우주의 암흑물질

[손님]

암흑물질 (Dark matter)

<암흑물질의 개관>

암흑물질이란 말 그대로 눈에 보이지 않는 물질입니다. 어떻게 이런 현상이 발생하는가? 천문학을 연구함에 있어서 단서라고는 오직 천체에서 오는 빛뿐입니다. 만약 어떤 물체가 빛(광자)를 방출하지 않는다면 우리는 그 존재를 알 수가 없습니다. 하지만 그 물체에 질량이 있다면 어떤 중력적인 작용을 할 것이고 우주의 진화(오메가)나 은하의 진화에 영향을 미치게 될 것입니다.
따라서 현대의 천문학에서는 암흑물질의 존재가 중요한 화두입니다.
과연 암흑물질의 후보들에는 어떤 것들이 있으며 어떻게 그 존재를 알 수 있고 그 존재로 인한 의미가 무엇인가 알아보도록 하겠습니다.

<암흑물질의 존재>

우리 은하는 나선은하이고 태양은 은하의 중심을 초당 약 220km정도로 회전하고 있습니다. 그러면 우리는
케플러 제3법칙을 통해서 태양궤도 안쪽에 있는 질량을 예측할 수가 있습니다.

M + Msun = a / P

여기서 M은 태양 궤도 안쪽의 은하질량이며 a는 장반경, P는 주기입니다. 회전속도와 태양중심에서의 거리를 알고 있으니까 우리는 M을 결정할 수 있습니다.
그리고 이와 비슷하게 우리 은하 가장 바깥쪽 헤일로에 있는 수소가스등을 측정하면 우리 은하 전체의 질량을 구할 수 있습니다.
그런데 문제는 이렇게 구한 은하의 질량이 우리가 눈으로 볼 수 있는 별들의 질량을 다 합한 것 보다 훨씬 크다는 것입니다. 눈에 보이는 것들의 질량은 전체의 10%정도밖에 안된다는 놀라운 결과가 나왔습니다.
여기에서 우리 은하에 암흑물질의 종류를 추정할 수가 있습니다.

이렇게 우리 은하말고도 외부은하에서도 그 존재가 예측이 됩니다. 일반상대성이론이 예견한 현상중에 중력렌즈효과라는 것이 있습니다. 이것은 질량이 있는 곳에서 중력의 영향으로 공간이 휘는 현상 때문에 우리에게 더 밝게 보이거나 경로차이가 나거나 상이
여러 개로 보이는 현상입니다. 퀘이사 관측시 앞에 있는 다른 은하의 영향으로
중력렌즈 현상이 보인다는 것이 관측되었고 그로 인해 유추한 질량이 역시 훨씬 크다는 것을 알게 되었습니다.

<암흑물질의 후보들>

아마도 대부분의 사람들이 쉽게 블랙홀을 생각할 것입니다. 블랙홀의 경우 큰 질량을 가지고 있고 광자마저 흡수하니까 우리에게 직접적으로 관측되지 않습니다. 다만 블랙홀이 다른 별들을 흡수할 경우 생기는 회전하는 가스의 원반으로부터 나오는 X-ray등으로 간접적으로 존재를 알 수 있습니다.

1. MACHO (Massive Compact Halo Object)

이의 주된 후보는 갈색왜성(brown dwarf)입니다. 갈색왜성이란 핵융합을 하지 못하는 그래서 스스로 빛을 내지 못하는 물체입니다. 별이 태양 질량의 0.08배정도 이하가 되면 중심의 온도가 충분하지 못해서 핵융합을 하지 못합니다. 목성이 그 좋은 예라고 할 수 있죠. 만약 이러한 갈색왜성이 은하에 충분히 많은 수가 존재한다면 암흑물질의 후보가 될 수 있을 것입니다.

2. 블랙홀, 중성자별, 백색왜성 등(Black hole, Neutron star, White dwarf)

이것들은 다 별의 진화가 끝나고 남은 것들입니다. 별의 질량에 따라서 그 종말이 다른데 이것들 또한 빛을 내지 않으므로 암흑물질의 중요한 후보가 됩니다. 자세한 것은 별의 진화를 참조하세요

3. 중성미자(뉴트리노, neutrino)

중성미자는 우주초기에서 또는 현재의 초신성 폭발에서 많은 양이 발생합니다. 현대 물리학에서는 질량이 zero이고 광속으로 움직인다고 생각되지만 아주 조그만 질량을 가지고 있다고도 생각되기도 합니다.
그 숫자가 워낙 막대하기 때문에 아주 조그만 질량만 가지고 있어도 우주 전체의 질량에 큰 영향을 끼칠 수 있는 입자입니다.

4. WIMPS (Weakly Interactive Massive Particles)

이것은 우주 초기에서 살아남았을 것이라고 생각되는 가상의 입자입니다. 질량은 원자정도라고 생각되고 매우 느리게 움직이며 중력 외에는 다른 물체와의 상호작용이 거의 없기 때문에 검출이 어렵습니다.
이 또한 많은 숫자로 암흑물질의 후보로 떠오르고 있습니다.

