ประวัติย่อของกาลเวลา (A Brief History Of Time) โดย สตีเฟน ฮอว์คิง#49 บทที่ 7 หลุมดำไม่ใช่สีดำ : การค้นหารังสีฮอว์คิงจากหลุมดำดึกดำบรรพ์

ยิ่งหลุมดำมีมวลน้อยเท่าใด อุณหภูมิก็ยิ่งสูงขึ้นเท่านั้น เมื่อหลุมดำสูญเสียมวล อุณหภูมิและอัตราการแผ่รังสีของหลุมดำจะเพิ่มขึ้น ดังนั้นจึงสูญเสียมวลเร็วขึ้น จะเกิดอะไรขึ้นเมื่อมวลของหลุมดำมีขนาดเล็กมากนั้นไม่ชัดเจนนัก แต่การคาดเดาที่สมเหตุสมผลที่สุดคือมันจะหายไปอย่างสิ้นเชิงในการระเบิดครั้งใหญ่ครั้งสุดท้ายที่เทียบเท่ากับการระเบิดของ H-bombs หลายล้านลูก

หลุมดำที่มีมวลไม่กี่เท่าของดวงอาทิตย์จะมีอุณหภูมิเพียงหนึ่งในสิบล้านองศาเหนือศูนย์สัมบูรณ์ ซึ่งน้อยกว่าอุณหภูมิของการแผ่รังสีไมโครเวฟที่ปกคลุมจักรวาล (ประมาณ 2.7° เหนือศูนย์สัมบูรณ์) ดังนั้นหลุมดำดังกล่าวจะปล่อยรังสีน้อยกว่าที่พวกมันดูดซับไว้

อุณหภูมิของหลุมดำต่ำมากจนต้องใช้เวลาประมาณหนึ่งล้านล้านล้านล้านล้านล้านล้านล้านล้านปี (10⁶⁶ ปี) ในการระเหยอย่างสมบูรณ์ ซึ่งยาวนานกว่าอายุของจักรวาลมาก ซึ่งก็คือประมาณหนึ่งหมื่นหรือสองหมื่นล้านปี (10¹⁰ ปี) เท่านั้น

ในทางกลับกัน ดังที่กล่าวไว้ในบทที่ 6 อาจมีหลุมดำดึกดำบรรพ์ (primordial black holes) ที่มีมวลน้อยกว่ามาก ที่ก่อตัวขึ้นจากการล่มสลายของสิ่งผิดปกติในช่วงเริ่มต้นของจักรวาล หลุมดำดังกล่าวจะมีอุณหภูมิที่สูงมากและจะปล่อยรังสีออกมาในอัตราที่สูงมาก หลุมดำดึกดำบรรพ์ที่มีมวลเริ่มต้นพันล้านตันจะมีอายุขัยโดยประมาณเท่ากับอายุของจักรวาล หลุมดำดึกดำบรรพ์ที่มีมวลตั้งต้นน้อยกว่าตัวเลขนี้จะระเหยไปหมดแล้ว แต่หลุมดำที่มีมวลมากกว่าเล็กน้อยจะยังคงแผ่รังสีออกมาในรูปของรังสีเอกซ์และรังสีแกมมา รังสีเอกซ์และรังสีแกมมาเหล่านี้เปรียบเสมือนคลื่นแสง แต่มีความยาวคลื่นสั้นกว่ามาก หลุมดำดังกล่าวแทบจะไม่สมควรได้รับฉายาว่าเป็นสีดำ: อันที่จริงพวกมันเป็นสีขาวร้อนและปล่อยพลังงานในอัตราประมาณหนึ่งหมื่นเมกะวัตต์

หลุมดำดึกดำบรรพ์แห่งหนึ่งสามารถดำเนินงานโรงไฟฟ้าขนาดใหญ่ได้ 10 แห่ง ถ้าเราสามารถควบคุมพลังของมันได้ อย่างไรก็ตาม เรื่องนี้ค่อนข้างยาก: หลุมดำมีมวลเท่าภูเขาที่ถูกบีบอัดให้มีขนาดเท่ากับนิวเคลียสของอะตอม! หากคุณมีหลุมดำเหล่านี้บนพื้นผิวโลก จะไม่มีทางหยุดยั้งไม่ให้มันตกลงจากพื้นสู่ใจกลางโลก มันจะแกว่งไปมาบนพื้นโลกและกลับสู่ศูนย์กลางในที่สุด ดังนั้น ที่เดียวที่จะมีหลุมดำแบบนี้ ซึ่งเราสามารถควบคุมพลังงานที่ปล่อยออกมาได้ จะต้องโคจรรอบโลก—และวิธีเดียวที่จะทำให้มันโคจรรอบโลกได้ก็คือการดึงดูดเข้าไปที่นั่นโดยลากจูงมวลก้อนใหญ่มาข้างหน้า เหมือนแครอทอยู่หน้าลา ฟังดูไม่เหมือนข้อเสนอที่ใช้งานได้จริง อย่างน้อยก็ไม่ใช่ในอนาคตอันใกล้

