Dark Matter: Unveiling the Universe’s Hidden Mass

สสารมืด: เปิดเผยมวลที่ซ่อนเร้นของจักรวาล

Dark matter เป็นหนึ่งในปริศนาที่น่าหลงใหลที่สุดในฟิสิกส์ดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ แม้ว่ามันจะประกอบเป็นสสารส่วนใหญ่ในจักรวาล แต่ธรรมชาติพื้นฐานของมันยังคงเป็นปริศนา Dark matter ไม่ปล่อย แสง ไม่ดูดซับ หรือสะท้อนแสงในระดับที่ตรวจจับได้ ทำให้มันมองไม่เห็น (“มืด”) สำหรับกล้องโทรทรรศน์ที่อาศัยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า อย่างไรก็ตาม ผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของมันต่อกาแล็กซี กลุ่มกาแล็กซี และโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลนั้นไม่อาจปฏิเสธได้

ในบทความนี้ เราจะสำรวจ:

  1. เบาะแสทางประวัติศาสตร์และการสังเกตการณ์ในช่วงแรก
  2. หลักฐานจากเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีและกลุ่มกาแล็กซี
  3. หลักฐานจากจักรวาลวิทยาและเลนส์โน้มถ่วง
  4. ผู้สมัครอนุภาคสสารมืด
  5. การค้นหาทางทดลอง: โดยตรง ทางอ้อม และจากเครื่องเร่งอนุภาค
  6. คำถามที่ยังค้างคาและแนวโน้มในอนาคต

1. เบาะแสทางประวัติศาสตร์และการสังเกตในช่วงแรก

1.1 Fritz Zwicky และมวลที่หายไป (ทศวรรษ 1930)

เบาะแสที่แข็งแกร่งครั้งแรกของสสารมืดมาจาก Fritz Zwicky ในช่วงต้นทศวรรษ 1930 ขณะศึกษากลุ่มกาแล็กซี Coma Cluster Zwicky วัดความเร็วของสมาชิกในกลุ่มและใช้ ทฤษฎีเวอเรียล (ซึ่งเชื่อมโยงพลังงานจลน์เฉลี่ยของระบบที่ถูกผูกมัดกับพลังงานศักย์) เขาพบว่ากาแล็กซีเคลื่อนที่เร็วมากจนกลุ่มควรจะแตกกระจายหากมีมวลเพียงเท่าที่เห็นในดาวฤกษ์และก๊าซ เพื่อให้กลุ่มยังคงถูกผูกมัดด้วยแรงโน้มถ่วง กลุ่มต้องการ “มวลที่หายไป” จำนวนมาก ซึ่ง Zwicky เรียกว่า “Dunkle Materie” (ภาษาเยอรมันสำหรับ “สสารมืด”) [1].

บทสรุป: กลุ่มกาแล็กซีมีมวลมากกว่าที่มองเห็นได้มาก แสดงให้เห็นถึงองค์ประกอบที่มองไม่เห็นอย่างกว้างขวาง

1.2 ความสงสัยในช่วงแรก

เป็นเวลาหลายทศวรรษ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์หลายคนยังคงระมัดระวังเกี่ยวกับแนวคิดของสสารที่ไม่เรืองแสงจำนวนมาก บางคนชอบคำอธิบายทางเลือก เช่น ประชากรดาวฤกษ์ที่มืดมนจำนวนมาก หรือวัตถุดาราศาสตร์ที่มืดอื่น ๆ หรือแม้แต่การปรับเปลี่ยนกฎแรงโน้มถ่วง แต่เมื่อหลักฐานเพิ่มเติมสะสมขึ้น สสารมืดก็กลายเป็นเสาหลักสำคัญในจักรวาลวิทยา

2. หลักฐานจากเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีและกลุ่มกาแล็กซี

