สสารมืด

ข้อมูลที่พิสูจน์ได้จากการสำรวจ

ผู้ที่เริ่มต้นที่จะพิสูจน์ว่ามีสสารมืดดำรงอยู่จริงในธรรมชาติคือ Fritz Zwicky จาก California Institute of Technology ในปี 1993 เขาตั้งทฤษฎี virial เพื่ออธิบายมวลที่มองไม่เห็นของ Coma cluster of galaxies เนื่องจากเขาพบว่ามวลที่หาได้มีค่ามากกว่ามวลที่ประมาณค่าจากวัตถุที่มองเห็นถึง 400 เท่า ทำให้เขาพบปัญหาที่สำคัญคือ การหายไปของมวลในจักรวาล เขาจึงคาดว่าต้องมีวัตถุที่มองไม่เห็นซึ่งมีขนาดมากพอจนมีผลต่อแรงโน้มถ่วงของกระจุกดาราจักร
การพิสูจน์เกี่ยวกับสสารมืดว่ามีอยู่จริงมีมากขึ้นซึ่งส่วนใหญ่มาจากการอธิบายการเคลื่อนที่ของดาราจักร ซึ่งดูเหมือนจะมีรูปแบบที่แน่นอน จาก virial theorem พบว่าพลังงานจลน์รวมจะมีค่าเป็นครึ่งหนึ่งของพลังงานจากแรงโน้มถ่วง แต่จากการคาดการทางทฤษฏีเมื่อเปรียบเทียบกับการสำรวจพบว่าดาวเคราะห์ที่อยู่ห่างจากศูนย์กลางของดาราจักรมีความเร็วมากกว่าที่ทำนายไว้ในทฤษฏี ซึ่งจากทฤษฎีคำนวณพลังงานจากแรงโน้มถ่วงซึ่งพิจารณาจากมวลที่มองเห็นเท่านั้น ซึ่ง galactic rotation curve เป็นความสัมพันธ์ของความเร็วเชิงมุมกับระยะห่างจากจุดศูนย์กลางของดาราจักร วัตถุที่มองเห็นเท่านั้นไม่สามารถอธิบายปรากฏการณ์ดังกล่าวได้ ซึ่งถ้าประมาณคร่าว ๆ ดาราจักรมีลักษณะเป็นทรงกลมที่มีสมมาตรแล้วสสารมืด และวัตถุที่มองเห็นจะมารวมกันอยู่ตรงกลางของดาราจักร ส่วนดาราจักรที่มีดาวแคระขาวอยู่ จะแสดงคุณสมบัติที่แปลกออกไป โดยจะมีอัตราส่วนของมวลวัตถุที่มองเห็นต่อสสารมืดมีค่าน้อย ทำให้การสำรวจวัตถุที่อยู่ห่างจากจุดศูนย์กลางมาก ๆ มีผลการสำรวจแย่ลง

การศึกษากระจุกของดาราจักรด้วยเลนส์โน้มถ่วงเป็นการประมาณมวลที่มีอยู่ในกระจุกดาราจักรโดยดูจากผลการรวมแสงที่มาจากดาราจักรพื้นหลัง ดังเช่นในกระจุกดาราจักร Abell 1689 การใช้เลนส์โน้มถ่วงสามารถยืนยันถึงการมีอยู่ของมวลมากกว่าที่มองเห็นได้เพียงลำพังจากแสงของกระจุกดาราจักร ในขณะที่การสังเกตการณ์กระจุกดาราจักรหัวกระสุนก็แสดงให้เห็นว่า มีมวลสารจำนวนมามากที่ให้ผลทางเลนส์โน้มถ่วง ซึ่งแยกส่วนออกมาอย่างเด่นชัดจากผลของมวลที่แผ่รังสีเอ็กซ์ที่เรารู้จักเป็นอย่างดี