<암흑물질 탐사를 위한 노력>

헤일로 부근 또는 은하 중심부근에서 갈색왜성을 찾기 위한 노력이 계속되고 있습니다. 그것은 마이크로 중력렌즈효과(Micro gravitational lensing)의 검출로 그 존재를 알 수 있습니다. 현재까지의 수십개 정도의 발견이 있지만 그 양이 예측보다 부족합니다.
그리고 뉴트리노나 WIMPS의 경우 그 약한 상호작용 때문에 지하 깊은 곳에 거대한 검출장치를 만들어 놓고 걸리기 만을 기다리고 있습니다. 저번 초신성 폭발 때 몇몇 뉴트리노가 검출된 적이 있습니다.

< 자세한 내용 >

->> 이 내용은 M. Rees의 'Before the beginning'에 수록된 내용을 다시 정리한 것입니다.

<암흑물질의 개관>

우주에서 태양의 그늘에 가려있는 밤의 지구를 본다면 가장 눈에 띠는 것이 대도시의 불빛, 중동의 유전같은 것이 빛나게 보일 것이다. 하지만 실제는 그것과 같이 빛을 내지는 않지만 실재하는 더 많은 것들이 존재한다. 그와 유사하게 또 우주를 본다면 우리가 단지 광학망원경으로 보는 것과 달리 전파망원경이나 자외선 망원경으로 우주를 관찰하면 매우 다른 모습을 볼 수가 있다.

은하의 구조에 있어서 암흑물질의 존재는 더욱 뚜렷해진다. 그들의 중력적인 구조는 통해 암흑물질의 존재를
확신할 수 있기 때문이다.

400년전에 코페르니쿠스가 프톨레마이오스의 지구중심설을 뒤엎고 우리가 오늘날 받아들이고 있는 지동설을 내세웠다. 19세기에 이르러 윌리엄 허셀이 태양이 은하수라고 불리우는 평평하고 디스크 모양을 한것에 속해 있다는 것을 알았다.

위대한 철학자 칸드는 '성운'이 독립된 시스템으로서 은하수 멀리 있다는 것을 직관적으로 말했었고 1920년대에 대구경 망원경이 만들어지면서 우리 은하가 단지 수백만의 은하 중에 하나일 뿐이라는 것을 깨닫게 되었고 더 큰 거대구조의 일부를 구성한다는 것을 알게 되었다. 밤하늘 별들의 겉보기의 흐릿함은 우리에게 그것들의 실제적인 물리적 크기보다 상대적으로 얼마나 분산되어 있는지 말해준다.(태양을 각설탕 크기라고 가정한다면 가장 가까운 별은 수백만 마일 떨어져있다.)

따라서 다른 별들이 우리 태양과 충돌하거나 태양계를 교란시킬 위험은 거의 없다. 우리의 태양은 은하의 중심으로부터 중력적인 인력을 받아 궤도를 돌고 있고 약 시속 250km의 속력으로 은하중심을 2억년마다 한번씩 돈다. (이것은 '은하년(galactic year)라고 한다.). 만약 우리의 은하를 먼 거리에서
볼 수 있는 관측자가 있다면 태양은 디스크의 중심으로부터 3분의 2지점에 있을 것이다.

<은하에 대한 개관>

은하들은 천문학자들에게 마치 생물학자가 생태계를 다루는 것과 같다. 개개의 은하마다 다른 복잡한 초기의 진화과정을 거친다. 은하생태계의 개개의 구성원인 별들은 가스 구름에서 탄생해서 그들의 각각의 삶의 과정을 거친 후 죽음, 또는 폭발에 이른다. 우리를 구성하는 원자들은 이러한 별의 중심에서의 중원소 생성과정을 거쳐 아주 약간은 외부은하에서 온 것이고 대부분 우리 은하에서 온 것이다.

성간물질의 구름은 지금도 모여들고 별을 탄생시킨다. 허블 우주망원경이 관측한 독수리 성운과 다른 성운들의 모습에서 이런 장면을 볼 수 있다. 밝은 O, B형 별들(오리온 자리의 트라페지움 성단같은)그들은 핵연료를 빨리 써버려서 상대적으로 수명이 짧고 아직도 별의 생성이 일어나고 있다는 것을 증명한다. 그런 별들이 수명이다하면 그들은 자신의 질량을 많은 부분을 성간물질로 환원시킨다. 우리 은하에서는 이런 확산된 가스들과 태양풍, 초신성 폭발로 발생한 이런 가스들이 다시 모여 새로운 세대의 별이 생성되는 "cycle"이 일어나고 있다.

태양계에 있는 탄소, 산소, 질소같은 무거운 원자들은 태양이 생성되기 전 세대의 별들로부터 합성된 것들이다. 그러나 별들이 죽을 때 어떤 물질들은 성간으로 뿌려져 다시 별들로 환원되기도 하지만 어떤 부분은 중성자별이나 블랙홀로써 영원히 갇힌다.

우리가 우리은하에서 전형적인 위치에 있듯이 우리의 은하도 은하단에서 그러한 위치를 차지하고 있다. 대부분의 은하들은 나선은하와 타원은하로 구분된다.

