**암흑 물질**은 우주 물질의 약 85%를 차지하는 것으로 생각되는 물질의 가설상의 형태이다.

암흑 물질에 대한 주요 증거는 만일 많은 은하들이 보이지 않는 물질을 많이 포함하지 않는다면 상당히 다르게 행동할 것이라는 것을 보여주는 계산으로부터 나온다. 어떤 은하들은 전혀 형성되지 않았을 것이고 다른 것들은 현재처럼 움직이지 않을 것이다.

아직 암흑 물질을 직접 관찰한 사람이 없기 때문에, 존재한다고 가정하면, 중력을 통하지 않고는 일반 중입자 물질 및 복사와 거의 상호 작용하지 않아야만 한다. 대부분의 암흑 물질은 비중입자로 생각된다; 그것은 미발견의 어떤 아원자 입자들로 구성되어 있을 수 있다. 암흑 물질은 속도(더 정확하게는 자유 스트리밍(free streaming) 길이)에 따라 "차가운", "따뜻한" 또는 "뜨거운" 것으로 분류된다. 현재 모형은, 입자들의 점진적으로 축적에 의해서 구조들이 창발하는(structures emerge) 차가운 암흑 물질 시나리오를 선호한다.

과학 커뮤니티는 일반적으로 암흑 물질의 존재를 인정하지만, 일반적인 암흑 물질로는 잘 설명되지 않는 특정 관측에 흥미를 느낀, 일부 천체물리학자들은, 일반 상대성 이론의 표준 법칙의 다양한 수정들을 주장한다. 여기에는 수정 뉴턴 역학, 텐서-벡터-스칼라 중력(tensor–vector–scalar gravity) 또는 엔트로피적 중력이 포함된다. 그렇지만, 지금까지 제안된 모형들 중 어느 것도 관측된 모든 현상을 한 번에 정확하게 설명할 수 없으며(관측적 증거에 대한 섹션을 참조), 만일 중력을 수정해야 하는 경우라도, 암흑 물질의 일부 형태가 여전히 필요할 것임을 시사한다.

## 역사

### 초기 역사
암흑 물질의 가설은 한 정교한 역사를 가지고 있다. 그는 암흑 물질의 양이 눈에 보이는 물질의 양보다 적어야 한다는 것을 발견했다.

항성 속도를 사용하여 암흑 물질의 존재를 최초로 제안한 사람은 1922년 네덜란드 천문학자 야코뷔스 캅테인이다.

1933년에, 캘리포니아 공과대학에서 일하면서 은하단을 연구한, 스위스 천체물리학자 프리츠 츠비키도 비슷한 추론을 했다. 오늘날 동일한 계산은, 빛나는 물질에 대해 더 큰 값들을 사용하여, 더 작은 부분을 보여준다. 그럼에도 불구하고, 츠비키는 자신의 계산에서 믈질의 대부분이 어둡다는 결론을 올바르게 내렸다.

질량-광도 비율 이상에 대한 추가 징후는 은하 회전 곡선의 측정에서 나왔다. 1939년에, 호레이스 W. 밥콕은 안드로메다 성운(지금은 안드로메다 은하로 알려짐)의 회전 곡선을 보고했는데, 이는 질량-광도 비율이 방사상으로 증가함을 시사했다.

### 1960년대
나중에 SETI 연구소의 선임 천문학자가 된 세스 쇼스탁이 수행한, 초기 전파 천문학 관측들은, 6개의 은하들이 그 외곽 지역들에서 너무 빠르게 회전하는 것으로 나타났는데. 이는 그들의 궤도를 유지하는 데 필요한 중력적 끌어당김을 만드는 수단으로서 암흑 물질의 존재를 가리킨다.

### 1970년대
1960년대와 1970년대의 베라 루빈, 켄 포드

루빈과 포드가 광학적 회전 곡선들을 탐색하는 동시에, 전파 천문학자들은 근처 은하들에 있는 21cm의 수소 원자 선을 매핑하기 위하여 새로운 전파 망원경들을 사용하고 있었다. 성간 원자 수소(H-I 영역)의 방사 분포는 종종 광학적 연구에 의해서 접근할 수 있는 것보다 훨씬 더 큰 은하 반지름에까지 확장되어, 회전 곡선의 샘플링 - 따라서 전체 질량 분포-이 새로운 역학 체제(regime)로 확장된다. 그린 뱅크 천문대(Green Bank Observatory)은 오웬스 밸리 간섭계(Owens Valley interferometer)와 매핑된 5개의 나선에 대한 H-I 회전 곡선을 발표했다; 5개 모두의 회전 곡선들은 매우 평평하여, 확장된 H-I 디스크의 외부 부분에서 매우 큰 질량-광도 비율 값들을 제시했다.