การเคลื่อนที่รอบดาราจักร

40 ปีก่อนที่ Zwicky จะเริ่มสำรวจไม่มีสิ่งใดที่จะยืนยันได้ว่า mass to light ratio มีค่าเป็นอย่างอื่นที่ไม่ใช่หนึ่งหน่วย (ซึ่งค่า mass to light ratio ที่มีค่ามากจะเป็นสิ่งบ่งบอกได้ถึงว่ามีสสารมืดอยู่จริง) ต่อมาในปี 1960 จนถึงปี  1970 Vera Rubin  นักดาราศาสตร์รุ่นใหม่ได้พบเส้น spectrograph ที่แปลกไป และสามารถวัดความเร็วที่ขอบของดาราจักรรูปก้นหอยได้ ซึ่งมีความแม่นยำสูง และเพื่อนร่วมงานของเธอ Kent Ford ได้ประกาศในงานประชุมในปี 1975 ว่าดาวส่วนใหญ่ในแกเลกซี่รูปก้นหอยมีความเร็วคร่าว ๆ ใกล้เคียงกัน แสดงให้เห็นว่าความหนาแน่ของมวลมีรูปแบบที่สม่ำเสมอแม้ดาวจะอยู่ไกลออกไป ผลดังกล่าวไม่สามารถใช้ Newtonian gravity  อธิบายได้ แสดงว่าเนื่องจากต้องมีมวลเพิ่มขึ้นอีก 50% แต่ยังไม่ส่องสว่าง และทั้งคู่ยังยืนยันว่าผลการสำรวจของทั้งคู่ถูกต้องแน่นอน ในที่สุดนักดาราศาสตร์คนอื่น ๆ ก็เริ่มยืนยันว่างานของทั้งคู่เป็นจริง ทำให้ยืนยันได้ว่าต้องมีสสารมืดอยู่จริงแน่นอนและเป็นตัวที่มีผลอย่างมากกับดาราจักร ด้วย mass to light ratio ของดาวต่าง ๆ มีค่าใกล้เคียงกัน ต่อมาจึงมีการสำรวจเกี่ยวกับสสารมืดอีกมากมายจนมีสิ่งยืนยันอีกหนึ่งว่ามีสสารมืดอยู่จริงและเป็นส่วนหนึ่งของจักรวาล อีกทั้งนักดาราศาสตร์ยังพยายามที่จะแสดงว่า สสารมืดเป็นสิ่งที่สามารถบ่งบอกขนาด โครงสร้าง และรูปร่างของดาราจักรได้อีกด้วย

ความเร็วของดาราจักร

การสำรวจของ Rubin ดำเนินต่อไป การวัด velocity curves ในดาราจักรรูปก้นหอยมีการกระจายเช่นเดียวกับดาราจักรรูปวงรี ขณะที่บางครั้งก็สามารถวัดค่าของ mass to light ratio ได้เช่นกันแต่มีค่าน้อยกว่า แสดงว่าดาราจักรรูปวงรีก็ยังคงแสดงสมบัติของสสารมืดว่ามีอยู่เช่นกัน นอกจากนั้นเมื่อวัดการแพร่ของแก๊สระหว่างดวงดาวพบว่าที่ขอบของดาราจักรพบสสารมืดกระจายอยู่และยืดไกลออกไปจากขอบเขตของวัตถุที่มองเห็นได้ ไกลออกไปประมาณ สิบเท่าของรัศมีของขอบเขตที่มองเห็น ซึ่งเมื่อนำสสารมืดมาคำนวณเพิ่มเติมโดยคิดเป็น 50% ของgravitational พบว่ามีค่าใกล้เคียงกับที่สำรวจได้ถึง 95%
แต่มีบางดาราจักรเช่นกันที่ไม่พบ สสารมืด หรือพบน้อยราวกับว่าไม่มีเลย แต่ในบางครั้งความเร็วของดาวก็สามารถบ่งบอกว่ามี สสารมืด ได้เช่นกัน
ในปี 2005 นักดาราศาสตร์จาก Cardiff University กล่าวว่ามีการค้นพบดาราจักรที่เต็มไปด้วยสสารมืดเกือบทั้งหมดของดาราจักร ห่างออกไปประมาณ 50 ล้านปีแสงใน Virgo Cluster ชื่อว่า VIRGOHI21 ซึ่งแทบจะไม่ปรากฏวัตถุที่มองเห็นได้เลย ซึ่งอ้างอิงจากการศึกษาคลื่นวิทยุที่ส่งออกไปเพื่อสำรวจไฮโดรเจน นักวิทยาศาสตร์จึงประมาณค่าของ สสารมืด ว่ามีมากกว่าไฮโดรเจนประมาณ 1000 เท่า เทียบเป็น 1/10 ของมวลทั้งหมดของดาราจักรทางช้างเผือก จากการเปรียบเทียบคร่าว ๆ พบว่าหากนำสสารมืดมาประมาณร่วมกับวัตถุที่มองเห็นได้ในดาราจักรทางช้างเผือกจะมีมวลเพิ่มขึ้น 10 เท่า จากแนวคิดของทฤษฎี Big Bang เสนอว่าจะมีดาราจักรที่มองไม่เห็นเกิดขึ้นสม่ำเสมอในจักรวาล ยังไม่สามารถตรวจจับได้ แต่การมีอยู่นั้นได้รับการยอมรับเนื่องจากการมีอยู่ของสสารมืดนั่นเอง

