암흑물질의 후보 [2010년 예비 PEET/지구과학]

[그림 1] 우리 은하의 중심부에서 떨어진 거리에 따른 별의 회전 속력을 나타낸 곡선. 보통 물질(Baryonic matter)만을 고려하면 이들은 별 중심부에 모여 있으므로 곡선 A와 같이 '중심부'로 표시된 지점부터는 거리에 따라 회전 속력이 감소하는 케플러 회전을 해야 정상이다. 그러나 실제 관측 결과는 B처럼 거리가 멀어져도 속력이 유지된다. 이는 눈에 보이지 않는 암흑 물질이 공간을 꿰차고 있어서 속력이 유지되는 것이라 보고 있다. 곧 회전 속력은 질량에 비례하는 것이며, 암흑 물질은 최소한 질량을 가져 중력을 유발해야 한다.

 

  1930년대에 암흑 물질의 존재가 예견되었는데, 이것은 나선 은하에서 나선 팔의 균일한 회전 속도를 설명하기 위해서였다. 뉴 턴 역학에 따르면 은하 중심을 축으로 회전하는 별의 속도는 회전 운동 궤도 안에 존재하는 전체 질량과 별의 궤도 반경에 의해 결정된다. 은하 질량의 대부분을 차지한다고 알려진 별은 대부분 은하 중심에 모여 있다. 따라서 중심을 벗어난 영역에서는 반경 에 상관없이 궤도 내의 전체 질량은 일정하다고 볼 수 있으므로 태양 주위를 도는 행성들처럼 궤도 반경이 클수록 별의 회전 속도는 줄어들어야 한다. 그러나 관측 결과 궤도 반경이 커져도 별의 속도는 거의 변하지 않았다. 이 현상을 설명하려면 은하 내부 에 질량은 가지면서 보이지는 않는 미지의 암흑 물질이 있어야 한다.

 

  암흑 물질은 최근 두 은하단의 충돌을 관측하는 과정에서 그 존재가 확인되었고, 그 실체에 대해서는 최근 입자 물리학에 의해 설명이 가능해졌다. 암흑 물질은 질량을 가져야 하고 중력에 의한 상호 작용을 제외하고는 빛과 상호 작용을 하지 않거나 하더라도 미약하게 하는 성질이 있어야 하므로, 입자 물리학에서 제안된 중성미자, 윔프, 액시온 등이 그 후보가 될 수 있다. 이 입자들의 질량은 다르지만 우주 공간에 존재하는 밀도가 암흑 물질의 질량 밀도를 설명할 수만 있으면 된다.

 

  중성미자는 중성자가 양성자와 전자로 붕괴하는 과정에서 생기는 입자로 양성자, 전자보다 매우 가벼우며 그 질량은 아직 알려져 있지 않다. 중성미자는 현재의 우주 공간에서 빛의 속도에 가깝게 운동하는데 우주 생성 초기에는 더 빠르게 움직였다. 중성 미자가 암흑 물질을 설명할 수 있을 정도의 질량을 가지는 경우, 우주의 구조 형성에 대한 가상 실험에 의하면 은하를 만들 수 있는 씨앗이 되는 구조가 잘 만들어지지 않는다. 암흑 물질을 설명 하는 입자는 우주 구조 형성 단계에서 느리게 움직여, 은하의 형성을 방해하지 않고 오히려 중력 구심점에 모여 은하 형성을 도울 수 있어야 한다. 그러나 빠르게 움직이는 중성미자는 양자 요동에 의해 형성되는 초기 우주의 중력 구심점을 흩트려 은하의 형성을 방해한다.

 

  입자 물리학의 최신 이론에서 예측되는 윔프^[각주:1]는 약한 상호 작용을 하는 무거운 입자로서, 더 이상 가벼운 입자로 붕괴하지 않으며 쌍으로만 생성·소멸된다. 윔프는 우주 초기의 높은 온도에서 다른 입자들과 열평형 상태를 이루어 쉽게 생성·소멸되지만, 우주가 팽창하면서 온도가 내려가면 다른 입자로부터 윔프를 만들어 낼 에너지가 부족해져 소멸만 일어나다가 밀도가 더 낮아지면 소멸도 할 수 없어 그 개수가 보존된다. 양성자의 수십 배 정도의 질량을 가지는 것으로 예측되는 윔프는 암흑 물질을 설명할수 있어 이를 ‘윔프의 기적’이라 부른다. 윔프는 우주가 식으면서느리게 움직이며 양자 요동으로 만들어진 씨앗에 모여들어 은하의 형성을 돕는다. 윔프는 은하 주변보다 은하 중심에 상대적으로 많이 모여 있고, 지구 근처에서는 평균적으로 물 컵 정도의 공간에 한 개 정도 존재할 것으로 추정된다. 많은 윔프가 우리 몸과 지구를 관통하면서 양성자, 전자 등 일반 물질과 약한 상호 작용을 하지만 우리는 그 존재를 못 느낀다.

 

  액시온은 또 다른 암흑 물질 후보다. 액시온이 존재한다면 매우 가벼운 입자로 빛과 미약하게 상호 작용을 하며 그 질량은 전자 질량의 수십억 분의 일보다 작다. 따라서 암흑 물질의 질량 밀도를 설명하려면 물 컵 정도의 공간에 1016개 이상의 액시온이 있어야 한다. 우주 초기의 높은 온도에서 자유롭던 쿼크가 온도가 낮아지면서 양성자, 중성자가 되는데 이 상전이 과정에서 거 의 정지 상태의 액시온이 많이 생성된다. 이러한 액시온의 생성 과정은 열평형 상태가 아니므로 액시온은 가벼운 입자임에도 불 구하고 우주 구조 형성 시기에 매우 느리게 움직여 양자 요동으로 만들어진 씨앗에 모이게 되어 은하 생성을 도울 수 있다.

 

  암흑 물질의 실체를 파악하기 위한 실험이 활발하게 진행되고 있다. 윔프는 직접 또는 간접적인 방법을 이용하여 검출할 수 있 다. 직접 검출 방법은 윔프와 원자핵의 상호 작용을 이용해 결정 검출기로 윔프를 찾는 것이다. 간접 검출 방법은 질량 밀도가 높 은 은하 중심이나 태양에서 윔프가 소멸되면서 윔프의 질량이 빛이나 일반 물질의 에너지로 변환되는 특성을 이용하는 것이다. 반(反)입자 우주선이 특정한 에너지 스펙트럼에서 초과 검출되면 윔프의 존재를 간접적으로 확인할 수 있다. 가속기에서도 양성자를 충돌시켜 윔프의 생성이 가능하다. 한편 액시온은 강한 자기장에서 빛으로 바뀌는 특성이 있다. 이런 특성을 이용해 바뀐 빛을 증폭하여 액시온을 검출하기 위한 실험이 진행되고 있다.

 

 

 

1. WIMP ; Weakly Interacting Massive Particles 를 한글로 읽은 것이다. [본문으로]