กำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล#24 รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลตอนที่ 3 CMB Polarization

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB)

universeadventage.org

ในช่วง 380,000 ปีแรกหลังการระเบิดบิกแบง (Big Bang) จักรวาลร้อนและมีความหนาแน่นสูงมาก จนสสารและอนุภาคของแสงหรือโฟตอนทั้งหมดดำรงอยู่ในสถานะพลาสม่า (plasma) ในช่วงเวลานี้โฟตอนไม่สามารถเดินทางผ่านพลาสม่าได้โดยไม่ถูกรบกวน เนื่องจากโฟตอนชนกับอนุภาคของสสารที่มีประจุไฟฟ้าที่วิ่งอยู่อย่างอิสระอยู่ตลอดเวลาซึ่งส่วนใหญ่เป็นอิเล็กตรอนและโปรตอน ในปรากฏการณ์ที่เรียกว่า “การกระเจิงของทอมป์สัน (Thomson scattering)” ทำให้โฟตอนไม่สามารถเคลื่อนที่ไปได้ไกล เป็นผลให้จักรวาลในช่วงเวลานี้ทึบแสง

ต่อมา 380,000 ปีหลังจากการระเบิด Big Bang จักรวาลเย็นลงจนถึงอุณหภูมิที่ 3,000 เคลวิน (2,727 องศาเซลเซียส) ทำให้อิเล็กตรอนถูกดึงเข้ามาอยู่ในวงโคจรของนิวเคลียส เกิดการรวมตัวเป็นอะตอมของธาตุ (Recombination) ซึ่งเป็นอะตอมของธาตุไฮโดรเจน (75%) และฮีเลียม (25%) อันเป็นองค์ประกอบส่วนใหญ่ของธาตุทั้งหมดในจักรวาล ซึ่งทั้งหมดอยู่ในสถานะก๊าซ ส่งผลให้โฟตอนผ่านไปโดยไม่กระเจิง เกิดแสงแรกในจักรวาลที่แผ่ออกไป นี้คือสิ่งที่เราเห็นเป็นรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background) เรียกย่อๆว่า CMB และจักรวาลกลายเป็นโปร่งใส

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล เป็นความร้อนที่หลงเหลืออยู่จากการระเบิดครั้งใหญ่ หรือเป็นเสียงสะท้อนของบิกแบง (Echo of Big Bang) CMB เป็นการส่งผ่าน “พลังงานความร้อน” ในลักษณะเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ปกคลุมทั่วทุกพื้นที่ของจักรวาลแบบเกือบสม่ำเสมอในทุกทิศทาง การศึกษา CMB ทำให้นักจักรวาลวิทยาได้ข้อมูลสำคัญของจักรวาลยุคต้น เพราะมันเป็นรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่เก่าแก่ที่สุดในจักรวาล การค้นพบพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลโดย Penzias และ Wilson เมื่อปี 1965 เป็นการยืนยันที่ดีสุดของทฤษฎีบิกแบง (Big Bang Theory) ซึ่งเป็นหลักฐานโดยตรงของจักรวาลยุคต้น

ถ้าเราพิจารณารังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) แบบหยาบๆ หรือในสเกลใหญ่ จะพบว่าอุณหภูมิปัจจุบันของ CMB (2.725 เคลวิน หรือ -270 เซลเซียส) มีความสม่ำเสมอเท่ากันทั่วทั้งท้องฟ้าหรือมีค่าเท่ากันในทุกทิศทางที่วัด เรียกว่า CMB ไอโซโทรปี (CMB Isotropy) แต่หากพิจารณาแบบละเอียดหรือในสเกลเล็กด้วยเครื่องมือที่แม่นยำ เราจะพบอุณหภูมิของ CMB มีความผันผวนเพียงเล็กน้อยในอัตรา 1 : 100,000 ในทิศทางที่ต่างกัน หรือ CMB แอนไอโซโทรปี (CMB Anisotropy)  จากการศึกษาความผันผวนเหล่านี้ นักจักรวาลวิทยาสามารถเรียนรู้เกี่ยวกับ การก่อตัวของจักรวาลในยุคแรก โครงสร้างของจักรวาลที่เราเห็นในปัจจุบัน อายุและองค์ประกอบของจักรวาล และสามารถวัดค่าพารามิเตอร์พื้นฐานของทฤษฎีบิกแบงได้