แต่ถึงแม้เราไม่สามารถควบคุมการแผ่รังสีจากหลุมดำดึกดำบรรพ์ (primordial black holes) เหล่านี้ได้ เราจะสังเกตพวกมันได้อย่างไร? เราสามารถมองหารังสีแกมมาที่หลุมดำดึกดำบรรพ์ปล่อยออกมาในช่วงชีวิตส่วนใหญ่ได้ แม้ว่ารังสีส่วนใหญ่จะอ่อนมากเพราะอยู่ไกล แต่อาจตรวจพบได้ : รูปที่ 7.5 แสดงให้เห็นว่าความเข้มของพื้นหลังรังสีแกมมา (gamma ray background) ที่สังเกตได้แตกต่างกันที่ความถี่ต่างกันอย่างไร (จำนวนคลื่นต่อวินาที)

อย่างไรก็ตาม พื้นหลังรังสีแกมมานี้อาจเกิดจากกระบวนการอื่นๆ ที่ไม่ใช่หลุมดำดึกดำบรรพ์ เส้นประในรูปที่ 7.5 แสดงให้เห็นว่าความเข้มควรแปรผันตามความถี่ของรังสีแกมมาที่เกิดจากหลุมดำดึกดำบรรพ์อย่างไร ดังนั้นจึงอาจกล่าวได้ว่าการสังเกตการณ์พื้นหลังรังสีแกมมาไม่ได้ให้หลักฐานเชิงบวกใดๆ สำหรับหลุมดำดึกดำบรรพ์ แต่พวกมันบอกเราว่าโดยเฉลี่ยแล้วจะมีหลุมดำขนาดเล็กในจักรวาลได้ไม่เกินสามร้อยหลุมในแต่ละลูกบาศก์ปีแสง (ปีแสง³) ขีดจำกัดนี้หมายความว่าหลุมดำดึกดำบรรพ์สามารถสร้างความหนาแน่นมวลสูงสุดหนึ่งในล้านของความหนาแน่นเฉลี่ยในจักรวาล

เนื่องจากหลุมดำดึกดำบรรพ์ (primordial black holes) ตรวจพบได้ยากมาก ดูเหมือนไม่น่าเป็นไปได้ที่จะมีหลุมดำอยู่ใกล้พอให้เราสังเกตได้ในฐานะแหล่งกำเนิดรังสีแกมมา แต่เนื่องจากแรงโน้มถ่วงจะดึงดูดหลุมดำดึกดำบรรพ์ไปสู่สสารใดๆ พวกมันจึงควรพบเห็นได้ทั่วไป ในและรอบกาแล็กซี ดังนั้นแม้ว่าพื้นหลังรังสีแกมมา (gamma ray background) จะบอกเราว่าโดยเฉลี่ยแล้วมีหลุมดำดึกดำบรรพ์ไม่เกิน 300 หลุมต่อลูกบาศก์ปีแสงโดยเฉลี่ย แต่ก็ไม่ได้บอกเราว่าหลุมดำเหล่านี้มีอยู่ทั่วไปในกาแล็กซีของเรามากน้อยเพียงใด

สมมุติว่าถ้าพวกมันถูกพบบ่อยกว่านี้ล้านเท่า หลุมดำที่ใกล้ที่สุดสำหรับเราก็คงจะอยู่ที่ระยะทางประมาณหนึ่งพันล้านกิโลเมตร หรือไกลที่สุดเท่ากับระยะทางดาวพลูโต ซึ่งเป็นดาวเคราะห์ที่เรารู้จักที่อยู่ไกลที่สุด ในระยะนี้ ยังคงเป็นเรื่องยากมากที่จะตรวจจับการแผ่รังสีที่สม่ำเสมอของหลุมดำ แม้ว่าจะมีขนาดหนึ่งหมื่นเมกะวัตต์ก็ตาม

