กลุ่มของดาราจักรและเลนส์โน้มถ่วง
ในปี 2005 นักดาราศาสตร์จาก Cardiff University กล่าวว่ามีการค้นพบดาราจักรที่เต็มไปด้วยสสารมืดเกือบทั้งหมดของดาราจักร ห่างออกไปประมาณ 50 ล้านปีแสงใน Virgo Cluster ชื่อว่า VIRGOHI21 ซึ่งแทบจะไม่ปรากฏวัตถุที่มองเห็นได้เลย ซึ่งอ้างอิงจากการศึกษาคลื่นวิทยุที่ส่งออกไปเพื่อสำรวจไฮโดรเจน นักวิทยาศาสตร์จึงประมาณค่าของ สสารมืด ว่ามีมากกว่าไฮโดรเจนประมาณ 1000 เท่า เทียบเป็น 1/10 ของมวลทั้งหมดของดาราจักรทางช้างเผือก จากการเปรียบเทียบคร่าว ๆ พบว่าหากนำสสารมืดมาประมาณร่วมกับวัตถุที่มองเห็นได้ในดาราจักรทางช้างเผือกจะมีมวลเพิ่มขึ้น 10 เท่า จากแนวคิดของทฤษฎี Big Bang เสนอว่าจะมีดาราจักรที่มองไม่เห็นเกิดขึ้นสม่ำเสมอในจักรวาล ยังไม่สามารถตรวจจับได้ แต่การมีอยู่นั้นได้รับการยอมรับเนื่องจากการมีอยู่ของสสารมืดนั่นเอง
กลุ่มของดาราจักรและเลนส์โน้มถ่วง
เลนส์โน้มถ่วงขนาดใหญ่ตามที่สังเกตการณ์ได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮับเบิล ใน Abell 1689 บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของสสารมืด Credits: NASA/ESA
Dark matter มีผลต่อกระจุกดาราจักรอย่างชัดเจน การวัด x-ray จากกลุ่มแก๊สมีค่าใกล้เคียงกับค่าของ mass to light ratioที่ Zwicky คำนวณไว้มีค่าตั้งแต่ 1-10 การทดลองหลาย ๆ ครั้งเกี่ยวกับการวัดรังสี X ซึ่งเป็นอิสระกับมวล
Abell 2029 เป็นกระจุกดาราจักรที่ประกอบด้วยดาราจักรรวมกันประมาณ 1000 ดาราจักร กลุ่มแก๊สร้อน และ สสารมืด ซึ่งมีมวลรวมประมาณ 1014 เท่าของดวงอาทิตย์ ตรงกลางของกระจุกดาราจักรมีลักษณะเป็นวงรี และมาจากการรัวมกันของดาราจักรเล็ก ๆ มากมาย และการวัดความเร็วของวงโคจรของดาราจักรก็สอดคล้องกับการสำรวจของสสารมืด
เครื่องมือที่สำคัญในการสำรวจสสารมืดในอนาคตคือ เลนส์โน้มถ่วง โดยเชื่อว่าเป็นสิ่งที่มีความสัมพันธ์โดยตรงกับมวลโดยไม่ขึ้นกับการเคลื่อนที่ ซึ่งมี 2 แบบคือแบบแรงและแบบอ่อน สำหรับแบบแรงจะทำให้เกิดการบิดเบี้ยวของดาราจักรเมื่อแสงผ่านไปเล็กน้อยก็จะเกิดการรวมกัน เมื่อใช้หลักทางเรขาคณิตก็จะได้ค่า mass to light ratio ซึ่งมีความสัมพันธ์กับสสารมืด
แรงแบบอ่อนถูกพัฒนามาก่อนประมาณ 10 ปีซึ่งเป็นการดูการผิดรูปของดาราจักรในมุมมองกว้าง ๆ คือดูโดยรวมทั้งดาราจักรแล้วนำหลักทางสถิติมาวิเคราะห์การกระจายตัวของสสารมืด และหาค่า mass to light ratio เพื่อทำนายขนาดของดาราจักรได้
