ทฤษฎีบิกแบง “Big Bang Theory” เป็นทฤษฎีที่ได้รับการยอมรับมากที่สุดในการอธิบายกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล ซึ่งได้รับการสนับสนุนจากหลักฐานทางวิทยาศาสตร์และจากการสังเกตุทางดาราศาสตร์ต่างๆ
ทฤษฎีนี้เกิดจากการค้นพบว่า galaxy ต่างๆกำลังเคลื่อนห่างออกไปจากตำแหน่งที่เคยอยู่ด้วยความเร็วสูงในทุกทิศทุกทาง ราวกับว่าพวกมันถูกขับเคลื่อนด้วยแรงระเบิดเมื่อครั้งโบราณ นั่นหมายความว่า “จักรวาลมีการขยายตัวอยู่ตลอดเวลา” และเมื่อนักวิทยาศาสตร์คำนวณอัตราเร็วของการขยายตัว ทำให้ทราบถึงอายุของจักรวาล รวมทั้งทฤษฎีการกำเนิดจักรวาลด้วย
slideplayer.com
Singularity
nasa.gov
จากทฤษฎีบิกแบง (Big Bang Theory) จักรวาลเริ่มต้นจากจุดที่เล็กมากที่เรียกว่า “Singularity” ซึ่งเป็นจุดที่สสารและพลังงานทั้งหมดถูกอัดแน่นด้วยแรงกดดันที่รุนแรงจนมีขนาดเล็กมากแบบไม่มีที่สิ้นสุด มีความหนาแน่นมากแบบไม่มีที่สิ้นสุด และมีความร้อนสูงมากแบบไม่มีที่สิ้นสุดเช่นกัน (infinitely small, infinitely dense, infinitely hot) กฎทางฟิสิกส์ต่างๆไม่สามารถใช้อธิบายปรากฎการณ์ในช่วงนี้ได้ และนักวิทยาศาสตร์เชื่อว่ามี singularity อยู่ในใจกลางของบรรดาหลุมดำในจักรวาล
Big Bang Explosion
express.co.uk
ต่อมามีการระเบิดของ Singularity อย่างรุนแรง การระเบิดครั้งใหญ่นี้มีชื่อว่า “Big Bang” ทำให้สสารและพลังงานที่เคยถูกบีบอัดรวมตัวอยู่กันอย่างหนาแน่นใน Singularity มีการกระจายตัวออกไปทุกทิศทุกทาง การเกิดจักรวาลจึงนับเวลาตั้งแต่การระเบิด Big Bang เมื่อ 13.8 พันล้านปีก่อน
ภาพแสดง Time-line ของการวิวัฒนาการของจักรวาลตาม Big Bang Theory (en.wikipedia.org)
Very Early Universe
ภาพแสดงช่วงที่มีการพองตัวของจักรวาล (lecospa.ntu.edu.tw)
Inflation
หลังการระเบิด Big Bang ผ่านไป 10-35 วินาที จักรวาลมีการขยายตัวและฟองตัวอย่างรวดเร็ว การพองตัวของจักรวาล (Inflation) กินเวลาตั้งแต่ 10-35 วินาที ถึง 10-33 หรือ 10-32 วินาทีหลังการเกิด Big Bang
Inflationary Theory
ทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Inflationary Theory) ถูกใช้อธิบายการขยายตัวอย่างรวดเร็วแบบยกกำลัง (exponential expansion) ของจักรวาล จากทฤษฎีนี้ หลังการระเบิด Big Bang ผ่านไป 10-35 วินาที “การกระเพื่อมแบบควอนตัม (Quantum Fluctuations)” ทำให้เกิดการขยายตัวอย่างรวดเร็วของจักรวาลในช่วงเวลาสั้นๆ เพียงเสี้ยววินาที และเกิดการพองตัวของจักรวาลตามมา
ภาพเคลื่อนไหวแสดงการกระเพื่อมแบบควอนตัม (en.wikipedia.org)
หมายเหตุ: การกระเพื่อมแบบควอนตัม (Quantum Fluctuations or Vacuum Fluctuations) เป็นการเปลี่ยนแปลงชั่วคราวของพลังงานในจุดหนึ่งในสูญญากาศหรืออวกาศ ซึ่งถูกอธิบายโดยหลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์ก (Heisenberg’s uncertainty principle)
การพองตัว (Inflation) ทำให้ช่วงแรกเริ่มของจักรวาลมีสภาพดังนี้ เหมือนกันในทุกที่ (homogeneous-same in all places) และเหมือนกันในทุกๆทิศทาง (isotropic-same in all directions)
