กำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล#22 รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลตอนที่ 2 CMB Anisotropy

จากทฤษฎีสภาวะคงที่ (Steady State Theory) จักรวาลไม่มีจุดเริ่มต้นและจุดสิ้นสุด จักรวาลมีสภาพดังที่เป็นอยู่ในปัจจุบันนานแล้ว และจะคงอยู่ในสภาพนี้ตลอดไป นักวิทยาศาสตร์ที่มีชื่อเสียงหลายคนในยุคนั้น รวมทั้งไอน์สไตน์เชื่ออย่างยิ่งกับทฤษฎีนี้

 

slideshare.net

การท้าทายแรกต่อทฤษฎีสภาวะคงที่ มาจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (Theory of General Relativity) ที่ไอน์สไตน์ประกาศในปี 1915 ซึ่งทฤษฎีนี้อธิบายว่า มวลสารและพลังงานทำให้เกิดความโค้งของที่อวกาศ-เวลา ซึ่งความโค้งนี้คือความโน้มถ่วง

ตอนที่ไอน์สไตน์พยายามสร้างทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เขาพบว่าทฤษฎีของเขาดูเหมือนจะคาดการณ์การยุบตัวของจักรวาล โดยความโน้มถ่วงจะดึงดวงดาวและสสารอื่นๆเข้าด้วยกัน เป็นสาเหตุทำให้จักรวาลเกิดถล่มตัว (collapse) ลงอย่างช้าๆในตัวของมันเอง ซึ่งบ่งชี้ว่า สสาร พลังงานและเวลา มีจุดเริ่มต้น นั่นหมายความว่าจักรวาลมีจุดกำเนิด ไอน์สไตน์เรียกการค้นพบนี้ว่า “เป็นสิ่งน่ารำคาญ” เขาต้องการให้จักรวาลคงอยู่ด้วยตัวของมันเอง ไม่ขึ้นกับสาเหตุภายนอก เขาจึงเพิ่มค่าคงที่ทางดาราศาสตร์ที่เรียกว่า “Fudge factor (ปัจจัยเหลวไหล)” ลงไปในสมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของเขาเพื่อดึงความโน้มถ่วงกลับมา Fudge factor นี้ที่เขาเพิ่มเข้าไปจะอนุญาตให้จักรวาลรักษาสภาพคงที่ไว้ จะได้ไม่ไปขัดแย้งกับ Steady State Theory ที่เขาเชื่ออยู่ในขณะนั้น

ประการหนึ่ง ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์มีการส่อความทางฟิสิกส์ดาราศาสตร์ที่สำคัญ เช่น การมีหลุมดำ (black hole) ซึ่งเป็นจุดจบของดวงดาวขนาดใหญ่

 

ในปี 1922 Alexander Friedmann นักคณิตศาสตร์ชาวรัสเซีย เปิดเผยว่า “Fudge factor” เป็นข้อผิดพลาดเชิงพีชคณิตของไอน์สไตล์ ที่ต้องการหลีกเลี่ยงการเริ่มต้นหารด้วยศูนย์ ซึ่งไอน์สไตน์ได้พูดถึงข้อผิดพลาดนี้ในภายหลังว่า “มันเป็นความผิดพลาดที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในชีวิตของฉัน”

ต่อมา Willem de Sitter นักดาราศาสตร์ชาวดัตซ์ พบว่าทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ ต้องการจักรวาลที่ขยายตัว จักรวาลที่ขยายตัวนี้ได้รับการยืนยันในปี 1927 โดย Edwin Hubble

จากการสังเกตุการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์โดม Edwin Hubble นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน สังเกตุเห็น redshift จากกาแล็กซี่ที่อยู่ห่างไกลโพ้น ยิ่งระยะทางไกลมากเท่าไร ก็ยิ่งเห็น redshift มากขึ้นเท่านั้น ซึ่ง Hubble ตีความ redshift ที่สังเกตุได้นี้ว่า เป็นผลมาจากปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ (Doppler Effect) ที่เกิดจากกาแล็กซี่เคลื่อนตัวออกห่างจากโลก นั่นหมายถึงจักรวาลกำลังขยายตัว ซึ่งบ่งบอกเป็นนัยว่าจักรวาลมีจุดกำเนิด

