เรารู้ได้อย่างไรว่าเอกภพกำลังขยายตัว และเหล่านักดาราศาสตร์เขาวัดอัตราการขยายตัวของเอกภพได้อย่างไร??
วันนี้จะมาเล่าถึงวิธีการที่นักดาราศาสตร์เขาวัดอัตราการขยายตัวของเอกภพให้ฟัง
จากโพสเมื่อวานกับภาพTime-lapse ของซูเปอร์โนวาในกาแล็กซี่อันห่างไกล วันนี้ก็จะมาเล่าต่อว่าทำไมนักดาราศาสตร์ทั่วโลกถึงได้สนใจเฝ้าดูการระเบิดของซูเปอร์โนวาประเภท la นี้กันเป็นพิเศษ
ก่อนไปถึงตรงนั้นเริ่มจากคำถามแรกก่อนว่า "รู้ได้อย่างไรว่าเอกภพที่เราอยู่นี้กำลังขยายตัว?"
คำตอบก็คือด้วยการสังเกตปรากฎการณ์ Doppler ของแสงที่มาจากกาแล็กซี่ที่อยู่ห่างไกลออกไป
ผู้สังเกตทั้งสองคนจะเห็นการเลื่อนตัวของแถบคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ต่างกัน
ด้วยการสังเกตการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งโดยมากเป็นแสงที่ตามองเห็นเมื่อมีการเปล่งแสงหรือสะท้อนกับวัตถุ แล้วเกิดปรากฏการณ์ด็อพเพลอร์ที่ทำให้สเปกตรัมของคลื่นเลื่อนตัวไปในทางฝั่งสีแดงหรือสีน้ำเงินของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า
การเลื่อนไปทางสีแดงหมายถึงการที่ผู้สังเกตหรืออุปกรณ์ตรวจจับได้รับรังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่มีความยาวคลื่นเพิ่มขึ้นเมื่อเทียบกับแหล่งกำเนิดซึ่งหมายความว่าแหล่งกำเนิดกำลังวิ่งออกห่างจากผู้สังเกต ถ้าวัตถุกำลังวิ่งเข้าหาเราก็จะเห็นการเลื่อนไปทางสีน้ำเงิน
Red-blue shifted และแสงปกติ
ทั้งนี้คนส่วนใหญ่รับรู้ว่า Edwin Hubble เป็นผู้ค้นพบว่าเอกภพกำลังขยายตัว แต่รู้หรือไม่ว่าก่อนหน้านั้นได้มีนักบวชและนักดาราศาสตร์ชาวเบลเยียมชื่อ Georges Lemaitre ได้เสนอรายงานว่าในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของ Einstein มีข้อสรุปหนึ่งที่แสดงเป็นนัยยะให้เห็นว่าเอกภพกำลังขยายตัว
แต่รายงานของเขาเขียนเป็นภาษาฝรั่งเศสจึงไม่ได้เป็นที่รับรู้ของคนทั่วไปในตอนแรก
Lemaitre บาทหลวงที่ตั้งข้อสังเกตถึงการขยายตัวของเอกภพในช่วงก่อนที่ ฮับเบิล จะแถลงกฎของฮับเบิล
ซึ่งต่อมาในปี 2017 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (International Astronomical Union IAU) ได้มีมติเปลี่ยนชื่อกฎของฮับเบิล (Hubble’s law) เป็นชื่อกฎของ Hubble-Lemaitre (เลอแมตร์) เพื่อให้เกียรติแก่เขา
สำหรับชื่อ “ค่าคงตัว Hubble” นั้น ก็ยังให้ใช้ชื่อเดิม
แล้วค่าคงตัว Hubble คืออะไร??
คำตอบก็คือค่าคงที่ของอัตราการขยายตัวของเอกภพนั่นเอง
โดยในปี 1925 ฮับเบิลกับศิษย์ชื่อ Milton Humason ก็ได้แถลงกฎของ Hubble ว่า ความเร็วของกาแล็กซีเป็นปฏิภาคโดยตรงกับระยะทางที่มันอยู่ห่างจากโลก
Edwin Hubble ที่มาของชื่อกล้องโทรทัศน์ฮับเบิล
กฎของ Hubble จะอยู่ในรูปสูตร Ho = v/d เมื่อ
Ho คือค่าคงตัว Hubble
v คือความเร็วของกาแล็กซี
d คือระยะทางที่กาแล็กซีอยู่ห่างจากโลก
ดังนั้น การรู้ค่า v และ d ของกาแล็กซีอย่างถูกต้องจะทำให้ได้ค่า Ho ที่ดีที่สุด หรือถ้ารู้ค่า Ho และ v อย่างแม่นยำ เราก็จะรู้ค่า d ซึ่งเป็นระยะทางที่กาแล็กซีอยู่ห่างจากโลกได้
แล้วเราจะหาค่า v และ d ที่แม่นยำได้อย่างไร?
