액시온
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1. 개요
액시온은 강한 CP 문제를 해결하기 위해 제안된 가상 입자이다. 1977년 로베르토 페체이와 헬렌 퀸은 페체이-퀸 이론을 통해 액시온의 존재를 예측했으며, 프랭크 윌첵과 스티븐 와인버그는 액시온이 CP 위반 매개변수를 0으로 완화하는 유사 남부-골드스톤 보손임을 보였다. 액시온은 암흑 물질의 후보로도 연구되고 있으며, 여러 실험을 통해 탐색이 진행 중이다. 액시온은 매우 작은 질량과 약한 상호작용을 가질 것으로 예측되며, 자기장 내에서 광자로 변환될 수 있다.
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| 액시온 | |
|---|---|
| 일반 정보 | |
| 이름 | 액시온 |
| 영어 이름 | Axion |
| 분류 | 소립자 (가설) |
| 상호 작용 | 중력, 전자기력, 강한 핵력, 약한 핵력 (모두 가설) |
| 상태 | 가설 |
| 이론화 | 1978, 빌체크와 와인버그 |
| 질량 | 10−5 ~ 1 eV/c2 (가설) |
| 전하 | 0 |
| 스핀 | 0 |
2. 역사
2. 1. 강한 CP 문제
헤라르뒤스 엇호프트가 제시한 바와 같이,[2] 표준 모형의 강한 상호작용인 양자색역학(QCD)은 CP 대칭(전하 켤레 대칭과 반전성의 결합 대칭)을 원칙적으로 위반할 수 있는 특성을 가지고 있다.[107] 약한 상호작용에 의해 생성되는 효과와 함께, 효과적인 주기적 강 CP-위반 항, 는 표준 모형의 입력값으로 나타나며, 그 값은 측정되어야 한다.[223]하지만, QCD에서 발생하는 CP 대칭성 위반은 큰 중성자 전기 쌍극자 모멘트(EDM)를 유도할 수 있는데, 실험적으로 EDM이 관찰되지 않아 QCD의 CP 위반은 매우 작아야 하며, 값 또한 극도로 작아야 함을 의미한다.[223] 는 0과 2π 사이의 값을 가질 수 있으므로, 이 매개변수가 왜 0에 가까워야 하는지에 대한 "자연성(naturalness)" 문제가 발생한다. 이를 강한 CP 문제라고 한다.[223]
2. 2. 예측
1977년, 로베르토 페체이와 헬렌 퀸은 강한 CP 문제에 대한 해결책으로 페체이-퀸 이론을 제안했다.[110][111] 이 이론은 를 장(field)으로 승격시키는 새로운 전역적 대칭(페체이-퀸(PQ) 대칭)을 도입하며, 이 대칭이 자발적으로 깨지면서 액시온이라는 새로운 입자가 생성된다.[112][113] 프랭크 윌첵과 스티븐 와인버그는 액시온이 의 역할을 대신하여 CP 위반 매개변수를 자연스럽게 0으로 완화하는 유사 남부-골드스톤 보손임을 보였다. 윌첵은 세제 브랜드 이름(액시온)에서 따와 "액시온(Axion)"이라고 명명했다.[112][113]3. 액시온 암흑 물질
QCD 효과는 액시온 장이 움직이는 효과적인 주기적 포텐셜을 생성한다.[1] 이 포텐셜을 최소값 중 하나에 대해 전개하면, 액시온 질량과 액시온 붕괴 상수 곱은 QCD 진공의 위상적 감수율에 의해 결정된다는 것을 알 수 있다. 질량이 60 keV보다 훨씬 작은 액시온은 수명이 길고 상호작용이 약하며, 완벽한 암흑 물질 후보이다. 유효적 포텐셜의 최소값에 대한 액시온 장의 진동, 소위 오정렬 메커니즘은, 액시온의 질량에 의존하는 한 존재도를 갖는 한 차가운 액시온의 우주론적 종족을 생성한다.[10][11][12] 5μeV/c²(전자 질량의 10-11배) 이상의 질량을 가진 액시온은 암흑 물질을 설명할 수 있었으므로, 또한 따라서 암흑 물질 후보이자 강한 CP 문제에 대한 하나의 해가 될 수 있었다. 만일 급팽창이 한 낮은 척도에서 발생하고 또한 충분히 오래 지속한다면, 액시온 질량은 1peV/c²만큼 낮을 수 있다.[13][14][15]
액시온 장이 진화를 시작하는 시나리오는 다음 두 가지 조건에 따라 두 가지로 나뉜다.
