stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
암흑물질
이론적 분류 > 구성 > 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. 단독인 블랙홀들, 중성자별들, 다 타버린 왜성들, 그리고 거대한 큰 물체들은 모두 MACHO(거대 컴팩트 헤일로 천체 Massive compact halo object)로 알려져 있다; 일부 과학자들은 처음에는 중입자의 MACHO들이 모든 암흑 물질을 설명하고 설명할 수 있기를 바랐다.
그렇지만, 여러 선상들의 증거에 따르면 암흑 물질의 대부분은 중입자로 구성되어 있지 않음을 시사한다:
충분한 확산, 중입자 가스 또는 먼지는 별들이 백라이트를 받을 때 볼 수 있을 것이다.
대폭발 핵합성 이론은 관측된 화학 원소의 존재비를 예측한다. 만일 중입자들이 더 많다면, 대폭발(빅뱅) 동안 더 많은 헬륨, 리튬 및 더 무거운 원소들이 합성되어야 한다. 관측된 존재비와 일치하려면 중입자 물질이 우주 임계 밀도의 4-5%를 구성해야 한다. 대조적으로, 거대구조 및 다른 관측들은 전체 물질 밀도가 임계 밀도의 약 30%임을 나타낸다.
우리은하에서 중력 마이크로렌즈 효과(gravitational microlensing)에 대한 천문학적 탐구는 암흑 물질의 기껏해야 아주 작은 부분만이 어둡고, 컴팩트한 천체들(MACHO들 기타)에 있을 수 있다는 것을 발견했다; 제외된 물체 질량들의 범위는 지구 질량의 절반에서 최대 30배 태양 질량까지이며, 그것은 거의 모든 그럴듯한 후보들을 포함한다.
우주 마이크로파 배경 내의 작은 불규칙성들(비등방성들)에 대한 상세한 분석들. WMAP과 플랑크에 의한 관측들에 따르면 전체 물질의 약 6분의 5는 중력 효과들을 통해서만 일반 물질 또는 광자들과 현저하게 상호 작용하는 어떤 형태임을 나타낸다.
이론적 분류 > 구성 > 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. 이미 관찰된 세 가지 중성미자 유형들은 참으로 풍부하고, 암흑이며, 물질이지만 개별 질량들이 ―아무리 불확실할지라도- 너무 아주 작기 때문에, 그것들은 거대구조와 높은-적색편이 은하들로부터 파생된 한계로 인해, 암흑 물질의 작은 부분만 공급할 수 있다.
중입자 물질과 달리, 비중입자 물질은 초기 우주의 원소들의 형성에 기여하지 않았으므로(대폭발 핵합성) 그 존재는 중력 효과나, 또는 약한 증력렌즈 효과를 통해서만 드러난다. 게다가, 그것을 구성하는 입자들이 초대칭이라면, 자기 자신과 쌍소멸 상호작용을 일으켜, 감마선들 및 중성미자들(간접 탐지)과 같은 관찰 가능한 부산물들을 초래할 가능성이 있다.
이론적 분류 > 구성 > 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. 약 30 태양 질량을 가진 블랙홀은 항성 붕괴(일반적으로 태양 질량 15 미만)나 은하 중심의 블랙홀 병합(수백만 또는 수십억 태양 질량)에 의해 형성될 것으로 예측되지 않는다. 감지된 병합을 일으키는 중간-질량 블랙홀은 밀도가 높은 영역이 붕괴되면서 우주의 뜨겁고 밀도가 높은 초기 단계에서 형성되었는 주장이 제기되었다. 약 1,000개의 초신성에 대한 이후의 조사에서는 중력렌즈 현상이 전혀 감지되지 않었는데, 특정 질량 범위 이상의 중간-질량 원시 블랙홀이 암흑 물질의 대부분을 차지한다면 약 8개 정도가 예상될 때였다.
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 해석할 수 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.
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. 그럼에도 불구하고 암흑 물질 냉각에 대한 접근을 포함하여 암흑 물질에 대한 고밀도 암흑 물질 설명을 제안하는 연구와 이론이 2018년 현재까지 계속되고 있으며 그 질문은 여전히 풀리지 않고 있다. 2019년에 안드로메다 관측에서 마이크로렌즈 효과의 부족은 작은 블랙홀이 존재하지 않는다는 것을 암시한다.
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.
이론적 분류 > 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 (free streaming length, FSL)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.[출처 필요]
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;[명료화 필요] 후자는 높은-적색편이 은하 관측들에 의해서 제외된다.
이론적 분류 > 자유 스트리밍 길이 > 변동 스펙트럼 효과들

