สสารมืด
แนวคิดในจักรวาลวิทยา

ปัญหาทางฟิสิกส์ที่ยังแก้ไม่ได้ :
สสารมืดคืออะไร มันเกิดขึ้นมาได้อย่างไร?
(ปัญหาทางฟิสิกส์ที่ยังแก้ไม่ตกอีกมาก)
ส่วนหนึ่งของซีรีส์เรื่อง
จักรวาลวิทยากายภาพ
ภาพท้องฟ้าเต็มดวงจากข้อมูล WMAP เก้าปี
จักรวาลยุคแรกเริ่ม
พื้นหลัง
การขยายตัว  ·อนาคต
ส่วนประกอบ  ·โครงสร้าง
ส่วนประกอบ
โครงสร้าง
การทดลอง
นักวิทยาศาสตร์
ประวัติวิชา

ในดาราศาสตร์สสารมืดเป็นรูปแบบสมมติของสสารที่ไม่โต้ตอบกับแสงหรือรังสีแม่เหล็กไฟฟ้า อื่นๆ สสารมืดเกิดจาก แรง โน้มถ่วงซึ่งไม่สามารถอธิบายได้ด้วยทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไปเว้นแต่จะมีสสารมากกว่าที่สามารถสังเกตได้ ผลกระทบดังกล่าวเกิดขึ้นในบริบทของการก่อตัวและวิวัฒนาการของกาแล็กซี [ 1] การเลนส์แรงโน้มถ่วง [ 2]โครงสร้างปัจจุบันของเอกภพที่สังเกตได้ ตำแหน่งมวลในกาแล็กซีที่ชนกัน [ 3]การเคลื่อนที่ของกาแล็กซีภายในกระจุกกาแล็กซีและความไม่สมดุลของไมโครเวฟพื้นหลังของ จักรวาล

ในแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม มาตรฐาน ของจักรวาลวิทยาปริมาณมวลและพลังงานของจักรวาลประกอบด้วยสสารธรรมดา 5% สสารมืด 26.8% และพลังงานรูปแบบหนึ่งที่เรียกว่าพลังงานมืด 68.2% [ 4 ] [5] [6] [7]ดังนั้น สสารมืดจึงประกอบด้วย 85% [a]ของมวลทั้งหมด ในขณะที่พลังงานมืดและสสารมืดประกอบด้วย 95% ของปริมาณมวลและพลังงานทั้งหมด[8] [9] [10] [11]

เป็นที่ทราบกันว่าสสารมืดมีปฏิสัมพันธ์กับสสารแบริออน ธรรมดา และรังสี ยกเว้นผ่านแรงโน้มถ่วง ทำให้ยากต่อการตรวจจับในห้องปฏิบัติการ คำอธิบายที่แพร่หลายที่สุดก็คือ สสารมืดเป็น อนุภาคย่อยอะตอมบางชนิดที่ยังไม่ถูกค้นพบเช่นอนุภาคมวลมากที่มีปฏิสัมพันธ์กันอย่างอ่อน (WIMPs) หรือแอกซิออน [ 12]ความเป็นไปได้หลักอีกประการหนึ่งก็คือ สสารมืดประกอบด้วยหลุมดำดั้งเดิม [ 13] [14] [15]

สสารมืดจะถูกจำแนกประเภทเป็น "เย็น" "อุ่น" หรือ "ร้อน" ตามความเร็ว (โดยแม่นยำยิ่งขึ้นคือ ความยาว กระแสอิสระ ) แบบจำลองล่าสุดสนับสนุน สถานการณ์ สสารมืดเย็นซึ่งโครงสร้างจะปรากฏขึ้นจากการสะสมของอนุภาคอย่างค่อยเป็นค่อยไป

แม้ว่าชุมชนดาราศาสตร์ฟิสิกส์โดยทั่วไปจะยอมรับการมีอยู่ของสสารมืด[16]นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ส่วนน้อยที่สนใจการสังเกตเฉพาะที่สสารมืดธรรมดาไม่สามารถอธิบายได้ดีนัก โต้แย้งว่าควรปรับเปลี่ยนกฎมาตรฐานของสัมพัทธภาพทั่วไปหลายประการ ซึ่งรวมถึง พลวัตของนิวตัน ที่ปรับเปลี่ยน แรงโน้มถ่วงเทนเซอร์-เวกเตอร์-สเกลาร์หรือแรงโน้มถ่วงเอนโทรปีจนถึงขณะนี้ ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงที่ปรับเปลี่ยนที่เสนอมาทั้งหมดไม่สามารถอธิบายหลักฐานการสังเกตทั้งหมดพร้อมกันได้ ซึ่งแสดงให้เห็นว่าแม้ว่าแรงโน้มถ่วงจะต้องได้รับการปรับเปลี่ยน แต่ก็ยังจำเป็นต้องมีสสารมืดในรูปแบบใดรูปแบบหนึ่ง[17]

ประวัติศาสตร์

ประวัติศาสตร์ยุคแรก

สมมติฐานของมวลสารมืดมีประวัติอันซับซ้อน[18] [19] Wm. Thomson, Lord Kelvinได้กล่าวถึงจำนวนดาวฤกษ์ที่เป็นไปได้รอบดวงอาทิตย์ในภาคผนวกของหนังสือที่อิงจากการบรรยายชุดหนึ่งที่จัดขึ้นในปี 1884 ในเมืองบัลติมอร์[20] [18]เขาอนุมานความหนาแน่นของดาวฤกษ์โดยใช้การกระจายความเร็วที่สังเกตได้ของดาวฤกษ์ใกล้ดวงอาทิตย์ โดยตั้งสมมติฐานว่าดวงอาทิตย์มีอายุ 20–100 ล้านปี เขาตั้งคำถามว่าจะเกิดอะไรขึ้นหากมีดาวฤกษ์หนึ่งพันล้านดวงภายในระยะ 1  กิโลพาร์เซกจากดวงอาทิตย์ (ซึ่งระยะห่างของพารัลแลกซ์ของดาวฤกษ์จะเท่ากับ 1  มิลลิอาร์กวินาที ) Kelvin สรุป

ดาวฤกษ์จำนวนนับพันล้านดวงที่เราเชื่อว่ามีอยู่ – ซึ่งส่วนใหญ่อาจเป็นวัตถุมืด[20] [21]

ในปี พ.ศ. 2449 ปวงกาเร[22]ใช้ คำภาษา ฝรั่งเศส [ matière obscure ] ("สสารมืด") ในการหารือเกี่ยวกับงานของเคลวิน[22] [21]เขาพบว่าปริมาณของสสารมืดจะต้องน้อยกว่าสสารที่มองเห็นได้ ซึ่งปรากฏว่าไม่ถูกต้อง[21] [18]

นักดาราศาสตร์ชาวดัตช์ จาโคบัส กัปเตย์นเป็นผู้เสนอแนะการมีอยู่ของมวลสารมืดโดยใช้ความเร็วของดาวเป็นลำดับที่สองในปีพ.ศ. 2465 [23] [24]

สิ่งพิมพ์จากปี 1930 โดยนักดาราศาสตร์ชาวสวีเดนKnut Lundmarkชี้ให้เห็นว่าเขาเป็นคนแรกที่ตระหนักว่าจักรวาลจะต้องมีมวลมากกว่าที่สามารถสังเกตได้มาก[25]ผู้บุกเบิกดาราศาสตร์วิทยุชาวดัตช์Jan Oortยังตั้งสมมติฐานเกี่ยวกับการมีอยู่ของมวลสารมืดในปี 1932 [24] [26] [27] Oort กำลังศึกษาการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ในละแวกกาแล็กซีและพบว่ามวลในระนาบกาแล็กซีจะต้องมากกว่าที่สังเกตได้ แต่การวัดนี้ในภายหลังพบว่าผิดพลาด[28]

ในปี 1933 นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวสวิสฟริตซ์ ซวิกกี้ศึกษาเกี่ยว กับ กระจุกดาราจักรในขณะที่ทำงานที่Cal Techและได้ข้อสรุปที่คล้ายกัน[29] [b] [30]ซวิกกี้ใช้ทฤษฎีบทไวเรียลกับกระจุกดาราจักรโคม่าและได้หลักฐานของมวลที่มองไม่เห็นซึ่งเขาเรียกว่าดังเคิลมาเทอรี ('สสารมืด') ซวิกกี้ประมาณมวลของมันโดยอาศัยการเคลื่อนที่ของดาราจักรใกล้ขอบและเปรียบเทียบกับการประมาณโดยอาศัยความสว่างและจำนวนดาราจักร เขาประมาณว่ากระจุกดาราจักรนี้มีมวลมากกว่าที่สังเกตได้ทางสายตาประมาณ 400 เท่า แรงโน้มถ่วงของดาราจักรที่มองเห็นได้นั้นน้อยเกินไปสำหรับวงโคจรที่เร็วเช่นนี้ ดังนั้นมวลจึงต้องซ่อนจากสายตา จากข้อสรุปเหล่านี้ ซวิกกี้จึงอนุมานได้ว่าสสารที่มองไม่เห็นบางชนิดให้มวลและแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วงที่เกี่ยวข้องเพื่อยึดกระจุกดาราจักรไว้ด้วยกัน[31]การประมาณของซวิกกี้คลาดเคลื่อนไปมากกว่าหนึ่งลำดับความสำคัญ โดยส่วนใหญ่เกิดจากค่าคงที่ฮับเบิล ที่ ล้าสมัย[32]การคำนวณแบบเดียวกันในปัจจุบันแสดงให้เห็นเศษส่วนที่เล็กกว่า โดยใช้ค่าที่มากขึ้นสำหรับมวลส่องสว่าง อย่างไรก็ตาม ซวิกกี้สรุปได้อย่างถูกต้องจากการคำนวณของเขาว่าสสารแรงโน้มถ่วงส่วนใหญ่ที่ปรากฏอยู่เป็นวัตถุมืด[21]

ข้อบ่งชี้เพิ่มเติมของ ความผิดปกติ ของอัตราส่วนมวลต่อแสงมาจากการวัดเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีในปี 1939 HW Babcockรายงานเส้นโค้งการหมุนของเนบิวลาแอนดรอเมดา (ปัจจุบันเรียกว่ากาแล็กซีแอนดรอเมดา ) ซึ่งแนะนำว่าอัตราส่วนมวลต่อความส่องสว่างเพิ่มขึ้นในแนวรัศมี[33]เขาระบุว่าเป็นเพราะการดูดกลืนแสงภายในกาแล็กซีหรือพลวัตที่ปรับเปลี่ยนในส่วนนอกของเกลียว มากกว่าที่จะเป็นเพราะสสารที่มองไม่เห็น หลังจาก รายงาน ของ Babcockในปี 1939 เกี่ยวกับการหมุนอย่างรวดเร็วอย่างไม่คาดคิดที่ชานเมืองของกาแล็กซีแอนดรอเมดาและอัตราส่วนมวลต่อแสงที่ 50 ในปี 1940 Oortค้นพบและเขียนเกี่ยวกับฮาโลขนาดใหญ่ที่มองไม่เห็นของNGC 3115 [ 34]

ทศวรรษ 1960

การสังเกตการณ์ดาราศาสตร์วิทยุในยุคแรกๆ ที่ดำเนินการโดยSeth Shostakซึ่งต่อมา เป็นนักดาราศาสตร์อาวุโสของสถาบัน SETIแสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีประมาณ 6 แห่งหมุนเร็วเกินไปในบริเวณภายนอก ซึ่งบ่งชี้ว่ามีมวลสารมืดซึ่งเป็นกลไกสร้างแรงดึงดูดที่จำเป็นเพื่อให้ดวงดาวต่างๆ ยังคงโคจรอยู่ในวงโคจร[35]

ทศวรรษ 1970

สมมติฐานของมวลสารมืดเริ่มมีรากฐานมาจากช่วงทศวรรษที่ 1970 มีการสังเคราะห์ข้อสังเกตต่างๆ หลายประการเพื่อโต้แย้งว่ากาแล็กซีควรถูกล้อมรอบด้วยฮาโลของมวลสารที่มองไม่เห็น ในเอกสาร 2 ฉบับที่ตีพิมพ์ในปี 1974 ข้อสรุปนี้ได้รับการสรุปโดยกลุ่มอิสระ ได้แก่Jeremiah Ostriker , Jim Peebles และ Amos Yahil ในเมืองพรินซ์ตัน รัฐนิวเจอร์ซี สหรัฐอเมริกา และ Jaan Einasto , Enn Saar และ Ants Kaasik ในเมืองทาร์ทู ประเทศเอสโทเนีย[36]

การสังเกตอย่างหนึ่งที่ใช้เป็นหลักฐานการมีอยู่ของฮาโลของสสารมืดในกาแล็กซีคือรูปร่างของเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีการสังเกตเหล่านี้ทำในดาราศาสตร์แบบออปติคอลและวิทยุ ในดาราศาสตร์แบบออปติคอลเวรา รูบินและเคนท์ ฟอร์ดทำงานร่วมกับสเปกโตรกราฟ ใหม่ เพื่อวัดเส้นโค้งความเร็ว ของ กาแล็กซีชนิดก้นหอยที่ขอบข้างด้วยความแม่นยำที่มากขึ้น[37] [38] [39]

ในเวลาเดียวกัน นักดาราศาสตร์วิทยุกำลังใช้กล้องโทรทรรศน์วิทยุ รุ่นใหม่ ในการทำแผนที่เส้นไฮโดรเจนอะตอมขนาด 21 ซม. ในกาแล็กซีใกล้เคียง การกระจายตัวในแนวรัศมีของไฮโดรเจนอะตอมระหว่างดวงดาว ( H I ) มักจะขยายไปถึงระยะห่างระหว่างกาแล็กซีที่ไกลกว่าที่สามารถสังเกตได้ในรูปของแสงดาวรวม ทำให้ระยะทางที่สุ่มตัวอย่างสำหรับเส้นโค้งการหมุนขยายออกไป – และด้วยเหตุนี้จึงรวมถึงการกระจายมวลทั้งหมด – ไปสู่ระบอบไดนามิกใหม่ การทำแผนที่แอนดรอเมดา ในช่วงแรก ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาด 300 ฟุตที่กรีนแบงก์[40]และจานขนาด 250 ฟุตที่โจเดรลล์แบงก์[41]แสดงให้เห็นแล้วว่าเส้นโค้งการหมุนของ H Iไม่ได้ติดตามการลดลงที่คาดว่าจะเกิดขึ้นจากวงโคจรเคปเลเรียน

เมื่อมีตัวรับที่ไวต่อแสงมากขึ้น Roberts & Whitehurst (1975) [42]สามารถติดตามความเร็วการหมุนของกาแล็กซีแอนดรอเมดาได้ถึง 30 กิโลพาร์เซก ซึ่งไกลกว่าการวัดด้วยแสงมาก แสดงให้เห็นถึงข้อได้เปรียบของการติดตามดิสก์ก๊าซในรัศมีขนาดใหญ่ โดยรูปที่ 16 [42] ของเอกสารดังกล่าว ผสมผสานข้อมูลแสง[39] (กลุ่มจุดที่มีรัศมีน้อยกว่า 15 กิโลพาร์เซก โดยมีจุดเดียวที่อยู่ห่างออกไป) เข้ากับข้อมูล H Iระหว่าง 20 ถึง 30 กิโลพาร์เซก ซึ่งแสดงให้เห็นความเรียบของเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีด้านนอก เส้นโค้งทึบที่จุดสูงสุดที่ศูนย์กลางคือความหนาแน่นของพื้นผิวแสง ในขณะที่เส้นโค้งอีกเส้นแสดงมวลสะสม ซึ่งยังคงเพิ่มขึ้นเป็นเส้นตรงที่การวัดด้านนอกสุด ในเวลาเดียวกัน การใช้ชุดอินเตอร์เฟอโรเมตริกสำหรับสเปกโตรสโคปี H I นอกกาแล็กซี ก็ได้รับการพัฒนา Rogstad & Shostak (1972) [43]เผยแพร่เส้นโค้งการหมุนของเกลียว5เกลียวที่แมปด้วยอินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ Owens Valley เส้นโค้งการหมุนของเกลียวทั้ง 5 เกลียวนั้นแบนมาก ซึ่งบ่งชี้ว่ามีค่าอัตราส่วนมวลต่อแสงที่สูงมากในส่วนนอกของ ดิสก์เกลียวที่ ขยายออกไป [43]ในปี 1978 Albert Bosma ได้แสดงหลักฐานเพิ่มเติมของเส้นโค้งการหมุนที่แบนโดยใช้ข้อมูลจากกล้องโทรทรรศน์วิทยุสังเคราะห์ Westerbork [44]

ในช่วงปลายทศวรรษปี 1970 การมีอยู่ของฮาโลมวลสารมืดรอบกาแล็กซีได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางว่ามีอยู่จริง และกลายเป็นปัญหาสำคัญที่ยังไม่ได้รับการแก้ไขในทางดาราศาสตร์[36]

ช่วงทศวรรษ 1980–1990

การสังเกตจำนวนมากในช่วงปี 1980–1990 สนับสนุนการมีอยู่ของมวลสารมืด Persic, Salucci & Stel (1996) โดดเด่นในการศึกษาเกลียว 967 เกลียว[45]หลักฐานของมวลสารมืดยังรวมถึงการเลนส์ความโน้มถ่วงของวัตถุพื้นหลังโดยกระจุกดาราจักร [ 46] (หน้า 14–16)การกระจายอุณหภูมิของก๊าซร้อนในดาราจักรและกระจุกดาราจักร และรูปแบบของแอนไอโซทรอปีใน ไมโครเวฟพื้นหลัง ของ จักรวาล

ตามความเห็นพ้องกันในปัจจุบันของนักจักรวาลวิทยา สสารมืดประกอบด้วยอนุภาคย่อยอะตอมบาง ชนิดที่ยังไม่มีการระบุลักษณะเป็นหลัก [47] [48] การค้นหาอนุภาคนี้ด้วยวิธีการต่างๆ ถือเป็นความพยายามที่สำคัญอย่างหนึ่งในฟิสิกส์ของอนุภาค [ 49]

นิยามทางเทคนิค

ในการคำนวณทางจักรวาลวิทยาแบบมาตรฐาน" สสาร"หมายถึงองค์ประกอบใดๆ ของจักรวาลที่มีความหนาแน่นของพลังงานที่ปรับตามกำลังสามผกผันของปัจจัยมาตราส่วนกล่าวคือρ ∝ a −3 ซึ่งแตกต่างจาก"รังสี"ซึ่งปรับตามกำลังสี่ผกผันของปัจจัยมาตราส่วนρ ∝ a −4 และค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาซึ่งไม่เปลี่ยนแปลงเมื่อเทียบกับa ( ρ ∝ a 0 ) [50]ปัจจัยมาตราส่วนที่แตกต่างกันสำหรับสสารและรังสีเป็นผลมาจากการเลื่อนไปทางแดง ของรังสี ตัวอย่างเช่น หลังจากค่อยๆ เพิ่มเส้นผ่านศูนย์กลางของจักรวาลที่สังเกตได้เป็นสองเท่าผ่านการขยายตัวของจักรวาล ตาม ทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไป สเกลaก็เพิ่มขึ้นเป็นสองเท่า พลังงานของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลก็ลดลงครึ่งหนึ่ง (เนื่องจากความยาวคลื่นของโฟตอนแต่ละตัวเพิ่มขึ้นเป็นสองเท่า) [51]พลังงานของอนุภาคที่มีความสัมพันธ์เชิงสัมพัทธภาพสูง เช่น นิวตริโนรุ่นมาตรฐานในยุคแรกๆ ก็ลดลงเหลือครึ่งหนึ่งเช่นกัน[c]ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา ซึ่งเป็นคุณสมบัติโดยเนื้อแท้ของอวกาศ มีความหนาแน่นของพลังงานคงที่โดยไม่คำนึงถึงปริมาตรที่พิจารณา[50]

ตามหลักการ แล้ว "สสารมืด" หมายถึงส่วนประกอบทั้งหมดของจักรวาลซึ่งไม่สามารถมองเห็นได้แต่ยังคงเป็นไปตามρ ∝ a −3 ในทางปฏิบัติ คำว่า "สสารมืด" มักใช้เพื่อหมายถึงเฉพาะส่วนประกอบที่ไม่ใช่แบริออนของสสารมืดเท่านั้น กล่าวคือ ไม่รวมถึง " แบริออนที่หายไป " [52]โดยทั่วไปบริบทจะระบุว่าตั้งใจให้มีความหมายว่าอย่างไร

หลักฐานการสังเกต

เส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซี่

แอนิเมชั่นของกาแล็กซีจานหมุน สสารมืด – แสดงเป็นสีแดง – มีความเข้มข้นมากขึ้นใกล้ศูนย์กลางและหมุนเร็วขึ้น

