Vật chất bóng tối

Trong lĩnh vực vật lý thiên văn, thuật ngữ vật chất bóng tối chỉ đề cập đến một loại vật chất giả thuyết trong vũ trụ, với thành phần vẫn chưa được hiểu rõ. Vật chất bóng tối không phát ra hay phản chiếu đủ bức xạ điện từ để có thể quan sát bằng kính thiên văn hoặc các thiết bị đo đạc hiện nay, nhưng có thể xác định được sự tồn tại của nó qua những ảnh hưởng hấp dẫn đối với chất rắn và các vật thể khác, cũng như với toàn bộ vũ trụ. Dựa trên kiến thức hiện tại về cấu trúc lớn hơn của thiên hà và các lý thuyết phổ biến về Vụ Nổ Lớn, các nhà khoa học cho rằng vật chất bóng tối chiếm tới 70% tổng lượng vật chất (bao gồm vật chất bóng tối và vật chất thông thường) trong vũ trụ.

Phát hiện vật chất bóng tối

Các nhà khoa học đã nhận ra một số hiện tượng phù hợp với sự tồn tại của vật chất bóng tối, như là tốc độ quay của các thiên hà và tốc độ di chuyển của những thiên hà trong cụm; hiện tượng thấu kính hấp dẫn các thiên thể đằng sau bởi các cụm thiên hà như Cụm Đạn; và mô hình phân bố nhiệt độ của khí nóng trong các thiên hà và cụm thiên hà.

Vật chất bóng tối cũng đóng vai trò quan trọng trong quá trình hình thành và tiến hóa của các cấu trúc thiên hà, đồng thời có ảnh hưởng đáng kể đến tính không đồng đều (anisotropy) của bức xạ phông sóng vũ trụ. Những hiện tượng này chỉ ra rằng vật chất quan sát được trong các thiên hà, các cụm thiên hà và toàn vũ trụ, có tác động đến bức xạ điện từ chỉ là một phần nhỏ của tổng vật chất: phần còn lại được gọi là 'thành phần vật chất bóng tối'.

Năm 1933, Fritz Zwicky phát hiện loại vật chất này khi đo vận tốc của các thiên hà trong cụm thiên hà Coma.

Thành phần của vật chất tối vẫn còn bí ẩn, có thể bao gồm những hạt sơ cấp mới như WIMP, axion, và neutrino nặng và nhẹ; các thiên thể như sao lùn trắng và các hành tinh (gọi chung là MACHO, massive compact halo object); và các đám khí không phát ra ánh sáng. Các bằng chứng hiện tại ủng hộ các mô hình cho rằng thành phần chính của vật chất tối là các hạt sơ cấp chưa được biết đến, được gọi chung là 'vật chất tối thiếu baryon'. Cũng có thể đưa hố đen vào nhóm vật chất tối. Tuy nhiên, giữa hố đen và vật chất tối có nhiều điểm khác biệt. Vật chất tối bất kỳ luôn có một điểm gốc, chúng hút các nguyên tử từ không gian để tăng kích thước và trọng lượng. Điểm gốc của vật chất tối mang theo sức hút, vì vậy khi vật chất tối lớn lên, lực hút và áp suất mà chúng tạo ra vẫn không đổi. Trái lại, hố đen không thể phát triển lớn hơn, chúng chỉ là một vùng không gian xoáy với áp suất rất lớn, hút vào mọi thứ vật chất khác. Vật chất tối có thể di chuyển với vận tốc gần bằng ánh sáng khi nó đủ đặc, và có thể hủy diệt một hành tinh khi gặp phải. Hố đen có thể xem như là một dạng biến chất của vật chất tối, chúng không thể di chuyển nữa nhưng vẫn tồn tại với áp suất cực mạnh.

Tuy nhiên, các thí nghiệm vật lý vào năm 2016 bằng các thiết bị hiện đại nhất để tìm kiếm vật chất tối đã thất bại. Vật chất tối rất khó tìm kiếm vì chúng không thể nhìn thấy và chỉ có thể phát hiện qua trọng lực siêu nhỏ mà chúng tạo ra. Do đó, việc chứng minh sự tồn tại của chúng là vô cùng khó khăn.

