Newsletter subscribe

A Brief History of Time, Universe

ประวัติย่อของกาลเวลา (A Brief History Of Time) โดย สตีเฟน ฮอว์คิง#22 บทที่ 3 จักรวาลที่กำลังขยายตัว : แบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์

Posted: 27/01/2021 at 09:17   /   by   /   comments (0)

ตั้งแต่แรกเห็น หลักฐานทั้งหมดนี้แสดงให้เห็นว่าจักรวาลมีลักษณะเหมือนกันไม่ว่าเราจะมองไปทางใด โดยเฉพาะอย่างยิ่งมันอาจจะดูเหมือนว่าถ้าเราสังเกตกาแล็กซีอื่นๆ ทั้งหมดที่จะเคลื่อนออกไปจากเรา เราจะต้องอยู่ที่ศูนย์กลางของจักรวาล อย่างไรก็ตามมีคำอธิบายอื่น: จักรวาลอาจมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทางตามที่เห็นจากกาแล็กซี่อื่นด้วย ซึ่งเป็นข้อสันนิษฐานที่สองของฟรีดมันน์ เราไม่มีหลักฐานทางวิทยาศาสตร์สำหรับสมมติฐานนี้ มันจะน่าทึ่งที่สุดถ้าจักรวาลมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทางรอบตัวเรา

ในแบบจำลองจักรวาลของอเล็กซานเดอร์ ฟรีดมันน์ (Alexander Friedmann) กาแล็กซี่ทั้งหมดเคลื่อนที่ออกจากกัน สถานการณ์ค่อนข้างเหมือนบอลลูนที่มีจำนวนจุดที่ถูกวาดบนมัน แล้วถูกเป่าขึ้นเรื่อยๆ เมื่อบอลลูนขยายตัว ระยะห่างระหว่างจุดสองจุดเพิ่มขึ้น แต่ไม่มีจุดใดที่สามารถกล่าวได้ว่าเป็นศูนย์กลางของการขยายตัว ในทำนองเดียวกันในแบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์ ความเร็วที่กาแล็กซี่สองแห่งกำลังเคลื่อนที่ออกจากกันเป็นสัดส่วนกับระยะห่างระหว่างกัน

ดังนั้นจึงคาดการณ์ว่าการเปลี่ยนสีแดงของกาแล็กซี่ควรมีสัดส่วนโดยตรงกับระยะห่างจากเรา ซึ่งตรงกับที่ฮับเบิลพบ แม้ฟรีดมันน์จะประสบความสำเร็จในแบบจำลองของเขาและการคาดการณ์ของเขาในเรื่องการขยายตัวของจักรวาลซึ่งฮับเบิลได้ค้นพบในเวลาต่อมา แต่งานของฟรีดมันน์ยังคงไม่เป็นที่รู้จักอย่างมาก จนกระทั่งมีการค้นพบแบบจำลองที่คล้ายกันในปี 1935 โดยนักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน ฮาวเวิร์ด โรเบิร์ตสัน (Howard Robertson) และนักคณิตศาสตร์ชาวอังกฤษ อาร์เธอร์ วอล์กเกอร์ (Arthur Walker)

มีแบบจำลองจักรวาล 3 แบบที่แตกต่างกันซึ่งเป็นไปตามสมมุติฐานสองข้อของฟรีดมันน์ ในแบบจำลองแรก (ซึ่งฟรีดมันน์พบ) จักรวาลกำลังขยายตัวอย่างช้าๆ ซึ่งแรงดึงดูดระหว่างกาแล็กซี่ต่างกัน ทำให้การขยายตัวช้าลงและในที่สุดก็หยุด จากนั้นกาแลคซีก็เริ่มเคลื่อนที่เข้าหากันและจักรวาลก็ยุบตัวลง

รูปที่ 3:2 แสดงให้เห็นว่าระยะห่างระหว่างกาแล็กซีที่อยู่ใกล้เคียงสองแห่งเปลี่ยนแปลงไปอย่างไรเมื่อเวลานานขึ้น เริ่มต้นที่ศูนย์ เพิ่มขึ้นสูงสุด แล้วลดลงเป็นศูนย์อีกครั้ง 

