เกี่ยวกับเรื่องที่ซับซ้อน สสารมืดคืออะไรและจะหาได้จากที่ไหน

สสารมืดเป็นอีกหนึ่งการค้นพบ "ที่ปลายปากกา" ของมนุษยชาติ ไม่มีใครเคยสัมผัสมาก่อน มันไม่ปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าและไม่โต้ตอบกับพวกมัน เป็นเวลากว่าครึ่งศตวรรษแล้วที่ยังไม่มีหลักฐานการทดลองเกี่ยวกับการดำรงอยู่ของสสารมืด มีเพียงการคำนวณเชิงทดลองที่คาดว่าจะยืนยันการมีอยู่ของสสารมืดเท่านั้น แต่ในขณะนี้เป็นเพียงสมมติฐานของนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์เท่านั้น อย่างไรก็ตาม ควรสังเกตว่านี่เป็นหนึ่งในสมมติฐานทางวิทยาศาสตร์ที่น่าสนใจและสมเหตุสมผลที่สุด

ทุกอย่างเริ่มต้นเมื่อต้นศตวรรษที่ผ่านมา นักดาราศาสตร์สังเกตเห็นภาพของโลกที่พวกเขาสังเกตเห็น ไม่เข้ากับทฤษฎีแรงโน้มถ่วงตามทฤษฎีแล้ว กาแลคซีซึ่งมีมวลที่คำนวณได้ จะหมุนรอบตัวเองเร็วกว่าที่ควรจะเป็น

ซึ่งหมายความว่าพวกมัน (กาแลคซี) มีมวลมากกว่าการคำนวณจากการสังเกตการณ์ที่แนะนำไว้มาก แต่เนื่องจากพวกมันยังคงหมุนอยู่ ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงจึงไม่ถูกต้อง หรือทฤษฎีนี้ "ทำงาน" ไม่ได้กับวัตถุเช่นกาแลคซี หรือมีสสารในจักรวาลมากกว่าที่เครื่องมือสมัยใหม่จะตรวจจับได้ ทฤษฎีนี้ได้รับความนิยมมากขึ้นในหมู่นักวิทยาศาสตร์ และสารสมมุติที่จับต้องไม่ได้นี้เรียกว่าสสารมืด
จากการคำนวณปรากฎว่าสสารมืดในกาแลคซีมีค่ามากกว่าปกติประมาณ 10 เท่าและสสารที่แตกต่างกันมีปฏิสัมพันธ์กันในระดับความโน้มถ่วงเท่านั้นนั่นคือสสารมืดปรากฏตัวเฉพาะในรูปของมวลเท่านั้น
นักวิทยาศาสตร์บางคนแนะนำว่าบางคน สสารมืด- นี่เป็นสารธรรมดา แต่ไม่ปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า วัตถุดังกล่าวรวมถึงฮาโลทางช้างเผือกมืด ดาวนิวตรอน และดาวแคระน้ำตาล ตลอดจนวัตถุอวกาศอื่นๆ ที่ยังคงเป็นสมมุติฐาน

หากคุณเชื่อข้อสรุปของนักวิทยาศาสตร์ สสารธรรมดา (ส่วนใหญ่บรรจุอยู่ในกาแลคซี) ก็จะถูกรวบรวม
บริเวณที่มีสสารมืดหนาแน่นที่สุด บนพื้นที่ผลลัพธ์
บนแผนที่ สสารมืดคือเครือข่ายเส้นใยขนาดยักษ์ที่ไม่สม่ำเสมอเมื่อเวลาผ่านไป
การเพิ่มขึ้นและลดลงในบริเวณกระจุกดาราจักร

สสารมืดแบ่งออกเป็นหลายประเภท: ร้อน อุ่น และเย็น (ขึ้นอยู่กับความเร็วของอนุภาคที่ประกอบขึ้น) นี่คือความแตกต่างระหว่างสสารมืดที่ร้อน อุ่น และเย็น มันเป็นสสารมืดเย็นที่เป็นที่สนใจของนักดาราศาสตร์มากที่สุด เนื่องจากมันสามารถก่อตัววัตถุเสถียรได้ เช่น กาแลคซีมืดทั้งหมด
ทฤษฎีสสารมืดยังสอดคล้องกับทฤษฎีบิ๊กแบงอีกด้วย ดังนั้นนักวิทยาศาสตร์สันนิษฐานว่า 300,000 ปีหลังการระเบิด อนุภาคของสสารมืดเริ่มกระจุกตัวกันในปริมาณมหาศาลเป็นครั้งแรก และหลังจากนั้นอนุภาคของสสารธรรมดาก็รวมตัวกันด้วยแรงโน้มถ่วงและกาแลคซีก็ก่อตัวขึ้น
การค้นพบที่น่าประหลาดใจเหล่านี้หมายถึง มวลของสสารธรรมดามีเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลรวมของจักรวาล!!!

นั่นคือโลกที่เรามองเห็นเป็นเพียงส่วนเล็กๆ ของสิ่งที่จักรวาลประกอบด้วยจริงๆ และเราไม่สามารถจินตนาการได้ว่า "บางสิ่ง" ใหญ่โตนี้คืออะไร

สสารมืดและพลังงานมืดในจักรวาล

V. A. Rubakov
สถาบันวิจัยนิวเคลียร์ RAS กรุงมอสโก ประเทศรัสเซีย

1. บทนำ

ขณะนี้วิทยาศาสตร์ธรรมชาติอยู่ในจุดเริ่มต้นของขั้นตอนใหม่ที่น่าสนใจอย่างยิ่งในการพัฒนา สิ่งที่น่าทึ่งในเบื้องต้นก็คือ วิทยาศาสตร์แห่งพิภพเล็ก - ฟิสิกส์ของอนุภาคมูลฐาน - และวิทยาศาสตร์แห่งจักรวาล - จักรวาลวิทยา - กำลังกลายเป็นวิทยาศาสตร์เดี่ยวเกี่ยวกับคุณสมบัติพื้นฐานของโลกรอบตัวเรา ใช้วิธีการที่แตกต่างกัน พวกเขาตอบคำถามเดียวกัน: จักรวาลเต็มไปด้วยสสารประเภทใดในปัจจุบัน วิวัฒนาการในอดีตเป็นอย่างไร? กระบวนการใดที่เกิดขึ้นระหว่างอนุภาคมูลฐานในจักรวาลยุคแรกเริ่มซึ่งนำไปสู่สถานะปัจจุบันในที่สุด หากเมื่อเร็ว ๆ นี้การอภิปรายคำถามประเภทนี้หยุดลงที่ระดับสมมติฐาน ในปัจจุบันมีข้อมูลการทดลองและการสังเกตจำนวนมากที่ทำให้สามารถรับคำตอบเชิงปริมาณ (!) สำหรับคำถามเหล่านี้ นี่เป็นอีกคุณลักษณะหนึ่งของระยะปัจจุบัน: จักรวาลวิทยาได้กลายเป็นวิทยาศาสตร์ที่แน่นอนในช่วง 10-15 ปีที่ผ่านมา ในปัจจุบันนี้ข้อมูลจักรวาลวิทยาเชิงสังเกตการณ์มีความแม่นยำสูง ข้อมูลเพิ่มเติมเกี่ยวกับจักรวาลสมัยใหม่และยุคแรกๆ จะได้รับในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า

ข้อมูลทางจักรวาลวิทยาล่าสุดจำเป็นต้องมีการเพิ่มเติมแนวคิดสมัยใหม่เกี่ยวกับโครงสร้างของสสารและปฏิสัมพันธ์พื้นฐานของอนุภาคมูลฐาน ทุกวันนี้เรารู้ทุกอย่างหรือเกือบทุกอย่างเกี่ยวกับ "ส่วนประกอบ" ซึ่งประกอบด้วยสสารธรรมดา เช่น อะตอม นิวเคลียสของอะตอม โปรตอนและนิวตรอนที่ประกอบเป็นนิวเคลียส และวิธีที่ "ส่วนประกอบ" เหล่านี้มีปฏิกิริยาระหว่างกันในระยะห่างไม่เกิน 1 /1,000 ขนาดของนิวเคลียสของอะตอม (รูปที่ 1) ความรู้นี้ได้มาจากการวิจัยเชิงทดลองเป็นเวลาหลายปี โดยเน้นที่เครื่องเร่งความเร็วเป็นหลัก และความเข้าใจทางทฤษฎีของการทดลองเหล่านี้ ข้อมูลจักรวาลวิทยาบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของอนุภาคชนิดใหม่ๆ ที่ยังไม่ได้ถูกค้นพบภายใต้สภาวะบนพื้นโลก และประกอบขึ้นเป็น "สสารมืด" ในจักรวาล เป็นไปได้มากว่าเรากำลังพูดถึงปรากฏการณ์ใหม่ทั้งชั้นในฟิสิกส์ของไมโครเวิลด์และค่อนข้างเป็นไปได้ที่ปรากฏการณ์ชั้นนี้จะถูกค้นพบในห้องปฏิบัติการทางโลกในอนาคตอันใกล้นี้

ผลลัพธ์ที่น่าประหลาดใจยิ่งกว่านั้นอีกประการหนึ่งของจักรวาลวิทยาเชิงสังเกตการณ์คือการบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของสสารรูปแบบใหม่ที่เรียกว่า "พลังงานมืด"

คุณสมบัติของสสารมืดและพลังงานมืดมีอะไรบ้าง? ข้อมูลทางจักรวาลวิทยาใดที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของพวกมัน? จากมุมมองของฟิสิกส์ของไมโครเวิลด์หมายความว่าอย่างไร? โอกาสในการศึกษาสสารมืดและพลังงานมืดในสภาวะภาคพื้นดินมีอะไรบ้าง การบรรยายที่คุณให้ความสนใจนั้นเน้นไปที่คำถามเหล่านี้

2. การขยายจักรวาล

มีข้อเท็จจริงหลายประการที่พูดถึงคุณสมบัติของจักรวาลในปัจจุบันและในอดีตที่ผ่านมา

จักรวาลโดยรวม เป็นเนื้อเดียวกัน: ทุกพื้นที่ในจักรวาลมีลักษณะเหมือนกัน แน่นอนว่าสิ่งนี้ใช้ไม่ได้กับพื้นที่ขนาดเล็ก มีหลายพื้นที่ที่มีดาวฤกษ์จำนวนมาก เหล่านี้คือกาแลคซี มีหลายบริเวณที่มีกาแลคซีหลายแห่ง - เหล่านี้คือกระจุกกาแลคซี นอกจากนี้ยังมีพื้นที่ที่มีกาแลคซีไม่กี่แห่ง ซึ่งเป็นช่องว่างขนาดยักษ์ แต่ภูมิภาค 300 ล้านปีแสงหรือใหญ่กว่านั้นล้วนมีลักษณะเหมือนกัน สิ่งนี้เห็นได้อย่างชัดเจนจากการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ ซึ่งส่งผลให้มี "แผนที่" ของจักรวาลอยู่ห่างจากเราประมาณ 10 พันล้านปีแสง ต้องบอกว่า "แผนที่" นี้ทำหน้าที่เป็นแหล่งข้อมูลอันมีค่าอย่างยิ่งเกี่ยวกับจักรวาลยุคใหม่ เนื่องจากแผนที่ช่วยให้เราสามารถระบุได้ว่าสสารมีการกระจายตัวในจักรวาลอย่างไรในระดับเชิงปริมาณ

บน ข้าว. 2ส่วนหนึ่งของแผนที่นี้แสดงขึ้น ซึ่งครอบคลุมปริมาตรที่ค่อนข้างเล็กของจักรวาล จะเห็นได้ว่าในจักรวาลมีโครงสร้างค่อนข้างใหญ่ แต่โดยทั่วไปแล้วกาแลคซีจะ "กระจัดกระจาย" สม่ำเสมอในนั้น