เพื่อที่จะสังเกตหลุมดำดึกดำบรรพ์ เราจะต้องตรวจจับรังสีแกมมาหลายตัวที่มาจากทิศทางเดียวกันภายในระยะเวลาที่เหมาะสม เช่น หนึ่งสัปดาห์ มิฉะนั้น พวกมันอาจเป็นส่วนหนึ่งของพื้นหลัง แต่หลักการควอนตัมของพลังค์บอกเราว่าควอนตัมรังสีแกมมาแต่ละตัวมีพลังงานสูงมาก เนื่องจากรังสีแกมมามีความถี่สูงมาก ดังนั้นจึงไม่ต้องใช้ควอนตัมจำนวนมากในการแผ่รังสีแม้แต่หมื่นเมกะวัตต์ และการสังเกตควอนตาสองสามตัวเหล่านี้ที่ระยะทางใกล้ดาวพลูโตจะต้องใช้เครื่องตรวจจับรังสีแกมมาที่ใหญ่กว่าที่เคยสร้างมา ยิ่งกว่านั้นเครื่องตรวจจับจะต้องอยู่ในอวกาศเพราะรังสีแกมมาไม่สามารถทะลุผ่านชั้นบรรยากาศได้

แน่นอน หากหลุมดำที่อยู่ใกล้ดาวพลูโตถึงจุดสิ้นสุดของชีวิตและระเบิด จะเป็นเรื่องง่ายที่จะตรวจจับการระเบิดครั้งสุดท้าย แต่ถ้าหลุมดำปล่อยออกมาในช่วงสิบหรือสองหมื่นล้านปีที่ผ่านมา โอกาสที่หลุมดำจะถึงจุดจบของชีวิตในอีกไม่กี่ปีข้างหน้านั้นน้อยมากจริงๆ! อาจเป็นสองสามล้านปีในอดีตหรือในอนาคตก็ได้

ดังนั้น เพื่อให้มีโอกาสที่เหมาะสมที่จะได้เห็นการระเบิดก่อนที่ทุนวิจัยของคุณจะสิ้นสุดลง คุณจะต้องหาวิธีตรวจจับการระเบิดใดๆ ภายในระยะทางประมาณหนึ่งปีแสง ในความเป็นจริงการปะทุของรังสีแกมมาจากอวกาศนั้นถูกตรวจพบโดยดาวเทียมที่สร้างขึ้นเพื่อค้นหาการละเมิด Test Ban Treaty สิ่งเหล่านี้ดูเหมือนจะเกิดขึ้นประมาณสิบหกครั้งต่อเดือนและจะกระจายไปทั่วท้องฟ้าอย่างสม่ำเสมอ นี่แสดงว่าพวกมันมาจากนอกระบบสุริยะ มิฉะนั้น เราคาดว่าพวกมันจะรวมตัวที่ระนาบของวงโคจรของดาวเคราะห์ การกระจายแบบสม่ำเสมอยังระบุด้วยว่าแหล่งกำเนิดอยู่ใกล้เราพอสมควรในกาแล็กซีของเราหรืออยู่ข้างนอกในระยะทางจักรวาลวิทยา

เพราะไม่เช่นนั้น พวกมันจะกระจุกตัวที่ระนาบของกาแล็กซีอีกครั้ง ในกรณีหลัง พลังงานที่ต้องใช้ในการอธิบายการระเบิดจะสูงเกินไปที่จะผลิตโดยหลุมดำขนาดเล็ก แต่ถ้าแหล่งกำเนิดอยู่ใกล้ อาจเป็นไปได้ว่าหลุมดำระเบิด ผมอยากให้เป็นอย่างนั้นมาก แต่ผมต้องตระหนักว่ายังมีคำอธิบายที่เป็นไปได้อื่นๆ สำหรับการปะทุของรังสีแกมมา เช่น การชนกันของดาวนิวตรอน การสังเกตการณ์ใหม่ในอีกไม่กี่ปีข้างหน้า โดยเฉพาะอย่างยิ่งโดยเครื่องตรวจจับคลื่นโน้มถ่วงเช่น LIGO จะช่วยให้เราสามารถค้นพบที่มาของการระเบิดของรังสีแกมมา

