우주의 구성 물질들의 비율 그래프. 회색의 22%를 차지하는 부분이 암흑물질 암흑물질 (暗黑物質은 우주에 널리 분포하는 물질로서, 전자기파 즉 빛과 상호작용하지 않으면서 질량을 가지는 물질이다. 암흑물질이 분포하는 곳에서는, 그 중력에 의한 일반 상대성 이론의 효과 때문에 주변의 항성이나 은하의 운동이 교란되기도 하고, 빛의 경로가 굽어지기도 한다. 암흑물질의 존재는, 은하 등의 총 질량을 계산할 때, 광학적 관측을 통해 얻어진 값이, 중력 효과를 통해 계산한 값보다 현저히 작다는 사실로부터 유추할 수 있다. 암흑물질의 존재는 현재 정설로 인정되며, 빅뱅 이론 및 ΛCDM 모형의 핵심 요소다. 아직 암흑물질이 어떤 입자로 만들어졌는지는 알려지지 않았다. 이를 암흑물질 문제 (dark matter problem)라 한다. 현재, 학계에서는 아직 발견되지 않은 입자(초짝입자나 액시온 따위)일 것이라는 이론이 주류이다. 암흑물질은 우주의 총 에너지의 대략 23%를 차지하며, 나머지는 가시광선으로 관측할 수 있는 물질과 암흑 에너지로 이루어진다는 것이 현재의 이론이다. 물질만을 고려하면, 암흑물질은 우주 전체 물질의 84.5%를 차지하며, 가시광선으로 관측할 수 있는 물질보다 훨씬 더 많다고 추측한다. 암흑물질의 존재에 대한 의문은 지구 위에 있는 인간의 존재와는 무관한 듯 보인다. 그러나 암흑물질이 실제로 존재하느냐 않느냐는 현대 우주론의 최종 운명을 결정지을 수 있다. 우리는 먼 천제들로부터 멀어지는 은하에서 오는 빛의 적색편이를 통해 우주가 현재 팽창하고 있음을 알고 있다. 우리가 빛으로 관찰할 수 있는 일반 물질의 양은 이러한 팽창을 멈출 만한 충분한 중력이 없으며, 그래서 그러한 팽창은 암흑 물질이 없다면 영원히 계속될 것이다. 이론적으로 우주에 암흑 물질이 충분히 있다면 우주는 팽창을 멈추거나 역행(최후에 대붕괴로 이끄는)하게 될 수도 있을 것이다. 실제로는 우주의 팽창이나 수축 여부는 암흑 물질과는 다른 암흑에너지에 의해 결정될 것이라는 것이 일반적인 생각이다. 또한 암흑 물질은 우주의 생성 과정과도 밀접하게 연관되어 있다. 우리가 관측적으로 얻어낸 우주의 은하 분포는 어떤 종류의 암흑 물질이 존재해야만 가능하다는 것이 현대 우주론의 결론이다. 즉, 일반 물질이 중력 붕괴하면서 은하를 만드는 과정에서, 암흑 물질과 같이 빛에 의해 영향 받지 않는 물질이 이미 중력으로 거대 구조를 만들고 있지 않았다면, 현재와 같은 은하의 분포를 보일 수 없다는 것이다. 이 말은 결국 은하속의 한 항성인 태양계의 형성에도 암흑 물질의 분포가 궁극적으로 영향을 미친다는 것을 의미한다. 암흑 물질의 존재에 대한 최초의 증거는 은하 내부 항성 및 성단의 운동에서 왔다. 은하계 내부의 운동은 상당히 균일한 양상을 보이는데, 비리얼 정리에 의하면 운동에너지는 중력에 의한 위치에너지의 절반이 되어야 한다. 그러나 실험적으로 측정된 운동에너지는 그보다 훨씬 많다. 이로부터 광학적으로 관측되지 않는 물질이 은하 내부에 존재하여 훨씬 높은 운동에너지를 준다는 사실을 유추할 수 있다. 이는 은하계에서 항성의 속도 분포를 보면 더 확연해 진다. 암흑 물질이 없는 상황에서 속도 분포는 중심으로 부터의 거리에 반비례 하여 작아져야 하는데, 실제 관측되는 속도 분포는 거리에 상관없이 거의 일정하다. 