### 1980년대
1980년대의 일련의 관측들은 은하단들에 의한 배경 물체들의 중력 렌즈 효과, 다양한 수단을 통해서, 이 입자를 찾는 것은 입자 물리학에서의 증요한 노력들 중 하나이다.

## 기술적 정의
표준 우주론에서는, 물질은 그 에너지 밀도가 척도인자의 역세제곱, 즉 }}으로 비례하는(scale) 어떤 것이다. 이것은 척도인자의 역 네제곱 }}으로 척도화되는 복사 및 ''a''와 무관한 우주상수와 대조된다. 물질과 복사에 대한 다른 척도인자는 복사 적색편이의 결과이다; 예를 들어, 일반 상대성이론에서 우주 팽창을 통해 관측 가능한 우주의 직경을 점진적으로 두 배로 늘린 후에는 ''a''는 두 배로 증가했다. 우주배경복사의 에너지는 반이 되었다(각 광자의 파장이 두 배가 되었기 때문이다);

원칙적으로는, "암흑 물질"은 보이지 않지만 여전히 }}을 따르는 우주의 모든 구성 요소를 의미한다. 실제로는, "암흑 물질"이라는 용어는 암흑 물질의 비중입자 성분만을 의미하는 데 자주 사용되니, 즉, "실종된 중입자(missing baryons)"는 제외된다. 문맥이 일반적으로 어떤 의미를 의도하는지를 나타낼 것이다.

## 관측적 증거

### 은하 회전 곡선
나선은하들의 팔들은 은하의 중심 주위를 회전한다. 나선은하의 광도 질량은 중심에서 외곽으로 갈수록 감소한다. 만일 광도 질량이 그 물질 전부였다면, 우리는 은하를 중심에 있는 점질량으로 모델링하고, 태양계에게와 유사하게, 그 주위를 도는 질량들을 시험할 수 있다. 케플러의 제2 법칙로부터, 회전 속도는 태양계와 유사하게 중심에서 멀어질수록 감소할 것으로 예상된다. 이것이 관측되지 않는다. 대신, 은하 회전 곡선은 중심에서 멀어질수록 평평하게 유지된다.
케플러의 법칙이 맞다면, 이 불일치를 해결하는 확실한 방법은 나선 은하의 질량 분포가 태양계의 질량 분포와 유사하지 않다는 결론을 내리는 것이다. 특히 은하의 외곽에는 비발광물질(암흑 물질)이 많이 존재한다.

### 속도 분산
갇힌(bound) 시스템들 속의 별들은 비리얼 정리를 따라야 한다. 측정된 속도 분포와 함께, 그 정리는, 타원 은하들 또는 구상 성단들과 같은, 한 구속된 시스템의 질량 분포를 측정하는 데 사용될 수 있다. 일부 예외를 제외하고, 타원 은하들의 속도 분산 추정치들은

은하 회전 곡선들과 마찬가지로, 불일치를 해결하는 명백한 방법은 비발광 물질의 존재를 가정하는 것이다.

### 은하단
은하단들의 질량은 세 가지 독립적인 방법으로 추정할 수 있기 때문에 그것들은 암흑 물질 연구들을 위해서 특히 중요하다:

일반적으로, 이 세 가지 방법은 암흑 물질이 눈에 보이는 물질보다 대략 5 대 1로 더 무겁다는 것에 합리적인 일치가 있다.

### 중력렌즈 효과
일반 상대성이론의 결과 중 하나는 더 먼 소스(퀘이사 같은 것)와 관측자 사이에 무거운 물체(은하단 같은 것)가 빛을 굴절시키는 렌즈 역할을 해야 한다는 것이다. 물체가 더 무거울수록 더 큰 렌즈 효과가 관측된다.

강한 렌즈 효과는 빛이 중력렌즈를 통과할 때 배경 은하들이 호들로 왜곡되는 현상을 관측하는 것이다. 에이벨 1689를 비롯한 많은 먼 은하단들 주변에서 관찰되었다.

약한 중력렌즈 효과(weak gravitational lensing)는 방대한 은하계 탐사들의 통계 분석을 사용하여, 은하계의 미세한 왜곡들을 조사한다. 인접한 배경 은하들의 겉보기 전단 변형을 조사하여 암흑 물질의 평균 분포를 특징지울 수 있다. 질량-광도 비율은 다른 거대구조 측정에 의해 예측된 암흑 물질 밀도에 대응한다..

2021년 5월에, 암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey) 공동 연구에 의해 한 새로운 상세한 암흑 물질 지도가 공개되었다.

2023년 4월, 네이처 천문학(Nature Astronomy)의 연구는 타원은하 HS 0810+2554의 렌즈 효과의 원인이 되는 암흑 물질의 추론된 분포를 조사했고, 또한 암흑 물질 내의 간섭 패턴들에 대한 잠정적인 증거를 발견했다. 간섭 패턴들의 관측은 WIMP들과 호환되지 않지만, 10

### 우주 마이크로파 배경
암흑 물질과 일반 물질은 모두 물질이지만, 같은 방식으로 행동하지는 않는다. 특히, 초기 우주에서는, 일반 물질은 이온화되어 톰슨 산란(Thomson scattering)을 통한 복사와 강하게 상호 작용했다. 암흑 물질은 복사와 직접 상호 작용하지 않지만, 그 중력 퍼텐셜(주로 대규모로)에 의해서, 또한 일반 물질의 밀도와 속도에 미치는 영향에 의해서 우주 마이크로파 배경(CMB)에 영향을 준다. 일반 및 암흑 물질 섭동들은, 그러므로, 시간이 지남에 따라 다르게 진화하고 CMB에 다른 흔적들을 남긴다.

