Download to read offline
Uploaded bysciencepeople
별헤는 사람들 2025년 6월호 홍승수 김형한 암흑물질 통합자료.pdf
별헤는 사람들 2025년 6월호 홍승수 김형한 암흑물질 통합자료.pdf
별헤는 사람들 2025년 6월호 홍승수 김형한 암흑물질 통합자료.pdf
- 1.
- 2. (1930년대) 암흑물질 개념의등장 프리츠 츠비키 (Fritz Zwicky) 코마 은하단내 은하들의 속도 관측 예상 Credit: NASA/ESA
- 3. (1930년대) 암흑물질 개념의등장 프리츠 츠비키 (Fritz Zwicky) 코마 은하단내 은하들의 속도 관측 관측결과 관측 결과: 은하들의 속도가 너무 빠르다! Credit: NASA/ESA
- 4. (1930년대) 암흑물질 개념의등장 프리츠 츠비키 (Fritz Zwicky) 코마 은하단내 은하들의 속도 관측 관측결과 →은하들의 운동속도를 설명하기엔, 눈에 보이는 질량이 터무니없이 부족하다 →보이지 않는 질량이 있는건 아닐까? →암흑물질 Credit: NASA/ESA
- 5. (1930년대) 암흑물질 개념의등장 프리츠 츠비키 (Fritz Zwicky) 코마 은하단내 은하들의 속도 관측 관측결과 그러나 암흑물질 존재의 확고한 증거로 받아들여지지 않았는데… Credit: NASA/ESA
- 6. (1970년대) 암흑물질 존재의확고한 증거 발견 베라 루빈 (Vera Rubin) 나선 은하들의 회전속도 관측 Face-on Credit: NASA/ESA
- 7. (1970년대) 암흑물질 존재의확고한 증거 발견 베라 루빈 (Vera Rubin) 나선 은하들의 회전속도 관측 Edge-on Credit: NASA/ESA
- 8. (1970년대) 암흑물질 존재의확고한 증거 발견 태양계 행성들의 운동 속도 𝑣(𝑟) = 𝐺𝑀𝑠𝑢𝑛 𝑟 → 케플러 모션
- 9. (1970년대) 암흑물질 존재의확고한 증거 발견 태양계 행성들의 운동 속도 𝑣(𝑟) = 𝐺𝑀𝑠𝑢𝑛 𝑟 → 케플러 모션 지구 화성 𝑅 (공전 궤도 반지름) 1.5 × 108 𝑘𝑚 2.2 × 108 𝑘𝑚 𝑣 (공전 속도) 간단한 계산! 𝑇 (궤도 주기) 우리가 아는 결과? • 태양질량 Msun ~ 2 × 1030𝑘𝑔 • 중력상수 𝐺 = 6.67 × 10−11 𝑚3 𝑘𝑔−1 𝑠−2 • 주기 (𝑇) = 거리 (궤도 둘레) 속도 (공전 속도) = 2𝜋𝑅 𝑣 간단한 예제
- 10. (1970년대) 암흑물질 존재의확고한 증거 발견 태양계 행성들의 운동 속도 𝑣(𝑟) = 𝐺𝑀𝑠𝑢𝑛 𝑟 → 케플러 모션 은하의 회전 속도 𝑣(𝑟) = 𝐺𝑀𝑖𝑛𝑠𝑖𝑑𝑒 𝑟 𝑟 →눈에 보이지 않는 엄청난 질량이 은하 바깥까지 널리 퍼져있다 Edge-on 은하에 대해서
- 11. (1970년대) 암흑물질 존재의확고한 증거 발견 태양계 행성들의 운동 속도 𝑣(𝑟) = 𝐺𝑀𝑠𝑢𝑛 𝑟 → 케플러 모션 은하의 회전 속도 𝑣(𝑟) = 𝐺𝑀𝑖𝑛𝑠𝑖𝑑𝑒 𝑟 𝑟 →눈에 보이지 않는 엄청난 질량이 은하 바깥까지 널리 퍼져있다 Edge-on 은하에 대해서
- 12. (1980년대 이후) 은하형성이론및 우주론으로 확장 • 은하형성 시뮬레이션의 태동 • 눈에 보이는 물질 (바리온) 만 고려해선 관측되는 은하의 모습이 만들어지지 않는다! • 은하 형성을 위해선 바리온이 모여야 하는데, 암흑물질이 있 어야 충분한 양의 바리온이 모일 수 있다.