물질대사의 비율은 모든 은하에서 같지는 않다. 뚜렷한 나선팔이 있는 나선은하에서는 젊고 밝은 별들이 빠르게 생성되고 있는 지역이 뚜렷하게 나타난다. 그 지역들은 디스크상에서 지속되는 나선팔의 한 종류인 것처럼 보인다. 그러나 왜 그런 나선팔이 존재하는지 완벽하게 설명하는 이론은 아직 없다. 타원은하들은 그들의 대부분의 가스를
오래 전에 다 써버렸다. 그리고 약간의 별들만이 현재 생성되고 있다. 나선은하들은 아직까지 모든 가스가 질량이 낮고 오래된 별이나 밀도가 높은 죽은 별의 잔해물이 되는 마지막 단계까지 가까이 가지 않은 것 같다.

어떤 은하들은 그들 근처에 있는 다른 은하들로부터 중력적인 작용으로 찌그러진 모습을 보이기도 한다. 어떤 것들은 가까운 것과 충돌하기도 한다. 만약 우리가 은하들을 가지고 실험실에서 실험을
할 수 있다면 여러 가지로 그런 충돌에 영향을 주는 것들과 결과를 여러 가지로 조사할 수 있겠지만 우리는 관측상
몇 가지를 볼 수 있을 뿐이다. 물론 현재는 컴퓨터를 통한 시뮬레이션으로 은하충돌에 대한 연구를 하고 있다. 우리는 별이 어떻게 생성되고, 어떻게 빛나며, 어떻게 그들이 진화하는지를 잘 알고 있다. 은하가 왜 지금의 모습으로 존재하느냐는 별에 대한 그런 질문에 대하서 상대적으로 덜 직접적이다. 은하는 아주 먼 과거에, 우주초기에 생성되었다. 우리는 우주의 초기조건에 따라서 결정되는 은하의 모양에 대해서 알지 못한다.

그러나 더 큰 문제가 있다. 우리를 더욱 당황하게 하는 것은 은하의 질량 중 우리 눈에 보이는 것은 겨우 10%정도라는 것에 있다. 다른 것들은 보이지 않는 형태로 존재한다. 이런 암흑물질에 대해서 알지 못하고서는 은하에 대해 연구한다는 것이 어렵다는 것은 명백하다.

< 암흑물질의 존재 >

19세기에 천문학자들은 천왕성이 예측된 궤도로부터 약간 어긋난다는 것을 알게 되었다. Urbain Leverrier과 John Couch는 다른 행성에 의한 중력적인 작용이 이런 차이를 일으키게 된다고 생각했다. 그리고 뉴튼역학을 이용해서 그 영향을 미치는 행성의 존재 위치를 계산했다. 그리고 해왕성이 1846년에 발견되었다.

이와 같은 방법이 다른 항성의 궤도를 도는 보이지 않는 행성들의 존재를 찾는데 이용되고 있다. 그리고 그런 별들에 가까이 다가갈 때 블랙홀에 의해 생기는 궤도에도 이용된다. 이것을 좀 더 큰 스케일로 적용시켜보면 우리의 우주가 무엇으로 만들어졌는지에 대한 정보도 알 수 있을 것이다. 천문학자들이 관측한 모든 것들은 우주에 존재하는 것들 중에서 약간의 비율만을 차지한다는 것으로 판명되었다.

우리 은하, 그리고 안드로메다 은하의 디스크는 별뿐만이 아니라 가스의 구름을 포함하고 있다. 이 가스는 대부분 수소이다. 수소원자는 전파부분에서 두드러진 복사를 한다. 전파천문학자들은 그것을 이용해서 수소구름이의 존재와 도플러 효과를 이용해서 얼마나 빨리 움직이고 있는지 알아낸다. 어떤 구름들은 광학적으로 관측할 수 있는 디스크 범위의 끝에서 그 궤도가 존재하는 것도 있다. 만약 그런 가장 멀리 있는 가스가 우리가 볼 수 있는 것들의 중력적인 힘에만 의존한다면 그것은 해왕성과 천왕성이 지구보다 더 천천히 움직이듯이 더 천천히 움직여야 한다. 그러나 그런 가장 바깥쪽에 있는 가스는 더 안쪽에 있는 것 만큼 빠르게 움직인다. 이 결과는 이것은 어떤 무거운 보이지 않는 물질이 헤일로에 있음을 의미한다. 이것은 마치 명왕성이 지구만큼 빨리 움직인다면 우리는 지구궤도와 명왕성 궤도 사이에 무언가 보이지 않는 질량이 있음을 알 수 있는 것과 같다.

더 큰 스케일로 보자면, 크기가 수십 억 광년이나 되는 은하단들을 볼 때 위의 경우와 비슷한 현상이 발생한다. 은하단의 구성하는 개개의 은하들의 불규칙한 운동이 은하단을 벗어나려 하는 경향이 있는데 이런 경향과 중력적인 당김이 균형을 이루고 있다. 만약 은하들이 성대적으로 속도가 없다면 은하단 중심으로 떨어져 충돌할 것이다. 은하들은 속도는 도플러 효과로서 구할 수가 있다. Zwichy는 은하들이 은하단을 벗어날 만큼 충분히 큰 속도를 가지고 있음에 당황했다. 이러한 은하단을 묶는 힘은 은하들 자체의 힘보다 더 큰 무엇인가를 필요로 한다.