우주 마이크로파 배경은 완전한 흑체에 매우 가깝지만 10만분의 몇의 매우 작은 온도 비등방성을 포함한다. 비등방성의 하늘 지도는 각도 파워 스펙트럼으로 분해될 수 있으며, 이는 거의 동일한 간격이지만 높이가 다른 일련의 음향 피크들을를 포함하는 것으로 관측된다. 일련의 피크는 CMBFAST 및 CAMB와 같은 최신 컴퓨터 코드에 의해서 가정된 우주론적 매개변수들의 어떤 집합에 대해서 예측될 수 있으며, 또한 이론을 데이터에 일치시키는 것은 우주론적 매개변수를 제약한다.

CMB 비등방성은 1992년 COBE에 의해 처음 발견되었지만, 음향 피크를 감지하기에는 해상도가 너무 낮았다. 2000년 풍선을 이용한 BOOMERanG 실험에 의해 첫 번째 음향 피크가 발견된 후, 파워 스펙트럼은 2003-2012년 WMAP에 의해 정확하게 관측되었으며, 또한 2013-2015년에 플랑크 위성에 의해서 훨씬 더 정확하게 관측되었다. 그 결과들은 ΛCDM 모델을 지지한다.

관측된 CMB 각도 파워 스펙트럼은, 암흑 물질의 정확한 구조가 ΛCDM 모형

### 구조 형성
구조 형성은 대폭발 이후 밀도 섭동이 붕괴되어 별들, 은하들 및 은하단들을 형성한 기간을 나타낸다. 구조 형성 이전에, 일반 상대성이론에 대한 프리드만 해법은 균질한 우주를 설명한다. 나중에는, 작은 비등방성이 점차 성장하여 균질한 우주를 별들, 은하들 및 거대구조로 응축했다. 일반 물질은, 극초기에는 우주의 지배적인 요소인, 복사의 영향을 받는다. 결과적으로, 밀도 섭동들이 씻겨 나가고 또한 구조로 응축될 수 없었다. 만일 우주에 일반 물질만 있었다면, 밀도 섭동들이 현재 보이는 은하들와 은하단들로 성장할 충분한 시간이 없었을 것이다.

암흑 물질은 복사의 영향을 받지 않기 때문에 이 문제에 대한 해결책을 제공한다. 그러므로, 밀도 섭동들이 먼저 성장할 수 있다. 그 결과적인 중력 퍼텐셜은 일반 물질이 나중에 붕괴할 수 있는 어떤 매력적인 퍼텐셜 우물로 작용하여 그 구조 형성 과정을 가속화시킨다

### 총알 은하단
만일 암흑 물질이 존재하지 않는다면, 그 다음으로 가장 가능성이 높은 설명은 일반 상대성이론―우세한 중력 이론―이 틀렸고 수정되어야 한다는 것이다. 최근 두 은하단의 충돌 결과인, 총알 은하단은, 겉보기 질량 중심이 중입자 질량 중심에서 멀리 떨어져 있기 때문에, 수정된 중력 이론에 대한 도전을 제공한다.

### Ia형 초신성 거리 측정
Ia형 초신성들은 우주가 과거에 얼마나 빨리 팽창했는지 측정하는 데 사용될 수 있는 은하외 거리를 측정하는 표준 촉광으로 사용될 수 있다.

### 전천 탐사 및 중입자 음향 진동
중입자 음향 진동(BAO)들은 커다란 척도에서 우주의 가시적 중입자 물질(보통 물질)의 밀도 내의 요동들이다. 이들은 초기 우주의 광자-중입자 유체의 음향 진동으로 인하여 발생할 것으로 ΛCDM 모형에서 예측되고, 또한 우주 마이크로파 배경 각도 파워 스펙트럼에서 관측될 수 있다. BAO는 중입자에 대해 선호하는 길이 척도를 설정한다. 암흑 물질과 중입자가 재결합 후에 함께 뭉쳐 있기 때문에, 그 효과는 가까운 우주의 은하 분포에서는 훨씬 더 약하지만, 은하들 쌍이 130~160 Mpc만큼 떨어져 있는 것에 비해서, 147 Mpc만큼 떨어져 있는 것들을 위해서는 미묘한(≈1%) 선호도로 감지될 수 있다. 이 특징은 1990년대에 이론적으로 예측되었고 또한 2005년 두 개의 대형 은하 적색편이 조사인, 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey)와 2dF 은하 적색편이 탐사에서 발견되었다. 그 결과들은 ΛCDM 모형을 지지한다.

### 적색편이-공간 왜곡
대형 은하 적색편이 탐사들은 은하 분포의 3차원 지도를 만드는 데 사용될 수 있다. 이 지도들은 관측된 적색편이로부터 거리를 추정하기 때문에 조금 왜곡된다. 적색편이는 지배적인 허블 팽창 항 외에 은하의 소위 독특한 속도의 기여를 포함한다. 평균적으로, 초은하단들은 중력으로 인해 우주적 평균보다 느리게 팽창하는 반면, 거시공동들은 평균보다 빠르게 팽창한다. 적색편이 지도에서, 초은하단 앞에 있는 은하들은 초은하단을 향하는 과도한 방사상의 속도를 가지며 거리가 암시하는 것보다 약간 더 높은 적색편이를 갖는 반면 초은하단 뒤의 은하들은 거리에 비해서 약간 낮은 적색편이를 갖는다. 이 효과는 초은하단이 방사상으로 눌려진 것처럼 보이도록 하고, 또한 마찬가지로 거시공동들은 늘어난다. 그들의 각도 위치들은 영향을 받지 않는다. 이 효과는 실제 모양을 알 수 없기 때문에 한 구조에 대해 감지할 수 없지만, 여러 구조들에 대해서는 평균화하여 측정할 수 있다. 1987년 닉 카이저에 의해 정량적으로 예측되었으며, 또한 2dF 은하 적색편이 탐사에 의해 2001년에 처음으로 결정적으로 측정되었다. 결과들은 ΛCDM 모형과 일치한다.

