弱하게 相互作用하는 무거운 粒子 ( weakly interacting massive particles; WIMP )는 天體物理學 에서 暗黑物質 의 正體라고 指目되는 假說上의 粒子다. ^[1] 이 粒子들은 弱한 核力 과 重力 을 주고받으며 서로 相互 作用하며, 그 外에도 略歷보다 强한 다른 相互 作用을 하고 있을 것으로 推定된다. 이 粒子들은 電磁氣力 으로 相互 作用하지 않기 때문에 直接 觀察되지 않으며, 强한 核力 으로 相互 作用하지 않기 때문에 原子核과 剛하게 作用하지 않는다. WIMP는 普通 粒子들과는 相互 作用하지 않기 때문에, 오로지 다른 WIMP와만 相互 作用한다. 또한, 이런 WIMP의 特性들은 WIMP가 더 무겁고 느리다는 것을 除外하고는 中性微子 와 類似한 性質을 지니게 한다. WIMP는 WIMP끼리 反應했을 때 감마선을 放出한다. ^[2]

理論的 기틀과 性質 [ 編輯 ]

잘 알려진 粒子 物理學의 標準 模型 의 擴張인 R 反轉性 -保存 招待칭 은 WIMP같은 粒子를 豫測한다. 그러나 아직까지 超對稱性 內의 많은 粒子들 中 觀測된 것은 없다. ^[3] 招待칭 外에도 普遍的 餘分次元 (universal extra dimension (UED))理論이나 리틀 힉스 (little Higgs)理論에서도 WIMP같은 粒子를 豫測한다.

윔프의 主要 理論的 性質은 다음과 같다.

• 弱한 核力 과 重力 으로 相互 作用하며, 微視的 範圍를 넘어서지 않는 斷面的 을 가지는 다른 相互 作用을 하고 있을 것으로 推定됨. ^[4]
• 標準 粒子들에 비해 무거운 質量을 가짐. (sub- 전자볼트 를 가진 윔프는 가벼운 暗黑 物質 程度의 質量을 가질 것으로 推定됨)

윔프는 一般的인 物質과 電磁氣的으로 相互 作用하지 않기 때문에, 一般的인 電子奇跡 觀測方法으로는 보이지 않을 것으로 推定된다. 또 그 무거운 質量 때문에 相對的으로 느리고, 따라서 차가울 것으로 推定된다. ^[5] 윔프의 相對的으로 느린 速度는 서로의 重力 이끌림을 넘어서기 어려울 것이므로, 윔프는 무리 지어서 存在할 것으로 推定된다. ^[6] 윔프는 액시온 과 마초 (massive compact halo objects, MACHO)와 함께 차가운 暗黑 物質 의 主要 候補 中 하나로 꼽힌다(마초는 윔프와 對照하기 위해서 意圖的으로 지어진 이름이다). ^[7] 또한, 마초와는 다르게 標準 模型 中의 알려진 安定된 粒子 中에서는 윔프의 모든 特性을 갖고 있는 粒子는 없다. 普通 物質과 거의 相互 作用을 하지 않는 中性微子 와 같은 粒子는 매우 가볍고, 이에 따라 뜨겁고 매우 빠르게 움직인다.

暗黑物質로서의 윔프 [ 編輯 ]

비록 只今 時點에서 윔프의 存在는 事實 理論에 不過하지만, 윔프는 暗黑 物質에 關聯된 天體物理學과 宇宙論의 여러 問題들을 解決해준다. 오늘날에는 天文學者들 사이에서는 우리 宇宙 안의 大部分의 質量이 暗黑 物質이라는 點에 거의 同意가 이루어졌다. 차가운 暗黑 物質로 가득 찬 宇宙를 시뮬레이션 해본 結果, 이것은 觀測된 바와 類似한 銀河 分布를 이룬다. ^{[8] [9]} 反面에 뜨거운 暗黑 物質 로 가득 차 있다고 家庭 할 境遇 銀河의 巨視的인 構造를 망가뜨리기 때문에 可能한 宇宙論的 模型으로 考慮되지 않는다.