การค้นพบของ Hubble ทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงมุมมองของจักรวาลใหม่ ซึ่งภาพของจักรวาลที่แพร่หลายก่อนการค้นพบของ Hubble คือ จักรวาลประกอบด้วยกาแล็กซี่ทางช้างเผือกเท่านั้น

สำหรับ Doppler Effect นั้น ถูกค้นพบโดย Christian Doppler นักฟิสิกส์ชาวออสเตรียมาตั้งแต่ปี 1842

ในปี 1948 นักจักรวาลวิทยาชาวอเมริกัน Ralph Apher, Robert Herman และ George Gamow คาดการณ์การมีอยู่ของการแผ่รังสีที่หลงเหลือจากช่วงเวลาที่ร้อนจัด หากจักรวาลมีจุดกำเนิดจากการระเบิดอย่างรุนแรงที่เรียกว่า “Big Bang” มันก็ต้องมีความร้อนที่หลงเหลือจากเหตุการณ์ครั้งนั้นอยู่ในปัจจุบัน ในรูปของการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) ถูกพบโดยบังเอิญในปี 1965 โดย Arno Penzias และ Robert Wilson นักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกัน การค้นพบ CMB ถือเป็นจุดอวสานของแบบจำลองอื่นๆทางดาราศาสตร์ รวมทั้ง Steady State Theory

 

wikipedia.com

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background; CMB) เป็นหนึ่งในหลักฐานที่หนักแน่นที่สุดที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background Radiation; CMBR) เป็นการส่งผ่าน “พลังงานความร้อน” ในลักษณะเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า มันเป็นรังสีที่เก่าแก่ที่สุดในจักรวาลที่เกิดเมื่อ 380,000 ปีหลังการระเบิด Big Bang ซึ่งเป็นจุดกำเนิดของจักรวาล ทั่วทุกพื้นที่ของจักรวาลมี CMB กระจายอยู่ทั่วไปแบบเกือบสม่ำเสมอในทุกทิศทาง

เราไม่สามารถมองเห็น CMB โดยกล้องโทรทรรศน์ที่เราพบเห็นหรือรู้จักกันดีซึ่งทำงานในย่านความถี่ที่ตามองเห็น (optical telescope) แต่ CMB สามารถถูกตรวจจับได้โดยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (radio telescope) ซึ่งกล้องชนิดนี้สามารถตรวจจับสัญญาณจางๆ (หรือเรืองแสง) ซึ่งสัญญาณหรือการเรืองแสงนี้จะเข้มที่สุดในย่านความถี่ของคลื่นไมโครเวฟ

CMB เป็นรังสีที่ระลึก “relic radiation” จากการระเบิดครั้งใหญ่ “บิกแบง” มีความสำคัญทางด้านจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ มันเต็มไปด้วยข้อมูลของจักรวาลยุคต้น ช่วยให้เราเข้าใจว่าจักรวาลเกิดขึ้นได้อย่างไร ทำไมจักรวาลที่เราเห็นอยู่ในปัจจุบันถึงมีโครงสร้างแบบนี้ และมีองค์ประกอบอะไรบ้าง

 

 

Chris Brown – Undecided

 

The Doppler Effect

มีหลักการทางฟิสิกส์หลายอย่างที่ถูกนำมาใช้อธิบายปรากฎการณ์ทางดาราศาสตร์ หนึ่งในนั้นคือ ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ (Doppler Effect) ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ธรรมชาติที่เกี่ยวข้องกับ “การเปลี่ยนแปลงความยาวคลื่นหรือความถี่คลื่น” ของคลื่นเสียงและคลื่นแสง ที่มีความสัมพันธ์ระหว่างทิศทางการเคลื่อนที่ของแหล่งกำเนิดคลื่นกับผู้สังเกตุการณ์

เราเรียกปรากฏการณ์ที่วัตถุเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกตการณ์แล้วความยาวคลื่นสั้นลงหรือความถี่สูงขึ้น ว่า “การเลื่อนไปทางน้ำเงิน” (Blueshift) และเรียกปรากฏการณ์ที่วัตถุเคลื่อนที่ออกจากผู้สังเกตการณ์แล้วความยาวคลื่นจะมากขึ้นหรือความถี่ต่ำลง ว่า “การเลื่อนไปทางแดง” (Redshift)