จักรวาล การขยายตัว: กาแล็กซีกำลังเคลื่อนออกจากกัน อวกาศทอดยาวไปทุกทิศทุกทาง และยิ่งกาแล็กซีนี้หรือกาแล็กซีนั้นอยู่ห่างจากเรามากเท่าไร มันก็จะเคลื่อนตัวออกห่างจากเราเร็วขึ้นเท่านั้น ปัจจุบัน อัตราการขยายตัวนี้มีน้อย ระยะทางทั้งหมดจะเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่าในเวลาประมาณ 15 พันล้านปี แต่ก่อนหน้านี้อัตราการขยายตัวจะสูงกว่ามาก ความหนาแน่นของสสารในจักรวาลลดลงเมื่อเวลาผ่านไป และในอนาคต จักรวาลก็จะยิ่งหายากมากขึ้นเรื่อยๆ ในทางกลับกัน จักรวาลเคยมีความหนาแน่นมากกว่าในปัจจุบันมาก การขยายตัวของเอกภพเห็นได้โดยตรงจาก "การทำให้เป็นสีแดง" ของแสงที่ปล่อยออกมาจากกาแลคซีที่อยู่ไกลออกไปหรือดาวสว่าง: เนื่องจากการยืดตัวของอวกาศโดยทั่วไป ความยาวคลื่นของแสงจะเพิ่มขึ้นเมื่อมันบินเข้ามาหาเรา ปรากฏการณ์นี้ถูกค้นพบโดยอี. ฮับเบิลในปี พ.ศ. 2470 และใช้เป็นหลักฐานเชิงสังเกตเกี่ยวกับการขยายตัวของจักรวาลตามที่อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน ทำนายไว้เมื่อสามปีก่อน

เป็นที่น่าสังเกตว่าข้อมูลเชิงสังเกตการณ์สมัยใหม่ทำให้สามารถวัดไม่เพียงแต่อัตราการขยายตัวของจักรวาลในปัจจุบันเท่านั้น แต่ยังติดตามอัตราการขยายตัวของมันในอดีตได้อีกด้วย เราจะพูดถึงผลลัพธ์ของการวัดเหล่านี้และข้อสรุปที่กว้างขวางที่ตามมา เราจะกล่าวต่อไปนี้: ข้อเท็จจริงของการขยายตัวของจักรวาลร่วมกับทฤษฎีแรงโน้มถ่วง - ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป - บ่งชี้ว่าในอดีตจักรวาลมีความหนาแน่นสูงและขยายตัวอย่างรวดเร็วมาก ถ้าเราติดตามวิวัฒนาการของจักรวาลย้อนกลับไปในอดีตโดยใช้กฎฟิสิกส์ที่เรารู้จัก เราจะได้ข้อสรุปว่าวิวัฒนาการนี้เริ่มต้นจากบิกแบง ณ จุดนี้ สสารในจักรวาลมีความหนาแน่นมากและปฏิกิริยาโน้มถ่วงมีความรุนแรงมากจนไม่สามารถใช้กฎฟิสิกส์ที่ทราบได้ เวลาผ่านไป 14 พันล้านปี นี่คือยุคของจักรวาลสมัยใหม่

จักรวาลมี "ความอบอุ่น": ประกอบด้วยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งมีอุณหภูมิ T = 2.725 องศาเคลวิน (โฟตอนที่ถ่ายทอด ซึ่งปัจจุบันเป็นตัวแทนของคลื่นวิทยุ) แน่นอนว่าอุณหภูมิวันนี้ต่ำ (ต่ำกว่าอุณหภูมิของฮีเลียมเหลว) แต่ในอดีตกลับห่างไกลจากกรณีนี้ เมื่อจักรวาลขยายตัว มันจะเย็นลง ดังนั้นในช่วงแรกของวิวัฒนาการ อุณหภูมิและความหนาแน่นของสสารจึงสูงกว่าที่เป็นอยู่ทุกวันนี้มาก ในอดีตจักรวาลร้อน หนาแน่น และขยายตัวอย่างรวดเร็ว

ภาพถ่ายที่แสดงบน ข้าว. 3 นำไปสู่ข้อสรุปที่สำคัญและคาดไม่ถึงหลายประการ ประการแรก ทำให้สามารถพิสูจน์ได้ว่าปริภูมิสามมิติของเราเป็นแบบยุคลิดด้วยระดับความแม่นยำที่ดี ผลรวมของมุมของรูปสามเหลี่ยมในนั้นเท่ากับ 180 องศา แม้แต่รูปสามเหลี่ยมที่มีด้านซึ่งมีความยาวเทียบเคียงได้กับ ขนาดของส่วนที่มองเห็นได้ของจักรวาล คือ เทียบได้กับ 14 พันล้านปีแสง โดยทั่วไปแล้ว ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปอนุญาตให้ว่าอวกาศอาจไม่ใช่แบบยุคลิด แต่เป็นแบบโค้ง ข้อมูลเชิงสังเกตระบุว่าไม่เป็นเช่นนั้น (อย่างน้อยก็สำหรับภูมิภาคจักรวาลของเรา) วิธีการวัด “ผลรวมของมุมสามเหลี่ยม” บนสเกลระยะทางจักรวาลวิทยามีดังต่อไปนี้ เป็นไปได้ที่จะคำนวณขนาดเชิงพื้นที่ที่เป็นลักษณะเฉพาะของภูมิภาคที่อุณหภูมิแตกต่างจากค่าเฉลี่ยได้อย่างน่าเชื่อถือ: ในช่วงเวลาของการเปลี่ยนผ่านของพลาสมาและก๊าซขนาดนี้ถูกกำหนดโดยอายุของจักรวาลนั่นคือ มันเป็นสัดส่วนกับ 300,000 แสง ปี. ขนาดเชิงมุมที่สังเกตได้ของบริเวณเหล่านี้ขึ้นอยู่กับเรขาคณิตของปริภูมิสามมิติ ซึ่งทำให้สามารถระบุได้ว่าเรขาคณิตนี้คือแบบยุคลิด

ในกรณีของเรขาคณิตแบบยุคลิดของปริภูมิสามมิติ ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเชื่อมโยงอัตราการขยายตัวของจักรวาลกับผลรวมทั้งหมดอย่างชัดเจน ความหนาแน่นของพลังงานทุกรูปแบบและเช่นเดียวกับทฤษฎีความโน้มถ่วงของนิวตัน ความเร็วของการปฏิวัติโลกรอบดวงอาทิตย์ถูกกำหนดโดยมวลของดวงอาทิตย์ อัตราการขยายตัวที่วัดได้นั้นสอดคล้องกับความหนาแน่นของพลังงานทั้งหมดในจักรวาลสมัยใหม่

ในแง่ของความหนาแน่นของมวล (เนื่องจากพลังงาน I มีความสัมพันธ์กับมวลโดยความสัมพันธ์ อี = มศ 2 ) หมายเลขนี้คือ

หากพลังงานในจักรวาลถูกกำหนดโดยพลังงานที่เหลือของสสารธรรมดา โดยเฉลี่ยแล้วในจักรวาลจะมี 5 โปรตอนต่อลูกบาศก์เมตร อย่างไรก็ตาม เราจะเห็นว่าในจักรวาลมีสสารที่ไม่ธรรมดาน้อยกว่ามาก

ประการที่สองจากรูปถ่าย ข้าว. 3 เป็นไปได้ที่จะพิสูจน์ว่ามันคืออะไร ขนาด(แอมพลิจูด) ความไม่เท่าเทียมกันอุณหภูมิและความหนาแน่นในจักรวาลยุคแรก ๆ อยู่ที่ 10 –4 –10 –5 จากค่าเฉลี่ย กาแลคซีและกระจุกกาแลคซีเกิดขึ้นจากความไม่สอดคล้องกันของความหนาแน่นเหล่านี้: บริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่าดึงดูดสสารโดยรอบเนื่องจากแรงโน้มถ่วง กลายเป็นกาแลคซีหนาแน่นยิ่งขึ้นและก่อตัวเป็นกาแลคซีในที่สุด

เนื่องจากทราบความหนาแน่นเริ่มต้นที่ไม่เป็นเนื้อเดียวกัน จึงสามารถคำนวณกระบวนการก่อตัวกาแลคซีและผลลัพธ์เมื่อเปรียบเทียบกับการกระจายตัวของกาแลคซีที่สังเกตได้ในจักรวาล การคำนวณนี้สอดคล้องกับการสังเกตเฉพาะในกรณีที่เราถือว่านอกเหนือจากสสารธรรมดาแล้ว ยังมีสสารอีกประเภทหนึ่งในจักรวาล - สสารมืดซึ่งมีส่วนทำให้ความหนาแน่นของพลังงานทั้งหมดในปัจจุบันอยู่ที่ประมาณ 25%

อีกขั้นหนึ่งของวิวัฒนาการของจักรวาลนั้นสอดคล้องกับช่วงเวลาก่อนหน้านี้ตั้งแต่ 1 ถึง 200 วินาที (!) จากช่วงเวลาของบิ๊กแบง เมื่ออุณหภูมิของจักรวาลสูงถึงหลายพันล้านองศา ในเวลานี้ ปฏิกิริยาเทอร์โมนิวเคลียร์เกิดขึ้นในจักรวาล คล้ายกับปฏิกิริยาที่เกิดขึ้นในใจกลางดวงอาทิตย์หรือในระเบิดแสนสาหัส จากปฏิกิริยาเหล่านี้ โปรตอนบางตัวจะเกิดพันธะกับนิวตรอนและก่อตัวเป็นนิวเคลียสของแสง ซึ่งเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม ดิวทีเรียม และลิเธียม-7 สามารถคำนวณจำนวนนิวเคลียสของแสงที่เกิดขึ้นได้ในขณะที่พารามิเตอร์ที่ไม่รู้จักเพียงอย่างเดียวคือความหนาแน่นของจำนวนโปรตอนในจักรวาล (แน่นอนว่าอย่างหลังลดลงเนื่องจากการขยายตัวของจักรวาล แต่ค่าของมันในเวลาที่ต่างกัน เป็นเพียงความสัมพันธ์ซึ่งกันและกัน)

ให้การเปรียบเทียบการคำนวณนี้กับจำนวนองค์ประกอบแสงที่สังเกตได้ในจักรวาล ข้าว. 4 : เส้นแสดงถึงผลลัพธ์ของการคำนวณทางทฤษฎี โดยขึ้นอยู่กับพารามิเตอร์ตัวเดียว - ความหนาแน่นของสสารธรรมดา (แบริออน) และสี่เหลี่ยม - ข้อมูลเชิงสังเกต เป็นเรื่องน่าทึ่งที่มีการตกลงกันสำหรับนิวเคลียสแสงทั้งสามชนิด (ฮีเลียม-4, ดิวทีเรียม และลิเธียม-7); นอกจากนี้ยังมีข้อตกลงกับข้อมูลเกี่ยวกับรังสีไมโครเวฟพื้นหลังคอสมิก (แสดงโดยแถบแนวตั้งในรูปที่ 4 ซึ่งกำหนด CMB - พื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก) ข้อตกลงนี้บ่งชี้ว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและกฎฟิสิกส์นิวเคลียร์ที่ทราบกันดีอธิบายจักรวาลได้อย่างถูกต้องเมื่ออายุ 1-200 วินาที เมื่อสสารในจักรวาลมีอุณหภูมิหนึ่งพันล้านองศาหรือสูงกว่านั้น เป็นสิ่งสำคัญสำหรับเราที่ข้อมูลทั้งหมดเหล่านี้นำไปสู่ข้อสรุปว่าความหนาแน่นของมวลของสสารธรรมดาในจักรวาลสมัยใหม่คือ

นั่นคือสสารธรรมดามีส่วนช่วยเพียง 5% ของความหนาแน่นของพลังงานทั้งหมดในจักรวาล

4. ความสมดุลของพลังงานในจักรวาลสมัยใหม่

ดังนั้นส่วนแบ่งของสสารธรรมดา (โปรตอน นิวเคลียสของอะตอม อิเล็กตรอน) ในพลังงานทั้งหมดในจักรวาลสมัยใหม่จึงมีเพียง 5% เท่านั้น นอกจากสสารธรรมดาแล้ว จักรวาลยังมีนิวทริโนที่เป็นวัตถุโบราณอีกด้วย - ประมาณ 300 นิวตริโนทุกประเภทต่อลูกบาศก์เซนติเมตร การมีส่วนร่วมของพวกมันต่อพลังงานทั้งหมด (มวล) ในจักรวาลนั้นมีน้อย เนื่องจากมวลของนิวตริโนมีขนาดเล็กและแน่นอนว่าไม่เกิน 3% พลังงานที่เหลืออีก 90–95% ของพลังงานทั้งหมดในจักรวาลคือ “สิ่งที่ไม่รู้” ยิ่งไปกว่านั้น “สิ่งที่ไม่รู้” นี้ประกอบด้วยสองฝ่าย - สสารมืดและพลังงานมืด และดังที่ปรากฎใน ข้าว. 5 .

