우주 최대의 미스터리 #우주다큐 #과학다큐 #암흑물질 The Biggest Mystery in the Universe.

우주는 풀리지 않는 미스터리와 무수한 비밀의 실타래로 돌돌 뭉친 공간입니다. 오늘날 우리는 우주에 대해 많은 것을 알고 있다고 생각하고 있지만 사실 모르는 것이 더 많을 것입니다. 과학자들은 1687년 이래 우주에서 가장 두드러진 힘인 중력의 본질을 파헤치려고 엄청난 노력을 기울였습니다. 그리고 오늘 주제인 암흑물질은 우리가 알고 있는 우주에서 그 누락된 퍼즐의 한 조각일 수도 있습니다. 우리는 암흑물질에 대해 영상을 통해 너무 많이 들어보았을 것입니다. 또한 학교에서 이 물질에 대해 배운 것도 많을 것입니다. 그러나 이 괴물질은 관측되거나 직접 감지된 적이 없음에도 불구하고 현대 천체 물리학에서 가장 관심을 두고 있는 핵심 주제이기도 합니다. 이 이해하기 힘든 형태의 물질에 대해 지난 50년 동안의 전 세계에서 수십억 달러의 돈을 들여 탐색하는 일은 지금까지 계속 반복되고 있습니다. 그렇다면 암흑물질이란 무엇일까요? 그리고 왜 우리는 아직 그것을 탐지하지 못하는 것일까요? 만약 우리가 그것을 볼 수 없다면 우리는 그 물질이 실제로 존재한다는 것을 어떻게 알 수 있을까요? 게다가 증명되지 않은 것이 어떻게 교과서를 통해 배울 수 있고 현대 과학에서 왜 그렇게 주목을 해야 하는 걸까요? 암흑물질은 관측되거나 감지된 적이 없는 이론적 형태의 진량이지만 과학자들은 은하에 대한 중력의 영향으로 우주에 존재하는 것으로 추론합니다. 이 이론의 지지자들은 암흑물질이 아직 발견되지 않은 기본 입자이지만 입자 물리학의 비교적 엄격한 표준 모델과 맞지 않는 특성을 가진 입자라고 설명합니다. 수십 년 동안 발견되지 않았던 암흑물질의 가장 신비로운 특성은 전자기적으로 중성인 것처럼 보인다는 것입니다. 어떤 식으로든 전자기력과 상호작용하지 않는 것처럼 보이기 때문에 빛이나 어떤 종류의 방사선도 흡수하거나 방출하거나 반사하지 않습니다. 사실 이것은 입자들을 완전히 보이지 않게 만들고 실제로 어떤 색깔 때문에 어두운 것으로 보여서 우리 눈에 보이지 않게 만듭니다. 사실 더 나은 설명 방법은 아무리 찾아도 진량이 없어진다는 것입니다. 허블과 제임스 웹과 같은 전파 망원경조차도 그리고 전 세계 전자기 관측소의 많은 관측을 피해갑니다. 그러나 과학자들은 암흑물질이 존재하거나 최소한 그 자리에 무언가가 존재한다고 확신합니다. 왜냐하면 사라진 진량에 실질적인 원천이 없다면 우주의 현재 배치와 우주 구조는 불가능할 것이기 때문입니다. 우리가 대폭발의 순간부터 우주의 생명탄생을 재현하기 위한 시뮬레이션을 실행할 때 그 어떤 것도 눈에 보이는 중입자 물질의 중력만으로 오늘날 우리가 보는 우주의 복잡성을 만들어낼 수 없습니다. 은하 자체는 거대하지만 우주는 비교할 수 없을 정도로 어마하게 거대합니다. 우주가 어떻게 오늘날과 같은 형태가 되었는지 우주의 모든 은하들의 중력을 모두 합쳐서 설명해도 설명이 되지 않는 부분이 있습니다. 그 이유는 은하단을 설명하는데 필요한 중력의 유도 진량의 최소 83%가 빠져 있기 때문입니다. 즉 암흑물질은 진량이 현재 우주에너지의 27% 정도 다시 말하면 물질의 85% 정도를 차지하고 있으나 빛을 내지 않아 보이지도 않으며 감지되지 않아 그 정체가 드러나지 않는 물질이라는 것입니다. 여러가지 천체의 물리적인 현상들에서 눈에 보이는 물질보다 더 많은 물질이 필요한 기이한 중력 현상들을 설명하기 위하여 암흑물질 원리를 도입한 것입니다. 