Zwicky는 이러한 1990년대에 심각하게 제기된 이런 무거운 은하단 문제에 대해서 다른 생각이 있었다. 그것은 그 은하단들이 얼마나 빛을 휘게 하는냐 하는 것이었다. 이것은 일반상대론에 의해서 질량이 있고 그것이 미치는 중력장이 있으면 그에 따라 공간이 휘어져서 우리가 관측한 빛이 휘게 보인다는 것이다.

우주망원경으로 찍은 은하단들의 사진을 보게 되면 은하단 너머에 희미한 많은 은하들을 볼수 있다. 그런 은하들으르 보게 되면 은하단이 하나의 커다란 렌즈의 구실을 하기 때문에 늘어나거나 하는 등의 상의 변화를 볼 수 있다. 그래서 우리는 암흑물질의 양을
추정할 수 있고 그리고 그것이 은하단 내에서 어떻게 분포되어 있는지를 알 수 있다.

이러한 중력렌즈 효과로 인해 너무 멀리 있어서 보이지 않는 은하의 진화에 대해서도 연구할 수가 있다.
암흑물질이 없다면 은하단내의 은하들은 모두 흩어질 것이다. 또한 아예 처음부터 그러한 구조를 가질수도 없었을 것이다. 암흑물질은 거대구조의 은하들의
움직임에 있어서 막대한 중력적인 영향을 미친다. 많은 암흑물질의 후보들이 있고 관측천문학자와 이론천문학자들은 그 범위를 좁히기 위해서 노력하고 있다.

<암흑물질의 종류 - 갈색왜성, 블랙홀>

Zwicky는 그의 말년에 '형태학적 방법'이라는 것을 주장했다. 그것은 모든 받아들일 수 있는 가정들로부터 목록을 만드는 것이다. 이런 형태학적인 접근이 암흑물질의 문제에 부딪혔을 때의 당황함에 직면했을 때 필요하다. 명백한 후보들이 다른 모든 후보들을 제거할 수는 없다는 것은 당연하다.

작고 희미한 별들은 은하내에서 암흑물질의 한 후보로 생각된다. 태양질량의 8%이하의 별들은 모든 별들이 빛나듯 그렇게 핵융합반응을 일으키지 못한다. 이런 것들을 '갈색왜성'(Brawn dwarf)이라고 부른다.

성간물질의 구름속에서 큰 질량과 작은 질량의 별이 생성되는 비율은 지구상의 기후를 예측하는 것만큼이나 복잡한 과정이다. 가장 좋은 컴퓨터조차 무엇이 일어날지를 모른다.

갈색왜성의 많은 수은 은하가 처음 원시가스로부터 수축했을 때 생겨났을 수 있다. 아마도 별보다 행성에 가까운 더 작은 질량의 갈색왜성도 생성되었을 것이다.

오래전에 죽은 별들의 잔해물인 블랙홀이나 중성자별도 암흑물질의 후보가 될 수 있을 것인가? 이 선택은 실제로 제거할 수 있다. 그리고 후보자들의 리스트에서 줄일 수 있다. 이러한 잔류물의 원인인 매우 밝고 활동적인 별의 일생동안 탄소, 산소, 그리고 다른 질량수가 높은 원소들을 생성해 낸다. 이렇게 생성된 원소들은 태양풍이나 초신성 폭발로 우주공간에 뿌려진다. 만약 암흑물질을 구성할만한 충분한 블랙홀이나 중성자별이 있다면 그들의 원래의 별들은 탄소, 산소, 철, 등의 중원소 물질을 현재 우리가 관측할 수 있는 것 보다 더 많이 생성했어야만 한다.

이러한 모순된 결론에서 피할 수 있는 한가지 방법이 있다. 이것은 무거운 원자들이 폭발로 인해서 성간으로 흩어지기보다는 블랙홀로 빨려들어가는 것이다. 이러한 일은 별의 질량이 태양의 수 백배가 되어야지 일어날 수 있다. 이러한 매우 큰 질량을 가진 별은 폭발하지 않는다. 그 대신에 그들이 그들의 핵연료를 다쓰고 중심압력이 갑자기 떨어져 블랙홀이 될 때 합성된 중원소들을 삼켜버린다. 이만큼 무거운 별들이 생성되는 것은 현재 보이지 않는다.

하지만 은하가 어렸을 먼 과거에는 그런 큰 질량을 가진 별들이 존재했을 수도 있고 그때의 잔류물들이 암흑물질을 구성했을 수도 있다.
그래서 암흑물질은 갈색왜성이 될 수도 있고 블랙홀이 될 수도 있다. 이런 방법들은 매우 직접적인 것들이다. 이런 것들은 우리와 친숙한 별들과 비슷한 질량을 지닌 것들이다. 그러나 더 살펴보고자 한다면 많은 후보들이 존재한다. 예를 들면 얼어붙은 작은 암석같은 수소덩어리같은 것들도 있다. Zwicky는 중성자 별과 같은 밀도를 가진 작은 덩어리인 'nuclear gremlin'등을 예견하기도 했다. 수리물리학자 Edward Witten은 비슷한 예상을 진전시켰다. 그는 쿼크의 덩어리를 제안했다. 이 덩어리는 밀도가 높은 초기의 우주에서 살아남은 얼어붙은 물질의 조각이다.

< 중력렌즈효과의 검출노력 >

무거운 물체, 그것이 암흑물질이라고 하더라도 그들에게 가까이 지나가도록 빛을 휘게 한다.

