암흑물질은 또 뭐지? 정보
암흑물질은 또 뭐지?본문
https://ko.wikipedia.org/wiki/암흑물질
우선 개념이라도 알고 싶어 전체 내용을 위키백과에서 집어왔습니다. ㅡㅡ
암흑물질(暗黑物質, 영어: dark matter)은?
우주에 널리 분포하는 물질로써, 전자기파
즉 빛과 상호작용하지 않으면서 질량을 가지는 물질이다.
암흑 물질이 분포하는 곳에서는, 그 중력에 의한
일반 상대성 이론의 효과 때문에 주변의 항성이나
은하의 운동이 교란되기도 하고, 빛의 경로가 굽어지기도 한다.
암흑 물질의 존재는, 은하 등의 총 질량을 계산할 때,
광학적 관측을 통해 얻어진 값이, 중력 효과를 통해 계산한 값보다
현저히 작다는 사실로부터 유추할 수 있다.
암흑 물질의 존재는 현재 정설로 인정되며,
빅뱅 이론 및 ΛCDM 모형의 핵심 요소다.
아직 암흑 물질이 어떤 입자로 만들어졌는지는 알려지지 않았다.
이를 암흑 물질 문제(dark matter problem)라 한다.
현재, 학계에서는 아직 발견되지 않은 입자
(초짝입자나 액시온 따위)일 것이라는 이론이 주류이다.
암흑 물질은 우주의 총 에너지의 대략 26.8%를 차지하며,
나머지는 가시광선으로 관측할 수 있는 물질과
암흑 에너지로 이루어진다는것이 현재의 이론이다.
물질만을 고려하면, 암흑 물질은 우주 전체 물질의 84.5%를 차지하며,
가시광선으로 관측할 수 있는 물질보다 훨씬 더 많다고 추측한다.
암흑 물질의 존재에 대한 의문은
지구 위에 있는 인간의 존재와는 무관한 듯 보인다.
그러나 암흑 물질이 실제로 존재하느냐 않느냐는
현대 우주론의 최종 운명을 결정지을 수 있다.
우리는 먼 천제들로부터 멀어지는 은하에서 오는 빛의 적색편이를 통해
우주가 현재 팽창하고 있음을 알고 있다.
우리가 빛으로 관찰할 수 있는 일반 물질의 양은
이러한 팽창을 멈출 만한 충분한 중력이 없으며, 그래서
그러한 팽창은 암흑 물질이 없다면 영원히 계속될 것이다.
이론적으로 우주에 암흑 물질이 충분히 있다면 우주는 팽창을 멈추거나
역행(최후에 대붕괴로 이끄는)하게 될 수도 있을 것이다.
실제로는 우주의 팽창이나 수축 여부는 암흑 물질과는 다른
암흑에너지에 의해 결정될 것이라는 것이 일반적인 생각이다.
또한 암흑 물질은 우주의 생성 과정과도 밀접하게 연관되어 있다.
우리가 관측적으로 얻어낸 우주의 은하 분포는 어떤 종류의?
암흑 물질이 존재해야만 가능하다는 것이 현대 우주론의 결론이다.
즉, 일반 물질이 중력 붕괴하면서 은하를 만드는 과정에서,
암흑 물질과 같이 빛에 의해 영향 받지 않는 물질이
이미 중력으로 거대 구조를 만들고 있지 않았다면,
현재와 같은 은하의 분포를 보일 수 없다는 것이다.
이 말은 결국 은하속의 한 항성인 태양계의 형성에도
암흑 물질의 분포가 궁극적으로 영향을 미친다는 것을 의미한다.
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암흑 물질의 존재에 대한 최초의 증거는?
은하 내부 항성 및 성단의 운동에서 왔다.
은하계 내부의 운동은 상당히 균일한 양상을 보이는데,
비리얼 정리에 의하면?
https://ko.wikipedia.org/wiki/비리얼_정리
운동에너지는 중력에 의한 위치에너지의 절반이 되어야 한다.
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역학에서, 비리얼 정리(영어: virial theorem)는 일반적 역학계에서
평균 운동 에너지와 평균 위치 에너지가 서로 비례한다는 정리이다.
이를 사용하여, 해석적으로 풀 수 없는 계의 경우에도
평균 총 운동 에너지를 쉽게 계산할 수 있다.
만약 계가 열적 평형에 있다면, 통계역학적으로 평균 운동 에너지를
계의 온도와 관련지을 수 있다. 그러나 비리얼 정리는
온도의 정의에 구애받지 않으며,
열역학적 평형 상태에 있지 않은 계에 대해서도 적용할 수 있다.
