ในช่วงปี 1930 นักฟิสิกส์ชาวสวิส ฟริตซ์ ซวิกกี (Fritz Zwicky) ได้ทำการศึกษากระจุกกาแล็กซีขนาดใหญ่ที่มีมากกว่าหนึ่งพันกาแล็กซี และได้ตั้งคำถามว่า “กาแล็กซีเหล่านี้เชื่อมโยงกันด้วยแรงโน้มถ่วง หรือกำลังเคลื่อนที่อย่างเป็นอิสระต่อกัน” เพื่อที่จะตอบคำถามนี้ ซวิกกีต้องการทราบว่า
แต่ละกาแล็กซีกำลังเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเท่าไร (เคลื่อนที่เร็วเกินกว่าจะเกาะกลุ่มรวมกันหรือไม่) กระจุกกาแล็กซีต้องมีมวลเท่าไร จึงจะมีแรงโน้มถ่วงมากพอที่จะดึงดูดกาแล็กซีไว้ด้วยกัน
เพื่อที่จะวัดความเร็วในการเคลื่อนที่ของกลุ่มก้อนวัตถุ เราสามารถใช้ทฤษฎีบทไวเรียล (Virial Theorem) ซึ่งกล่าวว่า สำหรับระบบอนุภาคที่อยู่ในสมดุลหรือภายใต้แรงโน้มถ่วงของกันและกัน ค่าเฉลี่ยของพลังงานจลน์จะมีค่าเป็นสองเท่าของพลังงานศักย์ ซึ่งหมายความว่า ถ้าเรารู้พลังงานจลน์เฉลี่ยของกาแล็กซี ซึ่งคำนวณมาจากความเร็วของกาแล็กซี เราก็จะทราบพลังงานศักย์เฉลี่ย แล้วเราก็จะทราบมวลทั้งหมดของกระจุกกาแล็กซีได้ ดังนั้น สิ่งแรกที่ซวิกกีต้องทำก็คือ วัดค่าความเร็วของกาแล็กซีออกมา
ในขั้นตอนการวัดความเร็วกาแล็กซี ซวิกกีอาศัยการสังเกตการเปลี่ยนแปลงของความยาวคลื่นแสงผ่านปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ (Doppler Effect) โดยมีหลักการพื้นฐานคือ เมื่อกาแล็กซีเคลื่อนที่ออกห่างจากโลก คลื่นแสงจะถูกยืดออกจนมีความยาวคลื่นมากขึ้น หรือที่เรียกว่าการเลื่อนทางแดง (Redshift) ในทางกลับกัน หากกาแล็กซีเข้าหาเรา คลื่นแสงจะถูกบีบให้สั้นลง การตรวจวัดการเปลี่ยนแปลงของแสงเหล่านี้เองที่ช่วยให้ซวิกกีคำนวณความเฉลี่ยของระบบออกมาได้ และทำให้ทราบมวลรวมของกระจุกกาแล็กซีในที่สุด
ลองนึกภาพตามว่า ท่ามกลางความมืดมิดของท้องฟ้า คุณต้องส่องกล้องโทรทรรศน์ไปยังกระจุกกาแล็กซีที่มีจุดแสงนับร้อยนับพันกระจายอยู่ แล้วค่อย ๆ ทำการตรวจวัดการเลื่อนของความยาวคลื่นของแต่ละกาแล็กซีทีละดวง ๆ อย่างใจเย็น ภารกิจที่ต้องเก็บเล็กผสมน้อยจนกว่าจะได้ข้อมูลที่มากพอจะสรุปได้นั้น ต้องใช้ความอดทนและความพยายามอย่างมหาศาล ซึ่งนั่นคือหัวใจสำคัญของการเป็นนักวิทยาศาสตร์
เพื่อที่จะตรวจสอบความถูกต้องของการสังเกตการณ์ ซวิกกีใช้เทคนิคการวัดอัตราส่วนของมวลต่อแสง (Mass-to-Light Ratio) ลองนึกภาพง่าย ๆ ว่า ถ้าเรามีหลอดไฟขนาด 100 วัตต์ เราย่อมคาดเดาได้ว่าจะต้องใช้พลังงานเท่าไรและหนักประมาณไหน ในจักรวาลก็เช่นกัน ซวิกกีเชื่อว่ากาแล็กซีอื่น ๆ ก็คงมีคุณสมบัติพื้นฐานเหมือนกับทางช้างเผือกของเรา หมายความว่า ถ้ามีความสว่างเท่านี้ ก็ควรจะมีมวลหรือน้ำหนักดาวอยู่ประมาณเท่านี้ เป็นสัดส่วนที่พอดีกัน