ก็มาถึง 3 ขั้นตอนในการหาค่าคงตัวของฮับเบิล (Hubble constant)
3 ขั้นตอนสู่การหาค่าคงตัวของฮับเบิล (Hubble constant)
ขั้นแรก เราต้องหาไม้เมตรมาวัดระยะทางของดาวและกาแล็คซี่ต่าง ๆ ที่ลอยอยู่เต็มท้องฟ้าเสียก่อน แล้วเขาวัดกันได้ยังไง??
ก็ใช้วิธีดูเทียนครับ หลักการคือเมื่อเราอยู่ห่างจากแหล่งกำเนิดแสงเป็นระยะทางมากขึ้นเท่าตัวความสว่างที่เห็นก็จะลดลงเป็นทวีคูณ หรือความเข้มในการส่องสว่างแปรผกผันกับระยะทางยกกำลังสอง
ความสว่างของเทียนที่เราเห็นจะยิ่งริบหรี่เป็นทวีคูณเมื่อเรายืนห่างไกลออกไป
อ่าว แล้วเราจะรู้ได้ไงว่าดาวนั้นอยู่ห่างจากเราแค่ไหน ก็เราไม่รู้นี่ว่าแท้จริงแล้วดาวหรือกาแล็กซี่นั้น ๆ มันมีความสว่างแท้จริงอยู่เท่าใด จ้องมองหลอดไฟ 20 วัตต์ห่างไป 100 เมตรมันก็สว่างเท่ามองหลอดไฟ 40 วัตต์แต่ยืนห่าง 200 เมตรนี่
เราก็ต้องหาเทียนที่รู้แน่ ๆ ว่ามันสว่างเท่าใดนั่นเอง ซึ่งเราก็ไม่รู้อีกว่าแท้จริงแล้วดาวแต่ละดวงสว่างเท่าไหร่กันแน่
แต่เรามีวิธีครับ ด้วยการมองหาดาวแปรแสงประเภทที่เรียกว่า ดาวแปรแสงเซฟีด Cepheids ซึ่งดาวประเภทนี้มีการหรี่แสงเป็นคาบเวลาที่แน่นอน
ดาวแปรแสงเซฟีด มีการหรี่แสงเป็นรอบเวลาที่ชัดเจน
ด้วยข้อมูลการหรี่แสงที่มีคาบชัดเจนเราจะสามารถคำนวนย้อนหาความสว่างแท้จริงของดาวดวงนั้นได้ และเมื่อเทียบกับความสว่างที่ปรากฎในภาพถ่ายก็จะสามารถคำนวนย้อนกลับไปหาตำแหน่งดาวนั้นได้ว่าอยู่ห่างจากเราเท่าไหร่กันแน่
และนี่คือก้าวแรกของการหาแท่งเทียนไขอวกาศที่จะเป็นไม้เมตรอวกาศเพื่อใช้ในการหาระยะทางของวัตถุที่อยู่ไกลออกไปอีก
Henrietta Swan Leavitt ผู้ค้นพบและศึกษาดาวแปรแสงเซฟีดกว่า 2,400 ดวงซึ่งนักดาราศาสตร์ได้ใช้เป็นเทียนไขอวกาศ ด้วยเพราะรู้ตำแหน่งระยะห่างของพวกมันอย่างชัดเจน
ซึ่งเราจะใช้เจ้าดาวเซฟีดเหล่านี้เพื่อหาระยะห่างของวัตถุอื่น ๆ ในอวกาศต่อไป ด้วยเทคนิคที่เรียกว่าแพรัลแลกซ์ (parallax)
โดยแพรัลแลกซ์นั้น คือการย้ายตำแหน่งปรากฏของวัตถุเมื่อผู้สังเกตอยู่ในตำแหน่งที่ต่างกัน
การสังเกตดูการเปลี่ยนตำแหน่งของดาวแปรแสงเซฟีดผ่านปรากฎการณ์แพรัลแลกซ์
