สสารมืด การศึกษาและการหาคำตอบของลักษณะสสารมืด

สสารมืด นักจักรวาลวิทยาที่ทำงานเพื่อถอดรหัสกำเนิด และชะตากรรมของเอกภพจะต้องระบุให้ครบถ้วน นักวิทยาศาสตร์ผู้ดูดาวเหล่านี้เผชิญกับความมืดของตัวเองที่ขอบเมือง หรือขอบกาแลคซี มาเป็นเวลานานแล้ว ขณะที่พวกเขาพยายามอธิบายความลึกลับที่ยิ่งใหญ่ที่สุดเรื่องหนึ่งของดาราศาสตร์ มันถูกเรียกว่าสสารมืดซึ่งตัวมันเองเป็นตัวยึด เหมือน x หรือ y ที่ใช้ในคลาสพีชคณิต สำหรับสิ่งที่ไม่รู้จักและไม่เคยเห็นมาก่อน วันหนึ่งจะได้ชื่อใหม่

แต่วันนี้เราติดอยู่กับป้ายกำกับชั่วคราว และความหมายแฝงของความไม่แน่นอนในเงามืด เพียงเพราะนักวิทยาศาสตร์ไม่รู้ว่าจะเรียกสสารมืดว่าอะไรไม่ได้หมายความว่าพวกเขาไม่รู้อะไรเลยเกี่ยวกับสสารมืด ตัวอย่างเช่น พวกเขารู้ว่าสสารมืด มีพฤติกรรมแตกต่างจากสสาร ปกติ เช่นกาแล็กซีดวงดาวดาวเคราะห์ดาวเคราะห์น้อยและสิ่งมีชีวิตและไม่มีชีวิตทั้งหมดบนโลก

นักดาราศาสตร์จำแนกสิ่งเหล่านี้ทั้งหมดว่า เป็นสสารแบริออนและพวกเขารู้ว่าหน่วยพื้นฐานที่สุดของมันคืออะตอมซึ่งตัวมันเองประกอบด้วยอนุภาคย่อยของอะตอมที่เล็กกว่า เช่น โปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอน สสารมืดแตกต่างจากสสารแบริออนตรงที่จะไม่ปล่อยหรือดูดกลืนแสงหรือพลังงานแม่เหล็กไฟฟ้าในรูปแบบอื่นๆนักดาราศาสตร์รู้ว่ามันมีอยู่จริงเพราะมีบางสิ่งในเอกภพกำลังออกแรงโน้มถ่วงอย่างสำคัญต่อสิ่งที่เรามองเห็น

หรือจะเปลี่ยนวิธีที่เรามองและเข้าใจโลกรอบตัวโดยพื้นฐานหรือไม่ คำถามมากมายที่จะตอบ เราจะเริ่มต้นที่จุดเริ่มต้น นักดาราศาสตร์หลงใหลในดาราจักรมานานหลายศตวรรษ สิ่งแรกที่ตระหนักว่าระบบสุริยะของเราถูกห่อหุ้มอยู่ในอ้อมแขนของดาวฤกษ์ขนาดมหึมา จากนั้นก็ได้หลักฐานว่ามีกาแลคซีอื่นอยู่นอกเหนือจากทางช้างเผือก ในช่วงทศวรรษที่ 1920 นักวิทยาศาสตร์อย่างเอ็ดวิน ฮับเบิล ได้จัดทำรายการ เกาะจักรวาล หลายพันแห่งและบันทึกข้อมูลเกี่ยวกับขนาด

การหมุน และระยะทางจากโลก ประเด็นสำคัญประการหนึ่งที่นักดาราศาสตร์หวังว่า จะวัดได้คือมวลของดาราจักร แต่คุณไม่สามารถชั่งน้ำหนักสิ่งที่มีขนาดเท่าดาราจักรได้ คุณต้องหามวลของมันด้วยวิธีอื่น วิธีหนึ่งคือการวัดความเข้มของแสงหรือความส่องสว่าง ยิ่งกาแล็กซีมีแสงสว่างมากเท่าใด กาแล็กซีก็ยิ่งมีมวลมากเท่านั้น ดูวิธีการทำงานของดาวฤกษ์ อีกวิธีหนึ่งคือการคำนวณการหมุนรอบตัวเอง ของดาราจักรหรือดิสก์

