암흑물질의 직접 검출

Direct detection of dark matter

암흑물질의 직접 검출은 지구에 기반을 둔 실험에서 암흑물질 충돌을 직접 측정하는 과학이다.우주 마이크로파 배경과 같은 현대 천체물리학적 측정은 우주의 물질 함량 중 85%[1]가 설명되지 않았다는 것을 강하게 보여준다.비록 암흑 물질의 존재가 널리 믿어지고 있지만, 그것이 어떤 형태를 취하는지 또는 그것의 정확한 성질은 결코 결정되지 않았다.암흑 물질을 검출하는 연구에는 세 가지 주요 방법이 있습니다.가속기에서 암흑 물질을 만드는 시도, 암흑 물질 소멸의 간접적인 발견, 그리고 지상 실험실에서 암흑 물질을 직접 발견하는 것입니다.암흑물질 직접 탐지의 기본 원리는 암흑물질이 지역 우주에 존재하는 것으로 알려져 있기 때문에 지구와 태양계, 은하수가 우주를 통과하는 경로를 개척함에 따라 어떤 형태로든 암흑물질을 포착해야 한다는 것이다.

암흑 물질을 직접 감지하는 것은 몇 가지 현실적인 문제에 직면해 있습니다.암흑물질의 추정 질량에 대한 이론적 한계는 10 eV에서−21 태양 [2]질량의 약 90배 정도로 어마어마합니다.암흑물질의 하한선은 [3]왜소은하에 암흑물질이 존재한다는 지식에 의해 제한된다.이러한 지식으로 인해 암흑물질의 질량에 더 낮은 제약을 가하게 되는데, 그보다 질량이 작은 암흑물질은 관측된 왜소은하 [4]안에 들어가기에는 너무 큰 브로글리 파장을 갖게 될 것이기 때문입니다.스펙트럼의 다른 쪽 끝에서는 암흑 물질 질량의 상한이 실험적으로 제한된다. 케플러 망원경을 이용한 중력 마이크로렌즈는 마초(MAssive Compact Halo Objects)를 검출하기 위해 이루어진다.이 실험의 무효 결과는 [5]태양 질량보다 더 질량이 큰 어떤 암흑 물질 후보도 제외한다.이 매우 넓은 매개변수 공간의 결과로, 제안된 다양한 유형의 암흑 물질이 존재하며, 이를 검출하기 위한 다양한 종류의 제안된 실험과 방법이 있다.제안된 암흑 물질 질량의 스펙트럼은 다음과 같이 느슨하게 정의된 세 가지 범주로 나뉜다.

젭토 전자볼트(zeV)에서 1eV까지의 범위에서 이론에서는 암흑 물질과 같은 보손성 또는 장을 예측합니다.이 범위의 주요 암흑물질 후보는 축삭, 즉 축삭과 같은 입자입니다.약 1eV에서 플랑크 질량까지 암흑 물질은 페르미온 또는 입자 모양일 것으로 예측된다.이 범위에서는 WIMPS, 열유물, 멸균 중성미자가 인기입니다.마지막으로, 플랑크 질량과 태양 질량의 질량 사이의 질량 범위에서, 암흑 물질은 복합 입자가 될 것입니다.복합 암흑물질에 대한 주요 이론은 원시 블랙홀이다.

보소닉 암흑 물질

질량이 약 1eV 미만이고 1eV보다 큰 암흑물질 후보는 보다 전통적인 입자가 아닌 보손 또는 장으로 예측된다.더 작은 질량은 드 브로글리 파장을 왜소 [4]은하에 맞출 수 없습니다.

액시온스

축이온은 아직 발견되지 않은 이론적인 아원자 입자이며, 원래 1977년에 표준 모델의 불일치, 즉 강한 CP 문제를 해결하기 위해 제안되었다.이 해결책의 결과로 축이온장이 생성되며, 이는 축의 [6]질량에 따라 달라지는 축의 우주론적 풍부함을 나타냅니다.축의 질량이 5μeV/c보다2 무거우면 축이 모든 암흑 물질 [7]현상을 설명할 수 있습니다.

2021년 ADMX 연구 [8]결과에서 제외된 매개변수 공간.

