นักฟิสิกส์ให้ความสำคัญกับการจัดงบประมาณให้สมดุล พลังงาน ประจุ และโมเมนตัมล้วนต้องได้รับการอนุรักษ์ และบ่อยครั้งก็ต้องใช้เงินด้วยเช่นกัน นักดาราศาสตร์รู้สึกประหลาดใจและกระวนกระวายใจที่ได้เรียนรู้ในช่วงทศวรรษที่ 1930 ว่ากาแล็กซีทางช้างเผือกของเรามีพฤติกรรมราวกับว่ามีสสารอยู่มากเกินกว่าจะมองเห็นได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ สสารที่ไม่ส่องสว่างอันน่าพิศวงนี้กลายเป็นที่รู้จักในชื่อ
“สสารมืด”
และตอนนี้เราทราบแล้วว่าสสารมากกว่า 90% ในจักรวาลทั้งหมดมืด ในทศวรรษต่อมา การค้นหาสสารมืดนี้ได้เปลี่ยนจากสวรรค์มาสู่โลก อันที่จริง การค้นหาสสารมืดดำเนินไปใต้ดิน ปัจจุบันมีการทดลองค้นหาสสารมืดใต้พื้นดินหลายร้อยและหลายพันเมตรในเหมือง อุโมงค์ถนน และสถานที่ใต้ดินอื่นๆ
การทดลองเหล่านี้มีความไวมากขึ้นทุกปี และกำลังเริ่มทดสอบแบบจำลองและทฤษฎีใหม่ๆ ในฟิสิกส์ของอนุภาคและจักรวาลวิทยา นัยทางจักรวาลวิทยาในระดับดาราจักร หลักฐานโดยตรงที่สุดสำหรับสสารมืดมาจากการสังเกตการหมุนของดาราจักรก้นหอย เช่น ทางช้างเผือก การวัดการเลื่อนดอปเปลอร์
ทำให้สามารถระบุความเร็วการหมุนของดาวฤกษ์และก๊าซที่ระยะห่างต่างๆ จากศูนย์กลางกาแล็กซีได้ สิ่งนี้ทำให้เราสามารถคำนวณมวลของกาแลคซีได้ อย่างไรก็ตาม มวลนี้มีขนาดใหญ่กว่ามวลของดาวฤกษ์และก๊าซทั้งหมดที่สามารถมองเห็นได้ในดาราจักร ดูเหมือนว่าอย่างน้อย 90% ของมวลของกาแลคซีใดๆ
และอาจมากถึง 99% ของมวลจักรวาลนั้นอยู่ในรูปของสสารที่ไม่สามารถมองเห็นได้ สสารมืดนี้ทำมาจากอะไร? นักดาราศาสตร์ทราบมานานแล้วว่ามีวัตถุจำนวนมากที่ไม่ปล่อยรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า และผู้สมัครรายแรกๆ สำหรับสสารมืดในกาแล็กซี ได้แก่ ดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ที่ตายแล้วหรือยังไม่เกิด
และหลุมดำ วัตถุเหล่านี้เรียกรวมกันว่าวัตถุรัศมีขนาดกะทัดรัดทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ขนาดใหญ่หรือ และสามารถตรวจพบได้ผ่านปรากฏการณ์ที่เรียกว่าเลนส์ความโน้มถ่วง เมื่อวัตถุขนาดใหญ่เช่น เคลื่อนผ่านระหว่างโลกกับดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกล สนามโน้มถ่วงของมันจะทำให้แสง
จากดาวฤกษ์
โค้งงอ ซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนลักษณะเฉพาะของความสว่างของดาว แต่โอกาสที่จะเกิดขึ้นมีน้อยมาก ดังนั้นจึงจำเป็นต้องสังเกตดาวนับล้านดวงเพื่อบันทึกเหตุการณ์ผ่านเลนส์เพียงไม่กี่เหตุการณ์ การค้นหากำลังดำเนินการโดยกลุ่มกว่าครึ่งโหลทั่วโลก รวมถึงความร่วมมือระหว่างออสเตรเลีย/สหรัฐอเมริกา
ของฝรั่งเศส ปริมาณของสสารมืดในเอกภพโดยรวมมีผลต่อชะตากรรมของมัน ตามที่ อนุมานได้เป็นครั้งแรกในทศวรรษที่ 1920 เอกภพกำลังขยายตัวจากบิกแบงเมื่อประมาณ 10 ถึง 15 พันล้านปีก่อน หากความหนาแน่นโดยรวมของเอกภพต่ำกว่า “ความหนาแน่นวิกฤติ” แรงดึงดูดขององค์ประกอบต่างๆ