 

รูปที่ 3:3 ในแบบจำลองจักรวาลนี้ แสดงการแยกระหว่างกาแล็กซี่ที่อยู่ใกล้เคียงกัน เริ่มต้นที่ศูนย์ และในที่สุดกาแลคซีกำลังเคลื่อนที่ออกจากกันด้วยความเร็วคงที่ ในแบบจำลองนี้จักรวาลมีการขยายตัวอย่างรวดเร็วจนแรงโน้มถ่วงไม่สามารถหยุดการขยายตัวได้ ทำให้หลีกเลี่ยงการล่มสลายของจักรวาล

 

ในรูปที่ 3: 4 แบบจำลองจักรวาลจะเริ่มต้นที่ศูนย์และการขยายตัวเพิ่มขึ้นตลอดไป อย่างไรก็ตาม ความเร็วกาแล็กซี่ที่เคลื่อนที่ออกจากกันจะมีลดลงเรื่อยๆ แม้ว่าจะไม่ถึงศูนย์เลย

คุณลักษณะที่โดดเด่นของแบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์แบบแรกคือ จักรวาลไม่ได้ไม่มีที่สิ้นสุดในอวกาศ แรงโน้มถ่วงมีความแข็งแรงมากจนอวกาศโค้งงอเข้าหาตัวเอง ทำให้ค่อนข้างเหมือนพื้นผิวโลก หากมีใครเดินทางไปในทิศทางที่แน่นอนบนพื้นผิวโลก และไปในระยะทางที่ไกลพอและไม่มีสิ่งกีดขวาง มันก็จะกลับมาที่จุดเริ่มต้น

ในแบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์แบบแรก อวกาศจะมีสามมิติแทนที่จะเป็นสองมิติเหมือนพื้นผิวโลก มิติที่สี่คือเวลาก็มีขอบเขตจำกัดเช่นกัน แต่มันก็เหมือนกับเส้นที่มีปลายสองด้านหรือมีจุดเริ่มต้นและจุดจบ เราจะเห็นในภายหลังว่าเมื่อรวมทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเข้ากับหลักการความไม่แน่นอนของกลศาสตร์ควอนตัม เป็นไปได้ที่ทั้งพื้นที่และเวลาจะถูกจำกัดโดยไม่มีขอบหรือขอบเขต

ความคิดที่ว่า ใครๆ ก็สามารถเดินทางไปรอบจักรวาลได้และจบลงที่จุดเริ่มต้น ดังที่ใครๆ เริ่มสร้างนิยายวิทยาศาสตร์ดีๆ แต่สิ่งนี้เป็นไปไม่ได้ในทางปฏิบัติ เพราะแบบจำลองฟรีดมันน์แสดงให้เห็นว่าจักรวาลจะล่มสลายไป คุณจะต้องเดินทางเร็วกว่าแสงเพื่อที่จะไปยังจุดที่คุณเริ่มต้น ก่อนที่จักรวาลจะถึงจุดจบ

ในแบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์แบบแรกที่จักรวาลขยายตัวและยุบตัวลง อวกาศจะงอเข้าหาตัวเองเช่นเดียวกับพื้นผิวของโลก ดังนั้นจึงมีขอบเขตจำกัด ในแบบจำลองแบบที่สองจักรวาลขยายออกไปตลอดกาลอวกาศจะงอในอีกทางหนึ่งเช่นเดียวกับพื้นผิวของอาน ดังนั้นในกรณีนี้อวกาศจะไม่มีขอบเขตสิ้นสุด สุดท้ายในแบบจำลองที่สาม จักรวาลมีอัตราการขยายตัวเท่ากับค่าวิกฤต อวกาศจึงแบน (และไม่มีขอบเขตสิ้นสุดด้วย)