โดยติดตามว่าดาวฤกษ์ภายในดาราจักรเคลื่อนที่รอบศูนย์กลางได้เร็วเพียงใด การเปลี่ยนแปลงของความเร็ว ในการหมุนควรระบุถึงบริเวณที่มีแรงโน้มถ่วงต่างกัน และดังนั้นจึงหมายถึงมวลด้วย เมื่อนักดาราศาสตร์เริ่มวัดการหมุนของดาราจักรชนิดก้นหอยในปี 1950 และ 60 พวกเขาก็ได้ค้นพบสิ่งที่น่าพิศวง พวกเขาคาดว่าจะเห็นดาวฤกษ์ใกล้ใจกลางดาราจักร ซึ่งสสารที่มองเห็นมีความเข้มข้นมากกว่า เคลื่อนที่เร็วกว่าดาวฤกษ์ที่ขอบ

สิ่งที่พวกเขาเห็นคือดาวฤกษ์ที่ขอบกาแลคซี มีความเร็วในการหมุนรอบตัวเองเท่ากันกับดาวฤกษ์ที่อยู่ใกล้ศูนย์กลาง นักดาราศาสตร์สังเกตเห็นสิ่งนี้ เป็นครั้งแรกกับทางช้างเผือก และในปี 1970 เวรา รูบินได้ยืนยันปรากฏการณ์นี้เมื่อเธอทำการวัดเชิงปริมาณอย่างละเอียดของดาว ในดาราจักรอื่นๆหลายแห่ง รวมทั้งแอนโดรเมดา นัยของผลลัพธ์ทั้งหมดนี้ชี้ให้เห็นความเป็นไปได้สองประการ มีบางอย่างผิดปกติ

โดยพื้นฐานกับความเข้าใจของเราเกี่ยวกับแรงโน้มถ่วงและการหมุน ซึ่งดูเหมือนไม่น่าเป็นไปได้เนื่องจากกฎของนิวตันได้ผ่านการทดสอบมาหลายศตวรรษ หรือเป็นไปได้มากว่าดาราจักรและกระจุกดาราจักรต้องมีสสารในรูปแบบที่มองไม่เห็น รับผิดชอบต่อผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงที่สังเกตได้ เมื่อนักดาราศาสตร์มุ่งความสนใจไปที่สสารมืด พวกเขาก็เริ่มรวบรวมหลักฐานเพิ่มเติมของการมีอยู่ของมัน

นักดาราศาสตร์ยังคงค้นหาข้อมูล ในขณะที่พวกเขาศึกษาดาราจักรที่อยู่ไกลออกไปของเอกภพ นักดูดาวผู้กล้าหาญ 2 ถึง 3 คน หันความสนใจไปที่กระจุกกาแลคซี ซึ่งเป็นปมของกาแลคซี น้อยถึง 50 และมากถึงพัน ที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วง โดยหวังว่าจะพบแอ่งก๊าซร้อนที่ตรวจไม่พบก่อนหน้านี้และนั่นอาจอธิบายถึงมวลที่มีอยู่ เนื่องจากสสารมืด เมื่อพวกเขาหัน กล้องโทรทรรศน์ รังสีเอกซ์เช่น หอสังเกตการณ์รังสีเอกซ์จันทรา ไปทางกระจุกดาวเหล่านี้