จากการสำรวจทางตรงส่วนใหญ่ในปัจจุบันมักจะศึกษาในกระจุกของดาราจักร ซึ่งมักจะพบวัตถุที่มองเห็นได้และสสารมืดอยู่ร่วมกันและคาดว่ามีความสัมพันธ์ในแง่ของแรงโน้มถ่วง และเมื่อเกิดการชนกันของดาราจักรเป็นเหตุให้เกิดการแยกกันของสสารมืด and baryonic matter เมื่อใช้การวิเคราะห์ทางรังสีเอกซ์สามารถแสดงสมบัติได้มากที่สุดเพียงแค่ของbaryonic matter ได้(ในรูปแบบของกลุ่มแก๊สหรือพลาสมาอุณภูมิประมาณ 107-108 เคลวิน) ซึ่งจะอยู่ตรงใจกลางของระบบพอดี ปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคแก๊สกับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้า คือ อนุภาคแก๊สจะวิ่งช้าลงเมื่อเจอกับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้าและจะช้าลงเรื่อย ๆ เมื่อใกล้จะถึงจุดที่จะชนกัน อย่างไรก็ตามถ้าใช้เลนส์แบบอ่อนไปทดสอบกับระบบเดียวกัน เลนส์แบบอ่อนจะสามารถเจอมวลซึ่งอยู่ตรงกลางของกลุ่มแก๊สด้วย เนื่องจากสสารมืดไม่ทำปฏิกิริยากับแรงทางแม่เหล็กแต่จะมีผลต่อแรงโน้มถ่วง ทำให้เป็นอีกเครื่องมือในการตรวจสอบหาสสารมืด
โครงสร้าง
จากทฤษฎีบิ๊กแบง สสารมืดถือว่ามีบทบาทสำคัญอย่างมากและมีความสัมพันธ์โดยตรงกับตัวแปรของ Friedmann Cosmology ซึ่งเป็นคำตอบที่รู้จักกันทั่วไป โดยเฉพาะเมื่อวัดคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในจักรวาลวัตถุดังกล่าวทำปฏิกิริยากับโฟตอนน้อยกว่าการที่แสงทำปฏิกิริยากับ baryonic matter แต่ในทำนองเดียวกันโดยรวมแล้ว non-baryonic matter ซึ่งเป็น cold matter เป็นส่วนประกอบสำคัญและกระจายอยู่ทั่วของจักรวาล
จากการสังเกตของนักวิทยาศาสตร์ทำให้มีข้อเสนอเกี่ยวกับโครงสร้างของจักรวาลค่อยๆพัฒนาเป็นลำดับขั้น เริ่มจากการที่สว่างขึ้นของ baryonic matter เนื่องจากแรงโน้มถ่วงและการหดตัวทำให้เกิดปฏิกิริยานิวเคียร์ขึ้น ปกติ baryonic matter มีอุณหภูมิและความดันสูงหลังจากการระเบิดของ Big Bang และรวมตัวขึ้นจากโครงสร้างเล็ก ๆ สสารมืดนั้นเป็นส่วนของแข็ง โมเดลดังกล่าวขัดแย้งกับการสำรวจวัตถุที่เปล่งแสงแต่สอดคล้องกับการทำนายสมบัติของสสารมืดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล
โครงสร้างของสสารมืดในทฤษฎีดังกล่าวเป็นการรวมตัวของ cold matter ซึ่งจากการคำนวณโดยละเอียดแล้วให้ผลการคำนวณสอดคล้องกับโมเดลดังกล่าว เช่น Slogan Digita Sky Survey และ 2dF Galaxy Redshift Survey ที่แสดงว่าจักรวาลสร้างมาจาก baryon และ สสารมืด
องค์ประกอบของ สสารมืด