 

นับตั้งแต่มีการค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMB) ซึ่งเป็นแหล่งข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับจักรวาลของเรา และเป็นเครื่องมือที่แม่นยำที่สุดในการศึกษาโครงสร้างของจักรวาล มีการทดลองจำนวนมาก NASA ได้จัดทำแผนที่ท้องฟ้าที่แสดงข้อมูลอุณหภูมิของ CMB โดยละเอียดมากขึ้น โดยมีความคืบหน้าอย่างรวดเร็วในช่วงสองทศวรรษที่ผ่านมา นับตั้งแต่ดาวเทียม COBE ขององค์การนาซ่ารายงานการตรวจพบ CMB Temperature Anisotropy เป็นครั้งแรก ต่อมาดาวเทียม WMAP ขององค์การนาซ่าได้ให้ข้อมูลเพื่อการจัดทำ CMB Temperature Anisotropy Map ในรายละเอียดเพิ่มเติม และให้ภาพ “Baby picture of the universe” ซึ่งแสดงให้เห็นว่าจักรวาลยุคต้นมีหน้าตาอย่างไร เมื่อเร็วๆ นี้ดาวเทียม Planck ขององค์การอวกาศยุโรป ศึกษา CMB ในรายละเอียดที่มากขึ้นกว่าเดิม ครอบคลุมช่วงความถี่ที่กว้างขึ้น ได้สร้างแผนที่ท้องฟ้าเผยให้เห็น CMB และความผันผวนเล็กน้อยในรายละเอียดและความแม่นยำที่มากกว่าที่เคยทำได้ ในขณะที่กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ (South Pole Telescope) และกล้องโทรทรรศน์ Atacama Cosmology ได้ทำแผนที่เขตข้อมูลขนาดเล็กที่มีความละเอียดระดับโค้ง

การศึกษาพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB) ช่วยหนุนความเข้าใจของเราเกี่ยวกับกำเนิดจักรวาลและวิวัฒนาการของมัน จนกระทั่งเมื่อไม่นานมานี้นักวิทยาศาสตร์ได้อาศัยการสังเกตอุณหภูมิ CMB เป็นหลักในการสร้างแบบจำลองจักรวาลวิทยา แต่ในปัจจุบันสาขาคลื่นความโน้มถ่วงวิทยานี้ได้ก้าวไปข้างหน้าสู่พรมแดนถัดไปนั่นคือ CMB Polarization Anistropy 

 

 

Hozier – Movement (YouTube)

 

 

แสงโพลาไรซ์ (Polarized light)

writescience.wordpress.com

เราสามารถแบ่งคลื่น ออกเป็น 2 ชนิด ตามลักษณะการเคลื่อนที่ของอนุภาคของตัวกลาง คือ

คลื่นตามยาว อนุภาคของตัวกลางจะสั่นในทิศเดียวกันกับทิศที่คลื่นเคลื่อนที่ไป
คลื่นตามขวาง อนุภาคของตัวกลางจะสั่นในทิศตั้งฉากกับทิศทางที่คลื่นเคลื่อนที่ไป

แสงเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (electromagnetic wave) และเป็นคลื่นตามขวางที่ประกอบด้วยสนามไฟฟ้า ‘E’ และสนามแม่เหล็ก ‘M’ ที่สั่นในระนาบตั้งฉากซึ่งกันและกัน นักวิทยาศาสตร์กำหนดให้ “โพลาไรเซชัน (Polarization)” เป็นทิศทางที่สนามไฟฟ้า ‘E’ สั่น นั่นคือมีการเปลี่ยนแปลงขนาดและทิศทางอยู่ในแนวใดแนวหนึ่งเท่านั้น 