กลุ่มของดาราจักรและเลนส์โน้มถ่วง

Dark matter มีผลต่อกระจุกดาราจักรอย่างชัดเจน การวัด x-ray จากกลุ่มแก๊สมีค่าใกล้เคียงกับค่าของ mass to light ratioที่ Zwicky คำนวณไว้มีค่าตั้งแต่ 1-10 การทดลองหลาย ๆ ครั้งเกี่ยวกับการวัดรังสี X ซึ่งเป็นอิสระกับมวล
Abell 2029 เป็นกระจุกดาราจักรที่ประกอบด้วยดาราจักรรวมกันประมาณ 1000 ดาราจักร กลุ่มแก๊สร้อน และ สสารมืด ซึ่งมีมวลรวมประมาณ 1014 เท่าของดวงอาทิตย์ ตรงกลางของกระจุกดาราจักรมีลักษณะเป็นวงรี และมาจากการรัวมกันของดาราจักรเล็ก ๆ มากมาย และการวัดความเร็วของวงโคจรของดาราจักรก็สอดคล้องกับการสำรวจของสสารมืด 
เครื่องมือที่สำคัญในการสำรวจสสารมืดในอนาคตคือ เลนส์โน้มถ่วง โดยเชื่อว่าเป็นสิ่งที่มีความสัมพันธ์โดยตรงกับมวลโดยไม่ขึ้นกับการเคลื่อนที่ ซึ่งมี 2 แบบคือแบบแรงและแบบอ่อน สำหรับแบบแรงจะทำให้เกิดการบิดเบี้ยวของดาราจักรเมื่อแสงผ่านไปเล็กน้อยก็จะเกิดการรวมกัน เมื่อใช้หลักทางเรขาคณิตก็จะได้ค่า mass to light ratio ซึ่งมีความสัมพันธ์กับสสารมืด
แรงแบบอ่อนถูกพัฒนามาก่อนประมาณ 10 ปีซึ่งเป็นการดูการผิดรูปของดาราจักรในมุมมองกว้าง ๆ คือดูโดยรวมทั้งดาราจักรแล้วนำหลักทางสถิติมาวิเคราะห์การกระจายตัวของสสารมืด และหาค่า mass to light ratio เพื่อทำนายขนาดของดาราจักรได้
จากการสำรวจทางตรงส่วนใหญ่ในปัจจุบันมักจะศึกษาในกระจุกของดาราจักร ซึ่งมักจะพบวัตถุที่มองเห็นได้และสสารมืดอยู่ร่วมกันและคาดว่ามีความสัมพันธ์ในแง่ของแรงโน้มถ่วง และเมื่อเกิดการชนกันของดาราจักรเป็นเหตุให้เกิดการแยกกันของสสารมืด and baryonic matter เมื่อใช้การวิเคราะห์ทางรังสีเอกซ์สามารถแสดงสมบัติได้มากที่สุดเพียงแค่ของbaryonic matter ได้(ในรูปแบบของกลุ่มแก๊สหรือพลาสมาอุณภูมิประมาณ 107-108 เคลวิน) ซึ่งจะอยู่ตรงใจกลางของระบบพอดี ปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคแก๊สกับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้า คือ อนุภาคแก๊สจะวิ่งช้าลงเมื่อเจอกับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้าและจะช้าลงเรื่อย ๆ เมื่อใกล้จะถึงจุดที่จะชนกัน อย่างไรก็ตามถ้าใช้เลนส์แบบอ่อนไปทดสอบกับระบบเดียวกัน เลนส์แบบอ่อนจะสามารถเจอมวลซึ่งอยู่ตรงกลางของกลุ่มแก๊สด้วย เนื่องจากสสารมืดไม่ทำปฏิกิริยากับแรงทางแม่เหล็กแต่จะมีผลต่อแรงโน้มถ่วง ทำให้เป็นอีกเครื่องมือในการตรวจสอบหาสสารมืด