ในเวลาเดียวกัน สสารในดวงดาวก็ยังน้อยกว่า 10 เท่า สสารธรรมดามักพบในกลุ่มเมฆก๊าซเป็นส่วนใหญ่

5. สสารมืด

สสารมืดนั้นคล้ายกับสสารทั่วไปในแง่ที่ว่ามันสามารถรวมตัวกันเป็นกลุ่มก้อนได้ (ขนาดของกาแลคซีหรือกระจุกกาแลคซี) และมีส่วนร่วมในปฏิกิริยาแรงโน้มถ่วงในลักษณะเดียวกับสสารธรรมดา เป็นไปได้มากว่าจะประกอบด้วยอนุภาคใหม่ที่ยังไม่ถูกค้นพบภายใต้สภาวะภาคพื้นดิน

นอกจากข้อมูลทางจักรวาลวิทยาแล้ว การวัดสนามโน้มถ่วงในกระจุกดาราจักรและในดาราจักรยังสนับสนุนการดำรงอยู่ของสสารมืดอีกด้วย มีหลายวิธีในการวัดสนามโน้มถ่วงในกระจุกดาราจักร หนึ่งในนั้นคือเลนส์โน้มถ่วง ดังภาพประกอบใน ข้าว. 6 .

สนามโน้มถ่วงของกระจุกดาวทำให้รังสีแสงที่ปล่อยออกมาจากกาแลคซีที่อยู่ด้านหลังกระจุกโค้งงอ กล่าวคือ สนามโน้มถ่วงทำหน้าที่เหมือนเลนส์ ในกรณีนี้ บางครั้งภาพของดาราจักรอันไกลโพ้นนี้หลายภาพก็ปรากฏขึ้น ที่ครึ่งซ้ายของรูป 6 เป็นสีฟ้า การหักเหของแสงขึ้นอยู่กับการกระจายตัวของมวลในกระจุก ไม่ว่าอนุภาคใดจะสร้างมวลนั้นก็ตาม การกระจายตัวของมวลที่ได้รับการฟื้นฟูในลักษณะนี้จะแสดงไว้ที่ครึ่งขวาของรูปที่ 6 สีฟ้า; เห็นได้ชัดว่ามันแตกต่างอย่างมากจากการกระจายตัวของสสารเรืองแสง มวลกระจุกกาแลคซีที่วัดด้วยวิธีนี้สอดคล้องกับข้อเท็จจริงที่ว่าสสารมืดมีส่วนช่วยประมาณ 25% ของความหนาแน่นพลังงานทั้งหมดในจักรวาล ขอให้เราระลึกว่าตัวเลขเดียวกันนี้ได้มาจากการเปรียบเทียบทฤษฎีการก่อตัวของโครงสร้าง (กาแลคซี กระจุกดาว) กับการสังเกต

สสารมืดก็มีอยู่ในกาแลคซีเช่นกัน สิ่งนี้ตามมาจากการวัดสนามโน้มถ่วงอีกครั้ง ซึ่งขณะนี้อยู่ในกาแลคซีและบริเวณโดยรอบ ยิ่งสนามโน้มถ่วงยิ่งแรง ดาวและเมฆก๊าซจะหมุนรอบดาราจักรเร็วขึ้น ดังนั้น การวัดความเร็วการหมุนตามระยะห่างจากศูนย์กลางดาราจักรทำให้สามารถสร้างการกระจายตัวของมวลในนั้นขึ้นมาใหม่ได้ นี่คือภาพประกอบใน ข้าว. 7 : เมื่อคุณเคลื่อนตัวออกห่างจากใจกลางกาแลคซี ความเร็วของการปฏิวัติจะไม่ลดลง ซึ่งบ่งชี้ว่าในกาแลคซีรวมทั้งอยู่ห่างจากส่วนที่ส่องสว่างด้วย มีสสารมืดที่ไม่ส่องสว่าง ในกาแล็กซีของเราซึ่งอยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ มวลของสสารมืดมีค่าประมาณเท่ากับมวลของสสารธรรมดา

อนุภาคสสารมืดคืออะไร? เห็นได้ชัดว่าอนุภาคเหล่านี้ไม่ควรสลายไปเป็นอนุภาคอื่นที่เบากว่า ไม่เช่นนั้นพวกมันจะสลายตัวในระหว่างการดำรงอยู่ของจักรวาล ข้อเท็จจริงข้อนี้เองบ่งชี้ว่าในธรรมชาตินั้นมีอยู่ ใหม่, ยังไม่เปิด กฎหมายการอนุรักษ์ซึ่งป้องกันไม่ให้อนุภาคเหล่านี้สลายตัว ความคล้ายคลึงกันในที่นี้คือกฎการอนุรักษ์ประจุไฟฟ้า อิเล็กตรอนเป็นอนุภาคที่เบาที่สุดที่มีประจุไฟฟ้า และด้วยเหตุนี้จึงไม่สลายตัวเป็นอนุภาคที่เบากว่า (เช่น นิวตริโนและโฟตอน) นอกจากนี้ อนุภาคของสสารมืดยังมีปฏิกิริยากับสสารของเราอย่างอ่อนมาก ไม่เช่นนั้นพวกมันจะถูกค้นพบในการทดลองทางโลกแล้ว จากนั้นพื้นที่ของสมมติฐานก็เริ่มต้นขึ้น สมมติฐานที่เป็นไปได้มากที่สุด (แต่ห่างไกลจากข้อสันนิษฐานเท่านั้น!) ดูเหมือนว่าอนุภาคของสสารมืดจะหนักกว่าโปรตอน 100–1,000 เท่า และปฏิสัมพันธ์ของพวกมันกับสสารธรรมดานั้นมีความเข้มเทียบเคียงกับปฏิกิริยาของนิวตริโน อยู่ภายใต้กรอบของสมมติฐานนี้ว่าความหนาแน่นสมัยใหม่ของสสารมืดพบคำอธิบายง่ายๆ: อนุภาคของสสารมืดเกิดขึ้นอย่างเข้มข้นและทำลายล้างในเอกภพยุคแรกเริ่มที่อุณหภูมิสูงเป็นพิเศษ (ประมาณ 10-15 องศา) และบางส่วนก็เกิดขึ้น รอดมาได้จนถึงทุกวันนี้ เมื่อพิจารณาจากพารามิเตอร์ที่ระบุของอนุภาคเหล่านี้ จำนวนปัจจุบันในจักรวาลจึงกลายเป็นจำนวนที่จำเป็นอย่างแท้จริง

เราคาดหวังการค้นพบอนุภาคสสารมืดในอนาคตอันใกล้นี้ภายใต้สภาวะภาคพื้นดินได้หรือไม่? เนื่องจากทุกวันนี้เราไม่ทราบธรรมชาติของอนุภาคเหล่านี้ จึงเป็นไปไม่ได้ที่จะตอบคำถามนี้อย่างไม่คลุมเครือ อย่างไรก็ตาม แนวโน้มดูเหมือนเป็นไปในแง่ดีมาก

มีหลายวิธีในการค้นหาอนุภาคสสารมืด หนึ่งในนั้นเกี่ยวข้องกับการทดลองกับเครื่องเร่งและเครื่องชนกันพลังงานสูงในอนาคต หากอนุภาคของสสารมืดหนักกว่าโปรตอน 100–1,000 เท่า พวกมันจะเกิดจากการชนกันของอนุภาคธรรมดาที่ถูกเร่งที่เครื่องชนจนกลายเป็นพลังงานสูง (พลังงานที่ได้รับจากเครื่องชนที่มีอยู่ยังไม่เพียงพอสำหรับสิ่งนี้) โอกาสที่เกิดขึ้นในทันทีนี้เชื่อมโยงกับเครื่องชนแฮดรอนขนาดใหญ่ (LHC) ซึ่งกำลังถูกสร้างขึ้นที่ศูนย์ระหว่างประเทศ CERN ใกล้กรุงเจนีวา ซึ่งจะผลิตลำแสงโปรตอนชนกันด้วยพลังงาน 7x7 เทราอิเล็กตรอนโวลต์ ต้องบอกว่าตามสมมติฐานที่ได้รับความนิยมในปัจจุบัน อนุภาคสสารมืดเป็นเพียงตัวแทนหนึ่งของอนุภาคมูลฐานตระกูลใหม่ ดังนั้นเมื่อรวมกับการค้นพบอนุภาคสสารมืดแล้ว เราจึงสามารถหวังที่จะค้นพบอนุภาคใหม่ทั้งคลาสได้ อนุภาคและปฏิสัมพันธ์ใหม่ที่เครื่องเร่งความเร็ว จักรวาลวิทยาเสนอว่าโลกแห่งอนุภาคมูลฐานนั้นยังห่างไกลจากความเหนื่อยล้าจาก “ส่วนประกอบ” ที่รู้จักกันในปัจจุบัน!

อีกวิธีหนึ่งคือการตรวจจับอนุภาคสสารมืดที่บินอยู่รอบตัวเรา มีจำนวนอนุภาคไม่มากนัก ด้วยมวลเท่ากับ 1,000 เท่าของมวลโปรตอน อนุภาคเหล่านี้ควรมี 1,000 อนุภาคที่นี่และตอนนี้ต่อลูกบาศก์เมตร ปัญหาคือพวกมันมีปฏิกิริยาโต้ตอบกับอนุภาคธรรมดาน้อยมาก อย่างไรก็ตาม อนุภาคสสารมืดบางครั้งชนกับนิวเคลียสของอะตอม และหวังว่าจะสามารถตรวจพบการชนเหล่านี้ได้ ค้นหาไปในทิศทางนี้

ท้ายที่สุด ยังมีอีกวิธีหนึ่งที่เกี่ยวข้องกับการบันทึกผลการทำลายล้างอนุภาคสสารมืดระหว่างกัน อนุภาคเหล่านี้ควรสะสมอยู่ที่ใจกลางโลกและใจกลางดวงอาทิตย์ (สสารเหล่านี้เกือบจะโปร่งใสสำหรับอนุภาคเหล่านี้ และสามารถตกสู่โลกหรือดวงอาทิตย์ได้) ที่นั่นพวกมันจะทำลายล้างซึ่งกันและกัน และในกระบวนการนี้อนุภาคอื่นๆ ก็ก่อตัวขึ้น รวมถึงนิวตริโนด้วย นิวตริโนเหล่านี้เคลื่อนผ่านความหนาของโลกหรือดวงอาทิตย์ได้อย่างอิสระ และสามารถบันทึกได้โดยการติดตั้งแบบพิเศษ - กล้องโทรทรรศน์นิวตริโน หนึ่งในกล้องโทรทรรศน์นิวตริโนเหล่านี้ตั้งอยู่ในส่วนลึกของทะเลสาบไบคาล (NT-200, ข้าว. 8 ) อีกอัน (อแมนดา) - ลึกลงไปในน้ำแข็งที่ขั้วโลกใต้

ดังแสดงใน ข้าว. 9 เช่น นิวตริโนที่มาจากใจกลางดวงอาทิตย์ อาจมีปฏิสัมพันธ์ในน้ำได้โดยมีความเป็นไปได้ต่ำ ส่งผลให้เกิดการก่อตัวของอนุภาคมีประจุ (มิวออน) ซึ่งเป็นแสงที่บันทึกไว้ เนื่องจากอันตรกิริยาของนิวตริโนกับสสารมีน้อยมาก ความน่าจะเป็นของเหตุการณ์ดังกล่าวจึงต่ำ และจำเป็นต้องใช้เครื่องตรวจจับปริมาตรขนาดใหญ่มาก ขณะนี้การก่อสร้างเครื่องตรวจจับปริมาตร 1 ลูกบาศก์กิโลเมตรได้เริ่มต้นขึ้นที่ขั้วโลกใต้แล้ว