 

simanaitissays.com

ดังนั้นแสงโพลาไรซ์ (Polarized light) จะประกอบด้วยสนามไฟฟ้า ‘E’ ที่การสั่นสะเทือนเกิดขึ้นในระนาบเดียว เช่น ในแนวดิ่ง แนวราบ เป็นต้น และทิศทางของการสั่นจะตั้งฉากกับทิศทางการเคลื่อนที่ของคลื่น

ส่วนแสงไม่โพลาไรซ์ (Unpolarized light) จะประกอบด้วยสนามไฟฟ้า ‘E’ ที่การสั่นสะเทือนเกิดขึ้นในทุกทิศทางในระนาบที่ตั้งฉากกับทิศทางการแพร่กระจายของคลื่นแสง

แสงที่มาถึงโลกจากแหล่งธรรมชาติ ไม่ว่าจะมาจากดวงอาทิตย์โดยตรง หรือสะท้อนจากดวงจันทร์ รวมทั้งแสงประดิษฐ์ เป็นแสงไม่โพลาไรซ์ (Unpolarized light) ทำให้เกิดคลื่นแสงที่สนามไฟฟ้าสั่นในทุกทิศทางในระนาบทั้งหมดที่ตั้งฉากกับทิศทางการแพร่กระจายของคลื่นแสง อย่างไรก็ตามมีแสงโพลาไรซ์ (Polarized light) มากมายในฉากธรรมชาติ เช่น แสงแดดถูกกรองโดยอนุภาคในชั้นบรรยากาศของโลกเรา ในวันที่อากาศแจ่มใสเมื่อมีไอน้ำหรือฝุ่นละอองในอากาศเพียงเล็กน้อยและถ้าดวงอาทิตย์อยู่ใกล้ขอบฟ้า แสงแดดจะกลายเป็นแสงโพลาไรซ์ได้ถึง 70 เปอร์เซ็นต์

การกรองลำแสงด้วยวัสดุเฉพาะแสง “ตัวกรองโพลาไรซ์ (Polarizing filter)” ซึ่งมีโมเลกุลทั้งหมดอยู่ในแนวเดียวกัน คลื่นแสงที่มีแนวเดียวกันกับแผ่นฟิลเตอร์ จะถูกดูดซับโดยการสั่นสะเทือนของโมเลกุล ซึ่งจะช่วยลดความเข้มของแสงที่ผ่านตัวกรอง สิ่งที่เราพบบ่อยในทุกวัน คือการใช้แว่นกันแดด แสงแดดสะท้อนเป็นแสงโพลาไรซ์ (Polarized light)  ดังนั้นเราจึงสร้างแว่นกันแดดที่มีเลนส์ปิดกั้นแสงโพลาไรซ์ เพื่อลดแสงสะท้อนจากพื้นผิวที่สะท้อน หน้าจอของมือถือสมาร์ทโฟนเป็นแบบโพลาไรซ์เช่นกัน 

 

(ภาพซ้าย) ภาพคลื่นทะเลและหาดทรายที่จ้ามากเนื่องจากแสงโพลาไรซ์ของดวงอาทิตย์ (ภาพขวา) เป็นภาพที่มองผ่านแว่นตากันแดด ซึ่งบล็อกแสงโพลาไรซ์

 

 

Alessia Cara – How Far I’ll Go (YouTube)

 

 

คลื่นความโน้มถ่วงที่มาจากการพองตัวของจักรวาล 

หลังการระเบิด Big Bang ผ่านไป 10^-35 วินาที จักรวาลมีการขยายตัวและฟองตัวอย่างรวดเร็ว การพองตัวของจักรวาล (Inflation) กินเวลาตั้งแต่ 10^-35 วินาที ถึง 10^-32 วินาทีหลังการเกิด Big Bang

