암흑물질 - 보이지 않지만 존재한다!

암흑물질은 천문학적 현상을 설명하기 위해 고안된 가설적 물질입니다. "질량을 가지고 있다", "물질과 거의 상호작용하지 않고 광학적으로 직접 관측할 수 없다", "은하계 내에 편재한다" 등이 성질을 가진다하고. 간접적으로 존재를 암시하는 관측 사실은 있지만, 직접적인 관측 사례는 없으며, 암흑물질의 정체도 불분명합니다.

암흑물질의 초기 역사

1936년 츠비키의 동료인 싱클레어 스미스(Sinclair Smith)는 30개의 은하를 대상으로 처녀자리 은하단에 대해 비슷한 분석을 실시하여 거의 비슷한 결과를 얻었고, 1937년 츠비키는 이 결과를 보다 권위 있는 천체물리학 저널에 발표하여 카미노케자리 은하단의 질량 광도비는 대략 500 이상이며, 은하수 은하에서 태양계 부근의 질량광도비의 수백 배에 달한다고 주장했습니다. 또한 츠비키는 암흑물질 이외의 가능성을 은하 질량이 그 광도로부터 추정되는 값보다 크거나 현재  말하는 은하간 물질(은하단 가스)이 풍부하게 존재할 가능성, 그리고 은하단 스케일에서 뉴턴 중력이 파탄되어 역제곱법칙이 성립하지 않을 가능성도 지적하였습니다.

 

에릭 홀버그는 1940년 츠비키가 사용한 은하들은 은하단에 중력적으로 구속되지 않는다고 주장하며 츠비키의 주장을 반박했고, 마틴 슈바르츠실트는 1954년 그러한 은하를 배제하고도 여전히 높은 질량광도비를 갖는 은하를 추정했습니다. 이후 1950년대에는 은하단의 질량광도비 문제에 대한 많은 연구가 진행되었습니다. 1961년 산타바바라에서 열린 회의에서 큰 질량 광도비는 빛으로 검출되지 않는 은하간 물질이 기여하고 있기 때문이라는 가능성이 제기되었습니다. 기여하고 있기 때문이라는 가능성이 지지를 받았으나, Arno Penias, Herbert Rood, Nevile Woolf, Barry E. Turnrose & Herbert Rood 등의 연구를 거쳐, 1971년 John F. Meeking 등은 카미노케자리 은하단을 X선으로 관측하여 은하단 가스의 질량이 은하단이 중력적으로 구속되어 있기 때문에 필요한 값의 2%에 불과하다는 것을 보여주었습니다.

 

이후 우주의 암흑물질의 존재를 암시하는 관측이 보고되고, 은하의 회전 속도, 총알 은하단과 같은 은하단에 의한 배경 물체의 중력 렌즈 효과, 그리고 은하 및 은하단을 둘러싼 뜨거운 가스의 온도 분포 등의 관측 결과로 알게 되었습니다. 암측물질의 존재에 대한 '간접적인 발견'은 1971년대 베라 루빈의 은하 회전속도 관측을 통해 지적되었습니다. 수소 원자가 방출하는 21㎝ 광선으로 은하 외곽을 관측한 결과, 도플러 효과로 성간 가스의  회전속도를 추정할 수 있었습니다. 그녀는 이 결과와 원심력과 중력의 균형 공식을 이용해 질량을 계산할 수 있다고 생각되자 광학적으로 관측할 수 있는  물질의 약 10배에 달하는 물질이 존재한다는 결과가 나왔습니다. 이 은하의 밝기 분포와 역학적 질량 분포의 불일치를 은하 회전곡선 문제라고 하고 이 문제를 통해 존재가 밝혀진, 빛을 내지 않고 질량만 가지고 있는 미지의 물질이 암흑물질로 명명되었습니다.

 

