암흑물질

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암흑물질(暗黑物質, dark matter)은 우주 물질의 약 27%를 차지하는 것으로 생각되는 물질의 가상의 형태이다.[1] 볼 수 있는 것보다 더 많은 물질이 존재하지 않는 한 설명할 수 없는 중력 이론을 받아들인 중력 효과를 포함한 다양한 천체물리학적 관찰은 암흑물질의 존재를 암시한다. 이 때문에 대부분의 전문가들은 암흑물질이 우주에 풍부하고 구조와 진화에 큰 영향을 미쳤다고 생각한다. 암흑물질은 전자기장과 상호 작용하지 않는 것처럼 보이기 때문에 "암흑"이라고 불리는데 이는 (과 같은) 전자기파를 흡수, 반사 또는 방출하지 않아 감지하기 어렵다는 것을 의미한다.[2]

암흑물질에 대한 주요 증거는 많은 양의 보이지 않는 물질이 포함되어 있지 않다면 많은 은하가 흩어지거나, 형성되지 않았거나, 지금처럼 움직이지 않을 것이라는 계산에서 나온다.[3] 다른 일련의 증거로는 관측 가능한 우주의 현재 구조, 은하의 형성과 진화, 은하 충돌 시 질량 위치 및 은하단 내의 은하의 운동 천문학적 관찰과 함께 중력렌즈[4]우주 마이크로파 배경에서의 관찰이 있다.[5] 우주론의 표준 ΛCDM 모형에서 우주의 총 질량-에너지 함량은 5%의 일반 물질에너지, 27%의 암흑 물질, 그리고 암흑 에너지로 알려진 에너지 형태의 68%를 포함한다.[6][7][8][9] 따라서 암흑물질은 총 질량/에너지의 85%[노트 1]를 구성하는 반면 암흑 에너지와 암흑물질은 총 질량 에너지 함량의 95%를 구성한다.[10][11][12][13]

아직 암흑물질을 직접 관찰한 사람이 없기 때문에 - 존재한다고 가정하면 - 중력을 통하지 않고는 일반 중입자 물질 및 복사와 거의 상호 작용하지 않아야 한다. 대부분의 암흑물질은 비중입자(non-baryonic)로 생각되며 그것은 아직 발견되지 않은 일부 아원자 입자로 구성되어 있을 수 있다.[노트 2] 암흑물질의 주요 후보는 아직 발견되지 않은 새로운 종류의 기본 입자, 특히 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP)이다.[14] 암흑물질 입자를 직접 탐지하고 연구하기 위한 많은 실험이 활발히 진행되고 있지만 성공하지 못했다.[15] 암흑물질은 속도(더 정확하게는 자유 스트리밍free streaming 길이)에 따라 "차가운", "따뜻한" 또는 "뜨거운" 것으로 분류된다. 현재 모형은 입자가 점진적으로 축적되어 구조가 나타나는 차가운 암흑물질 시나리오를 선호한다.

과학계는 일반적으로 암흑물질의 존재를 인정하지만[16] 일반적인 암흑물질로는 잘 설명되지 않는 특정 관측에 흥미를 느낀 일부 천체 물리학자들은 일반 상대성 이론의 표준 법칙을 다양하게 수정해야 한다고 주장한다. 여기에는 수정 뉴턴 역학, 텐서-벡터-스칼라 중력(tensor–vector–scalar gravity) 또는 엔트로피 중력(entropic gravity)이 포함된다. 이러한 모형들은 보충적인 비중입자 물질을 불러내지 않고 모든 관찰을 설명하려고 시도한다.

암흑물질의 가설은 정교한 역사를 가지고 있다.[17] 1884년에 한 강연에서[18] 켈빈 경은 은하 중심 주위를 도는 별의 속도 분산을 관찰하여 은하수의 암흑체dark bodies 수를 추정했다. 이 측정값을 사용하여 그는 은하의 질량을 추정했는데, 그는 이 질량이 눈에 보이는 별들의 질량과 다르다는 것을 알아냈다. 따라서 켈빈 경은 "우리 별의 대부분, 아마도 대다수는 암흑체일 수 있다"고 결론지었다.[19][20] 1906년 앙리 푸앵카레는 "우리은하와 기체 이론(The Milky Way and Theory of Gases)"에서 캘빈의 작업을 논의할 때 프랑스어 용어 matière obscure("암흑 물질")를 사용했다.[21][20]

항성 속도를 사용하여 암흑물질의 존재를 최초로 제안한 사람은 1922년 네덜란드 천문학자 야코뷔스 캅테인이다.[22][23] 1930년 출판물은 스웨덴의 크누트 룬드마크Knut Lundmark가 우주가 우리가 관찰할 수 있는 것보다 훨씬 더 많은 질량을 포함해야 한다는 사실을 처음으로 깨달았다고 지적한다.[24] 네덜란드인과 전파 천문학의 개척자 얀 오르트도 1932년에 암흑물질의 존재를 가정했다.[23][25][26] 오르트는 지역 은하계의 항성 운동을 연구하고 은하계 평면의 질량이 관찰된 것보다 더 커야 함을 발견했지만 이 측정은 나중에 잘못된 것으로 밝혀졌다.[27]

1933년, 캘리포니아 공과대학에서 일하면서 은하단을 연구한 스위스 천체 물리학자 프리츠 츠비키도 비슷한 추론을 했다.[28][29] 츠비키는 비리얼 정리머리털자리 은하단에 적용하고 Dunkle Materie('암흑 물질')라고 부르는 보이지 않는 질량의 증거를 얻었다. 츠비키는 가장자리 근처의 은하의 움직임을 기반으로 질량을 추정하고 밝기와 은하의 수를 기반으로 한 추정과 비교했다. 그는 성단이 육안으로 볼 수 있는 것보다 약 400배 더 많은 질량을 갖고 있다고 추정했다. 보이는 은하의 중력 효과는 그러한 빠른 궤도에 비해 너무 작았으므로 질량은 보이지 않아야 한다. 이러한 결론에 기초하여 츠비키는 질량과 성단을 함께 유지하는 관련 중력적 인력을 제공하는 일부 보이지 않는 물질을 추론했다.[30] 츠비키의 추정치는 주로 허블 상수의 쓸모없게obsolete 된 값으로 인해 10배 이상 벗어났으며;[31] 오늘날 동일한 계산은 빛나는 물질에 대해 더 큰 값을 사용하여 더 작은 부분fraction을 보여준다. 그럼에도 불구하고 츠비키는 자신의 계산에서 믈질의 대부분이 어둡다는 결론을 올바르게 내렸다.[20]

