[203호 과학학술 : 암흑물질] 암흑물질을 찾아서 -암흑물질의 증거와 그 중요성에 대하여-

인류의 오래된 호기심 중 하나는 우리 주변을 이루고 있는 물질의 근원에 관한 것이다. 2013년 힉스입자의 발견으로 표준모형은 완전히 검증되었지만, 이러한 물질들이 지구 주변을 넘어, 우리 은하 그리고 우주 전체에 존재하는 모든 물질을 구성한다고 볼 수는 없다. 본고에서는 암흑물질이 존재한다고 믿는 이유는 무엇이며, 우주의 진화에 어떤 역할을 하였고, 암흑물질을 찾기 위해서 어떠한 노력을 하고 있는지 알아본다.

 
암흑물질은 우주에 존재하는 관측 가능한 에너지의 27%를 차지하고 있으며, 은하계에 분포하고 있으나 눈에 보이지 않는 물질이다. 우주의 진화에 핵심적인 역할을 맡고 있는 암흑물질이 어떤 물질로 이루어져 있는지는 아직 알려지지 않고 있다. 이에 암흑물질에 대해 알아보고 그 증거 및 우주론적 의미를 살펴본다.

 

암흑물질

인류의 오래된 호기심 중 하나는 우리 주변을 이루고 있는 물질의 근원에 관한 것이다. 현재 우리는 입자물리의 표준모형을 통하여 쿼크나 렙톤들이 우리 주변의 물질을 구성하고있으며, 강한 핵력, 약한 핵력과 전자기력에 의하여 힘을 주고 받고 있다는 사실을 알고 있다. 2013년 힉스입자의 발견으로 표준모형은 완전히 검증되었다. 하지만 이러한 물질들이 지구 주변을 넘어, 우리 은하 그리고 우주 전체에 존재하는 모든 물질을 구성하는 것일까? 현재까지의 천문학적, 우주론적 관측은 적어도 인간이 만든 실험실에서 발견되지 않은 새로운 물질이 필요하다고 말하고 있다.

암흑물질은 스스로 빛을 내지 않아서 보이지는 않지만, 질량을 가지고 있으며 은하와 같은 거대 천체의 주위에 밀집하여 우주 전체에 분포한다. 그래서 은하의 운동이나 우주의 팽창과 같은 큰 규모에서 중력 현상에 영향을 끼치게 된다. 그 존재에 대해서는 많은 증거가 존재하지만 아직까지도 어떤 물질로 만들어져 있는지는 밝혀지지 않아 그 정체를 찾기 위하여 계속적인 연구를 하고 있다. 이 글에서는 암흑물질이 존재한다고 믿는 이유는 무엇이며, 우주의 진화에 어떤 역할을 하였고, 암흑물질을 찾기 위해서 어떠한 노력을 하고 있는지 알아보겠다.

 

암흑물질의 증거

깊은 산 속에서 밤하늘을 올려다보면 무수한 별들을 볼 수 있다. 별들은 항해사들의 길잡이 역할을 하고, 전래동화의 소재가 되기도 하며, 미지의 세계에 대한 동경과 상상 그리고 희망을 불어넣어 주기도 한다. 이러한 별과 은하들이 천문학자들에게는 우주의 현재와 과거를 보여주며 그 기원을 밝힐 수 있는 단서를 제공해 준다.

천체들의 질량을 측정하는 방법에는 두 가지가 있다. 관측한 빛의 양으로 질량을 직접 알아내거나 또는 그 구성원들의 운동을 통하여 구할 수 있다. 1933년 프리츠 츠비키(Fritz Zwicky)는 코마 은하단(Coma galaxy cluster)을 연구하고 있었다. 은하단은 수천 개의 은하들이 모여 있는 것을 말한다. 은하는 은하단의 중력에 의하여 움직이는 것이므로, 은하의 움직임을 잘 관찰하면 은하단 전체의 질량을 알 수 있다. 그리고 다른 방법으로 은하 하나하나의 질량을 구해서 모두 합하는 방법도 있다. 츠비키는 은하들의 움직임으로부터 얻은 질량이 관측된 은하들의 질량을 합한 것보다 훨씬 크다는 것을 발견하였다. 그 차이를 설명하기 위하여 츠비키는 과감한 제안을 한다. 즉 눈에 보이지 않는 물질이 존재하여야 한다고 지적한 것이다. 이것은 은하단 크기의 규모에서 빛을 내지 않지만 중력에 영향을 주는 암흑물질이 존재한다는 최초의 제안이며 관측의 증거가 되었다.