Lý thuyết mới về vật chất tối

Nhà khoa học tại Đại học Johannes Gutenberg ở Đức đưa ra một lý thuyết mới về sự hình thành vật chất tối ngay sau khi vũ trụ bắt đầu. Mô hình này thay thế mô hình WIMP (Weakly Interacting Massive Particles), được biết đến là các hạt năng lượng tương tác yếu.

Khởi nguồn vật chất tối trong vũ trụ có thể không ổn định và có thể phân rã. Vật chất tối được duy trì bởi nguyên lý đối xứng, giải thích sự tồn tại của nó cho đến ngày nay. Giả thiết này được hai nhà vật lý Baker và Kopp đưa ra dựa trên lý thuyết vật chất bất đối xứng và phản vật chất trong vũ trụ.

Các bằng chứng quan sát

Đường cong quay của thiên hà

Cánh tay của các thiên hà xoắn ốc quay quanh trung tâm của chúng. Mật độ khối phát sáng của một thiên hà xoắn ốc giảm khi chúng ta đi từ trung tâm ra ngoài rìa. Nếu chỉ xét đến khối lượng phát sáng, chúng ta có thể mô hình một thiên hà như một khối điểm ở trung tâm và kiểm tra các khối lượng quay quanh nó, tương tự như Hệ Mặt Trời. Theo Định luật Kepler thứ hai, dự kiến vận tốc quay sẽ giảm theo khoảng cách từ tâm, cũng giống như trong Hệ mặt trời. Tuy nhiên, điều này không được quan sát. Thay vào đó, đường cong xoay của thiên hà vẫn duy trì mặt phẳng khi khoảng cách từ trung tâm tăng lên.

Nếu định luật của Kepler là chính xác, thì cách hiệu chỉnh sự khác biệt này là kết luận rằng phân bố khối lượng trong các thiên hà xoắn ốc không giống với Hệ Mặt Trời. Đặc biệt, có rất nhiều vật chất không phát sáng (vật chất tối) nằm ở vùng ngoại cung của thiên hà.

Tốc độ phân tán

Các ngôi sao trong các hệ thống ràng buộc phải tuân theo định lý virial. Định lý này, cùng với phân bố tốc độ quan sát được, có thể được dùng để đo phân bố khối lượng trong các hệ thống ràng buộc như các thiên hà elip hoặc các cụm cầu. Mặc dù có một số ngoại lệ, ước tính vận tốc phân tán của các thiên hà elip không khớp với dự đoán từ phân bố khối lượng quan sát được, ngay cả khi giả định về phân bố phức tạp của các quỹ đạo sao.

Giống như các đường cong xoay của thiên hà, cách giải quyết sự khác biệt là xác định sự tồn tại của vật chất không phát sáng.

Cụm thiên hà

Các cụm thiên hà đóng vai trò quan trọng trong nghiên cứu vật chất tối vì khối lượng của chúng có thể được ước tính theo ba phương pháp độc lập:

• Từ sự phân tán vận tốc hướng tâm của các thiên hà trong các cụm
• Từ tia X phát ra từ khí nóng trong cụm. Phổ năng lượng tia X và thông lượng, nhiệt độ và mật độ khí có thể được ước tính, do đó tạo ra áp suất; giả định rằng áp suất và cân bằng trọng lượng xác định hồ sơ khối lượng của cụm.
• Thấu kính hấp dẫn (thường là các thiên hà ở xa hơn) có thể đo khối lượng cụm mà không cần dựa vào các quan sát động lực học (ví dụ: vận tốc).

Nói chung, ba phương pháp này đưa ra những ước tính hợp lý, cho thấy rằng vật chất tối có khối lượng lớn hơn vật chất có thể quan sát thấy khoảng 5 đến 1.