그들은 더 먼 거리에 있는 별을 우리에게 초점을 맞추어서 확대하는 마치 렌즈와 같이 행동한다. 만약 갈색왜성이나 블랙홀과 같은 암흑물질이
배경에 있는 별들의 시선방향과 일치해서 지나간다면 빛의 변화가 일어날 것이다. 일직선이 되었을 때 피크가 일어나고 다시 감소할 것이다.
배경에 있는 별은 예견된 것처럼 밝아지고 다시 어두워질 것이다. 이런 별과 암흑물질의 정렬은 대단히 정확해야 하기 때문에 이러일은 흔하지 않다. 만약 우리 은하의 모든 암흑물질이 갈색왜성 이라고 하더라도 (그렇다면 수십억개가 필요하다.) 어떤 배경별에 그러한 현상이 일어날 가능성은 1백만분의 1이다.

이러한 변하는 별의 이미지를 알아내기 위해서는 매우 오랜 시간 준비하고 기다려야 한다. 그리고 하나가 아닌 수백만 개의 별들을 시야에 두고 관측해야 한다. 최근까지 이러한 일은 매우 무모한 것으로 생각되었으나 1993년 미국와 오스트리아 과학자들은 오래되 버림받은 망원경을 최신의 컴퓨터와 검출기로 꾸몄다. 그리고 프랑스의 과학자들은 비슷한 프로젝트로 칠레에서 작은 망원경을 이용하고 있다. 이 두 그룹은 맑게 개인 날이면 우리로부터 약 150000광년 떨어진 대마젤란 성운을 여러 개의 작은 영역으로 나누어서 수백만개의 별을 대상으로 조사하고 있다. 그리고 폴란드의 천문학자들도 칠레의 작은 천문대를 이용하여 별들이 많이 밀집되어 있는 우리 은하의 중심방향으로 이러한 렌즈효과를 찾고 있다.

이런 일련의 갈색왜성을 찾는 프로젝트를 MACHO(MAssive Compact Halo Object)프로젝트라고 한다.

많은 천문학자들은 그들의 삶을 펄사, 플레어별, 그리고 쌍성의 연구에 바친다. 그러한 조사들은 그런 별들에 대해서 많은 연구결과들을 얻을 수 있다. 그러나 중력렌즈 효과의 증거를 찾는 사람들에게는 이런 고유의 변광성들은 귀찮은 존재이다. 이 관측은 목적은 렌즈효과로 인한 대칭적으로 광도가 증가하고 감소하며 색지수에는 변화가 없고 겉보기 밝기가 변화하는 드문 예를 찾는 것이다.

아마도 우리은하의 헤일로에 있는 작고 어두운 별들로 인하여 생겼다고 여겨지는 몇몇의 렌즈효과로 인한 사건들이 발견되었다. 그러나 만약 헤일로에 전체의 물질을 구성하고 있는 충분한 물질이 있다면 우리가 관측한 사실보다 최소 두 배 정도는 그런 사건들을 관측할 수가 있어야 한다. 그래서 우리는 아직까지 암흑물질의 다른 후보들을 찾고 있는 것이다.

이런 질량이 작은 갈색왜성 말고도 무거운 블랙홀의 존재도 중력렌즈 효과를 나타내지만 이것은 훨씬 드물고 광도가 천천히 증가하고 감소한다.

이렇게 중력렌즈효과 관측의 선두에 있는 과학자들은 우연히도 관측적인 경험이 적은 사람들이다. 그들은 대부분 입자물리학자들이거나 이론 천체물리학자이다. 중력렌즈 관측에 특별한 망원경이나 장치가 필요한 것은 아니지만 이런 많은 양의 데이터는 전통적인 천문학자들을 당황하게 한다. 물리학자들은 수백만의 충돌들이 기록되는 입자가속기의 실험에 익숙해져 있기 때문에 덜 당황한다.

<암흑물질의 후보 - Neutrino 중성미자>

만약 모든 암흑물질이 갈색왜성이나 블랙홀로 판명이 된다면 그것은 어떤 면에서 매우 실망스런 일이 될 것이다. 물리학자들은 그 후보들에 새로운 입자를 포함한다면 더 흥분할 것이다. 중성미자는 그 중의 하나이다. 중성미자는 매우 뜨거운 별의 내부나 초기 우주에서 만들어진다.
또한 그 숫자는 초기의 뜨거운 우주에서 살아남은 광자의 수만큼 많이 있다. 우주에는 하나의 원자당 수백만개의 중성미자가 존재한다. 중성미자가 원자의 수보다 매우 크기 때문에 원자무게의 수억분의 일만 되어도 중요한 중력원인으로 작용할 수 있다.

그러나 1980년대 전까지는 대부분의 물리학자들이 중성미자는 정지질량이 0이라고 생각했다. 그들은 빛의 속도로 움직이며 에너지를 나르지만 마치 초기우주에서 떠난 광자가 지금은 우주배경복사로 관측되고 아무런 중력적인 영향을 미치지 않듯이 그들의 중력적인 영향은 중요하지 않다.