โครงสร้าง

จากทฤษฎีบิ๊กแบง สสารมืดถือว่ามีบทบาทสำคัญอย่างมากและมีความสัมพันธ์โดยตรงกับตัวแปรของ Friedmann Cosmology ซึ่งเป็นคำตอบที่รู้จักกันทั่วไป โดยเฉพาะเมื่อวัดคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในจักรวาลวัตถุดังกล่าวทำปฏิกิริยากับโฟตอนน้อยกว่าการที่แสงทำปฏิกิริยากับ baryonic matter แต่ในทำนองเดียวกันโดยรวมแล้ว non-baryonic matter ซึ่งเป็น cold matter เป็นส่วนประกอบสำคัญและกระจายอยู่ทั่วของจักรวาล
จากการสังเกตของนักวิทยาศาสตร์ทำให้มีข้อเสนอเกี่ยวกับโครงสร้างของจักรวาลค่อยๆพัฒนาเป็นลำดับขั้น เริ่มจากการที่สว่างขึ้นของ baryonic matter เนื่องจากแรงโน้มถ่วงและการหดตัวทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคียร์ขึ้น ปกติ baryonic matter มีอุณหภูมิและความดันสูงหลังจากการระเบิดของ Big Bang และรวมตัวขึ้นจากโครงสร้างเล็ก ๆ สสารมืดนั้นเป็นส่วนของแข็ง โมเดลดังกล่าวขัดแย้งกับการสำรวจวัตถุที่เปล่งแสงแต่สอดคล้องกับการทำนายสมบัติของสสารมืดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล
โครงสร้างของสสารมืดในทฤษฎีดังกล่าวเป็นการรวมตัวของ cold matter ซึ่งจากการคำนวณโดยละเอียดแล้วให้ผลการคำนวณสอดคล้องกับโมเดลดังกล่าว เช่น Slogan Digita Sky Survey และ 2dF Galaxy Redshift Survey ที่แสดงว่าจักรวาลสร้างมาจาก baryon และ สสารมืด

การตรวจจับสสารมืด

จากการทำนายทางดาราศาสตร์ ถ้าสสารมืดเกิดมาจาก WIMPs แสดงว่าต้องมี WIMPsซึ่งน่าจะผ่านโลกเป็นล้าน ล้าน อนุภาคใน 1 วินาที แต่ก็ยังไม่สามารถตวรจจับได้
การทดลองที่ค้นหาอนุภาคดังกล่าว แบ่งเป็น 2 ส่วน ประกอบด้วยการตรวจจับโดยตรง และการตรวจจับทางอ้อม การตรวจจับโดยตรงเป็นการตรวจจับทางธรรมชาติแต่ยังไม่มีการทดลองใด ๆ ยืนยันการตรวจจับดังกล่าวได้เนื่องจากการที่จะตรวจจับ WIMPsและ axions เป็นไปได้ยากมาก ถึงแม้จะตรวจจับจากกลุ่มดาวที่ระบุว่ามีสสารมืดแน่นอน แต่ก็ยังไม่มีผลการทดลองใดถูกยืนยันว่าตรวจจับได้
ส่วนการตรวจจับทางอ้อมเป็นไปโดยการสร้าง WIMPs ในห้องปฏิบัติการ ในขณะนี้มีห้องปฏิบัติการอยู่หลายที่เช่น แต่ WIMPsเป็นอนุภาคที่กระทำปฏิกิริยากับวัตถุน้อยมาก มากตรวจจับจึงต้องใช้ความรู้ด้านพลังงานและโมเมนตัมที่หายไปเพื่อมาอธิบายว่าเกิด WIMPs ขึ้น ซึ่งถ้าสามารถตรวจจับได้แสดงว่ามีสสารมืดอยู่จริง 
มีห้องปฏิบัติการที่ค้นหาอนุภาคดังกล่าวมากมายเช่น The Cryogenic Dark Matter Search, ใน  Soudan Mine in Minnesota พยายยามที่จะหาอนุภาคจากการให้ความร้อนขณะที่เย็นยิ่งยวดของเจอร์เมเนียนและผลึกซิลิกอน ซึ่งคาดว่าจะปล่อย WIM ออกมา P. The Gran Sasso National Laboratory at L'Aquila, in Italy, ใช้  xenon ในการวัดแสงที่สว่างออกมาเมื่อ WIMP ชน xenon nucleus. ผลในปี 2007, ใช้ 15 kg แก๊สซีนอนหลอมเหลวแต่ผลที่ได้ล้มเหลวเพราะไม่สามารถจับอนุภาคใด ๆ ได้เลย ในปี2008 จะเพิ่มแก๊สเหลวเป็น 150 kg 
และนักวิทยาศาสตร์ยังค้นคว้าจากทฤษฎีต่าง ๆ อีกมากมายแต่ก็ยังตรวจจับ WIMPs ไม่ได้และคาดว่าจะจับได้ในอนาคต

