Dark matter - สสารมืด คืออะไร ?
มนุษย์ต่างดาวโบราณ ตอนที่ 4: ไขปริศนาใครสร้าง มหาพีระมิด & พูมาพันกู หินโบราณที่เหมือนถูกตัดด้วยเลเซอร์!
มนุษย์ต่างดาวโบราณ ตอนที่ 4: ไขปริศนาใครสร้าง มหาพีระมิด & พูมาพันกู หินโบราณที่เหมือนถูกตัดด้วยเลเซอร์!
สิงหาคม 11, 2020
มนุษย์ต่างดาวโบราณ ตอนที่ 5: เทคโนโลยีเอเลี่ยน & หลุมเจาะปริศนาอียิปต์ & การหลอมละลายหิน แทนการตัดหิน
มนุษย์ต่างดาวโบราณ ตอนที่ 5: เทคโนโลยีเอเลี่ยน & หลุมเจาะปริศนาอียิปต์ & การหลอมละลายหิน แทนการตัดหิน
สิงหาคม 14, 2020
Dark matter - สสารมืด คืออะไร

เลนส์ความโน้มถ่วงแบบเข้ม สังเกตได้จากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลในกระจุกดาราจักร Abell 1689 ระบุว่ามีสสารมืดอยู่จำนวนมาก (แหล่งข้อมูล NASA, N. Benitez (JHU), T. Broadhurst (Racah Institute of Physics/The Hebrew University), H. Ford (JHU), M. Clampin (STScI),G. Hartig (STScI), G. Illingworth (UCO/Lick Observatory), the ACS Science Team and ESA)

สสารมืด คือ รูปแบบของสสารอย่างหนึ่ง ซึ่งจากการประเมินก็พบว่า มันมีปริมาณอยู่มากถึงร้อยละ 85 ของสสารปกติในจักรวาลทั้งหมดที่เราสังเกตเห็นได้ และคิดเป็นองค์ประกอบความหนาแน่นของจักรวาลราว 1 ใน 4 ของสสารและพลังงานทั้งหมดภายในจักรวาลแห่งนี้ แม้ในตอนนี้เรายังดักจับมันไม่ได้ และไม่ทราบว่ามันคืออะไร แต่การปรากฏตัวของมัน มีผลต่อการสำรวจในทางดาราศาสตร์อยู่หลากหลายรูปแบบ รวมถึงผลกระทบของความโน้มถ่วงที่ไม่สามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีที่มีอยู่ เช่นทฤษฎีความโน้มถ่วงที่ใช้สำหรับอธิบายการเคลื่อนที่ดาวเคราะห์ภายในวงโคจรของระบบสุริยะเรา แต่เมื่อนำไปใช้อธิบายกฎความโน้มถ่วงในระดับกาแล็กซี กลับพบว่ามันใช้การไม่ได้

ด้วยเหตุผลนี้ ผู้เชี่ยวชาญส่วนใหญ่จึงคิดว่า สสารมืดนั้นมีอยู่มากมายภายในจักรวาลของเรา และมันมีอิทธิพลอย่างมากต่อโครงสร้างและวิวัฒนาการของจักรวาล

สสารมืด (Dark matter) การที่มันถูกเรียกว่า มืด (Dark) นั้นก็เพราะว่า การมีอยู่ของมันไม่มีปฏิสัมพันธ์ต่อรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่สังเกตเห็นได้ อย่างเช่น แสง และรวมไปถึง เครื่องมือตรวจจับอนุภาคและพลังงานอื่นๆในทางดาราศาสตร์ที่เราใช้กันอยู่ในทุกวันนี้ และนี่จึงกลายมาเป็นที่มาของคำว่า มืด ที่ใช้นิยามถึงอะไรบางสิ่งที่เรายังไม่เข้าใจ และไม่ทราบว่ามันคืออะไรนั่นเอง

โดยหลักฐานเบื้องต้นที่ทำให้นักวิทยาศาสตร์ทราบว่าสสารมืดนั้นมีอยู่จริง นั้นมาจากการศึกษารูปแบบการก่อตัวของกาแล็กซี่ต่างๆภายในจักรวาลทั้งหมด ก็พบว่า พวกมันจะไม่สามารถคงรูปอยู่ได้ และดวงดาวต่างๆในนั้น จะกระจัดกระจายหนีออกไปจากกันทั่วทุกสารทิศ หากไม่มีมวลของสสารที่มองไม่เห็นนี้มาผูกรั้งดวงดาวต่างๆเอาไว้ 