### 라이먼-알파 숲
천문 분광학에서, 라이만-알파 숲은 먼 은하들과 퀘이사들의 스펙트럼에서 중성 수소의 라이먼-알파 전이에서 발생하는 흡수선들의 합이다. 라이먼-알파 숲 관측은 또한 우주론적 모형들을 제한할 수 있다. 이러한 제약 조건등은 WMAP 데이터에서 얻은 것들과 일치한다.

## 이론적 분류

### 구성
아래 표에 나와 있는 것처럼 암흑 물질이 무엇으로 구성될 수 있는지에 대한 다양한 가설이 있다.
암흑 물질은 주로 중력을 통해 가시적 물질(예: 항성들과 행성들)과 상호작용하는 모든 물질을 지칭할 수 있다. 따라서 원칙적으로 새로운 유형의 기본 입자로 구성될 필요는 없지만, 적어도 부분적으로는, 양성자들이나 중성자들과 같은 표준 중입자 물질로 구성될 수 있다.

#### 중입자 물질
''사라진 중입자 문제(missing baryon problem)와 혼동하지 말것.''

천문학자들에게 친숙한, 행성들, 갈색왜성들, 적색왜성들, 볼 수 있는별들, 백색왜성들, 중성자별들, 그리고 블랙홀들을 포함하는 대부분의 평범한 물질은, ''중입자 물질''(대부분의 일반 물질의 질량을 지배하는 중입자를 지칭하는)이라고 불린다.

그렇지만, 여러 선상들의 증거에 따르면 암흑 물질의 대부분은 중입자로 구성되어 있지 않음을 시사한다:

#### 비중입자 물질
비중입자 암흑물질의 후보는 액시온들, 비활성 중성미자들, 약하게 상호작용하는 무거운 입자들(WIMPs), 중력-상호작용하는 무거운 입자(GIMP), 초대칭 입자들, 또는 지온(Geon)들과 같은 가상 입자들이다.

중입자 물질과 달리, 비중입자 물질은 초기 우주의 원소들의 형성에 기여하지 않았으므로(대폭발 핵합성)

#### 암흑 물질 응집 및 고밀도 암흑 물질 천체들
암흑 물질이 약하게-상호작용하는 입자들로 구성되어 있다면, 명백한 질문은 그것이 행성들, 항성들 또는 블랙홀들과 동등한 천체들을 형성할 수 있는가 하는 것이다. 역사적으로, 대답은 다음 두 가지 요인 때문에 불가능하다는 것이다:

2015-2017년에, 중간-질량 블랙홀들의 병합을 감지한 중력파 측정의 결과로 고밀도의 암흑 물질이 원시 블랙홀들로 구성되어 있다는 주장이 다시 제기되었다.

암흑물질은 일반물질과 반응할 때 고유의 감마선을 내뿜는 반물질도 아니고 우리가 감지 할 수 있는 입자를 방출하는 구름과 같은 일반물질도 아니며 모든 곳에 퍼져있는 것으로 감지되기에 주변에 매우 강력한 영향을 주는 블랙홀도 아니다.

멀리있는 은하들일수록 적색편이가 크다는 사실을 알아내어, 공간의 팽창에 따라 빛의 파장이 늘어지면서 일어나는 적색편이를 통해 우주 자체가 팽창한다는 사실을 밝혀낸 허블의 연구와 덧붙여 최근의 연구에서 우주의 팽창이 빨라진다는 사실을 밝혀냈는데, 이는 작용하는 중력에 반대로 작용하는 힘이 있다는 것을 의미하고 이를 암흑에너지라고 부른다.

60-70년대에 체게적으로 은하 회전속도를 측정하였는데, 예측과 달리 은하의 중심부에서 외곽으로 멀어질수록 회전속도가 감소하지 않음을 발견하였고, 이는 은하 외곽에 별들의 질량을 압도할 정도로 많은 양의 보이지 않는 질량이 존재하지 않으면 설명할 수 없는 현상이며 그렇기에 암흑물질의 근거가된다.

백색왜성이 주변으로부터 물질을 흡수하던 중 태양질량의 약 1.4배 정도의 질량에 도달하게되면 자체중력을 이기지 못하고 붕괴하여 1A형 초신성이 발생하게 되는데, 1.4.배 정도의 질량에 도달하게되면 발생하기에 그 밝기가 항상 동일하다는 특성을 지닌다. 이를 통하여 각각의 거리와 적색편이 사이의 관계를 측정하면 멀리 있었던 1A형 초신성의 광도가 더 어둡게 측정된다는 사실을 알아 낼 수 있고, 이는 실제거리는 더 가깝다는 의미가 된다. 즉 가까이 있는 별이 멀리있는 별보다 더 빠르게 멀어지고있다는 의미가 되며 결국 우주의 팽창속도가 점점 빨라진다고 해석할수 있다. 중력의 지속적인 감속효과로 점점 줄어들어야하는 우주의 팽창속도가 점점 빨라진다는 것은 암흑에너지의 존재를 나타내는 근거이다.