การเปลี่ยนแปลงแรงโน้มถ่วง

ทางเลือกในการเสนอสมบัติทางกายภาพของอนุภาคที่เป็นสสารมืด ถูกสมมุติขึ้นแต่ค่าที่ได้จากการสำรวจยังไม่สอดคล้องกับสิ่งที่สมมุติขึ้นเพราะความเข้าใจเกี่ยวกับแรงโน้มถ่วงยังไม่สมบูรณ์ เพื่อจะอธิบายให้ดียิ่งขึ้น แรงโน้มถ่วงที่ได้จากการสำรวจต้องมีค่ามากกว่า Newtonian มาก ๆ หนึ่งในทฤษฎีที่นำมาใช้คือ Modified Newtonian Dynamics(MOND) ซึ่งเป็นการพิจารณากฎนิวตันพื้นฐานด้วนความเร่งที่มีค่าน้อย ๆอย่างไรก็ตามโครงสร้างความสัมพันธ์ของ MOND นั้นคำนวณยากมากอีกทั้งยังมีข้อจำกัดบางอย่างที่ไม่สามารถอธิบายได้เช่น การเคลื่อนที่ของแสงผ่านเลนส์โน้มถ่วงแล้วหักเหไปรอบ ๆ ดาราจักร แต่ MOND ก็เป็นแนวคิดเริ่มต้นทำให้มีการพัฒนาต่อมา Jacob Bekenstein ได้สร้างทฤษฎีใหม่ขึ้นคือ Tensor-Vector-Scalar เรียกอีกอย่างว่า TeVeS ซึ่งสามารถแก้ปัญหาที่กล่าวมาแล้วได้ อย่างไรก็ตามก็มีการสำรวจต่อมาในปี 2006 ศึกษาการชนกันของดาราจักรแต่ผลที่ได้ยังไม่สามารถใช้ทฤษฎีนี้อธิบายได้
และในปี 2007 John W. Moffatt ก็เสนอทฤษฎี MOG(modified gravity) ซึ่งสามารถอธิบายการชนกันของดาราจักรได้

การอธิบายด้วยกลศาสตร์ควอนตัม

เราสามารถใช้ทฤษฎีควันตัมมาช่วยอธิบายในทฤษฎี Scalar-Tensor ซึ่ง scalar field เหมือนกับ Higgs field ส่วนในทฤษฎีอื่น ๆ scalar field เหมือน inflation field (พองลม) ซึ่ง inflation field มีส่วนสำคัญในการอธิบายในทฤษฎีบิ๊กแบง ซึ่งเป็นตัวควบคุม dark energy และมวลสาร ทฤษฎีควันตัมจึงเป็นอีกเครื่องมือหนึ่งที่ช่วยหาคำตอบได้ในบางทฤษฎี