은하계 내부 항성의 속도 분포. (A)는 암흑 물질이 없을 때, (B)는 암흑물질이 있는 경우이다. 우주의 암흑 물질의 분포는 중력 이론과 전산 모사를 통하여 간접적으로 알 수 있다. 은하의 중심에는 많은 암흑 물질이 분포할 것으로 예상되고 있다. 태양과 같은 항성의 중심이나 구상성단의 중심에 암흑 물질이 분포한다는 이론도 존재한다. 실험적으로는 이러한 곳에 존재하는 암흑 물질이 서로 쌍소멸하면서 발생하는 전자기파를 관측하려는 노력이 이어지고 있다. 우주 전체의 암흑 물질의 양은 우주 마이크로파 배경을 정밀 측정하여, 그 공간 분포를 이해하게 되면 알 수 있다. 이를 통해 알려진 우주 전체의 암흑 물질의 양은 일반 물질의 약 7배에 해당하며, 이것은 우주의 팽창을 멈추게 하기 위해 필요한 양의 1/4의 해당한다 암흑 물질은 빛과 상호작용을 하지 않기 때문에 광학적으로 관측할 수 없다. 하지만 우주에는 광학적으로 관측할 수 없는 존재가 매우 많다. 예를 들어 태양 규모 정도 혹은 그 보다 작은 항성은 핵융합에 의한 에너지를 모두 소모하게 되면 최종적으로 갈색왜성이 되는데, 갈색왜성은 빛을 발하지 않기 때문에 관측하여 발견할 수 없다. 태양보다 훨씬 큰 항성의 경우 중성자별이나 블랙홀이 되는데, 이들 역시 광학적으로 발견할 수는 없다. (블랙홀의 경우 직접적으로는 관측이 불가능하지만, 매우 강한 중력으로 인하여 주변의 물질이 빨려 들어가면서 만들어내는 X-선을 관측하여 블랙홀의 존재를 알 수 있다.) 또한 은하와 은하 사이에 분포하는 성간 물질도 빛을 발하지 않는 경우가 있다. (특정 주파수의 전파를 발생하는 경우도 있으며, 이를 통해 성간 물질을 확인하기도 한다.) 우주를 통해 매우 많을 것으로 예상되는 중성미자와 같은 입자 역시 빛과 상호작용하지 않는 입자이다. 관측적으로 암흑 물질을 이해하는 데 있어서는 백색왜성이나 중성자별, 블랙홀과 같이 매우 무거운 존재들에 의한 영향은 배제할 수 있다. 이들 존재는 광학적으로는 관측이 불가능하지만, 일반 상대론에 의한 빛의 굴절 현상을 통해 간접적으로 존재의 확인이 가능하기 때문이다. 최근에는 주로 암흑 물질로 구성된 은하 또한 관측되었다. 이 은하는 지구로부터 5,000만 광년 떨어져 있고, 육안이나 일반망원경은 물론, 적외선이나 자외선 탐지기로도 관측되지 않는다. 영국·이탈리아·프랑스·호주 등 4개국 과학자들로 구성된 연구진은 우주에 떠도는 수소를 연구하던 중, 처녀자리에서 태양의 1억 배 질량을 가진 이 수소 원자 덩어리 (암흑 물질)을 발견했다. 이 암흑 물질은 방사선을 내뿜고 있어 영국 체셔주와 푸에르토리코에 설치된 전파망원경을 통해 그 존재가 드러날 수 있었다. 연구진의 한 과학자는 "만약 보통의 은하였다면 매우 밝아서 아마추어 망원경으로도 관측되었을 것"이라고 말했다. 천문학자들은 현재 우주이론상 암흑 물질은 일반 물질보다 5배 이상 많기에, 이번 발견은 우주 연구에 상당히 중요한 계기가 될 것이라고 하였다. 우주 망원경이 촬영한 Abell 1689 은하단에서는 암흑 물질에 의한 중력 렌즈 효과를 관찰할 수 있다. 암흑 물질의 존재의 또다른 증거는 중력 렌즈 효과에서 온다. 이 효과에서는 퀘이사와 같은 매우 먼 광원에서 온 빛이 은하단 따위를 거치면서 굴절되어 지구에서 관측된다. 이에 따라, 은하단의 상이 은하단에 포함된 질량에 비례하여 왜곡되게 된다. 