ส่วนหลักฐานอื่นๆได้แก่ การสังเกตจากปรากฏการณ์ เลนส์ความโน้มถ่วง (Gravitational lensing) และการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ (Cosmic microwave background) พร้อมกับการสังเกตุการณ์ทางดาราศาสตร์ ที่ศึกษาเกี่ยวกับโครงสร้างปัจจุบันของเอกภพที่สังเกตเห็นได้ทั้งหมด จากการก่อตัว และวิวัฒนาการของกาแล็กซี่, การชนกันของกาแล็กซี่, และการเคลื่อนที่ของกาแล็กซีอยู่ภายในกระจุกกาแล็กซี่ต่างๆ

จากการศึกษาองค์ประกอบทั้งหมดภายในเอกภพข้างต้น ก็ทำให้นักจักรวาลวิทยาได้แบบจำลองจักรวาลออกมาที่เรียกว่า Lambda-CDM แล้วพบว่า สสารและพลังงานทั้งหมดภายในจักรวาลที่เราเข้าใจนั้นมีอยู่เพียง 5 เปอร์เซ็นต์ ส่วนสสารมืดคิดเป็น 27 เปอร์เซ็นต์ และที่เหลือคือพลังงานมืดอีกกว่า 68 เปอร์เซ็นต์!

ดังนั้นจะกล่าวได้ว่า สสารมืดคิดเป็นมวล 85 เปอร์เซ็นต์ของสสารทั้งหมด ในขณะที่ผลรวมพลังงานมืดและสสารมืด สามารถคิดรวมกันได้เป็น 95 เปอร์เซ็นต์ ขององค์ประกอบทั้งหมดภายในจักรวาลแห่งนี้ นี่ก็เท่ากับว่า นักวิทยาศาสตร์รู้จักจักรวาลของเราเพียงแค่ 5% เท่านั้น ซึ่งในส่วนอื่นๆที่เหลือเราไม่อาจเข้าใจได้ว่ามันคืออะไร แล้วทำไมมันถึงครอบงำจักรวาลของเราเอาไว้เช่นนี้ ซึ่งพวกมันมีส่วนสำคัญเป็นอย่างมากที่จะชี้ชะตาอนาคตของเอกภพ 

สารมืดไม่สามารถสังเกตเห็นได้โดยตรง อีกทั้งมันแทบจะไม่มีปฏิสัมพันธ์ใดๆกับสสารธรรมดาทั่วไปในอวกาศ (Ordinary baryonic matter) และการแผ่รังสีที่เราสังเกตเห็นได้ อย่างไรก็ตาม มีเพียงสิ่งเดียวเท่านั้นที่รับทราบในตอนนี้ ที่สสารมืดยอมมีปฏิสัมพันธ์ด้วย นั่นก็คือ ความโน้มถ่วง 

นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่า สสารมืดส่วนใหญ่นั้นไม่เป็นสสารธรรมดา (หรือเป็นสสารชนิด Non-baryonic) ในธรรมชาติ หรือบางทีมันอาจประกอบไปด้วยอนุภาคในส่วนย่อยที่สุดของอะตอมที่แม้แต่ในตอนนี้นักฟิสิกส์อนุภาคก็ยังตรวจไม่พบ 

แต่ก็มีสันนิษฐานอยู่เหมือนกันว่าบางทีสสารมืดอาจเป็นอนุภาคมูลฐานชนิดใหม่ ที่ยังไม่ถูกค้นพบ โดยเฉพาะอย่างยิ่งอนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิสัมพันธ์น้อยที่ชื่อ Weakly interacting massive particles (WIMPs) อนุภาค WIMPs ชนิดนี้ จะทำอันตรกิริยากับแรงโน้มถ่วงและแรงนิวเคลียร์อย่างอ่อน (weak force) เท่านั้น ส่วนแรงแม่เหล็กไฟฟ้าและแรงนิวเคลียร์อย่างเข้ม (strong force) จะไม่มีผลอะไรต่อมัน