질량-광도 비율 이상에 대한 추가 징후는 은하 회전 곡선의 측정에서 나왔다. 1939년에 호레이스 W. 밥콕Horace W. Babcock은 안드로메다 성운(지금은 안드로메다 은하로 알려짐)의 회전 곡선을 보고했는데, 이는 질량-광도 비율이 방사상으로 증가함을 시사했다.[32] 그는 그것을 은하 내에서 빛을 흡수하거나 나선 외부 부분의 수정된 역학 때문이지 그가 발견한 누락된 물질 때문이 아니라고 생각했다. 밥콕의 1939년 안드로메다 은하의 외곽에서 예상치 못한 빠른 회전과 50의 질량-광도 비율의 보고에 이어서; 1940년 얀 오르트는 NGC 3115의 보이지 않는 큰 헤일로halo를 발견하고 기록했다.[33]

나중에 SETI 연구소의 선임 천문학자가 된 세스 쇼스탁Seth Shostak이 수행한 초기 전파 천문학 관측은 6개의 은하가 외부 영역에서 너무 빠르게 회전하는 것으로 나타났으며 - 이는 암흑물질의 존재를 가리킨다. "천문학의 슈퍼스타 팟캐스트(podcast)"(PDF).

1960년대와 1970년대의 베라 루빈, 켄 포드Kent Ford, 켄 프리먼Ken Freeman의 연구[34]는 또한 은하 회전 곡선을 사용하여 더 강력한 증거를 제공했다.[35][36][37] 루빈과 포드는 새로운 분광계(spectrograph)를 사용하여 가장자리가 연결된 나선은하속도 곡선을 더 정확하게 측정했다.[37] 이 결과는 1978년에 확인되었다.[38][39] 그들은 대부분의 은하가 보이는 질량의 약 6배에 달하는 암흑물질을 포함하고 있음을 보여주었고;[40] 따라서 1980년경애는 암흑물질에 대한 명백한 필요성이 천문학에서 주요 미해결 문제로 널리 인식되었다.[35]

루빈과 포드가 광학 회전 곡선을 탐색하는 동시에 전파 천문학자들은 새로운 전파 망원경을 사용하여 근처 은하에 있는 21cm의 수소 원자 선을 매핑mapping하고 있었다. 성간 원자 수소(H-I)의 방사 분포는 종종 광학 연구로 접근할 수 있는 것보다 훨씬 더 큰 은하 반지름으로 확장되어 회전 곡선의 샘플링 - 따라서 전체 질량 분포-이 새로운 역학 체제regime로 확장된다. 그린 뱅크 천문대(Green Bank Observatory)[41]에 있는 300피트 망원경과 조드럴 뱅크 천문대[42]에 있는 250피트 접시 안테나를 사용한 안드로메다의 초기 매핑은 이미 H-I 회전 곡선이 예상되는 케플러적 감소를 추적하지 않는다는 것을 보여주었다. 보다 민감한 수신기를 사용할 수 있게 되면서 모턴 로버츠Morton Roberts와 로버트 화이트허스트Robert Whitehurst[43]는 안드로메다의 회전 속도를 광학 측정을 훨씬 능가하는 30kpc까지 추적할 수 있었다. 큰 반경에서 가스 디스크를 추적하는 것의 장점을 설명하는 해당 논문[43]의 그림 16은 외부 은하 회전 곡선의 평탄성을 나타내면서 광학 데이터[37](15kpc 미만의 반경에서 포인트 클러스터와 더 멀리 떨어진 단일 포인트)를 20-30 kpc 사이에서 H-I 데이터와 결합하는데; 중앙에서 정점을 이루는 실선 곡선은 광학 표면 밀도이고, 다른 곡선은 누적 질량을 나타내며 가장 바깥쪽 측정에서 여전히 선형으로 상승한다. 이와 동시에 은하외 H-I 분광법을 위한 간섭계 어레이(interferometric arrays)의 사용이 개발되고 있었다. 1972년 데이비드 로그스타드David Rogstad와 세스 쇼스탁Seth Shostak[44]은 오웬스 밸리 간섭계(Owens Valley interferometer)로 매핑된 5개의 나선에 대한 H-I 회전 곡선을 발표했다. 5개 모두의 회전 곡선은 매우 평평하여 확장된 H-I 디스크의 외부 부분에서 매우 큰 질량-광도 비율 값을 나타낸다.

1980년대의 일련의 관측은 은하단에 의한 배경 물체의 중력렌즈 효과,[45] 은하와 은하단의 뜨거운 가스의 온도 분포 및 우주 마이크로파 배경의 비등방성 패턴을 포함하여 암흑물질의 존재를 뒷받침했다. 우주론자들 사이의 합의에 따르면 암흑물질은 주로 아직 특성화되지 않은 유형의 아원자 입자로 구성되어 있다.[14][46] 다양한 수단을 통해 이 입자를 찾는 것은 입자 물리학의 증요한 노력 중 하나이다.[15]

표준 우주론에서 물질은 그 에너지 밀도가 척도인자의 역세제곱, 즉 ρa−3으로 비례하는scale 어떤 것이다. 이것은 척도인자의 역 네제곱 ρa−4으로 스케일링되는 복사 및 a와 무관한 우주 상수와 대조된다. 이러한 척도는 직관적으로 이해할 수 있다. 입방체 상자의 일반 입자의 경우 상자 측면의 길이를 두 배로 늘리면 밀도(또한 따라서 에너지 밀도도)가 8(= 23)만큼 감소한다. 복사의 경우 에너지 밀도는 16배(= 24)만큼 감소한다. 그 효과가 척도인자를 증가시키는 모든 행위는 비례적 적색편이를 유발해야 하기 때문이다[추가 설명 필요]. 우주 상수는 공간의 고유한 속성으로서 고려되는 부피에 관계없이 일정한 에너지 밀도를 갖는다.[47][노트 3]

원칙적으로 "암흑물질"은 보이지 않지만 여전히 ρa−3을 따르는 우주의 모든 구성 요소를 의미한다. 실제로는, "암흑물질"이라는 용어는 암흑물질의 비중입자 성분만을 의미하는 데 자주 사용되니, 즉, "실종된 중입자(missing baryons)"은 제외된다. 문맥이 일반적으로 어떤 의미를 의도하는지를 나타낼 것이다.

나선은하의 팔은 은하 중심 주위를 회전한다. 나선은하의 광도 질량은 중심에서 외곽으로 갈수록 감소한다. 만약 광량이 전부였다면 우리는 은하를 중심에 있는 점질량으로 모델링하고 태양계와 유사하게 그 주위를 도는 질량을 시험할 수 있다.[노트 4] 케플러의 행성운동법칙에서 회전 속도는 태양계와 유사하게 중심에서 멀어질수록 감소할 것으로 예상된다. 이것은 관찰되지 않는다.[49] 대신 은하 회전 곡선은 중심에서 멀어질수록 평평하게 유지된다.

