1960 년대의“일반 상대성 시대”이후 과학자들은 우주의 많은 부분이“암흑 물질”로 알려진 신비한 보이지 않는 덩어리로 구성되어 있다고 주장했다. 그 이후로 과학자들은이 갈등을 두 갈래로 접근하여 시도했습니다. 한편, 천체 물리학 자들은이 질량을 설명 할 수있는 후보 입자를 찾으려고 시도했다.
다른 한편으로, 천체 물리학 자들은 암흑 물질의 행동을 설명 할 수있는 이론적 근거를 찾으려고 노력했다. 지금까지 논쟁은 그것이 상대적으로 단순하기 때문에 냉기가 우위를 점하고있는“뜨거운 지”또는“차가운 지”에 관한 문제에 중점을 두었습니다. 그러나 하버드-스미소니언 천체 물리학 센터 (CfA)가 이끈 새로운 연구
이것은 대화 형 암흑 물질을 포함하는 우주의 모델을 사용하여 은하 형성에 대한 우주 론적 시뮬레이션에 기초한 것이다. 시뮬레이션은 CfA, MIT의 Kavli 천체 물리 연구소, Leibniz 천체 물리 연구소 포츠담 및 여러 대학의 국제 연구팀이 수행했습니다. 이 연구는 최근에 왕립 천문 학회 월간 고지.
그것이 바로 올 때 암흑 물질의 이름이 적절합니다. 우선 우주의 질량의 약 84 %를 차지하지만 빛이나 다른 알려진 형태의 방사선을 방출, 흡수 또는 반사하지는 않습니다. 둘째, 전자기 전하가 없으며 4 가지 기본 힘 중 가장 약한 중력을 통한 경우를 제외하고 다른 물질과 상호 작용하지 않습니다.
셋째, 원자 또는 일반적인 빌딩 블록 (전자, 양성자 및 중성자)으로 구성되지 않아 신비한 성질에 기여합니다. 결과적으로 과학자들은 우주의 법칙과 일치하지만 기존의 입자 물리학 연구에는 나타나지 않는 새로운 종류의 물질로 이루어져야한다고 이론화했다.
다크 매터는 그 본질에 관계없이 빅뱅 이후 약 10 억 년 이후 우주의 진화에 큰 영향을 미쳤습니다. 실제로 은하의 형성에서 우주 전자파 배경 (CMB) 복사의 분포에 이르기까지 모든 분야에서 핵심적인 역할을 수행 한 것으로 여겨집니다.
또한 Dark Matter가 수행하는 역할을 고려한 우주 론적 모델은이 두 가지 다른 유형의 우주 구조에 대한 관찰로 뒷받침됩니다. 또한 우주가 팽창하고있는 속도와 같은 신비한 불가사의 한 힘 ( "Dark Energy")에 의해 영향을받는 우주적 매개 변수와 일치합니다.
현재 가장 널리 사용되는 Dark Matter 모델은 중력의 영향을 넘어 다른 종류의 물질이나 방사선 (자체 포함)과 상호 작용하지 않는다고 가정합니다. 이것은 냉암 물질 (CDM) 시나리오로 알려져 있으며, 이는 종종 LCDM 우주 모델의 형태로 암흑 에너지 이론 (람다로 표시됨)과 결합됩니다.
이 이론적 암흑 물질은
“[CDM]은 가장 잘 테스트되고 선호되는 모델입니다. 이는 지난 40 년 동안 사람들이 차가운 암흑 물질을 표준 패러다임으로 사용하여 예측을하기 위해 열심히 노력해 왔기 때문입니다. 이러한 데이터는 실제 데이터와 비교됩니다. 일반적으로이 모델은 광범위한 규모에 걸쳐 광범위한 관측 된 현상을 재현합니다.”
그가 설명 하듯이, 냉암 물질 시나리오는 우주 진화의 수치 시뮬레이션이“뜨거운 암흑 물질”(이 경우 중성미자)을 사용하여 수행 된 후 선두 주자가되었습니다. 이들은 아 원자 입자와 매우 유사합니다.
이러한 시뮬레이션을 통해 예측 된 분포가 오늘날의 우주와는 전혀 다른 것으로 나타났습니다.”라고 Bose는 덧붙였습니다. 그 때문에, 태어날 때 속도가 거의없는 입자 (일명“콜드”)와 반대의 한계가 고려되기 시작했습니다. 이 후보를 포함한 시뮬레이션은 우주에 대한 현대의 관측에 훨씬 더 가깝습니다.
“전과 동일한 은하 클러스터링 테스트를 수행 한 후 천문학 자들은 시뮬레이션 된 우주와 관측 된 우주 사이의 놀라운 일치를 발견했습니다. 이후 수십 년 동안 차가운 입자는 단순한 은하 클러스터링보다 더 엄격하고 사소한 테스트를 통해 테스트되었으며 일반적으로 각 색상을 비행 색상으로 통과 시켰습니다.”