ตัวอย่างของ doppler effect ของคลื่นเสียง ได้แก่ เมื่อมีรถเปิดไซเรนวิ่งเข้าหาเรา เราจะได้ยินเสียงไซเรนสูงขึ้น (ความถี่คลื่นเสียงสูง) และเมื่อรถคันนั้นวิ่งผ่านเราไป เราจะได้ยินเสียงไซเรนต่ำลง (ความถี่คลื่นเสียงต่ำ)

อย่างไรก็ตาม ปรากฏการณ์ดอปเพลอร์จะมีผลเฉพาะเมื่อคลื่นเคลื่อนที่เข้าและออกจากผู้สังเกตการณ์ในแนวสายตาเท่านั้น หากคลื่นเคลื่อนที่ในแนวตั้งฉากกับแนวสายตาของผู้สังเกตการณ์ ก็จะไม่มีผลใดๆ ทั้งสิ้น

 

youtube.com

สำหรับ doppler effect ของแสงอธิบายโดยรูปข้างบน ในขณะคลื่นแสงเดินทางเข้าหาเรา เราจะมองเห็นแสงที่มีความยาวคลื่นสั้นลงหรือความถี่สูงขึ้น (blueshift) และเมื่อคลื่นแสงเคลื่อนที่ออกห่างจากตัวเรา เราจะมองเห็นแสงที่มีความยาวคลื่นเพิ่มขึ้นหรือความถี่ต่ำลง (redshift)

Doppler effect ที่เกี่ยวกับแสงซึ่งเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า มีประโยชน์มากในทางดาราศาสตร์ เพราะปรากฏการณ์นี้ส่งผลให้เกิด redshift หรือ blueshift ซึ่งสามารถบ่งบอกการเคลื่อนตัวของ ดวงดาวหรือกาแล็กซี่ว่าเป็นกำลังเคลื่อนตัวไปในทิศทางใด รวมทั้งใช้วัดหาความเร็วที่ดวงดาวหรือกาแล็กซี่กำลังเคลื่อนตัวเข้ามาใกล้โลกหรือกำลังเคลื่อนตัวห่างออกไปจากโลก

 

รูปข้างบนแสดงตำแหน่งของโลกดังรูปศรชี้ ในกาแล็กซี่ทางช้างเผือก “Milky Way Galaxy” (basicknowledge101.com)

 

astronomy.com

รูปแสดงการเคลื่อนตัวของกาแล็กซี่ทางช้างเผือก ลูกศรสีน้ำเงินแสดงทิศทางการเคลื่อนตัวของสิ่งต่างๆ เช่่น คลื่นแสงในกาแล็กซี่เข้าหาโลก ความยาวของคลื่นแสงจะสั้นลง นี้เป็น “การเลื่อนไปทางน้ำเงิน (blueshift)” ในขณะที่ลูกศรสีแดงแสดงการเคลื่อนที่ของสิ่งต่างๆในกาแล็กซี่ออกห่างจากโลก ความยาวของคลื่นแสงจะยาวขึ้น นี้เป็น “การเลื่อนไปทางแดง (redshift)”

 

universeadventure.org

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) เป็นตัวอย่างที่สมบูรณ์แบบของการเลื่อนไปทางแดง (redshift) CMB เกิดเมื่อ 380,000 ปีหลังการเกิดบิกแบง จักรวาลในขณะนั้นมีอุณหภูมิสูงมากที่ 3,000 เคลวิน (2,727 องศาเซลเซียส) การแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของ CMB อยู่ในช่วงรังสีแกมม่าที่มีความยาวคลื่นสั้นหรือความถี่คลื่นสูง และมีพลังงานสูงมาก การขยายตัวของจักรวาลทำให้จักรวาลเย็นตัวลงตลอดเวลา เป็นสาเหตุทำให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้ามีความยาวคลื่นเพิ่มขึ้นหรือความถี่ของคลื่นลดลง และมีการถ่ายเทพลังงานออกมา หรือที่เรียกว่า การเลื่อนไปทางแดง (redshift) จนกระทั่ง CMB ที่เดินทางมาถึงเรา ณ เวลาปัจจุบันอยู่ในช่วงรังสีไมโครเวฟที่มีพลังงานต่ำ มีอุณหภูมิ 2.725 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส)