구속된 시스템(bound systems)의 항성은 비리얼 정리를 따라야 한다. 측정된 속도 분포와 함께 그 정리는 타원 은하 또는 구상 성단과 같은 구속된 시스템의 질량 분포를 측정하는 데 사용될 수 있다. 일부 예외를 제외하고, 타원은하의 속도 분산 추정치[50]는 항성 궤도의 복잡한 분포를 가정하더라도 관측된 질량 분포에서 예측된 속도 분산과 일치하지 않는다.[51]

은하 회전 곡선과 마찬가지로 불일치를 해결하는 확실한 방법은 비발광(non-luminous) 물질의 존재를 가정하는 것이다.

은하단의 질량은 세 가지 독립적인 방법으로 추정할 수 있기 때문에 암흑물질 연구에 특히 중요하다.

일반적으로, 이 세 가지 방법은 암흑물질이 눈에 보이는 물질보다 약 5:1 정도로 더 무겁다는 데 합리적으로 일치한다.[52]

일반 상대성이론의 결과 중 하나는 더 먼 소스(예: 퀘이사)와 관찰자 사이에 거대한 물체(은하단 같은)가 빛을 굴절시키는 렌즈 역할을 해야 한다는 것이다. 물체가 더 무거울수록 더 많은 렌즈 효과가 관찰된다.

강한 렌즈 효과는 빛이 중력렌즈를 통과할 때 배경 은하가 호로 왜곡되는 현상을 관찰하는 것이다. 에이벨 1689를 비롯한 많은 먼 성단 주변에서 관찰되었다.[54] 왜곡 기하를 측정하여 간섭하는 성단의 질량을 얻을 수 있다. 이것이 수행된 수십 가지 경우에서 얻은 질량 대 빛 비율은 성단의 동적 암흑물질 측정차에 상응한다.[55] 렌즈 효과는 이미지의 여러 복사본을 초래할 수 있다. 여러 이미지 사본의 분포를 분석함으로써 과학자들은 MACS J0416.1-2403 은하단 주변의 암흑물질 분포를 추론하고 매핑할 수 있었다.[56][57]

약한 중력렌즈 효과(weak gravitational lensing)는 방대한 은하계 탐사의 통계 분석을 사용하여 은하계의 미세한 왜곡을 조사한다. 인접한 배경 은하의 겉보기 전단 변형을 조사하여 암흑물질의 평균 분포를 특성화할 수 있다. 질량 대 광도 비율은 다른 대규모 구조 측정에 의해 예측된 암흑물질 밀도애 해당한다.[58] 암흑물질은 빛 자체를 구부리지 않으며; 질량(이 경우 암흑물질의 질량)은 시공간을 휘게 한다. 빛은 시공간의 곡률을 따라가며 렌즈 효과를 가져온다.[59][60]

2021년 5월에 암흑 에너지 탐사(Dark Energy Survey) 협력에 의해 새로운 상세한 암흑물질 지도가 공개되었다.[61] 또한 이 지도는 기계 학습 방법을 사용하여 이전에 발견되지 않은 은하계를 연결하는 필라멘트 구조를 밝혀냈다.[62]

암흑물질과 일반 물질은 모두 물질이지만 같은 방식으로 행동하지는 않는다. 특히 초기 우주에서는 일반 물질이 이온화되어 톰슨 산란을 통해 복사선과 강하게 상호 작용했다. 암흑물질은 복사선과 직접 상호 작용하지 않지만 중력 퍼텐셜(주로 대규모로)과 일반 물질의 밀도 및 속도에 미치는 영향으로 CMB에 영향을 미친다. 따라서 일반 및 암흑물질 섭동은 시간이 지남에 따라 다르게 진화하고 우주 마이크로파 배경(CMB)에 다른 흔적을 남긴다.

우주 마이크로파 배경은 완전한 흑체에 매우 가깝지만 10만분의 1의 매우 작은 온도 이방성을 포함한다. 이방성의 하늘 지도는 각도 파워 스펙트럼(angular power spectrum)으로 분해될 수 있으며, 이는 거의 동일한 간격이지만 높이가 다른 일련의 음향 피크를 포함하는 것으로 관찰된다. 일련의 피크는 CMBFAST 및 CAMB와 같은 최신 컴퓨터 코드로 가정된 우주 매개변수 집합에 대해 예측할 수 있으며 이론을 데이터에 일치시키면 우주 매개변수가 제한된다.[63] 첫 번째 피크는 대부분 중입자의 밀도를 나타내는 반면 세 번째 피크는 물질의 밀도와 원자의 밀도를 측정하는 암흑물질의 밀도와 주로 관련이 있다.[63]

CMB 비등방성은 1992년 COBE에 의해 처음 발견되었지만 음향 피크를 감지하기에는 해상도가 너무 낮았다. 2000년 풍선을 이용한 BOOMERanG 실험에 의해 첫 번째 음향 피크가 발견된 후, 파워 스펙트럼은 2003-2012년 WMAP에 의해 정확하게 관찰되었으며, 2013-2015년에는 플랑크 위성에 의해 훨씬 더 정확하게 관찰되었다. 결과는 ΛCDM 모델을 지원한다.[64]

관측된 CMB 각 파워 스펙트럼은 암흑물질의 정확한 구조가 ΛCDM 모형[65]에는 잘 맞지만 수정 뉴턴 역학(MOND)과 같은 경쟁 모델로 재현하기 어렵기 때문에 암흑물질을 뒷받침하는 강력한 증거를 제공한다.[65][66]

구조 형성은 대폭발 이후 밀도 섭동이 붕괴되어 별, 은하 및 성단을 형성한 기간을 나타낸다. 구조 형성 이전에 일반 상대성이론에 대한 프리드만 해법은 균질한 우주를 설명한다. 나중에, 작은 비등방성이 점차 커져서 균질한 우주를 별, 은하 및 더 큰 구조로 압축했다. 평범한 물질은 아주 초기에 우주의 지배적인 요소인 복사선의 영향을 받는다. 그 결과 밀도 섭동이 씻겨 나가 구조로 응축될 수 없었다.[68] 우주에 평범한 물질만 있었다면 밀도 섭동이 현재 보이는 은하와 성단으로 자라날 충분한 시간이 없었을 것이다.