ยังมีวิธีอื่นในการค้นหาอนุภาคสสารมืด เช่น ค้นหาผลจากการทำลายล้างในบริเวณใจกลางกาแล็กซีของเรา เวลาจะบอกได้ว่าเส้นทางใดที่จะนำไปสู่ความสำเร็จก่อน แต่ไม่ว่าในกรณีใด การค้นพบอนุภาคใหม่เหล่านี้และการศึกษาคุณสมบัติของพวกมันจะเป็นความสำเร็จทางวิทยาศาสตร์ที่สำคัญที่สุด อนุภาคเหล่านี้จะบอกเราเกี่ยวกับคุณสมบัติของจักรวาล 10 -9 วินาที (หนึ่งในพันล้านวินาที!) หลังจากบิ๊กแบง เมื่ออุณหภูมิของจักรวาลอยู่ที่ 10 15 องศา และอนุภาคของสสารมืดมีปฏิกิริยาอย่างเข้มข้นกับพลาสมาของจักรวาล

6. พลังงานมืด

พลังงานมืดเป็นสสารที่แปลกกว่าสสารมืดมาก ประการแรก มันไม่ได้รวมตัวกันเป็นกระจุก แต่ "กระจาย" เท่า ๆ กันทั่วทั้งจักรวาล มีอยู่ในกาแลคซีและกระจุกกาแลคซีมากเท่ากับที่อยู่ภายนอก สิ่งที่ผิดปกติที่สุดคือ ในแง่หนึ่ง ฉันไม่ได้รับพลังงานมืด ต้านแรงโน้มถ่วง- เราได้กล่าวไปแล้วว่าวิธีการทางดาราศาสตร์สมัยใหม่ไม่เพียงแต่สามารถวัดอัตราการขยายตัวของจักรวาลในปัจจุบันเท่านั้น แต่ยังกำหนดได้ด้วยว่ามันเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลาอย่างไร ดังนั้น การสำรวจทางดาราศาสตร์บ่งชี้ว่าในปัจจุบัน (และในอดีตที่ผ่านมา) จักรวาลกำลังขยายตัวในอัตราเร่ง อัตราการขยายตัวเพิ่มขึ้นตามเวลา ในแง่นี้ เราสามารถพูดถึงการต้านแรงโน้มถ่วงได้ แรงดึงดูดโน้มถ่วงธรรมดาจะทำให้การถอยของกาแลคซีช้าลง แต่ในจักรวาลของเรา กลับกลายเป็นว่าสิ่งที่ตรงกันข้ามนั้นเป็นเรื่องจริง

โดยทั่วไปแล้วภาพนี้ไม่ได้ขัดแย้งกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป แต่สำหรับสิ่งนี้ พลังงานมืดจะต้องมีคุณสมบัติพิเศษ - แรงกดดันเชิงลบ สิ่งนี้ทำให้มันแตกต่างอย่างมากจากรูปแบบทั่วไปของสสาร มันจะไม่เป็นการพูดเกินจริงที่จะพูดอย่างนั้น ธรรมชาติของพลังงานมืดถือเป็นปริศนาหลักของฟิสิกส์พื้นฐานของศตวรรษที่ 21.

หนึ่งในตัวเลือกสำหรับบทบาทของพลังงานมืดคือสุญญากาศ ความหนาแน่นพลังงานของสุญญากาศจะไม่เปลี่ยนแปลงเมื่อเอกภพขยายตัว และนั่นหมายถึงแรงดันสุญญากาศติดลบ ผู้สมัครอีกรายหนึ่งคือสนามที่อ่อนแออย่างยิ่งยวดใหม่ที่แทรกซึมไปทั่วทั้งจักรวาล คำว่า “แก่นสาร” ใช้สำหรับมัน ยังมีผู้สมัครคนอื่นๆ อยู่ แต่ไม่ว่าในกรณีใด ตัวตนของพลังงานมืดนั้นเป็นสิ่งที่ผิดปกติโดยสิ้นเชิง

อีกวิธีหนึ่งในการอธิบายการขยายตัวด้วยความเร่งของเอกภพคือการสันนิษฐานว่ากฎแรงโน้มถ่วงนั้นเปลี่ยนแปลงไปตามระยะทางจักรวาลวิทยาและเวลาทางจักรวาลวิทยา สมมติฐานนี้ไม่เป็นอันตราย เนื่องจากความพยายามที่จะสรุปทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปในทิศทางนี้ต้องเผชิญกับความยากลำบากร้ายแรง

เห็นได้ชัดว่าหากการวางนัยทั่วไปเป็นไปได้ก็จะเกี่ยวข้องกับแนวคิดเรื่องการมีอยู่ของมิติเพิ่มเติมของพื้นที่นอกเหนือจากสามมิติที่เรารับรู้ในประสบการณ์ในชีวิตประจำวัน

น่าเสียดายที่ปัจจุบันยังไม่มีวิธีที่มองเห็นได้ในการศึกษาพลังงานมืดโดยตรงภายใต้สภาวะภาคพื้นดิน แน่นอนว่านี่ไม่ได้หมายความว่าความคิดอันชาญฉลาดใหม่ๆ ในทิศทางนี้จะไม่สามารถปรากฏได้ในอนาคต แต่ในปัจจุบันนี้หวังว่าจะทำให้ธรรมชาติของพลังงานมืดกระจ่างขึ้น และ (หรือกว้างกว่านั้นคือ สาเหตุของการขยายตัวอย่างรวดเร็วของจักรวาล) มีความเกี่ยวข้องกัน เฉพาะกับการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์และการได้รับข้อมูลทางจักรวาลวิทยาใหม่ที่แม่นยำยิ่งขึ้น เราต้องเรียนรู้อย่างละเอียดว่าจักรวาลขยายตัวอย่างไรในช่วงวิวัฒนาการที่ค่อนข้างช้า และหวังว่าจะช่วยให้เราตัดสินใจเลือกระหว่างสมมติฐานต่างๆ ได้

เรากำลังพูดถึงการสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวาประเภท 1a

การเปลี่ยนแปลงของพลังงานและปริมาตรที่เปลี่ยนแปลงจะถูกกำหนดโดยความดัน Δ อี = -พีΔ วี- เมื่อเอกภพขยายตัว พลังงานของสุญญากาศจะเพิ่มขึ้นตามปริมาตร (ความหนาแน่นของพลังงานคงที่) ซึ่งจะเป็นไปได้ก็ต่อเมื่อความดันสุญญากาศเป็นลบ โปรดทราบว่าสัญญาณตรงกันข้ามของความดัน พลังงาน และสุญญากาศเป็นผลโดยตรงจากค่าคงที่ของลอเรนซ์

7. บทสรุป

เช่นเดียวกับที่เกิดขึ้นบ่อยในทางวิทยาศาสตร์ ความก้าวหน้าอันน่าทึ่งในฟิสิกส์อนุภาคและจักรวาลวิทยาทำให้เกิดคำถามพื้นฐานที่ไม่คาดคิดและไม่คาดคิด ปัจจุบันเราไม่รู้ว่าอะไรคือสสารจำนวนมากในจักรวาล เราเดาได้แค่ว่าปรากฏการณ์ใดเกิดขึ้นในระยะทางที่สั้นมาก และกระบวนการใดเกิดขึ้นในจักรวาลในช่วงแรกของวิวัฒนาการ เป็นเรื่องดีที่คำถามเหล่านี้หลายข้อจะได้รับคำตอบในอนาคตอันใกล้นี้ - ภายใน 10-15 ปี และอาจเร็วกว่านั้นด้วยซ้ำ เวลาของเราคือช่วงเวลาของการเปลี่ยนแปลงครั้งใหญ่ในมุมมองของธรรมชาติและการค้นพบหลัก ๆ ยังมาไม่ถึง

การอภิปราย

คำว่า "สสารมืด" (หรือมวลที่ซ่อนอยู่) ถูกนำมาใช้ในวิทยาศาสตร์สาขาต่างๆ: จักรวาลวิทยา ดาราศาสตร์ ฟิสิกส์ เรากำลังพูดถึงวัตถุสมมุติ - รูปแบบของเนื้อหาอวกาศและเวลาที่โต้ตอบโดยตรงกับรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าและไม่ยอมให้มันผ่านตัวมันเอง

สสารมืด - มันคืออะไร?

ตั้งแต่สมัยโบราณ ผู้คนมีความกังวลเกี่ยวกับต้นกำเนิดของจักรวาลและกระบวนการที่หล่อหลอมจักรวาล ในยุคของเทคโนโลยี มีการค้นพบที่สำคัญเกิดขึ้นและกรอบทางทฤษฎีได้รับการขยายออกไปอย่างมาก ในปี 1922 นักฟิสิกส์ชาวอังกฤษ James Jeans และนักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ Jacobus Kapteyn ค้นพบว่าสสารกาแลคซีส่วนใหญ่มองไม่เห็น จากนั้นจึงมีการใช้คำว่าสสารมืดเป็นครั้งแรก - นี่เป็นสสารที่ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยวิธีการใด ๆ ที่มนุษย์รู้จัก การปรากฏตัวของสารลึกลับนั้นถูกระบุด้วยสัญญาณทางอ้อม - สนามโน้มถ่วง, ความหนักเบา

สสารมืดในดาราศาสตร์และจักรวาลวิทยา

โดยการสมมุติว่าวัตถุและส่วนต่างๆ ในจักรวาลดึงดูดเข้าหากัน นักดาราศาสตร์จึงสามารถค้นหามวลในอวกาศที่มองเห็นได้ แต่พบความคลาดเคลื่อนในน้ำหนักจริงและน้ำหนักที่คาดการณ์ไว้ และนักวิทยาศาสตร์ได้พบว่ามีมวลที่มองไม่เห็นซึ่งมีมากถึง 95% ของมวลสารที่ไม่รู้จักทั้งหมดในจักรวาล สสารมืดในอวกาศมีลักษณะดังต่อไปนี้:

• ขึ้นอยู่กับแรงโน้มถ่วง
• มีอิทธิพลต่อวัตถุอวกาศอื่น ๆ
• มีปฏิสัมพันธ์กับโลกแห่งความเป็นจริงอย่างอ่อนแอ

สสารมืด--ปรัชญา

สสารมืดครอบครองสถานที่พิเศษในปรัชญา วิทยาศาสตร์นี้เกี่ยวข้องกับการศึกษาระเบียบโลก รากฐานของการดำรงอยู่ ระบบของโลกที่มองเห็นและมองไม่เห็น สสารบางอย่างที่กำหนดโดยอวกาศ เวลา และปัจจัยโดยรอบถือเป็นหลักการพื้นฐาน สสารมืดลึกลับในอวกาศซึ่งถูกค้นพบในเวลาต่อมาได้เปลี่ยนแปลงความเข้าใจของโลก โครงสร้าง และวิวัฒนาการของมัน ในแง่ปรัชญา มีสสารที่ไม่รู้จักเหมือนก้อนพลังงานแห่งอวกาศและเวลาอยู่ในเราแต่ละคน ดังนั้นผู้คนจึงเป็นมนุษย์เพราะมันประกอบด้วยเวลาซึ่งมีจุดสิ้นสุด

เหตุใดจึงจำเป็นต้องมีสสารมืด?

มีเพียงส่วนเล็กๆ ของวัตถุอวกาศ (ดาวเคราะห์ ดวงดาว ฯลฯ) เท่านั้นที่มองเห็นสสารได้ ตามมาตรฐานของนักวิทยาศาสตร์หลายคน พลังงานมืดและสสารมืดครอบครองพื้นที่เกือบทั้งหมดในอวกาศ บัญชีแรกคิดเป็น 21-24% ในขณะที่พลังงานใช้ถึง 72% สสารแต่ละชนิดที่มีลักษณะทางกายภาพที่ไม่รู้จักมีหน้าที่ของตัวเอง:

1. พลังงานสีดำซึ่งไม่ดูดซับหรือเปล่งแสง จะผลักวัตถุออกไป ทำให้จักรวาลขยายตัว
2. กาแลคซีถูกสร้างขึ้นบนพื้นฐานของมวลที่ซ่อนอยู่ แรงของมันดึงดูดวัตถุในอวกาศและยึดพวกมันไว้ในที่ของมัน นั่นคือมันชะลอการขยายตัวของจักรวาล

สสารมืดทำมาจากอะไร?