암흑물질은 그 어떤 파장으로도 빛이나 입자를 전혀, 혹은 거의 방출하지 않으며 다른 입자들과 상호 작용을 하지 않기 때문에 중력과 중력 때문에 발생하는 중력렌즈 현상을 제외하면 탐지가 불가능하다. 아직까지 검출된 적은 없지만, 태양계나 지구 주변의 공간에도 소량의 암흑물질 입자들이 떠돌아다니고 있을 가능성이 높다.

암흑물질과 암흑 에너지에 대해서 지구과학 시간에 조금 배웠었다. 보통물질에 비해서 훨씬 많은 비율로 존재하는 암흑물질과 에너지가 전자기파를 비롯한 다른 수단으로는 전혀 관측할 수는 없으나 분명히 존재한다는 사실이 나를 가슴뛰게 만들었다. 저 미지의 우주 공간에 항성과 행성사이의 빈 공간처럼 보이는 곳이 실은 암흑물질로 가득 차있다는 것을 상상하면 뭔지 모를 답답함을 느끼기도 한다. 우리의 믿음이 세상에 대한 우리의 인식을 형성한다는 수능특강의 지문처럼, 명백히 아무것도 없어보이는 저 빈 공간에 사실은 무수한 물질들로 채워져 있다는 사실이, 보이는 것이 정말 전부가 아니라는 사실을 깨우쳐주었다. 명확한 정체와 성질, 그 기원이 정확하게 확립되어있지 않은 암흑물질과 암흑에너지가 기존의 공식으로는 설명되지 않는 현상을 임시방편으로 설명하기 위한 도구가 아닌가 하고 생각도 했다. 그럼에도 암흑에너지가 아니면 도저히 우주가 가속팽창하는 이유를 설명할 수 없기에 암흑에너지를 부정하는 것 또한 어색하다. 나는 ‘무언가’가 있음이 분명한 암흑에너지와 암흑물질에 대하여 명확하게 이를 판별해 낼 수 있을만한 지식을 가지고싶다. 고대 철학에서 천체의 무한한 운동을 설명하기위해 도입한 에테르처럼 과학이 발전하면서 자연스럽게 사라질 개념일지는 모르지만 중력렌즈와 은하회전곡선을 통해 그 존재가 확실하기에 이를 밝혀내기 위한 노력을 할 것이다.

우리가 볼 수 있는 영역은 정말 한정되어있다. 전자기파의 400NM에서 700NM정도만을 인간의 눈으로 감지할 수 있다. 실은 전자기파는 0.1NM부터 1KM까지의 파장대가 존재한다. 그중에서 극히 일부만을 가지고 우리 전부를 판단하려는 것은 너무 오만할지도 모르는 일이다. 나는 암흑물질과 암흘에너지의 존재를 통해 전보다 더 다각화된 시각을 지니고서 모든 측면을 바라보는 사람이 되어야겠다고 다짐했다.

원자 크기의 원시 블랙홀들이 암흑 물질의 상당 부분을 차지할 가능성은 보이저 1호 우주선이 태양의 태양권 외부에서 양전자와 전자 선속(flux)들을 측정한 결과 배제되었다. 아주 작은 블랙홀들이 호킹 복사를 방출한다고 이론화되어 있다. 그러나 감지된 플럭스는 너무 낮았고 예상되는 에너지 스펙트럼을 갖지 않았으며, 이는 작은 원시 블랙홀이 암흑 물질을 설명할 만큼 충분히 널리 퍼져 있지 않음을 시사한다.

그러나 원시 블랙홀이 모든 암흑 물질을 설명할 수 있는 광학 마이크로렌즈 관측에 의해 제한될 수 있는 것보다 더 작은, 크게 제한되지 않은 질량 범위가 여전히 존재한다.

### 자유 스트리밍 길이
암흑물질은 차갑고 따뜻하며 뜨거운 범주로 나눌 수 있다. 이러한 범주는 실제 온도가 아닌 속도를 나타내며, 초기 우주에서 해당 물체가 우주 팽창으로 인해 느려지기 전에 임의의 움직임으로 인해 얼마나 멀리 이동했는지를 나타내는데, 이는 ''자유 스트리밍 길이'' 라고 하는 중요한 거리이다. 이 길이보다 작은 원시 밀도 요동은 입자가 밀도가 높은 영역에서 밀도가 낮은 영역으로 퍼지면서 씻겨 나가지만 더 큰 요동은 영향을 받지 않는다. 따라서 이 길이는 이후 구조 형성을 위한 최소 척도를 설정한다.

범주들은 한 원시은하(나중에 왜소은하로 진화하는 물체)의 크기와 관련하여 설정된다. 암흑물질 입자들은 FSL에 따라 차갑고, 따뜻하거나, 떠는 뜨겁게 분류된다: 한 원시은하보다 훨씬 작거나(차가움), 비슷하거나(따뜻함), 또는 훨씬 더 크다(뜨거움). 위의 조합도 가능하다. 혼합 암흑물질(mixed dark matter) 이론은 1990년대 중반에 유행했지만 암흑 에너지의 발견 이후 퇴출되었다.