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그러나 실험적으로 측정된 운동에너지는 그보다 훨씬 많다.
이로부터 광학적으로 관측되지 않는 물질이 은하 내부에 존재하여
훨씬 높은 운동에너지를 준다는 사실을 유추할 수 있다.
이는 은하계에서 항성의 속도 분포를 보면 더 확연해 진다.
암흑 물질이 없는 상황에서 속도 분포는
중심으로 부터의 거리에 반비례 하여 작아져야 하는데,
실제 관측되는 속도 분포는 거리에 상관없이 거의 일정하다.
우주의 암흑 물질의 분포는 중력 이론과
전산 모사를 통하여 간접적으로 알 수 있다.
은하의 중심에는 많은 암흑 물질이 분포할 것으로 예상되고 있다.
태양과 같은 항성의 중심이나 구상성단의 중심에
암흑 물질이 분포한다는 이론도 존재한다.
실험적으로는 이러한 곳에 존재하는 암흑 물질이
서로 쌍소멸하면서 발생하는 전자기파를 관측하려는 노력이 이어지고 있다.
우주 전체의 암흑 물질의 양은 우주 마이크로파 배경을 정밀 측정하여,
그 공간 분포를 이해하게 되면 알 수 있다.
이를 통해 알려진 우주 전체의 암흑 물질의 양은
일반 물질의 약 7배에 해당하며,
이것은 우주의 팽창을 멈추게 하기 위해 필요한 양의 1/4의 해당한다.
암흑 물질은 빛과 상호작용을 하지 않기 때문에 광학적으로 관측할 수 없다.
하지만 우주에는 광학적으로 관측할 수 없는 존재가 매우 많다.
예를 들어 태양 규모 정도 혹은 그 보다 작은 항성은
핵융합에 의한 에너지를 모두 소모하게 되면 최종적으로 갈색왜성이 된다.
갈색왜성은 빛을 발하지 않기 때문에 관측하여 발견할 수 없다.
태양보다 훨씬 큰 항성의 경우 중성자별이나 블랙홀이 되는데,
이들 역시 광학적으로 발견할 수는 없다.
블랙홀의 경우 직접적으로는 관측이 불가능하지만,
매우 강한 중력으로 인하여 주변의 물질이 빨려 들어가면서 만들어내는
X-선을 관측하여 블랙홀의 존재를 알 수 있다.
또한 은하와 은하 사이에 분포하는 성간 물질도 빛을 발하지 않는 경우가 있다.
특정 주파수의 전파를 발생하는 경우도 있으며,
이를 통해 성간 물질을 확인하기도 한다.
우주를 통해 매우 많을 것으로 예상되는 중성미자와 같은 입자 역시
빛과 상호작용하지 않는 입자이다.
관측적으로 암흑 물질을 이해하는 데 있어서는 백색왜성이나 중성자별,
블랙홀과 같이 매우 무거운 존재들에 의한 영향은 배제할 수 있다.
이들 존재는 광학적으로는 관측이 불가능하지만,
일반 상대론에 의한 빛의 굴절 현상을 통해
간접적으로 존재의 확인이 가능하기 때문이다.
최근에는 주로 암흑 물질로 구성된 은하 또한 관측되었다.
이 은하는 지구로부터 5,000만 광년 떨어져 있고, 육안이나
일반망원경은 물론, 적외선이나 자외선 탐지기로도 관측되지 않는다.
영국·이탈리아·프랑스·호주 등 4개국 과학자들로 구성된 연구진은
우주에 떠도는 수소를 연구하던 중?
처녀자리에서 태양의 1억 배 질량을 가진
이 '수소 원자 덩어리'(암흑 물질)을 발견했다.
이 암흑 물질은 방사선을 내뿜고 있어 전파망원경을 통해
그 존재가 드러날 수 있었다. 연구진의 한 과학자는
"만약 보통의 은하였다면 매우 밝아서
아마추어 망원경으로도 관측되었을 것"이라고 말했다.
천문학자들은 현재 우주이론상 암흑 물질은 일반 물질보다 5배 이상 많기에,
이번 발견은 우주 연구에 상당히 중요한 계기가 될 것이라고 하였다.
이 관측되지 않는 입자가 초대칭 입자일수도 있는 것이다.
초기의 암흑 물질 이론에서는?
