광산 축보다 암흑 물질을 찾는 것이 더 좋은 곳은 무엇입니까? 플로리다 대학교 (University of Florida)의 한 연구팀은 게르마늄과 실리콘 검출기를 사용하여 절대 영도보다 약간 높은 온도로 냉각 된 어려운 물질의 징후를 모니터링하는 데 9 년을 보냈습니다. 그리고 결과? 몇 가지 어쩌면 계속보고 싶은 결의가 있습니다.
암흑 물질의 사례는 태양 주위의 궤도에 머무르기 위해 수은이 초당 48km로 이동해야하는 반면, 먼 해왕성은 초당 5km로 느리게 이동할 수있는 태양계를 고려하면 이해할 수 있습니다. 놀랍게도이 원리는 우리 은하 나 우리가 관찰 한 다른 은하에는 적용되지 않습니다. 넓게 말하면, 은하 중심에 가까운 것만 큼 빠르게 움직이는 나선 은하의 바깥 부분에서 물건을 찾을 수 있습니다. 특히 우주 공간으로 날아 가야하는 외부 부품에서 빠르게 공전하는 물체를 지탱하기에 시스템에 충분한 중력이없는 것처럼 보이기 때문에 이는 수수께끼입니다.
따라서 우리는 은하가 어떻게 회전하고 함께 머무르는 지 설명하기 위해 더 많은 중력이 필요합니다. 즉, 관측 할 수있는 것보다 더 많은 질량이 필요합니다. 이것이 암흑 물질을 불러오는 이유입니다. 암흑 물질을 불러 내면 왜 은하단들이 함께 머무르는지를 설명하고 불릿 클러스터 (위 그림 참조)에서 볼 수있는 것과 같은 대규모 중력 렌즈 효과를 설명 할 수 있습니다.
컴퓨터 모델링은 은하에 암흑 물질 후광이있을 수 있지만 암흑 물질도 구조 전체에 분포되어 있음을 보여줍니다.이 암흑 물질은 모두 은하 전체 질량의 최대 90 %를 차지합니다.
현재 암흑 물질의 작은 구성 요소는 중음 성 (baryonic)이며, 이는 양성 가스와 중성자로 구성되는 물질, 즉 차가운 가스의 형태뿐만 아니라 블랙홀, 중성자 별, 갈색 왜성 및 고아 행성과 같은 조밀하고 비 방사성 인 물질을 의미합니다. (전통적으로 대규모 천체 물리적 소형 후광 개체 – 또는 MACHO).
그러나 암흑 물질의 상황 영향을 설명하기에 충분한 암흑 물질이 거의없는 것 같습니다. 그러므로 대부분의 암흑 물질은 약하게 상호 작용하는 다량 입자 (또는 WIMP)의 형태로 비 음성이어야합니다.
추론에 의해 WIMPS는 모든 파장에서 투명하고 비 반사적이며 아마도 전하를 전달하지 않을 것입니다. 별의 핵융합 반응으로 풍부하게 생성 된 뉴트리노 스는 질량이 충분하지 않다는 점을 제외하면 계산서에 잘 맞습니다. 현재 가장 선호되는 WIMP 후보는 초대칭 이론에 의해 예측 된 가상 입자 인 뉴트리 노노입니다.
두 번째 극저온 암흑 물질 검색 실험 (또는 CDMS II)은 미네소타의 Soudan 철광에서 지하 깊은 곳에서 진행되므로 지하 깊은 곳까지 침투 할 수있는 입자 만 차단해야합니다. CDMS II 고체 결정 검출기는 전자 상호 작용과 핵 상호 작용을 구별하는 데 사용할 수있는 이온화 및 포논 이벤트를 찾습니다. 암흑 물질 WIMP 입자는 전자를 무시하지만 잠재적으로 핵과 상호 작용 (즉, 바운스 오프)한다고 가정합니다.
플로리다 대학 (University of Florida) 팀은 두 가지 가능한 사건을보고했으며, 그 결과는 통계적으로 유의미한 것으로 간주 될 수 없지만 최소한 추가 연구의 범위와 방향을 제시 할 수 있음을 인정합니다.
CDMS II 결과는 직접 탐지하기 어려운 (즉, '어두운') WIMP가 실제로 얼마나 많은지를 나타냅니다. CDMS II 결과는 탐지기의 감도가 한 단계 높아 졌음을 나타냅니다.