จะไม่สามารถหยุดการขยายตัวนี้ได้ และเอกภพจะขยายตัวตลอดไป ในทางกลับกัน หากความหนาแน่นมากกว่าค่าวิกฤติ การขยายตัวจะหยุดลงและย้อนกลับ และในที่สุด เอกภพจะประสบกับภาวะ “วิกฤตครั้งใหญ่”ที่ความหนาแน่นวิกฤต เอกภพจะเข้าใกล้ขนาดบางส่วนโดยไม่แสดงอาการ การสังเกตการณ์
จักรวาลของเราในวงกว้างดูเหมือนจะบ่งชี้ว่าเราอาศัยอยู่ในสถานการณ์สุดท้ายนี้ สิ่งนี้ยังได้รับการสนับสนุนจากทฤษฎีการพองตัว ซึ่งเอกภพผ่านช่วงเวลาการขยายตัวอย่างรวดเร็วที่สั้นมาก (ประมาณ 10 -32วินาที) หลังจากเกิดบิ๊กแบง แม้ว่าขณะนี้ยังไม่มีหลักฐานการทดลองเกี่ยวกับเรื่องนี้
การบัญชีสำหรับความหนาแน่นวิกฤตนี้ก่อให้เกิดปัญหาด้านงบประมาณอีกประการหนึ่ง ก่อนที่ฮับเบิลจะค้นพบว่าเอกภพกำลังขยายตัว ไอน์สไตน์ได้แก้ไขทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของเขาโดยแนะนำ “ค่าคงที่ของเอกภพ” ที่ต้านแรงโน้มถ่วงเพื่อสร้างเอกภพที่หยุดนิ่ง หลังจากการค้นพบของฮับเบิล ไอน์สไตน์
เรียกค่า
คงที่จักรวาลวิทยาว่าเป็น “ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุด” แต่การสังเกตซุปเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลเมื่อเร็วๆ นี้ชี้ให้เห็นว่าค่าคงที่นี้อาจคิดเป็น 70% ของความหนาแน่นวิกฤต การสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวาชี้ให้เห็นถึง “เอกภพที่เร่งขึ้น” ซึ่งการขยายตัวจะเร็วขึ้นแทนที่จะช้าลง แม้ว่าสิ่งนี้จะยังอยู่ภายใต้การถกเถียง
ในชุมชนฟิสิกส์ดาราศาสตร์ก็ตาม การประยุกต์ใช้ฟิสิกส์นิวเคลียร์ที่ได้รับการยอมรับเป็นอย่างดีในยุคของการก่อตัวของนิวเคลียร์ – ระหว่างประมาณ 3 ถึง 15 นาทีหลังจากบิกแบง ทำให้สามารถทำนายปริมาณดิวทีเรียม ฮีเลียม ลิเธียม และธาตุแสงอื่นๆ ได้มากมาย ค่าเหล่านี้ขึ้นอยู่กับความหนาแน่น
ของโปรตอนและนิวตรอน ซึ่งรวมเรียกว่าแบริออน การสังเกตความอุดมสมบูรณ์ในปัจจุบันขององค์ประกอบเหล่านี้บ่งบอกเป็นนัยว่าความหนาแน่นของแบริออนในเอกภพมีได้ไม่เกิน 5% ของความหนาแน่นวิกฤต เมื่อรวมกับผลการค้นหาโดยตรงสำหรับ (ซึ่งเป็นแบริออนด้วย)
หลักฐานทางดาราศาสตร์บ่งชี้ว่าสสารส่วนใหญ่ในเอกภพมีทั้งที่ไม่ใช่แบริออนและมืด ผลกระทบทางฟิสิกส์ของอนุภาคนักฟิสิกส์พลังงานสูงได้เสนอตัวเลือกต่างๆ สำหรับสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน ซึ่งทั้งหมดนี้บ่งชี้ถึงฟิสิกส์ใหม่ที่นอกเหนือไปจากแบบจำลองมาตรฐานของฟิสิกส์อนุภาคที่ผ่านการทดสอบ
อย่างดี ในแบบจำลองมาตรฐาน สสารถูกสร้างขึ้นจากควาร์กและเลปตอน (อนุภาคอิเล็กตรอน มิวออน และเอกภาพ) และมีแรงสี่แรง ได้แก่ แรงโน้มถ่วงบวกกับแรงที่แรง แรงที่อ่อน และแรงแม่เหล็กไฟฟ้า ที่สามารถกระทำระหว่างอนุภาคของสสารได้ แรงเหล่านี้ถูกพัดพาไปโดยอนุภาคต่างๆ เช่น โฟตอน
ซึ่งมีหน้าที่สร้างแม่เหล็กไฟฟ้า และ W และ Z โบซอน ซึ่งทำหน้าที่รวมพลังอิเล็กโทรวีก แบบจำลองมาตรฐานเสร็จสมบูรณ์โดยสามตระกูลหรือรสชาติของนิวตริโนที่สอดคล้องกับเลปตอนสามตระกูล
ในช่วงต้นของการค้นหาสสารมืด เป็นที่ทราบกันว่าหากนิวตริโนมีมวลในช่วง
credit : เว็บแท้ / ดัมมี่ออนไลน์