ปัจจุบันมีอยู่หลายการทดลอง ที่พยายามตรวจจับและศึกษาอนุภาคของสสารมืดโดยตรงกันอย่างจริงจัง อย่างไรก็ตามก็ดูเหมือนจะเป็นความพยายามที่สูญเปล่า เพราะพวกเขาไม่ตรวจพบเจออะไรเลย 

อีกทั้งสสารมืดยังสามารถแบ่งออกได้เป็น สสารมืดเย็น “cold” และสสารมืดอุ่น “warm” หรือ ร้อน “hot” ได้อีกด้วย ทั้งนี้ทั้งนั้นก็ขึ้นอยู่กับความเร็วในการเคลื่อนที่ของมัน ทุกวันนี้นักวิทยาศาสตร์นิยมใช้แบบจำลอง ในสถานการณ์สสารมืดเย็น ซึ่งจะปรากฏขึ้นเป็นโครงสร้าง จากการสะสมตัวของอนุภาคขนาดเล็กแบบค่อยเป็นค่อยไป 

แม้ว่าการดำรงอยู่ของสสารมืดนั้น จะเป็นที่ยอมรับกันโดยชุมชนวิทยาศาสตร์ และนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ อย่างไรก็ตามการมีอยู่ของมันนั้นก็ขัดแย้งต่อกฎฟิสิกส์ต่างๆที่มีมาก่อนหน้านี้ ไม่ว่าจะเป็นกฎมาตรฐานของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (general relativity) การเปลี่ยนแปลงแบบไดนามิกของนิวตัน (modified Newtonian dynamics), แรงโน้มถ่วงเทนเซอร์ – เวกเตอร์ – สเกลาร์ (tensor–vector–scalar gravity) หรือ แรงโน้มถ่วงเอนโทรปิก (entropic gravity) ด้วยแบบจำลองทั้งหมดข้างต้น สามารถใช้อธิบายได้กับปรากฏการณ์ทางธรรมชาติต่างๆที่สังเกตเห็นได้ทั้งหมดยกเว้นก็แต่ในเรื่องของ non-baryonic matter ซึ่งเป็นสสารที่ไม่ปกติ หรือ สสารมืด


ประวัติการศึกษาเรื่องสสารมืด (History)

ในเรื่องการการตามหาสสารมืดในประวัติศาสตร์นั้น หากเราศึกษาดีๆแล้วจะพบว่า นี่คือหนังชีวิตดีๆเรื่องหนึ่งเลยก็ว่าได้ เพราะมีการพูดถึง และการพยายามทำความเข้าใจมันมาร่วมร้อยปี (นักวิทยาศาสตร์ที่บุกเบิกเรื่องสสารมืดในยุดแรกๆก็ล้มหายตายจากไปหมดแล้ว)

การพูดถึงการมีอยู่ของสสารมืดครั้งแรกเกิดขึ้นในปี ค.ศ. 1884 โดย นักฟิสิกส์คณิตศาสตร์ และวิศวกรชาว ไอริช-สก็อต วิลเลียม ทอมสัน บารอนเคลวินที่ 1 (หรือเรียกสั้นๆว่าท่าน Lord Kelvin)

เขาได้ประมาณการจำนวนวัตถุมืดที่มีอยู่ภายในทางช้างเผือก จากการสังเกตความเร็วของการเคลื่อนตัวของดาวฤกษ์ที่โคจรรอบจุดศูนย์กลางกาแล็กซี่ 

ด้วยการวัดค่าเหล่านี้ ลอร์ดเคลวิน ก็พบว่ามวลสารที่มองไม่เห็นนี้มีความแตกต่างจากการมีอยู่ของดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ทั้งหมด

ดังนั้น ลอร์ดเคลวิน จึงได้ข้อสรุปออกมาว่า “ดาวฤกษ์ทั้งหลายบนท้องฟ้าของเรา ส่วนใหญ่อาจประกอบไปด้วยวัตถุมืดที่มองไม่เห็นอยู่!”

