가벼운 암흑 물질

물리우주론

우주 · 빅뱅 우주의 나이 빅뱅의 연대기 우주의 종말 초기의 우주 급팽창 이론 · 빅뱅 핵합성 중력파 배경 복사 · 중성미자 배경복사 마이크로파 배경 복사 우주의 팽창 적색편이 · 허블의 법칙 공간의 측정 팽창 프리드만 방정식 FLRW계량 구조형성 우주의 모양 구조형성 재이온화 은하의 형성과 진화 우주의 대규모 구조 은하 필라멘트 성분 Lambda-CDM 모델 암흑 에너지 · 암흑 물질 가벼운 암흑 물질 연표 우주론의 연표 팽창하는 우주의 미래 관측 관측 우주론 2dF · SDSS COBE · BOOMERanG · WMAP · 플랑크 과학자 아이작 뉴턴 · 알베르트 아인슈타인 · 스티븐 호킹 · 알렉산더 프리드만 · 조지 르메르트 · 에드윈 허블 · 아노 앨런 펜지어스 · 로버트 우드로 윌슨 · 조지 가모브 · 로버트 H. 디키 · 야코프 보리소비치 젤도비치 · 존 C. 매더 · 베라 루빈 · 조지 스무트 · 기타

천문학 및 물리우주론에서, 가벼운 암흑 물질은 암흑 물질 중에 특히 질량이 1GeV 이하로써 윔프(WIMP, weakly interacting massive particle)의 후보가 될 만한 입자를 말한다. 이러한 입자들은 따뜻한 암흑 물질 그리고 뜨거운 암흑 물질보다 무겁지만, 차가운 암흑 물질보다는 가볍다. 이휘소-와인버그 경계는, 암흑 물질의 후보로서 윔프의 질량은 최소한 $\approx 2$GeV여야 한다고 정하고 있다. 윔프의 질량이 작아질수록 그 쌍소멸 반응단면적의 크기도 작아져야 하는데, 이는 대략 $\approx m^2/M^4$ 정도이다. 여기서 $m$은 윔프의 질량이며, $M$은 $Z$보존의 질량이다. 이것은 초기 우주에서 풍부하게 생산된 윔프들 중, 가벼운 윔프는 무거운 윔프보다 보다 일찍 상호작용을 그만둔, 즉 우주의 온도가 보다 더 높았을 때에 상호작용을 그만둔 윔프라는 것을 의미한다. 이휘소와 스티븐 와인버그의 계산에 의하면, 윔프의 질량이 $\sim 2$ GeV보다도 가볍다면 그 흔적의 밀도는 우주의 스케일을 뛰어넘는, 즉 있을 수 없는 값을 갖게 된다.

현재까지 비 중간자의 붕괴나, 유럽 입자 물리 연구소나 페르미 연구소에서의 입자 가속기 충돌실험으로 인해 밝혀진 바에 의하면, 새로운 힘을 도입하지 않은 채의, 전약 이론보다 작은 스케일에서, 이휘소-와인버그 경계를 피할 수는 없다.

새로운 가벼운 보존의 존재를 가정한다면, 가벼운 암흑 물질 모형을 구축할 수 있을 것이다. 물론 이 새로운 입자는 그에 의한 쌍소멸 반응단면적의 크기가 커야 하고, 표준모형에 있어서의 이들의 결합이 가속기 실험 데이터와 모순되지 않아야 한다.

함께 보기

• 최소 초대칭 표준 모형
• 뉴트랄리노
• 액시온
• 윔프
• 액시온 암흑 물질 실험
• 스칼라 장 암흑 물질

더 읽기

• Bertone, Gianfranco (2010). 《Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches》. Cambridge University Press, 762쪽. ISBN 13: 9780521763684