Pengamatan kurva rotasi galaksi sejak 1970-an oleh Rubin dan Ford terhadap Andromeda, Bosma pada 1981 terhadap NGC 3198, serta proyek THINGS pada 2008, semuanya menunjukkan bintang di bagian luar bergerak terlalu cepat untuk dijelaskan oleh massa yang terlihat. Hipotesis materi gelap pun menjadi solusi standar. Namun, simulasi numerik partikel berat sering menghasilkan profil kepadatan berbentuk puncak tajam di pusat galaksi, sementara pengamatan galaksi kerdil seperti Fornax dan Sculptor justru menunjukkan kepadatan mendatar. Selisih ini dikenal sebagai masalah cusp-core dan telah bertahan lebih dari dua dekade. Jumlah galaksi satelit di sekitar Bima Sakti juga jauh lebih sedikit dari prediksi model partikel berat.
Kedua masalah ini menunjukkan materi gelap tidak bisa diperlakukan sebagai partikel titik yang hanya berinteraksi gravitasi. Ada mekanisme fisika tambahan pada skala galaksi. Salah satu kandidat adalah materi gelap boson ultralight, yang berperilaku seperti gelombang raksasa.
Sifat Kolektif Boson Ultralight
Jika partikel materi gelap adalah boson dengan massa sangat ringan, panjang gelombang de Broglie-nya menjadi sebesar skala galaksi. Pada kondisi awal alam semesta yang dingin dan rapat, boson ini jatuh ke tingkat energi dasar dan membentuk Bose-Einstein Condensate. Dalam wujud ini, seluruh materi gelap dalam galaksi menjadi satu gelombang koheren. Perilaku gelombang diatur oleh persamaan Schrödinger yang dikopling dengan gravitasi. Karena panjang gelombang makroskopik, materi gelap membentuk inti bundar dengan kepadatan seragam di tengah dan menurun perlahan ke luar. Bentuk ini muncul sebagai soliton, paket gelombang stabil yang mempertahankan bentuknya karena keseimbangan gravitasi dan tekanan kuantum. Profil massa yang dihasilkan sesuai dengan pengamatan kurva rotasi galaksi.
Interferensi dan Granularitas Halos
Karena materi gelap adalah gelombang, ia mengalami interferensi. Di dalam halo galaksi, gelombang berosilasi dengan periode sebanding usia dinamika galaksi. Pertemuan berbagai komponen gelombang menciptakan pola puncak dan lembah kepadatan yang disebut granula. Ukuran granula mencapai sekitar satu kilo parsec. Halo Bima Sakti dipenuhi gumpalan materi gelap yang muncul dan menghilang dalam skala waktu puluhan juta tahun. Granula ini memengaruhi benda di sekitarnya secara gravitasi. Ketika aliran bintang dari galaksi satelit yang hancur melewati halo, interaksi dengan granula menyebabkan bintang mendapat dorongan acak, sehingga aliran bintang terdistorsi. Pengamatan aliran GD-1 menggunakan Teleskop Gaia dan instrumen Keck DEIMOS menunjukkan fitur yang sulit dijelaskan model materi gelap halus, tetapi muncul alami dalam simulasi dengan granula. Efek interferensi juga terlihat dalam sistem lensa gravitasi kuat, di mana cahaya quasar yang melewati granula menghasilkan perbedaan kecerahan antar citra.
Penekanan Struktur Skala Kecil
Model gelombang memprediksi adanya batas bawah massa struktur yang bisa terbentuk. Tekanan kuantum memberikan gaya tolak yang berbanding terbalik dengan panjang gelombang. Struktur dengan massa di bawah sekitar seratus juta massa matahari tidak akan runtuh. Batas ini disebut skala Jeans kuantum. Jika partikel bermassa 10 pangkat minus 22 elektronvolt, massa minimum galaksi sekitar 10 pangkat 8 massa matahari, sesuai dengan jumlah galaksi kerdil yang teramati. Model ini menyelesaikan masalah satelit yang hilang tanpa mekanisme tambahan. Pada skala lebih besar, efek penekanan terekam dalam spektrum serapan hidrogen netral dari quasar jauh. Kekuatan serapan pada skala tertentu membatasi massa partikel tidak boleh terlalu ringan, dengan batas bawah dari analisis gabungan data Lyman-alpha dan pengukuran suhu medium antargalaksi menempatkan massa partikel di atas 2 kali 10 pangkat minus 21 elektronvolt.
Interaksi Diri Axion dan Evolusi Inti
Kandidat partikel yang paling sesuai adalah axion, yang muncul dari teori fisika partikel. Axion dapat saling berinteraksi melalui medan skalar. Jika interaksi tolak-menolak, axion dalam inti soliton saling mendorong, menambah tekanan efektif. Akibatnya, inti soliton menjadi lebih besar dan tersebar. Efek ini penting karena jika batas Lyman-alpha memaksa massa partikel lebih berat, soliton murni tanpa interaksi akan terlalu kecil. Dengan interaksi tolak-menolak yang cukup, ukuran inti dapat dikembalikan ke nilai teramati. Sebaliknya, interaksi tarik-menarik dapat menyebabkan keruntuhan inti saat massa melampaui nilai kritis, melepaskan energi besar dan mengubah struktur galaksi. Sisa keruntuhan dapat menjadi benih lubang hitam supermasif di pusat galaksi. Pengamatan hubungan massa lubang hitam dan kecepatan dispersi bintang memberikan batasan tidak langsung terhadap konstanta interaksi axion. Hingga saat ini, belum ada deteksi langsung axion di laboratorium, tetapi eksperimen seperti ADMX dan CAST telah mengecualikan sebagian rentang parameter. Wilayah parameter yang masih terbuka justru berimpit dengan yang dibutuhkan untuk menjelaskan struktur galaksi, menjadikan axion kandidat menarik untuk penelitian lebih lanjut.