이 범주들은 또한 변동 스펙트럼(fluctuation spectrum) 효과[추가 설명 필요]와 각 유형이 비상대론적이 된 대폭발(빅뱅) 이후의 간격에 해당한다. 데이비스Davis 등이 1985년에 다음과 같이 썼다:
후보 입자들은 변동 스펙트럼에 미치는 영향에 따라 세 가지 범주들로 그룹화할 수 있다(본드Bond 등 1983). 만일 암흑 물질이 재결합 직전까지 상대론적 상태를 유지하는 풍부한 가벼운 입자들로 구성되어 있으면 "뜨거운" 물질이라고 부를 수 있다. 뜨거운 암흑 물질에 대한 가장 좋은 후보는 한 중성미자이다 ... 두 번째 가능성은 암흑 물질 입자들은 중성미자보다 더 약하게 상호 작용하고 덜 풍부하며 1keV 정도의 질량을 가질 가능성이다. 이러한 입자들은 대규모 중성미자들보다 더 낮은 열 속도를 갖기 때문에 "따뜻한 암흑 물질"이라고 불린다 ... 현재 이 설명에 적합한 후보 입자들은 거의 없다. 중력미자들과 포티노들이 제안되었다 (페이글스Pagels와 프리맥Primack 1982; 본드Bond, 스잘레이Szalay와 터너Turner 1982) ... 매우 일찍 비상대론적이 되어, 무시할 수 있는 거리를 확산할 수 있었던, 모든 입자들을 "차가운" 암흑 물질(CDM)이라고 불린다. 초대칭 입자들을 포함하여 CDM에 대한 많은 후보들이 있다.
— 데이비스Davis, 에프스타티우Efstathiou, 프렌크Frenk와 화이트White (1985)
이론적 분류 > 자유 스트리밍 길이 > 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.
이론적 분류 > 자유 스트리밍 길이 > 차가운 암흑물질

이 부분의 본문은 차가운 암흑물질입니다.
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 및 프레온 별들 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 우주론자들에게 MACHO가 암흑 물질의 한 작은 부분 이상을 구성할 수 없다는 것을 확신시켰다. A. 피터Peter에 따르면 "... 정말로 그럴듯한 암흑 물질 후보는 새로운 입자들뿐이다."
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.
이론적 분류 > 자유 스트리밍 길이 > 따뜻한 암흑물질

이 부분의 본문은 en:Warm dark matter입니다.
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.
이론적 분류 > 자유 스트리밍 길이 > 뜨거운 암흑물질

이 부분의 본문은 en:Hot dark matter입니다.
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 10-6보다 작다. 중성미자들은 중력과 약한 힘을 통해서만 정상 물질과 상호 작용하므로, 감지하기 어렵다(약한 힘은 작은 거리에서만 작동하므로, 그래서 한 중성미자는 핵과 정면으로 부딪히는 경우에만 한 약한 힘 사건을 촉발한다). 이것은, WIMP들과 반대로, 그것들을 "약하게 상호작용하는 가는 입자(WISP)"로 만든다.
중성미자들의 세 가지 알려진 맛깔들은 전자, 뮤온 및 타우이다. 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. CMB 데이터와 또한 다른 방법들은 그들의 평균 질량이 아마도 0.3eV/c2를 초과하지 않을 것을 나타낸다. 따라서, 관측된 중성미자들은 암흑 물질을 설명할 수 없다.
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. 많은 실험들이 이 가설을 테스트하는 것을 목표로 한다. WIMP들이 인기 있는 검색 후보들이었지만 엑시온에 대한 연구와 미래에 더 많은 연구가 계획되는 액시온 암흑 물질 실험(Axion Dark Matter Experiment, ADMX)과 더불어, 엑시온들은 다시 주목을 받고 있다. 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.
암흑 물질 입자들의 탐지 > 직접 탐지