윔프는 모든 粒子들이 열 坪型 狀態에 있었던 初期 宇宙의 暗黑 物質의 한 模型으로써 이야기에 잘 들어맞는다. 初期 宇宙에 存在했었던 高溫의 狀態에서, 暗黑 物質 粒子와 그 反粒子는 더 가벼운 粒子로 崩壞되거나 그로부터 生成되고 있었을 것이다. 宇宙가 膨脹하고 식어감에 따라 가벼운 粒子들의 平均的인 熱 에너지가 낮아지고, 마침내 暗黑物質이 粒子-反粒子 雙을 生成하지 못하게 되었다. 하지만 暗黑 物質 粒子-反粒子 雙의 崩壞는 繼續되어 이러한 暗黑 物質 粒子 雙의 密度는 幾何級數的으로 減少하게 되었다. ^[4] 結局 暗黑 物質 粒子와 反粒子의 崩壞가 더 以上 일어나지 않을 程度로 密度가 낮아져 崩壞가 멈추게 되고, 宇宙가 繼續해서 膨脹함에도 不拘하고 暗黑 物質의 粒子 個數는 일정하게 維持되게 되었다. ^[6] 反面 더 큰 相互 作用 斷面積을 가진 粒子들은 오랜 期間 동안 繼續해서 崩壞하였고, 結局 崩壞 作用이 멈추었을 때에는 相對的으로 낮은 密度를 갖게 되었다. 現在 宇宙에 存在하는 暗黑 物質의 量을 考慮하면, 萬若 暗黑 物質이 宇宙 初期부터 存在한 매우 오래된 粒子일 境遇에는 그 粒子-反粒子 雙의 崩壞를 統制하는 相互 作用 斷面積이 弱한 核力의 相互作用 斷面積보다 클 수 없다는 結論이 導出된다. ^[4] 萬若 이 模型이 옳다면, 暗黑 物質 粒子는 윔프의 性質을 갖게 된다.

實驗的 觀測 [ 編輯 ]

윔프는 重力과 弱한 核力만으로 相互 作用하기 때문에 極度로 觀測하기 어렵다. 하지만, 윔프를 直接 또는 間接的으로 觀測하기 위한 實驗이 여러 次例 있었다. 헤일로 윔프들은 太陽을 지나면서 太陽 陽性子나 헬륨 原子와 相互 作用 할 것이고, 이것은 윔프가 에너지를 잃게 만든다. 結果的으로 나타나는 느려진 윔프는 太陽의 重力圈에서 벗어날 수 없을 것이고, 끝내 太陽에 ‘사로잡히게’ 된다. ^[6] 윔프가 繼續해서 太陽 內部에서 熱中性子化되면, 윔프는 서로 崩壞하기 始作하여 高에너지 中性微子 를 비롯한 다양한 粒子를 生成하게 된다. ^[10] 그리고 이 中性微子들 中 一部는 地球로 날아와 日本의 슈퍼 카미오칸데 와 같이 地球上에 存在하는 여러 中性微子 望遠鏡에 觀測될 수 있다. 이러한 中性微子 觀測의 하루 頻度數는 윔프 粒子의 性質이나 힉스 保存 의 質量과 關聯이 있다. 윔프의 崩壞를 통해 中性微子를 觀測하려는 恰似한 實驗이 地球 眼科 ^[11] 銀河 中心에서 進行되고 있다. ^{[12] [13]}

大部分의 윔프 模型이 巨大 天體 內部에 많은 數의 윔프 粒子가 사로잡혀 있을 것이라 豫測하여 이 實驗의 成功을 保障하는 것 같지만, 그러한 模型들이 처음부터 不正確하거나 暗黑 物質과 關聯된 現象의 一部만을 說明하는 것일 수도 있다는 可能性 또한 排除할 수 없다. 그러므로, 設令 여러 實驗들이 차가운 暗黑 物質의 存在를 뒷받침 하는 根據를 發見하더라도, 윔프 理論을 定立하기 위해서는 直接的인 觀測 方法이 必要하다.

비록 太陽이나 地球를 지나치는 大部分의 윔프들이 아무런 效果 없이 通過 할 것이라 推測되더라도, 科學者들은 充分히 巨大한 觀測器를 通過하는 暗黑 物質 윔프가 적어도 한 해에 몇 番 程度는 觀測 可能할 程度의 相互 作用을 할 것이라 期待하고 있다. 現在 윔프를 觀測하기 위한 一般的인 戰略은 可能한 限 巨大하게 매우 敏感한 觀測界를 構築하는 것이다. 이것은 앞서 中性微子를 發見하고 現在 繼續해서 觀測하고 있는 方法이다.

CDMS [ 編輯 ]

수단 鑛山 에서의 차가운 暗黑 物質 探索(Cryogenic Dark Matter Search, CDMS)에서 使用되는 技術은 매우 차가운 게르마늄과 실리콘 決定에 依存한다. 各各 하키 퍽 程度의 크기인 決定은 50 mK 까지 冷却된다. 윔프가 決定을 뚫고 지나갈 瞬間 알루미늄과 텅스텐으로 이루어진 表面 金屬 層을 利用한다. 이러한 디자인은 윔프가 지나가며 原子를 ‘치고’ 갈 때 發生하는 振動을 測定하기 위함이다. 特定 溫度에서 텅스텐이 超傳導 狀態에 있도록 텅스텐 超傳導 전이단 센서 (transition edge sensor, TES)가 維持된다. 一定 規模 以上의 決定 振動은 熱을 生成하게 되고 이것은 電氣抵抗 에 變化를 일으키기 때문에 測定할 수 있다.