แขนของกาแล็กซีชนิดก้นหอยหมุนรอบศูนย์กลางกาแล็กซี ความหนาแน่นของมวลส่องสว่างของกาแล็กซีชนิดก้นหอยลดลงเมื่อเคลื่อนจากศูนย์กลางไปยังขอบนอก หากมวลส่องสว่างเป็นสสารทั้งหมด เราก็สามารถสร้างแบบจำลองกาแล็กซีเป็นมวลจุดในศูนย์กลางและทดสอบมวลที่โคจรรอบกาแล็กซีได้ คล้ายกับระบบสุริยะ[ d]จากกฎข้อที่สามของเคปเลอร์คาดว่าความเร็วในการหมุนจะลดลงเมื่ออยู่ห่างจากศูนย์กลาง คล้ายกับระบบสุริยะ ซึ่งไม่เป็นไปตามที่สังเกต[53]ในทางกลับกัน เส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีจะยังคงแบนราบหรือเพิ่มขึ้นเมื่ออยู่ห่างจากศูนย์กลางเพิ่มขึ้น

หากกฎของเคปเลอร์ถูกต้อง วิธีที่ชัดเจนในการแก้ไขความคลาดเคลื่อนนี้ก็คือสรุปว่าการกระจายมวลในกาแล็กซีชนิดก้นหอยนั้นไม่เหมือนกับการกระจายมวลในระบบสุริยะ โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีสสารที่ไม่ส่องสว่าง (สสารมืด) จำนวนมากอยู่บริเวณขอบนอกของกาแล็กซี

การกระจายความเร็ว

ดาวฤกษ์ในระบบที่ถูกจำกัดจะต้องปฏิบัติตามทฤษฎีบทไวเรียลทฤษฎีบทนี้ซึ่งใช้ร่วมกับการกระจายความเร็วที่วัดได้นั้นสามารถใช้วัดการกระจายมวลในระบบที่ถูกจำกัดได้ เช่น กาแล็กซีทรงรีหรือกระจุกดาวทรงกลม โดยมีข้อยกเว้นบางประการ การประมาณการกระจายความเร็วของกาแล็กซีทรงรี[54]ไม่ตรงกับการกระจายความเร็วที่คาดการณ์ไว้จากการกระจายมวลที่สังเกตได้ แม้ว่าจะถือว่าการกระจายตัวของวงโคจรของดาวฤกษ์มีความซับซ้อนก็ตาม[55]

เช่นเดียวกับเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซี วิธีที่ชัดเจนในการแก้ไขความคลาดเคลื่อนคือการตั้งสมมติฐานว่ามีสสารที่ไม่ส่องสว่างอยู่

กระจุกกาแลคซี

กระจุกดาราจักรมีความสำคัญอย่างยิ่งสำหรับการศึกษามวลสารมืด เนื่องจากสามารถประมาณมวลได้สามวิธีอิสระ:

  • จากการกระจายตัวของความเร็วเชิงรัศมีของกาแล็กซีภายในกระจุกดาว
  • จากรังสีเอกซ์ที่ปล่อยออกมาจากก๊าซร้อนในกลุ่มดาว จากสเปกตรัมพลังงานรังสีเอกซ์และฟลักซ์ สามารถประมาณอุณหภูมิและความหนาแน่นของก๊าซได้ จึงสามารถให้ความดันได้ โดยถือว่าความดันและแรงโน้มถ่วงสมดุลกันจะกำหนดโปรไฟล์มวลของกลุ่มดาว
  • การเลนส์ความโน้มถ่วง (โดยปกติใช้กับกาแล็กซีที่อยู่ห่างไกล) สามารถวัดมวลของคลัสเตอร์ได้โดยไม่ต้องพึ่งพาการสังเกตพลวัต (เช่น ความเร็ว)

โดยทั่วไป วิธีการทั้งสามนี้สอดคล้องกันอย่างสมเหตุสมผลว่าสสารมืดมีน้ำหนักมากกว่าสสารที่มองเห็นได้ประมาณ 5 ต่อ 1 [56]

เลนส์ความโน้มถ่วง

ผลที่ตามมาอย่างหนึ่งของทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไปคือเลนส์ความโน้มถ่วงเลนส์ความโน้มถ่วงเกิดขึ้นเมื่อวัตถุขนาดใหญ่ระหว่างแหล่งกำเนิดแสงและผู้สังเกตทำหน้าที่เป็นเลนส์เพื่อหักเหแสงจากแหล่งกำเนิดแสงนี้ เลนส์ไม่ได้ขึ้นอยู่กับคุณสมบัติของมวล แต่ต้องมีมวลเท่านั้น ยิ่งวัตถุมีมวลมากเท่าไร ก็ยิ่งสังเกตเห็นเลนส์มากขึ้นเท่านั้น ตัวอย่างเช่นกระจุกดาราจักรที่อยู่ระหว่างแหล่งกำเนิดแสงที่อยู่ไกลออกไป เช่น ควาซาร์และผู้สังเกต ในกรณีนี้ กระจุกดาราจักรจะหักเหแสงจากควาซาร์

การเลนส์แบบแรงคือความบิดเบี้ยวที่สังเกตได้ของกาแล็กซีพื้นหลังเป็นส่วนโค้งเมื่อแสงผ่านเลนส์แรงโน้มถ่วงดังกล่าว มีการสังเกตลักษณะนี้ในคลัสเตอร์ที่อยู่ห่างไกลหลายแห่ง รวมถึงAbell 1689 [ 57]การวัดเรขาคณิตของการบิดเบี้ยวทำให้สามารถหามวลของคลัสเตอร์ที่อยู่ระหว่างกลางได้ ใน ระบอบ ที่อ่อนแอการเลนส์จะไม่ทำให้กาแล็กซีพื้นหลังบิดเบือนเป็นส่วนโค้ง แต่ทำให้เกิดการบิดเบี้ยวเล็กน้อยแทน โดยการตรวจสอบการเสียรูปเฉือนที่ชัดเจนของกาแล็กซีพื้นหลังที่อยู่ติดกัน เราสามารถระบุลักษณะการกระจายเฉลี่ยของสสารมืดได้ อัตราส่วนมวลต่อแสงที่วัดได้สอดคล้องกับความหนาแน่นของสสารมืดที่ทำนายไว้โดยการวัดโครงสร้างขนาดใหญ่อื่นๆ[58] [59]

ไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล

แม้ว่าทั้งสสารมืดและสสารธรรมดาจะเป็นสสาร แต่ก็ไม่ได้มีพฤติกรรมเหมือนกัน โดยเฉพาะในเอกภพยุคแรก สสารธรรมดาถูกทำให้แตกตัวเป็นไอออนและโต้ตอบอย่างรุนแรงกับรังสีผ่านการกระเจิงทอมสันสสารมืดไม่โต้ตอบโดยตรงกับรังสี แต่ส่งผลต่อไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMB) ด้วยศักย์โน้มถ่วง (ส่วนใหญ่ในระดับขนาดใหญ่) และผลกระทบต่อความหนาแน่นและความเร็วของสสารธรรมดา การรบกวนของสสารธรรมดาและสสารมืดจึงวิวัฒนาการแตกต่างกันไปตามกาลเวลาและทิ้งรอยประทับที่แตกต่างกันบน CMB

CMB นั้นใกล้เคียงกับวัตถุดำสมบูรณ์มาก แต่มีค่าแอนไอโซทรอปีอุณหภูมิที่น้อยมากเพียงไม่กี่ส่วนใน 100,000 แผนที่ท้องฟ้าของแอนไอโซทรอปีสามารถแยกย่อยเป็นสเปกตรัมกำลังเชิงมุม ซึ่งสังเกตได้ว่ามีค่าพีคเสียงหลายค่าในระยะห่างเกือบเท่ากันแต่มีความสูงต่างกัน ตำแหน่งของค่าพีคเหล่านี้ขึ้นอยู่กับพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา ดังนั้น ทฤษฎีการจับคู่กับข้อมูลจึงจำกัดพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา[60]

COBEค้นพบแอนไอโซทรอปีของ CMB เป็นครั้งแรกในปี 1992 แม้ว่าจะมีความละเอียดที่หยาบเกินไปที่จะตรวจจับค่าพีคเสียงได้ก็ตาม หลังจากค้นพบค่าพีคเสียงแรกโดย การทดลอง BOOMERanG บนบอลลูน ในปี 2000 สเปกตรัมกำลังก็ถูกสังเกตได้อย่างแม่นยำโดยWMAPในปี 2003–2012 และแม่นยำยิ่งขึ้นโดยยานอวกาศพลังค์ในปี 2013–2015 ผลลัพธ์นี้สนับสนุนแบบจำลอง Lambda-CDM [61] [62]

สเปกตรัมกำลังเชิงมุมของ CMB ที่สังเกตพบนั้นให้หลักฐานที่ทรงพลังในการสนับสนุนมวลสารมืด เนื่องจากโครงสร้างที่แม่นยำนั้นสอดคล้องกับแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็มเป็นอย่างดี[ 62 ]แต่ยากที่จะทำซ้ำได้ด้วยแบบจำลองที่แข่งขันกัน เช่นไดนามิกนิวตันที่ปรับเปลี่ยน (MOND) [62] [63]

การสร้างโครงสร้าง

แผนที่มวลสารมืดสำหรับพื้นที่ท้องฟ้าโดยอาศัยการวิเคราะห์เลนส์ความโน้มถ่วงของการสำรวจแบบกิโลองศา[64]

การก่อตัวของโครงสร้างหมายถึงช่วงเวลาหลังบิ๊กแบงเมื่อการรบกวนความหนาแน่นยุบตัวลงจนก่อตัวเป็นดาวฤกษ์ กาแล็กซี และกระจุกดาว ก่อนการก่อตัวของโครงสร้างคำตอบของฟรีดมันน์สำหรับทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไปอธิบายถึงจักรวาลที่เป็นเนื้อเดียวกัน ต่อมา ความแอนไอโซทรอปีขนาดเล็กค่อยๆ เติบโตขึ้นและทำให้จักรวาลที่เป็นเนื้อเดียวกันควบแน่นกลายเป็นดาวฤกษ์ กาแล็กซี และโครงสร้างที่ใหญ่กว่า สสารธรรมดาได้รับผลกระทบจากรังสี ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักของจักรวาลในช่วงแรกๆ เป็นผลให้การรบกวนความหนาแน่นถูกชะล้างออกไปและไม่สามารถควบแน่นเป็นโครงสร้างได้[65]หากมีเพียงสสารธรรมดาในจักรวาล ก็จะไม่มีเวลาเพียงพอที่การรบกวนความหนาแน่นจะเติบโตเป็นกาแล็กซีและกระจุกดาวที่เห็นในปัจจุบัน

สสารมืดเป็นทางออกสำหรับปัญหานี้เนื่องจากไม่ได้รับผลกระทบจากรังสี ดังนั้นความหนาแน่นของสสารมืดจึงเพิ่มขึ้นก่อน ศักย์โน้มถ่วงที่เกิดขึ้นจะทำหน้าที่เป็นศักย์ดึงดูดสำหรับสสารธรรมดาที่จะยุบตัวในภายหลัง ทำให้กระบวนการสร้างโครงสร้างเร็วขึ้น[65] [66]

คลัสเตอร์กระสุน

Bullet Cluster เป็นผลจากการชนกันของกระจุกดาราจักรสองแห่งเมื่อไม่นานนี้ ถือเป็นเรื่องที่น่าสังเกตเป็นพิเศษเนื่องจากตำแหน่งของจุดศูนย์กลางมวลที่วัดโดยเลนส์โน้มถ่วงนั้นแตกต่างจากตำแหน่งของจุดศูนย์กลางมวลของสสารที่มองเห็นได้ ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงที่ดัดแปลงซึ่งโดยทั่วไปทำนายการเลนส์รอบสสารที่มองเห็นได้นั้นยากที่จะอธิบายเรื่องนี้[67] [68] [69] [70]อย่างไรก็ตาม ทฤษฎีสสารมืดมาตรฐานไม่มีปัญหาใดๆ ก๊าซที่มองเห็นได้ร้อนในแต่ละกระจุกดาราจักรจะถูกทำให้เย็นลงและช้าลงโดยปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้า ในขณะที่สสารมืด (ซึ่งไม่โต้ตอบด้วยแม่เหล็กไฟฟ้า) จะไม่ทำแบบนั้น สิ่งนี้ทำให้สสารมืดแยกตัวออกจากก๊าซที่มองเห็นได้ ทำให้เกิดจุดสูงสุดของเลนส์แยกกันตามที่สังเกตได้[71]

การวัดระยะทางซูเปอร์โนวาประเภท Ia

ซูเปอร์โนวาประเภท Ia สามารถใช้เป็นเทียนมาตรฐานในการวัดระยะห่างนอกกาแล็กซี ซึ่งสามารถใช้วัดความเร็วของจักรวาลที่ขยายตัวในอดีตได้[72] ข้อมูลบ่งชี้ว่าจักรวาลกำลังขยายตัวด้วยอัตราเร่ง ซึ่งสาเหตุโดยทั่วไปมักมาจากพลังงานมืด[73]เนื่องจากการสังเกตบ่งชี้ว่าจักรวาลเกือบจะแบน[74] [75] [76]จึงคาดว่าความหนาแน่นของพลังงานทั้งหมดของทุกสิ่งในจักรวาลควรรวมกันเป็น 1 ( Ω tot ≈ 1 ) ความหนาแน่นของพลังงานมืดที่วัดได้คือΩ Λ ≈ 0.690ความหนาแน่นของพลังงานสสารธรรมดา (แบริออน) ที่สังเกตได้คือΩ b ≈ 0.0482 และความหนาแน่นของพลังงานของรังสีก็ไม่สำคัญ ทำให้เหลือ Ω dm ≈ 0.258ที่หายไปซึ่งยังคงมีพฤติกรรมเหมือนสสาร (ดูส่วนคำจำกัดความทางเทคนิคด้านบน) – สสารมืด[77]

การสำรวจท้องฟ้าและการแกว่งอะคูสติกของแบริออน

การแกว่งอะคูสติกของแบริออน (BAO) คือความผันผวนของความหนาแน่นของสสารแบริออนที่มองเห็นได้ (สสารปกติ) ของจักรวาลในระดับใหญ่ คาดว่าสิ่งนี้จะเกิดขึ้นในแบบจำลอง Lambda-CDM เนื่องมาจากการแกว่งอะคูสติกในของเหลวโฟตอน-แบริออนของจักรวาลยุคแรก และสามารถสังเกตได้ในสเปกตรัมกำลังเชิงมุมของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล การแกว่งอะคูสติกของแบริออนจะตั้งค่ามาตราส่วนความยาวที่ต้องการสำหรับแบริออน เมื่อสสารมืดและแบริออนรวมตัวกันหลังจากการรวมตัวกันใหม่ ผลกระทบจะอ่อนกว่ามากในการกระจายตัวของกาแล็กซีในจักรวาลใกล้เคียง แต่สามารถตรวจจับได้ว่าเป็นการตั้งค่าที่ละเอียดอ่อน (≈1 เปอร์เซ็นต์) สำหรับคู่กาแล็กซีที่อยู่ห่างกัน 147 Mpc เมื่อเทียบกับกาแล็กซีที่ห่างกัน 130–160 Mpc ลักษณะนี้ได้รับการคาดการณ์ในเชิงทฤษฎีในช่วงทศวรรษ 1990 และถูกค้นพบในปี 2005 ในการสำรวจเรดชิฟต์ของกาแล็กซีขนาดใหญ่สองครั้ง ได้แก่Sloan Digital Sky Surveyและ2dF Galaxy Redshift Survey [78]การรวมการสังเกตการณ์ CMB เข้ากับการวัด BAO จากการสำรวจเรดชิฟต์ของ กาแล็กซี ทำให้ประมาณค่าคงที่ฮับเบิลและความหนาแน่นของสสารโดยเฉลี่ยในจักรวาล ได้อย่างแม่นยำ [79]ผลลัพธ์นี้สนับสนุนแบบจำลอง Lambda-CDM

การบิดเบือนของพื้นที่เรดชิฟต์

การสำรวจเรดชิฟต์ของกาแล็กซีขนาดใหญ่สามารถใช้เพื่อสร้างแผนที่สามมิติของการกระจายตัวของกาแล็กซี แผนที่เหล่านี้มีการบิดเบือนเล็กน้อยเนื่องจากระยะทางนั้นประมาณจากเรดชิฟต์ ที่สังเกตได้ เรดชิฟต์มีส่วนสนับสนุนจากความเร็วที่เรียกว่าแปลกประหลาดของกาแล็กซี นอกเหนือจากเงื่อนไขการขยายตัวของฮับเบิลที่โดดเด่น โดยเฉลี่ยแล้ว ซูเปอร์คลัสเตอร์จะขยายตัวช้ากว่าค่าเฉลี่ยจักรวาลเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ในขณะที่ช่องว่างจะขยายตัวเร็วกว่าค่าเฉลี่ย ในแผนที่เรดชิฟต์ กาแล็กซีที่อยู่ด้านหน้าซูเปอร์คลัสเตอร์จะมีความเร็วในแนวรัศมีเกินในทิศทางเข้าหาซูเปอร์คลัสเตอร์ และมีค่าเรดชิฟต์สูงกว่าระยะทางที่บ่งบอกเล็กน้อย ในขณะที่กาแล็กซีที่อยู่ด้านหลังซูเปอร์คลัสเตอร์มีค่าเรดชิฟต์ต่ำกว่าระยะทางเล็กน้อย ผลกระทบนี้ทำให้ซูเปอร์คลัสเตอร์ดูเหมือนถูกบีบอัดในทิศทางรัศมี และช่องว่างก็ถูกยืดออกเช่นกัน ตำแหน่งเชิงมุมของช่องว่างไม่ได้รับผลกระทบ ผลกระทบนี้ไม่สามารถตรวจจับได้จากโครงสร้างใดโครงสร้างหนึ่งเนื่องจากไม่ทราบรูปร่างที่แท้จริง แต่สามารถวัดได้โดยใช้ค่าเฉลี่ยจากโครงสร้างหลายๆ โครงสร้าง นิค ไกเซอร์ทำนายผลกระทบนี้ในเชิงปริมาณในปี 1987 และวัดผลได้อย่างเด็ดขาดครั้งแรกในปี 2001 โดยการสำรวจเรดชิฟต์ของกาแล็กซี 2dF [ 80]ผลลัพธ์สอดคล้องกับแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม

ป่าไลแมน-อัลฟา

ในการสเปกโตรสโคปีทางดาราศาสตร์ป่าไลแมน-อัลฟาเป็นผลรวมของเส้นการดูดกลืนที่เกิดจาก การเปลี่ยนผ่าน ไลแมน-อัลฟาของไฮโดรเจนที่เป็นกลางในสเปกตรัมของกาแล็กซีและควาซาร์ ที่อยู่ห่างไกล การสังเกตการณ์ป่าไลแมน-อัลฟายังสามารถจำกัดแบบจำลองจักรวาลวิทยาได้อีกด้วย[81]ข้อจำกัดเหล่านี้สอดคล้องกับข้อจำกัดที่ได้จากข้อมูล WMAP

ผู้สมัครสสารมืดที่แตกต่างกันเป็นฟังก์ชันของมวลในหน่วยอิเล็กตรอนโวลต์ (eV)

การจำแนกประเภททางทฤษฎี

องค์ประกอบ

ตัวตนของสสารมืดยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด แต่มีสมมติฐาน มากมาย เกี่ยวกับสิ่งที่สสารมืดอาจประกอบด้วย ดังที่ระบุไว้ในตารางด้านล่าง

สมมติฐานเกี่ยวกับสสารมืดบางประการ
โบซอนแสง แอกซิออนโครโมไดนามิกส์เชิงควอนตัม
อนุภาคคล้ายแอกซิออน
สสารมืดฟัซซี่เย็น
นิวตริโนแบบจำลองมาตรฐาน[e]
นิวตริโนที่ปราศจากเชื้อ
ระดับที่อ่อนแอความสมมาตรยิ่งยวด
ขนาดพิเศษ
ฮิกส์ตัวน้อย
ทฤษฎีสนามที่มีประสิทธิภาพ
แบบจำลองที่เรียบง่าย
อนุภาคอื่น ๆอนุภาคมวลที่มีปฏิสัมพันธ์กันอย่างอ่อน
สสารมืดที่โต้ตอบด้วยตนเอง
อะตอมของสสารมืด[83] [84] [85] [86]
สเตรนจ์เลต[87]
ทฤษฎีสุญญากาศของไหลยวดยิ่ง
สสารมืดไดนามิก[88]
ระดับมหภาคหลุมดำดึกดำบรรพ์[13] [14] [89] [15] [90] [91] [92] [93] [94] [95]
วัตถุฮาโลที่หนาแน่นและกะทัดรัด (MACHOs)
สสารมืดในระดับมหภาค (แมโคร)
แรงโน้มถ่วงที่ปรับเปลี่ยน (MOG)พลศาสตร์นิวโทเนียนดัดแปลง (MoND)
แรงโน้มถ่วงเทนเซอร์-เวกเตอร์-สเกลาร์ (TeVeS)
แรงโน้มถ่วงเอนโทรปี
การสังเกตการณ์ดาราจักรแคระ โดย Fermi-LATช่วยให้เข้าใจลึกซึ้งมากขึ้นเกี่ยวกับมวลสารมืด