하지만 그 당시 관측의 정확성은 그다지 믿을 만하지 않았으며, 츠비키의 암흑물질에 대한 주장은 그다지 알려지지 않았다. 그 뒤 40여 년이 지난 후 은하의 회전속도를 보다 정밀하게 측정하게 되면서 암흑물질의 존재는 다시 부각되었다. 1970년대 베라 루빈(Vera Rubin)은 안드로메다은하의 회전 속도를 측정하는 일을 하고 있었다. 루빈과 그의 공동연구자인 포드(Kent Ford)는 안드로메다은하 바깥쪽 별들의 속도가 예상보다 훨씬 빠르다는 것을 발견하였다. 루빈과 포드는 다른 은하들에 대해서 계속 조사하여 60개 정도의 은하의 회전속도를 측정한 결과, 은하 중심에서 거리가 멀어져도 그 회전속도가 줄어들지 않고 일정하다는 것을 발견하였다.

회전하고 있는 나선 은하의 속도는 케플러의 법칙에 따르면 내부의 질량에 의하여 결정된다. 한 예로 은하 NGC 6503의 경우에 빛을 내는 별들과 가스로부터 회전속도를 계산할 수 있는데, 그림에서 보듯이 은하의 중심으로부터 멀어지면서 그 속도가 줄어들어야 한다. 하지만 관측에 의하여 측정된 회전 속도는 중심에서 먼 거리에서도 일정하게 유지되고 있다. 즉 그 차이에 해당하는 보이지 않는 물질이 존재한다는 것이다. 이 차이로부터 암흑물질의 분포를 이끌어낼 수 있다. 그 암흑물질의 분포는 Navarro, Frenk, White가 제안한 구형 모양의 헤일로(Halo) 모형으로 잘 설명이 된다.

암흑물질의 존재는 중력렌즈 효과를 통하여 뚜렷이 나타난다. 아인슈타인(Albert Einstein)의 일반상대론에 따르면 멀리서 오는 빛도 중력이 큰 주위에서 휘어져 나아간다. 이를 이용하면 보이지 않는 물질의 양을 알아낼 수 있다. 2006년에 찬드라 우주망원경의 엑스선과 허블우주망원경의 중력렌즈 결과를 바탕으로 암흑물질의 가장 직접적인 증거라고 여겨지는 총알성단의 관측이 이루어졌다. 그림(7면)은 두 개의 은하단이 빠른 속도로 충돌을 한 뒤의 모습인데, 엑스선을 방출하는 보통물질은 빨간색 주변에 모여 있으며 그 모양이 일그러져있다. 하지만 중력의 주요 원인이 되는 질량분포는 파란색 근처에 집중적으로 분포되어 있고 빛을 내지 않으며 충돌 후에도 각각이 구형 모양을 잘 유지하고 있다. 이것은 두 은하가 부딪힐 때, 빨간 색의 일반물질은 서로 충돌하지만, 파란색은 서로 거의 영향을 주고받지 않는 물질이어야 한다는 결론에 이르게 된다. 이것이 암흑물질의 가장 확실한 증거이다.

 

203-06-1

암흑물질과 우주의 진화

암흑물질은 빛을 내지 않으므로 광학망원경에 나타나지 않는다. 하지만 관측에 의하면 일반 물질들로 구성된 은하와 은하단이 있는 주변에 모여 있다. 이것은 우연일까? 그렇지 않다. 여기에는 우주의 진화와 관련된 중요한 비밀이 숨어 있다. 빅뱅 이론에 따르면 우주의 나이가 수 만 초 정도인 초기의우주에는 별도 은하도 존재하지 않았다. 단지 모든 천체의 기본이 되는 원자핵과 빛, 전자, 그리고 중성미자들만이 우주에 아주 균일하게 분포하고 있었다. 하지만 여기에 십만 분의 일 정도의 작은 불 균일이 존재하였는데, 백 억년의 시간이 흐르는 동안 초기의 작은 불 균일 상태에서 밀도가 큰 지역으로 중력에 이끌려 뭉쳐지면서 은하가 생성되고 그 안에서 별이 탄생하고 지구와 같은 행성 및 생명체가 만들어졌다.

십만 분의 일에 해당하는 작은 밀도 차이가 현재 우주의 은하와 같은 구조를 만들기 위해서 100억 년이라는 시간이 걸렸다. 여기서 중요한 문제는 일반적인 원자핵들은 빛과의 상호작용 때문에 우주나이 38만 년 때부터 밀도가 증가할 수 있는데, 그 이후의 시간은 현재 우주의 거대 구조를 형성하는 데 충분하지 않다. 하지만 암흑물질은 빛과 반응하지 않으므로, 중력상호작용을 통한 밀도의 증가가 훨씬 이른 시기부터 이루어질 수 있었다. 이런 암흑물질이 모인 지점을 중심으로 일반물질들도 중력에 의하여 모이게 된다. 암흑물질은 헤일로라는 거대한 분포를 이루고 그 속에 일반물질들이 은하와 별들을 만들게 된다. 그래서 암흑물질은 현재 모습과 같은 우주의 거대 구조를 형성하는 데 없어서는 안 되는 핵심적인 물질인 것이다.