차가운 암흑 물질은 처음에 은하들이 형성되고 또한 나중 단계에서는 은하단들이 형성되는 상향식 구조의 형성에 이르고, 반면에 뜨거운 암흑 물질은 초기에 더 커다란 물질 덩어리들이 형성되고 나중에 별도의 은하들로 파편화되는 하향식 형성 시나리오를 초래할
것이다;

#### 변동 스펙트럼 효과들
이 범주들은 또한 변동 스펙트럼(fluctuation spectrum) 효과

#### 대안적 정의들
또 다른 대략적인 구분선은 따뜻한 암흑 물질은 우주가 약 1년이 되었고, 또한 현재 크기의 100만분의 1이 되었을 때, 그리고 한 광자 온도가 270만 켈빈이었던 복사-지배 시대(Radiation-dominated era) (광자들과 중성미자들)에 비상대론적이 되었다는 것이다. 표준 물리 우주론은 복사-지배 시대에 입자 지평선 크기를 2 ''c'' ''t'' (빛의 속도에 시간을 곱한 값), 따라서 2광년을 제공한다. 이 크기의 지역은 오늘날 2백만 광년으로 확장될 것이다(구조 형성 없이). 실제 FSL은 위 길이의 약 5배인데, 왜냐하면 입자 속도가 비상대론적이 된 후 축척 계수에 반비례하여 감소함에 따라 계속 천천히 성장하기 때문이다. 이 예에서 FSL은, 오늘날, 평균적인 큰 은하를 포함하는 크기에 해당하는, 1천만 광년, 또는 3메가파섹들에 해당할 것이다.

270만 K 광자 온도는 250 전자볼트의 일반적인 광자 에너지를 제공하므로, 따뜻한 암흑 물질에 대한 일반적인 질량 척도를 설정한다: GeV–TeV 질량 WIMP들과 같이, 이보다 훨씬 더 무거운 입자는, 대폭발(빅뱅) 후 1년보다 훨씬 더 빨리 비상대론적이 될 것이고 또한 그래서 한 원시은하보다 훨씬 작은 FSL들을 갖지므로, 그것들을 차갑게 만든다. 반대로, 질량이 몇 eV에 불과한 중성미자들과 같은 훨씬 가벼운 입자들은, 한 원시은하보다 훨씬 큰 FSL들을 가지므로, 따라서 그것들을 뜨거운 것으로 간주한다.

#### 차가운 암흑물질
차가운 암흑물질은 대부분의 우주 관측들에 대한 가장 간단한 설명을 제공한다. 이것은 한 원시은하보다 훨씬 작은 한 FSL을 가진 구성요소로 구성된 암흑 물질이다. 뜨거운 암흑 물질은 은하나 은하단 형성을 지원할 수 없는 것 같고, 또한 대부분의 입자 후보들은 일찍 느려지기 때문에, 이것은 암흑 물질 연구의 초점이다.

차가운 암흑 물질의 구성 요소들은 알려져 있지 않다. 가능성들은 거대하고 조밀한 헤일로 물체들(MaCHOs)(블랙홀들 같은) 또는 무거운 중입자 물체의 강력한 연관성(RAMBO)(예: 갈색왜성)와 같은 대형 물체로부터 WIMP들 및 액시온들과 같은 새로운 입자들에 이르기까지 다양하다.

대폭발 핵합성 및 중력렌즈 효과에 대한 연구들은 대부분의 우주론자들

1997년 DAMA/NaI 실험과 2013년 후속 DAMA/LIBRA는, 지구를 통과하는 암흑 물질 입자들을 직접 감지했다고 주장했지만, 많은 연구자들은, 유사한 실험들의 부정적인 결과들이 DAMA 결과들과 양립할 수 없는 것처럼 보이기 때문에 회의적이다.

많은 초대칭 모형들은 WIMPy 가장 가벼운 초대칭 입자(LSP)의 형태로 암흑 물질 후보들을 제공한다. 별도로, 무거운 비활성 중성미자들은 시소 메커니즘(Seesaw mechanism)을 통해 작은 중성미자 질량을 설명하는 표준 모형에 대한 비대칭 확장들로 존재한다.

#### 따뜻한 암흑물질
따뜻한 암흑 물질은 한 원시은하의 크기와 비슷한 한 FSL을 가진 입자들로 구성된다. 따뜻한 암흑 물질에 기반한 예측들은 대규모에서의 차가운 암흑 물질에 대한 것들과 유사하지만, 그러나 소규모 밀도 섭동들이 더 적다. 이것은 왜소은하의 예측된 존재도를 감소시키고 또한 커다란 은하들의 중심 부분들에서 암흑 물질의 밀도를 낮추게끔 할 수 있다. 일부 연구자들은 이것이 관측들에 더 부합하다고 생각한다. 이 모형의 도전은 필요한 질량 ≈ 300 eV ~ 3000 eV 인 입자 후보들이 부족하다는 것이다.

알려진 어떤 입자들도 따뜻한 암흑 물질로 분류될 수 없다. 가정된 후보는 비활성 중성미자이다: 다른 중성미자들과 달리 약한 상호작용을 통하지 않는, 더 무겁고, 더 느린 형태의 중성미자이다. 스칼라-텐서-벡터 중력(scalar–tensor–vector gravity)과 같은, 일부 수정된 중력 이론들은, 그들의 방정식들이 작동하게 만드는 "따뜻한" 암흑 물질을 필요로 한다.