ต่อมาในปี ค.ศ. 1906 อ็องรี ปวงกาเร (Henri Poincaré ) นักคณิตศาสตร์,นักฟิสิกส์ทฤษฎี, วิศวกร และนักปรัชญาวิทยาศาสตร์ชาวฝรั่งเศส ได้พิจารณางานเขียนของเควิน และกล่าวถึงใน วิจัยของตนที่ชื่อ “ทางช้างเผือก และทฤษฎีก๊าซ” (The Milky Way and Theory of Gases) อีกทั้งเขายังได้ใช้คำว่า “สสารมืด” (dark matter) เป็นครั้งแรกอีกด้วย หรือคำว่า “matière obscure” ในภาษาฝรั่งเศส ซึ่งใช้เรียกแทนสสารที่ยังคงคลุมเครือ หรือยังหาคำอธิบายไม่ได้ 

แต่คนแรกที่แนะนำ และจุดกระแสการมีอยู่ของสสารมืดเป็นคนแรกก็คือ นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ที่ชื่อ ยาโกบัส กัปไตน์ (Jacobus Kapteyn) ในปี ค.ศ.1922

แล้วก็ตามมาด้วย แจน ออร์ท (Jan Oort) ผู้บุกเบิกชาวดัตช์และนักดาราศาสตร์ด้านวิทยุ เขาได้ตั้งสมมติฐานการมีอยู่ของสสารมืดเป็นเอาไว้ในปี ค.ศ 1932

ซึ่งในขณะนั้น ออร์ท กำลังศึกษาในเรื่องของการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ ในย่านกาแล็กซี่ท้องถิ่น แล้วพบเจอเข้ากับมวลสารอยู่ภายในระนาบเป็นจำนวนมาก และคาดว่ามันน่าจะมีเยอะกว่าที่สังเกตเห็นอยู่ อย่างไรก็ตามการตรวจวัดในครั้งนี้ภายหลังก็พบว่า มีความผิดพลาด

ปีถัดมา ในปี ค.ศ. 1933 ฟริทซ์ ซวิคคี (Fritz Zwicky) นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวสวิส ผู้ซึ่งทำการศึกษากระจุกกาแล็กซี่ ขณะทำงานอยู่ที่สถาบันเทคโนโลยีแคลิฟอร์เนีย เขาก็ได้ทำการอนุมานในแบบเดียวกันกับสมมติฐานของ แจน ออร์ท

แต่ซวิคคี ได้ทำการประยุกต์งานศึกษานี้ ไปใช้กับ กลุ่มกาแล็กซี่โคมา หรือ  Coma Cluster ซึ่งเป็นแหล่งที่อยู่กาแลคซีน้อยใหญ่ต่างๆมากกว่า 1,000 แห่ง ซึ่งเขาคาดว่าจะพบเจอเข้ากับมวลสารที่มองไม่เห็นที่เรียกว่า สสารมืด (dark matter)

ซวิคคี ประเมินถึงมวลสารของมัน ตามการเคลื่อนตัวของกาแล็กซี่ที่อยู่ใกล้กับขอบกระจุกกาแล็กซี่ และนำมาเปรียบเทียบกับการประมาณตามความสว่าง และจำนวนของกาแล็กซี่ที่ปรากฏ จากนั้นเขาก็พบว่า กระจุกกาแล็กซี่แห่งนี้ มันน่าจะมีมวลสารมากกว่าที่สังเกตเห็นได้ถึง 400 เท่า! และผลกระทบของแรงโน้มถ่วงจากการเฝ้าสังเกตกาแล็กซีเหล่านี้ ดูเหมือนมีขนาดเล็กเกินไป สำหรับวงโคจรเร็วเช่นนี้ ดังนั้นมันจะต้องมีมวลสารอะไรบางอย่างที่ถูกซ่อนเอาไว้อยู่

จากหลักฐานนี้ๆเอง ซวิคคี ก็ได้ข้อสรุปออกมาว่า ต้องมีสสารที่มองไม่เห็นอยู่อย่างแน่นอนที่กำลังกระทำต่อสสารที่สังเกตเห็นอยู่ และเชื่อมโยงแรงโน้มถ่วงเอาไว้ให้แต่ละกระจุกกาแล็กซี่อยู่รวมกลุ่มกันได้ 