요즘은 이 암흑물질의 정체를 밝히기 위해 갈색외성, 행성, 블랙홀 등 잘 관측되기 쉬운 천체들을 제외하고 전화를 가지고 있지 않아서 빛을 흡수하거나 방출하지 않아서 검출하기 어려운 윈프나 엑시온 같은 소립자들이 이 암흑물질의 후보로 연구되고 있습니다. 1920년대부터 몇몇 천문학자들은 우리 은하 내에서 관측된 별들의 움직임을 바탕으로 보이지 않는 진량의 존재가 있음을 확인했습니다. 하지만 1930년대가 되어서야 우리는 보이지 않는 물질의 가시적인 징후를 감지하기 시작했습니다. 1933년 스위스의 물리학자 프리츠츠비키는 코마성 단내 은하들의 적색 편의를 관측하였습니다. 3억 3천만 광년 떨어진 곳에 위치한 1000개 이상의 은하군이 내부 은하들의 움직임을 지도화하려고 한 것입니다. 프리츠츠비키의 관찰에 바이러스 정리를 적용함으로써 그는 은하단이 은하단을 묶을 수 있을 정도로 은하단의 형성을 유지하기 위해서는 약 100배 더 많은 진량이 필요할 것이라는 결론에 도달합니다. 그리고 프리츠츠비키는 코마성 단이 사라진 진량 문제를 구성하는 상당한 양의 숨겨진 진량을 포함하고 있어야 한다고 결론 지었습니다. 그 후 40년 동안 암흑물질은 거북이 걸음걸이로 탐구되고 있습니다. 사실 이 보이지 않는 덩어리의 본질을 이해하는 데는 거의 진전이 없었습니다. 그러나 1970년대로 넘어가면서 1970년에 그 존재에 대한 두 번째 중요한 간접적인 증거가 발견되었습니다. 물리학자 브이라이어러 루빈과 켄트포드는 우리 은하와 안드로메다 은하의 불규칙한 나선파를 지도로 나타냈습니다. 중력이 훨씬 약해야 하는 두 은하의 외곽에 있는 별들에 특히 관심을 가지고 각자의 은하의 중심을 돌고 있는 별들의 속도를 표시해 나갔습니다. 뉴턴의 중력법칙은 영향을 미치는 물체는 거리에 따라 강도가 비례적으로 감소하므로 일반적으로 은하 외부의 별들은 내부의 별들보다 더 느리게 궤도를 돌고 있어야 한다는 것을 알려줍니다. 우리의 태양계는 태양 주위의 행성들이 이러한 행동 패턴을 보여줍니다. 그러나 대신에 루빈과 포드는 두 은하계의 외곽에 있는 별들이 그 별들과 같은 속도로 궤도를 돌고 있는 것처럼 보인다는 것을 발견했습니다. 하지만 이것은 뉴턴의 법칙이 실제로 은하에 적용된다고 가정할 때 두 은하에서 모두 별을 방출해야 하고 이럴 경우 오래전의 은하는 존재하지 않게 되어야 한다는 것을 의미합니다. 은하수, 안드로메다, 그리고 다른 많은 나선 은하들이 이러한 속도로 회전하고 수십억 년 동안 묶여 있었다는 사실은 그들의 구조를 가능하게 하는 하줌을 지탱해주는 진량에 또 다른 원천이 있다는 것을 암시합니다. 1973년 피블스와 오스트라이커는 수치계산으로 무거운 구형 헤일로가 없는 나선 은하의 원반은 역학적으로 불안정함으로 나선 은하들은 보이지 않는 성분으로 이루어진 무거운 헤일로를 가지고 있을 것이라고 예측하였습니다. 또는 은하에 존재하는 모든 물질의 총 진량에 의해 결정됩니다. 빛을 내는 물질들의 진량 분포만으로 추정된 은하 원반의 회전속도는 은하 중심에서 멀어짐에 따라 감소하여야 합니다. 하지만 실제 관측으로 결정된 별이나 성간기체의 회전속도는 그와 달리 은하 중심에서의 거리에 상관없이 거의 일정함을 보이고 있습니다. 이것은 은하가 매우 빨리 회전하고 있으나 빛을 내는 물질만에 의한 중력은 이런 회전을 유지할 수 없다는 사실입니다. 즉 빛을 내지 않는 어떤 물질들이 더 존재해야 한다는 것입니다. 암흑물질 대신 현재의 중력이론을 수정하여 은하 회전속도를 설명하려는 시도가 잇가는 했지만 은하 회전속도 이외에 암흑물질이 있어야 한다는 요구현상들에 대해 잘 설명하지는 못하고 있습니다. 루벤 포도와 다른 많은 과학자들의 연구는 은하 회전의 초점을 맞춰 실종된 진량 문제를 논의한 1983년 논문으로 절정에 달했습니다. 