축을 암흑 물질로 검출하는 유일한 실험 중 하나는 축 암흑 물질 실험(ADMX)이다.워싱턴 대학에 위치한 ADMX는 강력한 자기장의 공명 마이크로파 공동을 사용하여 프리마코프 [9]효과를 통해 암흑 물질을 마이크로파 광자로 변환합니다.극초단파 공동은 극정밀 주파수로 공명하여 공동 내부에 고정 극초단파를 만들도록 만들어진 간단한 전기 장치입니다.ADMX는 이 기술을 사용하여 은하 헤일로에 위치한 축의 공명에 맞춰 마이크로파 공동을 조정합니다.이 방법의 목적은 고강도 8테슬라 자기장과 축선의 상호작용을 증가시켜 프리마코프 효과를 촉진하는 것입니다.프리마코프 효과는 [10]핵과 광자의 높은 에너지 상호작용으로부터 중간자를 생산하기 위한 아직 입증되지 않은 메커니즘이다.축이온은 이 상호작용에 적합하며, 이는 이론적으로 악의 없이 검출되지 않는 암흑 물질이 평범한 [11]광자로 바뀔 수 있다는 것을 의미합니다.ADMX는 아직 암흑물질을 감지하지 못했지만 성능은 유망하다.이 실험은 이전에는 매개변수 공간의 단면에 도달하기 어려웠던 부분을 탐색할 수 있습니다.ADMX 실험의 가장 큰 단점은 마이크로파 캐비티가 매우 미세하게 조정되어야 한다는 것입니다. 즉, 파라미터 공간의 극소량만 한 번에 조사됩니다.

약하게 상호작용하는 얇은 입자(WISP)

WISP(Weak Interacting Slim Particle)는 매우 작은 질량과 상호작용 단면을 가진 광범위한 입자 범주이며 축이 그 구성원입니다.활성 중성미자는 WISP가 존재하는 것으로 확인된 유일한 WISP이지만 암흑 물질 후보로는 확실히 배제되어 있습니다.일반적으로 WISP는 비축성 초경량 암흑물질 입자를 가리킬 때 사용됩니다.선도적인 이론들은 이러한 입자들이 광자와 결합함으로써 표준 모형과 상호작용할 [12]것이고, 초기 우주에서 만들어진 후 현대에까지 살아남을 것이라는 것을 암시한다.

페르미온/입자 암흑 물질

1 eV와 플랑크 질량 사이의 암흑 물질 질량은 페르미온 입자로 가정된다.

약하게 상호작용하는 거대한 입자

약하게 상호작용하는 거대한 입자(WIMPs)는 이론적인 [13]입자의 광범위한 범주로 중력을 제외한 모든 힘과 전혀 약하게 상호작용하지 않습니다.윔프는 초기 우주에서 열적으로 생성된 입자인 열유물이라고 불리는 더 넓은 범주의 입자로, [14]상전이 중에 비열적으로 생성되는 것이 아니라, 초기 우주에서는 열적으로 생성되었습니다.모든 암흑 물질 후보와 마찬가지로 상호작용 확률은 매우 낮기 때문에 다양한 기술을 개발해야 합니다.

실험 기술

암흑물질의 직접적인 탐지는 암흑물질이 어떤 형태로든 존재한다는 것이 알려져 있기 때문에, 지구가 우주를 통해 경로를 개척할 때 반드시 그것을 가로채야 한다는 전제에 기초하고 있다.직접 탐지 실험은 이러한 희귀하고 취약한 이벤트를 탐지할 수 있는 매우 민감한 시스템을 생성하려고 시도합니다.

극저온 결정 검출기

극저온 결정 검출기는 약 50밀리켈빈으로 냉각된 게르마늄과 실리콘 원반을 사용합니다.이러한 디스크는 텅스텐 또는 알루미늄으로 코팅되어 있습니다.상호작용하는 윔프는 이론적으로 결정 격자를 자극하여 표면으로 진동을 보내며, 표면은 초전도 임계값에 정확히 고정됩니다.이로 인해 코팅 재료의 저항률은 진동에 의해 축적된 에너지를 감지할 [15]수 있을 정도로 열에 크게 의존합니다.

그러한 검출기 중 하나는 이탈리아 아세르기의 그란 사소 국립 연구소에 있는 초전도 온도계를 이용한 극저온 이벤트 탐색(CRESST)이다.2000년 이후 여러 세대에 걸쳐 동작하는 CRESST는 아직 확실하게 암흑 물질을 검출하지는 못했지만 지속적으로 진화하고 민감도 범위를 개선해 왔다.주목할 만한 성과로, CRST는 텅스텐-180의 [16]알파 붕괴를 발견한 첫 번째 실험이었다.최신 CRESST는 160MeV/c의2 [17]WIMP 암흑물질을 검출하는 기능을 강화했습니다.