แต่การประมาณการของ ซวิคคี ในขณะนั้น ยังไม่ถูกต้อง เนื่องจากมีการคำนวณอยู่ร่วมกับ ค่าคงที่ของฮับเบิลที่ล้าสมัย (ขณะนั้นค่าคงตัวของฮับเบิลมีค่าอยู่ที่ 500 (km/s)/Mpc ซึ่งปัจจุบันมีค่าอยู่ที่ประมาณ 70 (km/s)/Mpc) อย่างไรก็ตาม ในภายหลัง แนวคิดของ ซวิคคี ก็ยังถูกต้องอยู่ดี เพราะปัจจุบันมีการตรวจพบปริมาณของสสารมืดอยู่เป็นจำนวนมากจริงๆ 

และข้อบ่งชี้เพิ่มเติมก็พบว่า อัตราส่วนของมวล ต่อแสง ไม่ได้มีค่าเป็น 1 จากการตรวจวัดความเร็วการหมุนรอบตัวเองของกาแล็กซี่ (galaxy rotation curves) (mass-to-light ratio ซึ่งถ้าค่า mass to light ratio มีค่ามาก ก็เป็นสิ่งบ่งบอกได้ถึงว่ามีสสารมืดอยู่จริง)) 

ในปี 1939 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน โฮเรซ ดับเบิลยู. แบบค็อก (Horace W. Babcock) ได้รายงานข้อมูลเกี่ยวกับ ความเร็วการหมุนรอบตัวเองของเนบิวลาแอนดรอเมดา (ซึ่งสมัยก่อนนักดาราศาสตร์เชื่อว่าแอนดรอเมดาคือกลุ่มแก๊สขนาดใหญ่ หรือเนบิวลา แต่ปัจจุบันเป็นที่รู้จักกันในชื่อ ดาราจักรแอนดรอเมดา ซึ่งมีขนาดใหญ่มากกว่าทางช้างเผือกถึง 2 เท่า) แบบค็อก เสนอว่า อัตราส่วนมวลต่อความส่องสว่างจะต้องเพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วภายในแอนดรอเมดา แต่เขาเชื่อว่าค่าแสงเหล่านั้นคงถูกดูดซับเอาไว้ หรือไม่ก็มีการปรับเปลี่ยนพลวัตบางอย่างเกิดขึ้นอยู่บริเวณส่วนนอกของเกลียว และไม่น่าจะเกี่ยวข้องกับสสารที่มองไม่เห็นแต่อย่างใด 

แต่ตามรายงานของ แบบค็อก ในปี ค.ศ. 1939 เขาสังเกตเห็นการหมุนที่รวดเร็วเกิดขึ้นอยู่บริเวณส่วนนอกของแอนดรอเมดา และมีอัตราส่วนของมวลต่อแสงเท่ากับ 50:1 ซึ่งเป็นค่าที่สูงมาก หรืออาจกล่าวได้อีกนัยหนึ่งว่า เขาตรวจพบมวลของกาแล็กซี ซึ่งมีค่ามากกว่ามวลที่เปล่งแสงออกมาถึง 50 เท่า สิ่งนี้ทำเอานักดาราศาสตร์สมัยนั้นหัวยุ่งไปตามๆกัน

ต่อมาในปี ค.ศ. 1940 แจน ออร์ท ก็ค้นพบปรากฏการณ์ประหลาดนี้เช่นกัน และเขาก็ได้เขียนอธิบายไว้ประมาณว่า มันจะต้องมีรัศมีทรงกลดขนาดใหญ่ที่มองไม่เห็นอยู่ และมันก็แผ่ขยายออกมาจากกาแล็กซี่ NGC 3115 หรือจะกล่าวในอีกแง่หนึ่งก็คือ กาแล็กซี่ NGC 3115 กำลังถูกบรรจุอยู่ภายในบางสิ่งที่ไม่อาจเข้าใจได้ 