이를 통해 유추한 은하단의 질량은 직접적으로 관측되는 질량보다 더 크므로, 은하단에 포함된 암흑 물질의 존재를 알 수 있다. scale.jpg|섬네일|오른쪽|총알 성단에서의 질량 분포. 허블 우주 망원경이 촬영한 그림에 거짓 색깔을 추가했다. 파란색 부분은 중력 렌즈 효과로 유추한 질량 분포이고, 붉은색 부분은 찬드라 우주 망원경이 엑스선으로 관측한 관측 가능 질량 분포이다. 현재 암흑 물질에 대한 가장 직접적인 증거는 총알 성단의 질량 분포다. 이 성단에서 중력 렌즈 효과로 유추한 질량 분포는 찬드라 우주 망원경이 엑스선으로 관측한 질량 분포와 일치하지 않으며, 이에 따라 암흑 물질이 어떻게 분포해 있는지 알 수 있다. 마이크로파 배경의 이론적 예측(실선)과 관측값(붉은색 점)들은 매우 잘 일치한다. 이러한 모형에는 암흑 물질들이 필수적으로 포함되며, 이는 암흑 물질의 존재에 대한 간접적인 증거이다. ΛCDM 모형은 초기 우주의 팽창을 우주 상수와 차가운 암흑 물질로 설명하는 모형이다. 이 모형을 통하여 우주 마이크로파 배경 및 다른 여러 효과들을 계산할 수 있는데, 이들은 관측된 값들과 매우 잘 일치한다. 암흑 물질의 존재는 그 중력적인 효과를 통해 유추할 수 있지만, 암흑 물질의 정확한 성질 및 정체는 알려지지 않았다. 현재 (2013년) 암흑 물질을 직접적으로 관찰 또는 검출하려는 여러 실험들이 활발히 진행되고 있다. 2013년, 6개국에서 300명 이상의 과학자들이 참가해 암흑물질이 우주에서 어떻게 분포하고 있는지 지도로 나타내는 연구를 시작하여 최근 (2015년 04월) 지도를 완성해 미 물리 학회 미팅에서 공개하였다. 암흑 물질은 전기적으로 중성이므로 전자기 상호작용을 겪지 않지만, 다른 물질과의 약한 상호작용은 한다. (하지만 그 힘의 크기는 매우 작다.) 이를 이용하면 지상에서도 암흑 물질을 직접 측정할 수 있다. 지상에서 실험적으로 암흑 물질 입자를 검출하려는 시도는 1980년대 부터 계속되어 오고 있다. 대표적으로 이탈리아의 DAMA 실험 그룹의 결과가 있는데, 이 실험 그룹은 약 100 GeV 정도의 질량을 가지는 암흑 물질 입자의 검출했으며, 이 입자 관측 결과가 일년 주기로 규칙적으로 반복된다는 것을 주장하고 있다. (암흑 물질을 지상에서 측정하면, 그 측정 이벤트의 수가 규칙적으로 변화할 것이 예상되는데, 이는 지구가 태양 주위를 돌면서 암흑 물질이 지구에 도달하는 속도가 규칙적으로 변화하기 때문이다.) 하지만 그 이후에 다른 연구 그룹에 의해 이루어진 대부분의 후속 연구에서는 이러한 암흑 물질 입자의 존재가 부정되었다. 현재에도 이와 관련된 논쟁이 지속되고 있으며, 일부 암흑 물질 입자를 발견했다는 그룹의 주장들이 다른 그룹의 연구에서 부정되는 경우가 종종 발생하고 있다. 기본적으로 모든 실험 그룹들은 자신들 만의 실험 방식을 도입하고 있으며, 실험 방식이 모두 다르다는 면에서, 아직 우리가 알지 못하는 다른 배경 잡음 현상을 암흑 물질로 혼동하고 있다는 것이 일반적인 해석이다. 대한민국에도 이러한 직접 관측 실험이 존재한다. 항성(즉 태양)의 중심이나 우리은하의 중심에서 암흑 물질 입자가 쌍소멸 하면서 발생하는 특정 영역의 감마선을 관측하려는 실험들이다. 역시 암흑 물질의 존재를 간접 확인 했다는 실험 그룹도 존재하지만, 확실한 증거가 되지는 못하고 있다 . 