Thấu kính hấp dẫn

Một trong những hệ quả của thuyết tương đối rộng là các vật thể lớn (như cụm thiên hà) nằm giữa một nguồn xa hơn (như chuẩn tinh) và người quan sát phải đóng vai trò như một thấu kính để bẻ cong ánh sáng từ nguồn này. Một vật thể càng lớn, ống kính càng được quan sát nhiều.

Thấu kính mạnh là sự biến dạng quan sát được của các thiên hà nền thành các cung khi ánh sáng của chúng đi qua một thấu kính hấp dẫn như vậy. Nó đã được quan sát xung quanh nhiều cụm ở xa bao gồm Abell 1689. Bằng cách đo hình học biến dạng, có thể thu được khối lượng của cụm can thiệp. Trong hàng chục trường hợp đã được thực hiện, các tỷ lệ khối lượng ánh sáng thu được tương ứng với các phép đo vật chất tối động của các cụm. Thấu kính có thể dẫn đến nhiều bản sao của một hình ảnh. Bằng cách phân tích sự phân bố của nhiều bản sao hình ảnh, các nhà khoa học đã có thể suy luận và lập bản đồ phân bố vật chất tối xung quanh cụm thiên hà MACS J0416.1-2403.

Thấu kính hấp dẫn yếu nghiên cứu về sự biến dạng nhỏ của nền của các thiên hà, sử dụng các dữ liệu thống kê về những cuộc khảo sát thiên hà rộng lớn. Bằng cách khảo sát sự biến dạng của mặt cắt nền thiên hà, phân bố trung bình của vật chất tối có thể được đặc trưng. Tỷ lệ khối lượng so với ánh sáng tương ứng với mật độ vật chất tối được dự đoán bởi các đo đạc cấu trúc lớn khác. Vật chất tối không uốn ánh sáng mà nó gây biến dạng không gian thời gian. Ánh sáng đi theo đường cong của không gian thời gian, dẫn đến hiệu ứng thấu kính.

Nền vi sóng vũ trụ

Mặc dù cả vật chất tối và vật chất thông thường đều là vật chất, nhưng chúng không hành xử theo cùng một cách. Đặc biệt, trong vũ trụ sơ khai, vật chất thông thường bị ion hóa và tương tác mạnh với bức xạ thông qua sự tán xạ Thomson. Vật chất tối không tương tác trực tiếp với bức xạ, nhưng nó ảnh hưởng đến CMB bởi thế năng hấp dẫn của nó (chủ yếu ở quy mô lớn) và do ảnh hưởng của nó đến mật độ và vận tốc của vật chất thông thường. Do đó, nhiễu loạn vật chất thông thường và tối, phát triển khác nhau theo thời gian và để lại những dấu ấn khác nhau trên nền vi sóng vũ trụ (CMB).

Nền vi sóng vũ trụ rất gần với một người da đen hoàn hảo nhưng chứa bất đẳng hướng nhiệt độ rất nhỏ của một vài phần trong 100.000. Một bản đồ bầu trời của dị hướng có thể bị phân hủy thành phổ công suất góc, được quan sát thấy có chứa một loạt các đỉnh âm ở khoảng cách gần bằng nhau nhưng độ cao khác nhau. Một loạt các đỉnh có thể được dự đoán cho bất kỳ tập hợp các tham số vũ trụ giả định nào bằng các mã máy tính hiện đại như CMBFast và CAMB, và lý thuyết khớp với dữ liệu, do đó, hạn chế các tham số vũ trụ. Đỉnh thứ nhất chủ yếu cho thấy mật độ của vật chất baryonic, trong khi đỉnh thứ ba chủ yếu liên quan đến mật độ vật chất tối, đo mật độ vật chất và mật độ của các nguyên tử.

Bất đẳng hướng CMB lần đầu tiên được phát hiện bởi COBE vào năm 1992, mặc dù điều này có độ phân giải quá thô để phát hiện các đỉnh âm thanh. Sau khi phát hiện ra đỉnh âm thanh đầu tiên của thí nghiệm BOOMERanG từ khinh khí cầu vào năm 2000, phổ công suất đã được WMAP quan sát chính xác vào năm 2003, năm 2012 và thậm chí chính xác hơn là tàu vũ trụ Planck vào năm 2013 2015. Các kết quả hỗ trợ mô hình Lambda-CDM.