- 13. (1980년대 이후) 은하형성이론및 우주론으로 확장 • 은하형성 시뮬레이션의 태동 • 눈에 보이는 물질 (바리온) 만 고려해선 관측되는 은하의 모습이 만들어지지 않는다! • 은하 형성을 위해선 바리온이 모여야 하는데, 암흑물질이 있 어야 충분한 양의 바리온이 모일 수 있다. • 암흑물질은 차가워야 한다! (Cold Dark Matter) Credit: Bullock and Boylan-Kolchin, 2017
- 14. (1980년대 이후) 은하형성이론및 우주론으로 확장 • 은하형성 시뮬레이션의 태동 • 눈에 보이는 물질 (바리온) 만 고려해선 관측되는 은하의 모습이 만들어지지 않는다! • 은하 형성을 위해선 바리온이 모여야 하는데, 암흑물질이 있 어야 충분한 양의 바리온이 모일 수 있다. • 암흑물질은 차가워야 한다! (Cold Dark Matter) →암흑물질은 단지 은하 내부의 지역적인 현상이 아닌, 은하 형성의 중요한 재료! Credit: Bullock and Boylan-Kolchin, 2017
- 15. 좀 더 자세히알고싶은 것 1. 우주에 암흑물질이 정확히 얼마나 있나? 2. 우주에 암흑물질이 어떤식으로 분포하나? 3. 암흑물질의 정체는 무엇인가?
- 16. 1. 우주에 암흑물질이정확히 얼마나 있나? → 우주배경복사 (CMB), 바리온 음향진동 (BAO) 관측 Credit: ESA and Planck Collaboration 핵심정보: 온도 요동의 분포 패턴! 온도 요동 ~𝟏𝟎𝝁𝑲
- 17. 1. 우주에 암흑물질이정확히 얼마나 있나? → 우주배경복사 (CMB), 바리온 음향진동 (BAO) 관측 Credit: ESA and Planck Collaboration
- 18. 1. 우주에 암흑물질이정확히 얼마나 있나? → 우주배경복사 (CMB), 바리온 음향진동 (BAO) 관측 Credit: ESA and Planck Collaboration • 측정값: 각 피크의 위치, 세기, 피 크 사이의 간격 등 → 우주의 곡률, 바리온 밀도, 암흑 물질 밀도, 허블상수 등 여러 우 주론적 파라미터들과 밀접하게 관련됨!
- 19. 1. 우주에 암흑물질이정확히 얼마나 있나? → 우주배경복사 (CMB), 바리온 음향진동 (BAO) 관측 BAO 를 이용한 거리추정을 통한 우주팽창역사 연구 → 암흑물질 밀도 추정!
- 20. 2. 우주에 암흑물질이어떻게 분포하나? → 중력렌즈를 이용한 관측 별헤는사람들 2024년 4월호 코마 은하단 (HyeongHan et al. 2024, NatAs) Today! 페르세우스 은하단 (HyeongHan et al. 2025, NatAs)
- 21. 3. 암흑물질의 정체가무엇인가? → 입자물리학 3-1. 직접 검출 실험 e.g., KIMS (Korea Invisible Mass Search) 실험 (현 COSINE 실험) Credit: Institute for Basic Science
- 22. 3. 암흑물질의 정체가무엇인가? → 입자물리학 3-2. 생성 검출 실험 e.g., 거대 강입자 충돌기 (Large Hadron Collider) Credit: CERN
- 23. 이 모든 암흑물질연구의 시작: 베라 루빈의 은하 회전곡선 연구 베라 루빈 (Vera Rubin)
- 24. Large Synoptic SurveyTelescope @ Vera Rubin Observatory, Chile Credit: RubinObs/NSF/DOE/NOIRLab/SLAC/AURA/Hernan Stockebrand
- 25. 페르세우스 은하단 속 충돌흔적의 미스터리를 찾아서 연세대학교 김형한 연구원 M. James Jee, Wonki Lee, John ZuHone, Irina Zhuravleva, Wooseok Kang, Ho Seong Hwang
- 26.