แต่แบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์ใดที่อธิบายจักรวาลของเรา? ในที่สุดจักรวาลจะหยุดขยายตัวและเริ่มยุบตัวลง? หรือจะขยายตัวตลอดไป? เพื่อตอบคำถามนี้ เราจำเป็นต้องทราบอัตราการขยายตัว (expansion rate) ในปัจจุบันและความหนาแน่น (density) เฉลี่ยปัจจุบัน ถ้าความหนาแน่นน้อยกว่าค่าวิกฤต แรงโน้มถ่วงจะอ่อนเกินไปที่จะหยุดการขยายตัว ถ้าความหนาแน่นมากกว่าค่าวิกฤต แรงโน้มถ่วงจะหยุดการขยายตัวของจักรวาลและทำให้จักรวาลการยุบตัว

 

 

Selena Gomez – Look At Her Now

 

 

“แบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์”

“แบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์” เป็นแบบจำลองจักรวาลที่อยู่ภายใต้สมการทางคณิตศาสตร์ของฟรีดมันน์ ซึ่งอธิบายถึงการขยายตัวหรือการหดตัวของจักรวาล สมการเหล่านี้เป็นคำตอบสำหรับสมการสัมพัทธภาพของไอน์สไตน์

อเล็กซานเดอร์ ฟรีดมันน์ (Alexander Friedmann) เป็นนักจักรวาลวิทยาและนักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซีย  ในปี 1920 เขาได้ศึกษาทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ (Einstein’s theory of general relativity) ซึ่งได้รับการตีพิมพ์ในปี 1915 

จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปซึ่งเป็นทฤษฎีความโน้มถ่วง ไอน์สไตน์เขียนสมการสำหรับจักรวาลที่เต็มไปด้วยสสาร แต่เขาคิดว่าจักรวาลจะต้องหยุดนิ่ง (static universe) ดังนั้นเขาจึงนำ “ค่าคงที่จักรวาล” เข้ามาในสมการของเขาเพื่อให้สอดคล้องกับแนวคิดจักรวาลคงที่ ในปี 1922 ฟรีดมันน์ได้ค้นพบวิธีการแก้ปัญหานี้จากสมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปที่ไอน์สไตน์ดำเนินการ ฟรีดมันน์ได้นำเสนอจักรวาลที่ไม่คงที่ (dynamical universe) และชุดของสมการที่สามารถอธิบายการขยายตัวของจักรวาล เขาใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเพื่อหาสมการเหล่านี้ และพัฒนาแบบจำลองต่างๆ ที่อธิบายวิวัฒนาการของจักรวาล

คำตอบของจักรวาลที่กำลังขยายตัวของฟรีดมันน์ ระบุว่าจักรวาลมีขนาดเพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง และในส่วนประกอบของจักรวาล เช่น กาแล็กซี่ กระจุกดาว ฯลฯ กำลังเคลื่อนที่ห่างจากกันมากขึ้น นอกจากนี้ฟรีดมันน์ยังชี้ให้เห็นว่าในอดีตอันไกลโพ้น จักรวาลมีขนาดเล็กมาก และมีจุดเริ่มต้นของจักรวาลที่เรียก การระเบิดบิกแบง ในตอนแรกไอน์สไตน์ไม่เห็นด้วยกับการแก้ปัญหานี้ของฟรีดมันน์ และคิดว่าการแก้ปัญหานั้นผิดพลาด อย่างไรก็ตามในภายหลัง ไอน์สไตน์ก็เห็นด้วยว่าฟรีดมันน์ถูกต้อง เมื่อเอ็ดวิน ฮับเบิล ค้นพบในปี 1929 ว่าจักรวาลไม่ได้หยุดนิ่ง แต่ในความเป็นจริงกำลังขยายตัว

 

หลักการของจักรวาล

สมมติฐานที่สำคัญมากสองข้อ ซึ่งเป็นพื้นฐานสำหรับความเข้าใจของเราเกี่ยวกับวิวัฒนาการและโครงสร้างของจักรวาล สมมติฐานเหล่านี้รวมกันเรียกว่า “หลักการของจักรวาล (cosmological principle)” คือจักรวาลเป็นไอโซทรอปิก (isotropic) และเป็นเนื้อเดียวกัน (homogeneity) หลักการของจักรวาลมีความสำคัญมากในการกำหนดรูปทรงเรขาคณิตของจักรวาล

ไอโซโทรปี (Isotropy)