백색왜성, 갈색왜성, 블랙홀, 중성자별, 떠돌이 행성과 같은
보이지 않는 무거운 일반적 천체에 주목하여 그러한 천체들을 묶어서
마초(MACHO, massive compact halo object) 라고 했다.
천문학자들은 충분한 양의 이러한 천체를 찾아내는 데에 실패했다.
더욱이 은하회전곡선, 중력렌즈, 우주의 거대 구조 형성 등의
독립된 증거들로 미루어 볼 때 우주의 85–90% 의 질량은
전자기적으로 상호작용하지 않는다.
이러한 비중입자 암흑물질(nonbaryonic dark matter)의 증거는
중력의 영향으로 나타난다. 따라서 현재 받아들여지고 있는 견해는
암흑 물질을 구성하는 입자는 일상적인 양성자나
전자 따위의 중입자로 구성되기 힘들다는 것이다.
주로 거론되는 암흑 물질 후보는 액시온, 비활성 (sterile) 중성미자,
윔프(WIMP, weakly interacting massive particle, 초중성입자를 포함)
초대칭 이론은 수많은 초짝입자(superpartner)의 존재를 예측한다.
그 중 가장 가벼운 입자는 (대부분의 모형에서는) 안정하다.
정확하게 어느 입자가 가장 가벼운지는 모형에 따라 다르지만,
대개 초중성입자(neutralino)나 초액시온 (axino) 따위다.
액시온은 페체이 퀸 이론에서
강한 상호작용의 CP 문제를 풀기 위하여 도입하는 입자다.
이 입자 역시 전자기적으로 상호작용하지 않기 때문에
암흑 물질을 이룰 수 있다. 비활성 중성미자는
일반적 중성미자의 미세한 질량을 설명하기 위하여
시소 메커니즘(seesaw mechanism)에서 도입하는 입자다.
만약 비활성 중성미자가 매우 무겁다면
일반적 중성미자는 그만큼 가벼워진다.
일반 중성미자도 한 때 암흑 물질의 후보였다.
중성미자는 우주를 통틀어 매우 많은 양이 존재할 것이기 때문에,
중성미자가 약간의 질량을 가지기만 해도?
암흑 물질의 상당부분을 설명할 수 있다는 것이다. 하지만
중성미자는 너무 가벼운 입자이기 때문에
우리가 관측적으로 알게된 우주의 거대 구조를 만들 수 없다는 것이
우주론 연구에서 알려지면서,
암흑 물질의 대부분을 설명할 수 있는 후보로써는 제외되었다.
일부 모형에서는 암흑 물질을 도입하는 대신,
암흑 물질처럼 보이는 현상을 순수하게 중력적인 효과로 설명하려 한다.
'수정 뉴턴 역학 (Modified Newtonian Dynamics: MOND)'이라고 한다.
https://namu.wiki/w/수정%20뉴턴%20역학
은하단의 크기 이상의 거리(또는 매우 짧은 거리)에서도
뉴턴의 만유 인력 법칙이 정확히 맞는가 하는 것에 대한 검증은
아직 제대로 되어 있지 않다. 수정 뉴턴 동역학 이론은,
매우 먼거리의 질량 사이에서는 만유 인력이 다르게 작용한다는 이론이다.
이 이론을 적절히 적용하면 은하에서 항성의 속도 분포 문제와 같이
암흑 물질의 발단이 된 이상현상들을 암흑 물질 없이도 설명할 수 있다.
수정 중력 이론을 뒷받침하는 다른 이론들이 있는 것은 아니며,
아직 검증된 바 없는 이론이지만, 이론 천문학계에서는
활발히 연구되고 있는 주제 중의 하나이다.
https://ko.wikipedia.org/wiki/암흑_에너지
암흑 에너지(暗黑energy, 영어: dark energy)는 우주에 널리 퍼져 있으며
척력으로 작용해 우주를 가속 팽창 시키는 역할을 한다.
우주 안에 있는 모든 물질들은 중력을 가지고 있기 때문에
만약 우주를 팽창시키는 암흑에너지가 없다면?
우주 자체가 물질들의 중력에 의해 수축해야 한다.
그러나 현재 우주는 우주 안에서 물질들이 끊임없이 새로 만들어지고
있음에도 불구하고 계속 팽창하고 있으며 심지어는
그 팽창속도가 더 빨라지고 있기까지 하다.
이것은 우주 안에 있는 물질들의 중력을 모두 합친것보다
더 큰 어떤 힘이 우주를 팽창시키고 있음을 의미한다.