พูดง่าย ๆ ก็คือ ซวิกกีใช้ความสว่างเป็นเครื่องชั่งน้ำหนักทางอ้อม ยิ่งสว่างมาก ก็ควรจะมีดาวเยอะ และมวลก็จะตามไปด้วยในอัตราส่วนที่เหมาะสม ทุกอย่างก็ดูจะราบรื่น แต่ทว่าการใช้เทคนิคอัตราส่วนของมวลต่อแสงนั้น สิ่งที่วัดได้คือสิ่งที่มีแสงหรือมองเห็น ดังนั้น สิ่งที่มองไม่เห็นก็จะไม่ถูกวัด และตรงนี้ก็เป็นจุดเริ่มต้นของสสารที่มองไม่เห็น
เมื่อซวิกกีนำตัวเลขจากทั้งวิธีวัดจากความแรงโน้มถ่วงและวิธีอัตราส่วนมวลต่อแสงมาเทียบกัน ผลลัพธ์ที่ได้ก็น่าตกใจมาก เพราะมวลที่คำนวณจากแรงโน้มถ่วงนั้นสูงกว่ามวลจากแสงสว่างถึง 400 เท่า ส่วนต่างมหาศาลนี้ไม่ใช่เรื่องของความผิดพลาดเล็กน้อย อย่างการปัดเศษทศนิยมหรือค่านัยสำคัญ จะต้องมีมวลลึกลับขนาดใหญ่มาก ๆ ที่คอยดึงดูดกาแล็กซีนับพันไว้ด้วยกัน
อย่างไรก็ตาม ในตอนนั้น ซวิกกียังไม่ได้คิดว่าเป็นสสารชนิดใหม่ที่มีคุณสมบัติแปลกประหลาด โดยคิดง่าย ๆ แค่ว่า “มันก็คงเหมือนสสารทั่วไปเหมือนที่เราคุ้นเคยนี่แหละ แต่มันคงจะมืดเกินกว่าที่กล้องจะมองเห็น”
ในมุมมองปัจจุบัน เรายกย่องว่านี่คือจุดเริ่มต้นที่สำคัญที่สุดของการศึกษาสสารมืดในจักรวาลวิทยา แต่ในขณะนั้น งานของซวิกกีกลับถูกทิ้งให้เงียบเหงา ส่วนหนึ่งเป็นเพราะในทศวรรษ 1930 วงการดาราศาสตร์กำลังตื่นตาตื่นใจกับความจริงที่ยิ่งใหญ่กว่านั้น ไม่ว่าจะเป็นการค้นพบของเอ็ดวิน ฮับเบิลที่ระบุว่าเอกภพกำลังขยายตัว หรือการตระหนักว่าท้องฟ้าไม่ได้มีแค่ทางช้างเผือก ยังมีกาแล็กซีอื่นอีกนับไม่ถ้วน เมื่อเทียบกับการปฏิบัติความเข้าใจเรื่องโครงสร้างของเอกภพแล้ว การตรวจพบมวลที่หายไปในกระจุกดาวไกลโพ้นจึงดูเป็นเพียงความผิดปกติเล็ก ๆ ที่ไม่เร่งด่วนนัก
ยิ่งไปกว่านั้น ด้วยเครื่องมือวัดที่ยังมีข้อจำกัดในยุคนั้น นักวิทยาศาสตร์ส่วนใหญ่จึงมองว่า ผลลัพธ์ของซวิกกีอาจเป็นเพียงความผิดพลาดเชิงเทคนิค หรือความคลาดเคลื่อนในการคำนวณที่รอการแก้ไข มากกว่าจะเป็นการค้นพบตัวตนใหม่ที่สั่นสะเทือนวงการฟิสิกส์
จนกระทั่งเข้าสู่ยุค 1970 เวรา รูบิน (Vera Rubin) และเคนต์ ฟอร์ด (Kent Ford) ได้ทำการวิเคราะห์การเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ภายในกาแล็กซีแอนโดรเมดา ที่อยู่ห่างจากทางช้างเผือกประมาณ 2.5 ล้านปีแสง ทั้งคู่ใช้หลักการเดียวกับซวิกกี นั่นก็คือสังเกตปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ แต่ด้วยเครื่องมือที่ละเอียดและแม่นยำกว่า เพราะฟอร์ดเป็นอัจฉริยะทางด้านเครื่องมือ