| (a) | 급팽창 중에 PQ 대칭은 자발적으로 깨진다. 이 조건은 액시온 에너지 척도가 급팽창 종료 시 허블 비율보다 클 때마다 실현된다 |
| (b) | PQ 대칭은 자발적인 파괴가 발생한 후에는 결코 복원되지 않는다. 이 조건은 액시온 에너지 척도가 급팽창 후 우주에서 도달한 최대 온도보다 클 때마다 실현된다. |
대략적으로 말하면, 아래의 두가지 시나리오중 하나가 발생한다.
3. 1. 급팽창-이전 시나리오
(a)와 (b)가 모두 충족되는 경우, 우주 급팽창은 페체이-퀸 대칭의 자발적인 파괴에 의해 액시온 장의 초기값이 균일하게 선택되도록 한다.[120][121][122] 이 "급팽창-이전" 시나리오에서는 위상 결함이 급팽창으로 제거되어 액시온 에너지 밀도에 기여하지 않는다.[16][17][18] 하지만 등곡률 모드에서 비롯된 다른 제약 조건은 이 시나리오를 매우 제한하며, 실행 가능하려면 비교적 낮은 에너지 규모의 급팽창이 필요하다.[120][121][122]3. 2. 급팽창-이후 시나리오
PQ 대칭이 급팽창 이후에 깨지거나, 깨진 후 회복되지 않는 경우, 액시온 장은 초기에는 인과적 연결 밖에 있었지만 현재는 허블 지평선으로 둘러싸인 부피 내에서 다른 값을 갖게 된다.[19][20][123][124] 이 시나리오에서는 PQ 장의 등곡률 요동이 액시온 장을 무작위화하여 파워 스펙트럼에 선호되는 값이 없게 된다.이러한 경우, 팽창하는 우주에서 PQ 장의 운동 방정식을 수치적으로 풀어 오정렬 메커니즘에서 비롯된 모든 특징과 우주 끈, 도메인 벽과 같은 위상 결함의 기여를 포착해야 한다. Borsanyi 등(2016)은 슈퍼컴퓨터를 이용한 시뮬레이션을 통해 0.05–1.50 meV 사이의 액시온 질량 추정치를 보고했다.[19][123]
최근 연구에서는 KSVZ 유형 액시온[128][129]의 현재 존재량을 결정하기 위해 수치 시뮬레이션을 사용하여 0.02와 0.1 meV 사이의 값을 얻었지만,[21][22][125][126] (우주) 끈들로부터 방출된 액시온의 파워 스펙트럼에 대한 상세들에 의해 도전받고 있다.[23][127]
4. 액시온 장의 현상학
4. 1. 검색
액시온 모형들은 이전 실험에서 감지하기에는 너무 약한 커플링 강도를 신중하게 선택한다. 이러한 ''"보이지 않는 액시온들(invisible axions)"''은 강한 CP 문제를 해결하면서도 관찰하기에는 너무 작다고 여겨졌다.[228][229] 현재 문헌에서는 KSVZ(Kim–Shifman–Vainshtein–Zakharov) 및 DFSZ(Dine–Fischler–Srednicki–Zhitnitsky)라는 두 가지 형태의 "보이지 않는 액시온" 메커니즘에 대해 논의한다.[130][131]매우 약하게 결합된 액시온은 액시온 커플링들과 질량이 비례하기 때문에 매우 가볍다. 초기 우주에서 과잉 생산되었을 것이라는 점이 밝혀지면서 제외되었다.[225][226][227] 피에르 시키비는 1983년에 액시온이 존재할 경우 맥스웰 방정식이 어떻게 변화하는지를 계산했다.[132] 그는 강력한 자기장을 사용하여 액시온을 광자로 변환하여 지구상에서 감지할 수 있음을 보였고, 많은 실험을 촉진했다. 예를 들어, 액시온 암흑 물질 실험(ADMX, Axion Dark Matter Experiment)은 액시온 암흑 물질을 마이크로파 광자로 변환하고, CERN 액시온 태양 망원경(CERN Axion Solar Telescope)은 태양의 코어에서 생성된 액시온을 X선으로 변환하며, 다른 실험은 레이저 광으로 생성된 액시온을 탐색한다.[133] 2020년대 초 현재, 액시온 암흑 물질을 찾는 실험이 수십 건 제안 또는 진행 중이다.[134]
액시온 전기역학 방정식은 일반적으로 "자연 단위계"로 쓰이며, 이러한 자연 단위계로 나타내면, 환산 플랑크 상수、광속、진공 유전율는 모두 1이 된다. 이 단위계에서는 전기역학 방정식은 다음과 같다.