สสารแบริออน

สสารมืดอาจหมายถึงสสารใดๆ ก็ได้ที่โต้ตอบกับสสารที่มองเห็นได้เป็นหลักผ่านแรงโน้มถ่วง (เช่น ดาวฤกษ์และดาวเคราะห์) ดังนั้น ตามหลักการแล้ว สสารมืดไม่จำเป็นต้องประกอบด้วยอนุภาคพื้นฐานประเภทใหม่ แต่สามารถประกอบด้วยสสารแบริออน มาตรฐานได้อย่างน้อยบางส่วน เช่น โปรตอนหรือนิวตรอน สสารธรรมดาส่วนใหญ่ที่นักดาราศาสตร์คุ้นเคย เช่น ดาวเคราะห์ ดาวแคระน้ำตาล ดาวแคระแดง ดาวฤกษ์ที่มองเห็นได้ ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และหลุมดำ ล้วนอยู่ในประเภทนี้[18] [96]หลุมดำจะดูดกลืนทั้งสสารแบริออนและไม่ใช่แบริออนที่เข้ามาใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์เพียงพอ หลังจากนั้น การแยกความแตกต่างระหว่างทั้งสองอย่างก็จะสูญหายไป[97]

วัตถุขนาดใหญ่เหล่านี้ซึ่งตรวจจับได้ยากนั้นเรียกรวมกันว่าMACHOนักวิทยาศาสตร์บางคนหวังว่า MACHO แบบแบริออนจะสามารถอธิบายและอธิบายมวลสารมืดทั้งหมดได้[46] : 286  [98]

อย่างไรก็ตาม หลักฐานหลายบรรทัดชี้ให้เห็นว่าสสารมืดส่วนใหญ่ไม่ใช่แบรีออน:

  • เมื่อมีแสงจากดวงดาวส่องจากด้านหลัง ก็จะมองเห็นก๊าซหรือฝุ่นแบริออนที่กระจัดกระจายเพียงพอ
  • ทฤษฎีนิวคลีโอซินเทซิสของบิ๊กแบงทำนายความอุดมสมบูรณ์ของธาตุเคมี ที่สังเกตได้ หากมีแบริออนมากขึ้น ก็ควรมีฮีเลียม ลิเธียม และธาตุที่หนักกว่าที่สังเคราะห์ขึ้นระหว่างบิ๊กแบงมากขึ้น ด้วย [99] [100]ความสอดคล้องกับความอุดมสมบูรณ์ที่สังเกตได้นั้นต้องให้สสารแบริออนคิดเป็นประมาณ 4–5% ของความหนาแน่นวิกฤต ของจักรวาล ในทางตรงกันข้ามโครงสร้างขนาดใหญ่และการสังเกตอื่นๆ บ่งชี้ว่าความหนาแน่นของสสารทั้งหมดอยู่ที่ประมาณ 30% ของความหนาแน่นวิกฤต[77]
  • การค้นหาทางดาราศาสตร์เพื่อหาไมโครเลนส์ความโน้มถ่วงในทางช้างเผือกซึ่งพบเพียงเศษเสี้ยวเล็กน้อยของมวลสารมืดเท่านั้น อาจพบได้ในวัตถุท้องฟ้ามืด หนาแน่น และธรรมดา (MACHO เป็นต้น) โดยขอบเขตมวลของวัตถุที่ถูกแยกออกไปนั้นมีตั้งแต่ครึ่งหนึ่งของมวลโลกไปจนถึง 30 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ซึ่งครอบคลุมวัตถุที่น่าจะเป็นไปได้เกือบทั้งหมด[101] [102] [103] [104] [105] [106]
  • การวิเคราะห์อย่างละเอียดของความผิดปกติเล็กน้อย (แอนไอโซทรอปิก) ในพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลโดยWMAPและพลังค์ บ่งชี้ว่าประมาณห้าในหกของสสารทั้งหมดอยู่ในรูปแบบที่โต้ตอบอย่างมีนัยสำคัญกับสสารธรรมดาหรือโฟตอนผ่านผลกระทบจากแรงโน้มถ่วง เท่านั้น [107]

สสารที่ไม่ใช่แบริออน

มีผู้สมัครหลักสองรายสำหรับสสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน: อนุภาคสมมติฐานใหม่ และหลุมดำดั้งเดิม

อนุภาคที่ไม่ใช่แบริออนไม่ก่อให้เกิดองค์ประกอบต่างๆในเอกภพยุคแรก ( Big Bang nucleosynthesis ) [47] ซึ่งแตกต่างจากสสารแบริออน ดังนั้นจึงสามารถเปิดเผยการมีอยู่ของมันได้ผ่านผลของแรงโน้มถ่วงหรือการเลนส์ที่อ่อนแอ เท่านั้น นอกจากนี้ หากอนุภาคที่ประกอบเป็นสสารแบริออนสมมาตรยิ่งยวด อนุภาคเหล่านี้อาจเกิด ปฏิกิริยา ทำลายล้างกันเอง ซึ่งอาจส่งผลให้เกิดผลพลอยได้ที่สังเกตได้ เช่นรังสีแกมมาและนิวตริโน (การตรวจจับทางอ้อม) [82]

ในปี 2015 แนวคิดที่ว่ามวลสารมืดหนาแน่นประกอบด้วยหลุมดำดึกดำบรรพ์ได้กลับมาเป็นที่นิยมอีกครั้ง[108]หลังจากผล การวัด คลื่นความโน้มถ่วงที่ตรวจพบการรวมตัวกันของหลุมดำมวลปานกลาง หลุมดำที่มีมวลประมาณ 30 เท่าของดวงอาทิตย์ไม่ได้คาดว่าจะก่อตัวขึ้นจากการยุบตัวของดาวฤกษ์ (โดยทั่วไปมีมวลน้อยกว่า 15 เท่าของดวงอาทิตย์) หรือจากการรวมตัวกันของหลุมดำในใจกลางกาแล็กซี (มีมวลดวงอาทิตย์เป็นล้านหรือพันล้านเท่า) มีการเสนอว่าหลุมดำมวลปานกลางที่ทำให้เกิดการรวมตัวกันที่ตรวจพบนั้นก่อตัวขึ้นในช่วงแรกของเอกภพที่มีความหนาแน่นสูงเนื่องจากบริเวณที่มีความหนาแน่นมากกว่ายุบตัว การสำรวจซูเปอร์โนวาประมาณหนึ่งพันครั้งในภายหลังไม่พบเหตุการณ์เลนส์ความโน้มถ่วง ซึ่งคาดว่าจะมีประมาณแปดครั้งหากหลุมดำดึกดำบรรพ์มวลปานกลางเหนือช่วงมวลที่กำหนดคิดเป็นมากกว่า 60% ของมวลสารมืด[109]อย่างไรก็ตาม การศึกษาดังกล่าวถือว่าการกระจายแบบเอกรงค์เพื่อแสดงช่วงมวลของ LIGO/Virgo ซึ่งไม่สามารถนำไปใช้กับการกระจายมวลแบบแพลตีเคิร์ต กว้างๆ ที่แนะนำโดย การสังเกตการณ์ ของ กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ ในเวลาต่อมา [110] [89]

ความเป็นไปได้ที่หลุมดำดั้งเดิมขนาดอะตอมจะคิดเป็นเศษส่วนที่สำคัญของสสารมืดนั้นถูกตัดออกโดยการวัดฟลักซ์โพซิตรอนและอิเล็กตรอนนอกเฮลิโอสเฟียร์ของดวงอาทิตย์โดยยานโวเอเจอร์ 1หลุมดำขนาดเล็กมีทฤษฎีว่าปล่อยรังสีฮอว์คิงอย่างไรก็ตาม ฟลักซ์ที่ตรวจพบนั้นต่ำเกินไปและไม่มีสเปกตรัมพลังงานตามที่คาดไว้ ซึ่งแสดงให้เห็นว่าหลุมดำดั้งเดิมขนาดเล็กนั้นไม่แพร่หลายเพียงพอที่จะอธิบายสสารมืดได้[111]อย่างไรก็ตาม การวิจัยและทฤษฎีที่เสนอคำอธิบายสสารมืดหนาแน่นสำหรับสสารมืดยังคงดำเนินต่อไปจนถึงปี 2018 รวมถึงแนวทางในการทำให้สสารมืดเย็นลง[112] [113]และคำถามยังคงไม่ชัดเจน ในปี 2019 การขาดเอฟเฟกต์ไมโครเลนส์ในการสังเกตแอนดรอเมดาแสดงให้เห็นว่าหลุมดำขนาดเล็กไม่มีอยู่จริง[114]

อย่างไรก็ตาม ยังคงมีช่วงมวลที่ไม่ถูกจำกัดเป็นส่วนใหญ่ซึ่งเล็กกว่าช่วงมวลที่สามารถจำกัดได้โดยการสังเกตไมโครเลนส์แบบออปติคัล ซึ่งหลุมดำดั้งเดิมอาจอธิบายมวลสารมืดทั้งหมดได้[115] [116]

ความยาวสตรีมมิ่งฟรี

สสารมืดสามารถแบ่งออกได้เป็นประเภทเย็นอุ่นและร้อน[117] ประเภทเหล่านี้หมายถึง ความเร็วมากกว่าอุณหภูมิจริง ซึ่งระบุถึงระยะทางที่วัตถุที่สอดคล้องกันเคลื่อนที่เนื่องจากการเคลื่อนที่แบบสุ่มในเอกภพยุคแรก ก่อนที่วัตถุจะเคลื่อนที่ช้าลงเนื่องจากการขยายตัวของจักรวาล ซึ่งเป็นระยะทางที่สำคัญที่เรียกว่าความยาวการไหลอิสระ (FSL) ความผันผวนของความหนาแน่นดั้งเดิมที่น้อยกว่าความยาวนี้จะถูกชะล้างออกไปเมื่ออนุภาคแพร่กระจายจากบริเวณที่มีความหนาแน่นมากเกินไปไปยังบริเวณที่มีความหนาแน่นน้อยเกินไป ในขณะที่ความผันผวนที่มากขึ้นจะไม่ได้รับผลกระทบ ดังนั้น ความยาวนี้จึงเป็นการกำหนดมาตราส่วนขั้นต่ำสำหรับการก่อตัวของโครงสร้างในภายหลัง

หมวดหมู่ต่างๆ ถูกกำหนดตามขนาดของโปรโตกาแล็กซี (วัตถุที่ต่อมาพัฒนาไปเป็นกาแล็กซีแคระ ) อนุภาคมวลสารมืดจะถูกจำแนกประเภทเป็นเย็น อุ่น หรือร้อน ตาม FSL ของอนุภาค มีขนาดเล็กกว่ามาก (เย็น) คล้ายกับ (อุ่น) หรือใหญ่กว่า (ร้อน) โปรโตกาแล็กซีมาก[118] [119] [120]ส่วนผสมของสิ่งที่กล่าวมาข้างต้นก็เป็นไปได้เช่นกัน ทฤษฎีของมวลสารมืดแบบผสม เป็น ที่นิยมในช่วงกลางทศวรรษ 1990 แต่ถูกปฏิเสธหลังจากการค้นพบพลังงานมืด[ จำเป็นต้องอ้างอิง ]

สสารมืดเย็นทำให้เกิดโครงสร้างแบบล่างขึ้นบน โดยกาแล็กซีจะก่อตัวก่อนแล้วจึงค่อยก่อตัวเป็นกระจุกกาแล็กซีในระยะหลัง ในขณะที่สสารมืดร้อนจะส่งผลให้เกิดสถานการณ์การก่อตัวแบบบนลงล่าง โดยมีการรวมตัวของสสารขนาดใหญ่ในระยะแรก และแตกออกเป็นกาแล็กซีแยกจากกันในภายหลัง[ จำเป็นต้องมีการชี้แจง ] สสารมืด แบบหลังนี้ถูกแยกออกโดยการสังเกตการณ์กาแล็กซีที่มีค่าเรดชิฟต์สูง[49]

ผลกระทบจากสเปกตรัมความผันผวน

หมวดหมู่เหล่านี้ยังสอดคล้องกับผลกระทบของสเปกตรัมผันผวน[ จำเป็นต้องมีคำอธิบายเพิ่มเติม ]และช่วงเวลาหลังบิ๊กแบงซึ่งแต่ละประเภทกลายเป็นแบบไม่สัมพันธ์กัน เดวิสและคณะเขียนไว้ในปี 1985 ว่า[121]

อนุภาคที่คาดว่าจะเป็นสสารมืดสามารถแบ่งได้เป็นสามประเภทตามผลกระทบต่อสเปกตรัมความผันผวน (Bond et al. 1983) หากสสารมืดประกอบด้วยอนุภาคแสงจำนวนมากซึ่งยังคงมีความสัมพันธ์เชิงสัมพัทธภาพจนกระทั่งไม่นานก่อนที่จะรวมตัวใหม่ ก็อาจเรียกได้ว่าเป็นอนุภาค "ร้อน" สสารมืดที่คาดว่าจะเป็นสสารมืดร้อนที่ดีที่สุดคือ นิวตริโน ... ความเป็นไปได้ประการที่สองคือ อนุภาคสสารมืดอาจโต้ตอบกันน้อยกว่านิวตริโน มีปริมาณน้อยกว่า และมีมวลลำดับ 1 keV อนุภาคดังกล่าวเรียกว่า "สสารมืดอุ่น" เนื่องจากมีความเร็วความร้อนต่ำกว่านิวตริโนที่มีมวลมาก ... ปัจจุบันมีอนุภาคที่คาดว่าจะเป็นสสารมืดเพียงไม่กี่ตัวที่เข้าข่ายคำอธิบายนี้ มีการเสนอแนะเกี่ยวกับ GravitinosและPhotinos (Pagels and Primack 1982; Bond, Szalay and Turner 1982) ... อนุภาคใดๆ ที่กลายเป็นแบบไม่สัมพันธ์กับทฤษฎีสัมพัทธภาพในช่วงแรกๆ และสามารถแพร่กระจายในระยะทางที่ไม่สำคัญได้ เรียกว่า "สสารมืดเย็น" (CDM) มีอนุภาคที่เข้าข่าย CDM อยู่หลายตัว รวมถึงอนุภาคที่มีสมมาตรยิ่งยวดด้วย

— เดวิส, เอฟสตาธิอู, เฟรงค์, & ไวท์ (1985) [121]

คำจำกัดความทางเลือก

เส้นแบ่งโดยประมาณอีกเส้นหนึ่งคือมวลสารมืดอุ่นกลายเป็นแบบไม่สัมพันธ์กับทฤษฎีสัมพันธภาพเมื่อจักรวาลมีอายุประมาณ 1 ปีและมีขนาดเพียง 1 ในล้านของขนาดปัจจุบันและในยุคที่ถูกควบคุมด้วยรังสี (โฟตอนและนิวตริโน) โดยมีอุณหภูมิโฟตอนอยู่ที่ 2.7 ล้านเคลวิน จักรวาลวิทยากายภาพมาตรฐานกำหนดขนาดขอบฟ้าของอนุภาค เป็น (ความเร็วแสงคูณด้วยเวลา) ในยุคที่ถูกควบคุมด้วยรังสี ดังนั้นจึงเท่ากับ 2 ปีแสง ในปัจจุบัน บริเวณที่มีขนาดเท่านี้อาจขยายเป็น 2 ล้านปีแสง (ไม่มีการก่อตัวของโครงสร้าง) FSL จริงมีความยาวประมาณ 5 เท่าของความยาวข้างต้น เนื่องจากยังคงเติบโตช้าๆ ต่อไปในขณะที่ความเร็วของอนุภาคลดลงในทิศทางตรงกันข้ามกับปัจจัยมาตราส่วนหลังจากที่อนุภาคไม่สัมพันธ์กับทฤษฎีสัมพันธภาพ ในตัวอย่างนี้ FSL จะสอดคล้องกับ 10 ล้านปีแสง (หรือ 3 เมกะพาร์เซก ) ในปัจจุบัน ซึ่งใกล้เคียงกับขนาดที่มีกาแล็กซีขนาดใหญ่โดยเฉลี่ย 2 c t {\displaystyle 2ct}

อุณหภูมิโฟตอน 2.7 ล้าน  เคลวินให้พลังงานโฟตอนทั่วไป 250  อิเล็กตรอนโวลต์จึงกำหนดมาตราส่วนมวลทั่วไปสำหรับสสารมืดอุ่น อนุภาคที่มีมวลมากกว่านี้มาก เช่น WIMPs ที่มีมวล GeV–TeV จะกลายเป็นแบบไม่สัมพันธ์กับทฤษฎีสัมพัทธภาพเร็วกว่าหนึ่งปีหลังบิ๊กแบงมาก และด้วยเหตุนี้จึงมี FSL เล็กกว่าโปรโตกาแล็กซีมาก ทำให้เย็นลง ในทางกลับกัน อนุภาคที่มีน้ำหนักเบากว่ามาก เช่น นิวตริโนที่มีมวลเพียงไม่กี่อิเล็กตรอนโวลต์จะมี FSL ใหญ่กว่าโปรโตกาแล็กซีมาก จึงจัดเป็นอนุภาคร้อน

สสารมืดเย็น

สสารมืดเย็นเป็นคำอธิบายที่ง่ายที่สุดสำหรับการสังเกตทางจักรวาลวิทยาส่วนใหญ่ สสารมืดเป็นสสารมืดที่ประกอบด้วยองค์ประกอบที่มี FSL เล็กกว่ากาแล็กซีต้นกำเนิดมาก นี่คือจุดเน้นของการวิจัยสสารมืด เนื่องจากสสารมืดร้อนดูเหมือนจะไม่สามารถรองรับการก่อตัวของกาแล็กซีหรือกระจุกกาแล็กซีได้ และอนุภาคส่วนใหญ่ที่คาดว่าจะเป็นสสารมืดจะเคลื่อนที่ช้าลงในช่วงแรก

องค์ประกอบของมวลสารมืดเย็นยังไม่เป็นที่ทราบแน่ชัด ความเป็นไปได้มีตั้งแต่วัตถุขนาดใหญ่ เช่น MACHO (เช่น หลุมดำ[122]และดาว Preon [123] ) หรือRAMBO (เช่น กระจุกดาวแคระน้ำตาล) ไปจนถึงอนุภาคใหม่ เช่น WIMP และAxions

การทดลอง DAMA/NaIในปี 1997 และการทดลองDAMA/LIBRAในปี 2013 อ้างว่าสามารถตรวจจับอนุภาคสสารมืดที่เคลื่อนผ่านโลกได้โดยตรง แต่บรรดานักวิจัยหลายคนยังคงไม่เชื่อ เพราะผลลัพธ์เชิงลบจากการทดลองที่คล้ายกันดูเหมือนจะไม่สอดคล้องกับผลลัพธ์ของ DAMA

แบบจำลอง สมมาตรยิ่งยวดจำนวนมากเสนอผู้สมัครที่เป็นสสารมืดในรูปแบบของอนุภาคสมมาตรยิ่งยวดที่เบาที่สุด (LSP) ของ WIMPy [124]โดยแยกจากกัน นิวตริโนที่ปราศจากเชื้อหนักจะมีอยู่ในส่วนขยายที่ไม่สมมาตรยิ่งยวดของแบบจำลองมาตรฐานซึ่งอธิบาย มวล ของนิวตริโน ขนาดเล็ก ผ่านกลไกกระดานหก