최근에는 최첨단 슈퍼컴퓨터를 이용하여 우주의 진화 과정을 시뮬레이션 하고 있다. 고등과학원의 박창범 교수팀에서는 세계 최대의 우주론적 시뮬레이션을 수행하고 있으며, 우주관측에서 얻어지는 은하들의 공간분포와 비교함으로써 우주의 진화 및 우주 모형을 정밀화하는 연구를 하고 있다.

여기서 중요한 사실은 우주의 초기에 십만 분의 일에 해당하는 작은 밀도 요동이 존재하고 있었다는 사실이다. 이 작은 차이가 결국에는 우주의 거대 구조를 만드는 씨앗이 된다. 우주론자들은 밀도 요동을 일으키는 여러 가지 방법을 제안하였는데, 그 중에서도 우주 초기에 일어났던 인플레이션이 가장 유력한 이유로 알려지고 있다. 인플레이션은 우주가 급가속 팽창을 하였던 시기인데, 그 결과로 공간이 평탄해지고 우주 공간의 물질이 균일하게 분포하게 된다. 또한 그와 함께, 양자 요동으로 인해 만들어진 밀도 차이들이 우주론적 규모로 커지면서 우주 거대 구조의 씨앗이 되는 밀도 차이를 일으킬 수 있다. 이러한 밀도차이가 우주배경복사의 온도 차이도 일으키게 되는데, COBE(Cosmic Background Explorer) 위성이나 WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) 위성, 그리고 플랑크(Planck) 위성들이 자세한 관측을 함으로써 인플레이션 모형에 힘을 실어주고 있다. 또한 인플레이션이 예견하는 중력파에 의한 우주배경복사의 편광을 발견하기 위하여 BICEP2(Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization 2)와 같은 여러 그룹에서 계속 관측 중이다.

우주나이 38만 년 쯤, 원자핵과 전자들이 서로 결합을 하면서 우주의 물질들이 중성화되고 빛은 자유로워진다. 이때 나오는 빛이 현재 지구에서 관측하는 우주배경복사가 되며 그 온도 차이는 우주나이 38만 년 때 우주 밀도의 차이에 대한 정보를 가지고 있다. 또한 그 온도 차이는 암흑물질의 양, 원자핵과 같은 일반 물질의 양에도 의존하기 때문에, 우주배경복사의 온도 차이를 정밀하게 측정하면, 현재 우주를 구성하고 있는 물질의 양을 정확하게 구할 수 있다. 이에 따르면, 보통의 물질은 4.9%에 불과하고, 26.8% 정도가 암흑물질로 이루어져 있다. 나머지 68.3%는 암흑에너지라고 불리는 진공에너지와 같은 형태로 이루어져 있는데 이것은 암흑물질과 이름만 비슷할 뿐 전혀 다른 것이다.

암흑물질은 암흑에너지의 발견과 더불어 현대 우주론의 표준이 되는 이론인 ΛCDM(Lambda-Cold Dark Matter)모형을 이루고 있다. 이 모형은 암흑에너지, 차가운 암흑물질과 일반 물질이 우주 초기에 적당한 양이 존재하고, 그 물질 밀도가 십 만분의 일 정도의 요동을 가지고 시작한다는 빅뱅 우주 모형이다. 몇 가지 초기 조건이 주어지면 그 이후의 우주 진화를 이론적으로 계산할 수 있는데, 우주 초기의 빅뱅 핵합성 뿐 아니라, 우주배경 복사의 온도 비등방성과 우주 거대 구조의 형성, 그리고 초신성의 빛의 밝기 등을 아주 잘 설명해 준다. 현재는 빅뱅 우주론의 표준 모형으로 받아들여지고 있다.

ΛCDM모형에 따르면 우주의 약 5% 정도가 원자로 이루어진 우리가 아는 물질이다. 원자들은 우주 공간에 가스와 먼지의 형태로 존재하고 있고, 이들이 뭉쳐서 별이 되며 행성을 만들고, 중성자별, 블랙홀과 같은 천체들을 이루게 된다. 하지만 27%에 해당하는 물질은 원자와는 전혀 다른 새로운 물질, 즉 암흑물질이다. 그러면 암흑물질이란 무엇일까?

