สสารมืดในใจกลางกาแล็กซีบ้านของเรา 

กล้องโทรทรรศน์แฟร์มีสามารถสังเกตการณ์การแผ่รังสีแกมมาส่วนเกินที่ใจกลางกาแล็กซีบ้านเกิดของเราได้อย่างชัดเจน ซึ่งปรากฏเป็นทรงกลมและแบนราบ รังสีแกมมาส่วนเกินนี้เรียกว่า Galactic Centre Excess (GCE) ซึ่งอาจเป็นสัญญาณบ่งชี้ถึงสสารมืดที่เกิดขึ้นจากการทำลายล้างตัวเองของอนุภาคมวลมากที่มีปฏิสัมพันธ์อย่างอ่อน (WIMP) ซึ่งเป็นอนุภาคที่คาดว่าจะเป็นสสารมืด อย่างไรก็ตาม รังสีแกมมาส่วนเกินที่สังเกตพบที่ใจกลางกาแล็กซีอาจเกิดจากพัลซาร์มิลลิวินาที (MSP) รุ่นเก่า ก่อนหน้านี้ เชื่อกันว่าสัณฐานวิทยาของ GCE อันเนื่องมาจากสสารมืด (DM) จะเป็นทรงกลม การศึกษาแบบจำลองเมื่อเร็วๆ นี้แสดงให้เห็นว่าสัณฐานวิทยาของรังสีแกมมาอันเนื่องมาจาก DM อาจมีลักษณะไม่ทรงกลมและแบนราบอย่างมีนัยสำคัญ ซึ่งหมายความว่าสมมติฐานของทั้งการทำลายล้างสสารมืด (DM) และพัลซาร์มิลลิวินาที (MSP) สำหรับ GCE ที่สังเกตพบนั้นเป็นไปได้เท่าเทียมกัน รังสีแกมมาที่เกิดขึ้นจากการทำลายล้างสสารมืด (DM) จะมีระดับพลังงานสูงมากประมาณ 0.1 เทระอิเล็กตรอนโวลต์ (TeV) กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมามาตรฐานไม่สามารถตรวจจับโฟตอนพลังงานสูงเหล่านี้ได้โดยตรง ดังนั้น การยืนยันแบบจำลองสสารมืด (DM) ของค่าเกินศูนย์กลางกาแล็กซี (GCE) จะเป็นไปได้เมื่อการศึกษาเสร็จสิ้นโดยหอสังเกตการณ์รังสีแกมมาเทระ เช่น หอสังเกตการณ์อาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์เชเรนคอฟ (CTAO) และหอสังเกตการณ์รังสีแกมมาสนามกว้างใต้ (SWGO)

เรื่องราวของสสารมืดเริ่มต้นขึ้นในปี ค.ศ. 1933 เมื่อฟริตซ์ ซวิกกี สังเกตเห็นว่ากาแล็กซีที่เคลื่อนที่เร็วในกระจุกดาวโคมาไม่สามารถยึดติดกันและคงสภาพได้หากไม่มีสสารเพิ่มเติมที่มองไม่เห็น แต่กลับมีแรงโน้มถ่วงเพียงพอที่จะป้องกันไม่ให้กาแล็กซีแตกสลาย เขาบัญญัติคำว่า "สสารมืด" ขึ้นเพื่ออ้างถึงสสารที่มองไม่เห็นดังกล่าว ในช่วงทศวรรษ 1960 เวรา รูบิน ได้มีส่วนสำคัญอย่างยิ่งต่อความเข้าใจของเราเกี่ยวกับสสารมืด เธอตั้งข้อสังเกตว่าดาวฤกษ์ที่ขอบนอกของกาแล็กซีแอนดรอเมดาและกาแล็กซีอื่นๆ กำลังหมุนด้วยความเร็วเท่ากับความเร็วของดาวฤกษ์ที่เคลื่อนเข้าหาศูนย์กลาง สำหรับผลรวมของสสารทั้งหมดที่สังเกตได้ กาแล็กซีน่าจะแยกออกจากกัน จำเป็นต้องมีสสารที่มองไม่เห็นเพิ่มเติมบางอย่างที่ยึดกาแล็กซีเข้าด้วยกันและทำให้หมุนด้วยความเร็วสูง การวัดเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซีแอนดรอเมดาของเธอเป็นหลักฐานแรกเริ่มของสสารมืด  