| 법칙명 | 방정식 |
|---|---|
| 가우스의 법칙 | ∇ ⋅ E = ρ - gaγγ B ⋅ ∇a |
| 가우스의 법칙 (자기장) | ∇ ⋅ B = 0 |
| 패러데이의 전자기 유도 법칙 | ∇ × E = - B |
| 앙페르-맥스웰의 법칙 | ∇ × B = E + J + gaγγ ( a B - E × ∇a ) |
| 액시온 장의 작용 등식 | a2 - ∇2a + ma2a = -gaγγ E ⋅ B |
위의 표에서 변수 위의 점은 시간 미분을 나타내고, 변수 간의 점은 벡터의 내적이며, 계수 gaγγ는 자연 단위계로 표시된 액시온-광자 간의 결합 상수이다.
이러한 방정식의 다른 형식이 제안되었으며, 이는 완전히 다른 물리적 특징을 의미한다. 예를 들어, 비시넬리는 자기 홀극의 존재를 가정하여 쌍대성에 대한 대칭성을 부과한 방정식을 썼다.[135] 그러나 이러한 다른 공식화는 이론적인 동기 부여가 적고, 많은 경우 작용에서 유도할 수도 없다.
4. 2. 액시온으로 수정한 맥스웰 방정식
피에르 시키비는 1983년에 액시온이 존재할 때 맥스웰 방정식이 어떻게 수정되는지 계산했다.[28] 그는 액시온을 강한 자기장을 사용하여 광자로 변환함으로써 지구에서 감지할 수 있으며, 이는 여러 실험을 수행하게 하는 동기가 되었다고 보여주었다.[29] 예를 들어, 액시온 암흑 물질 실험은 액시온 암흑 물질을 마이크로파 광자로 변환하고, CERN 액시온 태양 망원경은 태양의 핵에서 생성된 액시온을 X선으로 변환하며, 다른 실험들은 레이저 빛에서 생성된 액시온을 탐색한다.[29] 2020년대 초반 현재, 액시온 암흑 물질을 탐색하는 수십 개의 제안되거나 진행 중인 실험이 있다.[30]액시온 전자기학 방정식은 일반적으로 "자연 단위"로 작성되며, 여기서 환산 플랑크 상수 , 빛의 속도 , 진공 유전율 는 이러한 "자연 단위"로 표현될 때 모두 1이 된다. 이 단위계에서 전자기 방정식은 다음과 같다.
| 이름 | 방정식 |
|---|---|
| 가우스 법칙 | |
| 자기에 대한 가우스 법칙 | |
| 패러데이 법칙 | |
| 앙페르-맥스웰 법칙 | |
| 액시온 장의 운동 방정식 |
위에서 변수 위에 점(dot)은 시간에 대한 미분을 나타내고, 변수 사이의 점은 벡터 내적을 나타낸다. 인자 는 "자연 단위"로 표현된 액시온-광자 결합 상수이다.
이러한 방정식의 대안적 형태가 제안되었으며, 이는 완전히 다른 물리적 특징을 암시한다. 예를 들어, 비시넬리는 자기 단극자의 존재를 가정하여 이중성 대칭을 부과하는 방정식 세트를 작성했다.[31] 그러나 이러한 대체 공식은 이론적으로 동기가 적으며, 많은 경우에 작용으로부터 유도될 수도 없다.
