암흑물질이 발견되게 된 경위는 다음과 같습니다.
일반역학적으로 케플러 3법칙은 절대적이라, 처음에는 은하 원반의 회전속도 분포도 거리에 따라 케플러 3법칙을 따라
바깥으로 갈수록 속도가 느려질 것으로 예상했습니다. 왜냐하면 빛을 내는 물질의 질량은 거의 중심에 집중되어 있기 때문이죠.
그러나 성간물질 연구가 진행됨에 따라 은하원반의 회전속도를 조사해 본 결과 은하원반의 회전은 케플러 3법칙을
따르고 있지 않았습니다.
출처 : http://abyss.uoregon.edu/~js/ast123/lectures/lec16.html
우주에서 우리가 볼 수 있는 물질들을 baryon이라고 하는데(어떤 식으로든 전자기파를 내는 것들)
baryon의 질량분포로는 이런 결과는 절대 있어서는 안되는 것이었습니다. (baryon의 질량분포는 광도총량으로 손쉽게 알 수 있습니다.)
그래서 도입된 것이 빛은 내지 않고 baryon과의 상호작용도 하지 않지만 질량은 있는 암흑물질입니다.
우주에서 baryon는 4%, 암흑물질은 23%가 있다고 알려져 있는데, baryon총량은 광도총량으로 환산된 것이고,
암흑물질의 비율은 우주가 위상학적으로 평탄하기 위한 조건으로부터 구해진 것입니다. 이렇게 놓는 것이 시뮬레이션 결과와도 일치하고요.
그리고 비교적 최근 우주배경복사의 관측결과의 해상도가 좋아짐(약 2002년정도)으로써 우주배경복사 Fluctuation의 크기를 알 수 있었는데,
이것으로부터도 암흑물질의 비율을 알 수 있습니다. 그 밖에도 초은하단의 중력렌즈 효과라든지 증거는 많습니다.
암흑물질의 후보로는 두 학설이 제시되고 있는데,
MACHOs(Massive Astrophysical Compact Halo Objects)와 WIMP(Weakly Interacting Massive Particles)입니다.
MACHOs는 죽어서 빛을 내지 않는 별이나 블랙홀같은 별의 찌꺼기들을 말하는 것이고,
WIMP는 뉴트리노같은 쉽게 검출되지 않는 입자들을 말하는 것입니다.
처음 MACHOs가 제시되었을때 천문학자들은 암흑물질의 정체를 알았다고 생각했지만 생각보다 이들의 양이 적었고,
WIMP는 아직 입자들이 다 밝혀진 것이 아니기 때문에 활발히 연구되고 있는 중입니다.
애초에 암흑물질 후보로 생각할 수 있는 것들이 이 둘 뿐이지만, 둘다 검증되지 않아서 암흑물질은 아직 암흑으로만 남아 있습니다.