이것은 사라진 진량이 무엇이든 그것이 완전히 보이지 않는 물질임에도 불구하고 우주물질의 85% 이상을 차지해야 한다는 결론에 도달했습니다. 우리는 앞으로 40여 년 정도 더 세월이 가면 이 암흑물질 입자를 탐지할 수 있을 것입니다. 지금까지 과학계의 모든 노력은 대체로 성공적이지 못한 것으로 판명되었지만 과학자들은 그동안 새롭게 등장한 간접적인 증거들로 암흑물질의 존재를 더욱 확신하게 되었습니다. 이것들은 대체로 암흑물질의 존재를 추론할 수 있는데 이는 특정 특성이나 여러 간접 효과를 통해 입증이 가능합니다. 이러한 결론들은 대체로 우주론 또는 람다 cdm의 람다 저온 암흑물질 모델에 적용됩니다. 현재 우주에 대한 우리의 가장 완전하고 잘 평가되고 널리 받아들여지는 과학적 설명이며 교과서에서도 찾을 수 있는 과학이론입니다. 빅뱅 일반 상대성 이론과 입자 물리학의 표준 모델과 같은 수많은 다른 이론과 프레임워크를 묶어 하나의 완전한 이론을 구성하게 됩니다. 그럼에도 불구하고 빈틈이 없는 것은 아니지만 람다 cdm은 암흑물질을 그 핵심 개념 중 하나로 가지고 있으며 우주 질량의 약 85%와 현존하는 모든 물질의 3분의 1 미만을 포함하며 그 입자는 차갑다고 설명합니다. 이 온도 개념은 실제로 암흑물질이 가지고 있는 에너지의 량을 의미합니다. 예를 들어 뜨거운 암흑물질은 높은 상대론적 속도로 스트리밍할 수 있는 에너지가 있는 암흑물질을 의미합니다. 이것은 암흑물질 입자에 우주의 은하단에 대해 매우 다른 의미를 갖는 큰 자유 스트리밍 길이를 제공할 것입니다. 암흑물질이 뜨거웠다면 우주의 초기 입자 바다는 거대한 은하간 구조를 낳았을 것이고 이 구조는 우주를 만들기 위한 하양식 접근법으로 시간이 지남에 따라 더 작은 성단들로 분리되었을 것입니다. 가장 초기의 은하들은 작고 미성숙한 은하들이었고 더 큰 은하들을 가지고 있었고 그 후에 군집이 생겨났습니다. 따라서 우주의 암흑물질은 뜨거울 수 없고 대신 낮은 자유 스트리밍 길이로 차갑게 유지되어야 하며 따라서 느리게 이동하기 때문에 빅뱅에 의해 생성된 아원자 입자에서 시작하여 우주를 조각하는 상양식 접근방식의 특성입니다. 람다 cdm은 빅뱅을 이 이론의 핵심에 두고 있습니다. 빅뱅 이론은 우주는 138억년 전 알 수 없는 이유로 무한한 열이 흐르는 지점 같은 작은 특이점에서 시작되었다는 이론입니다. 이 지점은 팽창하기 시작했고 우주의 내용물이 처음으로 숨을 쉴 수 있게 되면서부터 갑자기 유한한 온도가 내려가기 시작했습니다. 우주가 탄생한 후 20분 동안 아원자 소립자가 응축되면서 일이 일어나기 시작했습니다. 암흑물질은 이러한 원시적인 기본 입자들 중 하나였을 것으로 생각되지만 초기 우주의 사건들에서 암흑물질의 역할은 불분명합니다. 하지만 우리가 알고 있는 것은 우주가 탄생한 후 약 38만 년 동안 그것의 바리온적인 눈에 보이는 내용물이 플라스마 상태로 존재했다는 것입니다. 이처럼 높은 빛과 물질의 입자들은 상호작용을 하고 있었을 것입니다. 광자가 부딪히고 튕겨나가 이온화된 원자에게 의해 흡수되고 차례로 물질 입자를 상대론적 속도로 가속시켜 더 크게 확산시켰을 것입니다. 우주가 초기 플라스마 상태를 유지하는 데 필요한 3000 켈빈 문턱 아래로 떨어진 후 전자가 노출된 원자에게 달라붙어 있던 최초의 중성수소와 헬륨 원자들이 우주 곳곳에 고르게 발견되고 있습니다. 그러나 암흑물질이 아니었다면 이 원자들은 진량 밀도 섭동 없이 우주를 가로질러 완전히 사방팔방 퍼졌을 것입니다. CNB와 은하의 배열 모드에서 섭동의 증거를 봅니다. 