ตามกฎของนิวตันแล้ว ดาวที่อยู่ไกลจากศูนย์กลางความโน้มถ่วงจะเคลื่อนที่ได้ช้ากว่าดาวที่อยู่ใกล้ เหมือนกับที่ดาวเนปจูนใช้เวลา 164 ปีในการโคจรรอบดวงอาทิตย์ ในขณะที่ดาวพุธใช้เวลาเพียง 88 วันเท่านั้น แต่สิ่งที่น่าประหลาดใจก็คือ รูบินพบว่าความเร็วของดาวที่ขอบนอกไม่ลดลงเลย และค่อนข้างจะคงที่เท่ากับดาวที่อยู่ใกล้ใจกลาง ถ้าดาวที่ขอบนอกวิ่งเร็วขนาดนั้น แต่ยังไม่กระเด็นหลุดออกจากกาแล็กซี แสดงว่าต้องมีแรงดึงดูดมหาศาลจากมวลที่มองไม่เห็นคอยดึงไว้
ความเร็วที่คงที่ในระดับสูงขนาดนั้นหมายความว่าอย่างไร? ในเชิงฟิสิกส์ นี่หมายความว่ามวลของกาแล็กซีไม่ได้กระจุกอยู่แค่ตรงกลางที่มีแสงสว่าง จะต้องมีมวลมหาศาลที่มองไม่เห็นแผ่ขยายออกไปจนถึงขอบนอกสุด เพื่อสร้างแรงโน้มถ่วงดึงดูดดาวเหล่านั้นไว้ไม่ให้กระเด็นหลุดออกไป นักฟิสิกส์เรียกสิ่งนี้ว่า Dark Matter Halo หรือทรงกลมสสารมืดที่ห่อหุ้มกาแล็กซีเอาไว้
งานของรูบินและฟอร์ดต่างจากซวิกกีตรงที่ ‘มันชัดเจนจนเถียงไม่ได้’ เพราะด้วยเครื่องมือที่แม่นยำ ข้อสงสัยเกี่ยวกับความผิดพลาดในการวัดจึงถูกตัดออกไป และเมื่อตรวจวัดกาแล็กซีอื่น ๆ ไม่ว่าจะเป็นกาแล็กซีวงรี กาแล็กซีก้นหอย หรือแม้แต่กาแล็กซีแคระ ผลก็ออกมาเหมือนกันหมด นั่นคือกาแล็กซีหมุนต่างก็หมุนเร็วเกินไป และกราฟของความเร็วแบนราบสำหรับดาวที่อยู่ห่างจากใจกลาง แปลว่าสสารมืดนั้นเป็นส่วนประกอบพื้นฐานของจักรวาล ไม่ใช่แค่ความผิดปกติของกาแล็กซีอันใดอันหนึ่งเท่านั้น
นอกจากนี้ ในช่วงยุค 1990 นักฟิสิกส์ได้ใช้วิธีพิสูจน์ว่ามีมวลที่มองไม่เห็นที่ล้ำกว่าสังเกตการหมุนของกาแล็กซี นั่นก็คือการใช้เลนส์ความโน้มถ่วง (Gravitational Lensing) ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ที่บอกว่า ‘มวลมหาศาลจะทำให้กาลอวกาศบิดโค้ง’ เมื่อแสงจากกาแล็กซีไกล ๆ เดินทางผ่านสสารมืด แสงจะถูกหักเหเหมือนตอนวิ่งผ่านเลนส์ ทำให้ภาพกาแล็กซีที่สังเกตได้บนโลกดูบิดเบี้ยวหรือเป็นวงกลม และเมื่อคำนวณย้อนกลับแล้ว นักฟิสิกส์ก็พบว่าการที่แสงหักเหได้มากขนาดนี้ จะต้องเกิดจากมวลที่มหาศาลกว่ามวลดาวฤกษ์มาก เป็นการยืนยันการมีอยู่ของสสารมืดเช่นเดียวกัน
เมื่อหลักฐานจากการสังเกตท้องฟ้ายืนยันตรงกันแล้ว คำถามต่อมาในมุมมองของฟิสิกส์อนุภาคก็คือ ‘สสารมืดทำมาจากอะไร’ โดยก่อนหน้านี้ นักฟิสิกส์เชื่อว่าสสารมืดเป็นแค่ก้อนหินหรือดาวดับแสง แต่จากการคำนวณย้อนกลับไปถึงบิกแบงก็พบว่า สสารมืดไม่น่าจะมีปริมาณมากเท่าที่สังเกตได้ตอนนี้ และอีกเหตุผลคือ ถ้าสสารมืดเป็นฝุ่นและหิน แสงก็ไม่ควรจะทะลุผ่านได้