สสารมืดในระบบสุริยะเป็นสิ่งที่ไม่สามารถสัมผัส ตรวจสอบ หรือศึกษาอย่างละเอียดได้ ดังนั้นจึงมีการเสนอสมมติฐานหลายประการเกี่ยวกับธรรมชาติและองค์ประกอบของมัน:

1. อนุภาคที่วิทยาศาสตร์ไม่รู้จักและมีส่วนร่วมในแรงโน้มถ่วงเป็นส่วนประกอบของสารนี้ เป็นไปไม่ได้ที่จะตรวจจับพวกมันด้วยกล้องโทรทรรศน์
2. ปรากฏการณ์นี้เป็นกลุ่มหลุมดำขนาดเล็ก (ขนาดไม่ใหญ่กว่าดวงจันทร์)

มีความเป็นไปได้ที่จะแยกแยะมวลที่ซ่อนอยู่สองประเภทขึ้นอยู่กับความเร็วของอนุภาคที่เป็นส่วนประกอบและความหนาแน่นของการสะสม

1. ร้อน. การสร้างกาแล็กซีนั้นไม่เพียงพอ
2. เย็น. ประกอบด้วยลิ่มเลือดที่ช้าและใหญ่มาก ส่วนประกอบเหล่านี้อาจเป็นแอกซอนและโบซอนที่วิทยาศาสตร์รู้จัก

สสารมืดมีอยู่จริงหรือไม่?

ความพยายามทั้งหมดในการวัดวัตถุที่มีลักษณะทางกายภาพที่ยังไม่ได้สำรวจไม่ได้นำมาซึ่งความสำเร็จ ในปี พ.ศ. 2555 มีการศึกษาการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ 400 ดวงรอบดวงอาทิตย์ แต่การมีอยู่ของสสารที่ซ่อนอยู่ในปริมาณมากไม่ได้รับการพิสูจน์ แม้ว่าสสารมืดจะไม่มีอยู่จริงในความเป็นจริง แต่ก็มีอยู่ในทฤษฎี ด้วยความช่วยเหลือ จึงสามารถอธิบายตำแหน่งของวัตถุในจักรวาลในตำแหน่งของมันได้ นักวิทยาศาสตร์บางคนกำลังค้นหาหลักฐานของมวลจักรวาลที่ซ่อนอยู่ การมีอยู่ของมันในจักรวาลอธิบายความจริงที่ว่ากระจุกกาแลคซีไม่ได้แยกออกจากกันในทิศทางที่ต่างกันและเกาะติดกัน

สสารมืด - ข้อเท็จจริงที่น่าสนใจ

ธรรมชาติของมวลที่ซ่อนอยู่ยังคงเป็นปริศนา แต่ก็ยังเป็นที่สนใจของนักวิทยาศาสตร์ทั่วโลก มีการทดลองเป็นประจำเพื่อศึกษาตัวสารและผลข้างเคียง และข้อเท็จจริงเกี่ยวกับเธอยังคงทวีคูณต่อไป ตัวอย่างเช่น:

1. เครื่องชนอนุภาคแฮดรอนขนาดใหญ่ที่ได้รับการยกย่อง ซึ่งเป็นเครื่องเร่งอนุภาคที่ทรงพลังที่สุดในโลก กำลังยิงใส่กระบอกสูบทั้งหมดเพื่อเผยให้เห็นการมีอยู่ของสสารที่มองไม่เห็นในอวกาศ ประชาคมโลกกำลังรอผลด้วยความสนใจ
2. นักวิทยาศาสตร์ชาวญี่ปุ่นสร้างแผนที่มวลที่ซ่อนอยู่ในอวกาศเป็นครั้งแรกของโลก โดยมีแผนจะแล้วเสร็จภายในปี 2562
3. เมื่อเร็ว ๆ นี้ Lisa Randall นักฟิสิกส์เชิงทฤษฎีแนะนำว่าสสารมืดและไดโนเสาร์มีความเชื่อมโยงกัน สารนี้ส่งดาวหางมายังโลกซึ่งทำลายชีวิตบนโลก

ส่วนประกอบของกาแลคซีของเราและจักรวาลทั้งหมดเป็นสสารแสงและความมืด ซึ่งก็คือวัตถุที่มองเห็นและมองไม่เห็น หากเทคโนโลยีสมัยใหม่รับมือกับการศึกษาแบบเดิม มีการปรับปรุงวิธีการอย่างต่อเนื่อง การศึกษาสารที่ซ่อนอยู่นั้นเป็นปัญหามาก มนุษยชาติยังไม่เข้าใจปรากฏการณ์นี้ สสารมืดที่มองไม่เห็น จับต้องไม่ได้ แต่มีอยู่ทั่วไปทุกหนทุกแห่งเป็นและยังคงเป็นหนึ่งในความลึกลับหลักของจักรวาล

จนถึงปัจจุบัน ความลึกลับว่าสสารมืดมาจากไหนยังไม่ได้รับการแก้ไข มีทฤษฎีที่เสนอว่าประกอบด้วยก๊าซระหว่างดาวอุณหภูมิต่ำ ในกรณีนี้สารไม่สามารถผลิตรังสีใดๆ ได้ อย่างไรก็ตาม มีทฤษฎีที่ต่อต้านแนวคิดนี้ พวกเขาบอกว่าก๊าซสามารถให้ความร้อนได้ซึ่งนำไปสู่ความจริงที่ว่าพวกมันกลายเป็นสาร "แบริโอนิก" ธรรมดา ทฤษฎีนี้ได้รับการสนับสนุนจากข้อเท็จจริงที่ว่ามวลของก๊าซในสภาวะเย็นไม่สามารถขจัดการขาดดุลที่เกิดขึ้นได้

มีคำถามมากมายเกี่ยวกับทฤษฎีสสารมืดซึ่งควรพิจารณาเพิ่มเติมอีกสักหน่อย

สสารมืดคืออะไร?

คำถามว่าสสารมืดคืออะไรเกิดขึ้นเมื่อประมาณ 80 ปีที่แล้ว ย้อนกลับไปเมื่อต้นศตวรรษที่ 20 ในเวลานั้น นักดาราศาสตร์ชาวสวิส เอฟ. ซวิคกี้ เกิดความคิดที่ว่ามวลของกาแลคซีทั้งหมดในความเป็นจริงนั้นมากกว่ามวลของวัตถุทั้งหมดที่สามารถมองเห็นได้ด้วยก๊าซของมันเองในกล้องโทรทรรศน์ เบาะแสมากมายบอกเป็นนัยว่ามีบางสิ่งที่ไม่รู้จักในอวกาศซึ่งมีมวลที่น่าประทับใจ มีการตัดสินใจที่จะตั้งชื่อ "สสารมืด" ให้กับสสารที่ไม่สามารถอธิบายได้นี้

สสารที่มองไม่เห็นนี้ครอบครองอย่างน้อยหนึ่งในสี่ของจักรวาลทั้งหมด ลักษณะเฉพาะของสารนี้คืออนุภาคของมันมีปฏิกิริยาระหว่างกันไม่ดีและกับสารอื่นทั่วไป ปฏิสัมพันธ์นี้อ่อนแอมากจนนักวิทยาศาสตร์ไม่สามารถตรวจจับได้ ในความเป็นจริงมีเพียงสัญญาณของอิทธิพลจากอนุภาคเท่านั้น

การศึกษาประเด็นนี้ดำเนินการโดยผู้มีความคิดที่ยิ่งใหญ่ที่สุดทั่วโลก ดังนั้นแม้แต่ผู้ขี้ระแวงที่ใหญ่ที่สุดในโลกก็เชื่อว่าจะสามารถจับอนุภาคของสสารได้ เป้าหมายที่พึงประสงค์ที่สุดคือการทำเช่นนี้ในห้องปฏิบัติการ กำลังดำเนินการในเหมืองที่ระดับความลึกมาก เงื่อนไขดังกล่าวสำหรับการทดลองมีความจำเป็นเพื่อกำจัดการรบกวนที่เกิดจากอนุภาคของรังสีจากอวกาศ

มีความเป็นไปได้ที่เครื่องเร่งความเร็วสมัยใหม่จะได้รับข้อมูลใหม่จำนวนมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งด้วยความช่วยเหลือจาก Large Hadron Collider

อนุภาคของสสารมืดมีลักษณะแปลกประหลาดประการหนึ่ง นั่นคือการทำลายล้างซึ่งกันและกัน จากกระบวนการดังกล่าว รังสีแกมมา แอนติอนุภาค และอนุภาค (เช่น อิเล็กตรอนและโพซิตรอน) จะปรากฏขึ้น ดังนั้นนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์จึงพยายามค้นหาร่องรอยของรังสีแกมมาหรือปฏิปักษ์ ด้วยเหตุนี้จึงมีการใช้การติดตั้งภาคพื้นดินและพื้นที่ต่างๆ

หลักฐานการมีอยู่ของสสารมืด

ความสงสัยแรกสุดเกี่ยวกับความถูกต้องของการคำนวณมวลของจักรวาลดังที่ได้กล่าวไปแล้วนั้นถูกแบ่งปันโดยนักดาราศาสตร์จากสวิตเซอร์แลนด์ F. Zwicky ประการแรก เขาตัดสินใจวัดความเร็วของกาแลคซีจากกระจุกดาวโคม่าที่เคลื่อนที่ไปรอบๆ ศูนย์กลาง และผลงานของเขาทำให้เขางุนงงบ้างเพราะความเร็วในการเคลื่อนที่ของกาแลคซีเหล่านี้สูงกว่าที่เขาคาดไว้ นอกจากนี้เขายังคำนวณค่านี้ไว้ล่วงหน้าด้วย แต่ผลลัพธ์ก็ไม่เหมือนกัน

ข้อสรุปนั้นชัดเจน: มวลที่แท้จริงของกระจุกดาวนั้นมากกว่ามวลที่ปรากฏชัดเจนมาก สิ่งนี้สามารถอธิบายได้ด้วยความจริงที่ว่าสสารส่วนใหญ่ในส่วนนี้ของจักรวาลไม่สามารถมองเห็นได้และเป็นไปไม่ได้ที่จะสังเกตด้วย สารนี้แสดงคุณสมบัติเฉพาะในรูปของมวลเท่านั้น

การทดลองแรงโน้มถ่วงจำนวนหนึ่งได้ยืนยันการมีอยู่ของมวลที่มองไม่เห็นในกระจุกกาแลคซี ทฤษฎีสัมพัทธภาพมีการตีความปรากฏการณ์นี้อยู่บ้าง หากคุณปฏิบัติตามนั้น มวลแต่ละก้อนก็สามารถเปลี่ยนรูปอวกาศได้ นอกจากนี้ มันยังโค้งงอกระแสตรงของรังสีแสงเช่นเดียวกับเลนส์อีกด้วย กระจุกกาแลคซีทำให้เกิดการบิดเบี้ยว อิทธิพลของมันรุนแรงมากจนสังเกตได้ชัดเจน มุมมองของกาแลคซีที่อยู่ด้านหลังกระจุกดาวนั้นบิดเบี้ยวที่สุด การบิดเบือนนี้ใช้เพื่อคำนวณวิธีการกระจายสสารในกลุ่มนี้ นี่คือวิธีการวัดมวลจริง มันกลับกลายเป็นว่ามีขนาดใหญ่กว่ามวลของสสารที่มองเห็นได้หลายเท่าอย่างสม่ำเสมอ

สี่ทศวรรษหลังจากงานของผู้บุกเบิกในพื้นที่นี้ เอฟ. ซวิคกี้ นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน วี. รูบิน ได้หยิบยกประเด็นนี้ขึ้นมา เธอศึกษาความเร็วที่สสารซึ่งอยู่ที่ขอบกาแลคซีหมุนรอบใจกลางกาแลคซี หากเราปฏิบัติตามกฎของเคปเลอร์เกี่ยวกับกฎแรงโน้มถ่วง จะมีความสัมพันธ์บางอย่างระหว่างความเร็วการหมุนของกาแลคซีกับระยะห่างจากศูนย์กลาง