 

 

203-06-2

암흑물질의 탐색

사실 우리 은하도 암흑물질로 가득 차 있다. 우리 은하 안에 있는 별들의 회전운동을 면밀히 분석한 바에 따르면, 태양계 근처에서 암흑물질의 밀도는 0.3 GeV/cm3 정도이며 수 백 km/sec 정도의 속도로 움직이고 있다. 그러므로 암흑물질이 윔프(WIMP) 라고 불리는 것처럼 적어도 약한 상호작용을 한다면 지구 주변에서 검출할 수도 있다. 검출 방법에는 직접적인 측정과 그 부산물을 보는 간접적인 측정이 있다.

직접적인 측정은 암흑물질이 일반 물질의 핵과 탄성 충돌할 때 나오는 빛과 열을 이용하여 그 정체를 밝히는 것이다. 이러한 실험은 주변의 잡음이 아주 작은 지하 수 백 미터 아래에서 이루어지고 있다. 예를 들면, 이탈리아의 그란 사소(Gran Sasso) 지역에 있는 DAMA/LIBRA(DArk MAtter/Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) 실험이나, 미국의 수단 광산에 있는 CDMS(Cryogenic Dark Matter Search) 실 험 실 , 그 리 고 한국에서도 강원도 양양의 KIMS(Korea Invisible Mass Search) 연구팀이 직접적으로 암흑물질을 검출하려고 하는 실험을 하고 있다. DAMA/LIBRA 연구 그룹에서는 13년 간의 축적된 정보를 토대로 암흑물질과 같은 신호를 보았다고 하지만, 다른 실험에서는 관측되지 않아 여전히 그 정체를 밝히기 위한 연구가 진행 중이다.

간접적인 실험은 은하 주변의 우주 공간에 있는 암흑물질들이 서로 충돌할 때, 나오는 부산물을 보는 것이다. 암흑물질 사이의 소멸이나 붕괴에 의하여 감마선이나 반입자 또는 중성미자 같은 물질을 내어 놓을 수 있다. 감마선 검출기인 Fermi-LAT위성에서는 에너지 130 GeV 근처에서 감마선의 초과분이 관측되었는데 암흑물질의 신호가 아닌지 의심하고 있다. 또한 우주정거장에 있는 반입자 검출기인 AMS-02에서는 양전자의 양이 기대보다 훨씬 많이 관측되었고, 또한 남극의 중성미자 검출기인 IceCube에서는 TeV 에너지에서 많은 중성미자가 관측되었다. 이러한 신호들이 암흑물질로부터 온 것이 아닐까하는 추측이 있긴 하지만, 아직까지 명확하지는 않으며 그 원인을 파악하기 위한 실험을 계속 진행하고있다.

거대 강입자 가속기(LHC: Large Hadron Collider)는 2015년 더 높은 에너지 수준에서 가동을 재개한다. 힉스에 이어 새로운 입자의 검출을 기대하고 있다. 암흑물질이 윔프와 같은 것이라면, 이 가속기에서 양성자의 충돌로부터 생성될 수 있고 그 정체를 밝히는 것도 곧 가능할 것이다.

 

암흑물질을 보다

암흑물질의 모든 증거는 중력 상호작용에 의한 것이며 이론적으로는 약한 상호작용 정도의 힘을 미칠 수도 있다. 하지만 지구 주변에서는 그 밀도가 작기 때문에 인간의 일상생활에는 거의 영향을 주지 않는다. 하지만 그 중력들이 합해져 아주 큰 규모에서, 은하의 회전 속도나 중력 렌즈 효과, 그리고 우주의 팽창과 거대 구조의 형성에 영향을 주고 있다. 20세기에 들어 과학자들은 암흑물질의 존재를 알게 되었고‘볼 수 있게’되었다. 광학망원경으로 직접 볼 수 는 없지만 여러 가지 간접적인 방법으로 그 존재를 본다는 말이다. 이제 독자들도 밤하늘의 별과 은하를 볼 때, 그 주변에 있는 암흑물질도 더불어 볼 수 있으리라고 생각한다. 머지않은 미래에 암흑물질은 더 이상 암흑에 갇혀있지 않고 세상 밖으로 나오게 될 것이다.

 

203-06-3

 

 

최기영 / 한국천문연구원 선임연구원

* 그림 설명 및 출처

– 그림1: 은하 NGC 6503의 회전속도. 은하의 원반과 가스로부터의 기여도와 관측값을 설명하기 위하여 필요한 암흑물질 헤일로의 기여도를 나타냄. ⓒ K.G. Begeman, A.H. Broeils, R.H. Sanders, MNRAS 249 (1991) 523.
– 그림2: 총알 은하단. 두 은하단이 충돌 한 후 일반 물질과(빨간색) 암흑물질이(파란색) 분리되어 분포함. ⓒ Credit: X-ray: NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al.; Optical: NASA/STScI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.; Lensing Map: NASA/STScI; ESO WFI; Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

작성자: khugnews

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