 

 

Linkin Park – Burn It Down

 

ในปี 1989 องค์การนาซ่าได้ส่งดาวเทียม Cosmic Background Explorer (COBE) ขึ้นสู่อวกาศและใช้เวลา 4 ปีในการโคจรรอบโลกเพื่อการสำรวจรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background; CMB) ปฏิบัติการนี้นำไปสู่การค้นพบที่สำคัญ 2 ประการ คือ การค้นพบว่า CMB มีคุณสมบัติเป็นวัตถุดำ (blackbody) ที่เกือบสมบูรณ์แบบ ซึ่งทำให้ทราบว่า CMB มีอุณหภูมิ 2.725 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส) แต่การค้นพบที่มีความสำคัญอย่างยิ่งที่นำไปสู่ข้อมูลสำคัญของจักรวาลยุคต้น คือ การตรวจพบความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB หรือ CMB anisotropy เป็นครั้งแรกในปี 1992 ซึ่งทำให้ CMB ไม่ได้เป็นวัตถุดำแบบ 100% การค้นพบในปฏิบัติการนี้ส่งผลให้ John C Mather และ George F Smoot ซึ่งเป็นผู้นำของโครงการดาวเทียมสำรวจ COBE ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 2006

 

slideplayer.com

ถ้าเราพิจารณารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) แบบหยาบๆหรือในสเกลใหญ่ จะพบว่าอุณหภูมิของ CMB มีความสม่ำเสมอเท่ากันทั่วทั้งท้องฟ้าหรือมีค่าเท่ากันในทุกทิศทางที่วัด เรียกว่า CMB ไอโซโทรปี (CMB isotropy) จากตอนที่แล้วเราทราบแล้วว่าการแผ่รังสี CMB ที่กระจายตัวอยู่ทั่วไปในจักรวาล ณ ปัจจุบัน มีอุณหภูมิ 2.725 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส) โดยได้ค่านี้จากการวัดการแผ่รังสี CMB ไปสอดคล้องกับสเปคตรัมการแผ่รังสีของวัตถุดำ (blackbody) ที่มีอุณหภูมิ 2.725 เคลวิน ดังรูปข้างล่าง

 

slideplayer.com

แต่ถ้าเราพิจารณาแบบละเอียดหรือในสเกลเล็ก เราจะพบความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB (small temperature fluctuations) ในทิศทางที่ต่างกัน หรือ CMB แอนไอโซโทรปี (CMB anisotropy) ซึ่งเกี่ยวข้องกับโครงสร้างของจักรวาลที่เราเห็นในปัจจุบัน

ตามทฤษฎีบิกแบง อุณหภูมิของ CMB จะมีความผันผวนหรือการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในอัตรา 1 : 10,000 แต่เครื่องมือที่ผ่านๆมาไม่ไวพอที่จะตรวจวัดความผันผวนเล็กน้อยนี้ จนกระทั่งเครื่องมือ DMR (Differential Microwave Radiometers) ของดาวเทียม COBE ตรวจวัดได้และยืนยันความเป็น anisotropy ของ CMB ในอัตรา 1 : 100,000 โดยทีมของโครงการดาวเทียม COBE ทำการตรวจวัด CMB ที่มีความละเอียดเชิงมุม (angular resolution) 7 องศา และนำค่าที่ได้มาสร้างแผนที่ท้องฟ้า (full sky maps) ที่แสดงอุณหภูมิของ CMB เป็นครั้งแรกของโลกออกมา

รูปแสดงการโคจรรอบโลกของดาวเทียม COBE เพื่อตรวจวัดรังสีพื้นหลังของจักรวาล (CMB) โดยโคจรในแนวใกล้เคียงกับแนวขั้วโลก (planck.caltech.edu)

 