หลังจาก Inflation จักรวาลยังมีการขยายตัวตลอดเวลา แต่ด้วยอัตราการขยายตัวที่ช้ากว่า
Why Don’t We – Unbelievable
Problems of the Big Bang
การพองตัวของจักรวาลสามารถตอบปัญหาที่สำคัญของ Big Bang ได้อย่างไร
1. Monopole Problem
เรารู้กันดีว่าแม่เหล็กมี 2 ขั้ว (magnetic dipole) คือ ขั้วเหนือและขั้วใต้ ไม่เคยมีใครพบขั้วแม่เหล็กเดี่ยว (magnetic monopole) ในธรรมชาติ
ภาพแสดง magnetic dipole และ magnetic monopole (zenodo.org)
ภาพแสดงการตัดแบ่งแท่งแม่เหล็กออกเป็น 2 ส่วน แต่ละชิ้นก็ยังคงมี 2 ขั้ว (physics.miami.edu)
physics.louisville.edu
ภาพแสดงความคล้ายกันของประจุไฟฟ้า
(electric charge) และขั้วแม่เหล็กสองขั้ว (magnetic dipole) แต่ประจุไฟฟ้าสามารถอยู่เป็นอิสระ เป็น electron (-) และ proton (+)
ในปี 1974 Paul Dirac นักฟิสิกส์ได้ให้แนวคิดว่า ในเมื่อธรรมชาติมีประจุไฟฟ้าเดี่ยวๆ (electric monopole or electric charge) เช่น อิเล็กตรอน (electron) มีประจุไฟฟ้าลบ และโปรตอน (proton) มีประจุไฟฟ้าบวก แม่เหล็กมันก็คล้ายกับประจุไฟฟ้า มันน่าจะมีขั้วแม่เหล็กเดี่ยว (monopoles) เช่นกัน จากแนวคิดของ Dirac ได้กระตุ้นให้นักวิทยาศาสตร์ค้นหามัน ไม่ว่าจะเป็นบนพื้นดิน
มหาสมุทร น้ำแข็งที่ขั้วโลก ลูกอุกกาบาตที่ตกลงมาบนโลกเรา หรือหินบนดวงจันทร์ แต่ก็ยังไม่เคยมีใครพบมัน นักวิทยาศาสตร์รู้ดีว่า ถ้ามีใครค้นพบ magnetic monopole ได้เป็นคนแรก คนนั้นจะได้รับรางวัลโนเบล สาขาฟิสิกส์ทันที
youtube.com
นักฟิสิกส์และนักจักรวาลวิทยาชาวอเมริกันชื่อ Alan Guth เป็นคนแรกที่เสนอแนวคิด “การพองตัวของจักรวาล (Inflation)” ในปี 1978 จากการศึกษาที่เขาต้องการหาคำตอบของ ปัญหาของขั้วแม่เหล็กเดี่ยว “Magnetic Monopole Problem”
นักฟิสิกส์เชื่อว่าหลังการเกิด Big Bang ใหม่ๆ มี magnetic monopole เกิดขึ้นมากมาย การที่เราไม่พบ magnetic monopole (มันอาจมีอยู่ แต่เรายังหาไม่พบ) เพราะจักรวาลมีการขยายตัวอย่างรวดเร็วในช่วง Inflation ซึ่งไปทำให้ความเข้มข้นของ magnetic monopole ที่ถูกผลิตมาลดลง ทำให้พวกมันกลายเป็นของที่หายากในจักรวาลที่กว้างใหญ่ไพศาล
2. Flatness Problem
นักดาราศาสตร์มีช่วงเวลาที่ยากลำบากในการหาว่าจะเลือกโมเดลไหนสำหรับรูปร่างของจักรวาล เปิด ปิด หรือ แบน
สสารและพลังงานที่กระจายตัวในช่วงการพองตัวของจักรวาล (Inflation) มีคุณสมบัติแบบเนื้อเดียวกันในทุกที่ (homogeneous-same in all places) และเหมือนกันในทุกทิศทาง (isotropic-same in all directions) ฉะนั้นปัญหาการแบนของจักรวาล (Flatness problem) จึงมีความสัมพันธ์โดยตรงกับ ความสัมพันธ์ระหว่าง ความหนาแน่นของมวล (mass density) และ อัตราการขยายตัวของจักรวาล (expansion rate of the universe)
ถ้า mass density โดดเด่นมาก จักรวาลจะมีค่าความโค้งเชิงบวก มีความโค้งมาก และได้เป็นจักรวาลปิด (closed universe) ที่มีปริมาตรเป็นค่าๆหนึ่งและไม่มีขอบ (edge) ลักษณะเป็นทรงกลมเหมือนลูกบอล ถ้ายานอวกาศเดินทางในจักรวาลที่คิดว่าเป็นเส้นตรงและไปในระยะทางที่ไกลพอ มันก็จะกลับมาที่จุดเริ่มต้น