ไอโซทรอปิก (isotropic) หมายความว่ามันมีลักษณะเหมือนกันในทุกทิศทาง (same in all directions)หากพิจารณาแบบหยาบๆหรือในสเกลใหญ่ (แต่ถ้าเราพิจารณาแบบละเอียดหรือในสเกลเล็ก จะพบว่ามีความแตกต่างกัน)

ความเป็นเนื้อเดียวกัน (Homogeneity)

จักรวาลเป็นเนื้อเดียวกัน (homogeneous) หมายความว่ามีคุณสมบัติแบบเนื้อเดียวกันในทุกที่ (same in all places) หากพิจารณาแบบหยาบๆหรือในสเกลใหญ่ แต่ถ้าเราพิจารณาแบบละเอียดหรือในสเกลเล็ก เห็นได้ชัดว่ามันไม่ใช่จริงๆ ตัวอย่างเช่น ใต้เท้าของคุณมีดาวเคราะห์ หินหนาแน่น ในขณะที่เหนือศีรษะของคุณมีอากาศเบาบาง เราอาศัยอยู่ในกาแลคซีที่เต็มไปด้วยดวงดาวและเมฆโมเลกุล 

 

สมการของฟรีดมันน์

สมการของฟรีดมันน์ R คือรัศมีความโค้งของอวกาศ ρ คือความหนาแน่นของมวล Λ คือค่าคงที่ของจักรวาล k คือความโค้งของอวกาศ G คือค่าคงที่ความโน้มถ่วง c คือความเร็วของแสง

สมการฟรีดมันน์ซึ่งจำลองจักรวาลที่กำลังขยายตัว มีพารามิเตอร์ k ที่เรียกว่าพารามิเตอร์ความโค้ง ซึ่งบ่งบอกถึงอัตราการขยายตัว และอัตราการขยายตัวนั้นเพิ่มขึ้นหรือลดลงหรือไม่ มันบ่งบอกถึงวิวัฒนาการในอนาคตของจักรวาล

 

“แบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์”

“แบบจำลองจักรวาลของฟรีดมันน์” เป็นแบบจำลองของจักรวาลที่อยู่ภายใต้สมการทางคณิตศาสตร์ของฟรีดมันน์ ซึ่งอธิบายถึงการขยายตัวหรือการหดตัวของจักรวาล 

สสารและพลังงานที่กระจายตัวในช่วงการพองตัวของจักรวาล (Inflation) มีคุณสมบัติแบบเนื้อเดียวกันในทุกที่ (homogeneous-same in all places) และเหมือนกันในทุกทิศทาง (isotropic-same in all directions) ฉะนั้นรูปร่างของจักรวาลจึงมีความสัมพันธ์โดยตรงกับความสัมพันธ์ระหว่าง ความหนาแน่นของมวล (mass density) และอัตราการขยายตัวของจักรวาล (expansion rate of the universe)

schoolphysics.co.uk

nykdaily.com

แบบจำลองจักรวาลที่เป็นไปได้ 3 ประการสำหรับสมการฟรีดมันน์ คือ จักรวาลแบน จักรวาลแบบปิด และจักรวาลแบบเปิด 

 

A closed universe

ในแบบจำลองของจักรวาลนี้ ถ้าความหนาแน่นของมวล (mass density) โดดเด่นมาก ความหนาแน่นจะสูงพอที่แรงโน้มถ่วงที่มีความแข็งแกร่งมาก จะหยุดการขยายตัวของจักรวาลในที่สุดและจะยุบตัวลงไป

จักรวาลจะมีค่าความโค้งเชิงบวก (k > 0) ซึ่งมีความโค้งมาก และได้เป็นจักรวาลปิด (closed universe)

จักรวาลมีขอบเขตสิ้นสุด จักรวาลเริ่มต้นที่การระเบิดบิกแบง (Big Bang) หลังจากแรงภายนอกของสสารทั้งหมดในจักรวาล (เนื่องจากพลังงานจลน์หรือความกดดัน) ถูกใช้ไปหมดแล้ว แรงโน้มถ่วงจะเข้าครอบงำและก่อให้เกิดวิกฤตใหญ่ (ฺBig Crunch) ซึ่งในที่สุดจักรวาลที่ขยายตัวจะพังทลายอีกครั้ง