พวกเขาพบกลุ่มก๊าซร้อนยวดยิ่งจำนวนมหาศาล อย่างไรก็ตาม ยังไม่เพียงพอที่จะอธิบายถึงความแตกต่างของมวล การวัดความดันก๊าซร้อนในกระจุกดาราจักรแสดงให้เห็นว่าต้องมีสสารมืดประมาณห้าถึงหกเท่าของดาวฤกษ์และก๊าซทั้งหมดที่เราสังเกต มิฉะนั้น จะไม่มีแรงดึงดูดเพียงพอในกระจุกเพื่อป้องกันไม่ให้ก๊าซร้อนหลบหนีออกไป กระจุกดาราจักรได้ให้เบาะแสอื่นๆเกี่ยวกับสสารมืด

จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์นักดาราศาสตร์ได้แสดงให้เห็นว่ากระจุกดาวและกระจุกดาราจักรสามารถบิดเบือนกาลอวกาศได้ด้วยมวลมหาศาลของพวกมัน ลำแสงที่ส่องออกมาจากวัตถุที่อยู่ห่างไกลหลังกระจุกดาวจะผ่านกาลอวกาศที่บิดเบี้ยว ซึ่งทำให้ลำแสงโค้งงอและบรรจบกันเมื่อเคลื่อนเข้าหาผู้สังเกต ดังนั้น กระจุกจึงทำหน้าที่เป็นเลนส์ความโน้มถ่วงขนาดใหญ่ เหมือนกับเลนส์ออพติคอล

ภาพที่บิดเบี้ยวของวัตถุระยะไกลสามารถปรากฏได้สามวิธี ขึ้นอยู่กับรูปร่างของเลนส์ วงแหวน ภาพปรากฏเป็นวงกลมแสงบางส่วนหรือทั้งหมดที่เรียกว่าวงแหวนไอน์สไตน์ สิ่งนี้เกิดขึ้นเมื่อวัตถุที่อยู่ห่างไกล ดาราจักรเลนส์ และผู้สังเกตการณ์/กล้องโทรทรรศน์อยู่ในแนวเดียวกันอย่างสมบูรณ์ มันเหมือนกับตาวัวของจักรวาล รูปสี่เหลี่ยมผืนผ้าหรือรูปวงรี รูปภาพถูกแบ่งออกเป็นสี่รูปและปรากฏเป็นรูปกากบาทที่รู้จักกันในชื่อไม้กางเขนของไอน์สไตน์

คลัสเตอร์ รูปภาพปรากฏเป็นชุดของส่วนโค้งรูปกล้วยและส่วนโค้ง ด้วยการวัดมุมโค้งงอ นักดาราศาสตร์สามารถคำนวณมวลของเลนส์โน้มถ่วงได้ ยิ่งโค้งงอมาก เลนส์ก็ยิ่งมีมวลมากขึ้น การใช้วิธีนี้ นักดาราศาสตร์ยืนยันว่ากระจุกกาแลคซีมีมวลมากเกินกว่าที่วัดได้จากสสารส่องสว่าง และเป็นผลให้มีหลักฐานเพิ่มเติมเกี่ยวกับสสารมืด การทำแผนที่สสารมืดการทำแผนที่สสารมืด ทางเลือกแทนสสารมืด

ไม่ใช่ทุกคนที่ถูกขายด้วยสสารมืด ไม่ใช่ด้วยการยิงระยะไกล นักดาราศาสตร์บางคนเชื่อว่ากฎของการเคลื่อนที่และแรงโน้มถ่วงซึ่งกำหนดโดยนิวตันและขยายตัวโดยไอน์สไตน์อาจเข้าคู่กันในที่สุด หากเป็นเช่นนั้น การเปลี่ยนแปลงของแรงโน้มถ่วง ไม่ใช่อนุภาคที่มองไม่เห็น สามารถอธิบายผลกระทบที่เกิดจากสสารมืดได้ ในปี 1980 นักฟิสิกส์ มอร์เดไฮ มิลกรอม เสนอว่าควรตรวจสอบกฎการเคลื่อนของนิวตัน