약하게 상호작용하는 무거운 입자 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
이 부분의 본문은 en:Direct detection of dark matter입니다.
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. DAMA/NaI 및 보다 최근의 DAMA/LIBRA 실험 협력은 탐지기들에서 사건들의 비율의 연간 변조를 감지했으며, 그들은 그것이 암흑 물질에 기인한다고 주장한다. 이것은 지구가 태양을 공전할 때, 암흑물질 헤일로에 대한 검출기의 속도가 약간 변할 것이라는 예상에서 비롯된다. 이 주장은 지금까지 확인되지 않았으며 또한 LUX, SuperCDMS 및 XENON100과 같은 다른 실험의 부정적인 결과들과 모순된다.
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.
암흑 물질 입자들의 탐지 > 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. 대안적으로, 만일 한 암흑 물질 입자가 불안정하면, 표준 모형(또는 다른) 입자로 붕괴될 수 있다. 이러한 과정은 우리 은하나 다른 곳의 고밀도 지역에서 나오는 과도한 감마선들, 반양성자들 또는 양전자들을 통해 간접적으로 감지할 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. 그러한 신호는 WIMP 암흑 물질의 강력한 간접적 증거가 될 것이다. AMANDA, IceCube 그리고 ANTARES와 같은 고에너지 중성미자 망원경들은 이 신호를 찾고 있다. 2015년 9월 LIGO의 중력파들의 탐지는 암흑물질을 새로운 방식으로 관측할 수 있는 가능성을 열어주는데. 만일 원시 블랙홀들의 형태일 경우에 특히 그렇다.
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. 2009년, 페르미 데이터에서 은하수 중심에서 나오는 아직 설명되지 않은 잉여 감마선들이 발견되었다. 이 은하 중심 GeV 초과는 암흑 물질 쌍소멸이나 또는 어떤 펄사들의 종족 때문일 수 있다. 2012년 4월, 대면적 망원경(Large Area Telescope) 기기에서 이전에 사용 가능한 데이터들의 한 분석은 은하중심에서 오는 감마선의 한 130GeV 신호에 대한 통계적 증거를 산출했다. WIMP 쌍소멸이 가장 그럴듯한 설명으로 여겨졌다.
더 높은 에너지에서, 지상 기반 감마선 망원경(ground-based gamma-ray telescopes)들은 왜소구형은하들과 은하단들에서 암흑 물질의 쌍소멸에 한계들을 설정했다.
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 물질 입자들의 탐지 > 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. 암흑 물질에 대한 제약들은 유사한 원리를 사용하는 대형 전자-양전자 충돌기(LEP) 실험에서도 존재하지만, 쿼크들보다는 전자들과 암흑 물질 입자들의 상호 작용을 조사한다. 충돌기 탐색들을 통한 모든 발견은 발견된 입자가, 실제로, 암흑 물질임을 증명하기 위해서는 간접 또는 직접 탐지 부문들에서의 발견들에 의하여 확증되어야만 한다.
대안적 가설

en:Alternatives to general relativity 문서에 이 부분의 추가 정보가 있습니다.
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. 일반 상대성이론에 대한 적절한 수정은 원칙적으로 암흑 물질의 필요성을 제거할 수 있다. 이 클래스의 가장 잘 알려진 이론들은 수정 뉴턴 역학(MOND)와 그 상대론적 일반화인 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS), f(R) 중력, 음의 질량(negative mass), 암흑 유체, 그리고 엔트로피적 중력이다. 대안 이론들은 아주 많다.
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 중력에서의 중력렌즈 효과에 대한 2016년 테스트와 또한 독특한 MOND 효과의 2020년 측정과 같은 대안 가설들에 대한 몇 가지 산발적인 성공들이 있었다.
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

이 부분의 본문은 en:Dark matter in fiction입니다.
암흑 물질은 사실적인 과학 주제들과 또한 공상 과학 소설 둘 다를 다루는 하이브리드 정기 간행물들에서 정기적으로 한 주제로 등장하며, 암흑 물질 자체는 "과학 소설의 소재"로서 언급되어 왔다. 암흑 물질의 언급은 소설에서 이루어진다. 이러한 경우, 그것은 보통 특별한 물리적 또는 마법적 특성으로 간주되며, 따라서 물리학과 우주론에서의 암흑 물질의 가설적 특성들과는 모순된다. 예를 들어, 《엑스파일》 에피소드 "소프트 라이트(Soft Light)"에서 암흑 물질은 관객의 무지에 의존하는 방식으로 한 플롯 장치 역할을 한다. 필립 풀먼의 《황금나침반 3부작》에서 암흑 물질에서 영감을 받은 물질인 "더스트(Dust)"가 눈에 띄게 등장하며, 또한 스티븐 백스터Stephen Baxter의 《질리 시퀀스(Xeelee Sequence)》에서 암흑 물질로 만들어진 존재들은 적대자들이다.
보다 광범위하게, "암흑 물질"이라는 문구는 보이지 않거나 또는 볼수 없는 것을 환기시키기 위해 은유적으로 사용된다.
갤러리