Phổ công suất góc CMB quan sát được cung cấp bằng chứng mạnh mẽ hỗ trợ vật chất tối, vì cấu trúc chính xác của nó được trang bị tốt bởi Lambda-CDM model, nhưng khó tái tạo với bất kỳ mô hình cạnh tranh nào, chẳng hạn như động lực học Newton đã sửa đổi (MOND).

Cấu trúc hình thành

Quá trình hình thành cấu trúc nói về thời gian sau Sự kiện nổ lớn khi mật độ nhiễu động sụp đổ để tạo thành ngôi sao, thiên hà và cụm. Trước khi cấu trúc hình thành, các giải pháp của Thuyết tương đối rộng mô tả một vũ trụ đồng nhất. Sau đó, sự bất đồng nhỏ dần phát triển và vũ trụ đồng nhất dần chuyển thành ngôi sao, thiên hà và cấu trúc lớn hơn. Vật chất thông thường bị ảnh hưởng bởi bức xạ, là nguyên tố quan trọng của vũ trụ từ giai đoạn rất sớm. Kết quả là, sự nhiễu loạn mật độ của nó bị rửa trôi và không thể ngưng tụ thành cấu trúc. Nếu chỉ có vật chất thông thường trong vũ trụ, không đủ thời gian để nhiễu loạn mật độ phát triển thành thiên hà và cụm thiên hà như chúng ta thấy ngày nay.

Vật chất tối cung cấp một giải pháp cho vấn đề này vì nó không bị ảnh hưởng bởi bức xạ. Do đó, nhiễu loạn mật độ của nó có thể phát triển sớm. Trường năng lượng hấp dẫn đóng vai trò như một giếng tiềm năng hấp dẫn cho các vật chất thông thường sụp đổ sau đó, thúc đẩy quá trình hình thành cấu trúc.

Cụm Đạn dầu đỏ

Nếu vật chất tối không tồn tại, thì lời giải tiếp theo có lẽ phải là thuyết tương đối rộng - thuyết hấp dẫn hiện tại đang được sửa đổi - không chính xác và cần phải điều chỉnh lại. Cụm thiên hà, kết quả của va chạm gần đây giữa hai cụm thiên hà, đặt ra thách thức cho các lý thuyết về trọng lực đã được điều chỉnh do khối trọng tâm giả của nó lệch xa so với khối trọng tâm baryonic. Các mô hình vật chất tối chuẩn có thể dễ dàng giải thích các quan sát này, trong khi các lý thuyết về trọng lực được điều chỉnh có độ phức tạp cao hơn nhiều, đặc biệt là vì bằng chứng quan sát không phụ thuộc vào mô hình.

Đo khoảng cách của siêu tân tinh loại Ia

Siêu tân tinh loại Ia có thể sử dụng như một nến tiêu chuẩn để đo khoảng cách đến các thiên hà ngoài, từ đó có thể dùng để đo tốc độ mở rộng của vũ trụ trong quá khứ. Dữ liệu cho thấy rằng vũ trụ đang mở rộng với tốc độ gia tốc, và nguyên nhân của hiện tượng này thường được liên kết với năng lượng tối. Vì các quan sát cho thấy rằng vũ trụ gần như là phẳng, dự kiến tổng mật độ năng lượng của mọi thứ trong vũ trụ phải bằng 1 (Ωtot ≈ 1). Mật độ năng lượng tối được đo là ΩΛ ≈ 0,690; mật độ năng lượng của vật chất baryonic quan sát được là Ωb ≈ 0,0482 và mật độ năng lượng của bức xạ là không đáng kể. Điều này gây thiếu hụt mật độ năng lượng của vật chất tối, Ωdm ≈ 0,258, mặc dù chúng vẫn hoạt động như vật chất (xem định nghĩa kỹ thuật ở trên).