암흑물질은 복사선의 영향을 받지 않기 때문에 이 문제에 대한 해결책을 제공한다. 따라서 밀도 섭동이 먼저 성장할 수 있다. 그 결과, 먼저 붕괴되는 암흑물질의 중력 퍼텐셜은 나중에 붕괴되는 일반 물질을 끌어당기는 퍼텐셜 우물로 작용하여 구조 형성 과정을 가속화한다.[68][69]

암흑물질이 존재하지 않는다면, 다음으로 가장 가능성이 높은 설명은 일반 상대성이론(우세한 중력 이론)이 틀렸고 수정되어야 한다는 것이다. 최근 두 은하단의 충돌 결과인 총알 성단은 겉보기 질량 중심이 중입자 질량 중심에서 멀리 떨어져 있기 때문에 수정된 중력 이론에 대한 도전을 제공한다.[70] 표준 암흑물질 모형은 이 관찰을 쉽게 설명할 수 있지만 수정된 중력은 특히 관찰 증거가 모형-독립적(model-independent)이기 때문에[71] 훨씬 더 어려움을 겪는다.[72][73]

Ia형 초신성은 우주가 과거에 얼마나 빨리 팽창했는지 측정하는 데 사용될 수 있는 은하외 거리를 측정하는 표준 촉광으로 사용될 수 있다.[74].데이터는 우주가 가속 속도로 팽창하고 있음을 나타내며, 그 원인은 일반적으로 암흑 에너지에 기인한다.[75] 관측 결과 우주가 거의 평평하다는 것을 나타내므로[76][77][78] 우주에 있는 모든 것의 총 에너지 밀도는 합이 1 (Ωtot ≈ 1) 이 되어야 한다. 측정된 암흑 에너지 밀도는 ΩΛ ≈ 0.690이다. 관찰된 일반(중입자) 물질 에너지 밀도는 Ωb ≈ 0.0482 이고 방사선의 에너지 밀도는 무시할 수 있다. 이것은 그럼에도 불구하고 물질처럼 행동하는 누락된 Ωdm ≈ 0.258 (위의 기술 정의 섹션 참조) - 암흑물질을 남긴다.[79]

중입자 음향 진동(BAO)은 우주의 눈에 보이는 중입자 물질(보통 물질)의 대규모 밀도 변동이다. 이들은 초기 우주의 광자-중입자 유체의 음향 진동으로 인해 ΛCDM 모형에서 발생할 것으로 예측되며 우주 마이크로파 배경 각 파워 스펙트럼에서 관찰될 수 있다. BAO는 중입자에 대해 선호하는 길이 척도를 설정한다. 암흑물질과 중입자가 재결합 후 서로 뭉쳐 있기 때문에, 이 효과는 근처 우주의 은하 분포에서 훨씬 약하지만, 은하 쌍이 130~160 Mpc만큼 떨어져 있는 것에 비해 147 Mpc만큼 떨어져 있는 것을 미묘하게 선호(≈1%)하는 것으로 감지될 수 있다. 이 특징은 1990년대에 이론적으로 예측되었고 2005년 두 개의 대규모 은하 적색편이 조사인 슬론 디지털 전천 탐사(Sloan Digital Sky Survey)와 2dF 은하 적색편이 탐사에서 발견되었다.[80] CMB 관측과 은하 적색편이 탐사의 BAO 측정을 결합하면 허블 상수와 우주의 평균 물질 밀도에 대한 정확한 추정치를 얻을 수 있다.[81] 결과는 ΛCDM 모형을 지지한다.

대규모 은하 적색편이 탐사(redshift survey)는 은하 분포의 3차원 지도를 만드는 데 사용될 수 있다. 이 지도는 관측된 적색편이로부터 거리를 추정하기 때문에 조금 왜곡된다. 적색편이는 지배적인 허블 팽창 항 외에 은하의 소위 고유 속도의 기여를 포함한다. 평균적으로 초은하단은 중력으로 인해 우주 평균보다 느리게 팽창하는 반면, 공극은 평균보다 빠르게 팽창한다. 적색편이 지도에서 초은하단 앞에 있는 은하는 초은하단을 향하는 과도한 반경 방향 속도를 가지며 거리가 의미하는 것보다 약간 더 높은 적색편이를 갖는 반면 초은하단 뒤의 은하는 거리에 비해 약간 낮은 적색편이를 갖는다. 이 효과는 초은하단이 반경 방향으로 눌려진 것처럼 보이도록 하고, 마찬가지로 공극은 늘어난다. 각도 위치는 영향을 받지 않습니다. 이 효과는 실제 모양을 알 수 없기 때문에 한 구조에 대해 감지할 수 없지만 여러 구조에 대해 평균화하여 측정할 수 있다. 1987년 닉 카이저Nick Kaiser에 의해 정량적으로 예측되었으며 2dF 은하 적색편이 탐사에 의해 2001년에 처음으로 결정적으로 측정되었다.[82] 결과는 ΛCDM 모형과 일치한다.

천문 분광학에 라이만-알파 숲은 먼 은하퀘이사의 스펙트럼에서 중성 수소라이먼-알파 전이에서 발생하는 흡수선의 합이다. 라이먼-알파 숲 관측은 또한 우주론적 모형들을 제한할 수 있다.[83] 이러한 제약 조건은 WMAP 데이터에서 얻은 제약 조건과 일치한다.

아래 표에 나와 있는 것처럼 암흑 물질이 무엇으로 구성될 수 있는지에 대한 다양한 가설이 있다.

등장하는 입자물리법칙

암흑물질은 주로 중력을 통해 가시 물질(예: 별 및 행성)과 상호 작용하는 모든 물질을 나타낼 수 있다. 따라서 원칙적으로 새로운 유형의 기본 입자로 구성될 필요는 없지만 적어도 부분적으로는 양성자 또는 중성자와 같은 표준 중입자 물질로 구성될 수 있다.[노트 5][91] 그러나 아래에 설명된 이유로 대부분의 과학자들은 암흑물질은 현재 알려지지 않은 기본 입자(또는 유사한 이국적인 상태)로 구성되어 있는 비중입자 성분에 의해 지배된다고 생각한다.

중입자(양성자와 중성자)은 평범한 별과 행성을 구성한다. 그러나 중입자 물질은 일반적이지 않은 원시 블랙홀, 중성자별, 희미한 오래된 백색 왜성 및 갈색 왜성을 포함하며, 집합적으로 MACHO(거대하고 컴팩트한 헤일로 물체)로 알려져 있으며 감지하기 어려울 수 있다.[92]

그러나 여러 증거에 따르면 암흑 물질의 대부분은 중입자로 구성되어 있지 않아서:

비중입자 암흑물질의 후보는 액시온, 비활성 중성미자, 약하게 상호작용하는 무거운 입자(WIMP), 중력-상호작용하는 무거운 입자(GIMP), 초대칭 입자, 지온(Geon)[102] 또는 원시 블랙홀과 같은 가상 입자이다.[103] 이미 관찰된 세 가지 중성미자 유형은 참으로 풍부하고 암흑이며 물질이지만 개별 질량이 - 아무리 불확실하더라도 - 너무 작기 작기 때문에, 그들은 거대구조와 고-적색편이 은하로부터 파생된 한계로 안해 암흑물질의 작은 부분만 공급할 수 있다.[104]