노블 가스 섬광기

귀가스 섬광기는 특정 물질의 특성을 사용하여 섬광한다. 즉, 물질이 입자로부터 에너지를 흡수하고 [18]빛과 동일한 양의 에너지를 방출할 때 섬광한다.암흑 물질 감지에서 특히 관심 있는 것은 귀한 가스, 특히 액체 크세논의 사용입니다.

제논1T 데이터에 따른 스핀 비의존 윔프-핵단면 상한(2017년 11월 발표)

Gran Sasso 국립 연구소에 위치한 제논 시리즈의 실험은 액체 제논 섬광기의 최전방 사용자이다.실험의 모든 세대에 걸쳐 공통으로, 검출기는 기체층이 위에 있는 액체 크세논 탱크로 구성됩니다.검출기의 상단 및 하단에는 광전자 증배관(PMT) 층이 있다.암흑 물질 입자가 액체 크세논과 충돌하면 PMT에 의해 검출된 광자를 빠르게 방출합니다.이 데이터 지점을 상호 참조하기 위해 상호작용에 의해 손실된 전자의 완전한 재조합을 방지할 수 있을 만큼 충분히 큰 전장이 적용됩니다.이러한 검출기는 검출기 상단으로 이동하며 검출되어 각 이벤트에 대해 두 개의 개별 검출을 생성합니다.이들 사이의 시간 지연을 측정하면 상호작용의 완전한 [19]3-D 재구성이 가능합니다.검출기는 또한 전자 반동과 핵 반동을 구별할 수 있다. 두 가지 유형의 사건 모두 광자 에너지와 방출된 전자 에너지의 비율이 다르기 때문이다.

제논1T와 비교하여 제논nT에서 [20]WIMP 질량 및 단면을 예상합니다.

가장 최근에 완료된 제논 실험은 3.2톤의 액체 제논을 사용한 제논1T입니다.이 실험은 30 GeV/c2 [21]질량의 WIMP 암흑 물질 단면에 4.1×10−472 cm의 기록적인 한계를 생성했다.제논 시리즈가 가장 최근에 반복된 것은 제논nT로, 현재 8톤의 액체 제논과 함께 작동합니다.이 실험은 50GeV/c2 WIMP [22]질량을 위해 1.4×10cm의−482 WIMP-핵 단면을 탐사할 수 있을 것으로 예상된다.이 초저단면에서는 백그라운드 중성미자 플럭스로부터의 간섭이 문제가 될 것으로 예측된다.

크리스털 섬광기

결정 섬광기 실험은 극저온 결정 검출기와 귀가스 섬광기 사이의 중간 지반으로, 전자의 결정과 후자의 섬광 특성을 이용한다.이 기술을 이용한 실험 중 하나가 DAMA/LIBRA 실험으로, 다시 이탈리아 국립 그란사소 연구소에 위치하고 있다.암흑 물질 실험에서 유일하게 DAMA/LIBRA는 암흑 물질 플럭스의 연간 변화를 측정하려고 시도합니다.이 개념은 지구의 자전이 은하수를 통과하는 태양의 움직임과 동기화되지 않을 때, 암흑 물질 헤일로에 대한 지상 검출기의 상대적인 움직임이 변화하여 암흑 물질의 다른 플럭스를 발생시킨다는 지식에서 비롯되었습니다.DAMA/LIBRA는 이러한 변조를 목격했다고 주장했지만, 과학계 전체에서는 아직 이러한 결과가 [23]유효하다고 받아들이지 않았다.이 결과를 믿지 않는 사람들은 이것이 WIMP 플럭스의 변동 때문이 아니라 통제되지 않은 계절적 변화 때문이라고 주장한다.이 다른 유사한 실험을 테스트하기 위해, 즉 활성 백그라운드 제거(SABRE)를 포함한 나트륨 요오드화물(Sodium-iodide)이 Gran Sasso와 호주의 또 다른 설비에 구축되고 있습니다.양쪽 반구에 걸쳐 실험을 확산시키는 목적은 위치에 대한 변조가 일치할 경우 암흑 물질 플럭스의 변화를 나타내는 반면, 측정된 변화가 동기화되지 않은 6개월이면 계절적 변동을 고려하지 않은 것을 나타내는 것이다.