#### 뜨거운 암흑물질
뜨거운 암흑 물질은 그것들의 FSL이 한 원시은하의 크기보다 훨씬 큰 입자들로 구성된다. 중성미자는 그러한 한 입자에 인정된다. 그것들은 암흑 물질을 찾기 훨씬 이전에 독립적으로 발견되었다: 그것들은 1930년에 가정되었고, 또한 1956년에 탐지되었다. 중성미자들의 질량은 한 전자의 10보다 작다. 중성미자들은 중력과 약한 힘을 통해서만 정상 물질과 상호 작용하므로, 감지하기 어렵다. 이것은, WIMP들과 반대로, 그것들을 "약하게 상호작용하는 가는 입자(WISP)"로 만든다.

중성미자들의 세 가지 알려진 맛깔들은 ''전자'', ''뮤온'' 및 ''타우''이다. 그들의 질량들은 약간 다르다. 중성미자들은, 맛깔들이 움직일 때, 그들 사이에서 진동한다. 3개의 중성미자들(또는 셋 중 어떤 것이라도 개별적으로)의 집합적 평균 질량에 대한 한 정확한 상계(upper bound)를 결정하기 어렵다. 예를 들어, 만일 중성미자의 평균 질량이 50eV/c2(전자 질량의 10-5 미만) 이상이면, 우주는 붕괴될 것이다.

은하 크기의 밀도 요동들은 자유 스트리밍에 의해 씻겨 나가기 때문에, 뜨거운 암흑물질은 처음으로 형성 될 수있는 천체가, 은하들로 산산조각으로 부서지는 거대한 초은하단 크기인 팬케이크들을 형성할 수 있다는 것을 암시한다. 딥 필드 관측(deep field observation)들은 대신에 은하들이 먼저 형성되고, 은하들이 함께 덩어리지면서, 은하단들과 초은하단들이 뒤따른다는 것을 보여준다.

## 암흑 물질 입자들의 탐지
만일 암흑 물질이 아원자 입자들로 구성되어 있다면, 수백만, 아마도 수십억 개의, 그런 입자들이 매초 지구의 모든 제곱센티미터를 통과해야 한다. 또 다른 후보는 중력을 통해서만 일반 물질과 상호 작용하는 무거운 숨겨진 섹터(hidden sector) 입자들이다.

이러한 실험들은 두 가지 클래스들로 나눌 수 있다: 탐지기 내의 원자 핵에서 암흑물질 입자의 산란을 찾는, 직접 탐지하는 실험들; 그리고 암흑 물질 입자 쌍소멸이나 또는 붕괴의 산물을 찾는, 간접 탐지이다.

### 직접 탐지
직접 탐지 실험들은, (이론적으로) 지구를 통과하는, 암흑 물질 입자들과의 상호 작용에 의해 유도된 핵들의 저에너지 반동들(일반적으로 몇 keV)을 관측하는 것을 목표로 한다. 이러한 반동 후에 핵은 민감한 탐지 장치를 통과할 때, 섬광(scintillation) 또는 포논들의 형태로 에너지를 방출한다. 이를 효과적으로 수행하려면, 그도로 낮은 배경을 유지하는 것이 중요하며. 그것이 이러한 실험이 일반적으로 우주선들의 간섭이 최소화되는 깊은 지하에서 수행되는 이유이다. 직접 탐지 실험을 하는 지하 실험실들의 예로는 스타웰 광산(Stawell mine), 수단 광산(Soudan Mine), 서드베리의 SNOLAB 지하 연구소, 그란 사소 국립연구소(Laboratori Nazionali del Gran Sasso), 칸프랑 지하 연구소(Canfranc Underground Laboratory), 불비 지하 연구소(Boulby Underground laboratory), 샌포드 지하 연구시설(Sanford Underground Research Facility) 그리고 중국 진핑 지하 연구소(China Jinping Underground Laboratory)가 있다.

이러한 실험들은 주로 극저온의 또는 비활성 액체(noble liquid) 검출기 기술들을 사용한다. 100mK 미만의 온도에서 작동하는 극저온 감지기는 입자가 게르마늄과 같은 결정 흡수체의 한 원자에 부딪힐 때 생성되는 열을 감지한다. 비활성 기체 검출기는 액체 제논 또는 아르곤에서 입자 충돌로 생성된 섬광을 감지한다. 극저온 검출기 실험에는 다음을 포함한다: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. 비활성 액체 실험들은 LZ, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX, 그리고 LUX 대규모 지하 제논 실험(Large Underground Xenon experiment)를 포함한다. 이 두 기술 모두 배경 입자들(주로 전자를 산란시키는)을 암흑 물질 입자들(핵을 산란시키는)로부터 구별하는 능력에 중점을 둔다. 다른 실험들로는 SIMPLE 및 PICASSO가 있다.

현재 직접 검출 실험에서 암흑 물질 검출에 대한 확고한 주장은 없었으며, 대신 이러한 암흑 물질 입자의 핵자들과의 질량과 상호작용 단면에 대한 강력한 상한선으로 이어졌다.