รูปแสดงการวัดค่าอุณหภูมิของรังสีพื้นหลังของจักรวาล (CMB) ที่มีความละเอียดเชิงมุม 7 องศา (planck.caltech.edu)

 

CMB Isotropy vs CMB Anisotropy

รูปแสดงการเปรียบเทียบความแตกต่างระหว่าง CMB isotropy และ CMB anisotropy (slideplayer.com)

จากรูป (a) แสดงการแผ่รังสี CMB ที่มีอุณหภูมิเท่ากันทุกทิศทุกทางแบบ isotropic (แสดงด้วยลูกศรสีขาว) เดินทางมาจากจุดกำเนิดของมันเมื่อ 380,000 ปีหลังการเกิดบิกแบง จนถึงโลกเรา ณ ปัจจุบัน ที่อยู่ตรงกลางของวงกลม (b) แสดงการแผ่รังสี CMB ที่มีอุณหภูมิแตกต่างกันเล็กน้อยแบบ anisotropic (แทนด้วยลูกศรหลากสี) จากรูปโลกมีการเคลื่อนตัวเข้าหา CMB แสดงการเลื่อนไปทางน้ำเงิน (blueshift) และแสดงการเลื่อนไปทางแดง (redshift) ในทิศทางตรงกันข้ามกับการเคลื่อนตัวของโลก

 

quora.com

slideplayer.com

planck.caltech.edu

เครื่องมือ DMR ของ COBE สามารถแยกรายละเอียดในอุณหภูมิของ CMB ที่ดูเหมือนว่าจะเท่ากันหมดที่ 2.725 K มันกลับกลายเป็นว่ามีความผันผวนหรือการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB หรือ CMB anisotropy ระหว่างจุดที่ร้อนกว่าและจุดที่เย็นกว่าที่อยู่ในทิศทางตรงข้ามกัน ที่เรียกว่า ” Dipole Anisotropy”

รูปข้างบน เป็น Dipole anisotropic map แสดง doppler effect ที่เป็นผลมาจาก “การเคลื่อนตัว” ของโลกรอบดวงอาทิตย์, ดวงอาทิตย์เคลื่อนตัวรอบจุดศูนย์กลางของกาแล็กซี่ทางช้างเผือก และกาแล็กซี่ทางช้างเผือกเคลื่อนตัวเข้าหา “กลุ่มกระจุกดาราจักรหญิงสาว (Virgo Supercluster)”

ในทิศทางที่โลกกำลังเดินทางเข้า CMB ทำให้เกิดการลดลงของความยาวคลื่นของ CMB ทำให้เกิด blueshift โดยอุณหภูมิของ CMB ที่เครื่องมือ DMR บนดาวเทียม COBE วัดค่าออกมาอยู่ที่ 2.732 K ทำให้ครึ่งหนึ่งของท้องฟ้าเป็นพื้นที่ร้อน (พื้นที่สีแดงบนแผนที่)

ในทิศทางที่โลกเคลื่อนตัวออกห่าง CMB ทำให้เกิดการเพิ่มขึ้นของความยาวคลื่นของ CMB ทำให้เกิด redshift โดยอุณหภูมิของ CMB ที่เครื่องมือ DMR บนดาวเทียม COBE วัดค่าออกมาอยู่ที่ 2.724 K ทำให้ครึ่งหนึ่งของท้องฟ้าเป็นพื้นที่เย็น (พื้นที่สีน้ำเงินบนแผนที่)

หมายเหตุ: ขอผู้อ่านอย่าสับสนในเรื่องของสีบนแผนที่ สีน้ำเงินเป็นพื้นที่เย็น (redshift) ส่วนสีแดงเป็นพื้นที่ร้อน (blueshift)

Dipole anisotropy ที่เป็นพื้นที่ร้อนและพื้นที่เย็นในทิศทางตรงข้ามกัน ถูกใช้ในการคำนวณหาความเร็วของโลก และความเร็วของดวงอาทิตย์

 

slideplayer.com

รูปแสดงแผนที่ท้องฟ้า (sky map) แสดงอุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background; CMB) ซึ่งทีมนักวิทยาศาสตร์ในโครงการดาวเทียม COBE ใช้เวลา 4 ปี ในการสร้างแผนที่เหล่านี้ออกมาที่ลำดับขั้นต่างๆ