4. 3. 위상 절연체에 대한 유사한 효과
맥스웰 방정식에 액시온을 설명하기 위해 추가될 용어와 유사한 용어[136]는 2008년 위상 절연체의 이론적 모델에서도 등장하며, 이 물질들의 전기역학을 효과적으로 액시온으로 기술하고 있다.[137] 이 용어는 양자화된 자기전기 효과 등, 몇 가지 흥미로운 예측 특성을 가진다.[138]이 효과의 증거는 럿거스 대학교에서 개발된 양자 영역의 박막 위상 절연체에 대한 존스 홉킨스 대학교의 THz 분광 실험에서 나타났다.[139] 2019년, 막스 플랑크 고체 화학 물리학 연구소의 팀은 바일 반금속 내의 액시온 절연체 검출을 발표했다.[140] 액시온 절연체는 준입자이며, 액시온처럼 행동하는 전자의 들뜸이다. 이 발견은, 소립자로서의 액시온의 존재와 모순되지 않는다.[141]
5. 실험
액시온은 아직 발견되지 않았지만, 40년 이상 연구되어 왔으며, 물리학자들이 감지할 수 있는 액시온 효과에 대한 통찰력을 개발할 시간을 가졌다. 현재 액시온을 찾기 위한 여러 실험이 진행 중이며, 대부분 강한 자기장에서 액시온이 광자와 약간의 상호 작용을 할 것으로 예상되는 점을 이용한다.[144][145] 액시온은 또한 암흑 물질 입자에 대한 몇 안 되는 그럴듯한 후보 중 하나이며, 일부 암흑 물질 실험에서 발견될 수 있다.
대표적인 검출 원리는 다음과 같다:[144]
# 프리마코프 효과로 액시온을 광자로 변환
# 광자를 검출
#* X선 영역: 태양 액시온 - 반도체 검출기에 의한 검출
#* 마이크로파 영역: 암흑 물질 액시온 - CARRACK , ADMX[146]
액시온은 강한 자기장 안에서 빛으로 변한다고 예측되며, 이러한 성질을 이용한 검출이 세계 각국에서 시도되고 있다. 예를 들어 도쿄 대학 그룹은, 태양에서 날아오는 액시온에 강자장을 인가하여 X선으로 변환하여 검출하는 시도를 하고 있다. 암흑 물질의 후보에도 오르내리기에, 교토 그룹은 리드베리 원자를 사용하여 검출하는 독자적인 착상으로 탐색을 계속하고 있다. 미국의 그룹은, 초전도 자석을 사용한 강자장 아래에서 암흑 물질의 액시온이 전자기파로 변환되어 검출하는 최첨단 실험을 진행하고 있다. 최근에는 입자물리학 실험의 메카인 유럽의 CERN에서도, 태양에서 날아오는 액시온을 매우 높은 감도로 검출하려는 실험이 진행되고 있다.
5. 1. 자기장에서 직접 변환
몇몇 실험들은 전자기장들에서 액시온들을 광자들로 또는 그 반대로 변환하는 프리마코프 효과를 통해 천체물리학적 액시온들을 검색한다.[38][44][45][47][49] 워싱턴 대학교의 액시온 암흑 물질 실험(ADMX)은 강력한 자기장을 사용하여 액시온이 마이크로파로 변환되는 미약한 현상을 감지한다.[152] ADMX는 차가운 마이크로파 공진기와 공명하는 은하 암흑 물질 헤일로의 액시온을 탐색한다.[39][153] ADMX는 1.9~3.53μeV 범위에서 낙관적인 액시온 모형을 배제했고,[40][41][42][154][155][156] 2021년 12월에는 KSVZ 모형에 대해 3.3~4.2μeV 범위를 제외했다.[44][45][158][159] 2013년부터 2018년까지 일련의 업그레이드가 진행되었으며,[43][157] 4.9–6.2 µeV를 포함하는 새로운 데이터를 수집하고 있다. 이 유형의 다른 실험에는 DMRadio,[46][160] HAYSTAC,[47][161] CULTASK,[48][162] ORGAN[49][163] 등이 있다. HAYSTAC은 2010년대 후반에 20 µeV 이상에서 헤일로망원경(haloscope)의 첫 스캐닝 실행을 완료했다.[47][161]5. 2. 자기장에서의 편광