중입자 물질과 달리 비중입자 물질은 초기 우주의 원소 형성에 기여하지 않았으므로(대폭발 핵합성)[14] 그 존재는 중력 효과나 약한 렌즈 효과를 통해서만 드러난다. 또한, 입자를 구성하는 입자가 초대칭이라면, 자기 자신과 쌍소멸 상호작용을 일으켜 감마선 및 중성미자와 같은 관찰 가능한 부산물을 생성할 수 있다(간접 탐지).[104]

암흑물질이 약하게 상호작용하는 입자로 구성되어 있다면 명백한 질문은 그것이 행성, 또는 블랙홀과 동등한 물체들을 형성할 수 있는가 하는 것이다. 역사적으로 대답은 다음 두 가지 요인 때문에 불가능하다는 것이니:[105][106][107]

2015-2017년에 중간-질량 블랙홀의 병합을 감지한 중력파 측정의 결과로 고밀도 암흑물질이 원시 블랙홀로 구성되어 있다는 주장이 다시 제기되었다.[108] 약 30 태양 질량을 가진 블랙홀은 항성 붕괴(일반적으로 태양 질량 15 미만)나 은하 중심의 블랙홀 병합(수백만 또는 수십억 태양 질량)에 의해 형성될 것으로 예측되지 않는다. 감지된 병합을 일으키는 중간-질량 블랙홀은 밀도가 높은 영역이 붕괴되면서 우주의 뜨겁고 밀도가 높은 초기 단계에서 형성되었는 주장이 제기되었다. 약 1,000개의 초신성에 대한 이후의 조사에서는 중력렌즈 현상이 전혀 감지되지 않었는데, 특정 질량 범위 이상의 중간-질량 원시 블랙홀이 암흑물질의 대부분을 차지한다면 약 8개 정도가 예상될 때였다.[109]

원자 크기의 원시 블랙홀이 암흑물질의 상당 부분을 차지할 가능성은 보이저 1호 우주선이 태양의 태양권 외부에서 양전자와 전자 플럭스를 측정한 결과 배제되었다. 아주 작은 블랙홀들이 호킹 복사를 방출한다고 이론화되어 있다. 그러나 감지된 플럭스는 너무 낮았고 예상되는 에너지 스펙트럼을 갖지 않았으며, 이는 작은 원시 블랙홀이 암흑물질을 설명할 만큼 충분히 널리 퍼져 있지 않음을 시사한다.[110] 그럼에도 불구하고 암흑물질 냉각에 대한 접근[111][112]을 포함하여 암흑물질에 대한 고밀도 암흑물질 설명을 제안하는 연구와 이론이 2018년 현재까지 계속되고 있으며 그 질문은 여전히 풀리지 않고 있다. 2019년에 안드로메다 관측에서 마이크로렌즈 효과의 부족은 작은 블랙홀이 존재하지 않는다는 것을 암시한다.[113]

그러나 원시 블랙홀이 모든 암흑 물질을 설명할 수 있는 광학 마이크로렌즈 관측에 의해 제한될 수 있는 것보다 더 작은, 크게 제한되지 않은 질량 범위가 여전히 존재한다.[114][115]

암흑물질은 차갑고 따뜻하며 뜨거운 범주로 나눌 수 있다.[116] 이러한 범주는 실제 온도가 아닌 속도를 나타내며, 초기 우주에서 해당 물체가 우주 팽창으로 인해 느려지기 전에 임의의 움직임으로 인해 얼마나 멀리 이동했는지를 나타내는데, 이는 자유 스트리밍 길이 (free streaming length, FSL)라고 하는 중요한 거리이다. 이 길이보다 작은 원시 밀도 변동은 입자가 밀도가 높은 영역에서 밀도가 낮은 영역으로 퍼지면서 씻겨 나가지만 더 큰 변동은 영향을 받지 않는다. 따라서 이 길이는 이후 구조 형성을 위한 최소 규모를 설정한다.

범주는 원시은하(나중에 왜소은하로 진화하는 물체)의 크기와 관련하여 설정된다. 암흑물질 입자는 FSL에 따라 차갑고 따뜻하거나 뜨겁게 분류된다. 원시은하보다 훨씬 작거나(차가움), 비슷하거나(따뜻함), 훨씬 더 크다(뜨거움).[117][118] 위의 조합도 가능하다. 혼합 암흑물질(mixed dark matter) 이론은 1990년대 중반에 유행했지만 암흑 에너지의 발견 이후 퇴출되었다.[인용 필요]

차가운 암흑물질은 처음에는 은하가 형성되고 나중 단계에서는 은하단이 형성되는 상향식 구조의 형성을 초래하는 반면, 뜨거운 암흑물질은 초기에 큰 물질 덩어리가 형성되고 나중에 별도의 은하로 파편화되는 하향식 형성 시나리오를 초래하며;[명료화 필요] 후자는 높은 적색편이 은하 관측에 의해 제외된다.[15]

이 범주는 또한 변동 스펙트럼(fluctuation spectrum) 효과[추가 설명 필요] 및 각 유형이 비상대론적이 된 대폭발 이후의 간격에 해당한다. 데이비스Davis 등이 1985년에 쓰기를:[119]

후보 입자는 변동 스펙트럼(fluctuation spectrum)에 미치는 영향에 따라 세 가지 범주로 그룹화할 수 있다(본드Bond 등 1983). 암흑 물질이 재결합 직전까지 상대론적 상태를 유지하는 풍부한 가벼운 입자로 구성되어 있으면 "뜨거운" 물질이라고 부를 수 있다. 뜨거운 암흑물질에 대한 가장 좋은 후보는 중성미자이다 ... 두 번째 가능성은 암흑물질 입자가 중성미자보다 더 약하게 상호 작용하고 덜 풍부하며 1keV 정도의 질량을 가질 가능성이다. 이러한 입자는 무거운 중성미자보다 열 속도가 낮기 때문에 "따뜻한 암흑 물질"이라고 한다 ... 현재 이 설명에 적합한 후보 입자는 거의 없다. 중력미자포티노가 제안되었다(페이글스Pagels와 프리맥Primack 1982; 본드Bond, 스잘레이Szalay와 터너Turner 1982) ... 매우 일찍 비상대론적이 되어 무시할 수 있는 거리를 확산할 수 있었던 모든 입자를 "차가운" 암흑물질(CDM)이라고 한다. . 초대칭 입자를 포함하여 CDM에 대한 많은 후보가 있다.