แหล่งกำเนิดคลื่นความโน้มถ่วงที่เก่าแก่ที่สุดไม่ใช่การระเบิดครั้งใหญ่บิกแบง (Big Bang) แต่เป็นการพองตัวของจักรวาล (Cosmological inflation) คือ ช่วงเวลาที่จักรวาลมีการการขยายตัวแบบเอ็กซ์โพเนนเชียลสั้นๆ หลังจากบิกแบง  นี่เป็นไปตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ (Einstein’s theory of general relativity; 1915) ซึ่งทำนายว่าวัตถุที่เร่งความเร็วจะปล่อยคลื่นความโน้มถ่วงออกมา ที่เรียกว่า “คลื่นความโน้มถ่วงแบบสุ่ม (Stochastic gravitational waves)” หรืออีกชื่อหนึ่ง “คลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ (Primordial gravitational waves)” ซึ่งสัญญาณคลื่นความโน้มถ่วงประเภทนี้อ่อนเกินไปสำหรับเครื่องตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงที่กำลังทำงานอยู่ในขณะนี้

 

คลื่นความโน้มถ่วงที่ถูกพบใน CMB เป็นการยืนยัน Theory of Inflation

onlinelibrary.wiley.com

คลื่นความโน้มถ่วง (Gravitational waves) จากการรวมหลุมดำและดาวนิวตรอนได้ถูกตรวจพบแล้วโดย Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory (LIGO) แต่คลื่นความโน้มถ่วงจากการพองตัวของจักรวาล (Inflation) ที่เรียกว่า คลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ (Primordial gravitational waves) จะมีสัญญาณอ่อนลงมากและมีความยาวคลื่นยาวกว่ามาก ทำให้อยู่นอกช่วงความไวของ LIGO ที่จะตรวจจับได้โดยตรงในปัจจุบัน 

แต่อย่างไรก็ตามเราสามารถพบ “ลายนิ้วมือ หรือ ลายเซ็น” ของคลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์บนรังสีพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (Cosmic Microwave Background; CMB) ซึ่งเป็นแสงแรกของจักรวาลที่เปล่งออกมาเมื่อจักรวาลมีอายุประมาณ 380,000 ปีหลังการระเบิดบิกแบง หากมีระลอกคลื่นใน space-time ที่เกิดจากการพองตัวของจักรวาล พวกมันจะส่งผลกระทบต่ออนุภาคของแสงหรือโฟตอนของ CMB และเราสามารถพบลายเซ็นของคลื่นความโน้มถ่วงเหล่านี้ได้ในปัจจุบัน

คลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ที่มีต้นกำเนิดในจักรวาลยุคต้น เป็นคลื่นความโน้มถ่วงที่สามารถสังเกตได้ในโพลาไรเซชันของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล (CMB Polarization) และแบบจำลองของการพองตัวของจักรวาลทำนายว่า คลื่นความโน้มถ่วงดังกล่าวควรปรากฏขึ้น ดังนั้นการตรวจจับของพวกมันจึงสนับสนุนทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Theory of inflation)

 

 

Ellie Goulding – Something In The Way You Move (YouTube)

 

 

CMB Polarization

โพลาไรเซชัน (Polarization) ของแสง คือการที่คลื่นแสงมีทิศทางในการสั่นไปในทิศทางใดทิศทางหนึ่ง ซึ่งตั้งฉากกับทิศทางการเคลื่อนที่ของคลื่น 

โพลาไรเซชันของคลื่นแสงในรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background – CMB) ถูกทำนายไม่นานหลังจากการค้นพบ CMB ตั้งแต่นั้นมาความก้าวหน้าอย่างมากเกิดขึ้นทั้งในด้านทฤษฎีและเชิงสังเกตการณ์ แรงจูงใจที่สำคัญสำหรับการวัดโพลาไรเซชันใน CMB คือ เพื่อยืนยันทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Theory of inflation) ซึ่งระบุว่าขนาดของจักรวาลขยายตัวอย่างรวดเร็วแบบยกกำลัง (exponential expansion) ในช่วงเสี้ยววินาทีในช่วงเวลาของบิ๊กแบง