이탈리아의 PVLAS 실험은 자기장에서 전파되는 빛의 편광된 빛의 편광 변화를 탐색한다. 이 개념은 1986년 루치아노 마이아니, 로베르토 페트론지오, 그리고 에밀리오 자바티니에 의해 처음 제안되었다.[50] 2006년의 회전 주장[51]은 업그레이드된 장치에 의해 배제되었다.[52] 최적화된 탐색은 2014년에 시작되었다.5. 3. 장벽을 통해 빛나는 빛
"장벽을 통해 빛나는 빛"은 강한 자기장을 통과하는 빛이 광자를 액시온으로 변환시키고, 이 액시온이 금속을 통과한 후 장벽 반대편의 다른 자기장에 의해 다시 광자로 재구성되는 현상을 이용하는 기술이다.[53] BFRS와 리쪼Rizzo가 이끄는 연구팀의 실험에서는 액시온이 원인일 가능성이 배제되었다.[54] GammeV는 2008년 물리학 리뷰 레터(Physics Review Letter)에 보고된 바와 같이 어떤 사건들도 보지 못했다. ALPS I은 2010년에 새로운 제약을 설정하면서 유사한 실행을 수행했고,[234] ALPS II는 2022년에 건설되고 있다.[170] OSQAR는 신호를 찾지 못하여 커플링을 제한하고[58] 계속 실험을 진행할 예정이다.5. 4. 천체물리학적 액시온 검색
액시온-같은 보손들은 천체물리학적 환경에서 특징(signiture)을 가질 수 있다. 특히, 몇몇 최근 연구들에서는 TeV 광자들에 대한 우주의 겉보기 투명도에 대한 한 해답으로 액시온-같은 입자들을 제안했다.[235] 또한 컴팩트한 천체물리학적 천체들(예: 마그네타)의 대기를 관통하는 커다란 자기장속에서는, 광자들이 훨씬 더 효율적으로 변환한다는 것도 입증되었다. 이는 현재의 망원경으로 감지할 수 있는 스펙트럼에서 뚜렷한 흡수-같은 특징을 발생시킨다.[236] 국제 액시온 천문대(IAXO)는 제안된 4세대 태양경이다.[63]액시온은 중성자별들의 자기권들안에서 공명적으로 광자들로 변환될 수 있다.[64] 최근 생겨난 광자들은 GHz 주파수 범위에 있으며 잠재적으로 전파 탐지기들에서 포착될 수 있으며, 액시온 매개변수 공간의 민감한 탐사로 이어진다. 이 전략은 그린 뱅크 망원경과 에펠스버그 100m 망원경의 기존 데이터를 재분석하여 5~11μeV 질량 범위에서 액시온-광자 커플링을 제한하는 데 사용되었다.[65]
강한 전기장에서 X선들이 산란될 때 태양의 핵에서 액시온들이 생성될 수 있다. CERN 액시온 태양 망원경(CAST)은 작동 중이며, 또한 광자들과 전자들과의 커플링에 대한 한계를 설정했다. 액시온들은 핵자-핵자 제동 복사에 의해서 중성자별 내에서 생성될 수 있다. 그 감마선으로의 액시온의 후속 붕괴는 페르미 감마선 우주 망원경을 사용하는 감마선들에서 중성자별들의 관측으로부터 액시온 질량에 대해 부여된 제약들을 허용한다. 4개의 중성자별들 한 분석으로부터, 베렌지Berenji 외(2016)는 0.079eV의 액시온 질량에 대한 95% 신뢰 구간 상한을 얻었다. 2021년에는 웅장한 7성으로 알려진 중성자별 시스템에서 보고된 고에너지 X-선 방출의 과잉이 액시온 방출로 설명될 수 있다고 제안되었다.