입자 가속기에서 인위적으로 쌍생성 반응을 통해 암흑 물질 입자가 만들어질 수도 있다. 하지만 정확히 말하면, 암흑 물질을 만들어내는 것이 아니고, 그 후보 입자 중 하나인 초대칭 입자를 만들어내는 것이다. 문제는 이렇게 만들어진 초대칭 입자가 기존의 다른 물질과 매우 약하게만 상호작용 하기 때문에, 입자 검출기를 통해서 직접적으로 검출해 낼 수가 없다는 것이다. 그러므로 보통 이른바 "잃어버린 에너지"가 존재하는 가를 찾는 실험이 수행된다. 예를 들어 보손의 경우, 그 붕괴 현상에 있어, 관측 되지 않는 입자들 만으로 붕괴하는 현상이 약 20% 정도 인것으로 알려져 있다. 이 관측되지 않는 입자가 초대칭 입자일수도 있는 것이다. (하지만 보통은 중성미자인 경우가 대부분이다.) 역사적으로 암흑 물질은 세 범주로 나누어 왔다. 그 세 범주는 입자가 우주팽창으로 인해서 느려지기 전에 초기우주에서 무작위 운동으로 움직일 수 있었던 거리에 따라 분류되었다. 그 거리를 자유 흐름 길이(free-streaming length)라고 하며 그에 따라 암흑 물질은 다음과 같이 나뉜다. 뜨거운 암흑 물질 (HDM, hot dark matter) – 자유 흐름 길이가 원시 은하보다 훨씬 큰 물질, 즉 중성미자와 같은 가벼우면서 매우 많이 존재하는 물질. 따뜻한 암흑 물질 (WDM, warm dark matter) – 자유 흐름 길이가 원시 은하와 비슷한 물질 차가운 암흑 물질 (CDM, cold dark matter) – 자유 흐름 길이가 원시 은하보다 훨씬 작은 물질, 즉 윔프와 같이 무거운 물질. 이전에는 네 번째 범주로 혼합 암흑 물질 (mixed dark matter)이 고려되었으나 암흑에너지의 발견으로 인해 곧 사라졌다. 현재의 암흑 물질 탐색 연구는 대부분 차가운 암흑 물질 입자를 찾는데에 초점이 맞추어져 있다. 우주론의 표준 모형(standard model of cosmology)은 차가운 암흑 물질을 채택한다. 우주론의 표준 모형은 일명 ΛCDM 모형이라고도 부르는데, 여기서 "Λ"는 우주상수 (암흑 에너지), "CDM"은 저온 암흑 물질을 뜻한다. 현재 학계에서 가장 유력한 설로 거론되고 있다. 차가운 암흑 물질 후보에는 가장 가벼운 초짝입자나 액시온 등이 있다. 그 밖에도 차가운 암흑 물질의 성질을 만족하는 다양한 가상 입자 모형들이 존재한다. R반전을 보존하는 낮은 에너지 초대칭 깨짐 모형에서는 가장 가벼운 초짝입자가 R반전성에 의하여 안정하게 된다. 이 입자는 대개 가장 가벼운 뉴트랄리노이고, 차가운 암흑 물질의 여러 성질을 만족시킨다. 일부 모형에서는 액시온이 암흑 물질의 역할을 할 수 있다. 액시온 이론에 따르면, 빅뱅 과정 중에 액시온이 엄청나게 많이 생성된다. 하지만 우주 급팽창에 이은 질량 생성 과정 중에 상당한 양의 운동 마찰력이 생기게 되며, 이는 모든 원시 액시온으로부터 운동 에너지를 흡수해간다. 그러므로, 액시온 이론은 우주는 원시 액시온의 매우 차가운 응축물로 가득차 있을 것이라고 예측한다. 원시 액시온의 질량에 따라, 액시온 이론은 우주학에서의 암흑물질 문제를 적절하게 설명한다. 암흑물질인 액시온을 관측하기 위한 연구는 진행 중에 있지만, 액시온이 있을만한 위치의 질량 영역을 감지할 수 있을 정도로 민감한 관측이 아직 부족한 상황이다. 