 

An open universe

ถ้าอัตราการขยายตัว (expansion rate) โดดเด่นมาก ไม่มีความหนาแน่นเพียงพอสำหรับแรงโน้มถ่วงที่จะหยุดการขยายตัว จักรวาลจะขยายตัวตลอดไปและไม่มีขอบเขตสิ้นสุด 

จักรวาลจะมีค่าความโค้งเชิงลบ (k < 0) มีความโค้งแบบเปิด ได้เป็นจักรวาลที่มีรูปร่างทางเรขาคณิตแบบเปิด (open universe) เหมือนอานม้า

 

A flat universe

ถ้าความสัมพันธ์ระหว่าง mass density และ expansion rate ทำให้ได้ค่าเท่ากับหรือใกล้เคียงกับค่าความหนาแน่นวิกฤต (critical density) ซึ่งทำให้ความโค้งมีค่าเป็นศูนย์หรือใกล้เคียงศูนย์ (k = 0) ได้จักรวาลที่มีรูปร่างแบนหรือเกือบแบน (Flat universe) อัตราการขยายตัวของจักรวาลต่ำหรือช้า ซึ่งโมเดลนี้ได้รับการพิจารณาและยอมรับมากที่สุดในบรรดาโมเดลทั้ง 3 แบบ

 

 

Starset – Monster

 

 

หากต้องการทราบว่าแบบจำลองใดเหมาะสมที่สุด เราจำเป็นต้องทราบ “อัตราการขยายตัว” และ “ความหนาแน่นเฉลี่ย” ของจักรวาล เพื่อพิจารณาว่าแรงโน้มถ่วงจะชะลอตัวหรือหยุดการขยายตัว เราทราบจาก Doppler Effect ว่ากาแล็กซี่กำลังเคลื่อนห่างจากเราหรือจักรวาลกำลังขยายตัวในอัตรา 5 ถึง 10 เปอร์เซ็นต์ทุกๆพันล้านปี การประมาณความหนาแน่นของจักรวาลยิ่งคลุมเครือ สิ่งที่เราสามารถมองเห็นและวัดได้นั้นน้อยกว่า 1% ของมวลที่ต้องใช้ในการหยุดการขยายตัว

กาแล็กซี่ของเราและกาแล็กซีอื่น ๆ ต้องมี “สสารมืด” จำนวนมากที่เราไม่สามารถมองเห็นได้โดยตรง แต่เรารู้ว่ามันมีอยู่ในจักรวาล เพราะอิทธิพลของแรงดึงดูดของมันที่มีต่อการโคจรของดวงดาวในกาแล็กซี่ ยิ่งไปกว่านั้น กาแล็กซี่ส่วนใหญ่พบในกระจุกดาว และเราสามารถสรุปได้ในทำนองเดียวกันว่าสสารมืดมีอยู่มากกว่านี้ โดยสสารมืดที่อยู่ระหว่างกาแล็กซี่ในกระจุกดาวเหล่านี้มีผลต่อการเคลื่อนที่ของกาแล็กซี่

อย่างไรก็ตามอาจมีสสารรูปแบบอื่นกระจายเกือบเท่ากันทั่วทั้งจักรวาลที่เรายังตรวจไม่พบ และอาจเพิ่มความหนาแน่นเฉลี่ยของเอกภพจนถึงค่าวิกฤตที่จำเป็นเพื่อหยุดการขยายตัวของจักรวาล หลักฐานในปัจจุบันจึงชี้ให้เห็นว่าจักรวาลอาจจะขยายตัวไปตลอดกาล แต่สิ่งที่เรามั่นใจได้ก็คือการล่มสลายของจักรวาลจะไม่เกิดขึ้นอีกเป็นเวลาอย่างน้อยหนึ่งหมื่นล้านปี สิ่งนี้ไม่ควรทำให้เรากังวลจนเกินไป: เมื่อถึงเวลานั้นเราอาจจะไปตั้งรกรากอยู่นอกสุริยจักรวาล มนุษยชาติจะดับไปพร้อมกับดวงอาทิตย์ของเรา!