ทั่วทุกพื้นที่ของจักรวาลมี CMB กระจายอยู่ทั่วไปแบบเกือบสม่ำเสมอในทุกทิศทาง ณ ปัจจุบัน CMB มีอุณหภูมิสม่ำเสมอที่ 2.725 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส) อย่างไรก็ตามดาวเทียม Cosmic Background Explorer (COBE) ของนาซ่าได้ตรวจพบอุณหภูมิของ CMB มีความผันผวนเล็กน้อยในอัตรา 1 : 100,000 หรือ “CMB Temperature Anisotropy” เป็นครั้งแรกในปี 1992 นักวิทยาศาสตร์ได้จัดทำ CMB anisotropic maps

Anisotropies บ่งบอกว่า เมื่อจักรวาลเพิ่งถือกำเนิด สสารไม่ได้กระจายอย่างเท่าเทียมกัน ซึ่งจะปรากฏบนแผนที่เป็นจุดเย็นหรือมีอุณหภูมิต่ำกว่า (สีน้ำเงินในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่ต่ำกว่า (under-density) ในจักรวาลยุคต้น และจุดร้อนหรือมีอุณหภูมิสูงกว่า (สีแดงในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่สูงกว่า (over-density) ในจักรวาลยุคต้น

CMB Polarization อธิบายทิศทางการสั่นสะเทือนของคลื่นแสงซึ่งตั้งฉากกับทิศทางการแพร่กระจาย CMB polarization ถูกตรวจพบครั้งแรกโดยเครื่อง DASI (Degree Angular Scale Interferometer) จากขั้วโลกใต้ในปี 2002 และได้รับการสังเกตจากการทดลองอื่นๆ อีกมากมาย CMB Polarization ให้ข้อมูลที่สำคัญมากมายของจักรวาลยุคต้น แต่ CMB Polarization ยากที่จะวัดเนื่องจากมีขนาดเล็กมาก

เมื่อนักวิทยาศาสตร์จัดทำแผนที่ของ CMB จะสามารถ “วาดทิศทางของการสั่นสะเทือนของคลื่นแสงเป็นส่วนของเส้น” จะพบว่าส่วนของเส้นเหล่านี้สร้างรูปแบบโพลาไรซ์รูปแบบที่แตกต่างกัน เรียกว่า โหมด E และโหมด B (E-mode and B-mode) ชื่อโหมด E ถูกเลือกเนื่องจากมีคุณสัมบัติค่อนข้างคล้ายคลึงกับสนามไฟฟ้า (Electric field) ในขณะที่โหมด B นั้นคล้ายคลึงกับสนามแม่เหล็ก (Magnetic field) ในทางฟิสิกส์เรามักจะอธิบายสนามไฟฟ้าและสนามแม่เหล็กโดยใช้ตัวอักษร E และ B ตามลำดับ

 

             

 

ภาพข้างบน Full-sky CMB polarization maps สเกลสีแสดงถึงอุณหภูมิใน CMB ที่มีความแตกต่างกัน ในขณะที่เส้นเล็กๆ ระบุทิศทางของแสงโพลาไรซ์ใน CMB

จุดสีแดงจะร้อนที่สุดเพียง 2.7 เคลวิน จุดสีน้ำเงินจะเย็นกว่า 2.7 เคลวินประมาณ 0.00001 เคลวิน ซึ่งแตกต่างกันเล็กน้อยมากจนไม่สามารถตรวจจับได้ ยกเว้นด้วยเครื่องมือทางดาราศาสตร์ที่มีความไวและแม่นยำที่สุด

รูปแบบโพลาไรเซชันของ CMB ที่เห็นมี 2 รูปแบบ คือ

ภาพบน: ‘โหมด E’ เป็นเส้นรัศมีแฉกล้อมรอบจุดเย็นหรือที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า (สีน้ำเงินในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่ต่ำกว่า (under dense) ในจักรวาลยุคต้น และเป็นเส้นสัมผัสจัดเรียงล้อมรอบจุดร้อนหรือที่มีอุณหภูมิสูงกว่า (สีแดงในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่สูงกว่า (over dense) ในจักรวาลยุคต้น