이제까지의 연구는 높은 질량을 가지는 액시온의 존재 가능성을 일축한다. 초기의 암흑 물질 이론에서는 백색왜성, 갈색왜성, 블랙홀, 중성자별, 떠돌이 행성과 같은 보이지 않는 무거운 일반적 천체에 주목하여 그러한 천체들을 묶어서 마초(MACHO, massive compact halo object) 라고 했다. 천문학자들은 충분한 양의 이러한 천체를 찾아내는 데에 실패했다. 더욱이 은하회전곡선, 중력렌즈, 우주의 거대 구조 형성 등의 독립된 증거들로 미루어 볼 때 우주의 85–90% 의 질량은 전자기적으로 상호작용하지 않는다. 이러한 비중입자 암흑물질(nonbaryonic dark matter)의 증거는 중력의 영향으로 나타난다. 따라서 현재 받아들여지고 있는 견해는 암흑 물질을 구성하는 입자는 일상적인 양성자나 전자 따위의 중입자로 구성되기 힘들다는 것이다. 주로 거론되는 암흑 물질 후보는 액시온, 비활성 (sterile) 중성미자, 윔프(WIMP, weakly interacting massive particle, 초중성입자를 포함) 따위다. 초대칭 이론은 수많은 초짝입자(superpartner)의 존재를 예측한다. 그 중 가장 가벼운 입자는 (대부분의 모형에서는) 안정하다. 정확하게 어느 입자가 가장 가벼운지는 모형에 따라 다르지만, 대개 초중성입자(neutralino)나 초액시온 (axino) 따위다. 액시온은 페체이 퀸 이론에서 강한 상호작용의 CP 문제를 풀기 위하여 도입하는 입자다. 이 입자 역시 전자기적으로 상호작용하지 않기 때문에 암흑 물질을 이룰 수 있다. 비활성 중성미자는 일반적 중성미자의 미세한 질량을 설명하기 위하여 시소 메커니즘(seesaw mechanism)에서 도입하는 입자다. 만약 비활성 중성미자가 매우 무겁다면 일반적 중성미자는 그만큼 가벼워진다. 일반 중성미자도 한 때 암흑 물질의 후보였다. 중성미자는 우주를 통틀어 매우 많은 양이 존재할 것이기 때문에, 중성미자가 약간의 질량을 가지기만 해도 암흑 물질의 상당부분을 설명할 수 있다는 것이다. 하지만 중성미자는 너무 가벼운 입자이기 때문에 우리가 관측적으로 알게된 우주의 거대 구조를 만들 수 없다는 것이 우주론 연구에서 알려지면서, 암흑 물질의 대부분을 설명할 수 있는 후보로써는 제외되었다. 일부 모형에서는 암흑 물질을 도입하는 대신, 암흑 물질처럼 보이는 현상을 순수하게 중력적인 효과로 설명하려 한다. 이러한 이론들을 수정 뉴턴 역학 (Modified Newtonian Dynamics MOND)이라고 한다. 은하단의 크기 이상의 거리(또는 매우 짧은 거리)에서도 뉴턴의 만유 인력 법칙이 정확히 맞는가 하는 것에 대한 검증은 아직 제대로 되어 있지 않다. 수정 뉴턴 동역학 이론은, 매우 먼거리의 질량 사이에서는 만유 인력이 다르게 작용한다는 이론이다. 이 이론을 적절히 적용하면 은하에서 항성의 속도 분포 문제와 같이 암흑 물질의 발단이 된 이상현상들을 암흑 물질 없이도 설명할 수 있다. 수정 중력 이론을 뒷받침하는 다른 이론들이 있는 것은 아니며, 아직 검증된 바 없는 이론이지만, 이론 천문학계에서는 활발히 연구되고 있는 주제 중의 하나이다. 암흑 에너지 가벼운 암흑 물질 한국 암흑물질 탐색실험 분류:천체물리학 분류:천문학의 미해결 문제 분류:물리우주론 분류:물리학의 미해결 문제 분류:어둠 분류:천체역학 분류:표준 모형 이후의 물리학