2016년에, 매사추세츠 공과대학의 한 이론팀은 MRI 스캐닝 기계에서 생성된 것보다 강하지 않아도 되는 강한 자기장을 사용하여 액시온을 감지할 수 있는 방법을 고안했다. 그것은, 액시온의 질량과 연결된, 변화인 한 약간의 흔들림을 보여줄 것이다. 2019년 현재, 이 실험은 대학에서 실험자들에 의해 시행되고 있다.[71]
2022년에 사건 지평선 망원경(EHT)에 의한 메시에 87*의 편광 측정들은 ~ eV/c^2 질량 값들의 범위를 거부하는 한 블랙홀 주위에 가상의 액시온 구름이 형성될 수 있다고 가정하는 액시온의 질량을 제한하기 위하여 사용되었다.[72][73]
5. 5. 공명 효과들의 검색
암흑 물질 밀도 0.3±0.1 GeV/cm3와 비교했을 때 질량 110 µeV와 밀도 0.05 GeV/cm3를 가진 은하 헤일로로부터 추정되는 액시온의 높은 선속으로부터 조셉슨 접합들에서 공명 효과들이 분명할 수 있다.[237][74][49][187] 이는 액시온이 암흑 물질의 유일한 구성 요소가 되기에 충분한 질량을 갖지 못한다는 것을 나타낸다.[237][49] ORGAN 실험은 헤일로 망원경을 통해 이 결과를 직접 테스트할 계획이다.[237][49][163]5. 6. 암흑 물질 반동 검색
암흑 물질 극저온 검출기들은 액시온들을 나타내는 전자 반동들을 검색했다.[238] 극저온 암흑 물질 검색(CDMS)는 2009년에,[189] EDELWEISS는 2013년에 커플링 및 질량 한계를 설정했다.[76] UORE와 XMASS도 2013년에 태양 액시온들에 대한 한계를 설정했다.[76] XENON100은 225일 실행을 사용하여 2014년 발표 시점에서 최고의 커플링 한계를 설정하고 일부 매개변수들을 제외했다.[190]5. 7. 핵 스핀 세차 운동
쉬프Schiff의 정리에 따르면 한 정적인 핵 전기 쌍극자 모멘트(electric dipole moment, EDM)는 원자 및 분자 EDM들을 생성하지 않지만,[239] 액시온은 라모르 주파수에서 진동하는 한 핵 EDM을 유도한다.[240] 만일 이 핵 EDM 발진 주파수가 외부 전기장과 공진하면, 핵 스핀 회전내의 한 세차 운동이 발생한다. 이 세차 운동은 세차 자력계를 사용하여 측정할 수 있으며, 또한 만일 감지되면 액시온들에 대한 증거가 될 것이다.[240] 이 기술을 사용하는 실험이 우주 액시온 스핀 세차 실험(Cosmic Axion Spin Precession Experiment, CASPEr)이다.[79][80][81][193][194][195]5. 8. 입자 충돌기에서의 검색
액시온은 입자 충돌기, 특히 전자-양전자 충돌과 CERN의 거대 강입자 충돌기(LHC)에서의 초주변 중이온 충돌에서 생성될 수 있으며, 이는 빛 대 빛 산란 과정을 재해석한 것이다.[82] 이러한 탐색은 100 MeV/c2에서 수백 GeV/c2 사이의 비교적 큰 액시온 질량에 민감하다.[82] 힉스 보손에 대한 액시온의 결합을 가정하면, 힉스 보손에서 두 개의 액시온으로 붕괴되는 이상 붕괴 탐색은 이론적으로 더 강력한 제한을 가할 수 있다.[196]6. 특성
6. 1. 예측
우주론과 관련된 액시온의 한 이론은 그것들은 전하가 없고, 1µeV/c²에서 1eV/c² 범위의 매우 작은 질량과 또한 강한 그리고 약한 힘들에 대한 매우 낮은 상호작용 단면적들을 가질 것이라고 예측했다.[1] 그것들의 속성 때문에, 액시온들은 일반 물질과 최소한으로만 상호 작용한다. 액시온들은 또한 자기장들내에서 광자들로 또는 광자들부터 바뀔 것이다.[1]6. 2. 우주론적 의미
급팽창은 만일 액시온들이 존재한다면, 그것들은 대폭발(빅뱅) 동안 풍부하게 생성되었을 것임을 시사한다.[91][205] 원시 우주의 순간자 장과의 독특한 커플링("오정렬 메커니즘(misalignment mechanism)")으로 인해, 우주 급팽창 이후, 질량의 획득 동안에 한 효과적인 동적 마찰이 생성된다. 이것은 그러한 모든 원시 액시온들의 운동 에너지를 강탈한다.[206]m ~ 10−22 eV의 초경량 액시온(ultralight axion, ULA)은 스칼라 장 암흑 물질(scalar field dark matter)의 일종으로, 차가운 암흑물질(CDM)의 작은 척도 문제들을 해결하는 것으로 보인다. 한 대통일 이론(GUT) 척도 붕괴 상수를 갖는 한 단일 ULA는 미세 조정 없이 올바른 유물 밀도를 제공한다.[92]
액시온들은 또한 빅뱅 이후 다른 더 무거운 암흑 입자들과는 다른 순간에 정상 물질과의 상호 작용을 중단했을 것이다. 이 차이의 잔존 효과들은 아마도 천문학적으로 계산되고 관찰될 수 있을 것이다.