암흑물질이 재결합하기 훨씬 전에 이미 중력적으로 상호작용하기 시작했기 때문입니다. 은하나 은하단의 진량 분포는 먼 은하들의 모습이 중력렌즈 효과에 의해 일그러진 정도를 관측하여 진량 분포를 결정하는 약한 중력렌즈 방법으로 결정될 수 있습니다. 이렇게 결정된 진량은 모든 종류물질의 진량을 합한 양인데 천문관측으로 잘 확인되는 별이나 기체 등의 총 진량보다 훨씬 더 많습니다. 특히 일부 충돌하는 은하단의 경우 X선 관측으로 결정된 기체 등 일반 물질의 분포는 두 은하단의 충돌 시 서로 영향을 주고받아 일그러진 모습을 보이는 반면 약한 중력렌즈 연구로 결정된 총 진량의 분포는 그와 달리 충돌에 의해 별로 영향을 받지 않은 분포를 가지고 있습니다. 즉 은하단의 대부분의 물질은 충돌 시 서로 영향을 거의 미치지 않는 물질로 되어 있다는 것입니다. 이러한 대표적인 경우가 원위 0657-56인데 총알 은하단이라 불리는 이 은하단에 대한 관측 결과는 암흑물질이 존재해야 함을 잘 보여주고 있습니다. 현대 천체 물리학에서 암흑물질의 증거로 인식하고 있는 현상은 이 총알 은하단의 관측으로 받아들이고 있습니다. 총알 은하단, 영어로 블럿 클러스터는 충돌하는 두 개의 은하단으로 이루어진 은하단입니다. 엄밀히 말하자면 총알 은하단이라는 이름의 은하단은 두 은하단 중 큰 은하단인 주은하단으로부터 멀리 움직이고 있는 작은 부은하단을 합쳐서 호칭하는 것인데요. 이 은하단의 공병거리는 1.141 기가파색, 즉 37억 광년입니다. 총알 은하단은 발견된 은하단 중 가장 핫한 은하단 중 하나입니다. 그렇기 때문에 예측된 임계 은하단 온도를 뛰어넘는 우주론 모형에 대해 관측 가능한 여러가지 제한요소를 제공합니다. 지구에서 볼 때 부은하단은 1억 5천만 년 전 은하단의 중심을 통과하여 사진에 보이는 현재 은하단의 오른편 근처에서 보이는 활골 충격파를 형성하고 있습니다. 이때 섭씨 7천만도에 해당하는 부은하단 내의 기체는 시속 965만 6064km의 속도로 섭씨 1억도에 해당하는 주은하단의 기체 속을 뚫고 지나가고 있습니다. 이때 방출된 에너지는 평범한 쾌이사 10개의 에너지와 맞먹는 것으로 추정됩니다. 2003년 제출된 코넬대학 논문에 따르면 이 성단은 하늘 평면에서 거의 드물게 고속으로 합병되는 성단입니다. X선 관측 결과 충돌 지점에서 막 나온 총알 모양의 가스 하위 성단이 드러났습니다. 눈에 띄는 활 모양 충격판은 대부분 하늘 평면에 있는 하위 성단 속도인 초당 4,500km를 추정합니다. 광학 이미지는 가스가 하위 성단 은하보다 뒤떨어져 있음을 보여줍니다. 약한 렌즈 진량 지도는 충돌 가스 총알보다 앞에 있는 암흑 물질 덩어리를 보여주지만 효과적으로 충돌이 없는 은하와 일치합니다. 이러한 관측 결과에서 암흑 물질 자체 상호작용의 단면을 직접 추정할 수 있습니다. 암흑 물질이 유체와 같지 않다는 것은 X선 렌즈 진량 오버레이에서 직접 볼 수 있습니다. 3가지 간단한 독립적인 주장에서 더 정량적인 한계를 도출할 수 있습니다. 가장 민감한 제약 조건인 하위 클러스터 진량 대 빛 비율과 주요 클러스터 값의 일관성에서 비롯되며 이는 암흑 물질 입자 충돌로 인한 상당한 진량 손실을 배제합니다. 이 클러스터의 유체 역학 시뮬레이션을 사용하여 더 강력한 제약 조건을 도출할 수 있었으며 암흑 물질의 존재가 있음을 가늠할 수 있었다고 합니다. 우주의 거대 구조는 초기 우주에 존재하는 물질밀도의 섭동이 중력에 의하여 뭉치고 자라면서 별, 은하, 은하단과 같은 구조물을 만들게 됩니다. 일반 물질은 빛과 상호 작용함으로 원자가 재결합되는 시기 이전에는 물질밀도가 증가하지 못함으로 충분한 우주 거대 구조를 형성하지 못합니다. 