สสารมืดอุ่น

สสารมืดอุ่นประกอบด้วยอนุภาคที่มี FSL เทียบเท่ากับขนาดของโปรโตกาแล็กซี การทำนายที่อิงกับสสารมืดอุ่นนั้นคล้ายคลึงกับการทำนายสสารมืดเย็นในระดับใหญ่ แต่มีการรบกวนความหนาแน่นในระดับเล็กน้อยกว่า ซึ่งทำให้มีปริมาณสสารมืดที่คาดการณ์ไว้ลดลง และอาจทำให้ความหนาแน่นของสสารมืดในส่วนกลางของกาแล็กซีขนาดใหญ่ลดลง นักวิจัยบางคนคิดว่าวิธีนี้เหมาะกับการสังเกตการณ์มากกว่า ความท้าทายสำหรับแบบจำลองนี้คือการขาดอนุภาคตัวอย่างที่มีมวลตามต้องการประมาณ 300 eV ถึง 3000 eV [ จำเป็นต้องอ้างอิง ]

อนุภาคที่รู้จักไม่สามารถจัดอยู่ในประเภทสสารมืดอุ่นได้ อนุภาคที่คาดว่าจะเป็นส สาร มืดชนิดไม่ร้อนคือ นิวตริโน สเตอไรล์ ซึ่งเป็นนิวตริโนที่มี มวลมากกว่าและเคลื่อนที่ช้ากว่า โดยไม่ได้โต้ตอบกับ แรงที่อ่อน ซึ่งแตกต่างจากนิวตริโนชนิดอื่น ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงที่ดัดแปลงบางทฤษฎี เช่นแรงโน้มถ่วงแบบสเกลาร์–เทนเซอร์–เวกเตอร์ต้องใช้สสารมืดชนิด "อุ่น" เพื่อทำให้สมการของทฤษฎีนี้ใช้ได้

สสารมืดร้อน

สสารมืดร้อนประกอบด้วยอนุภาคที่มี FSL ใหญ่กว่าขนาดของโปรโตกาแล็กซีมากนิวตริโนจัดอยู่ในประเภทอนุภาคดังกล่าว อนุภาคเหล่านี้ถูกค้นพบอย่างอิสระก่อนการล่าหาสสารมืดนานมาก โดยตั้งสมมติฐานว่าอนุภาคเหล่านี้มีมวลในปี 1930 และตรวจพบในปี 1956นิวตริโน มี มวลน้อยกว่า 10 −6ของอิเล็กตรอนนิวตริโนทำปฏิกิริยากับสสารปกติโดยอาศัยแรงโน้มถ่วงและแรงอ่อนเท่านั้น ทำให้ตรวจจับได้ยาก (แรงอ่อนมีผลในระยะทางสั้น ๆ เท่านั้น ดังนั้น นิวตริโนจึงกระตุ้นเหตุการณ์แรงอ่อนได้ก็ต่อเมื่อชนนิวเคลียสโดยตรง) ซึ่งทำให้อนุภาคเหล่านี้กลายเป็น " อนุภาคขนาดเล็กที่มีปฏิสัมพันธ์กันน้อย " ( WISP ) ซึ่งแตกต่างจาก WIMP

นิวตริโน สามประเภท ที่รู้จัก ได้แก่อิเล็กตรอนมิวออนและเทานิวตริโนจะแกว่งไปมาระหว่างประเภทต่างๆ ขณะเคลื่อนที่ การกำหนดขอบเขตบน ที่แน่นอน ของมวลเฉลี่ยรวมของนิวตริโนทั้งสามประเภทนั้นทำได้ยาก ตัวอย่างเช่น หากมวลเฉลี่ยของนิวตริโนมีค่ามากกว่า 50  eV /c 2 (น้อยกว่า 10 −5ของมวลอิเล็กตรอน) จักรวาลก็จะพังทลายลง[125]ข้อมูล CMB และวิธีการอื่นๆ ระบุว่ามวลเฉลี่ยของนิวตริโนเหล่านี้น่าจะไม่เกิน 0.3 eV/c 2ดังนั้น นิวตริโนที่สังเกตได้จึงไม่สามารถอธิบายสสารมืดได้[126]

เนื่องจากความหนาแน่นของขนาดกาแล็กซีถูกชะล้างออกไปด้วยการไหลแบบอิสระ สสารมืดร้อนจึงบ่งชี้ว่าวัตถุแรกๆ ที่สามารถก่อตัวได้คือ แพนเค้กขนาด ซูเปอร์คลัสเตอร์ ขนาดใหญ่ ซึ่งต่อมาแตกออกเป็นกาแล็กซีการสังเกตการณ์ในอวกาศลึกกลับแสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีก่อตัวขึ้นก่อน ตามด้วยคลัสเตอร์และซูเปอร์คลัสเตอร์เมื่อกาแล็กซีรวมตัวกัน

การรวมตัวของสสารมืดและวัตถุสสารมืดหนาแน่น

หากสสารมืดประกอบด้วยอนุภาคที่มีปฏิสัมพันธ์กันอย่างอ่อน คำถามที่ชัดเจนก็คือ สสารมืดสามารถสร้างวัตถุที่เทียบเท่ากับดาวเคราะห์ดวงดาวหรือหลุมดำ ได้ หรือไม่ ในอดีต คำตอบคือ สสารมืดทำไม่ได้[f] [127] [128] [129]เนื่องมาจากปัจจัยสองประการ :

ขาดวิธีการที่มีประสิทธิภาพในการสูญเสียพลังงาน[127]
สสารธรรมดาก่อตัวเป็นวัตถุที่มีความหนาแน่นเนื่องจากมีหลายวิธีในการสูญเสียพลังงาน การสูญเสียพลังงานถือเป็นสิ่งสำคัญสำหรับการสร้างวัตถุ เนื่องจากอนุภาคที่ได้รับพลังงานระหว่างการอัดตัวหรือตกลง "ด้านใน" ภายใต้แรงโน้มถ่วง และไม่สามารถสูญเสียพลังงานด้วยวิธีอื่น จะร้อนขึ้นและเพิ่มความเร็วและโมเมนตัมสสารมืดดูเหมือนจะไม่มีวิธีที่จะสูญเสียพลังงาน เนื่องจากมันไม่สามารถโต้ตอบได้อย่างรุนแรงในรูปแบบอื่นใด ยกเว้นผ่านแรงโน้มถ่วงทฤษฎีบทไวเรียลระบุว่าอนุภาคดังกล่าวจะไม่ผูกพันกับวัตถุที่ค่อยๆ ก่อตัวขึ้น เมื่อวัตถุเริ่มก่อตัวและอัดตัว อนุภาคสสารมืดภายในวัตถุจะเคลื่อนที่เร็วขึ้นและมีแนวโน้มที่จะหลบหนี
ขาดความหลากหลายของปฏิสัมพันธ์ที่จำเป็นในการสร้างโครงสร้าง[129]
สสารธรรมดามีปฏิสัมพันธ์กันในหลากหลายรูปแบบ ซึ่งทำให้สสารสามารถสร้างโครงสร้างที่ซับซ้อนมากขึ้นได้ ตัวอย่างเช่น ดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้นโดยอาศัยแรงโน้มถ่วง แต่อนุภาคภายในจะโต้ตอบกันและสามารถปล่อยพลังงานในรูปของนิวตริโนและรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าผ่านการหลอมรวมเมื่อพวกมันมีพลังงานเพียงพอโปรตอนและนิวตรอนสามารถจับกันผ่านปฏิสัมพันธ์ที่รุนแรงและจากนั้นจึงสร้างอะตอมกับอิเล็กตรอนโดยส่วนใหญ่ผ่านปฏิสัมพันธ์ทางแม่เหล็กไฟฟ้าไม่มีหลักฐานว่าสสารมืดสามารถมีปฏิสัมพันธ์ได้หลากหลายรูปแบบเช่นนี้ เนื่องจากดูเหมือนว่าสสารมืดจะโต้ตอบกันผ่านแรงโน้มถ่วงเท่านั้น (และอาจเป็นไปได้ด้วยวิธีการบางอย่างที่ไม่แรงกว่าปฏิสัมพันธ์ที่อ่อนแอแม้ว่าจนกว่าจะเข้าใจสสารมืดได้ดีขึ้น สิ่งนี้ก็ยังเป็นเพียงการคาดเดาเท่านั้น)

อย่างไรก็ตาม มีทฤษฎีเกี่ยวกับมวลสารมืดของอะตอมที่คล้ายคลึงกับมวลสารปกติที่สามารถเอาชนะปัญหาเหล่านี้ได้[86]

การตรวจจับอนุภาคสสารมืด

หากสสารมืดประกอบด้วยอนุภาคย่อยของอะตอม อนุภาคดังกล่าวจำนวนนับล้านหรืออาจเป็นพันล้านอนุภาคจะต้องเคลื่อนผ่านทุกตารางเซนติเมตรของโลกทุกวินาที[130] [131]การทดลองหลายครั้งมุ่งเป้าไปที่การทดสอบสมมติฐานนี้ แม้ว่า WIMP จะเป็นตัวเลือกหลักในการค้นหา แต่[49] แอกซิออนได้รับความสนใจอีกครั้ง โดยการทดลองAxion Dark Matter Experiment (ADMX) จะค้นหาแอกซิออนและมีแผนที่จะค้นหาอีกมากมายในอนาคต[132]ตัวเลือกอีกตัวหนึ่งคือ อนุภาค เซกเตอร์ที่ซ่อนอยู่ซึ่ง มีน้ำหนักมาก ซึ่งจะโต้ตอบกับสสารธรรมดาผ่านแรงโน้มถ่วงเท่านั้น

การทดลองเหล่านี้สามารถแบ่งออกได้เป็น 2 ประเภท คือ การทดลองตรวจจับโดยตรง ซึ่งค้นหาการกระเจิงของอนุภาคสสารมืดออกจากนิวเคลียสอะตอมภายในเครื่องตรวจจับ และการทดลองตรวจจับโดยอ้อม ซึ่งมองหาผลิตภัณฑ์ของการทำลายล้างหรือการสลายตัวของอนุภาคสสารมืด[82]

การตรวจจับโดยตรง

การทดลองตรวจจับโดยตรงมีจุดมุ่งหมายเพื่อสังเกตการหดตัว ของนิวเคลียสที่มีพลังงานต่ำ (โดยทั่วไปคือไม่กี่keV ) ที่เกิดจากปฏิสัมพันธ์กับอนุภาคของสสารมืด ซึ่ง (ในทางทฤษฎี) กำลังเคลื่อนผ่านโลก หลังจากการหดตัวดังกล่าว นิวเคลียสจะปล่อยพลังงานออกมาในรูปแบบของ แสงประกาย หรือ โฟนอนเมื่อเคลื่อนผ่านอุปกรณ์ตรวจจับที่มีความละเอียดอ่อน เพื่อให้เกิดประสิทธิภาพ จำเป็นต้องรักษาพื้นหลังให้ต่ำมาก ซึ่งเป็นเหตุผลว่าทำไมการทดลองดังกล่าวจึงมักดำเนินการใต้ดินลึกๆ ที่การรบกวนจากรังสีคอสมิกจะลดน้อยลง ตัวอย่างห้องปฏิบัติการใต้ดินที่มีการทดลองตรวจจับโดยตรง ได้แก่เหมือง StawellเหมืองSoudanห้อง ปฏิบัติการใต้ดิน SNOLABที่Sudburyห้องปฏิบัติการแห่งชาติ Gran Sassoห้องปฏิบัติการใต้ดิน Canfrancห้องปฏิบัติการใต้ดิน Boulbyห้องปฏิบัติการวิทยาศาสตร์และวิศวกรรมใต้ดินลึกและห้องปฏิบัติการใต้ดิน China Jinping

การทดลองเหล่านี้ส่วนใหญ่ใช้เทคโนโลยีตรวจจับของเหลวที่มีสมบัติเป็นบวกหรือของเหลวที่มีสมบัติเป็นบวก เครื่องตรวจจับของเหลวที่มีสมบัติเป็นบวกซึ่งทำงานที่อุณหภูมิต่ำกว่า 100 mK จะตรวจจับความร้อนที่เกิดขึ้นเมื่ออนุภาคกระทบกับอะตอมในตัวดูดซับผลึกเช่น เจอร์เมเนียม เครื่องตรวจจับของเหลวที่มีสมบัติเป็นบวก จะตรวจจับประกายแสงที่เกิดจากการชนกันของอนุภาคในซีนอน เหลว หรืออาร์กอนการทดลองเครื่องตรวจจับที่มีสมบัติเป็นบวกได้แก่ โครงการCDMS , CRESST , EDELWEISSและEURECAในขณะที่การทดลองของเหลวที่มีสมบัติเป็นบวกได้แก่LZ , XENON , DEAP , ArDM , WARP , DarkSide , PandaXและ LUX ซึ่งเป็นการทดลอง Xenon ใต้ดินขนาดใหญ่เทคนิคทั้งสองนี้เน้นอย่างมากที่ความสามารถในการแยกแยะอนุภาคพื้นหลัง (ซึ่งกระจายอิเล็กตรอนเป็นหลัก) จากอนุภาคของสสารมืด (ที่กระจายนิวเคลียส) การทดลองอื่นๆ ได้แก่SIMPLEและPICASSOซึ่งใช้แนวทางอื่นในการพยายามตรวจจับสสารมืด

ปัจจุบันยังไม่มีการอ้างสิทธิ์ที่ชัดเจนในการตรวจจับมวลสารมืดจากการทดลองตรวจจับโดยตรง ส่งผลให้มีขีดจำกัดบนของมวลและหน้าตัดปฏิสัมพันธ์กับนิวคลีออนของอนุภาคมวลสารมืดดังกล่าว[133] ความร่วมมือในการทดลอง DAMA /NaI และ DAMA/LIBRAล่าสุดได้ตรวจพบการปรับเปลี่ยนประจำปีในอัตราของเหตุการณ์ในเครื่องตรวจจับ[134] [135]ซึ่งพวกเขาอ้างว่าเกิดจากมวลสารมืด ซึ่งเป็นผลมาจากการคาดคะเนว่าเมื่อโลกโคจรรอบดวงอาทิตย์ ความเร็วของเครื่องตรวจจับเทียบกับฮาโลมวลสารมืดจะแตกต่างกันเล็กน้อย การอ้างสิทธิ์นี้ยังไม่ได้รับการยืนยันและขัดแย้งกับผลลัพธ์เชิงลบจากการทดลองอื่นๆ เช่น LUX, SuperCDMS [136]และ XENON100 [137]

กรณีพิเศษของการทดลองตรวจจับโดยตรงครอบคลุมถึงการทดลองที่มีความไวต่อทิศทาง ซึ่งเป็นกลยุทธ์การค้นหาที่อิงตามการเคลื่อนที่ของระบบสุริยะรอบใจกลางกาแล็กซี[138] [139] [140] [141] ห้องฉายเวลาความกดอากาศต่ำทำให้สามารถเข้าถึงข้อมูลเกี่ยวกับเส้นทางการหดตัวและจำกัดจลนศาสตร์ของ WIMP-นิวเคลียส WIMP ที่มาจากทิศทางที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ (ประมาณไปทางCygnus ) อาจแยกออกจากพื้นหลังซึ่งควรจะเป็นแบบไอโซทรอปิก การทดลองสสารมืดแบบมีทิศทาง ได้แก่DMTPC , DRIFT , Newage และ MIMAC

การตรวจจับทางอ้อม

ภาพตัดปะของการชนกันของกระจุกดาวทั้งหกแห่งพร้อมแผนที่มวลสารมืด กระจุกดาวเหล่านี้ถูกสังเกตในการศึกษาว่ามวลสารมืดในกระจุกดาวกาแล็กซีมีพฤติกรรมอย่างไรเมื่อกระจุกดาวชนกัน[142]
วิดีโอเกี่ยวกับ การตรวจจับการทำลายล้าง มวลสารมืดด้วยรังสีแกมมาที่มีศักยภาพรอบๆหลุมดำมวลยิ่งยวด(ระยะเวลา 0:03:13 โปรดดูคำอธิบายไฟล์ด้วย)

การทดลองตรวจจับทางอ้อมจะค้นหาผลิตภัณฑ์ของการทำลายล้างตนเองหรือการสลายตัวของอนุภาคสสารมืดในอวกาศภายนอก ตัวอย่างเช่น ในบริเวณที่มีความหนาแน่นของสสารมืดสูง (เช่น ใจกลางกาแล็กซีของเรา ) อนุภาคสสารมืดสองอนุภาคอาจทำลายล้างกันจนผลิตรังสีแกมมาหรืออนุภาคคู่ในแบบจำลองมาตรฐาน-แอนติอนุภาค[143]หรืออีกทางหนึ่ง หากอนุภาคสสารมืดไม่เสถียร อนุภาคนั้นอาจสลายตัวเป็นอนุภาคในแบบจำลองมาตรฐาน (หรืออนุภาคอื่น) กระบวนการเหล่านี้สามารถตรวจจับได้โดยอ้อมผ่านรังสีแกมมาแอนติโปรตอนหรือโพซิตรอน ส่วนเกิน ที่แผ่ออกมาจากบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงในกาแล็กซีของเราหรือกาแล็กซีอื่น ๆ[144]ความยากลำบากที่สำคัญอย่างหนึ่งในการค้นหาดังกล่าวคือ แหล่งที่มาทางดาราศาสตร์ต่างๆ สามารถเลียนแบบสัญญาณที่คาดว่าจะมาจากสสารมืดได้ ดังนั้นจึงน่าจะต้องใช้สัญญาณหลายสัญญาณเพื่อการค้นพบที่ชัดเจน[49] [82]

อนุภาคสสารมืดจำนวนหนึ่งที่เคลื่อนผ่านดวงอาทิตย์หรือโลกอาจกระจัดกระจายออกจากอะตอมและสูญเสียพลังงาน ดังนั้น สสารมืดอาจสะสมอยู่ที่ศูนย์กลางของวัตถุเหล่านี้ ทำให้มีโอกาสเกิดการชน/การทำลายล้างมากขึ้น ซึ่งอาจก่อให้เกิดสัญญาณเฉพาะในรูปแบบของนิวตริโนพลังงาน สูง [145]สัญญาณดังกล่าวถือเป็นหลักฐานทางอ้อมที่ชัดเจนของสสารมืด WIMP [49]กล้องโทรทรรศน์นิวตริโนพลังงานสูง เช่นAMANDA , IceCubeและANTARESกำลังค้นหาสัญญาณนี้[46] : 298 การตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงโดยLIGOในเดือนกันยายน 2015เปิดโอกาสให้สังเกตสสารมืดในรูปแบบใหม่ โดยเฉพาะอย่างยิ่งหากอยู่ในรูปของหลุมดำดั้งเดิม[146] [147] [148]

การค้นหาเชิงทดลองจำนวนมากได้ดำเนินการเพื่อค้นหาการปลดปล่อยจากการทำลายล้างหรือการสลายตัวของสสารมืด ซึ่งมีตัวอย่างดังต่อไปนี้

กล้องโทรทรรศน์ทดลองรังสีแกมมาพลังงานสูงตรวจพบรังสีแกมมามากกว่าที่คาดไว้จากทางช้างเผือก ในปี พ.ศ. 2551 แต่กลุ่มนักวิทยาศาสตร์สรุปว่าสาเหตุส่วนใหญ่น่าจะมาจากการประมาณค่าความไวของกล้องโทรทรรศน์ที่ไม่ถูกต้อง[149]

กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมาแฟร์มีกำลังค้นหารังสีแกมมาที่คล้ายกัน[150]ในปี 2009 พบรังสีแกมมาจากใจกลางกาแล็กซีของทางช้างเผือกเกินขนาดที่ยังไม่อธิบายได้ในข้อมูลของแฟร์มี รังสีเกินขนาด GeV ที่ใจกลางกาแล็กซี นี้ อาจเกิดจากการทำลายล้างมวลสารมืดหรือประชากรของพัลซาร์[151]ในเดือนเมษายน 2012 การวิเคราะห์ข้อมูลที่มีอยู่ก่อนหน้านี้จาก กล้องโทรทรรศน์ อวกาศขนาดใหญ่ ของแฟร์ มีได้ให้หลักฐานทางสถิติของสัญญาณ 130 GeV ในรังสีแกมมาที่มาจากใจกลางกาแล็กซี[152]การทำลายล้างของ WIMP ถือเป็นคำอธิบายที่น่าจะเป็นไปได้มากที่สุด[153]

กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมาที่ภาคพื้นดินซึ่งมีพลังงานสูงกว่าได้กำหนดขีดจำกัดในการทำลายล้างมวลสารมืดในดาราจักรแคระทรงรี[154]และในกระจุกดาราจักร[155]

การ ทดลอง PAMELA (เริ่มต้นในปี 2549) ตรวจพบโพซิตรอน ส่วนเกิน ซึ่งอาจมาจากการทำลายล้างมวลสารมืดหรือจากพัลซาร์ไม่พบแอนติโปรตอน ส่วนเกิน [156]