1979년 모스크바의 Valentin Lyubimov가 중성미자의 질량을 재었다고 주장했다. 그의 실험은 다시 반복되지 못했고 지금 대부분의 물리학자들은 그 사실을 무시하고 있다. 그러나 그런 0이 아닌 질량을 가지고 우주의 진화를 시뮬레이션한 우주론자들은 심각하게 받아들인다. 또 다른 방법을 쓴 주장이 1995년 Los Alamos의 연구그룹에서 제기되었고 이것 또한 논쟁상에 있다. 그것은 39명의 과학자가 사인한 한 같은 주제의 논문이 실린 저널에서 나오는데 단 한 사람만이 다른 의견을 가지고 있다. 같은 데이터의 독립적인 분석이 반대의 결과를 도출하였다. 관측천문학자들이나 실험물리학자들이 설령 그것이 잘못된 것이라고 판명하더라도 과학의 긍정적인 힘으로 작용한다. 왜냐하면 그것은 이론가들을 노벨상을 바라다 볼수 있게 할 만큼 대단히 중요한 의미를 지니기 때문이다.

1987년 발견된 초신성 또한 중성미자의 질량에 대한 단서를 제공한다. 별의 중심에서의 갑작스런 붕괴가 초신성을 유발한다. 이때 대량의 에너지를 방출하는데 중성미자의 형태로 방출된다. 핵이 붕괴할 때 그속에 약 10^57개의 원자가 있는데 한 개의 원자에 몇 개의 중성미자가 생성된다. 따라서 초신성은 약 10^58개의 중성미자를 방출하게 된다. 보통의 원자들은 중성미자에 대해서 투명하다. 지구를 지나는 중성미자는 지구를 그냥 똑바로 지나가게 된다.

그러나 몇 개의 중성미자가 매우 민감한 장치에 의해서 검출된다. 일본의 소금광산 깊이에서 한 실험에서 11개가 기록되었고 미국 오하이오주의 광산에서의 실험에서는 8개 이상이 검출되었다. 이런 실험장치는 초신성 폭발이 가시적으로 보이기 대략 하루전에 중성미자 폭발을 검출했다. 이 중성미자는 중심핵의 붕괴가 시작된 1초동안에만 6개가 검출되었다. 이러한 중성미자의 검출들은 천체물리학자들은 기쁘게 한다. 왜냐하면 초신성 이론(질량이 무거운 typeII supernova)이 예측한 것과 잘 맞기 때문이다.

이러한 실험들은 중성미자의 질량에 대한 정보를 제공하기도 한다. 만약 이런 초신성에서 나온 중성미자의 질량이 0이 아니라면 상대성 이론에 의해서 그것의 속력은 거의 광속에 가깝지만 광속은 아니다. 초신성으로부터 170000년동안 여행한 중성미자들이 1987년 몇 초안에 각각 도착하였다.

이것은 Lyubimov가 제시한 것만큼 높은 질량이라는 것은 틀렸다고 밝혀졌다. 그러나 중성미자는 아직도 암흑물질의 후보이다. 타우-중성미자라고 불리우는 초신성으로부터 온 중성미자보다 무거운 것도 있다. 그래서 초기 우주로부터 살아온 타우-중성미자는 아직까지 암흑물질인 가능성이 있는 것이다.

<암흑물질의 후보 - 새로운 입자>

중성미자는 적어도 존재는 입증이 되었다. 그러나 입자물리학자들은 존재할지도 초기우주에서 살아남은 존재할지도 모르는 입자들의 목록을 가지고 있다. 이러한 가상의 입자들은 무겁지만 전기적으로 중성이기 때문에 보통 중성미자와 같이 지구를 그냥 통과한다. 매우 작은 비율로 지나가는 물질의 원자와 상호작용을 한다.

이러한 1킬로그램당 하루에 한번 일어나는 드문 사건을 검출하기 위해서는 작용의 신호를 혼란시키거나 감추는 여러 종류의 사건들을 피하기 위해서 지하 깊숙히 들어가야 한다.

몇몇의 그룹은 이것에 도전하고 있다. 입자가속기에서 새로운 입자의 존재를 증명할 만한 긍정적인 결과가 없다고 해도 만약 그것이 있다면 우주 물질의 90%이상을 구성하게 된다. 이것은 1960년의 우주배경복사의 발견과 견주어볼만한 것이다.

암흑물질 이론은 더 이상 무시할만한 것이 아니다. 다양한 후보들이 다른 방법으로 연구되고 있다. 중력렌즈효과는 어두운 별이나 블랙홀의 존재를 검출할 수 있다. 땅속의 예민한 검출기들은 은하의 헤일로를 구성하고 있는 새로운 입자의 존재나 적어도 존재를 지지할 수 있는 어떤 증거를 밝혀낼 수 있을지도 모른다.

우주에 있는 개개의 물질들의 범위가 10^-33부터 10^39까지 다양한 밀도로 존재한다는 것이 암흑물질에 대한 우리의 빠른 진보를 어렵게 한다.

그러나 암흑물질이 한 종류이상이 더 있을 것이라는 기대를 하게 하는 희망적인 생각은 각각의 은하들은 갈색왜성이나 블랙홀로 인해 뭉쳐져 있다고 해도 새로운 입자가 은하단이나 초은하단에서는 널리 퍼져 있을 것이라는 추측이다.