만일 액시온들이 낮은 질량을 가즌다면, 따라서 다른 붕괴 모드들을 방지한다면(붕괴할 더 가벼운 입자가 없기 때문에), 이론들은 우주가 원시 액시온들의 매우 차가운 보스-아인슈타인 응축으로 채워질 것이라고 예측한다. 따라서 액시온은 물리 우주론의 암흑 물질 문제를 그럴듯하게 설명할 수 있다.[93][207] 관측 연구들이 진행 중이지만,[208] 만일 그것들이 초복사(Superradiance)를 통해 탐사되기 시작하는 흐릿한 암흑 물질 영역을 가진 암흑 물질 문제에 대한 해라면, 그것들은 아직 질량 영역들을 탐사하기에 충분히 민감하지 않다.[94] 자인Jain과 싱Singh(2007)[95]에 의하여 검색된 종류의 고질량 액시온들은 현대 우주에서 지속되지 않을 것이다. 게다가, 만약 액시온들이 존재한다면, 초기 우주의 열적 욕조속에서 다른 입자들과의 산란은 피할 수 없이 한 뜨거운 액시온들의 종족을 생성한다.[96][210]
낮은 질량의 액시온들은 은하 규모에서 추가적인 구조를 가질 수 있었다. 만일 그들이 은하간 매질로부터 은하들 속으로 지속적으로 떨어진다면, 지속적으로 흐르는 분수의 물줄기가 최고점에서 더 두꺼워지는 것처럼, 그들은 "화면(caustic)" 고리들안에서 더 밀도가 높을 것이다.[97][211] 그러면 은하 구조와 회전에 대한 이러한 고리들의 중력 효과들을 관측할 수 있다.[98][99][212][213] WIMP들 및 MACHO(massive compact halo object)들와 같은, 다른 차가운 암흑 물질 이론적 후보들도, 그러한 고리를 형성할 수 있지만, 그러나 이러한 후보들이 페르미온성이고 또한 그래서 자신들게에서 마찰이나 또는 산란을 경험하기 때문에, 고리들은 덜 선명하게 정의된다.
주앙 G. 로사João G. Rosa와 토마스 W. 케프하트Thomas W. Kephart는 불안정한 원시 블랙홀들 주위에 형성된 액시온 구름들이 전자기파를 방출하는 일련의 반응을 시작했을 수 있고, 그들의 감지를 허용한다고 제안했다. 암흑 물질을 설명하기 위해 액시온들의 질량을 조정했을 때, 두 사람은 이 값이 또한 고속 전파 폭발(fast radio burst)들의 광도와 파장을 설명할 수 있으며 두 현상들의 가능한 원인임을 발견했다.[100][214] 2022년에 M87*의 데이터로부터 액시온의 질량을 제한하기 위해 유사한 가설이 사용되었다.
2020년에는 액시온장이 초기 우주의 진화에 실제로 영향을 미쳐 물질과 반물질 간의 불균형을 더 많이 생성하여 중입자 비대칭 문제를 해결할 수 있다는 제안이 있었다.[101][215]
6. 3. 초대칭
초대칭 이론들에서 액시온은 한 스칼라와 한 페르미온 초대칭짝 둘 다를 가지고 있다.[102][216] 그 액시온의 페르미온 초대칭짝은 액시노라고 불리고, 스칼라 초대칭짝은 색시온 또는 딜라톤이라고 불린다.[102][216] 그것들은 모두 한 키랄 초장(chiral superfield)에 묶여 있다.액시노는 그러한 모형에서 가장 가벼운 초대칭 입자(ㅣightest supersymmetric particle)로 예측되었다.[102][216] 부분적으로는 이 속성으로 인해 암흑 물질의 후보로 간주된다.[103][217]
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