ภาพล่าง: ‘โหมด B’ มีการโค้งงอ “บิด” หรือ “ขด” เป็นเส้นหมุนวนที่มีทิศทางต่างกันล้อมรอบจุดเย็นและจุดร้อน ซึ่งแสดงความหนาแน่นที่แตกต่างกันในจักรวาลยุคต้น ดังอธิบายแล้ว

 

 

Ellie Goulding – Goodness Gracious (YouTube)

 

 

E-modes in CMB Polarization

(1) Density fluctuations in early universe generated E-modes 

 

 

 

 

จากภาพข้างบน เส้นสีแดงเป็นตัวแทนของ Hot photon  เส้นสีน้ำเงินเป็นตัวแทนของ Cold photon

โพลาไรซ์โหมด E เกิดจากความผันผวนของความหนาแน่นเล็กน้อย (density fluctuations) ในพลาสม่าในจักรวาลยุคต้น หรือที่เรียกว่า Anisotropy

ในจักรวาลยุคต้นอนุภาคของแสงหรือ photon ซึ่งเป็นแสงไม่โพลาไรซ์ (Unporalized light) จากบริเวณที่มีความหนาแน่นมากกว่า (over-density) หรือจากจุดที่มีอุณหภูมิสูงกว่า หรือจุดร้อน (hot spots) แสดงด้วยเส้นสีแดง และจากบริเวณที่มีความหนาแน่นต่ำกว่า (under-density) หรือจากจุดที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า หรือจุดเย็น (cold spots) แสดงด้วยเส้นสีน้ำเงิน เมื่อเคลื่อนที่ชนกับอิเล็กตรอนอิสระ (free electron) จะเกิดปรากฎการณ์กระเจิงของทอมป์สัน (Thomson scattering) แสงที่กระเจิงจะโพลาไรซ์บางส่วนที่ระดับ 10% (partially polarized at the 10% level) ทำให้เกิดรูปแบบของโพลาไรเซชันใน CMB ที่เรียก E-modes นาซ่าระบุสัญญาณโพลาไรเซชัน E-modes ใน CMB แสดงการจัดเรียงเป็นวงกลมหรือแฉกรัศมีทั่วท้องฟ้า 

 

 

“E-modes ถูกพบครั้งแรกในปี 2002” โดย Degree Angular Scale Interferometer (DASI) ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์ที่ติดตั้งที่ขั้วโลกใต้ของมูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติสหรัฐอเมริกาในแอนตาร์กติกา 

 

 

(2) Gravitational waves in early universe generated E-modes and B-modes

 

staff.ustc.edu.cn

คลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ (Primordial gravitational waves) ที่สร้างขึ้นในช่วงการพองตัวของจักรวาล ถูกคาดการณ์ว่าจะประทับรอยใน CMB ทั้งรูปแบบโพลาไรซ์โหมด E และโหมด B และโหมด E สามารถเปลี่ยนเป็นโหมด B ได้โดยเลนส์ความโน้มถ่วงในภายหลัง แต่สำหรับโหมด B ดั้งเดิมถูกสร้างโดยคลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์เท่านั้น

 

Gravitational lensing turns E-modes into B-modes

sci.esa.int

ภาพประกอบนี้แสดงให้เห็นว่าแสงจากพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) ซึ่งถูกปล่อยออกมาเมื่อ 380,000 ปีหลังจากบิกแบง ถูกเบี่ยงเบนไปอย่างไรโดยเอฟเฟกต์จากเลนส์ความโน้มถ่วง (Gravitational lensing) ขณะที่พวกมันเดินทางข้ามจักรวาลมานานกว่า 13 พันล้านปีมายังโลก การใช้ข้อมูลจากดาวเทียมพลังค์ของ ESA และการทำงานร่วมกันของกล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ ทำให้นักจักรวาลวิทยาสามารถวัดการเบี่ยงเบนของ CMB polarization ที่เกิดจากเลนส์ความโน้มถ่วงบนท้องฟ้าได้เป็นครั้งแรกในปี 2014 