เข้าสู่การค้นหาสสารมืดยุคใหม่

รอยต่อของช่วงระหว่างปี 1960 และปี 1970 ทีมนักวิทยาศาสตร์นำโดย เวร่า รูบิน (Vera Rubin), เคนท์ ฟอร์ด (Kent Ford) และ เคน ฟรีแมน (Ken Freeman) พวกเขาได้แสดงจุดยืนอันแข็งแกร่งและยากที่จะปฏิเสธได้ ว่าสสารมืดนั้นคือของจริง และมันมีอยู่เต็มไปหมดภายในดาราจักรทุกๆแห่งในจักรวาล

รูบิน และ ฟอร์ด ได้ใช้เครื่องมือสเปกโตรกราฟ (spectrograph) ในการตรวจวัดคุณสมบัติของแสงในย่านความถี่สเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าเฉพาะ เพื่อหาว่าดาราจากนั้นหมุนเร็วแค่ไหน แล้วพวกเขาก็ทำสำเร็จ พวกเขารู้ถึงความเร็วที่แม่นยำบริเวณขอบกังหันของกาแล็กซี 

ก่อนที่จะยืนยันผลการค้นพบนี้ ในปี ค.ศ. 1978 

งานวิจัยนี้มีส่วนสำคัญเป็นอย่างมากต่อการทำความเข้าใจจักรวาลที่เป็นอยู่ ทีมงานของ เวร่า รูบิน ได้นำเสนอเรื่องนี้ขึ้นเป็นครั้งแรกต่อวงการดาราศาสตร์ ในปี 1980 พวกเขาแสดงให้เห็นว่า กาแล็กซีส่วนใหญ่นั้นจะมีมวลสารมืดที่มองไม่เห็นอยู่มากถึง 6 เท่าของมวลสารปกติที่มองเห็นได้ 

นับตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา นักดาราศาสตร์ก็ให้ความสนใจกับสสารลึกลับนี้กันอย่างกว้างขวาง และตระหนักได้ถึงปัญหาในทางดาราศาสตร์ที่ยังไม่สามารถแก้ไขได้ในก่อนหน้านี้ 

ในขณะที่ รูบิน และ ฟอร์ด กำลังทำการสำรวจความเร็วการหมุนของกาแล็กซี่อยู่นั้น นักดาราศาสตร์วิทยุ ก็ได้ใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุตัวใหม่ ในการทำแผนที่ ไฮโดรเจนเส้น 21 เซนติเมตรหรือสาย  H I line  หมายถึงเส้นสเปกตรัมการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่สร้างขึ้นโดยการเปลี่ยนแปลงสถานะพลังงานของอะตอมในไฮโดรเจนที่เป็นกลาง ในกาแล็กซีใกล้เคียง 

การกระจายรัศมีของไฮโดรเจนระหว่างดวงดาว (H-I) จะแผ่ขยายไปไกลกว่าขนาดรัศมีของกาแล็กซีที่มองเห็นได้ และไกลกว่าการศึกษาด้วยกล้องโทรทรรศน์แบบออปติคอล โดยในเรื่องนี้จะช่วยให้เราได้เข้าใจถึงความเร็วของการหมุนในขอบกังหันกาแล็กซีได้ดีมากยิ่งขึ้น 

ซึ่งก่อนหน้านี้การสำรวจแผนที่ดาราจักรแอนดรอเมดา ด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุขนาด 300 ฟุต (91.44 เมตร) ณ หอดูดาวกรีนแบงค์ (Green Bank Telescope) และจานรับสัญญาณวิทยุขนาด 250 ฟุต (76.2 เมตร) ของหอดูดาวเจิดเรล แบงค์ (Jodrell Bank) ก็แสดงให้เห็นว่า H-I ความเร็วการหมุนของดาราจักร ไม่ได้เป็นไปตามกฎการเคลื่อนที่ของเคปเลอร์เลย ที่กล่าวไว้ประมาณว่ายิ่งวัตถุหรือดวงดาว เข้าไปอยู่ใกล้จุดศูนย์กลางมวลมากเท่าไหร่ ความเร็วของมันก็จะยิ่งมากขึ้น ส่วนดวงดาวใด อยู่เลยห่างออกไปจากจุดศูนย์กลางมวล ความเร็วในการเคลื่อนที่ของมันก็จะลดลงไปด้วย ซึ่งจากการสำรวจความเร็วการหมุนของดาราจักร อธิบายได้ว่า ดาวฤกษ์ที่โคจรอยู่ใกล้กับศูนย์กลางดาราจักร ความเร็วของพวกมัน ก็ไม่ค่อยต่างอะไรเลยกับความเร็วในการโคจรของดาวฤกษ์ที่อยู่ปลายขอบกาแล็กซี! ดังนั้นจะพูดได้ว่า กฎแรงโน้มถ่วงกฎการเคลื่อนที่ดั้งเดิมในแบบที่เรารู้จัก ไม่อาจใช้การได้กับการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ภายในกาแล็กซี