รูป (1) เป็น dipole anisotropic map ครึ่งหนึ่งของท้องฟ้าเป็นพื้นที่เย็นสีน้ำเงิน (redshift) และอีกครึ่งหนึ่งของท้องฟ้าที่อยู่ในทิศทางตรงข้ามกันเป็นพื้นที่ร้อนสีแดง (blueshift) ที่เป็นผลมาจากการเคลื่อนตัวของโลกรอบดวงอาทิตย์

รูป (2) เมื่อเอา dipole anisotropy ที่เป็นผลมาจากการเคลื่อนตัวของโลกออกไป หรือเพื่อกำจัดความผันผวนส่วนใหญ่ในแผนที่ออกไป จะเห็นการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background Radiation: CMBR) เป็นพื้นที่ร้อนแทนด้วยสีแดง และพื้นที่เย็นแทนด้วยสีน้ำเงิน รวมทั้งจะปรากฎแถบร้อนสีแดงขนาดใหญ่วิ่งในแนวนอนตรงกลางของ sky map ซึ่งเป็น CMB ที่ออกมาจากกาแล็กซี่ทางช้างเผือก (Milky Way Galaxy) ของเรา เนื่องจากการวางตัวของแผนที่เป็นไปตามระนาบของกาแล็กซี่ทางช้างเผือก

รูป (3) เมื่อเอา CMB ที่ออกมาจากกาแล็กซี่ทางช้างเผือกออกจาก sky map เราจะเห็นระลอกหรือริ้วรอย “ripples or wrinkles” ของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMBR) ที่ชัดเจนขึ้น สีที่แตกต่างกันบนแผนที่แสดงความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB ในทิศทางที่ต่างกัน หรือที่เรียกว่า CMB anisotropy ในอัตรา 0.00001 หรือ 1 : 100,000 ถึงแม้นว่า CMB anisotropy นี้อยู่ในอัตราที่น้อยมากๆเพียงหนึ่งต่อหนึ่งแสน แต่มันให้ข้อมูลเชิงลึกที่ยอดเยี่ยมเกี่ยวกับการกำเนิดจักรวาลและวิวัฒนาการของจักรวาล

 

wired.com

ในปี 2001 องค์การนาซ่าได้ส่งดาวเทียมสำรวจ WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) ขึ้นโคจรรอบโลกเพื่อทำการตรวจวัดข้อมูลพื้นฐานทางด้านจักรวาลวิทยา เพื่อการศึกษาคุณสมบัติของจักรวาลในภาพรวม ซึ่ง WMAP ชนะรางวัล Fundamental Physics Award สำหรับการทำแผนที่โดยละเอียดที่จำลองภาพของจักรวาลยุคต้น ช่วยพัฒนาความรู้ความเข้าใจเกี่ยวกับกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล

WMAP ได้ทำการตรวจวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background; CMB) และนำค่าอุณหภูมิของ CMB ที่ตรวจวัดได้มาสร้างแผนที่ท้องฟ้า (full sky maps) ในลักษณะเดียวกันกับที่โครงการดาวเทียม COBE ทำออกมา เนื่องจากดาวเทียม WMAP ตรวจวัด CMB ที่รายละเอียดเชิงมุม (angular resolution) น้อยกว่า 0.25 องศา แผนที่ที่ได้จากดาวเทียม WMAP จึงให้ข้อมูลที่ละเอียดกว่า ถูกต้องกว่า และให้ข้อมูลเพิ่มเติมของจักรวาลยุคต้นได้มากกว่าที่ดาวเทียม COBE ให้ไว้ ซึ่งดาวเทียม COBE ตรวจวัด CMB ที่รายละเอียดเชิงมุมหยาบกว่าที่ 7 องศา

รูปแสดงการเปรียบเทียบแผนที่ท้องฟ้าที่แสดงอุณหภูมิของ CMB ที่ได้จากการสำรวจของดาวเทียม COBE และดาวเทียม WMAP ขององค์การนาซ่า (wmap.gsfc.nasa.gov)