ในกรณีของการเคลื่อนที่ของดาราจักร แนวคิดพื้นฐานของเขาคือที่ความเร่งต่ำมากซึ่งสอดคล้องกับระยะทางไกล กฎข้อที่สองพังทลาย เพื่อให้ทำงานได้ดีขึ้น เขาได้เพิ่มค่าคงที่ทางคณิตศาสตร์ใหม่เข้าไปใน กฎที่มีชื่อเสียงของนิวตัน ซึ่งเรียกว่าการดัดแปลงMOND หรือพลศาสตร์นิวตันแบบปรับปรุงใหม่ เนื่องจาก มอร์เดไฮ มิลกรอม พัฒนาพลศาสตร์นิวตันแบบปรับปรุงใหม่ เพื่อเป็นวิธีแก้ปัญหาเฉพาะ ไม่ใช่หลักการทางฟิสิกส์พื้นฐาน

นักดาราศาสตร์และนักฟิสิกส์จำนวนมากจึงรู้สึกแย่ นอกจากนี้ พลศาสตร์นิวตันแบบปรับปรุงใหม่ไม่สามารถอธิบายถึงหลักฐานของ สสารมืด ที่ค้นพบโดยเทคนิคอื่นๆที่ไม่เกี่ยวข้องกับกฎข้อที่สองของนิวตัน เช่น ดาราศาสตร์ รังสีเอกซ์และเลนส์ความโน้มถ่วง การปรับปรุงพลศาสตร์นิวตันแบบปรับปรุงใหม่ในปี 2547 หรือที่รู้จักในชื่อแรงโน้มถ่วงของเทเซอร์-เวคเตอร์-สเกลาร์ ได้แนะนำสนามที่แตกต่างกันสามสนามในกาลอวกาศ เพื่อแทนที่สนามโน้มถ่วงหนึ่งสนาม

เนื่องจากแรงโน้มถ่วงของเทเซอร์-เวคเตอร์-สเกลาร์ รวมทฤษฎีสัมพัทธภาพเข้าด้วยกัน จึงสามารถรองรับปรากฏการณ์ต่างๆเช่น เลนส์ แต่นั่นไม่ได้ยุติการอภิปราย ในปี 2550 นักฟิสิกส์ได้ทดสอบกฎข้อที่สองของนิวตันโดยลดอัตราเร่งให้ต่ำที่สุดที่ 5 x 10 -14 m/s 2และรายงานว่า f = ma เป็นจริงโดยไม่ต้องแก้ไขใดๆ ทางเลือกอื่นยังถือว่าสสารมืดเป็นภาพลวงตาที่เกิดจากฟิสิกส์ควอนตัม ในปี 2554 ดราแกน ฮัจดูโควิช จากศูนย์ปฏิบัติการวิจัยนิวเคลียร์แห่งยุโรป

เสนอว่าพื้นที่ว่างนั้นเต็มไปด้วยอนุภาคของสสารและปฏิสสาร ซึ่งไม่เพียงแต่เป็นขั้วตรงข้ามทางไฟฟ้าเท่านั้น แต่ยังเป็นขั้วตรงข้ามทางแรงโน้มถ่วงอีกด้วย ด้วยค่าความโน้มถ่วงที่แตกต่างกัน สสารและอนุภาคปฏิสสารจะก่อตัวเป็นขั้วความโน้มถ่วงในอวกาศ หากไดโพลเหล่านี้ก่อตัวขึ้นใกล้กับดาราจักร ซึ่งเป็นวัตถุที่มีสนามโน้มถ่วงมหาศาล ไดโพลโน้มถ่วงจะกลายเป็นโพลาไรซ์และทำให้สนามโน้มถ่วงของดาราจักรแข็งแกร่งขึ้น สิ่งนี้จะอธิบายถึงผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของสสารมืดโดยไม่ต้องใช้สสารในรูปแบบใหม่หรือแปลกใหม่

บทความที่น่าสนใจ : นิติวิทยาศาสตร์ อธิบายการทำบัญชีนิติวิทยาศาสตร์เป็นอย่างไร