แต่ในความเป็นจริง การวัดพบว่าความเร็วในการหมุนไม่เปลี่ยนแปลงตามระยะห่างจากศูนย์กลางที่เพิ่มขึ้น ข้อมูลดังกล่าวสามารถอธิบายได้ด้วยวิธีเดียวเท่านั้น สสารของกาแลคซีมีความหนาแน่นเท่ากันทั้งที่ใจกลางและที่ขอบ แต่สารที่มองเห็นมีความหนาแน่นมากกว่ามากตรงกลางและมีลักษณะกระจัดกระจายที่ขอบ และการขาดความหนาแน่นสามารถอธิบายได้ด้วยการมีอยู่ของสารบางชนิดที่ไม่สามารถมองเห็นได้ด้วยตา

เพื่ออธิบายปรากฏการณ์นี้ จำเป็นต้องมีสสารที่มองไม่เห็นในกาแลคซีมากกว่าสสารที่เรามองเห็นเกือบ 10 เท่า สสารที่ไม่รู้จักนี้เรียกว่า "สสารมืด" หรือ "สสารมืด" จนถึงขณะนี้ ปรากฏการณ์นี้ยังคงเป็นปริศนาที่น่าสนใจที่สุดสำหรับนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์

มีข้อโต้แย้งอีกประการหนึ่งที่สนับสนุนหลักฐานการมีอยู่ของสสารมืด ตามมาจากการคำนวณที่อธิบายกระบวนการกำเนิดกาแลคซี เชื่อกันว่าสิ่งนี้เกิดขึ้นประมาณ 300,000 ปีหลังจากเกิดบิกแบง ผลการคำนวณบอกว่าแรงดึงดูดระหว่างเศษสสารที่ปรากฏระหว่างการระเบิดไม่สามารถชดเชยพลังงานจลน์จากการขยายตัวได้ นั่นคือสสารไม่สามารถรวมตัวอยู่ในกาแลคซีได้ แต่เราสามารถเห็นได้ในปัจจุบัน

ข้อเท็จจริงที่อธิบายไม่ได้นี้เรียกว่ากาแล็กซีพาราด็อกซ์ ซึ่งถูกอ้างถึงว่าเป็นข้อโต้แย้งที่ทำลายทฤษฎีบิ๊กแบง แต่คุณสามารถมองจากอีกด้านหนึ่งได้ ท้ายที่สุดแล้ว อนุภาคของสสารธรรมดาที่สุดสามารถผสมกับอนุภาคของสสารมืดได้ จากนั้นการคำนวณก็ถูกต้อง และวิธีที่กาแลคซีก่อตัวขึ้นซึ่งมีสสารมืดจำนวนมากสะสมอยู่ และอนุภาคของสสารธรรมดาได้รวมตัวกันแล้วเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ท้ายที่สุดแล้ว สสารธรรมดาก็เป็นเพียงส่วนเล็กๆ ของมวลรวมของจักรวาล

สสารที่มองเห็นมีความหนาแน่นค่อนข้างต่ำเมื่อเทียบกับสสารมืด เนื่องจากมีความหนาแน่นมากกว่า 20 เท่า ดังนั้น 95% ของมวลจักรวาลที่หายไปตามการคำนวณของนักวิทยาศาสตร์จึงเป็นสสารมืด

อย่างไรก็ตาม สิ่งนี้นำไปสู่ข้อสรุปว่าโลกที่มองเห็นได้ทั้งหมดซึ่งได้รับการศึกษาขึ้น ๆ ลง ๆ ทั้งคุ้นเคยและเข้าใจได้ เป็นเพียงส่วนเสริมเล็กน้อยจากสิ่งที่สร้างขึ้นจริง ๆ

กาแลคซี ดาวเคราะห์ และดวงดาวทั้งหมดเป็นเพียงส่วนเล็กๆ ของสิ่งที่เราไม่รู้ นี่คือสิ่งที่ถูกเปิดเผย แต่ความจริงถูกซ่อนไว้จากเรา

ในบทความของซีรีส์นี้ เราได้ตรวจสอบโครงสร้างของจักรวาลที่มองเห็นได้ เราพูดถึงโครงสร้างและอนุภาคที่ประกอบเป็นโครงสร้างนี้ เกี่ยวกับนิวคลีออนซึ่งมีบทบาทสำคัญเนื่องจากสสารที่มองเห็นทั้งหมดนั้นมาจากพวกมัน เกี่ยวกับโฟตอน อิเล็กตรอน นิวตริโน และนักแสดงสมทบที่เกี่ยวข้องกับละครสากลที่เกิดขึ้นหลังจากบิ๊กแบง 14 พันล้านปี ดูเหมือนว่าจะไม่มีอะไรจะพูดถึงอีกต่อไป แต่นั่นไม่เป็นความจริง ความจริงก็คือสสารที่เราเห็นเป็นเพียงส่วนเล็กๆ ของโลกของเราเท่านั้นที่ประกอบด้วย ทุกสิ่งทุกอย่างเป็นสิ่งที่เราแทบไม่รู้อะไรเลย “บางสิ่ง” อันลึกลับนี้เรียกว่าสสารมืด

หากเงาของวัตถุไม่ได้ขึ้นอยู่กับขนาดของสิ่งหลังเหล่านี้
และถ้าพวกเขามีการเติบโตตามอำเภอใจบางที
อีกไม่นานก็จะไม่มีสถานที่สว่างเหลืออยู่แม้แต่แห่งเดียวในโลกนี้

คอซมา พรุตคอฟ

จะเกิดอะไรขึ้นกับโลกของเรา?

หลังจากการค้นพบเรดชิฟต์ในสเปกตรัมของกาแลคซีไกลโพ้นของเอ็ดเวิร์ด ฮับเบิลในปี 1929 ก็ชัดเจนว่าจักรวาลกำลังขยายตัว คำถามหนึ่งที่เกิดขึ้นในเรื่องนี้ก็คือ การขยายตัวจะคงอยู่ได้นานแค่ไหน และจะสิ้นสุดอย่างไร? แรงดึงดูดแรงโน้มถ่วงที่กระทำระหว่างแต่ละส่วนของจักรวาลมีแนวโน้มที่จะชะลอการถอยของส่วนต่างๆ เหล่านี้ สิ่งที่จะนำไปสู่การเบรกนั้นขึ้นอยู่กับมวลรวมของจักรวาล หากมีขนาดใหญ่เพียงพอ แรงโน้มถ่วงจะค่อยๆ หยุดการขยายตัว และจะถูกแทนที่ด้วยแรงอัด ผลที่ตามมาก็คือ จักรวาลจะ "ล่มสลาย" อีกครั้งในที่สุดจนถึงจุดที่ครั้งหนึ่งมันเริ่มขยายตัว ถ้ามวลน้อยกว่ามวลวิกฤต การขยายตัวจะดำเนินต่อไปตลอดกาล โดยปกติแล้ว เป็นเรื่องปกติที่จะไม่พูดถึงมวล แต่เกี่ยวกับความหนาแน่นซึ่งสัมพันธ์กับมวลด้วยอัตราส่วนง่ายๆ ซึ่งรู้จักกันในหลักสูตรของโรงเรียน: ความหนาแน่นคือมวลหารด้วยปริมาตร

ค่าที่คำนวณได้ของความหนาแน่นเฉลี่ยวิกฤตของเอกภพคือประมาณ 10-29 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ซึ่งสอดคล้องกับค่าเฉลี่ย 5 นิวคลีออนต่อลูกบาศก์เมตร ควรเน้นว่าเรากำลังพูดถึงความหนาแน่นเฉลี่ย ความเข้มข้นลักษณะเฉพาะของนิวคลีออนในน้ำ ดิน และในตัวคุณและฉันอยู่ที่ประมาณ 10 30 ต่อลูกบาศก์เมตร อย่างไรก็ตาม ในความว่างเปล่าที่แยกกระจุกกาแลคซีออกจากกันและครอบครองปริมาตรจักรวาลอย่างสิงโต ความหนาแน่นจะต่ำกว่าสิบเท่าของขนาด ค่าความเข้มข้นของนิวคลีออนซึ่งเฉลี่ยทั่วทั้งปริมาตรของเอกภพนั้นวัดได้หลายสิบหรือหลายร้อยครั้ง โดยนับจำนวนดาวฤกษ์ ก๊าซ และเมฆฝุ่นอย่างระมัดระวังโดยใช้วิธีการต่างๆ ผลลัพธ์ของการวัดดังกล่าวแตกต่างกันบ้าง แต่ข้อสรุปเชิงคุณภาพไม่เปลี่ยนแปลง: ความหนาแน่นของจักรวาลแทบจะไม่ถึงสองสามเปอร์เซ็นต์ของค่าวิกฤติ

ดังนั้นจนถึงทศวรรษที่ 70 ของศตวรรษที่ 20 การคาดการณ์ที่ยอมรับกันโดยทั่วไปคือการขยายตัวชั่วนิรันดร์ของโลกของเราซึ่งน่าจะนำไปสู่สิ่งที่เรียกว่าความตายจากความร้อนอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ การตายของความร้อนเป็นสถานะของระบบเมื่อสารในนั้นถูกกระจายอย่างเท่าเทียมกันและส่วนต่าง ๆ ของมันมีอุณหภูมิเท่ากัน ด้วยเหตุนี้ จึงไม่สามารถถ่ายโอนพลังงานจากส่วนหนึ่งของระบบไปยังอีกส่วนหนึ่งหรือการกระจายสสารซ้ำได้ ในระบบดังกล่าวไม่มีอะไรเกิดขึ้นและไม่สามารถเกิดขึ้นได้อีก การเปรียบเทียบที่ชัดเจนคือมีน้ำหกลงบนพื้นผิวใดๆ หากพื้นผิวไม่เรียบและมีความแตกต่างกันเล็กน้อยในระดับความสูง น้ำจะเคลื่อนไปตามพื้นผิวจากที่สูงลงที่ต่ำ และรวมตัวกันในที่ราบลุ่มจนกลายเป็นแอ่งน้ำ การเคลื่อนไหวหยุดลง สิ่งปลอบใจที่เหลืออยู่ก็คือความตายจากความร้อนจะเกิดขึ้นในอีกหลายหมื่นล้านปี ดังนั้นคุณไม่จำเป็นต้องคิดถึงโอกาสที่มืดมนนี้เป็นเวลานานมาก

อย่างไรก็ตาม ค่อยๆ กลายเป็นที่ชัดเจนว่ามวลที่แท้จริงของจักรวาลนั้นมากกว่ามวลที่มองเห็นได้ในดาวฤกษ์ ก๊าซ และเมฆฝุ่น และมีแนวโน้มว่าเกือบจะถึงวิกฤตแล้ว หรืออาจจะเท่ากับมันเป๊ะๆ

หลักฐานเกี่ยวกับสสารมืด

สิ่งบ่งชี้แรกว่ามีบางอย่างผิดปกติกับการคำนวณมวลของจักรวาลปรากฏขึ้นในช่วงกลางทศวรรษที่ 30 ของศตวรรษที่ 20 นักดาราศาสตร์ชาวสวิส ฟริตซ์ ซวิคกี วัดความเร็วที่กาแลคซีในกระจุกโคมา (กระจุกที่ใหญ่ที่สุดแห่งหนึ่งที่เรารู้จัก ซึ่งมีกาแลคซีหลายพันแห่ง) เคลื่อนที่รอบศูนย์กลางร่วม ผลลัพธ์ที่ได้นั้นน่าท้อใจ ความเร็วของกาแลคซีกลับเกินกว่าที่คาดไว้มากเมื่อพิจารณาจากมวลรวมที่สังเกตได้ของกระจุกดาว นั่นหมายความว่ามวลที่แท้จริงของกระจุกดาวโคม่ามีมากกว่ามวลที่ปรากฏอย่างเห็นได้ชัด แต่ด้วยเหตุผลบางประการ สสารจำนวนหลักที่ปรากฏในภูมิภาคนี้ของจักรวาลยังคงอยู่ มองไม่เห็นและไม่สามารถเข้าถึงได้จากการสังเกตโดยตรง โดยแสดงตัวออกมาด้วยแรงโน้มถ่วงเท่านั้น นั่นคือ เป็นเพียงมวลเท่านั้น