แม้ว่าการค้นหาหลุมดำดึกดำบรรพ์ (primordial black holes) จะเป็นไปได้ยากมาก อย่างที่เห็น แต่พวกมันให้ข้อมูลสำคัญในช่วงเริ่มต้นของจักรวาลแก่เรา หากจักรวาลในยุคแรกเกิดความโกลาหลหรือไม่สม่ำเสมอ หรือหากความดันของสสารอยู่ในระดับต่ำ อาจมีคนคาดหวังว่ามันจะสร้างหลุมดำดึกดำบรรพ์จำนวนมากเกินกว่าขีดจำกัดที่กำหนดไว้แล้วจากการสังเกตพื้นหลังรังสีแกมมา เฉพาะในกรณีที่จักรวาลยุคแรกมีความเรียบและสม่ำเสมอมาก ด้วยความกดดันสูง เราจะสามารถอธิบายการไม่ปรากฎหลุมดำดึกดำบรรพ์ที่สามารถสังเกตได้

Calum Scott – Rise

การค้นหารังสีฮอว์คิงจากหลุมดำดึกดำบรรพ์

ในปี 1974 นักฟิสิกส์ สตีเฟน ฮอว์คิง (Stephen Hawking) พยายามตอบคำถามว่าหลุมดำมีอุณหภูมิหรือไม่? การวิเคราะห์ของเขานำไปสู่แนวคิด: “การแผ่รังสีฮอว์คิง (Hawking radiation)” ของหลุมดำ การแผ่รังสีนี้ถูกสันนิษฐานว่าเกิดขึ้นจากความผันผวนของสูญญากาศควอนตัม (Quantum vacuum fluctuations) ซึ่งสามารถก่อให้เกิดคู่อนุภาคเสมือน (virtual particle pair) ของอนุภาค-ปฏิอนุภาค (particle-antiparticle)  ใกล้ขอบฟ้าเหตุการณ์ของหลุมดำ สนามโน้มถ่วงรุนแรงรอบหลุมดำส่งผลให้อนุภาคตัวหนึ่งตกลงไปในหลุมดำ ในขณะที่อีกตัวหนึ่งสามารถหลบหนีออกจากหลุมดำโดยแบกพลังงานออกไป และถูกปล่อยออกมาเป็นรังสีความร้อนที่เรียกว่า “รังสีฮอว์คิง” ส่งผลให้หลุมดำสูญเสียมวลและพลังงานไปตามกาลเวลา หากหลุมดำไม่ได้รับมวลเพียงพอที่จะชดเชยการสูญเสียมวลจากการแผ่รังสีฮอว์คิง มันจะสูญเสียมวลอย่างต่อเนื่องและในที่สุดก็จะระเหยไปหมด

ฮอว์คิงยังแสดงให้เห็นว่าปริมาณพลังงานของการแผ่รังสีฮอว์คิงที่ปล่อยออกมาจากหลุมดำนั้นแปรผกผันกับมวลของมัน หลุมดำที่มีมวลมากจะปล่อยรังสีฮอว์คิงที่มีอุณหภูมิต่ำกว่าและพลังงานต่ำกว่าออกมา และปล่อยรังสีฮอว์คิงออกมาน้อยกว่าด้วย เมื่อเทียบกับหลุมดำที่มีมวลน้อย หลุมดำที่มีมวลมากจึงสูญเสียมวลช้ากว่าและมีชีวิตอยู่ได้นานกว่าหลุมดำที่มีมวลน้อย โดยพื้นฐาน การระเหยหายไปของหลุมดำอันเนื่องจากการแผ่รังสีฮอว์คิง จะไม่สามารถเกิดกับหลุมดำที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์ของเราหรือใหญ่กว่านั้น ตัวอย่างเช่น หลุมดำที่มีมวลดวงอาทิตย์หนึ่งดวงจะใช้เวลา 10⁶⁴ ปีในการระเหยอย่างสมบูรณ์ ในขณะที่จักรวาลมีอายุ 13.7 พันล้านปี (1.37 x 10¹⁰ ปี) เท่านั้น ดังนั้นจึงไม่มีหลุมดำที่มีมวลเท่ากับดวงอาทิตย์หนึ่งดวงที่มีการระเหยไปจนหมด อย่างไรก็ตาม มวลขั้นต่ำของหลุมดำที่ก่อตัวจากการยุบตัวของดาวฤกษ์คือต้องมีมวลประมาณ 3 เท่าของดวงอาทิตย์