2.1 Vera Rubin และเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซี

จุดเปลี่ยนสำคัญเกิดขึ้นในทศวรรษ 1960 และ 1970 จากผลงานของ Vera Rubin และ Kent Ford ที่วัด เส้นโค้งการหมุน ของกาแล็กซีเกลียว รวมถึงกาแล็กซีแอนโดรเมดา (M31) [2] ตามพลวัตนิวโตเนียน ดาวฤกษ์ที่โคจรไกลจากศูนย์กลางกาแล็กซีควรเคลื่อนที่ช้าลงหากมวลส่วนใหญ่ของกาแล็กซีรวมตัวอยู่ใกล้กับบัลจ์กลาง แต่ Rubin พบว่าความเร็วการหมุนของดาวฤกษ์ยังคงคงที่ หรือแม้แต่เพิ่มขึ้น ไกลเกินกว่าที่สสารที่มองเห็นได้จะลดลง

นัยสำคัญ: กาแล็กซีมีฮาโลขยายของสสาร “ที่มองไม่เห็น” เหล่านี้ เส้นโค้งการหมุนที่แบนราบ เสริมความเชื่ออย่างมากว่ามีองค์ประกอบมวลที่ไม่เรืองแสงโดดเด่นอยู่

2.2 กลุ่มกาแล็กซีและ “Bullet Cluster”

หลักฐานเพิ่มเติมมาจากพลวัตของกลุ่มกาแล็กซี นอกเหนือจากการสังเกต Coma Cluster ดั้งเดิมของ Zwicky การวัดสมัยใหม่แสดงให้เห็นว่ามวลที่สันนิษฐานจากความเร็วของกาแล็กซีและจาก การสังเกตก๊าซรังสีเอกซ์ ก็เกินงบประมาณของสสารที่มองเห็นได้เช่นกัน ตัวอย่างที่โดดเด่นเป็นพิเศษคือ Bullet Cluster (1E 0657-56) ซึ่งสังเกตได้จากการชนกันระหว่างกลุ่มกาแล็กซี มวลเลนส์ (สันนิษฐานจากเลนส์โน้มถ่วง) แยกออกจากก๊าซร้อนที่ปล่อยรังสีเอกซ์ (สสารปกติ) อย่างชัดเจน การแยกนี้ให้เหตุผลที่แข็งแกร่งสำหรับสสารมืดในฐานะสิ่งที่แตกต่างจากสสารบาเรีย [3].

3. หลักฐานจากจักรวาลวิทยาและการเลนส์โน้มถ่วง

3.1 การก่อตัวโครงสร้างขนาดใหญ่

การจำลองจักรวาลแสดงให้เห็นว่าจักรวาลยุคแรกมีความผันแปรของความหนาแน่นเล็กน้อย ดังที่เห็นใน พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (Cosmic Microwave Background - CMB) ความผันแปรเหล่านี้เติบโตขึ้นตามเวลาเป็นโครงข่ายขนาดใหญ่ของกาแล็กซีและกลุ่มกาแล็กซีที่เราเห็นในปัจจุบัน สสารมืดเย็น (Cold dark matter - CDM)—อนุภาคที่ไม่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วใกล้แสงและรวมตัวกันผ่านแรงโน้มถ่วง—มีบทบาทสำคัญในการเร่งการเติบโตของโครงสร้าง [4] หากไม่มีสสารมืด โครงข่ายจักรวาลขนาดใหญ่ที่สังเกตได้จะอธิบายได้ยากมากภายในเวลาที่มีตั้งแต่บิ๊กแบง

3.2 การเลนส์โน้มถ่วง

ตาม ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (General Relativity) มวลจะทำให้โครงสร้างของกาลอวกาศโค้งงอ ทำให้เส้นทางของแสงที่เดินทางใกล้เคียงโค้งงอ การเลนส์โน้มถ่วง (Gravitational lensing) ที่วัดได้—ทั้งจากกาแล็กซีเดี่ยวและกลุ่มมวลมาก—ชี้ให้เห็นอย่างสม่ำเสมอว่ามวลโน้มถ่วงทั้งหมดมีมากกว่าสสารที่ส่องสว่างเพียงอย่างเดียว โดยการทำแผนที่ความบิดเบือนของแหล่งกำเนิดพื้นหลัง นักดาราศาสตร์สามารถสร้างภาพการกระจายมวลพื้นฐานได้ ซึ่งมักจะเผยให้เห็นฮาโลขนาดใหญ่ของมวลที่มองไม่เห็น [5]