ถ้า expansion rate โดดเด่นมาก ความโค้งของจักรวาลจะมีค่าเชิงลบ มีความโค้งแบบเปิด ได้เป็นจักรวาลจะมีรูปร่างทางเรขาคณิตแบบเปิด (open universe) อัตราการขยายตัวของจักรวาลยังสูงอยู่ จักรวาลจะไม่มีที่สิ้นสุด
อย่างไรก็ตามถ้าความสัมพันธ์ระหว่าง mass density และ expansion rate ทำให้ได้ค่าเท่ากับหรือใกล้เคียงกับค่าความหนาแน่นวิกฤต (critical density) ซึ่งทำให้ความโค้งมีค่าเป็นศูนย์หรือใกล้เคียงศูนย์ ได้จักรวาลที่มีรูปร่างแบนหรือเกือบแบน (Flat universe) อัตราการขยายตัวของจักรวาลต่ำหรือช้า ซึ่งโมเดลนี้ได้รับการพิจารณาและยอมรับมากที่สุดในบรรดาโมเดลทั้ง 3 แบบ
pages.uoregon.edu
schoolphysics.co.uk
slideplayer.com
การใช้ทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Inflationary Theory) ตอบโจทย์ของปัญหาที่ได้รับการยอมรับมากที่สุดคือ” ปัญหาการแบนของจักรวาล (Flatness problem)” จากทฤษฎีนี้ Alan Guth ซึ่งเป็นคนแรกที่เสนอแนวคิดของทฤษฎีนี้ ให้เหตุผลว่า การขยายตัวอย่างรวดเร็วในช่วงการพองตัวของจักรวาล ทำให้ความโค้งเริ่มต้นของจักรวาลลดลงหรือแบนลง ทำให้เกิดเป็นจักรวาลที่มีขนาดใหญ่มหาศาลในเวลาเพียงเศษเสี้ยววินาที
astronomynotes.com
slidesplayer.com
จากภาพ การขยายตัวอย่างรวดเร็วในช่วงการพองตัวของจักรวาล ทำให้ความโค้งเริ่มต้นของจักรวาลลดลง ได้เป็นจักรวาลที่มีขนาดใหญ่มหาศาลและแบน
3. Horizon Problem
ปัญหานี้มาจากการศึกษารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Backgroung: CMB) และการสำรวจกาแล็กซี่ (galaxy) ซึ่งแสดงให้เห็นว่า จักรวาลที่สังเกตุได้นั้นเกือบจะ uniform ในทุกทิศทาง (homogeneous & isotropic)”
ภาพแสดงความเข้มของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล “CMB” (wikimedia.com)
ภาพข้างบนและล่าง แสดง Cosmic microwave background หรือ CBM ทีเกิดขึ้นหลังการเกิด Big Bang ผ่านไป 380,000 ปี (medium.com)
lecospa.ntu.edu.tw
รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background (CMB) Radiation) เป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ารูปแบบหนึ่งที่แผ่กระจายอยู่ในจักรวาล เมื่อเรามองดูท้องฟ้าด้วยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (radio telescope) ห้วงอวกาศระหว่างดวงดาวและกาแล็กซี่ต่างๆจะไม่เป็นสีดำสนิท แต่กลับมีการเรืองแสงน้อยๆที่เกือบจะเป็นแบบเดียวกัน (uniform) และกระจายตัวออกไปในทุกทิศทาง (all directions) ซึ่งการเรืองแสงนั้นไม่ได้มาจากดาวฤกษ์หรือกาแล็กซี่ใดๆ และมันจะเข้มที่สุดในย่านคลื่นไมโครเวฟ (microwave region) ของสเปคตรัมคลื่นวิทยุ (radio spectrum) มันจึงได้ชื่อว่า รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (cosmic microwave background) มันเป็นรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีอายุเก่าแก่ที่สุดในจักรวาล เมื่อนำมันมาหาอายุ พบว่ามีอายุ 380,000 ปีหลังการเกิด Big Bang อันเป็นช่วงเริ่มแรกของการเกิดจักรวาล (early stage of the universe) ก่อนการเกิดดวงดาวและกาแล็กซี่
ภาพแสดงกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (phys.org)
Penzias และ Wilson นักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกัน (radio astronomer) ได้ค้นพบ CMB โดยความบังเอิญในปี 1965 ซึ่งเป็นการค้นพบที่ทำให้พวกเขาได้รับรางวัลโนเบล สาขาฟิสิกส์ CMB ถูกอธิบายว่าเป็นเสียงสะท้อน “echo” ของ Big Bang เช่นเดียวกับเสียงสะท้อนที่ได้ยินในหุบเขา การแผ่รังสีนี้เป็นสิ่งที่หลงเหลือจากจักรวาลยุคเริ่มแรก ถ้าตอนที่จักรวาลเกิดนั้นมีความร้อนสูงมากจากการระเบิดครั้งใหญ่ มันจะทิ้งร่องรอยของความร้อนจากเหตุการณ์ครั้งนั้นไว้ นั่นก็คือ ความร้อนทั่วทุกพื้นที่ในทุกทิศทางของจักรวาลแบบ isotropic เข้าใจแบบง่ายๆ CMB ก็คือ “ความร้อน (heat)” ที่ยังคงหลงเหลืออยู่จากเหตุการณ์ครั้งนั้นนั่นเอง
การศึกษา CBM เป็นหนึ่งในวิธีที่ใช้ในการคำนวณหาอายุของจักรวาล การวัดค่า CBM ทำให้รู้ถึงเวลาในการเย็นตัว (cooling time) ของจักรวาลหลังการเกิด Big Bang ส่วนอัตราการขยายตัวของจักรวาล (expansion rate) ถูกใช้ในการคำนวณหาอายุของจักรวาลโดยประมาณในเวลาย้อนหลัง
หมายเหตุ: อุณหภูมิในช่วงการเกิดจักรวาลคือ 3,000 Kelvin ส่วนอุณหภูมิของจักรวาลในปัจจุบันอยู่ที่ประมาณ 3 Kelvin
การตรวจวัด CMB อย่างแม่นยำมีความสำคัญมากในการศึกษาจักรวาลวิทยา (cosmology) นักจักรวาลวิทยาคิดว่า CMB เป็นหลักฐานทางวิทยาศาสตร์ที่ดีที่สุดที่สนับสนุน Big Bang Theory อันเป็นทฤษฎีการกำเนิดจักรวาลที่ได้รับความเชื่อถือมากที่สุดในปัจจุบัน
CBM เป็นรังสีที่เกิดขึ้นเมื่อ 380,000 ปีหลังการเกิด Big Bang มีคุณสมบัติเท่ากันทุกทิศทุกทางหรือที่เรียกว่า มีคุณสมบัติแบบ isotropic ถ้าจักรวาลเริ่มต้นด้วยอุณหภูมิที่แตกต่างกันเล็กน้อยในสถานที่ๆ แตกต่างกันของจักรวาล CMB ไม่ควรจะเป็น isotropic แต่ในความเป็นจริง CMB มีอุณหภูมิเท่ากันทั่วจักรวาลคือ 2.726 Kelvin นี้เป็น “หลักฐานสำคัญ” ที่บ่งชี้ว่า จักรวาลในช่วงเริ่มแรก สสารและพลังงานแผ่กระจายตัวในจักรวาลแบบ isotropic (same in all directions)
ihavenotv.com
How Inflation solves the horizon problem
Horizon problem คือคำถามที่ว่า “ทำไมรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Backgroung: CMB) จึงแผ่กระจายตัวอย่างสม่ำเสมอทั่วทั้งจักรวาล และทำไมอุณหภูมิของ CMB ถึงเท่ากันในทุกทิศทุกทาง (isotropic) ทั่วทั้งจักรวาล แม้นแต่พื้นที่ๆอยู่คนละด้านของจักรวาลที่เรียกว่า ขอบของจักรวาล “Cosmic Horizons” ทั้งๆที่มันไม่เคยเชื่อมติดต่อกัน”
การที่เราพบ CMB อยู่กระจายตัวอย่างสม่ำเสมอทั่วท้องฟ้าอันกว้างใหญ่ และมีคุณสมบัติแบบ isotropic คือมีอุณหภูมิเดียวกันทั่วทั้งจักรวาล นั้นแสดงว่าในครั้งเริ่มแรกของการเกิดจักรวาล พวกมันเคยอยู่ “ใกล้กัน” มากพอที่จะแลกเปลี่ยนข้อมูลระหว่างกันในจักรวาลที่มีขนาดเล็ก ณ ช่วงเวลานั้น นี้จึงเป็นการบ่งชี้ถึงการขยายตัวของจักรวาลอย่างรวดเร็วแบบยกกำลัง (exponential expansion) ในช่วงเวลาสั้นๆเพียงเศษเสี้ยววินาทีหลัง Big Bang จากจุดที่เล็กมากไปเป็นจักรวาลที่มีขนาดใหญ่ไพศาล
Calvin Harris – My Way
Post Views: 1,029