นักฟิสิกส์อนุภาคจึงตั้งสมมติฐานว่า สสารมืดอาจจะเป็นอนุภาคชนิดใหม่ที่ไม่ได้อยู่ในแบบจำลองมาตรฐาน ในปัจจุบัน อนุภาคที่มีสิทธิ์จะเป็นสสารมืดเรียกว่า อนุภาค WIMPs ย่อมาจาก Weakly Interacting Massive Particles ซึ่งมีความว่า อนุภาคนี้จะต้องหนักกว่าโปรตอนหรือนิวตรอน เพื่อที่จะสร้างแรงโน้มถ่วงมหาศาล และจะต้องมีอันตรกิริยากับสสารอื่นผ่านแรงนิวเคลียร์อย่างอ่อนเท่านั้น
เหตุผลที่นักฟิสิกส์เชื่อมั่นใน WIMPs ก็เพราะว่า หากจักรวาลสร้างอนุภาคที่มีคุณสมบัติแบบ WIMPs ขึ้นมาจริง ๆ ปริมาณของ WIMPs ที่มีในปัจจุบันจะสอดคล้องกับปริมาณสสารมืดที่นักดาราศาสตร์วัดได้จากแรงโน้มถ่วงในอวกาศพอดี นักฟิสิกส์เรียกความบังเอิญที่สองค่านี้ตรงกันว่า ‘ปาฏิหาริย์แห่ง WIMP (The WIMP Miracle)’ เพราะตัวเลขจาก 2 ทฤษฎีที่ดูไม่เกี่ยวข้องกัน มาบรรจบกันที่ค่าเดียวกันนั้นต้องไม่ใช่แค่เรื่องบังเอิญ และถ้าทฤษฎีนี้ถูกต้อง WIMPs จะต้องกำลังทะลุผ่านตัวเราอยู่ในขณะนี้
อย่างไรก็ตาม ทฤษฎี WIMPs ที่ดูสวยงามและสมบูรณ์แบบในทางคณิตศาสตร์ นักฟิสิกส์ก็ยังคงไม่พบร่องรอยของอนุภาคนี้เลยในตลอดหลายสิบปีที่ผ่านมา ไม่ว่าจะสร้างเครื่องมือตรวจจับอนุภาคที่ทันสมัยที่สุด หรือพยายามจำลองการชนกันของอนุภาคในเครื่องเร่งอนุภาค
นักฟิสิกส์บางกลุ่มจึงเริ่มหันไปหาอนุภาคอื่นที่มีสิทธิ์จะเป็นสสารมืด เช่น แอกซิออน (Axion) หรือทฤษฎีที่ว่าสสารมืดอาจจะเป็นหลุมดำบรรพกาล (Primordial Black Holes) ที่ก่อตัวขึ้นตั้งแต่เสี้ยววินาทีแรกของบิกแบง ในอีกฟากหนึ่ง ก็มีการตั้งคำถามที่ท้าทายหลักฐานยิ่งกว่านั้น ‘ถ้าสสารมืดไม่มีอยู่จริงล่ะ?’ เป็นไปได้ไหมว่ากฎแรงโน้มถ่วงของนิวตันและไอน์สไตน์ที่เราใช้กันมานานอาจจะผิดเมื่อนำไปใช้ในระดับกาแล็กซี มีความพยายามปรับปรุงทฤษฎีที่อธิบายการหมุนของกาแล็กซีโดยไม่ต้องพึ่งพาสสารมืดเช่นกัน
แต่ไม่ว่าสสารมืดจะเป็นอนุภาคชนิดใหม่ เป็นหลุมดำ หรือเป็นเพียงความเข้าใจผิดในกฎฟิสิกส์ ความพยายามที่จะมองให้เห็นสิ่งที่มองไม่เห็นนี้เอง คือสิ่งที่ผลักดันให้พรมแดนความรู้ของมนุษยชาติก้าวไปไกลกว่าที่เคยเป็นมา และสักวันหนึ่ง เมื่อความลับนี้ถูกเปิดเผย แสงสว่างแห่งปัญญาจะส่องสว่างเข้าไปในมุมที่มืดที่สุดของเอกภพ และบอกเราว่า แท้จริงแล้วเรากำลังยืนอยู่บนโครงสร้างที่ยิ่งใหญ่เพียงใด
อัปเดตข้อมูลแวดวงวิทยาศาสตร์ เทคโนโลยี รู้ทันโลกไอที และโซเชียลฯ ในรูปแบบ Audio จาก AI เสียงผู้ประกาศของไทยพีบีเอส ได้ที่ Thai PBS
ที่มาข้อมูล : Wikipedia, NASA, Thai PBS
“รอบรู้ ดูกระแส ก้าวทันโลก” ไปกับ Thai PBS Sci & Tech
