암흑물질: 두 판 사이의 차이

암흑 물질의 존재에 대한 최초의 증거는 은하 내부 항성 및 성단의 운동에서 왔다. 은하계 내부의 운동은 상당히 균일한 양상을 보이는데, [[비리얼 정리]]에 의하면 운동에너지는 중력에 의한 위치에너지의 절반이 되어야 한다. 그러나 실험적으로 측정된 운동에너지는 그보다 훨씬 많다. 이로부터 광학적으로 관측되지 않는 물질이 은하 내부에 존재하여 훨씬 높은 중력 위치 에너지를 준다는 사실을 유추할 수 있다.

 

[[파일:GalacticRotation2.svg|300px|thumb|은하계 내부 항성의 속도 분포. (A)는 암흑 물질이 없을 때, (B)는 암흑물질이 있는 경우이다.]]

 

 

=== 중력 렌즈 효과 ===

암흑 물질의 존재의 또다른 증거는 [[중력 렌즈]] 효과에서 온다. 이 효과에서는 [[퀘이사]]와 같은 매우 먼 광원에서 온 빛이 [[은하단]] 따위를 거치면서 [[굴절]]되어 지구에서 관측된다. 이에 따라, 은하단의 상이 은하단에 포함된 질량에 비례하여 왜곡되게 된다. 이를 통해 유추한 은하단의 질량은 직접적으로 관측되는 질량보다 더 크므로, 은하단에 포함된 암흑 물질의 존재를 알 수 있다.

 

현재 암흑 물질에 대한 가장 직접적인 증거는 [[총알 성단]]의 질량 분포다. 이 성단에서 중력 렌즈 효과로 유추한 질량 분포는 [[찬드라 우주 망원경]]이 [[엑스선]]으로 관측한 질량 분포와 일치하지 않으며, 이에 따라 암흑 물질이 어떻게 분포해 있는지 알 수 있다.

 

=== ΛCDM 모형 ===

[[ΛCDM 모형]]은 초기 우주의 팽창을 [[우주 상수]]와 차가운 [[암흑 물질]]로 설명하는 모형이다. 이 모형을 통하여 [[우주 마이크로파 배경]] 및 다른 여러 효과들을 계산할 수 있는데, 이들은 관측된 값들과 매우 잘 일치한다.

 

 

역사적으로 암흑 물질은 세 범주로 나누어 왔다. 그 세 범주는 입자가 우주팽창으로 인해서 느려지기 전에 초기우주에서 무작위 운동으로 움직일 수 있었던 거리에 따라 분류되었다. 그 거리를 자유 흐름 길이(free-streaming length)라고 하며 그에 따라 암흑 물질은 다음과 같이 나뉜다.

* 따뜻한 암흑 물질 (WDM, warm dark matter) – 자유 흐름 길이가 원시 은하와 비슷한 물질

이전에는 네 번째 범주로 혼합 암흑 물질 (mixed dark matter)이 고려되었으나 암흑에너지의 발견으로 인해 곧 사라졌다.

현재의 암흑 물질 탐색 연구는 대부분 차가운 암흑 물질 입자를 찾는데에 초점이 맞추어져 있다.

 

== 바깥 고리 ==

* {{네이버캐스트|11|제목=우주 속의 암흑물질}}