또 다른 대략적인 구분선은 따뜻한 암흑물질이 우주가 약 1년이 되었고 현재 크기의 100만분의 1이 되었을 때, 그리고 광자 온도가 270만 켈빈이었던 복사-지배 시대(Radiation-dominated era)(광자와 중성미자)에 비상대성이 되었다는 것이다. 표준 물리 우주론은 복사-지배 시대에 입자 지평선 크기를 2 c t(빛의 속도에 시간을 곱한 값), 따라서 2광년을 제공한다. 이 크기의 지역은 오늘날 2백만 광년으로 확장될 것이다(구조 형성이 없음). 실제 FSL은 위 길이의 약 5배이다. 왜냐하면 입자 속도가 비상대성이 된 후 축척 계수에 반비례하여 감소함에 따라 계속 천천히 성장하기 때문이다. 이 예에서 FSL은 오늘날 평균적인 큰 은하를 포함하는 크기에 해당하는 1천만 광년 또는 3메가파섹에 해당한다.

270만 K 광자 온도는 250 전자볼트의 일반적인 광자 에너지를 제공하므로 따뜻한 암흑 물질에 대한 일반적인 질량 규모를 설정하니: GeV–TeV 질량 WIMP들과 같이 이보다 훨씬 더 큰 입자는 1보다 훨씬 더 빨리 비상대론적이 된다. 대폭발 이후 1년이 지나고 FSL이 원시은하보다 훨씬 작아서 차가워진다. 반대로, 질량이 몇 eV에 불과한 중성미자와 같은 훨씬 가벼운 입자는 원시은하보다 훨씬 큰 FSL을 가지는데, 그래서 그것들을 뜨거운 것으로 간주한다.

차가운 암흑물질은 대부분의 우주 관측에 대한 가장 간단한 설명을 제공한다. 이것은 원시은하보다 훨씬 작은 FSL을 가진 구성요소로 구성된 암흑물질이다. 뜨거운 암흑물질은 은하나 은하단 형성을 지원할 수 없는 것 같고 대부분의 입자 후보는 일찍 느려지기 때문에 이것은 암흑물질 연구의 초점이다.

차가운 암흑물질의 구성 요소는 알려져 있지 않다. 가능성은 거대하고 조밀한 헤일로 물체들 (MaCHOs)(예: 블랙홀[120]프레온 별[121]) 또는 무거운 중입자 물체의 강력한 연관성(Robust associations of massive baryonic objects(RAMBO)(예: 갈색왜성)와 같은 대형 물체에서 WIMP들 및 액시온들과 같은 새로운 입자에 이르기까지 다양하다.

대폭발 핵합성 및 중력 렌즈에 대한 연구는 대부분의 우주학자[15][122][122][123][124][125][126]에게 MACHO[122][124]가 암흑물질의 작은 부분 이상을 구성할 수 없다는 것을 확신시켰다.[14][122] A. 피터Peter에 따르면 "... 정말로 그럴듯한 암흑물질 후보는 새로운 입자뿐이다."[123]

1997년 DAMA/NaI 실험과 2013년 후속 DAMA/LIBRA는 지구를 통과하는 암흑물질 입자를 직접 감지한다고 주장했지만 많은 연구자들은 유사한 실험의 부정적인 결과가 DAMA 결과와 양립할 수 없는 것처럼 보이기 때문에 회의적이다.

많은 초대칭 모형은 WIMPy 가장 가벼운 초대칭 입자LSP(Lightest supersymmetric particle)의 형태로 암흑물질 후보를 제공한다.[127] 별도로, 무거운 비활성 중성미자는 시소 메커니즘(Seesaw mechanism)을 통해 작은 중성미자 질량을 설명하는 표준 모형에 대한 비대칭 확장으로 존재한다.

따뜻한 암흑물질은 원시은하의 크기와 비슷한 FSL을 가진 입자로 구성된다. 따뜻한 암흑물질에 기반한 예측은 대규모의 차가운 암흑물질에 대한 예측과 유사하지만 소규모 밀도 섭동이 적다. 이것은 왜소은하의 예측된 풍부함을 감소시키고 큰 은하의 중심 부분에서 암흑물질의 밀도를 낮추게 할 수 있다. 일부 연구자들은 이것이 관측에 더 적합하다고 생각한다. 이 모형의 과제는 필요한 질량 ≈ 300 eV ~ 3000 eV 인 입자 후보가 없다는 것이다.[인용 필요]

알려진 입자는 따뜻한 암흑물질로 분류될 수 없다. 가정된 후보는 비활성 중성미자: 다른 중성미자와 달리 약한 상호작용을 통하지 않는 더 무겁고 느린 형태의 중성미자이다. 스칼라-텐서-벡터 중력(scalar–tensor–vector gravity)과 같은 일부 수정된 중력 이론은 방정식이 작동하려면 "따뜻한" 암흑 물질을 필요로 한다.

뜨거운 암흑물질은 FSL이 원시은하의 크기보다 훨씬 큰 입자로 구성된다. 중성미자는 그러한 입자에 해당한다. 그것들은 암흑물질을 찾기 훨씬 이전에 독립적으로 발견되었다. 그것들은 1930년에 가정되었고 1956년에 탐지되었다. 중성미자의 질량전자의 10-6보다 작다. 중성미자는 중력과 약한 힘을 통해서만 정상 물질과 상호 작용하므로 감지하기 어렵다(약한 힘은 작은 거리에서만 작동하므로 중성미자는 핵과 정면으로 부딪히는 경우에만 약한 힘 이벤트를 촉발한다). 이로 인해 WIMP와 달리 "약하게 상호작용하는 가는 입자(weakly interacting slender particle)"WISP가 된다.

중성미자의 세 가지 알려진 맛깔전자, 뮤온타우이다. 그들의 질량은 약간 다르다. 중성미자는 풍미가 움직일 때 진동한다. 3개의 중성미자(또는 개별적으로 3개의 중성미자)의 집합적 평균 질량에 대한 정확한 상계를 결정하는 것은 어렵다. 예를 들어 중성미자의 평균 질량이 50eV/c2(전자 질량의 10-5 미만) 이상이면 우주가 붕괴됩니다. CMB 데이터 및 기타 방법에 따르면 평균 질량은 아마도 0.3eV/c2를 초과하지 않을 것이다. 따라서 관측된 중성미자는 암흑물질을 설명할 수 없다.[128]

은하 크기의 밀도 변동은 자유 스트리밍에 의해 씻겨 나가기 때문에 뜨거운 암흑물질은 처음으로 형성 될 수있는 물체가 은하계로 부서지는fragment 거대한 초은하단 크기 팬케이크들pancakes임을 암시한다. 딥 필드 관측(deep field observation들은 은하가 대신애 먼저 형성되고 은하가 함께 덩어리지면서 성단과 초은하단이 뒤따른다는 것을 보여준다.