4. ตัวเลือกอนุภาคสสารมืด

4.1 WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles)

ในประวัติศาสตร์ กลุ่มตัวเลือกสสารมืดที่ได้รับความนิยมมากที่สุดคือ WIMPs อนุภาคสมมติกลุ่มนี้จะมีลักษณะดังนี้:

  • มีมวลมาก (โดยทั่วไปในช่วง GeV–TeV)
  • เสถียร (หรือมีอายุยืนยาวมาก)
  • มีปฏิสัมพันธ์เฉพาะผ่านแรงโน้มถ่วงและอาจรวมถึงแรงนิวเคลียร์อ่อน

WIMPs อธิบายอย่างสวยงามว่าสสารมืดอาจถูกสร้างขึ้นในจักรวาลยุคแรกด้วยความหนาแน่น relic density ที่ถูกต้อง—ผ่านกระบวนการที่เรียกว่า “thermal freeze-out” ซึ่งการปฏิสัมพันธ์กับสสารปกติจะลดลงอย่างมากเมื่อจักรวาลขยายตัวและเย็นลง

4.2 แอกซิออน

อีกความเป็นไปได้ที่น่าสนใจคือ แอกซิออน (axion) ซึ่งถูกเสนอครั้งแรกเพื่อแก้ปัญหา “strong CP problem” ในควอนตัมโครโมไดนามิกส์ (QCD) แอกซิออนเป็นอนุภาคแสงที่มีสปินกึ่งสเกลาร์ซึ่งอาจถูกสร้างขึ้นในจักรวาลยุคแรกในจำนวนที่เพียงพอเพื่ออธิบายสสารมืด อนุภาคที่คล้ายแอกซิออนเป็นกลุ่มกว้างที่อาจเกิดขึ้นในกรอบทฤษฎีต่างๆ รวมถึงทฤษฎีสตริง [6]

4.3 ตัวเลือกอื่นๆ

  • สเตอไรล์นิวตริโน (Sterile Neutrinos): นิวตริโนที่มีมวลมากกว่าและไม่ทำปฏิกิริยาผ่านแรงอ่อน
  • หลุมดำปฐมภูมิ (Primordial Black Holes - PBHs): หลุมดำที่สมมติว่าก่อตัวขึ้นในจักรวาลยุคแรกเริ่ม
  • Warm Dark Matter (WDM): อนุภาคที่มีน้ำหนักเบากว่า WIMPs ซึ่งอาจแก้ไขปัญหาโครงสร้างขนาดเล็กได้

4.4 แรงโน้มถ่วงที่ปรับเปลี่ยน?

นักวิทยาศาสตร์บางคนเสนอการปรับเปลี่ยนแรงโน้มถ่วง เช่น MOND (MOdified Newtonian Dynamics) หรือกรอบทั่วไปมากขึ้น (เช่น TeVeS) เพื่อหลีกเลี่ยงการแนะนำอนุภาคแปลกใหม่ อย่างไรก็ตาม “Bullet Cluster” และหลักฐานเลนส์แรงโน้มถ่วงอื่นๆ ชี้ชัดว่าสสารมืดจริงๆ — สิ่งที่สามารถแยกออกจากสสารปกติได้ — อธิบายข้อมูลได้ดีกว่า

5. การค้นหาทดลอง: โดยตรง ทางอ้อม และในเครื่องเร่งอนุภาค

5.1 การทดลองตรวจจับโดยตรง

  • เป้าหมาย: สังเกตการชนกันที่หายากระหว่างอนุภาคสสารมืดกับนิวเคลียสของอะตอมในเครื่องตรวจจับที่ไวสูง ซึ่งมักตั้งอยู่ลึกใต้ดินเพื่อป้องกันรังสีคอสมิก
  • ตัวอย่าง: XENONnT, LZ, และ PandaX (ใช้เซลเลนอน); SuperCDMS (ใช้เซมิคอนดักเตอร์)
  • สถานะ: ยังไม่มีการตรวจจับที่ชัดเจน แต่การทดลองกำลังเข้าถึงความไวต่อหน้าตัดที่ต่ำลงเรื่อยๆ