แม้ว่าสสารมืดจะถูกค้นพบจากการใช้เลนส์โน้มถ่วงตั้งแต่ปี 2006 และอีกหลาย ๆ แง่มุมทางทฤษฎี การทดลองที่อ้างถึงการเดินทางของสสารมืดผ่านโลก ก็ยังเป็นข้อสงสัยของนักวิทยาศาสตร์อยู่ เนื่องจากผลจากการทดลองยังไม่สามารถยืนยันได้อย่างแน่ชัด จากผลของ DAMA สสารมืด ประกอบด้วย neutralinos และเมื่อใช้เลนส์โน้มถ่วงและการใช้วิธีต่าง ๆ พบว่ามวลในจักรวาล 85-90% ไม่ทำปฏิกิริยากับแรงทางแม่เหล็กไฟฟ้า จึงได้มีการตั้งสมมุติฐานว่า สสารมืด สามารถแบ่งได้ 3 แบบคือ
สสารมืดแบบร้อน
สสารมืดแบบอุ่น
สสารมืดแบบเย็น
การแบ่งแต่ละแบบเป็นไปตามความผันผวนของเส้นสเปกตรัม ถ้าสสารมืดประกอบด้วยอนุภาคของแสงมากมายซึ่งเชื่อว่าต้องมีความสัมพันธ์กับการเกิดขึ้นของสสารมืด ในพจน์ ‘HOT’ สสารมืดแบบร้อน ประกอบขึ้นมาจาก neutrino ที่มีพลังงานสูงความเร็วสูง ทำให้มีอุณภูมิสูง สสารมืดแบบอุ่นประกอบด้วยอนุภาค neutrino เช่นกันแต่มีความเร็วน้อยกว่า ทำให้มีอุณภูมิที่เย็นลงมา ส่วนในพจน์ สสารมืดแบบเย็น(Cold Dark Matter: CDM) เป็นอนุภาคที่พบมากที่สุด
สสารมืดแบบร้อน ประกอบด้วยอนุภาคที่มีความเร็วสูง เป็น neutrino ซึ่ง neutrino เป็นอนุภาคที่มีมวลน้อยและไม่ทำปฏิกิริยากับแรงแม่เหล็กไฟฟ้า หรือแรงนิวเคลียร์อย่างแรง ดังนั้นการที่จะตรวจจับอนุภาคดังกล่าวเป็นไปได้ยากมาก และยังมีข้อจำกัดอีกอย่างหนึ่งคือมีความหนาแน่นน้อย จึงเป็นข้อจำกัดว่าอนุภาคดังกล่าวไม่สามารถรวมตัวกันได้เนื่องจากมีพลังงานสูง และสสารมืดแบบร้อน ไม่สามารถอธิบายทฤษฎีบิ๊กแบงด้วยตัวมันเองได้ จากการวัดคลื่นไมโครเวฟจาก COBE, WMAPได้ผลการสำรวจที่เหลือเชื่อคืออนุภาคดังกล่าวสามารถจับกันเป็นกลุ่มเล็ก ๆ ได้ แต่ เนื่องจากเป็นอนุภาคที่เล็กและมีความเร็วสูงจึงไม่สามารถจับกันเป็นก้อนใหญ่ได้ แต่ก็ยัง ยืนยันว่ามี สสารมืด ในรูปแบบของ neutrino อยู่จริง
ประมาณการสัดส่วนของสสารมืดและพลังงานมืดในเอกภพ
ส่วน สสารมืด ที่มีความสอดคล้องกับการค้นพบต่าง ๆ คือ สสารมืดแบบเย็น เป็นวัตถุที่มีมวลมาก ใกล้เคียงกับมวลของจักรวาล โอกาสที่จะเกิดคือการที่ baryonic matter ประกอบด้วยมวลที่อัดแน่นสีน้ำตาลเป็นของแข็ง หนา และประกอบด้วยธาตุหนัก (MACHOs) แต่นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่ยังเชื่อว่า MACHOs เป็นเพียงส่วนเล็ก ๆ ของ สสารมืด เท่านั้น ขณะนี้เชื่อว่าแรกเริ่ม สสารมืด ประกอบด้วย non-baryonic ซึ่งประกอบมาจากอนุภาคที่แตกต่างจากอนุภาคปกติคือ อิเล็กตรอน นิวตรอน และโปรตอน หรือที่รู้จักในชื่อ นิวตริโน จึงมีการเสนอการวัดอนุภาคอีกแบบหนึ่งเรียกว่า WIMPs(Weakly Interact Massive Particles ,including neutralinos) ซึ่งเป็นโมเดลที่ใช้หา สสารมืด ในปัจจุบัน