ผลการทดสอบด้วยเครื่อง สเปกโตรมิเตอร์แม่เหล็กอัลฟาบนสถานีอวกาศนานาชาติในปี 2556 บ่งชี้ว่ามี รังสีคอสมิกพลังงานสูงเกินซึ่งอาจเกิดจากการทำลายล้างมวลสารมืด[157] [158] [159 ] [160] [161] [162]

ยานคอลไลเดอร์ค้นหาสสารมืด

แนวทางอื่นในการตรวจจับอนุภาคของสสารมืดในธรรมชาติคือการผลิตอนุภาคเหล่านี้ในห้องปฏิบัติการ การทดลองกับLarge Hadron Collider (LHC) อาจสามารถตรวจจับอนุภาคของสสารมืดที่เกิดขึ้นจากการชนกันของ ลำแสง โปรตอน ของ LHC ได้ เนื่องจากอนุภาคของสสารมืดควรมีปฏิสัมพันธ์กับสสารที่มองเห็นได้ตามปกติเพียงเล็กน้อย จึงสามารถตรวจจับได้โดยอ้อมในรูปของพลังงานและโมเมนตัมที่หายไป (ในปริมาณมาก) ซึ่งหลุดรอดจากเครื่องตรวจจับ โดยต้องสามารถตรวจจับผลิตภัณฑ์จากการชนกันอื่นๆ (ที่ไม่สามารถละเลยได้) ได้[163]ข้อจำกัดเกี่ยวกับสสารมืดยังมีอยู่ใน การทดลอง LEPโดยใช้หลักการที่คล้ายกัน แต่ใช้การตรวจสอบปฏิสัมพันธ์ระหว่างอนุภาคของสสารมืดกับอิเล็กตรอนแทนที่จะเป็นควาร์ก[164]การค้นพบใดๆ จากการค้นหาเครื่องชนกันจะต้องได้รับการยืนยันโดยการค้นพบในภาคการตรวจจับทางอ้อมหรือโดยตรงเพื่อพิสูจน์ว่าอนุภาคที่ค้นพบนั้นเป็นสสารมืดจริงๆ

สมมติฐานทางเลือก

เนื่องจากยังไม่มีการระบุสสารมืด จึงมีสมมติฐานอื่นๆ มากมายที่มุ่งอธิบายปรากฏการณ์การสังเกตเดียวกันนี้โดยไม่แนะนำสสารชนิดใหม่ที่ไม่รู้จัก ทฤษฎีที่สนับสนุนหลักฐานการสังเกตส่วนใหญ่สำหรับสสารมืด ซึ่งก็คือทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไป ได้รับการทดสอบอย่างดีในระดับระบบสุริยะแล้ว แต่ยังไม่มีการพิสูจน์ความถูกต้องในระดับกาแล็กซีหรือจักรวาลวิทยา[165]การปรับเปลี่ยนทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไปที่เหมาะสมอาจช่วยขจัดความจำเป็นในการใช้สสารมืดได้ ทฤษฎีที่รู้จักกันดีที่สุดในกลุ่มนี้คือMOND และ แรงโน้มถ่วงเทนเซอร์-เวกเตอร์-สเกลาร์เชิงสัมพันธภาพทั่วไป(TeVeS) [166] แรงโน้มถ่วง f(R) [ 167] มวล ลบของไหลมืด[168] [169] [ 170]และแรงโน้มถ่วงเอนโทรปี [ 171] มี ทฤษฎีอื่นๆ อีกมากมาย[172] [173]

หลุมดำดึกดำบรรพ์ถือเป็นตัวเลือกสำหรับองค์ประกอบของสสารมืด[94] [92] [174] [175]ข้อจำกัดในช่วงแรกเกี่ยวกับหลุมดำดึกดำบรรพ์ในฐานะสสารมืดมักสันนิษฐานว่าหลุมดำส่วนใหญ่จะมีมวลที่คล้ายคลึงกันหรือเหมือนกัน ("สีเดียว") ซึ่งถูกหักล้างโดยผลการทดลองของ LIGO/Virgo [90] [91] [93] ในปี 2024 การตรวจสอบโดยBernard Carrและเพื่อนร่วมงานสรุปว่าหลุมดำดึกดำบรรพ์ที่ก่อตัวใน ยุค โครโมไดนามิกส์ควอนตัมก่อน 10 –5วินาทีหลังบิ๊กแบงสามารถอธิบายการสังเกตส่วนใหญ่ที่เชื่อว่าเกิดจากสสารมืดได้ การก่อตัวของหลุมดำดังกล่าวจะส่งผลให้มีการกระจายมวลที่ขยายออกไปในปัจจุบัน "โดยมีจุดนูนที่แตกต่างกันหลายจุด โดยจุดนูนที่เด่นชัดที่สุดอยู่ที่ประมาณมวลดวงอาทิตย์หนึ่งเท่า" [13]

ปัญหาของสมมติฐานทางเลือกก็คือหลักฐานการสังเกตสำหรับสสารมืดมาจากแนวทางอิสระจำนวนมาก (ดูหัวข้อ "หลักฐานการสังเกต" ด้านบน) การอธิบายการสังเกตแต่ละรายการเป็นไปได้ แต่การอธิบายทั้งหมดโดยไม่มีสสารมืดนั้นยากมาก อย่างไรก็ตาม สมมติฐานทางเลือกก็ประสบความสำเร็จบ้างประปราย เช่น การทดสอบเลนส์โน้มถ่วงในแรงโน้มถ่วงเอนโทรปีในปี 2016 [176] [177] [178]และการวัดผล MOND เฉพาะในปี 2020 [179] [180]

ความคิดเห็นที่เป็นที่ยอมรับกันในหมู่นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ส่วนใหญ่ก็คือ ในขณะที่การดัดแปลงทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไปอาจอธิบายหลักฐานการสังเกตบางส่วนได้ แต่คงมีข้อมูลเพียงพอที่จะสรุปได้ว่าต้องมีสสารมืดบางรูปแบบอยู่ในจักรวาล[17]

สสารมืดมักปรากฏเป็นหัวข้อในวารสารผสมผสานที่ครอบคลุมทั้งหัวข้อทางวิทยาศาสตร์เชิงข้อเท็จจริงและนิยายวิทยาศาสตร์[181]และสสารมืดเองก็ถูกเรียกว่า "เนื้อหาในนิยายวิทยาศาสตร์" [182]

การกล่าวถึงสสารมืดมักเกิดขึ้นในงานวรรณกรรม ในกรณีดังกล่าว มักกล่าวถึงคุณสมบัติทางกายภาพหรือเวทมนตร์ที่พิเศษ จึงขัดแย้งกับคุณสมบัติที่สันนิษฐานของสสารมืดในฟิสิกส์และจักรวาลวิทยา ตัวอย่างเช่น:

  • สสารมืดทำหน้าที่เป็นกลไกพล็อตเรื่องในตอน " Soft Light " ของ X-Files [183]
  • สารที่ได้รับแรงบันดาลใจจากสสารมืดที่รู้จักกันในชื่อ"ฝุ่น"ปรากฏเด่นชัดในไตรภาคเรื่องHis Dark Materialsของฟิลิป พูลแมน[184]
  • สิ่งมีชีวิตที่สร้างจากสสารมืดคือศัตรูในXeelee SequenceของStephen Baxter [185 ]

พูดกว้างๆ ว่าวลี "สสารมืด" ใช้ในเชิงเปรียบเทียบในนิยายเพื่อแสดงถึงสิ่งที่มองไม่เห็นหรือมองไม่เห็น[186]

ดูเพิ่มเติม

ทฤษฎีที่เกี่ยวข้อง
การทดลอง
  • DEAP  – การทดลองค้นหาสสารมืด เครื่องมือค้นหา
  • การทดลอง LZ  – การทดลองในเซาท์ดาโคตา สหรัฐอเมริกาPages displaying wikidata descriptions as a fallbackเครื่องตรวจจับมวลสารมืดใต้ดินขนาดใหญ่
  • Dark Matter Particle Explorer ( DAMPE ) – ดาวเทียมวิทยาศาสตร์ของจีน ซึ่งเป็นภารกิจทางอวกาศ
  • เครื่องวัดสเปกโตรมิเตอร์อนุภาคทั่วไป
  • MultiDarkเป็นโครงการวิจัย
  • โครงการ Illustris  – จักรวาลจำลองด้วยคอมพิวเตอร์ การจำลองดาราศาสตร์
  • Future Circular Collider  – เครื่องเร่งอนุภาคที่ได้รับการเสนอ โครงสร้างพื้นฐานการวิจัยเครื่องเร่งอนุภาค
ผู้สมัครสสารมืด
อื่น
  • ส่วนเกิน GeV จากใจกลางกาแล็กซี  – รังสีแกมมาจากใจกลางกาแล็กซีโดยไม่ทราบสาเหตุ
  • อีเธอร์เรืองแสง – ทฤษฎีที่ครั้งหนึ่งเคยเชื่อว่าเป็นวัสดุที่มองไม่เห็นและไม่มีที่สิ้นสุดซึ่งไม่มีปฏิสัมพันธ์กับวัตถุทางกายภาพ ใช้เพื่ออธิบายว่าแสงเดินทางผ่านสุญญากาศได้อย่างไร (ปัจจุบันพิสูจน์แล้วว่าไม่เป็นความจริง)

หมายเหตุ

  1. ^ เนื่องจากพลังงานมืดไม่นับว่าเป็นสสาร นี่คือ26.8-4.9 + 26.8= 0.845 .
  2. ↑ " อืม, wie beobachtet, einen mittleren Dopplereffekt von 1000 km/sek oder mehr zu erhalten, müsste also die mittlere Dichte im Comasystem mindestens 400 mal grösser sein als die auf Grund von Beobachtungen an leuchtender Materie abgeleitete. Falls sich dies bewahrheiten , ไง sich ยัง das überraschende ผลลัพธ์ ergeben, dass dunkle Materie ใน sehr viel grösserer Dichte vorhanden ist als leuchtende Materie" [29] (หน้า 125)
    [เพื่อให้ได้ผลโดปเปลอร์เฉลี่ย 1,000 กม./วินาทีขึ้นไปตามที่สังเกต ความหนาแน่นเฉลี่ยในระบบโคม่าจะต้องมากกว่าค่าที่ได้จากการสังเกตสสารเรืองแสงอย่างน้อย 400 เท่า หากยืนยันได้ ผลลัพธ์ที่น่าประหลาดใจก็คือ สสารมืดมีความหนาแน่นมากกว่าสสารเรืองแสงมาก]
  3. ^ อย่างไรก็ตาม ในยุคจักรวาลสมัยใหม่ สนามนิวตริโนได้เย็นตัวลงและเริ่มมีพฤติกรรมคล้ายสสารมากขึ้นและคล้ายรังสีน้อยลง
  4. ^ นี่คือผลจากทฤษฎีบทเชลล์และการสังเกตว่ากาแล็กซีชนิดก้นหอยมีความสมมาตรเป็นทรงกลมเป็นส่วนใหญ่ (ใน 2 มิติ)
  5. ^ นิวตริโนสามประเภทที่สังเกตพบแล้วมีอยู่มากมายและมืดและมีสสาร แต่มวลแต่ละอันแทบจะแน่นอนว่าเล็กเกินไปที่จะอธิบายสสารมืดได้มากกว่าเศษเสี้ยวเล็กน้อย เนื่องมาจากข้อจำกัดที่ได้มาจากโครงสร้างขนาดใหญ่และกาแล็กซีที่มีค่าเรดชิฟต์ สูง [82]
  6. ^ "ความเชื่อที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางอย่างหนึ่งเกี่ยวกับมวลสารมืดก็คือ มันไม่สามารถเย็นตัวลงได้โดยการแผ่พลังงานออกมา หากมันทำได้ มันก็อาจรวมตัวกันและสร้างวัตถุที่มีความหนาแน่นในลักษณะเดียวกับที่มวลสารแบริออนสร้างดาวเคราะห์ ดวงดาว และกาแล็กซี การสังเกตจนถึงขณะนี้ชี้ให้เห็นว่ามวลสารมืดไม่สามารถทำได้เช่นนั้น มันอาศัยอยู่ในฮาโลที่กระจัดกระจายเท่านั้น ... ด้วยเหตุนี้ จึงไม่น่าเป็นไปได้อย่างยิ่งที่จะมีวัตถุที่มีความหนาแน่นมาก เช่น ดาวฤกษ์ที่สร้างจากมวลสารมืดทั้งหมด (หรือเกือบทั้งหมด)" — Buckley & Difranzo (2018) [127]