การมีอยู่ของมวลที่ซ่อนอยู่ในกระจุกดาราจักรยังเห็นได้จากการทดลองที่เรียกว่าเลนส์โน้มถ่วง คำอธิบายปรากฏการณ์นี้เป็นไปตามทฤษฎีสัมพัทธภาพ ตามนั้น มวลใดๆ ก็ตามจะทำให้อวกาศเสียรูป และเช่นเดียวกับเลนส์ บิดเบือนเส้นทางของรังสีแสงเป็นเส้นตรง ความบิดเบี้ยวที่กระจุกดาราจักรก่อให้เกิดนั้นรุนแรงมากจนสังเกตได้ง่าย โดยเฉพาะอย่างยิ่งจากการบิดเบี้ยวของภาพของกาแลคซีที่อยู่ด้านหลังกระจุก ทำให้สามารถคำนวณการกระจายตัวของสสารในกระจุกเลนส์และวัดมวลรวมของมันได้ และปรากฎว่ามันมากกว่าการมีส่วนร่วมของสสารที่มองเห็นได้ของกระจุกดาวหลายเท่าเสมอ

40 ปีหลังจากงานของซวิคกี ในทศวรรษที่ 70 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เวรา รูบิน ศึกษาความเร็วการหมุนรอบใจกลางกาแลคซีของสสารที่อยู่รอบนอกกาแลคซี ตามกฎของเคปเลอร์ (และเป็นไปตามกฎแรงโน้มถ่วงสากลโดยตรง) เมื่อเคลื่อนที่จากศูนย์กลางของกาแลคซีไปยังบริเวณรอบนอก ความเร็วในการหมุนของวัตถุในกาแลคซีควรลดลงในสัดส่วนผกผันกับรากที่สองของระยะห่างถึง ศูนย์. การวัดพบว่าสำหรับกาแลคซีหลายแห่ง ความเร็วนี้จะยังคงเกือบคงที่ที่ระยะห่างจากศูนย์กลางอย่างมีนัยสำคัญมาก ผลลัพธ์เหล่านี้สามารถตีความได้ด้วยวิธีเดียวเท่านั้น ความหนาแน่นของสสารในกาแลคซีดังกล่าวจะไม่ลดลงเมื่อเคลื่อนที่จากศูนย์กลาง แต่ยังคงแทบไม่เปลี่ยนแปลง เนื่องจากความหนาแน่นของสสารที่มองเห็นได้ (ที่มีอยู่ในดาวฤกษ์และก๊าซระหว่างดวงดาว) ตกลงอย่างรวดเร็วไปยังขอบกาแลคซี ความหนาแน่นที่หายไปจึงต้องได้รับจากบางสิ่งที่เรามองไม่เห็นด้วยเหตุผลบางประการ เพื่ออธิบายเชิงปริมาณเกี่ยวกับการขึ้นต่อกันของอัตราการหมุนที่สังเกตได้จากระยะห่างถึงศูนย์กลางกาแลคซี จำเป็นต้องมี "บางสิ่ง" ที่มองไม่เห็นนี้มีขนาดใหญ่กว่าสสารที่มองเห็นได้ทั่วไปประมาณ 10 เท่า “บางสิ่ง” นี้เรียกว่า “สสารมืด” (ในภาษาอังกฤษ “ สสารมืด") และยังคงเป็นปริศนาที่น่าสนใจที่สุดในสาขาฟิสิกส์ดาราศาสตร์

หลักฐานที่สำคัญอีกชิ้นหนึ่งสำหรับการมีอยู่ของสสารมืดในโลกของเรามาจากการคำนวณจำลองกระบวนการกำเนิดกาแลคซีที่เริ่มขึ้นประมาณ 300,000 ปีหลังบิ๊กแบง การคำนวณเหล่านี้แสดงให้เห็นว่าแรงดึงดูดแรงโน้มถ่วงที่กระทำระหว่างเศษชิ้นส่วนที่กระเด็นของวัตถุที่เกิดขึ้นระหว่างการระเบิดไม่สามารถชดเชยพลังงานจลน์ของการขยายตัวได้ เรื่องนี้ไม่ควรรวมตัวกันเป็นกาแล็กซีที่เราสังเกตเห็นในยุคปัจจุบัน ปัญหานี้เรียกว่าความขัดแย้งทางช้างเผือกและถือเป็นข้อโต้แย้งที่จริงจังต่อทฤษฎีบิ๊กแบงมาเป็นเวลานาน อย่างไรก็ตาม หากเราสันนิษฐานว่าอนุภาคของสสารธรรมดาในเอกภพยุคแรก ๆ ผสมกับอนุภาคของสสารมืดที่มองไม่เห็น ทุกอย่างก็ลงตัวในการคำนวณและจุดสิ้นสุดก็เริ่มบรรจบกัน - การก่อตัวของกาแลคซีจากดวงดาว จากนั้นจึงกระจุกกาแลคซี , เป็นไปได้ ในเวลาเดียวกันดังที่การคำนวณแสดงในตอนแรกอนุภาคสสารมืดจำนวนมากสะสมอยู่ในกาแลคซีและจากนั้นเนื่องจากแรงโน้มถ่วงองค์ประกอบของสสารธรรมดาจึงถูกรวบรวมไว้บนพวกมันซึ่งมีมวลรวมเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของ มวลรวมของจักรวาล ปรากฎว่าโลกที่มองเห็นได้อย่างละเอียดและคุ้นเคยและดูเหมือนได้รับการศึกษา ซึ่งเราถือว่าเกือบจะเข้าใจแล้ว เป็นเพียงส่วนเสริมเล็กน้อยจากสิ่งที่จักรวาลประกอบด้วยจริงๆ ดาวเคราะห์ ดวงดาว กาแล็กซี และคุณและฉันเป็นเพียงฉากกั้นสำหรับ "บางสิ่ง" อันใหญ่หลวงซึ่งเราไม่รู้เลยแม้แต่น้อย

ข้อเท็จจริงภาพถ่าย

กระจุกกาแลคซี (ด้านซ้ายล่างของพื้นที่วงกลม) ทำให้เกิดเลนส์โน้มถ่วง โดยจะบิดเบือนรูปร่างของวัตถุที่อยู่ด้านหลังเลนส์ โดยยืดภาพไปในทิศทางเดียว จากขนาดและทิศทางของการยืดออก กลุ่มนักดาราศาสตร์นานาชาติจากหอดูดาวยุโรปตอนใต้ นำโดยนักวิทยาศาสตร์จากสถาบันดาราศาสตร์ฟิสิกส์แห่งปารีส ได้สร้างการกระจายมวล ดังแสดงในภาพด้านล่าง ดังที่คุณเห็น กระจุกดาวมีมวลมากกว่าที่มองเห็นผ่านกล้องโทรทรรศน์

การล่าสัตว์วัตถุขนาดใหญ่ที่มืดมิดไม่ใช่งานที่รวดเร็ว และผลลัพธ์ที่ได้ก็ไม่ได้ดูน่าประทับใจที่สุดในภาพถ่าย ในปี 1995 กล้องโทรทรรศน์ฮับเบิลสังเกตเห็นดาวดวงหนึ่งในเมฆมาเจลแลนใหญ่สว่างวาบขึ้น แสงนี้กินเวลานานกว่าสามเดือน แต่แล้วดาวก็กลับคืนสู่สภาพธรรมชาติ และหกปีต่อมา วัตถุที่แทบไม่ส่องสว่างก็ปรากฏขึ้นข้างดาวฤกษ์ มันเป็นดาวแคระเย็นที่โคจรผ่านดาวฤกษ์เป็นระยะทาง 600 ปีแสง ทำให้เกิดเลนส์โน้มถ่วงที่ขยายแสง การคำนวณแสดงให้เห็นว่ามวลของดาวแคระนี้มีเพียง 5-10% ของมวลดวงอาทิตย์เท่านั้น

ในที่สุด ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเชื่อมโยงอัตราการขยายตัวของเอกภพกับความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารที่มีอยู่ในนั้นอย่างไม่น่าคลุมเครือ สมมติว่าความโค้งเฉลี่ยของอวกาศเป็นศูนย์ นั่นคือเรขาคณิตของ Euclid และไม่ใช่ Lobachevsky ทำงานในนั้น (ซึ่งได้รับการตรวจสอบอย่างน่าเชื่อถือเช่นในการทดลองกับการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล) ความหนาแน่นนี้ควรเท่ากับ 10 - 29 กรัมต่อลูกบาศก์เซนติเมตร ความหนาแน่นของสสารที่มองเห็นได้น้อยกว่าประมาณ 20 เท่า มวลจักรวาลที่หายไป 95% นั้นเป็นสสารมืด โปรดทราบว่าค่าความหนาแน่นที่วัดจากอัตราการขยายตัวของเอกภพจะเท่ากับค่าวิกฤต ค่าสองค่าที่คำนวณอย่างอิสระด้วยวิธีที่ต่างกันโดยสิ้นเชิงเกิดขึ้นพร้อมกัน! หากในความเป็นจริง ความหนาแน่นของจักรวาลเท่ากับความหนาแน่นวิกฤตทุกประการ นี่ไม่ใช่เรื่องบังเอิญ แต่เป็นผลมาจากคุณสมบัติพื้นฐานบางประการของโลก ซึ่งยังไม่เป็นที่เข้าใจและเข้าใจ

นี่คืออะไร?

วันนี้เรารู้อะไรเกี่ยวกับสสารมืดซึ่งคิดเป็น 95% ของมวลจักรวาล แทบไม่มีอะไรเลย แต่เรายังรู้อะไรบางอย่าง ประการแรก ไม่ต้องสงสัยเลยว่ามีสสารมืดอยู่ - นี่เป็นหลักฐานที่พิสูจน์ได้อย่างหักล้างไม่ได้จากข้อเท็จจริงที่ให้ไว้ข้างต้น เรายังทราบแน่ชัดว่าสสารมืดมีอยู่หลายรูปแบบ หลังจากต้นศตวรรษที่ 21 ซึ่งเป็นผลมาจากการสังเกตการทดลองเป็นเวลาหลายปี ซุปเปอร์คามิโอกันเดะ(ญี่ปุ่น) และ SNO (แคนาดา) เป็นที่ยอมรับว่านิวตริโนมีมวล เป็นที่ชัดเจนว่าจาก 0.3% ถึง 3% ของ 95% ของมวลที่ซ่อนอยู่นั้นอยู่ในนิวตริโนที่เราคุ้นเคยมานานแล้ว - แม้ว่ามวลของพวกมันจะอยู่ที่ มีขนาดเล็กมาก แต่มีปริมาณอยู่ใน จักรวาลมีจำนวนนิวคลีออนประมาณพันล้านเท่า แต่ละลูกบาศก์เซนติเมตรมีนิวตริโนเฉลี่ย 300 ตัว ส่วนที่เหลืออีก 92-95% ประกอบด้วยสองส่วนคือสสารมืดและพลังงานมืด ส่วนเล็กๆ ของสสารมืดคือสสารแบริออนธรรมดาที่สร้างขึ้นจากนิวคลีออน ส่วนที่เหลือดูเหมือนจะเกิดจากอนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบแบบอ่อนๆ ที่ไม่รู้จัก (เรียกว่าสสารมืดเย็น) ตารางแสดงสมดุลพลังงานในจักรวาลสมัยใหม่ และเรื่องราวเกี่ยวกับสามคอลัมน์สุดท้ายอยู่ด้านล่าง