암흑물질 존재의 가장 기본적인 증거는 은하내의 가스와 별들이 기대보다 상당히 빠르다는 것이다. 만약 우리가 볼 수 있는 물질들로만 이루어져 있다면 외부의 물질들은 구속되지 않고 은하밖으로 탈출할 것이다. 이런 가정은 거리의 제곱에 반비례하는 중력이론을 기초로 만들어진 것이다.

이 뉴튼역학은 태양계 안에서만 직접적으로 시험되었다. 그것을 수억배 더 큰 범위에 적용시킨다는 것은 명백히 그 신뢰성에 있어서 비약이라고 할수 있다.

최근에 거리의 제곱에 반비례한다는 사실을 매우 작은 범위에서 실험해 본적이 있다. 이것은 몇 미터 안에서만 작용하는 어떤 제 5의 힘을 찾기 위한 실험이었는데 이 직접적인 실험의 결과의 신빙성은 매우 빈약하다. 왜냐하면 실험실의 크기에서 작용하는 중력의 크기가 너무 작았기 때문이다.

그렇다면 이러한 큰 범위에서의 또 다른 중력의 법칙이 암흑물질의 필요성을 제거할수 있을까? 이스라엘 물리학자 Mordenhai Milgrom은 거리의 제곱에 반비례하는 뉴턴의 중력법칙이 어떤 특정한 값보다 작게되면 틀리게 된다고 추측했다. 이러한 제안은 MOND theory (MOdified Newtonian Dynamics)라고 불리우는데 어떤 실험이나 관측과 일치하는 것은 아니지만 암흑물질을 도입하지 않고 많은 데이터들을 재해석 할 수가 있다.

Milgrom은 암흑물질의 필요성을 피할 수 있는 유용한 방법들을 행해왔다. 그는 몇가지 실험들을 제안했다. MOND이론은 어떤 지역에서 암흑물질의 음수의 밀도를 필요로 하기 때문에 기존의 이론에서는 설명할 수 없었던 은하에서의 별의 움직임을 흐름을 일으킬 수 있다.

다른 실험은 빛에 있어서 중력의 영향을 포함하는 것이다. 기존의 이론은 보이는 물질이든 암흑물질이던 간에 모든 존재하는 질량의 영향으로 빛이 휘는 정도가 결정된다고 하는 것이었는데 MOND 이론에서는 이것에 대해 덜 분명한 태도를 취한다. 왜냐하면 수정된 중력은 별과 가스가 빛을 휘게 하는 정도와 같지 않기 때문이다.

왜 암흑물질의 존재의 필요성을 피하기 위해 이런 것을 계속하는가? 왜 우주의 중력적인 물질들이 빛나고 있어야 하는가? 암흑물질이 될 수 있는 것들은 많이 있다. 앞으로 해결해야 할 것은 이러한 많은
후보들 중에서 무엇이 옳은 것인가 분간하고 그 범위를 좁히는데 있다.
만약 미래에 암흑물질을 위한 탐사와 연구가 모두 아닌 것으로 밝혀지고 모든
믿을 수 있던 후보들을 제거한다면 MOND이론의 강력한 증거가 될 것이다.

Milgrom의 제안은 다음의 두 번째의 이유에서 그다지 호소력이 없다.
그것은 물리학의 빛나는 성과중의 하나인 지금까지 많은 정밀한 테스트를 통과하고 뉴튼역학의 확장이자 연관된 아인슈타인의 일반상대성이론을 부정하는 결과를 낳기 때문이다. 이것은 우리를 뉴튼시대 이전으로 돌아가게 만드는 것이다. 그것은 대가치고는 너무 비싼 것이다.

<은하간 물질 (Intergalatic medium)>

은하간 공간은 비어있을까? 아니면 성간물질과 유사한 은하간 물질을 존재하는 가는 은하간 사이의 거대한 공간을 생각할 때 매우 중요한 것이 틀림없다. 만일 은하간 물질이 존재한다면 그것은 가스와 먼지 모두 포함할 것이다. 가스는 중성이거나 이온화되었을 것이다. 우리는 은하간 물질을 두 구역-은하단들 사이와 은하단 내부-에서 찾을수 있을 것이다.

첫째. 구역을 생각해서 은하간 티끌의 가능성을 알아보자. 이런 먼지가 우리 은하 안의 성간 티끌과 닮았다면 원거리의 은하로부터 오는 빛을 어둡게 또 붉게 할 것이다. 이러한 소광과 적색화의 효과를 찾아보았으나 발견되지 못했다. 그 값은 Mpc당 4*10^-4이하
였다. 중성수소는 어떻게 검출되었을까? 수소원자는 자외선을 잘 흡수한다. 이런 자외선 흡수가 크고 작은 적색이동을 가진 먼 천체의 스펙트럼속에서 탐색되었지만 검출되지 못하였다. 자외선 흡수가 없다는 사실은 중성 수소의 밀도가 10^-9을 넘지 않음을 알려준다.