5.2 การตรวจจับทางอ้อม

  • เป้าหมาย: ค้นหาผลิตภัณฑ์จากการทำลายล้างหรือการสลายตัวของสสารมืด เช่น รังสีแกมมา นิวตริโน หรือโพซิตรอน ในบริเวณที่สสารมืดมีความหนาแน่นสูง (เช่น ศูนย์กลางทางช้างเผือก)
  • สถานที่: Fermi Gamma-ray Space Telescope, AMS (Alpha Magnetic Spectrometer บน ISS), HESS, IceCube
  • สถานะ: มีสัญญาณที่น่าสนใจบางอย่างปรากฏขึ้น (เช่น การเกินของรังสีแกมมา GeV ใกล้ศูนย์กลางทางช้างเผือก) แต่ยังไม่มีการยืนยันว่าเป็นสสารมืด

5.3 การค้นหาในเครื่องเร่งอนุภาค

  • เป้าหมาย: สร้างอนุภาคสสารมืด (เช่น WIMPs) ในการชนพลังงานสูง (การชนโปรตอน-โปรตอนที่ Large Hadron Collider)
  • วิธีการ: มองหากิจกรรมที่มี missing transverse energy (MET) ขนาดใหญ่ ซึ่งบ่งชี้ถึงอนุภาคที่มองไม่เห็น
  • ผลลัพธ์: จนถึงขณะนี้ยังไม่มีหลักฐานที่ชัดเจนสำหรับฟิสิกส์ใหม่ที่สอดคล้องกับ WIMPs

6. คำถามที่ยังค้างคาและแนวโน้มในอนาคต

แม้จะมีหลักฐานแรงโน้มถ่วงที่ชัดเจนสำหรับสสารมืด แต่ตัวตนที่แท้จริงยังคงเป็นหนึ่งในปัญหาที่ยังไม่ได้รับการแก้ไขในฟิสิกส์ หลายแนวทางการสืบสวนยังคงดำเนินต่อไป:

  1. เครื่องตรวจจับรุ่นถัดไป
    • การทดลองตรวจจับโดยตรงที่มีขนาดใหญ่ขึ้นและมีความไวสูงขึ้นมีเป้าหมายเพื่อสำรวจพื้นที่พารามิเตอร์ของ WIMP ให้ลึกซึ้งยิ่งขึ้น
    • เครื่องตรวจจับ axion haloscopes (เช่น ADMX) และการทดลองโพรงเรโซแนนซ์ขั้นสูงค้นหา axions
  2. จักรวาลวิทยาความแม่นยำสูง
    • การสังเกต CMB (ผ่าน Planck และภารกิจในอนาคต) และ โครงสร้างขนาดใหญ่ (LSST, DESI, Euclid) ช่วยปรับปรุงข้อจำกัดเกี่ยวกับความหนาแน่นและการกระจายของสสารมืด
    • การรวมข้อมูลเหล่านี้กับแบบจำลองดาราศาสตร์ที่ปรับปรุงช่วยตัดทอนหรือจำกัดสถานการณ์สสารมืดที่ไม่มาตรฐาน (เช่น สสารมืดที่มีปฏิสัมพันธ์กับตัวเอง, สสารมืดอุ่น)
  3. ฟิสิกส์อนุภาคและทฤษฎี
    • การขาดลายเซ็นของ WIMP จนถึงตอนนี้ได้กระตุ้นการสำรวจทางเลือกที่กว้างขึ้น เช่น สสารมืดที่มีมวลต่ำกว่า GeV, “ภาคมืด” ที่ซ่อนอยู่ หรือกรอบงานที่แปลกใหม่กว่า
    • ความตึงเครียดของ Hubble—ความแตกต่างในการวัดอัตราการขยายตัว—ทำให้นักทฤษฎีบางคนสำรวจว่าสสารมืด (หรือปฏิสัมพันธ์ของมัน) อาจมีบทบาท
  4. เครื่องมือสำรวจทางดาราศาสตร์
    • การศึกษาละเอียดของกาแล็กซีแคระ กระแสน้ำขึ้นน้ำลง และการเคลื่อนที่ของดาวในฮาโลของทางช้างเผือกสามารถเปิดเผยรายละเอียดโครงสร้างขนาดเล็กที่อาจแยกแยะระหว่างแบบจำลองสสารมืดต่างๆ ได้