เลนส์ความโน้มถ่วงคือ การบิดเบือนเส้นทางของแสงที่เกิดจากแรงโน้มถ่วง โดยปกติแล้วแสงหรือโฟตอนเดินทางเป็นเส้นตรงในอวกาศที่ว่างเปล่า แต่เมื่อเดินทางผ่านวัตถุขนาดใหญ่ในอวกาศ  ความโค้งของ space-time หรือ gravity ในบริเวณนั้น ส่งผลให้แสงเบี่ยงเบนหรือเดินทางเป็นเส้นโค้ง และด้วยเหตุนี้เราจะสังเกตวัตถุนั้นอยู่ในตำแหน่งที่แตกต่างจากตำแหน่งจริงบนท้องฟ้าเล็กน้อย

หมายเหตุ: ผู้อ่านสามารถอ่านรายละเอียดเกี่ยวกับเลนส์ความโน้มถ่วง ได้ใน กำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล#13 ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ตอนที่ 2 Gravitational Lensing

 

background.uchicago.edu

เมื่ออนุภาคของแสงหรือโฟตอนของ CMB เคลื่อนที่ผ่านโครงสร้างขนาดใหญ่ของจักรวาล พวกมันจะถูกบิดเบือนโดยวัตถุที่มีมวลสูง เช่น กาแล็กซี กระจุกดาราจักร และสสารมืด ผลกระทบอย่างหนึ่งของการบิดเบือนนี้ คือการผสมผสานระหว่างโหมด E และ B และบางส่วนของ E-modes ได้กลายเป็น B-modes 

 

 

OneRepublic – Wild Life (YouTube)

 

 

B-modes in CMB Polarization

 

cfa.harvard.edu

 

at37.wordpress.com

นักจักรวาลวิทยาคาดการณ์ว่า โพลาไรซ์โหมด B ถูกสร้างขึ้นได้ด้วยกลไกหลัก 2 อย่าง คือ

กลไกแรก: มาจากคลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ (Primordial gravitational waves) ที่เกิดจากการพองตัวของจักรวาล (Inflation) ไม่นานหลังจากเกิดบิกแบง ระลอกคลื่นขนาดมหึมาในอวกาศดังกล่าวจะทิ้ง “ลายเซ็นต์ที่ตรวจจับได้ในรูปแบบของการ “บิด” หรือ “ขด” เป็นเส้นหมุนวนที่มีทิศทางต่างกันล้อมรอบจุดเย็นและจุดร้อนใน CMB polarization map

มักกล่าวกันว่าการตรวจจับสเปกตรัมของคลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ ผ่านการสังเกตโพลาไรซ์โหมด B ของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) คือ “จอกศักดิ์สิทธิ์ (Holy Grail)” ที่ยืนยันความถูกต้องของ “ทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Theory of inflation)” ในจักรวาลยุคแรก ซึ่งเป็นทฤษฎีที่เสนอครั้งแรกในปี 1980 โดย Alan Guth นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน

อย่างไรก็ตาม โพลาไรเซชัน B-mode อาจเกิดจากแหล่งอื่นที่ไม่ใช่ Inflation ตัวอย่างเช่น ฝุ่นในกาแลคซีของเราสามารถสร้างรูปแบบที่คล้ายกันได้ 

กลไกที่สอง: เกิดจากวัตถุขนาดใหญ่ในกาแลกซีทางช้างเผือกของเรา ทำหน้าที่เป็นเลนส์ความโน้มถ่วง (Gravitational lensing) บิดแสงโพลาไรซ์ส่วนหนึ่งของ E-modes ให้กลายเป็น ฺB-modes ระหว่างการเดินทาง 13.8 พันล้านปี จากอีกด้านหนึ่งของจักรวาลที่สังเกตได้มายังโลก ดังอธิบายมาแล้ว