อ้างอิง

  1. ^ Siegfried, T. (5 กรกฎาคม 1999). "มิติอวกาศที่ซ่อนอยู่อาจอนุญาตให้มีจักรวาลคู่ขนาน อธิบายความลึกลับของจักรวาล". Dallas Morning News
  2. ^ Trimble, V. (1987). "การดำรงอยู่และธรรมชาติของสสารมืดในจักรวาล" (PDF) . Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 25 : 425–472. Bibcode :1987ARA&A..25..425T. doi :10.1146/annurev.aa.25.090187.002233. ISSN  0066-4146. S2CID  123199266. เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งดั้งเดิมเมื่อ 18 กรกฎาคม 2018
  3. ^ "ประวัติศาสตร์ของสสารมืด". 2017.
  4. ^ "Planck Mission Brings Universe into Sharp Focus". NASA Mission Pages . 21 มีนาคม 2013. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 12 พฤศจิกายน 2020 . สืบค้นเมื่อ1 พฤษภาคม 2016 .
  5. ^ "พลังงานมืด สสารมืด". วิทยาศาสตร์ NASA: ฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 5 มิถุนายน 2015.
  6. ^ Ade, PAR; Aghanim, N. ; Armitage-Caplan, C.; et al. (Planck Collaboration) (22 มีนาคม 2013). "ผลลัพธ์ของ Planck 2013 I. ภาพรวมของผลิตภัณฑ์และผลลัพธ์ทางวิทยาศาสตร์ – ตารางที่ 9". Astronomy and Astrophysics . 1303 : 5062. arXiv : 1303.5062 . Bibcode :2014A&A...571A...1P. doi :10.1051/0004-6361/201321529. S2CID  218716838.
  7. ^ ฟรานซิส, แมทธิว (22 มีนาคม 2013). "ผลการทดลองของพลังค์ครั้งแรก: จักรวาลยังคงแปลกประหลาดและน่าสนใจ" Ars Technica
  8. ^ "พลังค์จับภาพของจักรวาลยุคเยาว์ เผยให้เห็นแสงแรกเริ่ม" มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์ 21 มีนาคม 2013 สืบค้นเมื่อ21มีนาคม2013
  9. ^ Carroll, Sean (2007). Dark Matter, Dark Energy: The dark side of the universe . The Teaching Company. Guidebook Part 2 p. 46. ... dark matter: ส่วนประกอบของสสารที่มองไม่เห็นและแทบจะไม่มีการชนกัน ซึ่งประกอบเป็นประมาณ 25 เปอร์เซ็นต์ของความหนาแน่นของพลังงานในจักรวาล ... เป็นอนุภาคอีกประเภทหนึ่ง ... สิ่งที่ยังไม่ได้รับการสังเกตในห้องทดลอง ...
  10. ^ เฟอร์ริส, ทิโมธี (มกราคม 2015). "สสารมืด". จักรวาลที่ซ่อนอยู่. นิตยสาร National Geographic . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 25 ธันวาคม 2014. สืบค้นเมื่อ10 มิถุนายน 2015 .
  11. ^ Jarosik, N.; et al. (2011). "การสังเกตของ WMAP (Wilson microwave anisotropy probe) เจ็ดปี: แผนที่ท้องฟ้า ข้อผิดพลาดเชิงระบบ และผลลัพธ์พื้นฐาน" Astrophysical Journal Supplement . 192 (2): 14. arXiv : 1001.4744 . Bibcode :2011ApJS..192...14J. doi :10.1088/0067-0049/192/2/14. S2CID  46171526
  12. ^ Timmer, John (21 เมษายน 2023). "No WIMPS! Heavy particle don't explainhas gravitational lensing weirdities". Ars Technica . สืบค้นเมื่อ21 มิถุนายน 2023 .
  13. ^ abc Carr, BJ; Clesse, S.; García-Bellido, J.; Hawkins, MRS; Kühnel, F. (26 กุมภาพันธ์ 2024). "หลักฐานการสังเกตหลุมดำดึกดำบรรพ์: มุมมองเชิงบวก" Physics Reports . 1054 : 1–68. arXiv : 2306.03903 . Bibcode :2024PhR..1054....1C. doi :10.1016/j.physrep.2023.11.005. ISSN  0370-1573.ดูรูปที่ 39
  14. ^ โดย Bird, Simeon; Albert, Andrea; Dawson, Will; Ali-Haïmoud, Yacine; Coogan, Adam; Drlica-Wagner, Alex; Feng, Qi; Inman, Derek; Inomata, Keisuke; Kovetz, Ely; Kusenko, Alexander; Lehmann, Benjamin V.; Muñoz, Julian B.; Singh, Rajeev; Takhistov, Volodymyr; Tsai, Yu-Dai (1 สิงหาคม 2023). "Primordial black hole dark matter". Physics of the Dark Universe . 41 : 101231. arXiv : 2203.08967 . doi :10.1016/j.dark.2023.101231. ISSN  2212-6864. S2CID  247518939
  15. ^ ab Carr, Bernard; Kühnel, Florian (2 พฤษภาคม 2022). "Primordial black holes as dark matter candidates". SciPost Physics Lecture Notes : 48. arXiv : 2110.02821 . doi : 10.21468/SciPostPhysLectNotes.48 . S2CID  238407875 . สืบค้นเมื่อ 13 กุมภาพันธ์ 2023 .(ดูการนำเสนอแบบสไลด์ที่แนบมาด้วย)
  16. ^ Hossenfelder, Sabine; McGaugh, Stacy S. (สิงหาคม 2018). "Is dark matter real?". Scientific American . 319 (2): 36–43. Bibcode :2018SciAm.319b..36H. doi :10.1038/scientificamerican0818-36. PMID  30020902. S2CID  51697421 ขณะนี้มีนักวิทยาศาสตร์หลายสิบคนกำลังศึกษาแรงโน้มถ่วงที่ดัดแปลง ในขณะที่อีกหลายพันคนกำลังมองหาอนุภาคของสสารมืด
  17. ^ โดย Carroll, Sean (9 พฤษภาคม 2012). "Dark matter vs. modified grav. A trialogue" สืบค้นเมื่อ14 กุมภาพันธ์ 2017
  18. ^ abcd Bertone, Gianfranco; Hooper, Dan (15 ตุลาคม 2018). "ประวัติศาสตร์ของสสารมืด". Reviews of Modern Physics . 90 (4): 045002. arXiv : 1605.04909 . Bibcode :2018RvMP...90d5002B. doi :10.1103/RevModPhys.90.045002. S2CID  18596513
  19. ^ de Swart, JG; Bertone, G.; van Dongen, J. (2017). "How dark matter came to matter". Nature Astronomy . 1 (59): 59. arXiv : 1703.00013 . Bibcode :2017NatAs...1E..59D. doi :10.1038/s41550-017-0059. S2CID  119092226.
  20. ^ ab Thompson, W., Lord Kelvin (1904). Baltimore Lectures on Molecular Dynamics and the Wave Theory of Light. ลอนดอน สหราชอาณาจักร: CJ Clay and Sons. หน้า 274 – ผ่านทาง hathitrust.org
  21. ^ abcd "ประวัติศาสตร์ของสสารมืด". Ars Technica . 3 กุมภาพันธ์ 2017. สืบค้นเมื่อ8 กุมภาพันธ์ 2017 .
  22. ↑ อับ ปัวน์กาเร, เอช. (1906) "La Voielacée et la théorie des gaz" [ทางช้างเผือกและทฤษฎีก๊าซ] Bulletin de la Société ดาราศาสตร์แห่งฝรั่งเศส (เป็นภาษาฝรั่งเศส) 20 : 153–165.
  23. ^ Kapteyn, JC (1922). "ความพยายามครั้งแรกในทฤษฎีการจัดเรียงและการเคลื่อนที่ของระบบดาวฤกษ์" Astrophysical Journal . 55 : 302–327. Bibcode :1922ApJ.....55..302K. doi :10.1086/142670. มีข้อเสนอแนะโดยบังเอิญว่าเมื่อทฤษฎีนี้ได้รับการพัฒนาจนสมบูรณ์แล้ว อาจเป็นไปได้ที่จะกำหนดปริมาณของสสารมืดจากผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของมัน[ เน้นในต้นฉบับ ]
  24. ^ โดย Rosenberg, Leslie J. (30 มิถุนายน 2014). สถานะของการทดลอง Axion Dark-Matter (ADMX) (PDF) . การประชุมเชิงปฏิบัติการ PATRAS ครั้งที่ 10 เกี่ยวกับ Axions, WIMPs และ WISPs. หน้า 2. เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งเดิมเมื่อวันที่ 5 กุมภาพันธ์ 2016
  25. ↑ ลุนด์มาร์ก, เค. (1 มกราคม พ.ศ. 2473) "Über die Bestimmung der Entfernungen, Dimensionen, Massen, und Dichtigkeit fur die nächstgelegenen anagalacktischen Sternsysteme" [เกี่ยวกับการกำหนดระยะทาง ขนาด มวล และความหนาแน่นสำหรับระบบดาวที่ไม่ใช่กาแลคซีที่ใกล้ที่สุด] หอดูดาวดาราศาสตร์ Meddelanden Fran Lundsฉัน (ในภาษาเยอรมัน) 125 : 1–13. Bibcode :1930MeLuF.125....1L.
  26. ^ Oort, JH (1932). "แรงที่กระทำโดยระบบดาวในทิศทางที่ตั้งฉากกับระนาบกาแล็กซีและปัญหาที่เกี่ยวข้องบางประการ" วารสารของสถาบันดาราศาสตร์แห่งเนเธอร์แลนด์ . 6 : 249–287. Bibcode :1932BAN.....6..249O.
  27. ^ "ชีวิตที่ซ่อนเร้นของกาแล็กซี: มวลที่ซ่อนอยู่" จินตนาการถึงจักรวาล . กรีนเบ ลท์, แมริแลนด์: NASA / GSFC
  28. ^ Kuijken, K.; Gilmore, G. (กรกฎาคม 1989). "การกระจายมวลในจานดาราจักร – ตอนที่ III – ความหนาแน่นมวลปริมาตรท้องถิ่น" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 239 (2): 651–664. Bibcode :1989MNRAS.239..651K. doi : 10.1093/mnras/239.2.651 .
  29. ^ ab Zwicky, F. (1933). "Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln" [การเลื่อนไปทางแดงของเนบิวลานอกกาแล็กซี] Helvetica Physica Acta . 6 : 110–127. Bibcode :1933AcHPh...6..110Z.
  30. ^ Zwicky, Fritz (1937). "On the Masses of Nebulae and of Clusters of Nebulae". The Astrophysical Journal . 86 : 217–246. Bibcode :1937ApJ.....86..217Z. doi : 10.1086/143864 .
  31. ^ รายละเอียดบางส่วนของการคำนวณของ Zwicky และค่าที่ทันสมัยกว่านั้นอยู่ในRichmond, M. (c. 1999). Using the virial theorem: The mass of a cluster of galaxies (lecture notes). Physics 440. Rochester, NY: Rochester Institute of Technology . สืบค้นเมื่อ10 กรกฎาคม 2007 – ผ่านทาง spiff.rit.edu
  32. ^ Freese, Katherine (2014). ค็อกเทลจักรวาล: สสารมืดสามส่วน. สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยพรินซ์ตันISBN 978-1-4008-5007-5-
  33. ^ Babcock, HW (1939). "การหมุนของเนบิวลาแอนดรอเมดา". Lick Observatory Bulletin . 19 : 41–51. Bibcode :1939LicOB..19...41B. doi : 10.5479/ADS/bib/1939LicOB.19.41B .
  34. ^ Oort, JH (เมษายน 1940). "Some problems concerning the structure and dynamics of the galactic system and the elliptical nebulae NGC 3115 and 4494" (PDF) . The Astrophysical Journal . 91 (3): 273–306. Bibcode :1940ApJ....91..273O. doi :10.1086/144167. hdl : 1887/8533 – via leidenuniv.nl.
  35. ^ "Superstars of Astronomy podcast" (PDF) . เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งเดิมเมื่อวันที่ 27 กันยายน 2021
  36. ^ ab de Swart, Jaco (1 สิงหาคม 2024). "ห้าทศวรรษของมวลที่หายไป" Physics Today . 77 : 34–43. doi : 10.1063/pt.ozhk.lfeb .
  37. ^ Overbye, D. (27 ธันวาคม 2016). "Vera Rubin, 88, dies ; opening doors in mathematics, and for women". The New York Times (คำไว้อาลัย) สืบค้นเมื่อ27 ธันวาคม 2016
  38. ^ "หลักฐานการสังเกตครั้งแรกของสสารมืด" Darkmatterphysics.com . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 25 มิถุนายน 2013 . สืบค้นเมื่อ 6 สิงหาคม 2013 .
  39. ^ ab Rubin, VC ; Ford, WK Jr. (กุมภาพันธ์ 1970). "การหมุนของเนบิวลาแอนดรอเมดาจากการสำรวจสเปกตรัมของภูมิภาคการปล่อยแสง". The Astrophysical Journal . 159 : 379–403. Bibcode :1970ApJ...159..379R. doi :10.1086/150317. S2CID  122756867.
  40. ^ โรเบิร์ตส์, มอร์ตัน เอส. (พฤษภาคม 1966). "การสำรวจเส้นไฮโดรเจนความละเอียดสูง 21 ซม. ของเนบิวลาแอนดรอเมดา". The Astrophysical Journal . 159 : 639–656. Bibcode :1966ApJ...144..639R. doi :10.1086/148645.
  41. ^ Gottesman, ST; Davies, Rod D. ; Reddish, Vincent Cartledge (1966). "การสำรวจไฮโดรเจนที่เป็นกลางของภูมิภาคทางใต้ของเนบิวลาแอนดรอเมดา" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 133 (4): 359–387. Bibcode :1966MNRAS.133..359G. doi : 10.1093/mnras/133.4.359 .
  42. ^ ab Roberts, Morton S. (ตุลาคม 1975). "เส้นโค้งการหมุนและรูปทรงของ M 31 ที่ระยะห่างจากศูนย์กลางกาแล็กซีขนาดใหญ่". The Astrophysical Journal . 201 : 327–346. Bibcode :1975ApJ...201..327R. doi :10.1086/153889.
  43. ^ ab Rogstad, David H.; Shostak, G. Seth (กันยายน 1972). "คุณสมบัติรวมของกาแล็กซี Scd ห้าแห่งตามที่ได้กำหนดจากการสังเกตในระยะ 21 เซนติเมตร" The Astrophysical Journal . 176 : 315–321. Bibcode :1972ApJ...176..315R. doi :10.1086/151636.
  44. ^ Bosma, A. (1978). การกระจายและจลนศาสตร์ของไฮโดรเจนที่เป็นกลางในกาแล็กซีชนิดก้นหอยที่มีสัณฐานวิทยาประเภทต่างๆ (วิทยานิพนธ์ปริญญาเอก). Rijksuniversiteit Groningen .
  45. ^ Persic, Massimo; Salucci, Paolo; Stel, Fulvio (1996). "เส้นโค้งการหมุนสากลของกาแล็กซีชนิดก้นหอย — I. ความเชื่อมโยงของมวลสารมืด" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 281 (1): 27–47. arXiv : astro-ph/9506004 . Bibcode :1996MNRAS.281...27P. doi : 10.1093/mnras/278.1.27 .
  46. ^ abc Randall, Lisa (2015). Dark Matter and the Dinosaurs: The astounding interconnectedness of the Universe . นครนิวยอร์ก: Ecco / HarperCollins Publishers. ISBN 978-0-06-232847-2-
  47. ^ ab Copi, CJ; Schramm, DN; Turner, MS (1995). "Big-Bang nucleosynthesis and the baryon density of the universe". Science . 267 (5195): 192–199. arXiv : astro-ph/9407006 . Bibcode :1995Sci...267..192C. doi :10.1126/science.7809624. PMID  7809624. S2CID  15613185.
  48. ^ Bergstrom, L. (2000). "สสารมืดที่ไม่ใช่แบริออน: หลักฐานการสังเกตและวิธีการตรวจจับ". รายงานความก้าวหน้าทางฟิสิกส์ . 63 (5): 793–841. arXiv : hep-ph/0002126 . Bibcode :2000RPPh...63..793B. doi :10.1088/0034-4885/63/5/2r3. S2CID  119349858.
  49. ^ abcde Bertone, G.; Hooper, D.; Silk, J. (2005). "อนุภาคมืดของสสาร: หลักฐาน ผู้สมัคร และข้อจำกัด". Physics Reports . 405 (5–6): 279–390. arXiv : hep-ph/0404175 . Bibcode :2005PhR...405..279B. doi :10.1016/j.physrep.2004.08.031. S2CID  118979310.
  50. ^ ab Baumann, Daniel. "Cosmology: Part III" (PDF) . Mathematical Tripos. Cambridge University. pp. 21–22. เก็บถาวรจากแหล่งเดิม(PDF)เมื่อ 2 กุมภาพันธ์ 2017 . สืบค้นเมื่อ 24 มกราคม 2017 .
  51. ^ Siegel, Ethan (2019). "พลังงานอนุรักษ์ไว้เมื่อโฟตอนเลื่อนไปทางแดงในจักรวาลที่กำลังขยายตัวของเราหรือไม่" Starts With a Bang . สืบค้นเมื่อ5 พฤศจิกายน 2022
  52. ^ Peter, Annika HG (18 มกราคม 2012). "Dark Matter: การทบทวนสั้น ๆ".
  53. ^ Salucci, P. (2019). "การกระจายตัวของสสารมืดในกาแล็กซี". The Astronomy and Astrophysics Review . 27 (1): 2. arXiv : 1811.08843 . Bibcode :2019A&ARv..27....2S. doi :10.1007/s00159-018-0113-1.
  54. ^ Faber, SM; Jackson, RE (1976). "การกระจายความเร็วและอัตราส่วนมวลต่อแสงสำหรับกาแล็กซีทรงรี". The Astrophysical Journal . 204 : 668–683. Bibcode :1976ApJ...204..668F. doi :10.1086/154215.
  55. ^ Binny, James; Merrifield, Michael (1998). Galactic Astronomy . Princeton University Press. หน้า 712–713
  56. ^ อัลเลน, สตีเวน ดับเบิลยู; เอฟราร์ด, ออกัสต์ อี; แมนซ์, อดัม บี. (2011). "พารามิเตอร์จักรวาลวิทยาจากกระจุกดาราจักร". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 49 (1): 409–470. arXiv : 1103.4829 . Bibcode :2011ARA&A..49..409A. doi :10.1146/annurev-astro-081710-102514. S2CID  54922695.
  57. ^ Taylor, AN; et al. (1998). "การขยายเลนส์ความโน้มถ่วงและมวลของ Abell 1689". The Astrophysical Journal . 501 (2): 539–553. arXiv : astro-ph/9801158 . Bibcode :1998ApJ...501..539T. doi :10.1086/305827. S2CID  14446661.
  58. ^ Refregier, A. (2003). "Weak gravitational lensing by large-scale structure". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 41 (1): 645–668. arXiv : astro-ph/0307212 . Bibcode :2003ARA&A..41..645R. doi :10.1146/annurev.astro.41.111302.102207. S2CID  34450722.
  59. ^ Wu, X.; Chiueh, T.; Fang, L.; Xue, Y. (1998). "การเปรียบเทียบค่าประมาณมวลคลัสเตอร์ที่แตกต่างกัน: ความสอดคล้องหรือความแตกต่าง?" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 301 (3): 861–871. arXiv : astro-ph/9808179 . Bibcode :1998MNRAS.301..861W. CiteSeerX 10.1.1.256.8523 . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.02055.x . S2CID  1291475. 
  60. ^ รายละเอียดเป็นเพียงข้อมูลทางเทคนิค สำหรับคำแนะนำระดับกลาง โปรดดูHu, Wayne (2001). "Intermediate Guide to the Acoustic Peaks and Polarization"
  61. ^ Hinshaw, G.; et al. (2009). "การสังเกตแบบ WMAP (Wilkinson microwave anisotropy probe) ในระยะเวลาห้าปี: การประมวลผลข้อมูล แผนที่ท้องฟ้า และผลลัพธ์พื้นฐาน". The Astrophysical Journal Supplement . 180 (2): 225–245. arXiv : 0803.0732 . Bibcode :2009ApJS..180..225H. doi :10.1088/0067-0049/180/2/225. S2CID  3629998.
  62. ^ abc Ade, PAR; et al. (2016). "ผลลัพธ์ของ Planck 2015. XIII. พารามิเตอร์จักรวาลวิทยา". Astron. Astrophysics . 594 (13): A13. arXiv : 1502.01589 . Bibcode :2016A&A...594A..13P. doi :10.1051/0004-6361/201525830. S2CID  119262962.
  63. ^ Skordis, C.; et al. (2006). "โครงสร้างขนาดใหญ่ในทฤษฎีของ Bekenstein เกี่ยวกับพลวัตของนิวตันดัดแปลงเชิงสัมพัทธภาพ" Phys. Rev. Lett . 96 (1): 011301. arXiv : astro-ph/0505519 . Bibcode :2006PhRvL..96a1301S. doi :10.1103/PhysRevLett.96.011301. PMID  16486433. S2CID  46508316
  64. ^ "Dark matter may be smoother than expected – Careful study of large area of ​​sky imaged by VST reveals intriguing result". www.eso.org . สืบค้นเมื่อ8 ธันวาคม 2559 .
  65. ^ ab Jaffe, AH "Cosmology 2012: Lecture Notes" (PDF) . เก็บถาวรจากแหล่งเดิม(PDF)เมื่อ 17 กรกฎาคม 2016
  66. ^ Low, LF (12 ตุลาคม 2016). "Constraints on the compound photon theory". Modern Physics Letters A . 31 (36): 1675002. Bibcode :2016MPLA...3175002L. doi :10.1142/S021773231675002X.
  67. ^ Markevitch, M.; Randall, S.; Clowe, D.; Gonzalez, A. & Bradac, M. (16–23 กรกฎาคม 2006). Dark matter and the Bullet Cluster (PDF) . การประชุมทางวิทยาศาสตร์ COSPAR ครั้งที่ 36 ปักกิ่ง ประเทศจีน เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งเดิมเมื่อ 21 สิงหาคม 2006บทคัดย่อเท่านั้น
  68. ^ Clowe, Douglas; et al. (2006). "หลักฐานเชิงประจักษ์โดยตรงของการดำรงอยู่ของสสารมืด". The Astrophysical Journal Letters . 648 (2): L109–L113. arXiv : astro-ph/0608407 . Bibcode :2006ApJ...648L.109C. doi :10.1086/508162. S2CID  2897407.
  69. ^ ลี, คริส (21 กันยายน 2017). "วิทยาศาสตร์ที่กำลังดำเนินอยู่: Bullet Cluster ผ่านการทดสอบหรือไม่?" Ars Technica
  70. ^ Siegel, Ethan (9 พฤศจิกายน 2017). "Bullet Cluster พิสูจน์ว่าสสารมืดมีอยู่จริง แต่ไม่ใช่เพราะเหตุผลที่นักฟิสิกส์ส่วนใหญ่คิด" . Forbes
  71. ^ "Bullet Cluster: หลักฐานโดยตรงของสสารมืด" (PDF) . NASA