การตรวจสอบการแผ่รังสีฮอว์คิงตามคำทำนายของฮอว์คิงอาจเป็นไปไม่ได้ เนื่องจากหลุมดำขนาดมหึมาซึ่งมีอยู่จริงตามทฤษฎีในจักรวาลของเรานั้นมีอุณหภูมิต่ำมาก หลุมดำที่มีมวลเท่ากับมวลดวงอาทิตย์ของเราหนึ่งดวงอาจมีอุณหภูมิประมาณ 10^-8 K ในขณะที่หลุมดำมวลดวงอาทิตย์หนึ่งล้านดวงจะอยู่ที่ประมาณ 10^-14 K อุณหภูมิเหล่านี้อยู่เหนือ ‘ศูนย์สัมบูรณ์’ เพียงเล็กน้อยเท่านั้น ซึ่งน้อยกว่าอุณหภูมิของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (ประมาณ 2.7° K เหนือศูนย์สัมบูรณ์) ซึ่งเป็นรังสีที่ระลึกของบิกแบงที่แผ่ซ่านไปทั่วทั้งจักรวาล ดังนั้นจึงแทบเป็นไปไม่ได้เลยที่จะตรวจจับการแผ่รังสีฮอว์คิงจากหลุมดำเหล่านี้ เนื่องจากมีอุณหภูมิต่ำมากๆ

ดังได้กล่าวมาแล้ว ปริมาณพลังงานของการแผ่รังสีฮอว์คิงแปรผกผันกับมวลของมัน หลุมดำที่มีขนาดเล็กมากจะมีอุณหภูมิที่สูงมากและจะปล่อยรังสีออกมาในอัตราที่สูง ดังนั้นการตรวจจับรังสีฮอว์คิงจากหลุมดำที่มีขนาดเล็กมากและร้อนจัดจึงทางเลือกที่เป็นไปได้ หลุมดำขนาดเล็กเหล่านี้คือ หลุมดำดึกดำบรรพ์ (primordial black holes) ที่เชื่อว่าก่อตัวขึ้นในช่วงเวลาแรกของบิกแบงในช่วงเริ่มต้นของจักรวาล จากคำทำนายตามทฤษฎีของสตีเฟน ฮอว์คิง หลุมดำดึกดำบรรพ์ที่มีขนาดเล็กเท่ากับนิวเคลียสของอะตอมไปจนถึงหลายร้อยกิโลเมตร จะปล่อยพลังงานออกมาได้มากกว่าที่ดูดซับเข้าไป ซึ่งหมายความว่าเมื่อเวลาผ่านไป การแผ่รังสีฮอว์คิงจะทำให้หลุมดำดึกดำบรรพ์หดตัวเล็กลง และเมื่อมันมีขนาดเล็กลงเรื่อยๆ มันจะมีอุณหภูมิที่สูงขึ้นและแผ่รังสีออกมารุนแรงยิ่งขึ้น เนื่องจากอัตราการปล่อยอนุภาคจะเพิ่มขึ้นตามอุณหภูมิของหลุมดำ การระเหยของหลุมดำดึกดำบรรพ์ในระยะสุดท้ายของชีวิตจึงเป็นกระบวนการที่หนีไม่พ้นที่จะนำไปสู่การระเบิดอย่างรุนแรงเทียบเท่ากับระเบิดไฮโดรเจนที่ให้แรงระเบิดหลายล้านเมกะตัน ซึ่งการระเบิดนี้ให้รังสีแกมมาพลังงานสูงจำนวนมากพอที่จะตรวจจับได้

ฮอว์คิงคำนวณว่าหลุมดำดึกดำบรรพ์ใดๆ ที่มีมวลน้อยกว่า 10¹² กิโลกรัม (10¹⁵ กรัม) จะระเหยหายไปหมดแล้วในตอนนี้ แต่หลุมดำดึกดำบรรพ์ที่มีมวลมากกว่านี้อาจยังคงแฝงตัวอยู่ในจักรวาลในปัจจุบัน ถึงแม้นว่ายังไม่มีการตรวจพบรังสีฮอว์คิง แต่ในทางทฤษฎีมีความเป็นไปได้ที่พบรังสีนี้ผ่านการตรวจจับรังสีแกมมาพลังงานสูงจำนวนมาก

มีความพยายามในการค้นหารังสีฮอว์คิงจากหลุมดำดึกดำบรรพ์ โดยการตรวจจับรังสีแกมมาพลังงานสูงที่เกิดจากการระเบิดในช่วงเวลาสุดท้ายของการระเหยหายไปของหลุมดำดึกดำบรรพ์ หากหลุมดำมวลต่ำดังกล่าวยังคงดำรงอยู่ในจักรวาล เราควรจะสามารถสังเกตการระเบิดของหลุมดำที่อยู่ใกล้ๆ ในกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราได้ ดาวเทียม Fermi Gamma-ray Space Telescope ของ NASA ซึ่งเปิดตัวในปี 2008 ได้รับการออกแบบมาส่วนหนึ่งเพื่อค้นหารังสีแกมมาพลังงานสูงจากการระเบิดจากหลุมดำยุคดึกดำบรรพ์ การตรวจจับหลุมดำในยุคแรกเริ่มดังกล่าวจะเป็นการค้นพบที่สำคัญ ไม่เพียงแต่เป็นการยืนยันทฤษฎีของฮอว์คิงเท่านั้น แต่ยังให้ข้อมูลเชิงลึกอันมีค่าเกี่ยวกับประวัติศาสตร์ของจักรวาลยุคแรกอีกด้วย อย่างไรก็ตาม การค้นหารังสีแกมมาพลังงานสูงจากการระเบิดจากหลุมดำยุคดึกดำบรรพ์ยังคงดำเนินต่อไป ยังไม่มีรายงานหลักฐานเชิงบวกเกี่ยวกับการมีอยู่ของหลุมดำดึกดำบรรพ์และรังสีฮอว์คิง

Labrinth – Kill For Your Love

แนวคิดเรื่องการแผ่รังสีจากหลุมดำเป็นตัวอย่างแรกของการทำนาย ซึ่งอาศัยสองทฤษฎีที่ยิ่งใหญ่ของศตวรรษนี้ นั่นคือ ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและกลศาสตร์ควอนตัม สิ่งนี้ทำให้เกิดการต่อต้านอย่างมากในตอนแรกเพราะมันทำให้มุมมองที่มีอยู่แย่ลง: “หลุมดำจะปล่อยอะไรออกมาได้อย่างไร” เมื่อผมประกาศผลการคำนวณของผมครั้งแรกในการประชุมที่ห้องปฏิบัติการรัทเธอร์ฟอร์ด-แอปเปิลตัน ใกล้เมืองอ็อกซ์ฟอร์ด ผมได้รับการต้อนรับด้วยความไม่เชื่อในเรื่องการแผ่รังสีของหลุมดำ ในตอนท้ายของการบรรยายของผม ประธานการประชุมเซสชั่น จอห์น จี. เทย์เลอร์ (John G. Taylor) จากคิงส์คอลเลจ ลอนดอน อ้างว่ามันเป็นเรื่องไร้สาระทั้งหมด เขายังเขียนบทความเกี่ยวกับผลกระทบนั้น

อย่างไรก็ตาม ในท้ายที่สุด คนส่วนใหญ่รวมทั้งจอห์น เทย์เลอร์ ได้ข้อสรุปว่าหลุมดำจะต้องเปล่งแสงเหมือนวัตถุร้อน หากแนวคิดอื่นๆ ของเราเกี่ยวกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและกลศาสตร์ควอนตัมถูกต้อง ดังนั้น แม้ว่าเราจะยังไม่สามารถตรวจพบหลุมดำดึกดำบรรพ์ แต่ก็มีข้อตกลงทั่วไปว่าถ้าเราพบ มันจะต้องปล่อยรังสีแกมมาและรังสีเอกซ์ออกมาเป็นจำนวนมาก

การมีอยู่ของรังสีจากหลุมดำดูเหมือนจะบอกเป็นนัยว่า การยุบตัวโดยแรงโน้มถ่วงนั้นไม่ใช่จุดสิ้นสุดและไม่สามารถย้อนกลับได้ดังที่เราเคยคิดไว้ หากนักบินอวกาศตกลงไปในหลุมดำ มวลของมันจะเพิ่มขึ้น แต่ในที่สุด พลังงานที่เทียบเท่ากับมวลพิเศษนั้นจะถูกส่งกลับคืนสู่จักรวาลในรูปของรังสี ดังนั้น ในความหมายหนึ่ง นักบินอวกาศจะถูกนำกลับมาใช้ใหม่ “รีไซเคิล” มันจะเป็นอมตะที่น่าสงสาร อย่างไรก็ตาม เพราะแนวคิดส่วนตัวใดๆ เกี่ยวกับเวลาสำหรับนักบินอวกาศเกือบจะถึงจุดจบเมื่อเขาถูกฉีกเป็นชิ้น ๆ ภายในหลุมดำ! แม้แต่ประเภทของอนุภาคที่ปล่อยออกมาจากหลุมดำ ในท้ายที่สุดก็ยังแตกต่างจากอนุภาคที่ประกอบขึ้นเป็นนักบินอวกาศ: คุณลักษณะเดียวของนักบินอวกาศที่จะอยู่รอดได้ก็คือมวลหรือพลังงานของเขา

การคำนวณที่ผมใช้เพื่อหาค่าที่ปล่อยออกมาจากหลุมดำควรทำงานได้ดีเมื่อหลุมดำมีมวลมากกว่าเศษส่วนของกรัม อย่างไรก็ตาม เมื่อสิ้นสุดอายุขัยของหลุมดำ หลุมดำจะสลายตัวเมื่อมวลของมันมีขนาดเล็กมาก ผลลัพธ์ที่เป็นไปได้มากที่สุดคือหลุมดำจะหายไป อย่างน้อยก็จากพื้นที่ในจักรวาลของเรา มันจะนำพานักบินอวกาศและภาวะเอกฐาน (singularity) ใดๆ ที่อาจอยู่ภายในนั้นไปด้วย หากมีอยู่จริง นี่เป็นข้อบ่งชี้แรกที่กลศาสตร์ควอนตัมอาจลบภาวะเอกฐานที่ทำนายโดยทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป

อย่างไรก็ตาม วิธีการที่ผมและคนอื่นๆ ใช้ในการศึกษาผลกระทบของควอนตัมของแรงโน้มถ่วงในปี 1974 ไม่สามารถตอบคำถามได้ เช่น ภาวะเอกฐานจะเกิดขึ้นในแรงโน้มถ่วงควอนตัมหรือไม่ ตั้งแต่ปี 1975 เป็นต้นไป ผมจึงเริ่มพัฒนาแนวทางที่ทรงพลังกว่าสำหรับแรงโน้มถ่วงควอนตัมตามแนวคิดของริชาร์ด ไฟน์แมน (Richard Feynman) เกี่ยวกับผลรวมของประวัติศาสตร์ (sum over history)

คำตอบของแนวทางนี้ชี้ให้เห็นถึงต้นกำเนิดและชะตากรรมของจักรวาลและเนื้อหาของจักรวาลจะถูกอธิบายในสองบทถัดไป เราจะเห็นว่ากลศาสตร์ควอนตัมยอมให้จักรวาลมีจุดเริ่มต้นที่ไม่ใช่ภาวะเอกฐาน ซึ่งหมายความว่ากฎของฟิสิกส์ไม่จำเป็นต้องถูกทำลายในเวลากำเนิดจักรวาล สถานะของจักรวาลและเนื้อหาของจักรวาล เช่นเดียวกับของเรา ถูกกำหนดโดยกฎฟิสิกส์ทั้งหมด ในขอบเขตที่กำหนดโดยหลักการความไม่แน่นอน (Uncertainty principle)

การรวมทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและกลศาสตร์ควอนตัม

เพื่ออธิบายวิธีการทำงานของธรรมชาติ ฟิสิกส์ของศตวรรษที่แล้วถูกครอบงำโดยสองทฤษฎีที่ยิ่งใหญ่: ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและกลศาสตร์ควอนตัม ความขัดแย้งระหว่างทั้งสองซีกของฟิสิกส์เกิดขึ้นมานานกว่าหนึ่งศตวรรษ

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (Theory of general relativity) อธิบายถึงปฏิสัมพันธ์ของความโน้มถ่วงกับวัตถุขนาดใหญ่และหนัก เช่น ดาวเคราะห์ ดาวฤกษ์ หรือกาแล็กซี่ ในศตวรรษที่ผ่านมาการคาดการณ์ของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปได้รับการตรวจสอบซ้ำแล้วซ้ำอีก จากการตรวจวัดความแม่นยำที่ทันสมัยของนักวิทยาศาสตร์ และได้ผ่านการพิสูจน์ว่ามีความถูกต้อง แต่ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปไม่ได้อธิบายพฤติกรรมของอนุภาคย่อยของอะตอม 

กลศาสตร์ควอนตัม (Quantum mechanics) อธิบายถึงปฏิสัมพันธ์ที่ไม่ใช่ความโน้มถ่วงระหว่างวัตถุขนาดเล็กที่เบา เช่น อะตอมหรืออนุภาคมูลฐาน โดยมีความน่าจะเป็นมากกว่าผลลัพธ์ที่แน่นอน 

ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป หลุมดำเป็นพื้นที่อวกาศ-เวลาที่มีสนามความโน้มถ่วงที่แข็งแกร่ง สสารและพลังงานทั้งหมดในบริเวณโดยรอบถูกดึงเข้าสู่หลุมดำด้วยแรงดึงดูดมหาศาล เพื่อที่จะหลบหนีออกจากหลุมดำความเร็วในการหลบหนีต้องสูงกว่าความเร็วแสง ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษของไอน์สไตน์ (Theory of special relativity) ไม่มีสิ่งใดในจักรวาลสามารถเคลื่อนที่ได้เร็วกว่าแสง ดังนั้นสสารหรือพลังงานเมื่อตกไปในหลุมดำแล้ว จะไม่สามารถข้าม Event Horizon ย้อนกลับไปสู่ภายนอกได้ ดังนั้นหลุมดำควรมีสีดำสนิท และมีการสะสมมวลจนมีขนาดใหญ่ขึ้นเรื่อยๆ 

แต่เมื่อเราพิจารณาหลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์ก (Heisenberg’s Uncertainty Principle) ซึ่งเป็นทฤษฎีพื้นฐานในกลศาสตร์ควอนตัม เราจะได้ภาพอื่น มีความไม่แน่นอนในตำแหน่งของอนุภาคและความไม่แน่นอนในโมเมนตัมหรือความเร็ว จึงเป็นไปไม่ได้ที่จะสังเกตเห็นอนุภาคที่เคลื่อนที่เร็วกว่าแสง หลักการนี้จึงอนุญาตให้อนุภาคเคลื่อนที่ได้ด้วยความรวดเร็วยิ่งยวดและหนีออกจากหลุมดำได้ 

ในปี 1974 สตีเฟน ฮอว์คิง (Stephen Hawking) ได้ปฏิวัติวิธีคิดเกี่ยวกับหลุมดำ เขาค้นพบว่าเมื่อนำกฎควอนตัมที่ควบคุมฟิสิกส์ของอะตอมและอนุภาคมูลฐานไปใช้กับหลุมดำ สมการคณิตศาสตร์ของเขาแสดงให้เห็นผลลัพธ์ที่น่าประหลาดใจ นั่นคือ ที่จริงแล้วหลุมดำไม่ใช่ “สีดำ” อย่างสมบูรณ์แบบ มีบางสิ่งสามารถหลบหนีออกจากหลุมดำ  เนื่องจากปรากฏการณ์ทางควอนตัมเป็นแบบสุ่ม (random) จึงไม่สามารถระบุได้อย่างมั่นใจว่าอนุภาคชนิดใดจะหลบหนีหรือในเวลาใดที่จะทำเช่นนั้น ผลลัพธ์ที่เกิดขึ้น เมื่อเวลาผ่านไปจะเกิดการไหลของอนุภาคและพลังงานอย่างต่อเนื่อง ซึ่งถูกปล่อยออกมาเป็นรังสีความร้อนเช่นเดียวกับวัตถุดำ (Black body) ที่แผ่ความร้อนออกไปสู่สิ่งแวดล้อม รังสีนี้ได้รับการตั้งชื่อตามผู้ค้นพบ เรียกว่า “รังสีฮอว์คิง (Hawking radiation)” ซึ่งทำให้หลุมดำเรืองแสงเล็กน้อย พลังงานที่สูญเสียไปจากการแผ่รังสีฮอว์คิงจะทำให้หลุมดำมีมวลลดลงอย่างช้าๆ และระเหยไปในที่สุด นี้เป็นหนึ่งในการเชื่อมโยงที่ลึกซึ้งที่สุดที่เคยมีมาระหว่างโลกของฟิสิกส์ควอนตัมกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์

การแผ่รังสีฮอว์คิงมีอิทธิพลอย่างมากต่อการแสวงหา “ฟิสิกส์ใหม่” ซึ่งเป็น “ทฤษฎีของทุกสิ่ง (Theory of Everything)” ที่สามารถรวมทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปเข้ากับกลศาสตร์ควอนตัม หากถูกต้อง อาจทำให้นักวิจัยก้าวไปข้างหน้าในความรู้เกี่ยวกับวิธีที่ฟิสิกส์ที่เล่นกับเครื่องชั่งที่เล็กที่สุดสามารถเข้ากันได้กับสิ่งที่เกิดขึ้นในเครื่องชั่งจักรวาลที่ใหญ่ที่สุด

LSD – No New Friends ft. Labrinth, Sia, Diplo

จบบทที่ 7

• Facebook
• Twitter
• Line