สสารมืด

สสารมืดคือสสารที่ไม่เปล่งแสง ไม่ดูดกลืนแสง และไม่สะท้อนแสง เราจึงมองไม่เห็นด้วยกล้องโทรทรรศน์ชนิดใดเลย แต่รู้ว่ามันมีอยู่เพราะแรงโน้มถ่วงที่มันสร้างขึ้น จากการวัดหลายวิธี สสารมืดคิดเป็นราว 27% ของพลังงานทั้งหมดในเอกภพ ขณะที่สสารปกติ ทั้งดาว แก๊ส ดาวเคราะห์ และตัวเรา มีเพียงราว 5%

หลักฐานว่ามีสสารมืด

• กระจุกดาราจักรที่ไม่ควรอยู่ได้ ในปี ค.ศ. 1933 ฟริตซ์ ซวิกกี พบว่าดาราจักรในกระจุกดาราจักรโคมาเคลื่อนที่เร็วมาก จนมวลที่มองเห็นได้ไม่พอจะยึดกระจุกไว้ด้วยกัน
• เส้นโค้งการหมุนของดาราจักร ในทศวรรษ 1970 เวรา รูบิน และเคนต์ ฟอร์ด วัดความเร็วที่ดาวและแก๊สโคจรรอบใจกลางดาราจักรกังหัน พบว่าดาวที่อยู่ขอบนอกโคจรเร็วพอ ๆ กับดาวที่อยู่ใกล้ใจกลาง ทั้งที่ถ้ามวลมีเพียงที่มองเห็น ดาวขอบนอกควรโคจรช้าลงมาก แสดงว่ามีมวลที่มองไม่เห็นห่อหุ้มดาราจักรไว้
• เลนส์ความโน้มถ่วง กระจุกดาราจักรบิดภาพของดาราจักรที่อยู่ด้านหลังมากกว่าที่มวลที่มองเห็นจะทำได้
• กระจุกดาราจักรกระสุน กระจุกดาราจักรสองกลุ่มที่ชนกัน แก๊สร้อน (ซึ่งเป็นมวลปกติส่วนใหญ่) ชนกันแล้วค้างอยู่ตรงกลาง แต่มวลส่วนใหญ่ที่วัดได้จากเลนส์ความโน้มถ่วงกลับเคลื่อนทะลุผ่านกันไป แสดงว่ามวลส่วนใหญ่ไม่ใช่สสารปกติ
• รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง ลวดลายของ CMB อธิบายได้ก็ต่อเมื่อมีสสารมืดมากกว่าสสารปกติราวห้าเท่า

ชั่งน้ำหนักดาราจักรจากความเร็ว

ดาวที่โคจรเป็นวงกลมรอบใจกลางดาราจักรด้วยความเร็ว v ที่รัศมี r ต้องมีมวล M(r) อยู่ภายในวงโคจรพอที่จะยึดไว้ ยิ่งโคจรเร็ว มวลภายในวงโคจรยิ่งต้องมาก

ดวงอาทิตย์โคจรรอบใจกลางทางช้างเผือกด้วยความเร็วราว 230 กิโลเมตรต่อวินาที ที่ระยะราว 26,000 ปีแสง แทนค่าคำนวณได้มวลภายในวงโคจรของเราราวแสนล้านเท่าของดวงอาทิตย์ ถ้ามวลส่วนใหญ่อยู่ในใจกลาง ความเร็วของดาวที่ไกลออกไปควรลดลงตาม v \propto 1/\sqrt{r} เรื่อย ๆ แบบดาวเคราะห์ในระบบสุริยะ แต่ที่วัดได้จริง ความเร็วแทบคงที่ไปจนสุดขอบที่มองเห็น ซึ่งแปลว่ามวลภายในวงโคจร M(r) ยังเพิ่มขึ้นตามระยะทางเรื่อย ๆ แม้แสงดาวจะจางหายไปแล้ว มวลที่เพิ่มขึ้นโดยมองไม่เห็นนี้คือสสารมืด

สสารมืดอยู่ที่ไหน

สสารมืดไม่ได้กระจายอยู่ทุกที่เท่า ๆ กัน มันจับตัวเป็นโครงสร้างตามแรงโน้มถ่วง และพบได้ในทุกขนาด