  72. ↑ ความร่วมมือพลังค์; อักฮานิม น. ; อัครามี, ย.; แอชดาวน์ ม.; ออมอนต์ เจ.; แบคซิกาลูปี, ค.; บัลลาร์ดินี่ ม.; บันเดย์, เอเจ; บาร์เรโร, RB; บาร์โตโล น.; บาซัค, เอส. (2020). "ผลลัพธ์ของพลังค์ปี 2018 VI. พารามิเตอร์จักรวาลวิทยา" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์641 : A6. arXiv : 1807.06209 . Bibcode :2020A&A...641A...6P. ดอย :10.1051/0004-6361/201833910. S2CID  119335614.
  73. ^ Kowalski, M.; et al. (2008). "ข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาที่ได้รับการปรับปรุงจากชุดข้อมูลซูเปอร์โนวาใหม่ เก่า และรวมกัน". The Astrophysical Journal . 686 (2): 749–778. arXiv : 0804.4142 . Bibcode :2008ApJ...686..749K. doi :10.1086/589937. S2CID  119197696.
  74. ^ "จักรวาลจะขยายตัวตลอดไปหรือไม่?". NASA. 24 มกราคม 2014 . สืบค้นเมื่อ28 มีนาคม 2021 .
  75. ^ "จักรวาลแบนของเรา". FermiLab/SLAC. 7 เมษายน 2015 . สืบค้นเมื่อ28 มีนาคม 2021 .
  76. ^ Yoo, Marcus Y. (2011). "การเชื่อมต่อที่ไม่คาดคิด". วิศวกรรมและวิทยาศาสตร์ . 74 (1): 30.
  77. ^ ab "สิ่งพิมพ์ของ Planck: ผลลัพธ์ของ Planck ปี 2015" สำนักงานอวกาศยุโรป กุมภาพันธ์ 2015 สืบค้นเมื่อ 9 กุมภาพันธ์ 2015
  78. ^ Percival, WJ; et al. (2007). "การวัดมาตราส่วนการสั่นของเสียงของแบริออนโดยใช้การสำรวจท้องฟ้าแบบดิจิทัลของสโลนและการสำรวจเรดชิฟต์ของกาแล็กซี 2dF" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 381 (3): 1053–1066. arXiv : 0705.3323 . Bibcode :2007MNRAS.381.1053P. doi : 10.1111/j.1365-2966.2007.12268.x .
  79. ^ Komatsu, E.; et al. (2009). "การสังเกตด้วยโพรบแอนไอโซทรอปิกไมโครเวฟวิลกินสันในห้าปี: การตีความทางจักรวาลวิทยา". The Astrophysical Journal Supplement . 180 (2): 330–376. arXiv : 0803.0547 . Bibcode :2009ApJS..180..330K. doi :10.1088/0067-0049/180/2/330. S2CID  119290314.
  80. ^ Peacock, J.; et al. (2001). "การวัดความหนาแน่นมวลจักรวาลจากการรวมกลุ่มในแบบสำรวจเรดชิฟต์ของกาแล็กซี 2dF" Nature . 410 (6825): 169–173. arXiv : astro-ph/0103143 . Bibcode :2001Natur.410..169P. doi :10.1038/35065528. PMID  11242069. S2CID  1546652.
  81. ^ Viel, M.; Bolton, JS; Haehnelt, MG (2009). "ข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาและดาราศาสตร์ฟิสิกส์จากฟังก์ชันการแจกแจงความน่าจะเป็นของฟลักซ์ป่าไลแมน α" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 399 (1): L39–L43. arXiv : 0907.2927 . Bibcode :2009MNRAS.399L..39V. doi : 10.1111/j.1745-3933.2009.00720.x . S2CID  12470622.
  82. ^ abcd Bertone, G.; Merritt, D. (2005). "Dark Matter Dynamics and Indirect Detection". Modern Physics Letters A . 20 (14): 1021–1036. arXiv : astro-ph/0504422 . Bibcode :2005MPLA...20.1021B. doi :10.1142/S0217732305017391. S2CID  119405319.
  83. ^ Bansal, Saurabh; Barron, Jared; Curtin, David; Tsai, Yuhsin (16 ตุลาคม 2023). "ข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาที่แม่นยำของสสารมืดของอะตอม" Journal of High Energy Physics . 2023 (10): 95. arXiv : 2212.02487 . Bibcode :2023JHEP...10..095B. doi :10.1007/JHEP10(2023)095. ISSN  1029-8479
  84. ^ Bansal, Saurabh; Barron, Jared; Curtin, David; Tsai, Yuhsin (27 กรกฎาคม 2023), "Precision Cosmological Constraints on Atomic Dark Matter", Journal of High Energy Physics , 2023 (10): 95, arXiv : 2212.02487 , Bibcode :2023JHEP...10..095B, ​​doi :10.1007/JHEP10(2023)095 นำไปสู่ความพอดีที่ดีกว่า ΛCDM หรือ ΛCDM + รังสีมืด
  85. ^ Sutter, Paul Sutter (7 มิถุนายน 2023). "Dark matter atoms may form shadowy galaxies with rapid star formation". Space.com . สืบค้นเมื่อ9 มกราคม 2024 .
  86. ^ ab Armstrong, Isabella; et al. (2024). "ลายเซ็นแม่เหล็กไฟฟ้าของดาวกระจก". The Astrophysical Journal . 965 (1): 42. arXiv : 2311.18086 . Bibcode :2024ApJ...965...42A. doi : 10.3847/1538-4357/ad283c .
  87. ^ VanDevender, J. Pace; VanDevender, Aaron P.; Sloan, T.; Swaim, Criss; Wilson, Peter; Schmitt, Robert G.; Zakirov, Rinat; Blum, Josh; Cross, James L.; McGinley, Niall (18 สิงหาคม 2017). "การตรวจจับควาร์ก-นักเก็ตที่มีแม่เหล็ก ซึ่งเป็นผู้สมัครสำหรับสสารมืด". Scientific Reports . 7 (1): 8758. arXiv : 1708.07490 . Bibcode :2017NatSR...7.8758V. doi :10.1038/s41598-017-09087-3. ISSN  2045-2322. PMC 5562705. PMID 28821866  . 
  88. ^ Dienes, Keith R.; Thomas, Brooks (24 เมษายน 2012). "Dynamical dark matter. I. Theoretical overview". Physical Review D . 85 (8): 083523. arXiv : 1106.4546 . doi :10.1103/PhysRevD.85.083523.
  89. ↑ อับ ฮึตซี, เกิร์ต; ไรดัล, มาร์ตติ; อูรูเทีย, ฮวน; วาสโคเนน, วิลล์; วีร์เม, ฮาร์ดี (2 กุมภาพันธ์ 2566) JWST สังเกตเห็นร่องรอยของกระจุกแอกเซียนหรือหลุมดำในยุคแรกเริ่มหรือไม่การตรวจร่างกาย D. 107 (4): 043502. arXiv : 2211.02651 . Bibcode :2023PhRvD.107d3502H. ดอย :10.1103/PhysRevD.107.043502. S2CID  253370365.
  90. ^ ab Espinosa, JR; Racco, D.; Riotto, A. (23 มีนาคม 2018). "ลายเซ็นจักรวาลวิทยาของความไม่เสถียรของสุญญากาศของฮิกส์แบบจำลองมาตรฐาน: หลุมดำดั้งเดิมในฐานะสสารมืด" Physical Review Letters . 120 (12): 121301. arXiv : 1710.11196 . Bibcode :2018PhRvL.120l1301E. doi :10.1103/PhysRevLett.120.121301. PMID  29694085. S2CID  206309027
  91. ^ ab Clesse, Sebastien; García-Bellido, Juan (2018). "คำแนะนำเจ็ดประการสำหรับสสารมืดของหลุมดำดึกดำบรรพ์" Physics of the Dark Universe . 22 : 137–146. arXiv : 1711.10458 . Bibcode :2018PDU.....22..137C. doi :10.1016/j.dark.2018.08.004. S2CID  54594536
  92. ^ ab Lacki, Brian C.; Beacom, John F. (12 สิงหาคม 2010). "หลุมดำดึกดำบรรพ์ในรูปของสสารมืด: เกือบทั้งหมดหรือแทบไม่มีอะไรเลย". The Astrophysical Journal . 720 (1): L67–L71. arXiv : 1003.3466 . Bibcode :2010ApJ...720L..67L. doi :10.1088/2041-8205/720/1/L67. ISSN  2041-8205. S2CID  118418220.
  93. ^ ab Kashlinsky, A. (23 พฤษภาคม 2016). "การตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วง LIGO หลุมดำดึกดำบรรพ์ และแอนไอโซทรอปีพื้นหลังอินฟราเรดคอสมิกใกล้ IR". The Astrophysical Journal . 823 (2): L25. arXiv : 1605.04023 . Bibcode :2016ApJ...823L..25K. doi : 10.3847/2041-8205/823/2/L25 . ISSN  2041-8213. S2CID  118491150.
  94. ↑ แอบ แฟรมป์ตัน, พอล เอช.; คาวาซากิ, มาซาฮิโระ; ทาคาฮาชิ, ฟุมิโนบุ; Yanagida, Tsutomu T. (22 เมษายน 2010) "หลุมดำดึกดำบรรพ์ในฐานะสสารมืดทั้งหมด" วารสารจักรวาลวิทยาและฟิสิกส์อนุภาคดาราศาสตร์ . 2010 (4): 023. arXiv : 1001.2308 Bibcode :2010JCAP...04..023F. ดอย :10.1088/1475-7516/2010/04/023. ISSN  1475-7516 S2CID  119256778.
  95. ^ Carneiro, S.; de Holanda, PC; Saa, A. (2021). "หลุมดำพลังค์ดั้งเดิมของนิวตริโน". Physics Letters . B822 : 136670. Bibcode :2021PhLB..82236670C. doi : 10.1016/j.physletb.2021.136670 . hdl : 20.500.12733/1987 . ISSN  0370-2693. S2CID  244196281.
  96. ^ "Baryonic Matter". COSMOS – The SAO Encyclopedia of Astronomy . Swinburne University of Technology . สืบค้นเมื่อ16 พฤศจิกายน 2022 .
  97. ^ "Baryonic Matter". geology.swin.edu.au . เมลเบิร์น, วิกตอเรีย, ออสเตรเลีย: Swinburne University of Technology: Cosmos: The Swinburne Astronomy Online Encyclopedia . สืบค้นเมื่อ 3 ตุลาคม 2023 .
  98. ^ "MACHOs may be out of the running as a dark matter candidate". Astronomy.com . 2016 . สืบค้นเมื่อ16 พฤศจิกายน 2022 .
  99. ^ Weiss, Achim (2006). Big bang nucleosynthesis: Cooking up the first light elements. Vol. 2. Einstein Online. p. 1017. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 6 กุมภาพันธ์ 2013 . สืบค้นเมื่อ 1 มิถุนายน 2013 .
  100. ^ Raine, D.; Thomas, T. (2001). An Introduction to the Science of Cosmology . IOP Publishing . หน้า 30 ISBN 978-0-7503-0405-4.OCLC 864166846  .
  101. ^ Tisserand, P.; Le Guillou, L.; Afonso, C.; Albert, JN; Andersen, J.; Ansari, R.; et al. (2007). "Limits on the Macho content of the Galactic Halo from the EROS-2 Survey of the Magellanic Clouds". ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 469 (2): 387–404. arXiv : astro-ph/0607207 . Bibcode :2007A&A...469..387T. doi :10.1051/0004-6361:20066017. S2CID  15389106.
  102. ^ Graff, DS; Freese, K. (1996). "การวิเคราะห์การค้นหาดาวแคระแดงโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล : ข้อจำกัดของสสารแบริออนในฮาโลของกาแล็กซี". The Astrophysical Journal . 456 (1996): L49. arXiv : astro-ph/9507097 . Bibcode :1996ApJ...456L..49G. doi :10.1086/309850. S2CID  119417172.
  103. ^ Najita, JR; Tiede, GP; Carr, JS (2000). "จากดวงดาวสู่ดาวเคราะห์ขนาดใหญ่: ฟังก์ชันมวลเริ่มต้นที่มีมวลต่ำในกระจุกดาวอายุน้อย IC 348". The Astrophysical Journal . 541 (2): 977–1003. arXiv : astro-ph/0005290 . Bibcode :2000ApJ...541..977N. doi :10.1086/309477. S2CID  55757804.
  104. ^ Wyrzykowski, L.; Skowron, J.; Kozlowski, S.; Udalski, A.; Szymanski, MK; Kubiak, M.; et al. (2011). "The OGLE View of Microlensing towards the Magellanic Clouds. IV. OGLE-III SMC Data and Final Conclusions on MACHOs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 416 (4): 2949–2961. arXiv : 1106.2925 . Bibcode :2011MNRAS.416.2949W. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19243.x . S2CID  118660865.
  105. ^ Freese, Katherine; Fields, Brian; Graff, David (2000). "การตายของผู้สมัครมวลสารมืดแบริออนของดาวฤกษ์". arXiv : astro-ph/0007444 .
  106. ^ Freese, Katherine; Fields, Brian; Graff, David (2003). "Death of Stellar Baryonic Dark Matter". The First Stars . ESO Astrophysics Symposia. หน้า 4–6. arXiv : astro-ph/0002058 . Bibcode :2000fist.conf...18F. CiteSeerX 10.1.1.256.6883 . doi :10.1007/10719504_3. ISBN  978-3-540-67222-7. รหัส S2CID  119326375
  107. ^ Canetti, L.; Drewes, M.; Shaposhnikov, M. (2012). "สสารและปฏิสสารในจักรวาล". New J. Phys . 14 (9): 095012. arXiv : 1204.4186 . Bibcode :2012NJPh...14i5012C. doi :10.1088/1367-2630/14/9/095012. S2CID  119233888.
  108. ^ Cho, Adrian (9 กุมภาพันธ์ 2017). "สสารมืดประกอบด้วยหลุมดำหรือไม่". Science . doi :10.1126/science.aal0721.
  109. ^ "Black holes can't explain dark matter". ดาราศาสตร์ . 18 ตุลาคม 2018 . สืบค้นเมื่อ7 มกราคม 2019 – ผ่านทาง geology.com.
  110. ^ Zumalacárregui, Miguel; Seljak, Uroš (1 ตุลาคม 2018). "Limits on Stellar-Mass Compact Objects as Dark Matter from Gravitational Lensing of Type Ia Supernovae". Physical Review Letters . 121 (14): 141101. arXiv : 1712.02240 . Bibcode :2018PhRvL.121n1101Z. doi :10.1103/PhysRevLett.121.141101. PMID  30339429. S2CID  53009603. สืบค้นเมื่อ17 สิงหาคม 2023 .
  111. ^ "ยานอวกาศโวเอเจอร์ 1 ที่แก่ชราทำลายความคิดที่ว่าสสารมืดคือหลุมดำขนาดเล็ก" วิทยาศาสตร์ . 9 มกราคม 2019 . สืบค้นเมื่อ10 มกราคม 2019 – ผ่านทาง sciencemag.org
  112. ^ ฮอลล์, แชนนอน (5 กุมภาพันธ์ 2018). "อาจมีดาวฤกษ์และดาวเคราะห์ทั้งดวงที่สร้างจากสสารมืด" New Scientist .
  113. ^ Buckley, Matthew R.; Difranzo, Anthony (2018). "โครงสร้างสสารมืดที่พังทลาย". Physical Review Letters . 120 (5): 051102. arXiv : 1707.03829 . Bibcode :2018PhRvL.120e1102B. doi :10.1103/PhysRevLett.120.051102. PMID  29481169. S2CID  3757868.
  114. ^ Niikura, Hiroko (1 เมษายน 2019). "ข้อจำกัดของ Microlensing บนหลุมดำดั้งเดิมพร้อมการสังเกตการณ์ Andromeda ของ Subaru/HSC" Nature Astronomy . 3 (6): 524–534. arXiv : 1701.02151 . Bibcode :2019NatAs...3..524N. doi :10.1038/s41550-019-0723-1. S2CID  118986293
  115. ^ Katz, Andrey; Kopp, Joachim; Sibiryakov, Sergey; Xue, Wei (5 ธันวาคม 2018). "Femtolensing by dark matter revisited". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2018 (12): 005. arXiv : 1807.11495 . Bibcode :2018JCAP...12..005K. doi :10.1088/1475-7516/2018/12/005. ISSN  1475-7516. S2CID  119215426.
  116. ^ Montero-Camacho, Paulo; Fang, Xiao; Vasquez, Gabriel; Silva, Makana; Hirata, Christopher M. (23 สิงหาคม 2019). "การทบทวนข้อจำกัดเกี่ยวกับหลุมดำดึกดำบรรพ์ที่มีมวลเป็นดาวเคราะห์น้อยในฐานะผู้สมัครสสารมืด" Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2019 (8): 031. arXiv : 1906.05950 . Bibcode :2019JCAP...08..031M. doi :10.1088/1475-7516/2019/08/031. ISSN  1475-7516. S2CID  189897766
  117. ^ ซิลค์, โจเซฟ (2000). "IX". The Big Bang: Third Edition . Henry Holt and Company. ISBN 978-0-8050-7256-3-
  118. ^ Bambi, Cosimo; D. Dolgov, Alexandre (2016). Introduction to Particle Cosmology . UNITEXT for Physics. Springer Berlin, Heidelberg. หน้า 178. doi :10.1007/978-3-662-48078-6. ISBN 978-3-662-48078-6-
  119. ^ Vittorio, N.; J. Silk (1984). "การแอนไอโซทรอปีขนาดเล็กของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลในจักรวาลที่มีสสารมืดเย็นครอบงำ" Astrophysical Journal Letters . 285 : L39–L43. Bibcode :1984ApJ...285L..39V. doi :10.1086/184361
  120. ^ Umemura, Masayuki; Satoru Ikeuchi (1985). "การก่อตัวของวัตถุใต้กาแล็กซีภายในสสารมืดสององค์ประกอบ". Astrophysical Journal . 299 : 583–592. Bibcode :1985ApJ...299..583U. doi :10.1086/163726.
  121. ^ ab Davis, M.; Efstathiou, G.; Frenk, CS; White, SDM (15 พฤษภาคม 1985). "วิวัฒนาการของโครงสร้างขนาดใหญ่ในจักรวาลที่มีสสารมืดเย็นครอบงำ" Astrophysical Journal . 292 : 371–394. Bibcode :1985ApJ...292..371D. doi :10.1086/163168.
  122. ^ ฮอว์กินส์, MRS (2011). "เหตุผลที่หลุมดำดึกดำบรรพ์เป็นสสารมืด" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 415 (3): 2744–2757. arXiv : 1106.3875 . Bibcode :2011MNRAS.415.2744H. doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18890.x . S2CID  119261917
  123. ^ Hansson, J.; Sandin, F. (2005). "ดาว Preon: วัตถุท้องฟ้าชนิดใหม่ที่มีความหนาแน่นสูง". Physics Letters B . 616 (1–2): 1–7. arXiv : astro-ph/0410417 . Bibcode :2005PhLB..616....1H. doi :10.1016/j.physletb.2005.04.034. S2CID  119063004.
  124. ^ Jungman, Gerard; Kamionkowski, Marc; Griest, Kim (1 มีนาคม 1996). "Supersymmetric dark matter". Physics Reports . 267 (5–6): 195–373. arXiv : hep-ph/9506380 . Bibcode :1996PhR...267..195J. doi :10.1016/0370-1573(95)00058-5. S2CID  119067698.
  125. ^ Duan, Huaiyu; Fuller, George M.; Qian, Yong-Zhong (23 พฤศจิกายน 2010). "Collective Neutrino Oscillations". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 60 (1): 569–594. arXiv : 1001.2799 . Bibcode :2010ARNPS..60..569D. doi :10.1146/annurev.nucl.012809.104524. ISSN  0163-8998. S2CID  118656162.
  126. ^ "นิวตริโนในฐานะสสารมืด" Astro.ucla.edu. 21 กันยายน 1998 . สืบค้นเมื่อ6 มกราคม 2011 .
  127. ^ abc Buckley, Matthew R.; Difranzo, Anthony (1 กุมภาพันธ์ 2018). "Synopsis: A way to cool dark matter". Physical Review Letters . 120 (5): 051102. arXiv : 1707.03829 . Bibcode :2018PhRvL.120e1102B. doi :10.1103/PhysRevLett.120.051102. PMID  29481169. S2CID  3757868. เก็บถาวรจากแหล่งดั้งเดิมเมื่อ 26 ตุลาคม 2020
  128. ^ "มีดาวมืดหรือกาแล็กซีมืดใด ๆ ที่สร้างจากสสารมืดหรือไม่" ถามนักดาราศาสตร์curious.astro.cornell.edu . มหาวิทยาลัยคอร์เนลล์ . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 2 มีนาคม 2015
  129. ^ โดย Siegel, Ethan (28 ตุลาคม 2016). "ทำไมสสารมืดจึงไม่ก่อตัวเป็นหลุมดำ?". Forbes .
  130. ^ Gaitskell, Richard J. (2004). "การตรวจจับสสารมืดโดยตรง". Annual Review of Nuclear and Particle Science . 54 : 315–359. Bibcode :2004ARNPS..54..315G. doi : 10.1146/annurev.nucl.54.070103.181244 . S2CID  11316578.
  131. ^ "Neutralino Dark Matter" . สืบค้นเมื่อ26 ธันวาคม 2011 .Griest, Kim. "WIMPs and MACHOs" (PDF) . เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งเดิมเมื่อ 23 กันยายน 2549 . สืบค้นเมื่อ 26 ธันวาคม 2554 .
  132. ^ Chadha-Day, Francesca; Ellis, John; Marsh, David JE (23 กุมภาพันธ์ 2022). "Axion dark matter: What is it and why now?". Science Advances . 8 (8): eabj3618. arXiv : 2105.01406 . Bibcode :2022SciA....8J3618C. doi :10.1126/sciadv.abj3618. PMC 8865781 . PMID  35196098. 
  133. ^ Drees, M.; Gerbier, G. (2015). "Dark Matter" (PDF) . Chin. Phys. C. 38 : 090001. เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งเดิมเมื่อ 22 กรกฎาคม 2016
  134. ^ Bernabei, R.; Belli, P.; Cappella, F.; Cerulli, R.; Dai, CJ; d'Angelo, A.; et al. (2008). "ผลลัพธ์แรกจาก DAMA/LIBRA และผลลัพธ์รวมกับ DAMA/NaI" Eur. Phys. J. C . 56 (3): 333–355. arXiv : 0804.2741 . Bibcode :2008EPJC...56..333B. doi :10.1140/epjc/s10052-008-0662-y. S2CID  14354488