Khảo sát bầu trời và dao động âm thanh baryon

Dao động âm thanh Baryon (BAO) là các dao động về mật độ của vật chất baryon quan sát được (vật chất bình thường) trong vũ trụ trên quy mô lớn. Chúng được dự đoán phát sinh trong mô hình Lambda-CDM do các dao động âm thanh trong lỏng photon-baryon của vũ trụ sơ khai, và có thể được quan sát thấy trong phổ công suất góc của nền vi sóng vũ trụ. BAO thiết lập một thước đo ưa thích cho baryon. Khi vật chất tối và baryon kết tụ lại với nhau sau quá trình tái hợp, chúng có tác động ít hơn đáng kể đến sự phân bố thiên hà trong vũ trụ gần đây, nhưng có thể phát hiện được như một dấu hiệu tinh tế (≈1%) trong cặp thiên hà cách nhau 147 Mpc, so với khoảng cách 130–160 Mpc. Đặc điểm này đã được dự đoán lý thuyết vào những năm 1990 và sau đó được phát hiện vào năm 2005, trong hai cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ của các thiên hà lớn, Khảo sát Bầu trời Số học Sloan và Khảo sát Dịch chuyển Đỏ của Thiên hà 2dF. Kết hợp các quan sát CMB với đo lường BAO từ các cuộc khảo sát dịch chuyển đỏ của thiên hà cung cấp một ước tính chính xác về hằng số Hubble và mật độ vật chất trung bình trong vũ trụ. Kết quả này hỗ trợ mô hình Lambda-CDM.

Biến dạng không gian đỏ dịch

Các khảo sát dịch chuyển đỏ lớn của các thiên hà có thể được sử dụng để tạo bản đồ ba chiều về sự phân bố của các thiên hà. Các bản đồ này bị bóp méo nhẹ do khoảng cách được ước tính từ dịch chuyển đỏ quan sát được, mà dịch chuyển đỏ chứa đựng một phần về vận tốc đặc biệt của các thiên hà cùng với thuật ngữ mở rộng Hubble chiếm ưu thế. Trung bình, các siêu cụm đang mở rộng chậm hơn so với tốc độ trung bình của vũ trụ do lực hấp dẫn của chúng, trong khi các khoảng trống đang mở rộng nhanh hơn so với mức trung bình. Trên bản đồ dịch chuyển đỏ, các thiên hà phía trước siêu cụm có vận tốc đặc biệt vượt quá và có dịch chuyển đỏ cao hơn một chút so với khoảng cách của chúng, trong khi các thiên hà phía sau siêu cụm có dịch chuyển đỏ thấp hơn một chút so với khoảng cách của chúng. Hiệu ứng này làm cho các siêu cụm có vẻ như bị bóp méo theo hướng xuyên tâm, và các khoảng trống tương tự cũng bị kéo căng ra. Các vị trí góc không bị ảnh hưởng bởi hiệu ứng này. Hiệu ứng này không thể phát hiện được đối với bất kỳ cấu trúc nào vì hình dạng thực tế của chúng không được biết đến, nhưng có thể được đo bằng cách lấy trung bình trên nhiều cấu trúc. Nó được dự đoán và định lượng bởi Nick Kaiser vào năm 1987 và lần đầu tiên được đo lường một cách chính xác vào năm 2001 bởi Khảo sát Dịch chuyển Đỏ Thiên hà 2dF. [35] Kết quả này phù hợp với mô hình Lambda-CDM.

Rừng Lyman-alpha

Trong quang phổ thiên văn, rừng Lyman-alpha là tổng hợp các vạch hấp thụ phát sinh từ quá trình chuyển đổi Lyman-alpha của hydro trung tính trong quang phổ của các thiên hà và được quan sát từ xa. Các quan sát về rừng Lyman-alpha cũng có thể giới hạn các mô hình vũ trụ. Những hạn chế này tương đồng với những ràng buộc thu được từ dữ liệu WMAP.