암흑물질이 존재할 경우, 그 질량으로 인해 빛이 휘어져 뒤에 있는 은하 등의 모양이 일그러져 보이는 중력렌즈 효과가 발생합니다. 은하 형태의 왜곡을 통해 중력렌즈 효과의 정도를 알아내고, 이를 통해 암흑물질의 3차원적 공간 분포를 측정하는데 일본, 미국, 유럽 등 국제 연구팀이 처음으로 성공했다는 사실이 2007년 1월 과학잡지 '네이처'에 발표되었고, 같은 해 5월 15일 미국 항공우주국의 발표에 따르면, 미국 존스홉킨스대 연구팀이 이를 이용해 허블망원경으로 암흑물질의 거대한 고리 구조를 확인했다고 합니다. 연구팀은 10억~20억 년 전 두 은하단이 충돌한 흔적으로 지름이 약 260만 광년이며, 충돌로 인해 중심부에 모인 암흑물질이 이후 점차 고리 모양으로 퍼져나간 것이라고 밝혔습니다. 2013년 4월 3일 유럽공동원자력연구소에서 새뮤얼 틴 매사추세츠 공대 교수 등 연구진이 "암흑물질이 실제로 존재할 가능성을 보여주는 흔적을 발견했다"라고 발표했습니다. 국제우주정거장에 장착된 알파 자기 분광기를 이용해 양전자를 관측했으며 암흑물질이 중성미자라고 가정하면 서로 충돌해 소멸할 때 양전자가 튀어나오는 것으로 알려져 있습니다. 

 

우주에서 암흑물질이 차지하는 비율 추정

1986년 우주의 대규모 구조가 발견되었습니다. 이러한 구조를 형성하기 위한 우주 물질의 총량이 추정되었으나, 예상보다 질량이 적기 때문에 구조의 성장에는 허블법칙에서 도출된 우주의 나이(허블시간) : 100억 - 200억 년보다 더 오랜 시간이 소요되는 것으로 계산되었습니다. 이 부족한 질량을 보완하기 이해, 그 이전까지 여러 연구에서 제안되었던 암흑물질의 존재가 가정되었습니다. 이 가정은 몇몇 시물레이션을 통해서도 허블법칙의 범위 내에서 현재와 같은 은하집단의 거품 구조가 만들어지는 것을 지지하고 있습니다. 이후 우주의 가속팽차이 발견되었고, 인플레이션 이론을 설명하기 위해 암흑에너지 개념이 도입되었습니다. 우주배경복사를 관측하는 WMAP 위성의 관측을 바탕으로 우주 전체 물질 에너지 중 74%가 암흑에너지, 22%가 암흑물질이며, 인류가 볼 수 있는 물질의 대부분을 차지하는 것으로 추정되는 수소와 헬륨은 4% 정도에 불과한다는 설명이 나오고 있습니다. 이 관측 결과는 우주의 대규모 구조 시뮬레이션을 통해 예측되는 암흑물질의 값과 거의 일치합니다. 이렇게 두 가지 방법으로 추정한 암흑물질의 양이 거의 일치한다는 점에서 이 생각에 타당성이 있다고 여겨지는데, 2013년 3월 유럽우주국은 플랑크의 관측 결과를 바탕으로 암흑물질은 26.8%, 암흑에너지는 68.3%, 원자는 4.9%라고 발표하였습니다.

 

구성요소의 모호성

암흑물질이 구체적으로 무엇으로 구성되어 있는지에 대해서는 현재로서는 알 수 없지만, 후술 하겠지만 여러 후보들이 거론되고 있으며, 크게 소립자론에서 나온 후보와 천체물리학에서 나온 후보로 구불할 수 있으며 뜨거운 암흑물질과 차가운 암흑물질의 두 종류로 나누기도 합니다. 

 

소립자론의 후보를 WIMP, 천체물리학의 후보를 MACHO라고 부르며, 우주가 밝하질 때 그 암흑물질의 운동에너지가 질량에너지보다 높으면 뜨거운 암흑물질, 그렇지 않으면 차가운 암흑물질이라고 하는데, 현재 차가운 암흑물질 시나리오가 유력시되고 있으나 그 후보 입자는 아직 발견되지 않고 있습니다.

 

현재 우주는 은하 집단인 '은하단'이 연결된 필라멘트 구조와 은하가 희박한 영역인 '공허'가 복잡하게 얽혀 있는 그물망 같은 구조를 가지고 있습니다. '우주의 대규모 구조'라고 불리는 이 구조는 다음과 같이 형성되었을 것을 추측됩니다. 초기 우주에 존재했던 미세한 '흔들림'을 바탕으로 암흑물질의 밀도에도 흔들림이 생겨납니다. 밀도가 높은 부분은 더 많은 암흑물질을 끌어당기고, 그 중력에 의해 일반 물질인 가스가 점차적으로 끌어당겨지며 결국 모인 가스로부터 첫 세대의 별과 은하가 형성되고, 은하들은 별 형성 활동은 충돌과 합성을 통해 성장해 현재에 이르렀다는 것입니다.

 

이처럼 현재 관측되고 있는 우주의 거대한 구조, 그 형성 과정에는 암흑물질이 밀접한 관련이 있는 것으로 여겨지고 있습니다.