이 힘을 암흑에너지라고 하며 어떤 것인지 몰라 ‘암흑’이라고 부른다.
우주에는 태양이나 은하를 포함해 양성자나 중성자로 구성된 보통물질은
4.9%밖에 되지 않는다. 나머지 95.1%는 정체가 밝혀지지 않은 상태다.
이중 암흑 에너지가 68.3%를 차지한다.
암흑에너지는 초신성을 관측해 우주팽창을 가속시키는
암흑에너지가 존재한다는 사실이 밝혀졌다.
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그 뒤 암흑에너지가 아인슈타인의 우주상수일 가능성이 높다고 밝혀졌다.
https://ko.wikipedia.org/wiki/우주상수
역사적으로, 우주 상수는 알베르트 아인슈타인이 팽창하지 않는
우주 모형을 얻기 위하여 일반 상대성 이론의 아인슈타인 방정식에
우주 상수 항을 추가하면서 도입되었다.
이후 에드윈 허블이 우주가 실제로 팽창한다는 사실을 발견하자,
아인슈타인은 이 항의 도입을 철회하였다
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그러나 암흑에너지가 우주상수라 하면 오히려 새로운 문제가 드러나므로
여러 과학자들이 새로운 물리가 필요하다고 입모아 말하고 있다.
그런데 이과정에서 빅 프리즈와 빅 크런치 또는 빅 립이 일어날 확률이 있다.
우주상수가 갖는 과학적 의미
고전 물리학에서는 우주 상수가 없어도 되지만,
양자장론에서는 우주 상수가 자연스럽게 생긴다.
실제로 관측 결과 미세하지만 0이 아닌 작은 값의 우주 상수가 관측되었으나,
이는 양자론적인 예측값과 전혀 다르다 (우주 상수 문제).
아직 왜 우주 상수가 예측한 값보다 아주 작은지는 알려지지 않았다.
우주 상수는 공간 그 자체의 에너지를 나타내기 때문에,
우주론에서는 암흑 에너지에 속하고, 우주의 팽창에 기여한다.
실제 진공의 에너지 밀도 ρ (대략 10−20)와 다음과 같이 비례한다.
{\displaystyle \Lambda ={{8\pi G} \over {3c^{2}}}\rho } \Lambda ={{8\pi G} \over {3c^{2}}}\rho
이때 우주 상수 람다의 값은 대략
1.86498×10^-38m kg^-1(또는 1.86498N kg^-2 s^-2)이다.
(이론상의 계산 값)
여기서:
π는 원주율
G는 중력 상수
c는 광속
이렇게 하면 장방정식에 정적 해가 존재한다.
그러나 이렇게 얻은 정적 해는 불안정하여,
실제로는 물리적으로 존재할 수 없다.
이후 1929년 에드윈 허블이 허블 법칙을 발표하고,
이 관측 결과가 우주의 팽창을 의미한다는 사실이 알려지자
아인슈타인은 우주 상수의 도입을 "일생 최대의 실수"라며 철회하였다.
그러나 우주상수는 양자장론에서 자연스럽게 생길 수밖에 없다.
간단히 말하면, 진공 안에서 끊임없이 생기고 소멸하는
입자와 반입자 쌍에 의하여, 진공이 에너지를 가지게 된다. 그러나
이론적으로 이 상수를 계산하면, 관측 결과와 맞지 않는 결과를 얻는다.
(이를 우주 상수 문제(cosmological constant problem)라고 부른다.)
다른 관점에서 보면, 우주 상수 항을
아인슈타인-힐베르트 작용에 자연스럽게 삽입할 수 있기 때문에,
이 상수를 임의로 0으로 놓을 수 없다.
1998년에 최초로 발표된 우주론적 관측 결과에 의하면,
우주의 팽창은 가속하고 있다. 이를 가장 간단하게
미세한 우주 상수로 설명할 수 있는데, 이를 ΛCDM 모형이라고 한다.
우주의 팽창의 가속을 다른 이론으로도 설명할 수 있다.
대표적인 예로 제5원소론 (quintessence) 따위가 있다.
이 우주 상수가 차지하는 비율은 대략 66~74%
(마이클 터너의 이론에 따름) 정도이며,
암흑 물질은 22~30% (마이클 터너의 이론에 따름),
보통의 물질은 4% 정도이다. 이 셋을 다 합치면 임계 밀도와 같게 된다.
2017.02.28 03:29:39 < 몽땅 제거 후, 수정 중. ㅡㅡ
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