2010年 2月, 硏究者들은 手段 CDMS II 實驗에서 윔프-原子 衝突로 惹起된 現象을 두 番 觀測했다고 發表했다. ^{[14] [15] [16]}

게르마늄 퍽 하나를 使用하는 작은 觀測器인 CoGeNT는 더 작은 質量의 윔프를 觀測하기 위해 만들어졌는데, 56日동안 數百 件의 現象을 觀測했다. 캘리포니아 大學校 에서 이 事實을 發表한 實驗 責任者 후안 콜러 (Juan Collar)는 다음과 같이 말했다: “萬若 이것이 眞짜라면, 우린 매우 아름다운 暗黑 物質의 信號를 보고 있는겁니다.” (다른 說明으로는, 電子의 放射性 崩壞 過程에서 假짜 信號가 만들어질 수도 있다) 이 實驗은 윔프의 質量을 約 7-11 GeV (어림잡아 陽性子 質量의 10倍로, CDMS II 實驗의 最小값이기도 하다)으로 測定했다. ^{[17] [18]}

DRIFT [ 編輯 ]

DRIFT(Directional Recoil Identification From Tracks)는 윔프의 存在 與否를 밝히기 위해 豫測된 윔프 信號의 志向性을 活用하는 計劃이다. DRIFT 觀測器는 1m ³ 分量의 二酸化黃 機體를 表迹 物質로 使用한다. 低壓 機體를 使用한다는 것은 윔프가 標的 原子와 衝突함에 따라 수 밀리미터에 걸쳐 帶電된 粒子의 痕跡을 남긴다는 것을 意味한다. 이 帶電粒子의 痕跡은 MWPC 判讀 裝置를 통해 三次元으로 再構成되어 윔프가 어느 方向으로부터 왔는지 決定하는데 쓰이게 된다.

新틸레이터 [ 編輯 ]

윔프에 依해 ‘差人’ 原子를 觀測하는 또 다른 方法은 光電 增幅된 物質의 움직이는 原子에서 生成되는 광펄스를 利用하는 것이다. SNOLAB 의 DEAP 이나 LNGS 의 WARP 같은 實驗에서는 液體 아르곤의 매우 큰 目標 質量을 敏感한 윔프 搜索에 利用한다. 또 다른 이탈리아에 있는 DAMA/Nal 과 DAMA/LIBRA 探知機이다. 이 探知機는 빛을 生成하는 過程에서 나오는 거짓 信號를 區別해내기 위해 여러 物質들을 使用한다. DAMA의 年間 調整은 豫測된 윔프의 信號 中 하나이며, ^{[19] [20]} 이를 바탕으로 DAMA 콜레步레이션은 探知가 肯定的이라 主張한다. 하지만 다른 硏究所들은 이 結果를 아직 認定하지 않는다. DAMA 信號가 實際로 윔프에 依한 것이라면 CDMS와 EDELWEISS 實驗에서는 윔프와 核의 散亂體가 多數 觀察될 것으로 期待하고 있다. 다른 大部分의 實驗들은 이러한 結果를 豫測하지 않기 때문에, 윔프 觀測에서의 DAMA의 豫測 結果는 大部分의 윔프 模型에서 除外될 것이다. 윔프 模型을 잘 調整하여 肯定的인 DAMA 結果와 다른 否定的 結果를 조화시키는 것이 不可能하지는 않으나, 實驗의 精密度가 올라갈수록 이는 어려워진다. 수단 鑛山에서 觀測되어 2004年 5月에 發表된 CDMS 데이터는 DAMA 信號가 假定하는 윔프와 暗黑 物質 헤일로의 性質들을 排除하고있다

같이 보기 [ 編輯 ]

• 힉스 保存
• 마이크로 블랙홀

理論的인 候補 [ 編輯 ]

• 가장 가벼운 招待칭 粒子 (Lightest Supersymmetric Particle, LSP)
• 뉴트랄리노
• 마요라나 페르微溫
• 非活性 中性微子

實驗 [ 編輯 ]

• Large Underground Xenon Detector, or LUX ^[21]
• Cryogenic Dark Matter Search, or CDMS
• Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers, or CRESST
• DAMA/NaI
• DAMA/LIBRA
• DEAP
• DarkSide ^[22]
• Directional Recoil Identification From Tracks, or DRIFT
• EDELWEISS
• MIMAC
• PICASSO
• SIMPLE ^[23]
• WIMP Argon Programme, or WARP
• XENON Dark Matter Search Experiment, or XENON
• ZEPLIN-III ^[24]
• ANAIS
• ArDM
• 韓國 暗黑物質 探索實驗 ( 英語 : Korea Invisible Mass Search , 줄여서 KIMS )
• XMASS

各州 [ 編輯 ]

追加 文獻 [ 編輯 ]

• Bertone, Gianfranco (2010). 《 Particle Dark Matter: Observations, Models and Searches 》. Cambridge University Press. 762쪽. ISBN   978-0-521-76368-4 .  

外部 링크 [ 編輯 ]

• Particle Data Group review article on WIMP search
• Timothy J. Sumner, Experimental Searches for Dark Matter in Living Reviews in Relativity, Vol 5, 2002
• Portraits of darkness, New Scientist, August 31, 2013. Preview only.