되지 않은 감마선 과잉을 발견했는데, 이는 암흑 물질 소멸이나 펄서 집단 때문일 수 있다.[152] PAMELA 실험은 과잉 양전자를 감지했는데, 이 역시 암흑 물질 소멸이나 펄서 때문일 수 있다. 그러나 과잉 반양성자는 관측되지 않았다.[157] 국제 우주 정거장의 알파 자기 분광계(AMS)는 암흑 물질 소멸 때문일 수 있는 과잉 고에너지 우주선을 탐지했다.[158][159][160][161][162][163]

태양이나 지구를 통과하는 일부 암흑 물질 입자는 원자와 충돌하여 에너지를 잃고, 이러한 천체 중심에 축적되어 충돌 및 소멸 가능성이 높아질 수 있다. 이는 고에너지 중성미자 형태의 독특한 신호를 만들 수 있으며,[145] AMANDA, IceCube, ANTARES와 같은 고에너지 중성미자 망원경이 이 신호를 찾고 있다.[146]

5. 3. 암흑 물질을 위한 충돌기 탐색들

거대 강입자 충돌기(LHC)와 같은 입자 가속기를 이용해 암흑 물질 입자를 인공적으로 생성하고 그 특성을 연구하는 실험도 진행되고 있다. 암흑 물질 입자는 일반적인 가시 물질과 상호작용이 거의 없으므로, 검출기를 빠져나가는 많은 양의 손실된 에너지와 운동량을 통해 간접적으로 검출될 수 있다.[392]

LEP 실험에서도 암흑 물질에 대한 제약이 존재하지만, 이 실험은 쿼크보다 전자와 암흑 물질 입자의 상호작용을 조사한다.[393] 충돌기 탐색을 통해 발견된 입자가 실제로 암흑 물질임을 증명하기 위해서는 간접 탐지 또는 직접 탐지 부문에서의 발견을 통해 확증해야 한다.

6. 대안적 가설

암흑 물질의 존재를 가정하지 않고 관측 현상을 설명하려는 여러 가설들이 제안되었다. 대표적인 가설들은 다음과 같다.


  • MOND 및 TeVeS: 일반 상대성이론을 수정하여 암흑 물질 없이 은하 회전 곡선 문제를 설명하려는 시도이다.
  • f(R) 중력, 음의 질량, 암흑 유체, 엔트로피 중력 등: 일반 상대성이론의 수정 이외에도 다양한 대안 가설들이 존재한다.
  • 플라스마 우주론: 암흑 물질 없이 은하 회전 곡선 문제를 설명할 수 있다고 주장하지만, 우주 마이크로파 배경 복사 관측 사실을 설명하지 못해 주류 이론으로 받아들여지지 않는다.


하지만 이러한 대안 가설들은 암흑 물질에 대한 다양한 관측 증거들을 모두 설명하기 어렵다는 문제점이 있다. 개별적인 관측 현상은 설명할 수 있지만, 암흑 물질의 존재를 배제하고 모든 현상을 설명하기는 어렵다.

6. 1. 수정 중력 이론

암흑 물질이 아직 밝혀지지 않았기 때문에, 암흑 물질로 설명하려던 관측 현상들을 설명하기 위한 다른 많은 가설들이 등장했다. 가장 일반적인 방법은 일반 상대성이론을 수정하는 것이다. 일반 상대성이론은 태양계 규모에서는 잘 검증되었지만, 은하계나 우주론적 규모에서는 그 타당성이 충분히 입증되지 않았다.[394] 따라서 일반 상대성이론을 적절하게 수정하면 원칙적으로 암흑 물질의 필요성을 제거할 수 있다. 이 범주에 속하는 가장 잘 알려진 이론들로는 수정 뉴턴 역학(MOND)과 그 상대론적 일반화인 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS),[395] f(R) 중력,[396] 음의 질량, 암흑 유체,[397][398][399] 그리고 엔트로피 중력이 있다.[400] 이 외에도 많은 대안 이론들이 존재한다.[401][402]