  135. ^ Drukier, A.; Freese, K.; Spergel, D. (1986). "การตรวจจับสารมืดเย็นที่อาจพบได้". Physical Review D . 33 (12): 3495–3508. Bibcode :1986PhRvD..33.3495D. doi :10.1103/PhysRevD.33.3495. PMID  9956575.
  136. ^ เดวิส, โจนาธาน เอช. (2015). "อดีตและอนาคตของการตรวจจับโดยตรงของสสารมืดของแสง". Int. J. Mod. Phys. A . 30 (15): 1530038. arXiv : 1506.03924 . Bibcode :2015IJMPA..3030038D. doi :10.1142/S0217751X15300380. S2CID  119269304.
  137. ^ Aprile, E. (2017). "ค้นหาการปรับอัตราเหตุการณ์การหดตัวทางอิเล็กทรอนิกส์ด้วยข้อมูล XENON100 4 ปี". Phys. Rev. Lett . 118 (10): 101101. arXiv : 1701.00769 . Bibcode :2017PhRvL.118j1101A. doi :10.1103/PhysRevLett.118.101101. PMID  28339273. S2CID  206287497.
  138. ^ Stonebraker, Alan (3 มกราคม 2014). "Synopsis: Dark-Matter Wind Sways through the Seasons". Physics – Synopses . American Physical Society . doi :10.1103/PhysRevLett.112.011301.
  139. ^ Lee, Samuel K.; Lisanti, Mariangela; Peter, Annika HG; Safdi, Benjamin R. (3 มกราคม 2014). "ผลของการโฟกัสแรงโน้มถ่วงต่อการปรับเปลี่ยนประจำปีในการทดลองตรวจจับโดยตรงของสสารมืด" Phys. Rev. Lett . 112 (1): 011301 [5 หน้า] arXiv : 1308.1953 . Bibcode :2014PhRvL.112a1301L. doi :10.1103/PhysRevLett.112.011301. PMID  24483881. S2CID  34109648
  140. ^ The Dark Matter Group. "An Introduction to Dark Matter". Dark Matter Research . Sheffield: University of Sheffield. เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 29 กรกฎาคม 2020. สืบค้นเมื่อ7 มกราคม 2014 .
  141. ^ "Blowing in the Wind". Kavli News . Sheffield: Kavli Foundation . Archived from the source on 7 ตุลาคม 2020. สืบค้นเมื่อ7 มกราคม 2014. นักวิทยาศาสตร์ที่ Kavli MIT กำลังทำงานเกี่ยวกับ ... เครื่องมือในการติดตามการเคลื่อนที่ของสสารมืด
  142. ^ "สสารมืดยิ่งกว่าที่เคยคิด". Space Telescope Science Institute สืบค้นเมื่อ16 มิถุนายน 2015
  143. ^ Bertone, Gianfranco (2010). "Dark Matter at the Centers of Galaxies". Particle Dark Matter: Observations, Models and Questions . Cambridge University Press. หน้า 83–104. arXiv : 1001.3706 . Bibcode :2010arXiv1001.3706M. ISBN 978-0-521-76368-4-
  144. ^ Ellis, J.; Flores, RA; Freese, K.; Ritz, S.; Seckel, D.; Silk, J. (1988). "Cosmic ray constraints on the annihilations of relic particle in the galactic halo" (PDF) . Physics Letters B . 214 (3): 403–412. Bibcode :1988PhLB..214..403E. doi :10.1016/0370-2693(88)91385-8. เก็บถาวร(PDF)จากแหล่งดั้งเดิมเมื่อ 28 กรกฎาคม 2018
  145. ^ Freese, K. (1986). "Can Scalar Neutrinos or Massive Dirac Neutrinos be the Missing Mass?". Physics Letters B . 167 (3): 295–300. Bibcode :1986PhLB..167..295F. doi :10.1016/0370-2693(86)90349-7.
  146. ^ Sokol, Joshua; et al. (20 กุมภาพันธ์ 2016). "Surfing gravity's waves". New Scientist . No. 3061.
  147. ^ "Did gravitational wave detector find dark matter?". Johns Hopkins University. 15 มิถุนายน 2016 . สืบค้นเมื่อ20 มิถุนายน 2015 . แม้ว่าจะยังไม่มีการพิสูจน์การมีอยู่ของหลุมดำดึกดำบรรพ์ แต่ในอดีตเคยมีการเสนอแนะว่าหลุมดำดึกดำบรรพ์อาจเป็นคำตอบของปริศนาเกี่ยวกับสสารมืดได้ เนื่องจากมีหลักฐานน้อยมากเกี่ยวกับหลุมดำดึกดำบรรพ์ สมมติฐานหลุมดำดึกดำบรรพ์-สสารมืดจึงไม่ค่อยได้รับความสนใจจากนักวิทยาศาสตร์มากนัก อย่างไรก็ตาม ผลการค้นพบของ LIGO ทำให้เกิดแนวโน้มใหม่ขึ้น โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อวัตถุที่ตรวจพบในการทดลองนั้นสอดคล้องกับมวลที่ทำนายไว้สำหรับสสารมืด การคาดการณ์ของนักวิทยาศาสตร์ในอดีตที่อยู่ภายใต้เงื่อนไขเมื่อจักรวาลถือกำเนิดขึ้นจะส่งผลให้หลุมดำดึกดำบรรพ์จำนวนมากกระจายตัวเกือบเท่าๆ กันในจักรวาล โดยรวมตัวกันเป็นฮาโลรอบกาแล็กซี ทั้งหมดนี้ทำให้หลุมดำดึกดำบรรพ์เหล่านี้เป็นตัวเลือกที่ดีสำหรับสสารมืด
  148. ^ Bird, Simeon; Cholis, Illian (2016). "Did LIGO detect dark matter?". Physical Review Letters . 116 (20): 201301. arXiv : 1603.00464 . Bibcode :2016PhRvL.116t1301B. doi :10.1103/PhysRevLett.116.201301. PMID  27258861. S2CID  23710177.
  149. ^ Stecker, FW; Hunter, S.; Kniffen, D. (2008). "สาเหตุที่เป็นไปได้ของความผิดปกติ GeV ของ EGRET และผลที่ตามมา" Astroparticle Physics . 29 (1): 25–29. arXiv : 0705.4311 . Bibcode :2008APh....29...25S. doi :10.1016/j.astropartphys.2007.11.002. S2CID  15107441
  150. ^ Atwood, WB; Abdo, AA; Ackermann, M.; Althouse, W.; Anderson, B.; Axelsson, M.; et al. (2009). "กล้องโทรทรรศน์พื้นที่ขนาดใหญ่ในภารกิจกล้องโทรทรรศน์อวกาศแกมมารังสีแฟร์มี" Astrophysical Journal . 697 (2): 1071–1102. arXiv : 0902.1089 . Bibcode :2009ApJ...697.1071A. doi :10.1088/0004-637X/697/2/1071. S2CID  26361978
  151. ^ "นักฟิสิกส์ฟื้นคืนชีพการล่าหาสสารมืดในใจกลางทางช้างเผือก" www.science.org . 12 พฤศจิกายน 2019 . สืบค้นเมื่อ9 พฤษภาคม 2023 .
  152. ^ Weniger, Christoph (2012). "เส้นรังสีแกมมาเบื้องต้นจากการทำลายล้างมวลสารมืดที่กล้องโทรทรรศน์ Fermi Large Area". Journal of Cosmology and Astroparticle Physics . 2012 (8): 7. arXiv : 1204.2797 . Bibcode :2012JCAP...08..007W. doi :10.1088/1475-7516/2012/08/007. S2CID  119229841.
  153. ^ Cartlidge, Edwin (24 เมษายน 2012). "รังสีแกมมาบ่งชี้ถึงสสารมืด". สถาบันฟิสิกส์. สืบค้นเมื่อ23 เมษายน 2013 .
  154. ↑ อัลเบิร์ต เจ.; อาลิว อี.; อันเดอร์ฮับ, เอช.; อันโตรันซ์, ป.; แบ็คส์, ม.; ไบเซราส, C.; และคณะ (2551). "ขีดจำกัดบนสำหรับการปล่อยรังสี γ ที่สูงกว่า 140 GeV จากดาราจักรแคระทรงกลมเดรโก" วารสารดาราศาสตร์ฟิสิกส์ . 679 (1): 428–431. arXiv : 0711.2574 . Bibcode :2008ApJ...679..428A. ดอย :10.1086/529135. S2CID  15324383.
  155. ^ Aleksić, J.; Antonelli, LA; Antoranz, P.; Backes, M.; Baixeras, C.; Balestra, S.; et al. (2010). "การสังเกตกระจุกดาราจักรเพอร์ซิอุสด้วยกล้องโทรทรรศน์แกมมาเรย์มหัศจรรย์: นัยสำหรับรังสีคอสมิก สสารมืด และ NGC 1275". The Astrophysical Journal . 710 (1): 634–647. arXiv : 0909.3267 . Bibcode :2010ApJ...710..634A. doi :10.1088/0004-637X/710/1/634. S2CID  53120203
  156. ↑ อาเดรียนี โอ.; บาร์บาริโน, GC; บาซิเลฟสกายา, จอร์เจีย; เบลล็อตติร.; โบซิโอ ม.; โบโกโมลอฟ, อีเอ; และคณะ (2552) "ปริมาณโพซิตรอนที่ผิดปกติในรังสีคอสมิกที่มีพลังงาน 1.5–100 GeV" ธรรมชาติ . 458 (7238): 607–609. arXiv : 0810.4995 . รหัสสินค้า :2009Natur.458..607A. ดอย :10.1038/nature07942. PMID  19340076. S2CID  11675154.
  157. ^ Aguilar, M.; et al. (AMS Collaboration) (3 เมษายน 2013). "ผลลัพธ์แรกจากเครื่อง Alpha Magnetic Spectrometer บนสถานีอวกาศนานาชาติ: การวัดเศษส่วนโพซิตรอนอย่างแม่นยำในรังสีคอสมิกปฐมภูมิ 0.5–350 GeV". Physical Review Letters . 110 (14): 141102. Bibcode :2013PhRvL.110n1102A. doi : 10.1103/PhysRevLett.110.141102 . hdl : 1721.1/81241 . PMID  25166975.
  158. ^ ความร่วมมือ AMS (3 เมษายน 2013). "ผลลัพธ์แรกจากการทดลองเครื่องสเปกโต รมิเตอร์แม่เหล็กอัลฟา" เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 8 เมษายน 2013 สืบค้นเมื่อ3 เมษายน 2013
  159. ^ Heilprin, John; Borenstein, Seth (3 เมษายน 2013). "Scientists find hint of dark matter from cosmos". Associated Press . สืบค้นเมื่อ3 เมษายน 2013 .
  160. ^ Amos, Jonathan (3 เมษายน 2013). "Alpha Magnetic Spectrometer zeroes in on dark matter". BBC . สืบค้นเมื่อ3 เมษายน 2013 .
  161. ^ Perrotto, Trent J.; Byerly, Josh (2 เมษายน 2013). "NASA TV Briefing Discusses Alpha Magnetic Spectrometer Results". NASA . สืบค้นเมื่อ3 เมษายน 2013 .
  162. ^ Overbye, Dennis (3 เมษายน 2013). "เบาะแสใหม่สู่ปริศนาของสสารมืด". The New York Times . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 1 มกราคม 2022. สืบค้นเมื่อ 3 เมษายน 2013 .
  163. ^ Kane, G.; Watson, S. (2008). "Dark Matter and LHC:. what is the Connection?". Modern Physics Letters A . 23 (26): 2103–2123. arXiv : 0807.2244 . Bibcode :2008MPLA...23.2103K. doi :10.1142/S0217732308028314. S2CID  119286980.
  164. ^ ฟ็อกซ์, พีเจ; ฮาร์นิก, อาร์.; คอปป์, เจ.; ไซ, วาย. (2011). "LEP Shines Light on Dark Matter". Phys. Rev. D . 84 (1): 014028. arXiv : 1103.0240 . Bibcode :2011PhRvD..84a4028F. doi :10.1103/PhysRevD.84.014028. S2CID  119226535.
  165. ^ Peebles, PJE (ธันวาคม 2004). "Probing General Relativity on the Scales of Cosmology". General Relativity and Gravitation . หน้า 106–117. arXiv : astro-ph/0410284 . Bibcode :2005grg..conf..106P. doi :10.1142/9789812701688_0010. ISBN 978-981-256-424-5.S2CID 1700265  .
  166. ^ สำหรับการทบทวน โปรดดู: Kroupa, Pavel; et al. (ธันวาคม 2012). "ความล้มเหลวของแบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยาต้องการแนวคิดใหม่" International Journal of Modern Physics D . 21 (4): 1230003. arXiv : 1301.3907 . Bibcode :2012IJMPD..2130003K. doi :10.1142/S0218271812300030. S2CID  118461811
  167. ↑ สำหรับบทวิจารณ์ ดู: ซัลวาตอเร กาโปซซิเอลโล; มาเรียเฟลิเซีย เดอ ลอเรนติส (ตุลาคม 2555) "ปัญหาสสารมืดจากมุมมองแรงโน้มถ่วงของ f(R)" อันนาเลน เดอร์ ฟิซิก . 524 (9–10): 545. รหัสสินค้า :2012AnP...524..545C. ดอย : 10.1002/andp.201200109 .
  168. ^ “สร้างสมดุลให้กับจักรวาล”. มหาวิทยาลัยอ็อกซ์ฟอร์ด. 5 ธันวาคม 2018.
  169. ^ "สร้างสมดุลให้กับจักรวาล: ทฤษฎีใหม่สามารถอธิบายสิ่งที่หายไป 95 เปอร์เซ็นต์ของจักรวาลได้" Phys.Org.
  170. ^ Farnes, JS (2018). "ทฤษฎีการรวมตัวของพลังงานมืดและสสารมืด: มวลเชิงลบและการสร้างสสารภายในกรอบ ΛCDM ที่ดัดแปลง" ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ . 620 : A92. arXiv : 1712.07962 . Bibcode :2018A&A...620A..92F. doi :10.1051/0004-6361/201832898 S2CID  53600834
  171. ^ "ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงใหม่อาจอธิบายสสารมืดได้". phys.orgพฤศจิกายน 2016
  172. ^ Mannheim, Phillip D. (เมษายน 2006). "ทางเลือกสำหรับสสารมืดและพลังงานมืด". ความก้าวหน้าในฟิสิกส์อนุภาคและนิวเคลียร์ . 56 (2): 340–445. arXiv : astro-ph/0505266 . Bibcode :2006PrPNP..56..340M. doi :10.1016/j.ppnp.2005.08.001. S2CID  14024934.
  173. ^ Joyce, Austin; et al. (มีนาคม 2015). "Beyond the Cosmological Standard Model". Physics Reports . 568 : 1–98. arXiv : 1407.0059 . Bibcode :2015PhR...568....1J. doi :10.1016/j.physrep.2014.12.002. S2CID  119187526.
  174. ^ Villanueva-Domingo, Pablo; Mena, Olga; Palomares-Ruiz, Sergio (2021). "A Brief Review on Primordial Black Holes as Dark Matter". Frontiers in Astronomy and Space Sciences . 8 : 87. arXiv : 2103.12087 . Bibcode :2021FrASS...8...87V. doi : 10.3389/fspas.2021.681084 . ISSN  2296-987X.
  175. ^ Green, Anne M.; Kavanagh, Bradley J. (1 เมษายน 2021). "Primordial black holes as a dark matter candidate". Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics . 48 (4): 043001. arXiv : 2007.10722 . Bibcode :2021JPhG...48d3001G. doi :10.1088/1361-6471/abc534. ISSN  0954-3899. S2CID  220666201 . สืบค้นเมื่อ17 สิงหาคม 2023 .
  176. ^ "ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงใหม่ของเวอร์ลินด์ผ่านการทดสอบครั้งแรก" 16 ธันวาคม 2559.
  177. ^ Brouwer, Margot M.; et al. (เมษายน 2017). "การทดสอบครั้งแรกของทฤษฎีแรงโน้มถ่วงโผล่ของ Verlinde โดยใช้การวัดเลนส์แรงโน้มถ่วงแบบอ่อน" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 466 (3): 2547–2559. arXiv : 1612.03034 . Bibcode :2017MNRAS.466.2547B. doi : 10.1093/mnras/stw3192 . S2CID  18916375.
  178. ^ "การทดสอบครั้งแรกของคู่แข่งต่อแรงโน้มถ่วงของไอน์สไตน์ทำลายสสารมืด" 15 ธันวาคม 2016 สืบค้นเมื่อ20กุมภาพันธ์2017
  179. ^ "การทำนายที่ ไม่เหมือนใครของ 'แรงโน้มถ่วงที่ดัดแปลง' ท้าทายต่อสสารมืด" ScienceDaily 16 ธันวาคม 2020 สืบค้นเมื่อ14 มกราคม 2021
  180. ^ Chae, Kyu-Hyun; et al. (20 พฤศจิกายน 2020). "การทดสอบหลักความเท่าเทียมที่แข็งแกร่ง: การตรวจจับผลกระทบของสนามภายนอกในกาแล็กซีที่ได้รับการรองรับด้วยการหมุน" Astrophysical Journal . 904 (1): 51. arXiv : 2009.11525 . Bibcode :2020ApJ...904...51C. doi : 10.3847/1538-4357/abbb96 . S2CID  221879077
  181. ^ Cramer, John G. (1 กรกฎาคม 2003). "LSST – กล้องโทรทรรศน์มวลสารมืด" Analog Science Fiction and Fact . 123 (7/8): 96. ISSN  1059-2113. ProQuest  215342129(จำเป็นต้องลงทะเบียน)
  182. ^ Ahern, James (16 กุมภาพันธ์ 2003). "การเดินทางในอวกาศ: เป้าหมายที่ล้าสมัย". The Record . หน้า O 02. ProQuest  425551312.(จำเป็นต้องลงทะเบียน)
  183. ^ Halden, Grace (ฤดูใบไม้ผลิ 2015). "หลอดไส้: หลอดไฟและทฤษฎีสมคบคิด" Dandelion: วารสารศิลปะบัณฑิตศึกษาและเครือข่ายวิจัยเล่มที่ 5 ฉบับที่ 2 doi : 10.16995/ ddl.318
  184. ^ Gribbin, Mary; Gribbin, John (2007). The Science of Philip Pullman's His Dark Materials . Random House Children's Books. หน้า 15–30 ISBN 978-0-375-83146-1-
  185. ^ Fraknoi, Andrew (2019). "นิยายวิทยาศาสตร์สำหรับนักวิทยาศาสตร์" Nature Physics . 12 (9): 819–820. doi :10.1038/nphys3873. S2CID  125376175.
  186. ^ แฟรงค์, อดัม (9 กุมภาพันธ์ 2017). "Dark matter is in our DNA". Nautilus Quarterlyสืบค้นเมื่อ11 ธันวาคม 2022
  187. ^ "แผนที่สามมิติแรกของโครงนั่งร้านมวลสารมืดของจักรวาล" www.esa.int . สืบค้นเมื่อ23 พฤศจิกายน 2021 .
  188. ^ Massey, Richard; Rhodes, Jason; Ellis, Richard; Scoville, Nick; Leauthaud, Alexie; Finoguenov, Alexis; Capak, Peter; Bacon, David; Aussel, Hervé; Kneib, Jean-Paul; Koekemoer, Anton (มกราคม 2007). "Dark matter maps reveal cosmic scaffolding". Nature . 445 (7125): 286–290. arXiv : astro-ph/0701594 . Bibcode :2007Natur.445..286M. doi :10.1038/nature05497. ISSN  1476-4687. PMID  17206154. S2CID  4429955.
  189. ^ "ข่าว CFHT - นักดาราศาสตร์เข้าถึงขอบเขตใหม่ของสสารมืด" www.cfht.hawaii.edu . สืบค้นเมื่อ26 พฤศจิกายน 2021 .
  190. ^ Heymans, Catherine; Van Waerbeke, Ludovic; Miller, Lance; Erben, Thomas; Hildebrandt, Hendrik; Hoekstra, Henk; Kitching, Thomas D.; Mellier, Yannick; Simon, Patrick; Bonnett, Christopher; Coupon, Jean (21 พฤศจิกายน 2012). "CFHTLenS: การสำรวจเลนส์กล้องโทรทรรศน์แคนาดา–ฝรั่งเศส–ฮาวาย: CFHTLenS" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 427 (1): 146–166. arXiv : 1210.0032 . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21952.x . S2CID  24731530
  191. ^ "KiDS". kids.strw.leidenuniv.nl . สืบค้นเมื่อ27 พฤศจิกายน 2021 .
  192. ↑ คูจเกน, คอนราด; เฮย์แมนส์, แคทเธอรีน; ฮิลเดอบรันต์, เฮนดริก; นากาจิมะ, เรย์โกะ; เออร์เบน, โธมัส; จง, เจลเต้ TA; วิโอลา, มัสซิโม; ชเว อามิ; โฮคสตรา, เฮงค์; มิลเลอร์, แลนซ์; ฟาน Uitert, เอโดะ (10 ตุลาคม 2558) "การวิเคราะห์เลนส์โน้มถ่วงของการสำรวจระดับกิโล" ประกาศรายเดือนของ Royal Astronomical Society 454 (4): 3500–3532. arXiv : 1507.00738 . ดอย : 10.1093/mnras/stv2140 . ISSN  0035-8711.
  193. ^ มหาวิทยาลัยคาร์เนกีเมลลอน (26 กันยายน 2018). "การสำรวจ Hyper Suprime-Cam ทำแผนที่สสารมืดในจักรวาล - ข่าว - มหาวิทยาลัยคาร์เนกีเมลลอน". www.cmu.edu . เก็บถาวรจากแหล่งเดิมเมื่อ 7 กันยายน 2020.
  194. ^ ฮิคาเงะ, ชิอากิ; โอกุริ, มาซามูเนะ; ฮามานะ, ทาคาชิ; มอร์, ซูร์ฮุด; แมนเดลบอม, ราเชล; ทาคาดะ, มาซาฮิโระ; เคอห์ลิงเกอร์, ฟาเบียน; มิยาทาเกะ, ฮิโรนาโอ; นิชิซาวะ, อัตสึชิ เจ; ไอฮาระ, ฮิโรอากิ; อาร์มสตรอง, โรเบิร์ต (1 เมษายน 2019). "จักรวาลวิทยาจากสเปกตรัมกำลังเฉือนของจักรวาลด้วยข้อมูลปีแรกของ Subaru Hyper Suprime-Cam" สิ่งพิมพ์ของสมาคมดาราศาสตร์แห่งประเทศญี่ปุ่น . 71 (2): 43. arXiv : 1809.09148 . doi :10.1093/pasj/psz010 ISSN  0004-6264
  195. ^ Jeffrey, N; Gatti, M; Chang, C; Whiteway, L; Demirbozan, U; Kovacs, A; Pollina, G; Bacon, D; Hamaus, N; Kacprzak, T; Lahav, O (25 มิถุนายน 2021). "ผลการสำรวจพลังงานมืด ปีที่ 3: การสร้างแผนที่มวลเลนส์อ่อนบนท้องฟ้าโค้ง" Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 505 (3): 4626–4645. arXiv : 2105.13539 . doi : 10.1093/mnras/stab1495 . ISSN  0035-8711.
  196. ^ Castelvecchi, Davide (28 พฤษภาคม 2021). "แผนที่ 3 มิติของจักรวาลที่มีรายละเอียดมากที่สุดเท่าที่เคยมีมา" Nature : d41586–021–01466-1. doi :10.1038/d41586-021-01466-1. ISSN  0028-0836. PMID  34050347. S2CID  235242965.

อ่านเพิ่มเติม

  • Hossenfelder, Sabine ; McGaugh, Stacy S. (สิงหาคม 2018). "สสารมืดมีจริงหรือไม่" Scientific American . เล่มที่ 319, ฉบับที่ 2. หน้า 36–43
  • Weiss, Rainer , (กรกฎาคม/สิงหาคม 2023) "The Dark Universe Comes into Focus" Scientific American , เล่มที่ 329, ฉบับที่ 1, หน้า 7–8
  • ชิเรลลี, มาร์โก; สตรูเมีย, อเลสซานโดร; ซูปัน, จูเร (2024) "สสารมืด". arXiv : 2406.01705 [hep-ph]
วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อเกี่ยวกับ ส สารมืด
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Dark_matter&oldid=1252809379"