직접 검출 실험들의 특별한 경우는 지향성 감도를 가진 실험들을 다룬다. 이것은 은하중심 주위의 태양계 운동에 기반한 한 탐색 전략이다. 저압 시간 투영 챔버(time projection chamber)를 사용하면 반동 트랙에 대한 정보에 접근하고 WIMP-핵 운동학을 제한할 수 있다. 태양이 진행하는 방향(대략 백조자리 쪽으로)에서 오는 WIMP들은 ,등방성이어야 하는, 배경으로부터 분리될 수 있다. 지향성 암흑 물질 실험들은 DMTPC, DRIFT, Newage 및 MIMAC을 포함한다.

### 간접 탐지
간접 탐지 실험들은 우주 공간에서 암흑 물질 입자들의 자기 소멸 또는 붕괴의 산물을 검색한다. 예를 들어, 높은 암흑 물질 밀도 지역(예: 은하중심)에서는 두 개의 암흑 물질 입자들이 쌍소멸하여 감마선들 또는 표준 모형 입자-반입자 쌍들을 생성할 수 있다. 이러한 검색들에 내재된 한 주요 어려움은 다양한 천체 물리학 소스들이 암흑 물질로부터 예상되는 신호를 모방할 수 있으므로, 따라서 한 결정적인 발견을 위해서는 여러 신호들이 필요할 수 있다는 것이다.

태양이나 지구를 통과하는 암흑 물질 입자둘 중 일부는 원자들을 흩어버리고 에너지를 잃을 수 있다. 따라서 암흑 물질은 이러한 천체의 중심에 축적되어, 충돌/쌍소멸의 가능성을 높일 수 있다. 이것은 고에너지 중성미자들의 형태로 독특한 신호를 생성할 수 있다.

암흑물질의 쌍소멸 또는 붕괴로 인한 그러한 방출을 찾기 위해 많은 실험적 탐사들이 수행되었으며, 그 예는 다음과 같다.

에너지 감마선 실험 망원경(EGRET)은 2008년에 우리은하에서 예상했던 것보다 더 많은 감마선들을 관찰했지만, 과학자들은 이것은 망원경의 감도를 잘못 추정했기 때문일 가능성이 가장 높다고 결론지었다.

페르미 감마선 우주 망원경은 유사한 감마선들을 찾고 있다.

더 높은 에너지에서, 지상 기반 감마선 망원경(ground-based gamma-ray telescopes)들은 왜소구형은하들

PAMELA 실험(2006년 시작)은 과도한 양전자들을 감지했다. 암흑물질 소멸이나 펄사들로 인한 것일 수 있다. 어떠한 과도한 반양성자들도 관측되지 않았다.

2013년에 국제우주정거장의 알파 자기 분광계(Alpha Magnetic Spectrometer)로부터의 결과들은 암흑 물질 쌍소멸로 기인했을 수 있는 과도한 고에너지 우주선들을 나타냈다.

### 암흑 물질을 위한 충돌기 탐색들
자연에서 암흑 물질 입자를 탐지하는 또 다른 방법은 한 실험실에서 생성하는 것이다. 강입자 충돌기(LHC) 실험들은 LHC 양성자 빔의 충돌에서 생성된 암흑 물질 입자들을 감지할 수 있다. 암흑 물질 입자들은 정상 가시 물질과 무시할 수 있는 상호작용을 해야 하기 때문에, 다른 (무시할 수 없는) 충돌 산물들이 탐지된다고 하면, 탐지기들을 빠져나가는 (많은 양의) 손실된 에너지와 운동량으로 간접적으로 탐지될 수 있다. 충돌기 탐색들을 통한 모든 발견은 발견된 입자가, 실제로, 암흑 물질임을 증명하기 위해서는 간접 또는 직접 탐지 부문들에서의 발견들에 의하여 확증되어야만 한다.

## 대안적 가설
암흑 물질이 아직 밝혀지지 않았기 때문에, 암흑 물질이 설명하기 위해 고안된 관측적 현상들을 설명하기 위한 다른 많은 가설들이 등장했다. 가장 일반적인 방법은 일반 상대성이론을 수정하는 것이다. 일반 상대성이론은 태양계 규모에서 잘 테스트되었지만, 은하계 또는 우주론적 척도에 대한 타당성은 잘 입증되지 않았다.

대안 가설들의 문제는 암흑 물질에 대한 관측적 증거가 매우 많은 독립적인 접근 방식들에서 나온다는 것이다(위의 "관측적 증거" 섹션 참조). 개별 관측을 설명하는 것은 가능하지만 암흑 물질이 없는 상태에서 모든 관측을 설명하는 것은 매우 어렵다. 그럼에도 불구하고, 엔트로피적 중력

대부분의 천체물리학자들 사이에서 지배적인 의견은 일반 상대성이론을 수정하면 관측적 증거의 일부를 맏을만큼 설명할 수 있지만, 우주내에 어떤 형태의 암흑 물질이 존재해야만 한다는 결론을 내리기에 아마도 충분한 데이터가 있다는 것이다.

## 대중 문화에서
암흑 물질은 사실적인 과학 주제들과 또한 공상 과학 소설 둘 다를 다루는 하이브리드 정기 간행물들에서 정기적으로 한 주제로 등장하며,

보다 광범위하게, "암흑 물질"이라는 문구는 보이지 않거나 또는 볼수 없는 것을 환기시키기 위해 은유적으로 사용된다.