ปัจจุบันเราทราบแล้วว่าสสารมืดไม่มีปฏิกิริยากับแสงหรือแรงแม่เหล็กไฟฟ้า มันไม่ดูดซับ สะท้อน หรือเปล่งแสงหรือรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าใดๆ และมองไม่เห็น จึงถูกเรียกว่า “มืด” แต่มันรวมกลุ่มกันด้วยแรงโน้มถ่วงและมีผลโน้มถ่วงต่อสสารธรรมดา ซึ่งเป็นการอนุมานโดยทั่วไปถึงการมีอยู่ของสสารมืดในอวกาศ กาแล็กซีต่างๆ ยึดติดกันอย่างสมดุลด้วยแรงโน้มถ่วงของสสารมืด ซึ่งคิดเป็น 26.8% ของมวลพลังงานทั้งหมดในเอกภพ ในขณะที่เอกภพที่สังเกตได้ทั้งหมด รวมถึงสสารธรรมดาแบริออนทั้งหมดที่ประกอบขึ้นเป็นเอกภพ คิดเป็นเพียง 4.9% ของมวลพลังงานที่เหลืออีก 68.3% ของมวลพลังงานทั้งหมดในเอกภพคือพลังงานมืด  

ไม่ทราบว่าสสารมืดคืออะไร ไม่มีอนุภาคพื้นฐานใน รุ่นมาตรฐาน มีคุณสมบัติที่จำเป็นต่อการเป็นสสารมืด บางที “อนุภาคสมมาตรยิ่งยวด” สมมุติฐานที่เป็นคู่หูกับอนุภาคในแบบจำลองมาตรฐานอาจสร้างสสารมืดได้ บางทีอาจมีโลกคู่ขนานของสสารมืดก็ได้ WIMP (อนุภาคมวลมากที่มีปฏิสัมพันธ์อย่างอ่อน) แอกซอน หรือนิวตริโนที่ปราศจากเชื้อ เป็นอนุภาคสมมุติฐานที่อยู่นอกเหนือแบบจำลองมาตรฐานและเป็นตัวเลือกชั้นนำ อย่างไรก็ตาม ยังไม่มีความสำเร็จในการตรวจจับอนุภาคเหล่านี้  

มีโครงการต่างๆ มากมาย เช่น การทดลองซีนอน โครงการ DarkSide-20k, การทดลองยูเรก้า และ เรส-โนวา) กำลังอยู่ระหว่างการตรวจสอบเพื่อตรวจจับอนุภาคสสารมืดโดยตรง ซึ่งส่วนใหญ่เป็นเครื่องตรวจจับก๊าซมีตระกูลเหลวหรือเครื่องตรวจจับอุณหภูมิต่ำพิเศษ ซึ่งออกแบบมาเพื่อตรวจจับสัญญาณจางๆ จากปฏิกิริยาระหว่างอนุภาคสสารมืด อย่างไรก็ตาม แม้จะมีวิธีการใหม่ๆ มากมาย แต่ก็ยังไม่มีโครงการใดที่สามารถตรวจจับอนุภาคสสารมืดได้โดยตรง 

สำหรับหลักฐานทางอ้อมของสสารมืด เราอาจมองหาผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของสสารมืด เช่นเดียวกับที่ฟริตซ์ ซวิกกี และเวรา รูบิน ได้ค้นพบสสารมืดโดยศึกษาว่ากาแล็กซียึดติดกันอย่างไร แม้จะมีความเร็วสูงกว่าสสารธรรมดาที่สังเกตได้ ผลกระทบจากแรงโน้มถ่วงของการหักเหแสง (การหักเหของแสง) และผลกระทบต่อการเคลื่อนที่ของดาวฤกษ์ในอวกาศ ยังสามารถเป็นหลักฐานทางอ้อมที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของสสารมืดได้ นอกจากนี้ ผลผลิตจากการทำลายล้าง (เช่น รังสีแกมมา นิวตริโน และรังสีคอสมิก) ที่เกิดขึ้นเมื่ออนุภาคสสารมืดชนกันในอวกาศ ยังสามารถบ่งชี้ถึงการมีอยู่ของสสารมืดได้อีกด้วย หนึ่งในตำแหน่งที่คาดการณ์สสารมืดโดยอ้างอิงจากผลผลิตจากการทำลายล้างอนุภาคสสารมืดคือใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา  

การตรวจจับมวลสารมืดในใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือกของเรา  