버블 챔버

1952년에 처음 발명된 버블 챔버는 대부분 폐기되었지만 여전히 윔프 암흑 물질 탐지에 어느 정도 사용되고 있습니다.버블 챔버는 상전이 가까이에 유지된 과열된 액체로 채워집니다.입자가 과열된 액체와 상호작용할 때, 입자가 가하는 에너지는 상전이를 일으키기에 충분하며, 하전된 입자가 기포의 이온화 흔적을 남기게 하고, 이는 감지됩니다.버블 챔버를 이용한 실험 중 하나가 캐나다 SNOLAB의 PICO입니다.PICO는 PICACSO와 COUPP의 두 가지 이전 유사한 실험의 조합으로 2013년에 형성되었습니다. PICO는 겔 [24]매트릭스에 매달린 과열 가스, 즉 프레온의 개별 물방울을 사용하여 보다 발전된 형태의 버블 챔버를 사용합니다.이 설정의 장점은 개별 물방울이 위상 전이를 느리게 하여 검출기 활동을 더 오래 할 수 있다는 것입니다.PICO는 현재 2L와 60L의 검출기를 갖추고 있으며, 250~500L 범위의 질량을 가진 새로운 버전이 계획되어 있다.PICO는 모든 버블 챔버와 마찬가지로 배경 노이즈가 매우 낮지만, 여전히 가정된 암흑 물질 특성과 일치하지 않는 비정상적인 배경 이벤트를 감지하고 있습니다.또한 PICO는 앞서 언급한 DAMA/LIBRA 실험에서 주장한 암흑 물질 변조의 [25]원인으로 불필요한 요오드와의 상호작용을 배제할 수 있었다.

무균 중성미자

무균 중성미자는 [26]중력을 통해서만 상호작용하는 중성미자의 한 종류입니다.약한 힘은 왼쪽 키라리티를 가진 입자 또는 왼손 중성미자와만 상호작용합니다.무균 중성미자는 중력과만 상호작용하는 오른손잡이로 제안됩니다.무균 중성미자는 암흑 물질에서 예측된 것처럼 중력을 통해서만 상호작용하기 때문에 생존 가능한 암흑 물질 후보입니다.불행히도, 대부분의 현재 이론들은 차가운 암흑 물질을 예측하는데, 이는 상대적이지 않은 암흑 물질 후보들을 의미합니다.무균 중성미자는 질량과 에너지 때문에 상대론적이어서 뜨거운 암흑 물질로 간주됩니다.무균 중성미자는 여전히 암흑 물질의 구성 요소일 수 있지만, 그것들이 유일한 구성 [27]요소일 가능성은 매우 낮다.

복합 암흑 물질

플랑크 질량과 태양 질량의 암흑 물질 질량은 거시적 복합물체로 가정된다.태양 질량을 훨씬 넘는 질량은 케플러 [5]망원경을 이용한 중력 마이크로렌즈 현상 부족으로 인해 관측적으로 배제됩니다.

원시 블랙홀

원시 블랙홀은 별이 [28]붕괴하지 않고 우주 초기에 형성된 블랙홀입니다.원시 블랙홀의 이면에 있는 이론은 매우 초기 우주에서는 1초 이내에 임의의 변동이 국지적인 중력 붕괴를 일으켜 블랙홀이 [29]될 것이라는 것입니다.원시 블랙홀은 별의 붕괴로부터 형성되지 않았기 때문에, 10 나노 킬로그램에서 많은 태양 [30]질량에 이르는 태양 질량의 훨씬 아래 질량을 가질 수 있다.그러나 질량이 10^11kg을 넘는 원시 블랙홀만이 오늘날에도 존재할 것이다. 왜냐하면 그보다 더 작은 블랙홀은 [31]현대에 이르러서는 호킹의 방사선을 통해 완전히 증발될 것이기 때문이다.

원시 블랙홀은 그럴듯한 암흑 물질 후보이지만, 관찰된 풍부함에 기초한 주장은 암흑 [32]물질의 유일한 구성 요소가 될 수 있는 능력에 의문을 제기합니다.반대로, 다른 연구 단체들은 LIGO/VIRGO에 의해 검출된 중력파가 암흑물질의 100%[33]를 구성하는 원시 블랙홀과 일치한다고 주장한다.이 주장과 또 다른 모순점은 주장된 원시 블랙홀 질량이 케플러 마이크로렌즈에서 [34]제외된 질량 범위와 겹칠 수 있다는 것입니다.

유럽우주국에 의해 발사된 GAIA 우주선은 지금까지 만들어진 우주 지도와 복합 암흑 물질 후보들을 포함한 그 안에 있는 모든 물체들의 가장 크고 상세한 지도를 만드는 임무를 맡는다.비록 특별히 암흑 물질을 찾는 것은 아니지만, 암흑 물질 과학자들은 그것이 일생 [35]동안 목록화할 10억 개의 물체 중에서 암흑 물질을 발견할 수 있을 것이다.

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