- 27. 은하단은? ©Ron Brecher https://astrodoc.ca/coma/ •수천 개의 은하들의 집합
- 28. 은하단은? ©Ron Brecher https://astrodoc.ca/coma/ •수천 개의 은하들의 집합
- 29. 은하단은? ©Ron Brecher https://astrodoc.ca/coma/ •수천 개의 은하들의 집합 별/은하 ~ 3% 가스 10 ~ 20% 암흑 물질 80 ~ 90%
- 30.
- 31. 짧은 파장 긴파장 다파장으로 관측한 은하단 가시 광선 별/은하
- 32. 짧은 파장 긴파장 X 선 가스 다파장으로 관측한 은하단 가시 광선 별/은하
- 33. 다파장으로 관측한 은하단 짧은파장 긴 파장 가시 광선 X 선 전파 가스 별/은하 가속 입자
- 34. Radio mini-halo (Gendron-Marsolais+17) R =0.7∘ 페르세우스 은하단: 안정화의 증거
- 35. Radio mini-halo (Gendron-Marsolais+17) NGC 1275(BCG) (Conselice+01; ) Hα R = 0.7∘ 페르세우스 은하단: 안정화의 증거
- 36. 좌우로 늘어난 은하분포 비 대칭적 X-선 분포 (Simionescu+12) 주황색: 은하 개수 분포 초록색: 은하 밝기 분포 페르세우스 은하단: 충돌의 흔적
- 37. Walker et al.(2022) 소용돌이치는 X 선 샥? 페르세우스 은하단: 충돌의 흔적
- 38. (Convergence - ) magni fi cation κ(Shear - ) anisotropic distortion γ 약 중력 렌즈 현상
- 39. 15 R = 0.7∘ ∼0.9 Mpc g, r, i fi lters Subaru/HSC 관측
- 40. 암흑 물질 다리 흰색:질량 분포 주황색: 은하 개수 분포 초록색: 은하 밝기 분포 암흑 물질 분포 C o l d f r o n t
- 41. 암흑 물질 다리 IntegratedS/N of the bridge = 3.2σ
- 42. 은하 분포 흰색: 질량분포 초록색 (배경): 은하 밝기 분포
- 43.
- 44. C o l d f r o n t ©Kyle Finner Perseus Medusa Perseus slayed Medusa! Euclid관측: 암흑 물질 분포 흰색: 질량 분포 주황색: 은하 개수 분포 초록색: 은하 밝기 분포
- 45. Euclid 관측: 은하단내광 분포 Kluge et al. (2024)
- 46. van Weeren etal. (2024) mini radio halo giant radio halo LOFAR 관측: 전파 헤일로 • 은하단 충돌로인한 전파 헤일로 생성
- 47. R = 1.5∘ ∼2 Mpc g, r, i fi lters SDSS 관측
- 48. M200,X−ray = 6.65+0.43 −0.46× 1014 M⊙ M200,WL = 6.82 ± 1.76 × 1014 M⊙ M200,main = 5.85 ± 1.24 × 1014 M⊙ M200,sub = 1.70 ± 0.66 × 1014 M⊙ ∼ 1 : 3 major merger (Simionescu+11) (HSC+SDSS) 질량 측정
- 49.
- 50.
- 51. 페르세우스 은하단: 결론은? •페르세우스 은하단은 수 십년간 안정된 은하단의 교과서로 알려져있었다. • 하지만, 이번 약 중력 렌즈 현상 분석을 통해서 은하단이 충돌 중이라는 직접적인 증거를 발견하였다. • 이번 발견을 통해서 기존 페르세우스 은하단을 통해 이해하고있던 입자 가속 메커니즘의 이해 증진을 기대한다.