บทสรุป

สสารมืด ยืนหยัดเป็นเสาหลักของแบบจำลองจักรวาลวิทยาของเรา กำหนดการก่อตัวของกาแล็กซีและกระจุก และอธิบายสสารส่วนใหญ่ในจักรวาล อย่างไรก็ตาม เรายังไม่สามารถตรวจพบโดยตรงหรือเข้าใจคุณสมบัติพื้นฐานของมันได้ ตั้งแต่ ปัญหา “มวลที่หายไป” ของ Zwicky จนถึงเครื่องตรวจจับและหอดูดาวที่ซับซ้อนในปัจจุบัน การค้นหาธรรมชาติที่แท้จริงของสสารมืดยังคงดำเนินต่อไปและทวีความเข้มข้นขึ้น

เดิมพันสูง: การตรวจพบที่ได้รับการยืนยันหรือความก้าวหน้าทางทฤษฎีที่เด็ดขาดอาจเปลี่ยนแปลงความเข้าใจของเราเกี่ยวกับฟิสิกส์อนุภาคและจักรวาลวิทยา ไม่ว่าจะเป็น WIMPs, axions, sterile neutrinos หรือสิ่งที่ไม่เคยคาดคิด การค้นพบสสารมืดจะเป็นหนึ่งในความสำเร็จที่ลึกซึ้งที่สุดในวิทยาศาสตร์สมัยใหม่

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

  1. Zwicky, F. (1933). “Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln.” Helvetica Physica Acta, 6, 110–127.
  2. Rubin, V. C., & Ford, W. K. (1970). “การหมุนของเนบิวลาแอนโดรเมดาจากการสำรวจสเปกโตรสโกปีของบริเวณที่ปล่อยแสง.” The Astrophysical Journal, 159, 379–403.
  3. Clowe, D., Gonzalez, A., & Markevitch, M. (2004). “การสร้างภาพมวลจากเลนส์อ่อนของกระจุกดาราจักร 1E 0657–558: หลักฐานโดยตรงสำหรับการมีอยู่ของสสารมืด.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
  4. Blumenthal, G. R., Faber, S. M., Primack, J. R., & Rees, M. J. (1984). “การก่อตัวของกาแล็กซีและโครงสร้างขนาดใหญ่ด้วยสสารมืดเย็น.” Nature, 311, 517–525.
  5. Tyson, J. A., Kochanski, G. P., & Dell’Antonio, I. P. (1998). “แผนที่มวลอย่างละเอียดของ CL 0024+1654 จากการเลนส์แรง.” The Astrophysical Journal Letters, 498, L107–L110.
  6. Peccei, R. D., & Quinn, H. R. (1977). “CP Conservation in the Presence of Instantons.” Physical Review Letters, 38, 1440–1443.

แหล่งข้อมูลเพิ่มเติม

  • Bertone, G., & Hooper, D. (2018). “A History of Dark Matter.” Reviews of Modern Physics, 90, 045002.
  • Tulin, S., & Yu, H.-B. (2018). “Dark Matter Self-Interactions and Small Scale Structure.” Physics Reports, 730, 1–57.
  • Peebles, P. J. E. (2017). “Dark Matter.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 112, 12246–12248.

ผ่านการผสมผสานของการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ การทดลองฟิสิกส์อนุภาค และกรอบทฤษฎีที่สร้างสรรค์ นักวิทยาศาสตร์กำลังเข้าใกล้ความเข้าใจในตัวตนที่แท้จริงของสสารมืดมากขึ้นเรื่อยๆ นี่คือการเดินทางที่เปลี่ยนมุมมองของเราเกี่ยวกับจักรวาล—และอาจเปิดเผยขอบเขตใหม่ของฟิสิกส์ที่อยู่นอกเหนือ Standard Model ในที่สุด

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

 

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก