กำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล#25 รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลตอนที่ 4 CMB Reveals Cosmic Composition

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) เป็นการส่งผ่าน “พลังงานความร้อน” ในลักษณะเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า CMB เป็นรังสีที่เก่าแก่ที่สุดของจักรวาล มีอายุประมาณ 380,000 ปีหลังการเกิดระเบิดครั้งใหญ่บิกแบง (Big Bang) หรือประมาณ 13.8 ล้านปีก่อน

ก่อนหน้านี้จักรวาลมีความร้อนและหนาแน่นมากจนทึบแสงทั้งหมด เมื่อจักรวาลเย็นลง (อุณหภูมิของจักรวาลอยู่ที่ 3,000 เคลวิน) มากพอที่จะทำให้โปรตอนและอิเล็กตรอนรวมตัวกันเป็นอะตอมของธาตุไฮโดรเจน (75%) และฮีเลียม (25%) ทำให้จักรวาลในช่วงนี้กลายมาเป็นโปร่งใส เนื่องจากอนุภาคของแสงหรือโฟตอนไม่กระเจิงจากการชนกับอิเล็กตรอนอิสระอีกต่อไป แสงสามารถเดินทางผ่านอวกาศนับตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา แสงบางส่วนมุ่งหน้ามายังโลกและเรียกแสงนี้ว่า รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล หรือ CMB ที่มีความถี่อยู่ในย่านความถี่ของคลื่นไมโครเวฟ ถูกตรวจจับได้โดยกล้องโทรทรรศน์วิทยุ (radio telescope)

 

 

Ellie Goulding – Burn (Youtube)

 

แผนที่ท้องฟ้าของ CMB

 

(a) COBE : 1990 map, angular resolution : 7^o

(b) WMAP : 2003 map, angular resolution : 0.5^o

(c) Planck : 2013 map, angular resolution : 0.16^o

แผนที่ท้องฟ้าความแม่นยำสูงของ CMB ที่สร้างโดยดาวเทียม COWE, WMAP, Planck  สีที่มีความแตกต่างกันแสดงความผันผวนของอุณหภูมิของ CMB หรือ CMB anisotropy จุดร้อนหรือที่มีอุณหภูมิสูงกว่า (สีแดงในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่สูงกว่าในจักรวาลยุคต้น จุดเย็นหรือที่มีอุณหภูมิต่ำกว่า (สีน้ำเงินในแผนที่) เป็นตัวแทนของบริเวณที่มีความหนาแน่นที่ต่ำกว่าในจักรวาลยุคต้น

ในช่วง 20 กว่าปีที่ผ่านมา มีการวิจัยจำนวนมากได้วัดความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB หรือ CMB anisotropy โดยความแม่นยำจะค่อยๆ ดีขึ้นเรื่อยๆ ทำให้เราสามารถทราบถึงองค์ประกอบของจักรวาลได้อย่างแม่นยำที่สุด และสามารถวัดค่าพารามิเตอร์พื้นฐานของแบบจำลองบิกแบงได้

รูป (a) ในปี 1990 ดาวเทียม COBE ขององค์การนาซ่าได้ตรวจวัด CMB ทั่วท้องฟ้า ได้ค้นพบว่าทั่วทุกพื้นที่ของจักรวาลมี CMB กระจายอยู่ทั่วไปแบบเกือบสม่ำเสมอในทุกทิศทาง โดยมีอุณหภูมิเกือบคงที่ทั่วทั้งท้องฟ้าที่ 2.725 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส) มีความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB ในอัตรา 1 : 100,000 เรียกคุณสมบัตินี้ว่า CMB แอนไอโซโทรปี (CMB anisotropy) โดยทีมวิทยาศาสตร์ของโครงการดาวเทียม COBE ทำการตรวจวัด CMB ที่มีความละเอียดเชิงมุม (angular resolution) 7 องศา และนำค่าที่ได้มาสร้างแผนที่ท้องฟ้า (full sky maps) ที่แสดงอุณหภูมิของ CMB เป็นครั้งแรกของโลกออกมา

รูป (b) ในปี 2001 องค์การนาซ่าได้เปิดตัวดาวเทียม WMAP สำหรับภารกิจอวกาศสำรวจ CMB ครั้งที่สอง เพื่อทำการวัด CMB anisotropy บนท้องฟ้าที่ที่ละเอียดกว่า แม่นยำยิ่งขึ้น โดยดาวเทียม WMAP ตรวจวัด CMB ที่มีความละเอียดเชิงมุม (angular resolution) 0.5 องศา แผนที่ท้องฟ้าที่ได้จากดาวเทียม WMAP จึงให้ข้อมูลที่ละเอียดกว่า ถูกต้องกว่า และให้ข้อมูลเพิ่มเติมของจักรวาลยุคต้นได้มากกว่าที่ดาวเทียม COBE ให้ไว้

รูป (c) ดาวเทียม Planck ขององค์การอวกาศยุโรป ศึกษา CMB ในรายละเอียดที่มากขึ้นกว่าเดิม แผนที่ท้องฟ้าของ Planck ถูกเปิดเผยในปี 2013 เผยให้เห็น CMB anisotropy ที่มีความละเอียดเชิงมุม (angular resolution) 0.16 องศา ที่มีความแม่นยำมากกว่าที่เคยทำได้ 

 

 

Topic, A7S – Why Do You Lie To Me (Youtube)

 

 

Planck’s Mission

ดาวเทียมพลังค์ (Planck) ขององค์การอวกาศยุโรป (ESA) เริ่มภารกิจในอวกาศเมื่อปี 2009 และดำเนินการมานานกว่าสี่ปีโดยสแกนท้องฟ้าทั้งหมดหลายครั้งเพื่อตรวจจับรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) ที่มีความถี่อยู่ในย่านความถี่ของคลื่นไมโครเวฟที่มาจากทุกทิศทางบนท้องฟ้า เป้าหมายหลักคือการถ่ายภาพของความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB ที่มีรายละเอียดมากที่สุดเท่าที่เคยมีมา

แผนที่ท้องฟ้าของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMB) ถ่ายโดยดาวเทียม Planck ขององค์การอวกาศยุโรป  แผนที่ท้องฟ้านี้ถูกเผยแพร่ในปี 2013 แสดงให้เห็นความผันผวนเล็กน้อยในอุณหภูมิของ CMB ความผันผวนเหล่านี้สอดคล้องกับความหนาแน่นของสสารที่อยู่น้อยกว่าและมากกว่าในจักรวาลยุคต้น ซึ่งนำไปสู่โครงสร้างขนาดใหญ่ที่เราเห็นในจักรวาลในปัจจุบัน พื้นที่สีแดงกว่าแสดงถึงอุณหภูมิที่สูงกว่าค่าเฉลี่ย และพื้นที่สีน้ำเงินแสดงอุณหภูมิที่ต่ำกว่าค่าเฉลี่ย แผนที่ท้องฟ้าของ CMB นี้มีความแม่นยำสูง ให้ข้อมูลเชิงลึกที่ดีเยี่ยมเกี่ยวกับต้นกำเนิด วิวัฒนาการ และองค์ประกอบของจักรวาล

องค์การนาซ่าเรียกภาพนี้ว่า “baby picture of the universe” ซึ่งแสดงให้เห็นว่าจักรวาลยุคต้นมีหน้าตาอย่างไร ข้อมูลจากดาวเทียม Planck ช่วยให้นักจักรวาลวิทยาสามารถตรวจสอบแบบจำลองที่หลากหลายสำหรับต้นกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาล สามารถวัดค่าพารามิเตอร์พื้นฐานต่างๆ ของแบบจำลองบิกแบง

 

ความผันผวนเล็กน้อยมีความหมายที่ยิ่งใหญ่

ความผันผวนเหล่านี้มีอยู่ในหลายระดับ ขนาดทางกายภาพของพวกมันบนท้องฟ้าและการเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิ เผยให้เห็นองค์ประกอบและโครงสร้างของจักรวาล ความผันผวนเหล่านี้เรียกว่า “สเปกตรัมพลังงาน” ความผันผวนที่ใหญ่ที่สุดเป็นผลมาจากปริมาณ มวล-พลังงาน (mass-energy) ทั้งหมดของจักรวาล ได้แก่ พลังงานมืด สสารมืด สสารธรรมดา แสงสว่าง และสิ่งอื่นๆ ความผันผวนที่น้อยลงเป็นผลมาจากมวลหรือสสารเพียงอย่างเดียว

ข้อมูลจักรวาลวิทยาส่วนใหญ่ที่เราได้รับจาก CMB นั้น ได้จากการศึกษา “สเปกตรัมพลังงาน” ของมัน ซึ่งเป็นพล็อตกราฟของปริมาณความผันผวนในอุณหภูมิของ CMB (CMB temperature fluctuations) ที่สเกลเชิงมุม (angular scale) ที่แตกต่างกันบนท้องฟ้า 

 

กราฟสเปกตรัมพลังงานของความผันผวนในอุณหภูมิของ CMB ที่วัดโดยดาวเทียม Planck ใน angular scale ที่แตกต่างกันบนท้องฟ้า โดย peak หลัก 3 ยอดแสดงการแพร่กระจายของพลังงานมืด สสารปกติ และสสารมืด ตามลำดับ ส่วนเส้นกราฟด้านซ้ายคือค่าความผิดปกติก่อนหน้านี้ที่ถ่ายโดยดาวเทียม WMAP (ภาพจาก ESA and the Planck Collaboration)

 

องค์ประกอบของจักรวาล

แผนภูมิวงกลมแสดงการกระจาย มวล-พลังงาน ของจักรวาล ที่ได้จากภารกิจ Planck ในการทำแผนที่ท้องฟ้าของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (astronomy.com)

แผนที่ท้องฟ้าของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่มีความแม่นยำสูงของ Planck ในปี 2015 ได้ให้ข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับองค์ประกอบของจักรวาลโดยรวมดังนี้: จักรวาลส่วนใหญ่ประกอบด้วยพลังงานมืด (dark energy; 69%) ซึ่งเป็นพลังลึกลับที่ขับเคลื่อนการขยายตัวของจักรวาลอย่างรวดเร็ว องค์ประกอบอันดับต่อไปคือ สสารมืด (dark matter; 26%) ซึ่งมีปฏิสัมพันธ์กับส่วนที่เหลือของจักรวาลผ่านแรงโน้มถ่วงเท่านั้น และสสารธรรมดาหรือสสารแบริออน (ordinary matter or baryonic matter; 5%) ซึ่งส่วนใหญ่ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมที่อยู่ในอวกาศ สสารธรรมดาที่เหลือเป็นดวงฤกษ์ ดาวเคราะห์ และกาแล็คซีที่มองเห็นได้ทั้งหมด 

 

 

Jain – Come (Youtube)

 

 

สสารธรรมดา (Ordinary Matter)

สสารธรรมดาประกอบด้วยอะตอมที่ประกอบขึ้นเป็นดวงดาว ดาวเคราะห์ มนุษย์ และวัตถุที่มองเห็นได้อื่นๆ ในจักรวาล สสารธรรมดานั้นมีสัดส่วนที่น้อยที่สุดของจักรวาลประมาณ 5%

จักรวาลเป็นสถานที่ที่กว้างใหญ่ มีกาแลคซีอย่างน้อยสองล้านล้านแห่งในจักรวาล แต่ละกาแลคซีมีดาวฤกษ์นับพันล้านดวงหรือหลายล้านล้านดวงโคจรรอบศูนย์กลางมวลจุดเดียวกัน ดาวฤกษ์เหล่านี้มีดาวเคราะห์บริวารหลายดวง ช่องว่างระหว่างดวงดาวและช่องว่างระหว่างกาแลคซีประกอบด้วยกลุ่มของก๊าซและฝุ่นผงที่รวมตัวกันอยู่ในอวกาศ สสารที่เราสามารถมองเห็นและตรวจจับได้นี้เรียกว่า “สสารธรรมดา (ordinary matter) หรือสสารแบริออน (baryonic matter)” ซึ่งมีมวลน้อยกว่า 5 เปอร์เซ็นต์ของมวลทั้งหมดในจักรวาล

 

สสารมืด (Dark Matter)

กาแลคซีไม่ได้กระจายอยู่ทั่วไปในจักรวาล หากแต่อยู่รวมกันเป็น “กระจุกกาแลคซี” (galaxy clusters) หากมองจากภาพถ่ายอวกาศจะเห็นว่า จักรวาลเต็มไปด้วยความเวิ้งว้างว่างเปล่าและมีกระจุกกาแลคซีอยู่ประปราย จากการศึกษาการเคลื่อนที่ของกาแลคซีและกระจุกกาแลคซี มีความน่าสงสัยอยู่ 2 ประการหลัก คือ

 

ภาพจากกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล แสดงกระจุกกาแลคซีและกาแลคซีที่อยู่ห่างไกล (en.wikipedia.org)

(1) กระจุกกาแลคซี” (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 ดวงดาวที่อยู่ที่ขอบของกาแลคซีชนิดก้นหอยที่หมุนรอบตัวเอง (a spinning, spiral galaxy) ควรเคลื่อนที่ช้ากว่าดาวที่อยู่ใกล้ใจกลางกาแลคซี ที่ซึ่งสสารที่มองเห็นได้อยู่กันอย่างหนาแน่นมาก แต่จากการสังเกตการณ์แสดงให้เห็นว่าดาวฤกษ์โคจรด้วยอัตราเร็วเท่ากันไม่ว่าจะอยู่ที่ใดของกาแลคซี่ ผลลัพธ์ที่น่างงงวยนี้ได้รับการสันนิษฐานว่า มีมวลที่มองไม่เห็นหรือสสารมืดในรัศมีรอบกาแลคซีกำลังดึงดวงดาวเหล่านี้ด้วยความโน้มถ่วง

สสารมืดซึ่งแตกต่างจากสสารธรรมดาที่ประกอบขึ้นเป็นอะตอมและโลกที่คุ้นเคยรอบตัวเรา สสารมืดไม่ทำปฏิกริยากับสสารธรรมดาและแรงแม่เหล็กไฟฟ้า มันทำปฏิกิริยากับความโน้มถ่วงเท่านั้น มันเป็นสสารที่ไม่ส่องแสง สะท้อนแสง บดบังแสง หรือแผ่พลังงาน ด้วยเหตุนี้จึงไม่สามารถสังเกตและตรวจจับด้วยเครื่องมือปัจจุบันได้ แต่นักวิทยาศาสตร์มั่นใจว่ามันมีอยู่จริงเนื่องจากผลของความโน้มถ่วงที่ดูเหมือนจะมีต่อกาแลคซีและกระจุกกาแลคซี

 

 

Lindsey Stirling – Til The Light Goes Out (Youtube)

 

 

พลังงานมืด (Dark Energy)

ภาพแสดงซูเปอร์โนวา (en.wikipedia.org)

“ซูเปอร์โนวา (Supernova)” คือการระเบิดครั้งใหญ่ที่เกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์มวลมากถึงจุดสิ้นสุดของชีวิตและเกิดในช่วงเวลาสั้น ๆ (โดยปกติจะใช้เวลาไม่กี่ชั่วโมงหรือหลายวัน) พวกมันส่องแสงเจิดจ้าเทียบได้กับแสงของกาแลคซีทั้งกาแลคซีที่มีดาวจำนวน 100 พันล้านดวง นั่นหมายความว่าเราสามารถเห็นซูเปอร์โนวาที่เกิดขึ้นในกาแล็กซีอันไกลโพ้น นักดาราศาสตร์สามารถใช้การระเบิดเหล่านี้เป็น ‘เทียนมาตรฐาน’ ได้เนื่องจากแสงที่เราเห็นจากซูเปอร์โนวามักจะเป็นไปตามรูปแบบเดียวกันกับเวลา ดังนั้นเราจึงสามารถสรุปได้ว่าซูเปอร์โนวามีความสว่างเพียงใด และจากการเปรียบเทียบกับความสว่างที่ปรากฏบนท้องฟ้า สามารถหาได้ว่ามันอยู่ไกลแค่ไหน

 

การขยายตัวของจักรวาล

ในปี 1929 เอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันได้ศึกษาซูเปอร์โนวา จากการสังเกตุการณ์ด้วยกล้องโทรทรรศน์โดม เขาสังเกตุเห็น redshift จากกาแล็กซี่ที่อยู่ห่างไกลโพ้น ยิ่งระยะทางไกลมากเท่าไร ก็ยิ่งเห็น redshift มากขึ้นเท่านั้น ซึ่ง Hubble ตีความ redshift ที่สังเกตุได้นี้ว่า เป็นผลมาจากปรากฏการณ์ดอปเพลอร์ (Doppler Effect) ที่เกิดจากกาแล็กซี่เคลื่อนตัวออกห่างจากโลก นี้บ่งชึ้ว่าจักรวาลกำลังขยายตัว แนวคิดนี้เป็นหัวใจสำคัญของแบบจำลองจักรวาลของทฤษฎีบิกแบง (Big Bang Theory) ตั้งแต่นั้นเป็นต้นมานักวิทยาศาสตร์พยายามหาว่าจักรวาลกำลังขยายตัวเร็วแค่ไหน ตามที่คาดกัน ความโน้มถ่วงซึ่งเป็นแรงที่ดึงทุกอย่างเข้าด้วยกันจะไปชลอความเร็วของจักรวาลที่กำลังขยายตัว ดังนั้นคำถามที่หลายคนถามคือ การขยายตัวช้าลงเท่าใด?

 

แผนภาพแสดงการขยายตัวของจักรวาลอย่างรวดเร็วเนื่องจากพลังงานมืด (en.wikipedia.org)

ในปี 1998 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์อิสระสองทีม – ทีมหนึ่งนำโดย Saul Perlmutter จากห้องปฏิบัติการแห่งชาติ Lawrence Berkeley อีกทีมโดย Brian Schmidt จากมหาวิทยาลัยแห่งชาติออสเตรเลีย ทั้งสองทีมได้แข่งขันกันศึกษาแสงจากการระเบิดของดาวฤกษ์ที่อยู่ห่างไกล ซึ่งเป็นซูเปอร์โนวาชนิดที่เรียกว่า ซูเปอร์โนวาประเภท Ia พวกเขาต้องการคำนวณหาว่าการขยายตัวของจักรวาลชะลอตัวลงเท่าไร พวกเขารู้ว่าซูเปอร์โนวาที่ปรากฏที่จุดต่างๆ ทั่วจักรวาลควรมีความสว่างเท่าไรหากอัตราการขยายตัวเท่ากัน แต่เมื่อพวกเขามองซูเปอร์โนวาที่อยู่ห่างไกลกว่า 50 แห่ง ทั้งสองทีมได้ค้นพบสิ่งที่น่าประหลาดใจ พวกเขาพบว่าซูเปอร์โนวามีแสงอ่อนกว่าที่คาดไว้ นั่นหมายความว่าการระเบิดของดาวฤกษ์อยู่ไกลจากเรามากกว่าที่ทฤษฎีคาดการณ์ไว้ การค้นพบนี้บ่งชี้ว่ามันกำลังขยายตัวด้วยอัตราเร่ง! ไม่ได้ชะลอตัวลงตามที่คาดไว้  ต้องมีบางสิ่งที่ต่อต้านความโน้มถ่วง สามารถผลักกาแลคซีออกจากกันด้วยความเร่งแทนที่จะดึงเข้าด้วยกัน นักฟิสิกส์ตั้งชื่อพลังลึกลับนี้ว่า “พลังงานมืด” การค้นพบนี้ทำให้นักฟิสิกส์ต้องเกาหัวนับตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา และยังได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 2011 อีกด้วย การค้นพบนี้ได้รับการยกย่องว่าเป็นการค้นพบแห่งทศวรรษ

David Weinberg นักจักรวาลวิทยาจากมหาวิทยาลัยแห่งรัฐโอไฮโอ ผู้ซึ่งศึกษาโครงสร้างขนาดใหญ่และวิวัฒนาการของจักรวาลมานานกว่า 30 ปีกล่าวว่า “ประสบการณ์ของมนุษย์ทุกคนบอกเราว่า ความโน้มถ่วงดึงสิ่งต่างๆเข้าด้วยกัน แต่ถ้าการขยายตัวของจักรวาลกำลังเร่งความเร็ว แสดงว่ามีสิ่งอื่นกำลังทำงานอยู่ นั่นหมายความว่ามีส่วนประกอบใหม่ของจักรวาลที่มีคุณสมบัติทางกายภาพที่แปลกใหม่ หรือทฤษฎีความโน้มถ่วงของไอน์สไตน์ไม่ถูกต้อง”

ในจักรวาลวิทยาและดาราศาสตร์ทางกายภาพ พลังงานมืดเป็นพลังงานรูปแบบหนึ่งที่มีอยู่ทุกหนทุกแห่งแทรกซึมทั่วทั้งจักรวาล แต่ภายในระบบสุริยะของเรา ผลกระทบของพลังงานมืดจะจางเมื่อเทียบกับผลของความโน้มถ่วง เราจึงไม่สังเกตเห็น ตามการประมาณการล่าสุดจากภารกิจดาวเทียมพลังค์ (Planck) ขององค์การอวกาศยุโรป พลังงานมืดเติมเต็มทั้งจักรวาลคิดเป็น 3 ใน 4 (69%) ของมวล-พลังงาน (mass-energy) ของจักรวาล

พลังงานมืดเป็นหนึ่งในความลึกลับที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในวิทยาศาสตร์ในปัจจุบัน เรามองไม่เห็นพลังงานมืด เราไม่สามารถรู้สึกหรือตรวจจับได้ด้วยวิธีใดๆ แม้จะใช้เครื่องมือทางวิทยาศาสตร์ที่ซับซ้อน แต่นักดาราศาสตร์ส่วนใหญ่เชื่อว่ามีอยู่จริง เพราะเราสามารถเห็นอิทธิพลของมันจากการเคลื่อนที่ของกาแลคซี การสังเกตการณ์ทางดาราศาสตร์แสดงให้เห็นว่ากาแลคซีต่างเคลื่อนที่ออกจากกันด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้นเรื่อยๆ หากสิ่งนี้ยังคงดำเนินต่อไปเป็นเวลาหลายล้านล้านปี จักรวาลอาจจะกลายเป็นความว่างเปล่าที่หนาวเย็นและมืดมิดไร้ชีวิตและแม้กระทั่งแสงสว่างในตัวมันเอง นักฟิสิกส์เรียกชะตากรรมนี้ว่า การตายอย่างสยดสยองของจักรวาล

 

 

Zedd, Alessia Cara – Stay (Youtube)

 

พลังงานมืดคืออะไร?

คำอธิบายที่ง่ายที่สุดอย่างหนึ่ง มันคือ “ค่าคงที่ของจักรวาล” ไอน์สไตน์เป็นคนแรกที่นำเสนอแนวคิดเกี่ยวกับ “พลังงานจักรวาล” เขาตระหนักว่าอวกาศไม่ได้ว่างเปล่าแต่มีพลังงานอยู่ ตอนที่ไอน์สไตน์พยายามสร้างทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (Theory of General Relativity; 1915) เขาพบว่าทฤษฎีของเขาดูเหมือนจะคาดการณ์การยุบตัวของจักรวาล โดยความโน้มถ่วงจะดึงดวงดาวและสสารอื่นๆเข้าด้วยกัน เป็นสาเหตุทำให้จักรวาลเกิดถล่มตัวลงอย่างช้าๆในตัวของมันเอง ไอน์สไตน์เรียกการค้นพบนี้ว่า “เป็นสิ่งน่ารำคาญ” เพื่อให้สอดคล้องกับแนวคิดเรื่องจักรวาลคงที่ เขาจึงเพิ่ม “ค่าคงที่ของจักรวาล หรือ Fudge factor (ปัจจัยเหลวไหล)” ลงไปในสมการของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของเขา เพื่อทำให้จักรวาลรักษาสภาพคงที่ไว้ (ไม่ขยายตัวหรือหดตัว) จะได้ไม่ไปขัดแย้งกับ Steady State Theory ที่เขาเชื่ออยู่ในขณะนั้น จากข้อมูลของไอน์สไตน์ ค่าคงที่ของจักรวาลจะเป็นแรงผลักดันที่ต่อต้านความโน้มถ่วง ทำให้จักรวาลไม่ยุบตัวลง ไอน์สไตน์ทิ้งความคิดนี้ในเวลาต่อมา เมื่อ เอ็ดวิน ฮับเบิล ค้นพบในปี 1929 ว่าจักรวาลไม่ได้หยุดนิ่ง แต่ในความเป็นจริงกำลังขยายตัว ไอน์สไตน์รีบแก้ไขสมการของเขาโดยลบค่าคงที่ของจักรวาลออกไป จักรวาลที่ขยายตัวไม่จำเป็นต้องมีค่าคงที่ของจักรวาล ในเวลาต่อมาไอน์สไตน์เรียกค่าคงที่ของจักรวาลนี้ว่า “ความผิดพลาดที่ยิ่งใหญ่ที่สุด” ในชีวิตของเขา

แต่ความผิดพลาดของไอน์สไตน์อาจเหมาะที่สุดสำหรับพลังงานมืด เพราะคุณสมบัติของพลังงานมืดที่แปลกประหลาดนี้ดูเหมือนจะตรงกับค่าคงที่ทางจักรวาล (Fudge factor) ของไอน์สไตน์ เขาคิดค้น “พลังงานที่ต่อต้านความโน้มถ่วง” ซึ่งจะส่งผลให้จักรวาลรักษาสภาพคงที่ ไม่ยุบตัว การทำนายว่าอวกาศว่างเปล่าสามารถมีพลังงานของตัวเอง บ่งชี้ว่าเมื่อจักรวาลขยายตัว มีพื้นที่มากขึ้น พลังงานจะถูกเพิ่มให้กับจักรวาลมากขึ้น ก็จะไปเพิ่มการขยายตัวของจักรวาล 

อย่างไรก็ตาม นักฟิสิกส์หลายคนไม่พอใจกับคำอธิบายนี้ พวกเขาต้องการคำอธิบายเพิ่มเติมเกี่ยวกับธรรมชาติของพลังงานมืด มันเป็นสนามพลังงานรูปแบบใหม่หรือของไหลแปลกใหม่? หรือเป็นสัญญาณว่าสมการความโน้มถ่วงของไอน์สไตน์ไม่สมบูรณ์? ยิ่งไปกว่านั้นเรายังไม่เข้าใจอัตราการขยายตัวของจักรวาลในปัจจุบัน

Alan Guth (ผู้ตั้งทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล) และ Alexei Starobinsky เสนอในปี 1980 ว่า มีสนามความกดดันเชิงลบซึ่งคล้ายกับแนวคิดพลังงานมืด สามารถผลักดันให้เกิดการพองตัวของจักรวาลในจักรวาลยุคต้น ตามทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล (Inflation Theory) ได้ตั้งสมมุติฐานว่า มีแรงผลักดันจำนวนหนึ่ง (ซึ่งคล้ายคลึงกับพลังงานมืด) ส่งผลให้จักรวาลมีการขยายตัวอย่างรวดเร็วแบบยกกำลังหลังการเกิดบิกแบงเพียงเสี้ยววินาที อย่างไรก็ตามการพองตัวของจักรวาลจะต้องเกิดขึ้นที่มีความหนาแน่นของพลังงานสูงกว่าพลังงานมืดที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน ไม่มีความชัดเจนว่าพลังงานมืดกับการพองตัวของจักรวาลมีความสัมพันธ์กัน 

แต่ถึงกระนั้น หลังจากการค้นพบพลังงานมืดผ่านไป 20 ปี นักวิทยาศาสตร์มีความมั่นใจมากขึ้นว่าพลังงานมืดมีอยู่จริง แต่พวกเขายังไม่สามารถระบุอย่างชัดเจน ไม่ว่าพลังงานมืดและสสารมืดจะสร้างมาจากอะไร ดูเหมือนว่าพวกมันกำลังเล่นชักเย่อกับจักรวาลของเรา – ทั้งสองจับมันเข้าด้วยกันและดึงมันออกจากกัน

 

 

• Facebook
• Twitter
• Line