암흑 물질은 빛과 상호 작용하지 않으므로 재결합 이전에 밀도 섭동이 꾸준히 자랄 수 있으며 재결합 이후에는 일반 물질을 끌어당겨서 현재의 우주 거대 구조를 형성하는 시야 효과를 하게 됩니다. 즉 현재 관측되는 우주 거대 구조는 빛과 상호 작용하지 않으면서 천천히 움직이는 암흑 물질이 존재해야 가능하다는 것입니다. 우주 배경 복사는 초기 우주에 존재하던 빛이 일반 물질과의 상호 작용에서 떨어져 나와 현재 전우주적으로 관측되는 복사입니다. 초기 우주의 일반 물질은 빛과 전자기적 상호 작용을 하기 때문에 우주 배경 복사의 비등방성에 직접적으로 영향을 미치게 됩니다. 반면 암흑 물질은 중력에 의해서만 배경 복사의 비등방성에 영향을 줄 수 있습니다. 따라서 일반 물질과 암흑 물질이 우주 배경 복사에 미치는 영향이 다르기 때문에 우주 배경 복사의 정밀한 관측은 두 물질의 양을 정확하게 결정할 수 있는 수단을 제공해 줄 수 있습니다. 더블유 맵 위성과 플랭크 위성의 관측에 의하면 암흑 물질은 일반 물질보다 5배 정도 많아야 한다는 결론입니다. 천체물리학 및 우주론 연구에서 요구되어지는 특성을 가진 암흑 물질을 설명하는 가장 간단한 방법은 약하게 상호 작용하는 또는 중력 상호 작용만 하는 새로운 물질을 도입하는 것입니다. 암흑 물질은 그 수명이 우주 나이보다 길어야 하며 빛과 반응하지 않고 일반 물질과의 상호 작용도 매우 작아야 합니다. 동시에 현재 우주에서 암흑 물질의 양은 일반 물질의 5배 정도가 되어야 하며 우주 거대 구조 형성 시기에 속도가 작고 차가운 상태였어야 합니다. 우리는 우주의 은하를 근본적인 암흑 물질 골격의 피부로 생각할 수 있습니다. 우주망이 형성된 후 그 안에 포함된 암흑 물질은 계속 응축되어 더 작고 더 조밀하지만 여전히 상대적으로 확산되는 거품이나 후광으로 수축합니다. 은하 헤일로들은 원인 내에 집중된 바로닉 물질로서 첫번째 은하의 산모 역할을 한 것으로 생각됩니다. 이로 인해 별과 가스가 우주의 새벽이 지나고 불과 1억년 후에 중력으로 묶인 첫번째 외소 은하로 빠르게 축적되었습니다. 그리고 이러한 헤일로의 중력이 베라 루빈에 의해 관측된 비정상적으로 빠른 은하 회전을 가능하게 한다고 생각됩니다. 대부분의 은하들은 이 암흑 물질 헤일로 들 중 하나의 중심에 놓여 있지만 그들의 바깥쪽 테두리는 중력벽의 역할을 하는 것으로 여겨집니다. 외부에서 은하들을 묶어주는 것은 빠르게 움직이는 외부 별들이 방출되지 않는 이유를 설명해 줍니다. 그것은 또한 은하의 결합 작업의 대부분이 은하의 핵이 아니라 이러한 암흑 물질 후광에 의해 수행된다는 것을 암시합니다. 첫번째 은하가 형성된 후 약 5억년 후에 우리가 한때 생각했던 것처럼 그들의 가까운 이웃을 끌어들이고 별, 중앙 블랙홀 그리고 아마도 그들의 암흑 물질 후광을 결합하면서 은하들은 합쳐지고 있습니다. 그리고 그로부터 130억 년 동안 이 은하들은 계속 성장해 왔고 암흑 물질 필라멘트를 따라 다른 은하들과 연결되어 수백만 광년에 걸쳐 거대한 은하단으로 전파되었습니다. 이러한 은하단의 역학, 은하수와 다른 나선, 은하의 회전, CMB에서 볼 수 있는 분포 패턴 중 어느 것도 람다 CDM에서 설명하는 암흑 물질이 없었다면 가능하지 않았을 것입니다. 그러나 우리는 아직 그 암흑 물질이 마초인지 윈프인지 엑시온인지 아니면 제3의 물질인지 파악하지 못하고 있습니다. 언젠가 세월이 지나면 그 정체가 밝혀지겠지만 우리 세대에서는 그 정체를 모를 수도 있습니다. 오늘 이야기는 여기까지입니다. 다음에 또 만나요. 안녕!