 

B-Mode in CMB is “Smoking Gun” Signature: Evidence of Inflation

sciencesprings.wordpress.com

physicsworld.com

นักดาราศาสตร์สร้างกล้องโทรทรรศน์ที่ขั้วโลกใต้ เนื่องจากมีสภาพบรรยากาศที่ยอดเยี่ยม อากาศเย็นและแห้ง (จึงไม่มีไอน้ำที่ดูดซับคลื่นไมโครเวฟ) บรรยากาศขั้วโลกในช่วงฤดูหนาวอันยาวนานก็มีเสถียรภาพมากเช่นกัน ไม่มีการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิกลางวัน-กลางคืน ลมเหนือที่ราบสูงแอนตาร์กติกมีความเร็วค่อนข้างต่ำ และไม่มีกระแสไอน้ำในบรรยากาศชั้นบน ทั้งหมดนี้ทำให้มองเห็นทิวทัศน์ได้ชัดเจน กล้องโทรทรรศน์ไมโครเวฟที่ขั้วโลกใต้ Background Imaging of Cosmic Extragalactic Polarization (BICEP2) มีจุดมุ่งหมายหลัก คือการตามล่าหาโพลาไรซ์โหมด B ดั้งเดิมใน CMB Polarization ซึ่งถือเป็น “ปืนสูบบุหรี่ (smoking gun)” สำหรับสมมติฐานของการพองตัวของจักรวาลซึ่งเกิดขึ้นหลังจากบิกแบง จักรวาลมีการขยายตัวอย่างรวดเร็วอย่างไม่น่าเชื่อ การขยายตัวนั้นจะสร้างระลอกคลื่นความโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์

เมื่อต้นปี 2014 นักวิทยาศาสตร์จาก BICEP2 ได้ประกาศการตรวจจับการบิดเล็กน้อยของแสงใน CMB Polarization ที่เรียกว่า โพลาไรซ์โหมด B เป็นครั้งแรก  ซึ่งสามารถใช้ยืนยันการมีอยู่ของคลื่นแรงโน้มถ่วงดึกดำบรรพ์ (Primordial gravitational waves) ที่ถูกสร้างขึ้นในช่วงเวลาจักรวาลยุคแรกๆ อันจะเป็นหลักฐานสำคัญที่ยืนยันทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Theory of Inflation) อย่างไรก็ตามนักวิทยาศาสตร์หลายคนตั้งข้อสงสัยเกี่ยวกับการค้นพบนี้ เนื่องจากฝุ่นของจักรวาลในกาแลคซีทางช้างเผือกของเราสามารถสร้างสัญญาณที่คล้ายกันได้ การวิเคราะห์ใหม่ในเวลาต่อมาเป็นที่แน่ชัดแล้วว่าสัญญาณที่ทีมนักวิจัยของ BICEP2 อ้างในตอนแรกว่าเป็นรอยประทับของคลื่นแรงโน้มถ่วงดีกดำบรรพ์นั้น เป็นผลกระทบที่เกิดจากฝุ่นภายในกาแลคซีของเรา

การค้นหา B-mode ใน CMB Polarization  เป็นวิธีหนึ่งในการตรวจจับคลื่นความโน้มถ่วงดีกดำบรรพ์ที่เกิดจากการพองตัวของจักรวาล แต่การตรวจจับโหมด B เป็นเรื่องยากมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อไม่ทราบระดับของการปนเปื้อน และสัญญาณเลนส์ความโน้มถ่วงที่อ่อน จะทำให้เกิดการผสมกันของสัญญาณโหมด E ที่ค่อนข้างแรงกับสัญญาณโหมด B อย่างไรก็ตามจนถึงปัจจุบันยังไม่มีการพบโพลาไรซ์ของโหมด B   BICEP2 กำลังมองหาลายเซ็นนี้ 

 

 

Post Malone – Congratulations ft. Quavo (YouTube)

 

 

• Facebook
• Twitter
• Line