มีสัญญาณบ่งชี้ถึงการเรืองแสงไมโครเวฟแบบกระจายที่ใจกลางของทางช้างเผือก (MW) มากเกินไป การเรืองแสงที่มากเกินไปนี้ถูกเสนอว่าเกิดจากการแผ่รังสีซินโครตรอนจากอิเล็กตรอนเชิงสัมพัทธภาพและโพซิตรอนที่เกิดขึ้นในการทำลายล้างสสารมืดของ WIMP ดังนั้นจึงคาดการณ์ว่าสัญญาณรังสีแกมมาแบบกระจายที่ขยายออกไปในช่วงพลังงานสูงถึงหลายร้อย GeV ต่อมา กล้องโทรทรรศน์พื้นที่กว้างใหญ่แฟร์มี (LAT) ได้ตรวจพบสัญญาณรังสีแกมมาซึ่งระบุว่าเป็นสัญญาณเกินศูนย์กลางกาแล็กซี (GCE) ในไม่ช้าก็ตระหนักว่าสัญญาณเกินศูนย์กลางกาแล็กซี (GCE) อาจเกิดจากดาวนิวตรอนเก่า (พัลซาร์มิลลิวินาที) เช่นกัน มีการคิดกันว่าสัณฐานวิทยาของ GCE นั้นมีความสำคัญ โดย GCE ที่มีรูปร่างทรงกลมสมมาตรนั้นบ่งชี้ถึงการแผ่รังสีแกมมาจากการทำลายล้างอนุภาคสสารมืด (DM) ในขณะที่สัณฐานวิทยาที่แบนราบของ GCE นั้นบ่งชี้ถึงการแผ่รังสีแกมมาจากพัลซาร์มิลลิวินาที (MSP)  

การสำรวจใจกลางกาแล็กซีทางช้างเผือกอย่างละเอียดด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศแฟร์มี-ใหญ่ (LAT) เผยให้เห็นสภาพความโค้งของทรงกลมแบนราบ โดยทั่วไปแล้ว เราอาจเชื่อมโยงสภาพความโค้งของทรงกลมที่สังเกตได้กับดาวฤกษ์อายุมาก (MSP) อย่างไรก็ตาม การศึกษาเมื่อเร็วๆ นี้ที่ตีพิมพ์เมื่อวันที่ 16 ตุลาคม 2025 สรุปว่าสัณฐานวิทยาของดาวฤกษ์อายุมาก (MSP) และแบบจำลองการทำลายล้างสสารมืด (DM) ทำนายไว้นั้นแยกไม่ออก   

เพื่อศึกษาการกระจายตัวของสสารมืด นักวิจัยได้ทำการจำลองสัณฐานวิทยาของกาแล็กซีที่คล้ายกับ MW (ทางช้างเผือก) พวกเขาพบว่าฮาโลสสารมืดรอบกาแล็กซีและรอบบริเวณใจกลางของกาแล็กซีแทบจะไม่มีรูปร่างเป็นทรงกลมดังที่สันนิษฐานไว้ในแบบจำลองแอนไอโซทรอปิก แต่การวิเคราะห์กลับแสดงให้เห็นการฉายภาพความหนาแน่นของสสารมืดแบบแบนราบสำหรับกาแล็กซีทั้งหมด การกระจายตัวของสสารมืด (DM) แบบไม่สมมาตรแกนนี้ยังแสดงให้เห็นจากประวัติศาสตร์การรวมตัวของกาแล็กซีทางช้างเผือกในช่วงสามพันล้านปีแรกของประวัติศาสตร์จักรวาล สัณฐานวิทยาของ GCE ที่สังเกตได้แบนราบเหนือบริเวณใจกลาง ซึ่งโดยทั่วไปแล้วเชื่อว่าเป็นลักษณะเฉพาะของการกระจายตัวของดาวฤกษ์เก่า (MSP) การศึกษาใหม่แสดงให้เห็นว่าสสารมืด (DM) ก่อให้เกิดการกระจายตัวแบบกล่องที่คล้ายคลึงกัน ดังนั้น ทั้งสมมติฐานการทำลายล้างสสารมืด (DM) และพัลซาร์มิลลิวินาที (MSP) สำหรับ GCE ที่สังเกตได้จึงมีความเป็นไปได้เท่าเทียมกัน   