 

สสารมืด (Dark Matter)

กาแล็กซี่ไม่ได้กระจายอยู่ทั่วไปในจักรวาล หากแต่อยู่รวมกันเป็น “กระจุกกาแล็กซี่” (galaxy clusters) หากมองจากภาพถ่ายอวกาศจะเห็นว่า จักรวาลเต็มไปด้วยความเวิ้งว้างว่างเปล่าและมีกระจุกกาแล็กซี่อยู่ประปราย จากการศึกษาการเคลื่อนที่ของกาแล็กซี่และกระจุกกาแล็กซี่ มีความน่าสงสัยอยู่ 2 ประการหลัก คือ

 

ภาพจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล แสดงกระจุกกาแล็กซี่และกาแล็กซี่ที่อยู่ห่างไกล (en.wikipedia.org)

(1) กระจุกกาแล็กซี่” (galaxy clusters) กำลังหมุนด้วยความเร็วซึ่งความโน้มถ่วงที่เกิดจากสสารธรรมดาที่สังเกตได้ (ordinary matter) ไม่สามารถจับพวกมันให้มารวมตัวกันได้อย่างนี้ นี้แสดงว่ายังมีสสารลึกลับที่สร้างความโน้มถ่วงออกมา คอยประคับประคองให้กระจุกกาแล็กซีรักษารูปทรงไม่ให้แยกตัวออกจากกัน นักดาราศาสตร์เชื่อว่ายังมีมวลของสสารลึกลับที่เรามองไม่เห็นในจักรวาล นักดาราศาสตร์เรียกสสารลึกลับนี้ว่า “สสารมืด (dark matter)” 

นักวิจัยไม่ทราบว่ามวลที่มองไม่เห็นนี้ประกอบด้วยอะไร นักดาราศาสตร์บางคนคาดการณ์ว่าสสารมืดประกอบด้วยหลุมดำขนาดเล็กหรือวัตถุขนาดกะทัดรัดอื่นๆ ที่ให้แสงน้อยเกินไปที่จะแสดงในกล้องโทรทรรศน์ ผลการวิจัยในปี 1990 เมื่อดาวเทียม WMAP แสดงให้เห็นว่าสสารมืดนี้มีมวลมากกว่าสสารปกติประมาณหกต่อหนึ่งซึ่งคิดเป็น 26% ของจักรวาล ตามข้อมูลของ NASA

 

en.wikipedia.org

(2) ตามหลักฟิสิกส์ ดวงดาวที่อยู่ที่ขอบของกาแล็กซี่ชนิดก้นหอยที่หมุนรอบตัวเอง (a spinning, spiral galaxy) ควรเคลื่อนที่ช้ากว่าดาวที่อยู่ใกล้ใจกลางกาแล็กซี่ ที่ซึ่งสสารที่มองเห็นได้อยู่กันอย่างหนาแน่นมาก แต่จากการสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์โคจรด้วยอัตราเร็วเท่ากันไม่ว่าจะอยู่ที่ใดของกาแล็กซี่ ผลลัพธ์ที่น่างงงวยนี้ได้รับการสันนิษฐานว่า มีมวลที่มองไม่เห็นหรือสสารมืดในรัศมีรอบกาแล็กซี่กำลังดึงดวงดาวเหล่านี้ด้วยความโน้มถ่วง

สสารมืดซึ่งแตกต่างจากสสารธรรมดาที่ประกอบขึ้นเป็นอะตอมและโลกที่คุ้นเคยรอบตัวเรา สสารมืดไม่ทำปฏิกริยากับสสารธรรมดาและแรงแม่เหล็กไฟฟ้า มันทำปฏิกิริยากับความโน้มถ่วงเท่านั้น มันเป็นสสารที่ไม่ส่องแสง สะท้อนแสง บดบังแสง หรือแผ่พลังงาน ด้วยเหตุนี้จึงไม่สามารถสังเกตและตรวจจับด้วยเครื่องมือปัจจุบันได้ แต่นักวิทยาศาสตร์มั่นใจว่ามันมีอยู่จริงเนื่องจากผลของความโน้มถ่วงที่ดูเหมือนจะมีต่อกาแล็กซี่และกระจุกกาแล็กซี่