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| 허블 망원경을 이용한 우주 진화 조사(COSMOS)의 암흑 물질 지도 (2007). | 캐나다 프랑스 하와이 망원경을 사용한 CFHT 렌즈 효과 조사(CFHTlenS)의 암흑 물질 지도 (2012). (가운데에 COSMOS 지도) | VLT 측량 망원경을 사용한 칼로도 측량(KiDS)의 암흑 물질 지도 (2015). | 스바루 망원경을 사용한 하이퍼 수프라임 캠 조사(HSCS)의 암흑 물질 지도 (2018). | 빅터 M. 블랑코 망원경을 사용한 암흑 에너지 조사(DES)의 암흑 물질 지도 (2021). |
같이 보기

암흑 에너지 – 우주의 팽창을 가속시키는 우주론의 알려지지 않은 속성
등각 중력(Conformal gravity) – 바일 변환에서 변하지 않는 중력 이론
밀도파 이론(Density wave theory) – 은하보다 느리게 움직이는 압축 가스의 파동이 은하의 구조를 유지한다는 이론
엔트로피적 중력 – 중력을 엔트로피 힘으로 설명하는 현대 물리학 이론
암흑 복사(Dark radiation) – 암흑 물질의 상호작용을 매개하는 가정된 유형의 복사선
무거운 중력(Massive Gravity) – 중력자의 질량이 0이 아닌 중력 이론
비입자 물리학(Unparticle physics) – 입자로 설명할 수 없는 물질의 형태를 추측하는 사변적 이론
DEAP - 액체 아르곤을 표적 물질로 사용하는 직접 암흑 물질 탐색 실험
LZ 실험(LZ experiment) - 대형 지하 암흑 물질 탐지기
암흑 물질 입자 탐색기(Dark Matter Particle Explorer)(DAMPE) - 2015년 12월 발사된 중국과학원(CAS) 위성
일반 반입자 분광기(General antiparticle spectrometer)
암흑물질 탐지를 위한 다중 메신저 접근법(MULTImessenger Approach for DARK Matter Detection)
일러스트리스 프로젝트(Illustris project) – 컴퓨터 시뮬레이션 우주, 천체 물리학 시뮬레이션
미래의 원형 충돌기(Future Circular Collider) – CERN에서 제안된 LHC 이후 입자 가속기, 스위스 제네바, 입자 가속기 연구 인프라
가벼운 암흑 물질(Light dark matter) – 1 GeV 미만의 질량을 가진 약하게 상호작용하는 거대 암흑물질 입자 후보
그림자 물질(Mirror matter) – 일반 물질에 대한 가설적 대응물
별난 물질(Exotic matter) – 모든 종류의 비중입자 물질
뉴트랄리노(Neutralino) – 게이지와 힉스 보손의 초파트너로부터 형성된 중성 질량 고유 상태
암흑 은하(Dark galaxy) – 별이 없거나 매우 적은 가설상의 은하
스칼라장 암흑 물질(Scalar field dark matter) – 추론된 암흑 물질을 설명하기 위해 가정된 고전적, 최소 결합 스칼라장
자체 상호작용하는 암흑 물질(Self-interacting dark matter) – 강력한 자기 상호작용을 하는 입자로 구성된 암흑 물질의 가설적 형태
약하게 상호작용하는 무거운 입자(Weakly interacting massive particles) (WIMP) – 암흑 물질을 구성하는 것으로 생각되는 가설의 입자
약하게 상호작용하는 얇은 입자(Weakly interacting slim particle) (WISP) — WIMP에 대한 저질량 대응물
강하게 상호작용하는 거대 입자(Strongly interacting massive particle) (SIMP) – 일반 물질과 강하게 상호작용하지만, 이것에도 불구하고 추정된 암흑 물질을 형성할 수 있는 가설의 입자
카멜레온 입자(Chameleon particle) – 중력보다 약하게 물질에 결합하는 가설의 스칼라 입자
은하 중심 GeV 과도(Galactic Center GeV Excess) – 우리은하 중심의 설명되지 않는 감마선 복사
노트

↑  암흑 에너지는 물질로 간주되지 않기 때문에, 이것은 ⁠26.8/4.9 + 26.8⁠ = 0.845
↑  암흑 물질의 작은 부분은 중입자 및 중성미자이다. 중입자 암흑 물질(Baryonic dark matter)를 참조하라.
↑  암흑 에너지는 오늘날 우주상수의 대용으로 자주 사용되는 용어이다. 암흑 에너지가 반드시 일정하기보다는 알려지지 않은 방식으로 척도인자에 의존할 수 있다는 점을 제외하고는 기본적으로 동일하다.
↑  이것은 쉘 정리(shell theorem)와 나선은하가 2D에서 상당 부분 구형 대칭이라는 관찰의 결과이다.
추가 자료