암흑 물질이 아원자 입자로 구성되어 있다면 수백만, 아마도 수십억 개의 입자가 초당 지구의 제곱센티미터를 통과해야 한다.[129][130] 많은 실험이 이 가설을 테스트하는 것을 목표로 한다. WIMP가 인기 있는 검색 후보이지만[15] 액시온 암흑물질 실험(Axion Dark Matter Experiment, ADMX)는 액시온을 검색한다. 또 다른 후보는 중력을 통해서만 일반 물질과 상호 작용하는 무거운 숨겨진 섹터(hidden sector) 입자이다.

이러한 실험은 두 가지 클래스로 나눌 수 있으니: 탐지기 내의 원자 핵에서 암흑물질 입자의 산란을 검색 직접 탐지하는 실험; 그리고 암흑물질 입자 쌍소멸이나 붕괴의 산물을 찾는 간접 탐지이다[104].

직접 탐지 실험은 (이론적으로) 지구를 통과하는 암흑물질 입자와의 상호 작용에 의해 유도된 핵의 저에너지 반동(일반적으로 몇 keV)을 관찰하는 것을 목표로 한다. 이러한 반동 후에 핵은 민감한 탐지 장치를 통과할 때 섬광scintillation 또는 포논의 형태로 에너지를 방출한다. 이를 효과적으로 수행하려면 매우 낮은 배경을 유지하는 것이 중요하다. 이것이 이러한 실험이 일반적으로 우주선의 간섭이 최소화되는 깊은 지하에서 수행되는 이유이다. 직접 탐지 실험을 하는 지하 실험실의 예로는 스타웰 광산(Stawell mine), 수단 광산(Soudan Mine), 서드베리의 SNOLAB 지하 연구소, 그란 사소 국립연구소(Laboratori Nazionali del Gran Sasso), 칸프랑 지하 연구소(Canfranc Underground Laboratory), 불비 지하 연구소(Boulby Underground laboratory), 샌포드 지하 연구시설(Sanford Underground Research Facility) 및 중국 진핑 지하 연구소(China Jinping Underground Laboratory)가 있다.

이러한 실험은 주로 극저온cryogenic 또는 비활성 액체(noble liquid) 검출기 기술을 사용한다. 100mK 미만의 온도에서 작동하는 극저온 감지기는 입자가 게르마늄과 같은 결정 흡수체의 원자에 부딪힐 때 생성되는 열을 감지한다. 비활성 액체 검출기는 액체 제논 또는 아르곤에서 입자 충돌로 생성된 섬광을 감지한다. 극저온 검출기 실험에는 CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA가 포함된다. 비활성 액체 실험에는 LZ, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX 및 LUX 대규모 지하 제논 실험(Large Underground Xenon experiment)이 포함된다. 이 두 기술 모두 배경 입자(주로 전자를 산란시키는)와 암흑물질 입자(핵을 산란시키는)를 구별하는 능력에 중점을 둔다. 다른 실험으로는 SIMPLE 및 PICASSO가 있다.

현재 직접 검출 실험에서 암흑물질 검출에 대한 확고한 주장은 없었으며, 대신 이러한 암흑물질 입자의 핵자와의 상호작용 단면 및 질량에 대한 강력한 상한선으로 이어졌다.[131] DAMA/NaI 및 보다 최근의 DAMA/LIBRA 실험 협력은 탐지기에서 이벤트 비율의 연간 변조를 감지했으며[132][133], 이는 암흑물질 때문이라고 주장한다. 이것은 지구가 태양을 공전할 때 암흑물질 헤일로에 대한 검출기의 속도가 약간 변할 것이라는 예상에서 비롯된다. 이 주장은 지금까지 확인되지 않았으며 LUX, SuperCDMS[134] 및 XENON100과 같은 다른 실험의 부정적인 결과와 모순된다.[135]

직접 검출 실험의 특별한 경우는 방향 감도를 가진 실험을 다룬다. 이것은 은하중심 주위의 태양계 운동에 기반한 탐색 전략이다.[136][137][138][139] 저압 시간 투영 챔버(time projection chamber)를 사용하면 반동 트랙에 대한 정보에 액세스하고 WIMP-핵 운동학을 제한할 수 있다. 태양이 진행하는 방향(대략 백조자리 쪽으로)에서 오는 WIMP는 등방성이어야 하는 배경에서 분리될 수 있다. 방향성 암흑물질 실험에는 DMTPC, DRIFT, Newage 및 MIMAC가 포함된다.

간접 탐지 실험은 우주 공간에서 암흑물질 입자의 자기 소멸 또는 붕괴의 산물을 검색한다. 예를 들어, 암흑물질 밀도가 높은 지역(예: 은하중심)에서는 두 개의 암흑물질 입자가 쌍소멸되어 감마선 또는 표준 모델 입자-반입자 쌍을 생성할 수 있다.[141] 또는 암흑물질 입자가 불안정하면 표준 모델(또는 다른) 입자로 붕괴될 수 있다. 이러한 과정은 우리 은하나 다른 곳의 고밀도 지역에서 나오는 과도한 감마선, 반양성자 또는 양전자를 통해 간접적으로 감지할 수 있다.[142] 이러한 검색에 내재된 주요 어려움은 다양한 천체 물리학 소스가 암흑물질에서 예상되는 신호를 모방할 수 있으므로 결정적인 발견을 위해 여러 신호가 필요할 수 있다는 것이다.[15][104]

태양이나 지구를 통과하는 암흑물질 입자 중 일부는 원자를 흩어버리고 에너지를 잃을 수 있다. 따라서 암흑물질은 이러한 천체의 중심에 축적되어 충돌/쌍소멸의 가능성을 높일 수 있다. 이것은 고에너지 중성미자의 형태로 독특한 신호를 생성할 수 있다.[143] 그러한 신호는 WIMP 암흑물질의 강력한 간접적 증거가 될 것이다.[15] AMANDA, IceCube 및 ANTARES와 같은 고에너지 중성미자 망원경은 이 신호를 찾고 있다.[144] 2015년 9월 LIGO의 중력파 탐지는 암흑물질을 새로운 방식으로 관찰할 수 있는 가능성을 열어준다. 특히 원시 블랙홀의 형태일 경우 더욱 그렇다.[145][146][147]

암흑물질의 쌍소멸 또는 붕괴로 인한 그러한 방출을 찾기 위해 많은 실험적 조사가 수행되었으며, 그 예는 다음과 같다. 에너지 감마선 실험 망원경(Energetic Gamma Ray Experiment Telescope, EGRET)은 2008년에 우리은하에서 예상했던 것보다 더 많은 감마선을 관찰했지만 과학자들은 이것이 망원경의 감도를 잘못 추정했기 때문일 가능성이 가장 높다고 결론지었다.[148]