또 다른 매력의 원천은 (적어도 이론적으로는) 냉암 물질이 직간접 적으로 감지 될 수 있어야한다는 사실입니다. 그러나 지금까지 단일 입자를 탐지하려는 모든 시도가 실패했기 때문에 CDM이 문제가되는 곳입니다. 따라서 우주 론자들은 다른 물질과의 상호 작용 수준이 더 작은 다른 가능한 후보들을 고려했다.
이것이 CfA의 천문학자인 Sownak Bose가 그의 연구팀과 함께 결정하고자하는 것입니다. 연구를 위해 그들은 "온난 한"암흑 물질 후보에 초점을 맞췄습니다. 이 유형의 입자는 빛의 속도에 가깝게 움직이는 매우 가벼운 입자와 미묘하게 상호 작용할 수 있지만, 대화 형의 "핫"품종보다 적습니다.
특히, HDM 시나리오의 전 주자 인 중성미자와 상호 작용할 수있었습니다. 중성미자는 더운 초기 우주에서 매우 널리 퍼져있는 것으로 생각되어 상호 작용하는 암흑 물질의 존재가 강한 영향을 미쳤을 것이다.
Bose 박사는“이러한 종류의 모델에서 암흑 물질 입자는 광자 나 중성미자와 같은 방사성 종과 유한 한 (그러나 약한) 상호 작용을 가질 수 있습니다. "이러한 결합은 초기 우주의 '덩어리'에 다소 독특한 각인을 남깁니다. 이것은 암흑 물질이 차가운 입자 인 경우 예상되는 것과는 상당히 다릅니다."
이를 테스트하기 위해이 팀은 하버드 (Harvard)와 아이슬란드 대학교 (University of Iceland)의 슈퍼 컴퓨팅 시설에서 최첨단 우주 시뮬레이션을 실시했습니다. 이 시뮬레이션은 빅뱅 이후 약 10 억에서 140 억 년 (대략 현재)까지 온난화와 암흑 물질의 존재에 의해 은하 형성이 어떻게 영향을 받는지 고려했다. Bose 박사는 다음과 같이 지적했다.
“[W] e는 컴퓨터 시뮬레이션을 실행하여이 우주가 140 억 년 동안 진화 한 후의 모습을 구현했습니다. Dark Matter 구성 요소 모델링 외에도 별 형성, 초신성과 블랙홀의 영향, 금속 형성에 대한 최신 처방전을 포함 시켰습니다. 기타.”
그런 다음 팀은 결과를 서로 비교하여 서로 구별되는 특징적인 서명을 식별했습니다. 그들이 발견 한 것은 많은 시뮬레이션에서이 대화식 암흑 물질의 효과가 너무 작아 눈에 띄지 않는다는 것입니다. 그러나, 그들은 먼 은하가 공간 전체에 분포되는 방식으로, 몇 가지 뚜렷한 방식으로 존재했다.
이 관측은 향후 차세대 계측기를 사용하여 테스트 할 수 있기 때문에 특히 흥미 롭습니다. Bose 박사는“이러한 방법은 초기에 수소 가스의 분포를보고 우주의 덩어리를 매핑하는 것입니다. "관측 적으로, 이것은 잘 확립 된 기술입니다. 우리는 먼 은하 (일반적으로 퀘이사)의 스펙트럼을 보면 초기 우주에서 중성 수소를 조사 할 수 있습니다."
요컨대, 먼 은하에서 우리로 이동하는 빛은 은하계 매개체를 통과해야합니다. 개재 된 매질에 중성 수소가 많으면 은하계의 방출 선이 부분적으로 흡수되는 반면, 존재하지 않는 경우에는 영향을받지 않습니다. 암흑 물질이 진정으로 차가 우면 수소 가스가 훨씬 더 '분배 한'분포 형태로 나타나는 반면 WDM 시나리오에서는 덩어리가 진동합니다.
현재 천문학 장비는 초기 우주에서 수소 가스 진동을 측정하는 데 필요한 분해능을 가지고 있지 않습니다. 그러나 Bose 박사가 지적한 바와 같이,이 연구는 이러한 관찰을 할 수있는 새로운 실험과 새로운 시설에 자극을 줄 수 있습니다.
예를 들어 제임스 웹 우주 망원경 (JWST)는 수소 가스 흡수 분포의 새로운 맵을 생성하는 데 사용될 수 있습니다. 이지도는 대화 형 암흑 물질의 영향을 확인하거나 후보로 배제 할 수 있습니다. 이 연구가 사람들로 하여금 이미 고려 된 것 이외의 후보자들을 생각하도록 고무시킬 것으로 기대된다.
결국, 실제 가치는 이러한 종류의 이론적 예측이 새로운 경계에 대한 관측을 촉진하고 우리가 알고있는 것의 한계를 테스트 할 수 있다는 사실에서 비롯된 것이라고 Bose 박사는 말했다. "그리고 이것이 과학의 전부입니다."그는 예측을하고, 그것을 시험하는 방법을 제안하고, 실험을 수행 한 다음 이론을 구속 / 지배합니다! "