Hossenfelder, Sabine; McGaugh, Stacy S. (August 2018). "Is dark matter real?". Scientific American. Vol. 319, no. 2. pp. 36–43.
이 작가의 인상은 우리은하에서 예상되는 암흑 물질의 분포를 은하를 둘러싼 물질의 푸른 후광으로 보여준다.
전형적인 나선은하들의 회전 곡선: 예측(A)과 관측(B). 암흑 물질은 속도 곡선의 '평평한' 모양을 큰 반경까지 설명할 수 있다.
에이벨 1689에서 허블 우주망원경이 관측한 강력한 중력렌즈 효과는 암흑 물질의 존재를 나타낸다. 렌즈 효과 호들을 보려면 이미지를 확대하라.
현재(왼쪽)와 100억년 전(오른쪽)의 회전하는 원반은하의 모형. 현재 은하에서 빨간색으로 표시된 암흑 물질은 중심 근처에 더 집중되어 있으며 더 빠르게 회전한다(과장된 효과).
킬로-도(Kilo-Degree) 조사의 중력렌즈 효과 분석을 기반으로 한 하늘 조각에 대한 암흑 물질 지도.
허블 우주 망원경으로 약한 중력 렌즈 효과 측정으로부터 재구성한 암흑 물질의 대규모 분포에 대한 3D 지도.
왜소은하에 대한 페르미-LAT 관측은 암흑 물질에 대한 새로운 통찰력을 제공한다.
암흑 물질 지도와 6개의 은하단 충돌들의 콜라주. 은하단들이 충돌할 때 은하단들의 암흑 물질이 어떻게 행동하는지에 대한 연구에서 은하단이 관찰되었다.
초대질량 블랙홀들 주변의 암흑 물질 쌍소멸에 대한 감마선 탐지 가능성에 대한 비디오. (지속 시간 0:03:13, 파일 설명도 참조하라.)
독립 음악

독립 음악(獨立音樂) 또는 인디 음악(영어: Independent music, indie)은 음반의 제작, 유통, 홍보를 타인의 자본에 의존하지 않고, 스스로 자본과 스스로의 힘으로 제작, 유통, 홍보하는 뮤지션의 음악을 말한다.
인디 뮤지션은 크게 2가지 형태로 나뉘는데 우선 아예 소속된 레이블(음반사, 기획사, 제작자)이 따로 없이 모든 것을 스스로 하는 형태가 있고, 소속된 레이블이 있더라도 음반 제작은 음악가 스스로 해결하며 단지 유통, 스케줄 관리, 공연 기획 등만을 기획사가 도와주는 형태가 있다.
한편 대한민국에서는 인디 음악을 언더그라운드에서 활동하는 뮤지션의 음악 또는 비주류 음악(특히 포크 음악)을 하는 뮤지션의 음악으로 잘못 알고 사용하는 경우가 많다.
인디 레이블

독립 음반사 또는 인디 레코드 레이블은 대중음악의 발전에 기여하였다. 미국의 선 레코드사 같은 음반사는 세계대전 이후로 거슬러 올라간다.
영국에서는 1950년대와 1960년대 동안에 메이저 음반사들이 너무 큰 힘을 가지고 있었기 때문에 독립 음반사들이 설립하기 어려웠다. 몇몇 영국의 음반제작자와 아티스트들이 독립 음반사를 설립하였는데, 그들이 좋아하는 아티스트와 그들 작업의 방출구 역할을 하였다. 그러나 대부분은 상업적인 시도로 실패하거나 메이저 음반사들에게 잠식되었다.
펑크 록 시대에는 독립 음반사의 과잉이 나타났다. 영국 인디 차트는 1980년대 처음으로 등장하였고, 독립 배급망은 1970년대 후반 이후에 보다 조직화/체계화되었다.
한국의 인디 레이블은 1994년 처음 서교동에 문을 연 클럽 '드럭'을 한국 최초의 인디 레이블로 간주한다. 펑크록 클럽으로 시작을 한 드럭은 '크라잉넛', '노브레인', '위퍼'등의 1세대 인디 스타들을 키워낸 최초의 라이브 클럽이자 인디 레이블이다. 90년대 후반에 접어들면서 많은 레이블이 탄생을 한다. 석기 시대 레이블, 쌈지, 비트볼 레코드, 힙합을 위주로 하는 마스터 플랜 등이 모두 1990년대 후반에 탄생하게 된다. 그리고 2000년대에 접어들면서 밴드 '델리스파이스'의 리더인 '김민규'가 직접 만든 레이블인 '문라이즈'레이블이 탄생한다. 뮤지션 스스로가 만든 최초의 소규모 레이블이라 볼 수 있다. 원래 자기 자신의 솔로 음반을 내기 위해 만들어진 레이블이었지만 이후 토마스 쿡, 전자양 등의 뮤지션들이 합류를 하면서 기존의 인디 레이블과는 다른 영역을 구축해 나가기 시작한다.
인디와 기술