그러나 이러한 대안 가설들은 암흑 물질에 대한 관측적 증거가 매우 다양한 독립적인 접근 방식에서 나온다는 문제점에 직면한다(위의 "관측적 증거" 섹션 참조). 개별적인 관측 현상은 설명할 수 있지만, 암흑 물질 없이 모든 관측 현상을 설명하는 것은 매우 어렵다. 그럼에도 불구하고 엔트로피 중력에서의 중력 렌즈 효과에 대한 2016년 테스트,[403][404][405] 독특한 MOND 효과에 대한 2020년 측정[406][407] 등 대안 가설들에 대한 몇 가지 성공적인 결과도 있었다.

대부분의 천체물리학자들은 일반 상대성이론을 수정하여 관측 증거의 일부를 설명할 수는 있지만, 우주에 어떤 형태의 암흑 물질이 존재해야 한다는 결론을 내리기에 충분한 데이터가 있다고 판단한다.[408]

6. 2. 원시 블랙홀

원시 블랙홀은 빅뱅 직후 극초기 우주에서 생성된 블랙홀로, 암흑 물질의 구성 요소 후보 중 하나로 간주된다.[92][90][175][176]

2015-2017년에, 중간-질량 블랙홀들의 병합을 감지한 중력파 측정 결과, 고밀도의 암흑 물질이 원시 블랙홀들로 구성되어 있다는 주장이 다시 제기되었다.[335] 약 30 태양 질량을 가진 블랙홀은 항성 붕괴(일반적으로 태양 질량 15 미만)나 은하 중심의 블랙홀 병합(수백만 또는 수십억 태양 질량)에 의해 형성될 것으로 예측되지 않는다. 감지된 병합을 일으키는 중간-질량 블랙홀은 밀도가 높은 영역이 붕괴되면서 우주의 뜨겁고 밀도가 높은 초기 단계에서 형성되었다는 주장이 제기되었다.

그러나, 원시 블랙홀이 모든 암흑 물질을 설명하기에는 광학 마이크로렌즈 관측에 의해 제한될 수 있는 것보다 더 작은, 크게 제한되지 않은 질량 범위가 여전히 존재한다.[342][343] 2019년에 안드로메다 은하 관측에서 마이크로렌즈 효과가 부족하다는 것은 작은 블랙홀이 존재하지 않는다는 것을 암시한다.[341]

2024년, 버나드 카와 동료들의 검토 결과에 따르면 빅뱅 후 10-5초 이전의 양자색역학 시대에 형성된 원시 블랙홀은 암흑 물질로 인한 것으로 여겨지는 대부분의 관측 결과를 설명할 수 있다. 이러한 블랙홀 형성은 오늘날 "여러 개의 뚜렷한 봉우리가 있는, 가장 두드러진 봉우리는 태양 질량의 약 1배인" 확장된 질량 분포를 초래할 것이다.[14]

7. 대중 문화에서

암흑 물질은 사실적인 과학 주제와 공상 과학 소설 모두를 다루는 정기 간행물에서 자주 등장하는 주제이며,[409] 암흑 물질 자체는 "과학 소설의 소재"로 언급되어 왔다.[410] 암흑 물질은 소설에서 종종 특별한 물리적 또는 마법적 특성을 가진 것으로 묘사되는데, 이는 물리학 및 우주론에서 가정하는 암흑 물질의 특성과는 모순된다. 예를 들어, 《엑스파일》 에피소드 "소프트 라이트(Soft Light)"[411]에서 암흑 물질은 플롯 장치로 사용된다.[412] 필립 풀먼의 《황금나침반 3부작》[413]에서는 암흑 물질에서 영감을 받은 "더스트(Dust)"가 중요한 역할을 하며, 스티븐 백스터Stephen Baxter의 《질리 시퀀스(Xeelee Sequence)》에서는 암흑 물질로 만들어진 존재들이 적대자로 등장한다.[414]

더 광범위하게는, "암흑 물질"이라는 문구는 보이지 않거나 알 수 없는 것을 비유하는 표현으로 사용된다.[415]

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