สสารมืดแบริโอนิก

ส่วนเล็กๆ (4-5%) ของสสารมืดนั้นเป็นสสารธรรมดาที่ปล่อยรังสีออกมาเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีเลยในตัวมันเอง ดังนั้นจึงมองไม่เห็น การมีอยู่ของวัตถุดังกล่าวหลายประเภทสามารถพิจารณาได้จากการทดลอง การทดลองที่ซับซ้อนที่สุดซึ่งใช้เลนส์โน้มถ่วงแบบเดียวกัน นำไปสู่การค้นพบสิ่งที่เรียกว่าวัตถุฮาโลขนาดกะทัดรัดขนาดใหญ่ ซึ่งอยู่ที่บริเวณขอบของดิสก์กาแลคซี สิ่งนี้จำเป็นต้องเฝ้าติดตามกาแลคซีไกลโพ้นหลายล้านแห่งในช่วงหลายปีที่ผ่านมา เมื่อวัตถุขนาดใหญ่ที่มืดเคลื่อนผ่านระหว่างผู้สังเกตการณ์กับกาแลคซีที่อยู่ไกลออกไป ความสว่างของมันจะลดลงชั่วขณะหนึ่ง (หรือเพิ่มขึ้นเมื่อวัตถุมืดทำหน้าที่เป็นเลนส์โน้มถ่วง) จากการค้นหาอย่างอุตสาหะทำให้สามารถระบุเหตุการณ์ดังกล่าวได้ ธรรมชาติของวัตถุฮาโลขนาดกะทัดรัดขนาดใหญ่นั้นยังไม่ชัดเจนนัก เป็นไปได้มากว่าสิ่งเหล่านี้อาจเป็นดาวเย็น (ดาวแคระน้ำตาล) หรือวัตถุคล้ายดาวเคราะห์ที่ไม่เกี่ยวข้องกับดวงดาวและเดินทางรอบกาแลคซีด้วยตัวมันเอง ตัวแทนอีกประการหนึ่งของสสารมืดแบริโอนิกคือก๊าซร้อนที่เพิ่งค้นพบในกระจุกดาราจักรโดยใช้วิธีการทางดาราศาสตร์ด้วยรังสีเอกซ์ ซึ่งไม่เรืองแสงในช่วงที่มองเห็นได้

สสารมืดที่ไม่มีแบริโอนิก

ตัวเลือกหลักสำหรับสสารมืดที่ไม่มีแบริโอนิกคือสิ่งที่เรียกว่า WIMP (ย่อมาจากภาษาอังกฤษ) อนุภาคมวลที่มีการโต้ตอบน้อย- อนุภาคขนาดใหญ่ที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบอย่างอ่อน) ลักษณะเฉพาะของ WIMP คือแทบไม่มีปฏิสัมพันธ์กับเรื่องธรรมดาเลย นี่คือสาเหตุว่าทำไมพวกมันจึงเป็นสสารมืดที่มองไม่เห็นอย่างแท้จริง และเหตุใดพวกมันจึงตรวจจับได้ยากมาก มวลของ WIMP จะต้องมากกว่ามวลของโปรตอนอย่างน้อยสิบเท่า การค้นหา WIMP ดำเนินการในการทดลองหลายครั้งในช่วง 20-30 ปีที่ผ่านมา แต่แม้จะพยายามอย่างเต็มที่ แต่ก็ยังตรวจไม่พบพวกมัน

แนวคิดหนึ่งก็คือ ถ้าอนุภาคดังกล่าวมีอยู่ โลกที่โคจรรอบดวงอาทิตย์โดยมีดวงอาทิตย์รอบใจกลางกาแลคซี ก็ควรจะบินผ่านสายฝนของ WIMP แม้ว่า WIMP จะเป็นอนุภาคที่มีปฏิกิริยาโต้ตอบที่อ่อนมาก แต่ก็ยังมีความน่าจะเป็นน้อยมากที่จะโต้ตอบกับอะตอมธรรมดา ในเวลาเดียวกันในการติดตั้งแบบพิเศษ - ซับซ้อนมากและมีราคาแพง - สามารถบันทึกสัญญาณได้ จำนวนสัญญาณดังกล่าวควรเปลี่ยนแปลงตลอดทั้งปี เนื่องจากเมื่อโลกเคลื่อนที่ในวงโคจรรอบดวงอาทิตย์ ความเร็วและทิศทางจะเปลี่ยนไปตามลม ซึ่งประกอบด้วย WIMP กลุ่มทดลอง DAMA ซึ่งทำงานในห้องปฏิบัติการใต้ดิน Gran Sasso ของอิตาลี รายงานว่าสังเกตเห็นความแปรผันของอัตราการนับสัญญาณปีต่อปี อย่างไรก็ตาม กลุ่มอื่นๆ ยังไม่ได้ยืนยันผลลัพธ์เหล่านี้ และคำถามหลักยังคงเปิดอยู่

อีกวิธีหนึ่งในการค้นหา WIMP นั้นตั้งอยู่บนสมมติฐานที่ว่าในช่วงหลายพันล้านปีของการดำรงอยู่ของมัน วัตถุทางดาราศาสตร์ต่างๆ (โลก ดวงอาทิตย์ ใจกลางกาแล็กซีของเรา) ควรจับ WIMP ซึ่งสะสมอยู่ในใจกลางของวัตถุเหล่านี้ และทำลายล้าง ซึ่งกันและกันทำให้เกิดกระแสนิวตริโน ความพยายามที่จะตรวจจับฟลักซ์นิวตริโนส่วนเกินจากศูนย์กลางของโลกไปยังดวงอาทิตย์และศูนย์กลางของกาแล็กซีนั้นถูกสร้างขึ้นบนเครื่องตรวจจับนิวตริโนใต้ดินและใต้น้ำ MACRO, LVD (ห้องปฏิบัติการ Gran Sasso), NT-200 (ทะเลสาบไบคาล, รัสเซีย), SuperKamiokande, อแมนดา (สกอตต์ สเตชั่น - อามุนด์เซ่น ขั้วโลกใต้) แต่ยังไม่ได้ผลบวก

การทดลองเพื่อค้นหา WIMP ยังดำเนินการอย่างจริงจังกับเครื่องเร่งอนุภาคอีกด้วย ตามสมการที่มีชื่อเสียงของไอน์สไตน์ E=mс 2 พลังงานมีค่าเท่ากับมวล ดังนั้นโดยการเร่งอนุภาค (เช่น โปรตอน) ให้มีพลังงานสูงมากแล้วชนกับอนุภาคอื่น เราจึงสามารถคาดหวังได้ว่าจะสร้างอนุภาคและปฏิปักษ์อื่น ๆ คู่กัน (รวมถึง WIMP) ซึ่งมีมวลรวมเท่ากับ พลังงานรวมของอนุภาคที่ชนกัน แต่การทดลองเร่งความเร็วยังไม่ได้นำไปสู่ผลลัพธ์ที่เป็นบวก

พลังงานมืด

ในตอนต้นของศตวรรษที่ผ่านมา Albert Einstein ต้องการประกันความเป็นอิสระของเวลาสำหรับแบบจำลองจักรวาลวิทยาในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ได้แนะนำค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาที่เรียกว่าสมการของทฤษฎีซึ่งเขากำหนดด้วยอักษรกรีก " แลมบ์ดา” - Λ. Λ ​​นี้เป็นค่าคงที่ที่เป็นทางการล้วนๆ ซึ่งไอน์สไตน์เองก็ไม่เห็นความหมายทางกายภาพใด ๆ หลังจากค้นพบการขยายตัวของจักรวาล ความต้องการมันก็หายไป ไอน์สไตน์เสียใจอย่างมากกับความเร่งรีบของเขาและเรียกค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาว่าเป็นความผิดพลาดทางวิทยาศาสตร์ครั้งใหญ่ที่สุดของเขา อย่างไรก็ตาม หลายทศวรรษต่อมา ปรากฎว่าค่าคงที่ของฮับเบิลซึ่งกำหนดอัตราการขยายตัวของเอกภพ การเปลี่ยนแปลงตามเวลา และการขึ้นอยู่กับเวลาสามารถอธิบายได้โดยการเลือกค่าของค่าคงที่ของไอน์สไตน์ที่ "ผิดพลาด" Λ ซึ่งมีส่วนช่วย สู่ความหนาแน่นที่ซ่อนอยู่ของจักรวาล มวลที่ซ่อนอยู่ส่วนนี้ถูกเรียกว่า "พลังงานมืด"

พูดเกี่ยวกับพลังงานมืดได้น้อยกว่าเรื่องสสารมืดด้วยซ้ำ ประการแรก มันมีการกระจายอย่างเท่าเทียมกันทั่วทั้งจักรวาล ไม่เหมือนสสารธรรมดาและสสารมืดรูปแบบอื่นๆ มีอยู่ในกาแลคซีและกระจุกกาแลคซีมากเท่ากับที่อยู่ภายนอกพวกมัน ประการที่สอง มันมีคุณสมบัติแปลก ๆ หลายประการ ซึ่งสามารถเข้าใจได้โดยการวิเคราะห์สมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพและการตีความคำตอบเท่านั้น ตัวอย่างเช่น พลังงานมืดประสบกับแรงต้านแรงโน้มถ่วง: เนื่องจากมีอยู่ อัตราการขยายตัวของจักรวาลจึงเพิ่มขึ้น ดูเหมือนว่าพลังงานมืดจะผลักตัวเองออกไป เร่งการกระเจิงของสสารธรรมดาที่สะสมอยู่ในกาแลคซี พลังงานมืดก็มีแรงดันลบเช่นกัน เนื่องจากมีแรงเกิดขึ้นในสารที่ป้องกันไม่ให้ยืดตัว

ตัวเลือกหลักสำหรับพลังงานมืดคือสุญญากาศ ความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศไม่เปลี่ยนแปลงเมื่อเอกภพขยายตัว ซึ่งสอดคล้องกับแรงดันลบ ผู้สมัครอีกรายหนึ่งเป็นสาขาที่อ่อนแออย่างยิ่งในสมมุติฐานที่เรียกว่าแก่นสาร ความหวังในการชี้แจงธรรมชาติของพลังงานมืดนั้นสัมพันธ์กับการสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์ครั้งใหม่เป็นหลัก ความก้าวหน้าในทิศทางนี้จะนำความรู้ใหม่มาสู่มนุษยชาติอย่างไม่ต้องสงสัย เนื่องจากไม่ว่าในกรณีใด พลังงานมืดจะต้องเป็นสสารที่ผิดปกติอย่างสิ้นเชิง แตกต่างอย่างสิ้นเชิงจากที่ฟิสิกส์ได้เผชิญมาจนถึงตอนนี้

ดังนั้น 95% ของโลกของเราประกอบด้วยสิ่งที่เราแทบไม่รู้อะไรเลย เราสามารถมีทัศนคติที่แตกต่างกันต่อข้อเท็จจริงดังกล่าวได้อย่างไม่ต้องสงสัย อาจทำให้เกิดความวิตกกังวลซึ่งมักจะมาพร้อมกับการพบปะกับสิ่งที่ไม่รู้จัก หรือความผิดหวังเพราะเส้นทางที่ยาวและซับซ้อนในการสร้างทฤษฎีทางกายภาพที่อธิบายคุณสมบัติของโลกของเรานำไปสู่คำกล่าวที่ว่า: จักรวาลส่วนใหญ่ถูกซ่อนจากเราและเราไม่รู้จัก

แต่ขณะนี้นักฟิสิกส์ส่วนใหญ่รู้สึกมีกำลังใจ ประสบการณ์แสดงให้เห็นว่าปริศนาทั้งหมดที่ธรรมชาติตั้งให้กับมนุษยชาติได้รับการแก้ไขไม่ช้าก็เร็ว ไม่ต้องสงสัยเลยว่าความลึกลับของสสารมืดก็จะได้รับการแก้ไขเช่นกัน และนี่จะนำมาซึ่งความรู้และแนวคิดใหม่ ๆ ที่เรายังไม่รู้อย่างแน่นอน และบางทีเราอาจจะได้พบกับความลึกลับใหม่ ๆ ซึ่งก็จะได้รับการแก้ไขด้วยเช่นกัน แต่นี่จะเป็นเรื่องราวที่แตกต่างไปจากเดิมอย่างสิ้นเชิงซึ่งผู้อ่าน "เคมีและชีวิต" จะไม่สามารถอ่านได้จนกว่าจะถึงไม่กี่ปีต่อมา หรืออาจจะเป็นอีกไม่กี่ทศวรรษข้างหน้า