인터넷 기술은 아티스트들이 그들의 음악을 잠재적인 수많은 수용자들에게 낮은 비용으로 메이저 음반사의 도움없이 소개 할 수 있게 한다. 디지털 음악 소프트웨어는 새로운 음악의 출현을 촉진한다. 보다 많은 음악 자료를 제공하는 웹사이트들이 가장 성공하게 되며, 이러한 계기로 인디 밴드들은 많은 기회들을 갖는다. 디지털 서비스의 저작권은 수입의 중요한 원천이 되고, 만약 어떤 아티스트가 음반의 녹음, 제작, 홍보의 비용을 이미 지불하였다면, 온라인을 통하여 그들의 음악을 배포하는데는 비용이 전혀 들지 않는다. 디지털 서비스는 새로운 팬들에게 노출될 기회를 제공하고, 온라인 상점을 통하여 판매를 증가할 수 있는 기회를 높이게 한다. 음악이 온라인에서 이용될 수 있게 제작된다면, 아티스트들은 보다 자주 그리고 빠르게 음악을 유포할 수 있게 된다. 또한, 아티스트들은 - 전통적인 방식으로는 제작비가 많이 들었던 - 한정판, 절판의 재발매, 또는 라이브 앨범 등을 발표할 수 있는 옵션을 갖게 된다.
새롭고 비교적으로 저렴한 녹음 장비와 악기의 등장과 함께, 보다 많은 개인들이 그 어느때 보다 음악의 창작에 참여할 수 있게 되었다. 스튜디오 사용은 매우 비용이 많이 들고, 구하기 어렵다. 신기술은 누구나 스튜디오 품질의 음악을 자신의 집에서 만들어 낼 수 있게 하였며, 신기술의 발전은 보다 많은 사운드의 실험을 할 수 있게 한다. 아티스트는 비싼 스튜디오를 사용할 때 발생되는 비용의 지출없이도 실험적인 음악을 시도 할 수 있게 되었다.
많은 아티스트들은 자신만의 웹사이트를 관리한다. 거기에는 마이스페이스(Myspace.com)와 같은 사이트도 포함된다. 게시판, 음악 블로그, 소셜 네트워크 서비스(social networks)와 같은 기술적 진보 또한 독립 음악 회사들이 그들의 사업확장을 위하여 이용된다. 어떤 사이트들은 방문자들이 밴드를 평점을 주는 데에 초점이 두며, 이러한 방식은 음악 애호가들이 밴드의 성공에 큰 영향을 주게 된다. 이것은 음반 산업에서 가장 비용이 드는 부분 중 하나였던, 신인의 발굴과 개발 부분을 최소화하게 한다. 또 다른 사이트들은 아티스트들이 그들의 음악을 올릴 수 있게 하고, 직접 선택한 가격으로 판매한다. 사이트 방문자들은 장르에 따라 곡들을 열람하고, 무료로 샘플 음악을 듣고, 아티스트의 정보를 보고, 원하는 곡들을 구매할 수 있다. 윌코와 같은 경우는 새앨범을 출시하기 전에 인터넷에서 스트리밍하여 들을 수 있도록 만들었다.
많은 밴드들은 음반사를 버리는 대신에 음악을 인터넷에서만 배포하고 판매한다. 시디베이비(CDBaby), 메그나튠(Magnatune), 아이튠즈(iTunes)와 같은 디지털 마케팅 회사들은 포드캐스트(podcast)와 같은 서비스로 제작, 홍보, 비디오 호스팅과 같은 서비스를 제공한다. 디지털 배포의 경우에는 음악가가 회사에게 음악의 배포권을 빌려주는 형식을 갖는다. 계약은 대부분 독점적이지 않으며, 권리는 일반적으로 아티스트가 가지고 있는다. 이러한 계약의 비독점성은 많은 아티스트들이 그들의 동내에 있는 독립 음반 상점을 통하여 직접 판매를 계속하면서도 온라인에 남아있도록 한다.
보다 최근의 경향은 아티스트들이 무료로 음악을 나누어 주는 방식이 눈에 띄는데, 이와 같은 경우는 라디오헤드의 2007년 앨범 《In Rainbows》, 고! 팀의 싱글 "밀크 크라이시스(Milk Crisis)", 그리고 나인 인치 네일스의 트렌트 레즈너가 2008년 발표한 앨범 《Ghosts I-IV》와 《The Slip》 등이 있다.
같이 보기