ในอนาคต เราจะทราบได้ว่าค่า GCE ที่สังเกตได้นั้นเกิดจากสสารมืด (DM) หรือเกิดจากพัลซาร์มิลลิวินาที (MSP) หรือไม่ เมื่อหอสังเกตการณ์รังสีแกมมา เช่น หอสังเกตการณ์อาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์เชเรนคอฟ (CTAO) และหอสังเกตการณ์รังสีแกมมาสนามกว้างใต้ (SWGO) เสร็จสิ้นการศึกษารังสีแกมมาเทรา-แกมมา รังสีแกมมาที่เกิดขึ้นจากผลการทำลายล้างของสสารมืด (DM) ที่ใจกลางกาแล็กซีจะเป็นโฟตอนพลังงานสูงมากที่มีระดับพลังงานสูงมากประมาณ 0.1 เทราอิเล็กตรอนโวลต์ (TeV) กล้องโทรทรรศน์รังสีแกมมามาตรฐานไม่สามารถตรวจจับโฟตอนพลังงานสูงเหล่านี้ได้โดยตรง รังสีเทรา-แกมมาจะเป็นเป้าหมายสำคัญสำหรับหอสังเกตการณ์รังสีแกมมาในอนาคต เช่น CTAO และ SWGO  

การศึกษาครั้งนี้ถือเป็นก้าวสำคัญในการตรวจจับสสารมืดในอวกาศผ่านผลจากการทำลายล้าง อย่างไรก็ตาม การมีอยู่ของสสารมืดที่ใจกลางกาแล็กซีจำเป็นต้องได้รับการยืนยันจากหอสังเกตการณ์รังสีแกมมาพลังงานสูงพิเศษ เช่น CTAO หรือ SWGO ในอนาคต ความก้าวหน้าที่สำคัญยิ่งกว่าในวิทยาศาสตร์เกี่ยวกับสสารมืดคือการตรวจจับอนุภาค DM โดยตรง  

*** 

อ้างอิง:  

1. Hochberg, Y., Kahn, YF, Leane, RK และคณะ แนวทางใหม่ในการตรวจจับสสารมืด Nat Rev Phys 4, 637–641 (2022) https://doi.org/10.1038/s42254-022-00509-4 

2. Misiaszeka M. และ Rossib N. 2024. การตรวจจับสสารมืดโดยตรง: การทบทวนเชิงวิพากษ์ Symmetry 2024, 16(2), 201; DOI: https://doi.org/10.3390/sym16020201  

3. Instituto de Física Corpuscular. การค้นหาสสารมืด: แนวทางใหม่ในการตรวจจับสิ่งที่มองไม่เห็น 22 สิงหาคม 2025 ดูได้ที่ https://webific.ific.uv.es/web/en/content/search-dark-matter-new-approach-detecting-invisible 

4. Muru MM และคณะ 2025. สัณฐานวิทยาส่วนเกินของสสารมืดจากศูนย์กลางกาแล็กซี Fermi-LAT ในแบบจำลองของกาแล็กซีทางช้างเผือก Physical Review Letters. 135, 161005. เผยแพร่เมื่อ 16 ตุลาคม 2025. DOI: https://doi.org/10.1103/g9qz-h8wd . เวอร์ชันพิมพ์ล่วงหน้าที่ arXiv ส่งเมื่อวันที่ 8 สิงหาคม 2025 DOI: https://doi.org/10.48550/arXiv.2508.06314  

5. มหาวิทยาลัยจอห์นส์ ฮอปกินส์ ข่าว – แสงเรืองรองลึกลับในทางช้างเผือกอาจเป็นหลักฐานของสสารมืด เผยแพร่เมื่อ 16 ตุลาคม 2025 เข้าถึงได้ที่ https://hub.jhu.edu/2025/10/16/mysterious-glow-in-milky-way-dark-matter/  

6. สถาบันฟิสิกส์ดาราศาสตร์ไลบ์นิซ ข่าว – ทางช้างเผือกแสดงให้เห็นรังสีแกมมาส่วนเกินอันเนื่องมาจากการทำลายล้างสสารมืด เผยแพร่เมื่อวันที่ 17 ตุลาคม 2025 เข้าถึงได้ที่ https://www.aip.de/en/news/milkyway-gammaray-darkmatter-annihilation/  

7. กล้องโทรทรรศน์อวกาศรังสีแกมมาแฟร์มี มีจำหน่ายที่ https://science.nasa.gov/mission/fermi/  

8. หอสังเกตการณ์ Cherenkov Telescope Array (CTAO) มีให้บริการที่ https://www.ctao.org/emission-to-discovery/science/  

9. หอสังเกตการณ์รังสีแกมมาสนามกว้างภาคใต้ (SWGO) เข้าถึงได้ที่ https://www.swgo.org/SWGOWiki/doku.php?id=swgo_rel_pub  

10. หอสังเกตการณ์ทาร์ตู ด้านมืดของจักรวาล มีจำหน่ายที่ https://kosmos.ut.ee/en/dark-side-of-the-universe 

***