그래서 만약 수소가 존재한다면 그것은 전리되어 있을 것이다. 왜냐하면 HII가 HI보다 훨씬 더 투명하기 때문이다. 이러한 관측은 우주의 과거를 탐색하는 것이 되므로 은하간 가스가 존재한다면 그것은 우주의 과거 역사의 대부분에 걸쳐서 고도로 전리되어 있었음을 가리키는 셈이다. 이러한 논의로부터 전리된 수소가 은하간 물질의 가장 가능성이 많은 후보로 남게 된다. 은하간 물질은 큰 밀도를 갖지 못하므로 전리 수소는 전자를 만나서 재결합하는 데 꽤 오랜 시간이 걸리게 될 것이다. 불행하게도 밀도가 낮은 전리 기체를 검출하기는 쉬운 일이 아니다. 만일 그것이 고온일 경우, 우리는 X선이나 자외선의 방출을 기대할 수 있다. 가까운 초은하단들의 X선 관측에서 15개의 근원들이 나타났는데, 이들은 아마도 7개의 초은하단으로 뭉쳐 있는 것 같다. 이 근원들은 풍성한 은하단에 집중된 좁은 구역으로 되어 있다. 이것은 초은하단의 고온 기체가 극히 집중된 것을 알려준다.

최근의 X선 관측은 이런 생각을 뒷받침하고 있다. 현재까지 최소한 40개의 은하단들이 X선을 방출하고 있는 것이 알려졌다. 은하단의 X선광도는 10^36∼10^38W에 이르고 있다. X선을 방출하는 중심부의 크기는 50Kpc∼1.5Mpc이다. 은하단이 풍요할수록 X선 광도가 커지는 경향이 보인다. 이 X선 방출에 대해 어느 정도 확인된 모형은 X선이 고온의 전리 기체로부터 나온다는 것이다. 이런 모형이 X선 관측의 결과를 설명하면서 기체의 온도 10^7∼10^8K와 세제곱미터당 약 1000개의 이온의 밀도를 요구한다. 그러므로 은하 속의 성간 기체의 분량만큼 은하단 속에 은하간 기체가 존재한다는 믿을 만한 증거를 가진 셈이다. 은하단들 사이에는 많은 기체가 존재하는 증거를 아직까지 얻지 못하고 있다.

마지막으로 온도가 10^4∼10^7K의 전리기체에서는 희소한 원소들이 내는 스펙트럼선들이 지배적이 되어 방출하는 기체의 물리적 특성을 알아 내는 데 이용될 수 있다. 특히 네온, 규소, 철, 황, 아르곤 등의 내부 천이에 유래하는 복사가 매우 강하다.

은하단은 기체에서 방출되는 X선 분광 관측은 거의 모든 경우에 고도로 전리된 철의 스펙트럼선을 보여 준다. 복사 방출의 이론적 모형은 태양의 경우의 약 1/2정도의 철의 함유량을 요구한다. 그러므로 은하간 기체는 별 내부에서 합성되어 은하밖으로 방출된 것임에 틀림없다.

<암흑물질의 미래와 의미>

암흑물질을 설명하는데 우주초기에 살아남은 아직 발견되지 않은 입자의 존재는 매우 흥미롭다. 그러나 우리는 은하, 별들, 그리고 우리 자신에 대해 좀 더 자세히 살펴볼 필요가 있다. 코페르니쿠스가 지구를 세상의 중심에서 내던졌고, 금세기초에는 샤플리와 허블이 우리를 우주의 특정장소에서 제거시켰다. 그러나 소립자 물리학에 대한 물리학자들의 열광적인 지지는 아직도 사그라들 줄을
모르는 것 같다.

우리와 모든 천문학적인 세계를 구성하고 있는 양성자, 중성자, 전자는 중성미자와 있을지도 모르는 새로운 입자를 생각할 때 다시 생각해볼 문제이다. 원자의 덩어리인 은하는 매우 다른 형태의 그러나 10배나 더 중력적인 영향을 미치는 알지도 못하는 물질에 의해 그 형태를 구성하고 있다. 우리는 아직 우주 초기에 어떤 입자가 존재했었고 얼마나 살아남았는지 알지 못한다. 그 대답은 물리학이 아직 미치지 못하는 고에너지 물리학의 발전에 달려있다.

만약 그런 고 에너지의 상태를 지배하는 법칙들이 명확해진다면 우리가 처음 3분동안 생성된 헬륨의 양(약25%)과 중수의 양을 예측할 수 있듯이(이것은 빅뱅이론의 중요한 증거가 되었다) 처음의 수백만분의 1초동안 생겨나는 입자들에 대해 예측할 수가 있을 것이다.

더 많은 암흑물질이 있다면 우주의 팽창감소는 더 클 것이다. 그 감속효과가 충분하다면 우주의 팽창은 결국에는 멈출 것이다. 암흑물질은 현재 우주 구조의 형태를 결정하는 것뿐만 아니라 우주의 궁극적인 운명도 결정한다.

우주가 인플레이션 이론에 의해서 평평하다면 즉 오메가값이 1이라면 암흑물질이 어느 정도되어야 하는지를 어느 정도 알 수가 있다.
암흑물질이 은하의 진화와 형태를 지배한다. 은하가 어떻게 형성되었으며 어떻게 은하단을 구성하는지는 우리 우주가 팽창하면서 암흑물질이 어떻게 행동하느냐에 달려있다.

우리는 각각의 조사결과를 계산하여 암흑물질에 대한 다른 추측들을 할 수 있고 우리가 관측한 것과 가장 유사한 것이 무엇인지 알 수 있을 것이다.