 

backreaction.blogspot.com

นี้เป็น CMB anisotropic map ขั้นสุดท้ายที่ทีมนักวิทยาศาสตร์สร้างออกมาจากข้อมูล 9 ปีของดาวเทียม WMAP สีที่มีความแตกต่างกันแสดงความผันผวนของอุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล หรือ CMB anisotropy

การเปลี่ยนแปลงในอุณหภูมิของ CMB ในแผนที่ท้องฟ้านี้ = ± 200 ไมโครเคลวิน ( ±0.0002 K) สูงกว่าหรือต่ำกว่า 2.725 K ซึ่งเป็นอุณหภูมิโดยทั่วไปของ CMB

องค์การนาซ่าเรียกภาพนี้ว่า ” baby picture of the universe” ซึ่งแสดงให้เห็นว่าจักรวาลยุคต้น (early universe) มีหน้าตาอย่างไร

ถึงแม้นว่า CMB anisotropy จะปรากฎในระดับที่น้อยมาก 1 : 100,000 แต่มันมีความสำคัญอย่างยิ่ง เนื่องจากมันได้รับการขนานนามอย่างกว้างขวางว่าเป็นรอยประทับของ “เมล็ดพันธุ์” ของการเจริญเติบโตเป็นโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาลที่สังเกตุได้ในปัจจุบัน (seed of structure formation of the universe)

 

 

Imagine Dragons – It’s Time

 

 

cosmicweb.uchicago.edu

รูปข้างบน แสดงวิวัฒนาการของการเกิดโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล โดยการใช้โปรแกรมคอมพิวเตอร์จำลองภาพลำดับของการวิวัฒนาการ จากข้อมูลที่ได้จากการศึกษา CMB anisotropy ขององค์การนาซ่า และการศึกษา redshift โดยการสังเกตุการณ์ต่างๆ

จาก CMB anisotropic maps ที่ได้ ตีความได้ว่า ความผันผวนในอุณหภูมิของ CMB เป็น “ร่องรอยของความแตกต่างของความหนาแน่นของสสาร” ในจักรวาลยุคต้น จุดร้อนหรือมีอุณหภูมิสูงกว่า (สีแดงในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่สูงกว่าในจักรวาลยุคต้น ส่วนจุดเย็นหรือมีอุณหภูมิต่ำกว่า (สีน้ำเงินในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่ต่ำกว่าในจักรวาลยุคต้น

การพบ CMB anisotropy ในอัตรา 1 : 100,000 ถึงแม้นจะเป็นอัตราที่น้อยมากๆ แต่บ่งบอกว่า บางบริเวณของจักรวาลในยุคต้นมีความหนาแน่นมากกว่าบริเวณอื่นเล็กน้อย บริเวณที่มีความหนาแน่นมากกว่าเล็กน้อยนี้จะมีความโน้มถ่วงมากกว่า และดึงสสารเข้ามาในบริเวณนี้มากกว่า ในขณะที่จักรวาลขยายตัว ความโน้มถ่วงที่อยู่ภายในบริเวณนี้จะค่อยๆดึงดูดสสารเข้ามามากขึ้นเรื่อยๆ จนในที่สุดหลังจากผ่านไป บริเวณนี้ก็มีความหนาแน่นพอที่จะเริ่มกระบวนการสร้าง ดวงดาว (stars) กาแล็กซี่ (galaxies) และกระจุกกาแล็กซี่ (galaxy clusters) ส่วนบริเวณที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า จะมีโอกาสน้อยที่จะเป็นเช่นนั้น บริเวณนี้จะกลายเป็นช่องว่างขนาดใหญ่ในจักรวาล (cosmic voids)

รูปแบบ ของช่องว่างขนาดใหญ่ (cosmic voids) ที่ถูกล้อมรอบด้วยเส้นใยจักรวาล (galaxy filaments) ที่มีกาแล็กซี่ และกระจุกกาแล็กซี่ อยู่กันอย่างหนาแน่น ได้เป็นโครงสร้างขนาดใหญ่ที่สามารถสังเกตุได้ของจักรวาล หรือที่เรียก โครงข่ายจักรวาล (Cosmic Web)

 

• Facebook
• Twitter
• Line