ด้วยการใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุนี้ ก็ได้ให้ข้อมูลที่น่าตกใจแก่นักดาราศาสตร์ เพราะพวกเขาพบว่า ดาราจักรแอนดรอเมดานั้นหมุนเร็วกว่าข้อมูลที่ได้รับมาจากกล้องออปติคอลถึงสองเท่า โดยในเดือนตุลาคม ปี ค.ศ. 1975  มอร์ตัน โรเบิร์ตส์ (Morton Roberts) และ โรเบิร์ต ไวท์เฮิร์สต์ (Robert Whitehurst) ก็สามารถติดตามความเร็วของแอนโดรเมดาด้วยความเร็วสูงถึง 30 กิโลพาร์เซก (kpc) ซึ่งเป็นค่าที่สูงกว่าจากการตรวจวัดด้วยกล้องออปติคอล

นี้แสดงให้เห็นถึงข้อดีของการติดตามจานแก๊สขนาดใหญ่รอบกาแลกซี จากเดิมที่พบว่าแอนดรอเมดานั้นมีความเร็วการหมุนอยู่ที่ราว 15 กิโลพาร์เซก แต่ด้วยวิธีการตรวจวัดแบบใหม่จากกล้องโทรทรรศน์วิทยุก็ทำให้ทราบว่า แท้จริงแล้ว ดาราจักรหมุนเร็วกว่านั้นที่ 20 – 30 กิโลพาร์เซก และยังคงแสดงให้เห็นว่า ความเร็วการหมุนของดาราจักรที่ออกมาจากจุดศูนย์กลางนั้นแบนราบมาก (เมื่อดูจากกราฟ) หลักฐานนี้แสดงให้เห็นว่า มันต้องมีมวลที่มองไม่เห็นอะไรบางอย่าง มาประคองดาวฤกษ์ภายในดาราจักร ให้เคลื่อนที่ไปด้วยความเร็วเท่าๆกัน และมวลนั้นก็ดูเหมือนจะไม่มีค่าที่ลดลงเลย แม้จะอยู่ห่างไกลจากใจกลางดาราจักรแล้วก็ตาม

เส้น B สีแดงคือเส้นที่สังเกตเห็นได้จากเครื่องมือตรวจวัด ที่พบว่า ความเร็วของดาราจักรนั้นถ้าไม่ลดลงเลยในขณะที่เส้นรอยปะสีน้ำเงิน A คือค่าความเร็วที่คาดหวัง และควรจะเป็นไปตามกฎการเคลื่อนที่ของเคปเลอร์ 

แม้นักดาราศาสตร์จะพยายามใช้วิธีการต่างๆมากมาย เพื่อมาตรวจหาความเร็วการหมุนของกาแล็กซี ผลลัพธ์ที่ออกมา ก็ดูเหมือนจะไปในทางทิศเดียวกัน สิ่งนี้ช่วยตอกย้ำให้นักวิทยาศาสตร์มั่นใจขึ้นไปอีกว่า ภายในดาราจักรทุกๆแห่ง ประกอบไปด้วยสสารที่มองไม่เห็น ที่มีมากกว่าสสารที่สังเกตเห็นได้อยู่หลายเท่าจริงๆ

แหล่งที่มา

  1. Dark matter
  2. Cold dark matter
  3. นักชีววิทยากับนักฟิสิกส์จับมือกันออกแบบเครื่องตรวจจับสสารมืดด้วย DNA
  4. สสารมืด (Dark Matter) — หาไม่เจอ หรือเธอไม่มี
Sci Ways
Sci Ways
นักเดินทางข้ามกาลเวลา
Facebook
กลับสู่บนสุด