• ฮาโลรอบดาราจักร ดาราจักรแต่ละแห่งจมอยู่ในฮาโลสสารมืด ทรงกลมที่กว้างกว่าจานดาวที่มองเห็นหลายเท่า ฮาโลของทางช้างเผือกแผ่ออกไปไกลหลายแสนปีแสง และมีมวลราว 1 ล้านล้านเท่าของดวงอาทิตย์ มากกว่ามวลของดาวและแก๊สทั้งหมดในดาราจักรราว 10 เท่า ดาวที่เราเห็นจึงเป็นเพียงแกนสว่างเล็ก ๆ ตรงกลางของก้อนสสารมืดขนาดใหญ่
• รอบตัวเรา ระบบสุริยะเคลื่อนผ่านฮาโลนี้ตลอดเวลา ความหนาแน่นของสสารมืดแถวดวงอาทิตย์ประเมินไว้ราว 0.4 GeV ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร เทียบเท่ามวลโปรตอนไม่ถึงครึ่งตัวในทุกลูกบาศก์เซนติเมตร น้อยเกินกว่าจะมีผลต่อการโคจรของดาวเคราะห์ แต่การทดลองใต้ดินก็พยายามจับอนุภาคที่ผ่านมานี้
• ในกระจุกดาราจักร ดาราจักรหลายร้อยถึงหลายพันแห่งรวมกันในฮาโลขนาดยักษ์ มวลราว 85% ของกระจุกเป็นสสารมืด ภาพเลนส์ความโน้มถ่วงทำแผนที่ได้ว่ามันอยู่ตรงไหน เช่นในกระจุกกระสุน
• ใยจักรวาล ในขนาดใหญ่ที่สุด สสารมืดเรียงตัวเป็นเส้นใยและแผ่นยาวหลายร้อยล้านปีแสง มีช่องว่างขนาดยักษ์คั่น ดาราจักรเกิดตรงจุดที่เส้นใยมาบรรจบกัน เพราะแรงโน้มถ่วงของสสารมืดดึงแก๊สปกติให้มารวมกันตั้งแต่เอกภพยุคแรก ถ้าไม่มีสสารมืด ดาราจักรอย่างทางช้างเผือกจะยังไม่ทันก่อตัวจนถึงวันนี้

สสารมืดคืออะไร

ยังไม่มีใครรู้ นักฟิสิกส์คาดว่าน่าจะเป็นอนุภาคชนิดใหม่ที่ยังไม่เคยตรวจพบ ซึ่งแทบไม่ทำปฏิกิริยากับสสารปกติเลยนอกจากผ่านแรงโน้มถ่วง ผู้สมัครที่ถูกศึกษามาก เช่น WIMP (อนุภาคมวลมากที่มีอันตรกิริยาอ่อน) และแอกซิออน การทดลองตรวจจับใต้ดินลึกหลายแห่งยังไม่พบสัญญาณที่ชัดเจน นักฟิสิกส์บางกลุ่มจึงเสนอว่าอาจเป็นเพราะกฎแรงโน้มถ่วงต้องปรับแก้ในระยะไกลมาก แต่แนวคิดนี้อธิบายหลักฐานทุกข้อพร้อมกันได้ยาก

ตามหาอนุภาคสสารมืด

นักฟิสิกส์ค้นหาสสารมืดสามทางพร้อมกัน ทางแรกคือดักจับโดยตรง ใช้ถังซีนอนเหลวหลายตันไว้ใต้ดินลึกเพื่อกันรังสีคอสมิก แล้วรอให้อนุภาคสสารมืดชนนิวเคลียสจนเกิดแสงวาบเล็ก ๆ การทดลองอย่าง LZ ในสหรัฐอเมริกาให้ขีดจำกัดที่ละเอียดที่สุดแต่ยังไม่พบสัญญาณ ทางที่สองคือสร้างขึ้นเองในเครื่องเร่งอนุภาค LHC และทางที่สามคือมองหารังสีที่อาจเกิดเมื่ออนุภาคสสารมืดชนกันเองในใจกลางดาราจักร ทั้งสามทางยังไม่พบหลักฐานที่ชัดเจน ทำให้ผู้สมัครแบบ WIMP ถูกจำกัดแคบลงเรื่อย ๆ และนักฟิสิกส์หันไปสนใจแอกซิออนและผู้สมัครแบบอื่นมากขึ้น