언더그라운드 음악
우크라이나 민족주의자 조직

OUN-M(멜니크파)의 휘장
OUN-B(반데라파)의 휘장
우크라이나 민족주의자 조직(우크라이나어: Організація українських націоналістів; OUN)은 우크라이나의 극우 민족주의 무장조직이었다. 1929년 빈에서 설립되어 동부 갈리치아(당시에는 폴란드 제2공화국령)에서 활동을 개시했다. 초창기의 OUN은 우크라이나 군사조직(UVO)을 비롯한 군소 우익 단체들, 드미트로 돈초프・예우헨 코노발레츠・미콜라 스치보르스키 등 우크라이나 민족주의 지식인들이 결합해 만든 연합체적 조직이었다.
OUN의 이념은 이탈리아 파시즘과 유사했다. OUN은 합법정당, 대학교 등 정치제도에 침투해서 활동하기를 도모했다. OUN은 우크라이나의 독립이라는 목적을 이루기 위해 테러리즘을 전략으로 사용했고, 폴란드 제2공화국, 체코슬로바키아 제1공화국, 루마니아 왕국, 소비에트 연방을 그 공격대상인 외세의 적으로 삼았다.
1940년, OUN은 두 갈래로 분열했다. 보다 온건한 고참 조직원들은 안드리이 아타나소비치 멜니크를 지지했고, 급진적인 청년 조직원들은 스테판 반데라를 지지했다. 멜니크파를 OUN-M, 반데라파를 OUN-B라고 한다. 1941년 추축국의 소련 침공이 개시되자(바르바로사 작전) OUN-B의 야로슬라프 스테츠코는 1941년 6월 30일 리비우에서 우크라이나의 독립을 선언했다. 그러나 리비우는 당시 나치 독일의 점령지였고, 나치 관헌들은 OUN을 탄압했다. 1942년 10월 OUN-B는 우크라이나 분란군(UPA)을 창설했다. 1943년에서 1944년 사이에 UPA는 폴란드가 전후에 제2공화국 국경을 다시 주장하는 것을 막기 위해 볼히니아와 동부 갈리치아의 폴란드인 학살을 일으켰다. 역사학자들은 이 당시 볼히니아와 동갈리치아 지역에서 100,000 여명의 폴인이 학살당했다고 보고 있다.
2차대전 종전 이후 UPA는 소련군 및 폴란드군과 싸웠다. 1947년, 폴란드 정부는 UPA의 지지기반을 없애기 위해 폴란드에 거주하는 우크라이나계 민간인 140,000 명을 강제이주시켰다(비스와 작전). 이 과정에서 소련군이 죽이거나, 체포하거나, 강제이주시킨 우크라이나계 주민은 500,000 명을 넘는다. 그 피해자 상당수는 UPA 조직원과 그 가족 및 지지자들이었다. 냉전이 시작되자 CIA를 비롯한 서방세계 첩보기관들은 은밀하게 OUN을 계속 지원했다.
자유당, 우익 섹터, 우크라이나 국민회의, 우크라이나 민족주의자 회의 등 현대 우크라이나의 극우 정치조직들이 OUN의 정치적 유산의 계승자를 자처하고 있다. OUN의 역사적 평가는 엇갈린다. OUN의 계승자를 자처하는 단체들은 OUN의 파시즘적 성향과 나치 부역 사실을 부인하고자 한다.
같이 보기

1941년 리비우 포그롬
텔로네마류

텔로네마류 또는 텔로네미아(Telonemia)는 진핵생물에 속하는 단세포 미생물 분류군의 하나이다.
하위 종

공식적으로 기록된 종은 단 2종에 불과하지만, 해수로부터 수집한 DNA 염기 서열 정보에 의하면, 좀 더 많은 종이 제안되고 있다.
Lateronema
Lateronema antarctica
Telonema
Telonema antarctica Thomsen 1992
Telonema subtile Griessmann 1913
계통 분류

다음에 제안된 계통발생에는 엑스카바타 생물군 중 단 하나의 그룹(디스코바)만 포함되어 있으며 피코조아가 홍조식물의 가까운 친척이라는 2021년 제안이 포함되어 있다. 프로보라는 2022년에 발견된 미생물 포식자 집단이다. 메타모나다는 아마도 디스코바, 아마도 말라이모나스문의 자매일 가능성이 있어 배치하기 어렵다.
2016년 실라(Silar)에 의한 하크로비아의 계통 분류는 다음과 같다.
계속해요, 문나 형님

| 계속해요, 문나 형님 Lage Raho Munnabhai |
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감독: 라지쿠마르 히라니
각본: 비두 비노드 쇼프라, 라지쿠마르 히라니, 애브히짓 조쉬
제작: 비두 비노드 쇼프라
출연: 산제이 더트, 아샤드 워시
촬영: C.K. 무라리드하란
편집: 라지쿠마르 히라니
음악: 샨타누 모이트라
개봉일:  2006년 9월 1일 (2006-09-01) 
시간: 145분
국가: 인도
언어: 힌디어
계속해요, 문나 형님(Lage Raho Munnabhai)은 인도에서 제작된 라지쿠마르 히라니 감독의 2006년 영화이다. 산제이 더트 등이 주연으로 출연하였고 비두 비노드 쇼프라 등이 제작에 참여하였다.
출연 > 주연

산제이 더트
아샤드 워시
출연 > 조연

비드야 발란
보만 이라니
디야 미르자
지미 셰르길
커브허스한 카반다
사우라브 슈클라
아비쉑 밧찬
파리크샷 사니
쿠루쉬 데부
아치웃 포트다르
제작진

미술: 니틴 찬드라칸트 데사이
의상: 쉬나 패릭
의상: 서바너 레이 초드허리
창조: 비르 초프라
EXO

| EXO 엑소  |
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2016년 6월의 Exo 왼쪽에서부터 백현, 첸, 레이, 세훈, 찬열, D.O., 카이 왼쪽에서부터 수호, 시우민
기본 정보
결성 지역: 대한민국 서울특별시
장르: K-pop, C-pop, J-pop, 댄스, R&B, 힙합, 발라드, EDM, 레게
활동 시기: 2012년 4월 8일 ~ 현재
레이블:  카카오엔터테인먼트    에이벡스 트랙스
소속사: SM 엔터테인먼트
구성원
 수호  시우민  백현  첸  찬열  디오  카이  세훈 
이전 구성원
 우이판  루한  황쯔타오  레이 
EXO(엑소)는 SM 엔터테인먼트 소속의 대한민국 8인조 보이 그룹이다.
2024년 1월 8일 계약 체결 발표를 통해 완전체가 8인 체제임을 밝혀졌다. 그와 함께 멤버 레이는 비공식적 탈퇴임이 드러났다.
현재 멤버 세훈은 병역을 이행 중이다.
개요

데뷔 미니앨범인 《MAMA》는 2012년 4월 8일에 발매되었고, EXO-M의 버전은 출시 하루만에 중국의 음악 차트 정상을 차지했으며, EXO-K의 《MAMA》 뮤직비디오는 유튜브의 글로벌 차트에서 7위를 기록했다.
2012년 데뷔 EP 《MAMA》와 2013년 정규 앨범 《XOXO》는 전 세계적으로 총 150만장의 판매량을 기록, 상업적으로 크게 성공했다. 또한 《XOXO》로 데뷔 이후 단기간에 엠넷 아시안 뮤직 어워드에서 올해의 앨범상을 수상한 음악 그룹이기도 하며, 12년 만에 가장 빠른 속도로 높은 판매량을 기록한 K-POP 아티스트이다. EXO는 100만 판매를 5회 연속으로 달성하여 보이그룹 최초로 "퀸터플 밀리언셀러"라는 기록을 세웠으며, 정규 5집 《DON'T MESS UP MY TEMPO》로 21세기에 데뷔한 가수들 중 최초로 누적 음반 판매량 1000만장을 달성하였다. 또한 각종 시상식에서 대상을 수상하여 경력을 통틀어 5년 연속 대상을 수상하였다.
EXO는 정규 1집의 타이틀곡 《늑대와 미녀》로 첫 음악방송 1위를 달성하였고, 정규 1집 리패키지 앨범 타이틀곡 《으르렁》은 큰 인기를 얻었다. 이후 《중독》, 《CALL ME BABY》, 《LOVE ME LIGHT》, 《Monster》, 《Lucky one》, 《Lotte》, 《Ko Ko Bop》, 《Power》, 《Tempo》, 《Love Shot》, 《Obsession》등 매년 히트곡을 발표하였다. 그 중 《Power》는 2018년 두바이 분수쇼에서 한국 가수의 음악으로는 최초로 선정되었다. 또한 2018년 동계 올림픽 폐막식에서 카이의 독무를 포함한 EXO의 무대가 이루어졌다.