페르미 감마선 우주 망원경은 유사한 감마선을 찾고 있다.[149] 2012년 4월, 대면적 망원경(Large Area Telescope) 기기에서 이전에 사용 가능한 데이터를 분석한 결과 은하중심에서 오는 감마선의 130GeV 신호에 대한 통계적 증거가 나왔다.[150] WIMP 소멸이 가장 그럴듯한 설명으로 여겨졌다.[151]

더 높은 에너지에서 지상 기반 감마선 망원경(ground-based gamma-ray telescopes)은 왜소구형은하[152]와 은하단에서 암흑물질의 소멸에 한계를 설정했다.[153]

PAMELA 실험(2006년 시작)은 과잉 양전자를 감지했다. 암흑물질 소멸이나 펄사로 인한 것일 수 있다. 과잉 반양성자는 관찰되지 않았다.[154]

2013년 국제우주정거장의 알파 자기 분광계(Alpha Magnetic Spectrometer)의 결과에 따르면 암흑물질 소멸로 인한 고에너지 우주선이 과잉으로 나타났다.[155][156][157][158][159][160]

자연에서 암흑 물질 입자를 탐지하는 또 다른 방법은 실험실에서 생성하는 것이다. 강입자 충돌기(Large Hadron Collider, LHC) 실험은 LHC 양성자 빔의 충돌에서 생성된 암흑물질 입자를 감지할 수 있다. 암흑물질 입자는 정상적인 가시 물질과 무시할 수 있는 상호작용을 해야 하기 때문에 다른 (무시할 수 없는) 충돌 산물이 탐지된다면 탐지기를 빠져나가는 (많은 양의) 손실된 에너지와 운동량으로 간접적으로 탐지될 수 있다.[161] 암흑물질에 대한 제약은 유사한 원리를 사용하는 대형 전자-양전자 충돌기(Large Electron–Positron Collider, LEP) 실험에서도 존재하지만 쿼크가 아닌 전자와 암흑물질 입자의 상호 작용을 조사한다.[162] 충돌체 탐색을 통한 모든 발견은 발견된 입자가 실제로 암흑물질임을 증명하기 위해 간접 또는 직접 탐지 부문에서의 발견으로 확증되어야 한다.

암흑물질이 아직 밝혀지지 않았기 때문에 암흑물질이 설명하기 위해 고안된 관측 현상을 설명하기 위한 다른 많은 가설이 등장했다. 가장 일반적인 방법은 일반 상대성이론을 수정하는 것이다. 일반 상대성이론은 태양계 규모에서 잘 테스트되었지만 은하계 또는 우주론 규모에 대한 타당성은 잘 입증되지 않았다.[163] 일반 상대성이론에 대한 적절한 수정은 원칙적으로 암흑물질의 필요성을 제거할 수 있다. 이 클래스의 가장 잘 알려진 이론은 수정 뉴턴 역학(MOND)와 그 상대론적 일반화인 텐서-벡터-스칼라 중력(TeVeS),[164] f(R) 중력,[165] 음의 질량(negative mass), 암흑 유체(Dark fluid),[166][167][168] 및 엔트로피 중력(entropic gravity)이다.[169] 대안 이론들이 많다.[170][171]

대안 가설의 문제는 암흑물질에 대한 관측 증거가 너무 많은 독립적인 접근 방식에서 나온다는 것이다(위의 "관측 증거" 섹션 참조). 개별 관측을 설명하는 것은 가능하지만 암흑물질이 없는 상태에서 모든 관측을 설명하는 것은 매우 어렵다. 그럼에도 불구하고, 엔트로피 중력[172][173][174]의 중력렌즈에 대한 2016년 테스트와 독특한 MOND 효과의 2020년 측정과 같은 대안 가설에 대한 몇 가지 산발적인 성공이 있었다.[175][176]

대부분의 천체물리학자들 사이에서 지배적인 의견은 일반 상대성이론을 수정하면 관측 증거의 일부를 설명할 수 있지만 우주에 어떤 형태의 암흑물질이 존재해야 한다는 결론을 내리기에 충분한 데이터가 있을 수 있다는 것이다.[177]

암흑물질에 대한 언급은 소설 작품에서 이루어진다. 그러한 경우 일반적으로 특별한 물리적 또는 마법적 속성에 기인한다. 그러한 설명은 종종 물리학 및 우주론에서 가정된 암흑물질의 속성과 일치하지 않는다.

이 작가의 인상은 우리은하에서 예상되는 암흑물질의 분포를 은하를 둘러싼 물질의 푸른 후광으로 보여준다.[48]
전형적인 나선은하의 회전 곡선: 예측(A)과 관측(B). 암흑물질은 속도 곡선의 '평평한' 모양을 큰 반경까지 설명할 수 있다.
에이벨 1689에서 허블 우주망원경이 관측한 강력한 중력렌즈 효과는 암흑물질의 존재를 나타낸다. 렌즈 모양을 보려면 이미지를 확대하라.
현재(왼쪽)와 100억년 전(오른쪽)의 회전하는 원반은하의 모형. 현재 은하에서 빨간색으로 표시된 암흑물질은 중심 근처에 더 집중되어 있으며 더 빠르게 회전한다(과장된 효과).
킬로도Kilo-Degree 조사의 중력렌즈 효과 분석을 기반으로 한 하늘 조각에 대한 암흑물질 지도.[53]
Mass map
허블 우주 망원경으로 약한 중력 렌즈 효과 측정으로부터 재구성한 암흑물질의 대규모 분포에 대한 3D 지도.[67]
왜소은하에 대한 페르미-LAT 관측은 암흑물질에 대한 새로운 통찰력을 제공한다.
암흑물질 지도와 6개의 클러스터 충돌 콜라주. 은하단이 충돌할 때 은하단의 암흑물질이 어떻게 행동하는지에 대한 연구에서 은하단이 관찰되었다.[140]
초대질량 블랙홀 주변의 암흑물질 쌍소멸에 대한 감마선 탐지 가능성에 대한 비디오. (지속 시간 0:03:13, 파일 설명도 참조하라.)
허블 망원경을 이용한 우주 진화 조사(COSMOS)의 DM 지도 (2007).[178][179]
캐나다 프랑스 하와이 망원경을 사용한 CFHT 렌즈 효과 조사(CFHTlenS)의 DM 지도 (2012).[180][181]
(중앙에 COSMOS 지도)
VLT 측량 망원경을 사용한 칼로도 측량(KiDS)의 DM 지도 (2015).[182][183]
스바루 망원경을 사용한 하이퍼 수프라임 캠 조사(HSCS)의 DM 지도 (2018).[184][185]
빅터 M. 블랑코 망원경을 사용한 암흑 에너지 조사(DES)의 DM 지도 (2021).[186][187]