ในช่วงแรกเราจะใช้โลกเป็นจุดสังเกตที่ต่างกันในระยะเวลาประมาณ 6 เดือนเพื่อให้โลกอยู่ในตำแหน่งสังเกตที่อยู่ฝั่งตรงกันข้ามของดวงอาทิตย์ ซึ่งจะได้ระยะห่างของการสังเกตกว้างถึง 2 AU (1AU = 149,597,871 กิโลเมตร)
ยิ่งดาวอยู่ใกล้โลกการเปลี่ยนตำแหน่งดาวที่ปรากฎในภาพบนท้องฟ้าก็ยิ่งมาก มุมแพรัลแลกซ์ก็ยิ่งเยอะ
ยิ่งใกล้มุมยิ่งกว้าง
ซึ่งในช่วงแรกการใช้วิธีแพรัลแลกซ์สังเกตจากบนโลกนั้นมีความคลาดเคลื่อนจากการที่ฝุ่นละอองในบรรยากาศ และกลุ่มแก๊สในอวกาศบดบังความสว่างจริงจนลดทอดลงไปได้
และยังมีข้อจำจัดในการวัดระยะดาวที่อยู่ไกลมาก ๆ เกิน 1,000 ปีแสงไม่ได้ เพราะมุมแพรัลแลกซ์ที่สังเกตได้นั้นเล็กมากจนไม่เห็นความแตกต่าง
กล้องฮับเบิลและกล้อง Gaia ทำงานร่วมกันในการขยายขอบเขตการมองแพรัลแลกซ์
แต่ปัจจุบันด้วยการทำงานร่วมกันของกล้องฮับเบิลและกล้อง Gaia ของ ESA ทำให้เราสามารถขยายขอบเขตการระบุตำแหน่งของเหล่าแท่งเทียนอวกาศเหล่านี้ได้ออกไปไกลถึง 12,000 ปีแสงจากโลก
ซึ่งก็จะเห็นได้กว่ากล้องฮับเบิลนั้นมีงานชุกขนาดไหน นั่งจ้องสาวนางหนึ่งอยู่เพื่อนก็มาสะกิดให้ไปมองสาวอื่นอีกแล้ว นึกแล้วก็เหนื่อยแทนเลยจริง ๆ
ขอบเขตการมองแพรัลแลกซ์ในปัจจุบัน
ขั้นตอนต่อไปก็ขยายขอบเขตการหาระยะห่าง ออกไปยังกาแล็คซี่ที่อยู่ใกล้เคียงกับกาแล็คซี่ทางช้างเผือกของเรา
โดยการมองหาดาวแปรแสงเซฟีดในกาแล็คซี่เหล่านั้น หรือมองหาแท่งเทียนพรรษาในกาแล็คซี่เหล่านั้น ซึ่งแท่งเทียนยักษ์ที่ว่านี้ก็คือซูเปอร์โนวาประเภท la นั่นเอง
ชั้นตอนการเกิดซูเปอร์โนวาประเภท la
ซึ่งซูเปอร์โนวาประเภทนี้เรารู้แน่ ๆ ว่ามันมีความสว่างมากสุดเท่าไหร่ รูปแบบและช่วงเวลาการหรี่แสงเป็นยังไง ทำให้เมื่อเราเห็นซูเปอร์โนวาประเภทนี้เราก็สามารถคำนวนย้อนกลับหาตำแหน่งได้อย่างแม่นยำ
และสำหรับกาแล็คซี่ที่อยู่ไกลออกไปมาก ๆ นั้นการมองหาดาวหรี่แสงเซฟีดย่อมเป็นไปไม่ได้ ดังนั้นแท่งเทียนเดียวที่เราจะเห็นได้ก็คือ ซูเปอร์โนวาประเภท la นั่นเอง
การขยายขอบเขตการหาตำแหน่งของกาแล็คซี่ต่าง ๆ ที่อยู่ห่างไกลออกไปต้องอาศัยการสังเกต ซูเปอร์โนวาประเภท la
สองขั้นตอนก่อนหน้านี้ใช้ในการหาค่า d ในสมการ เราจะไปต่อในขั้นตอนสุดท้ายคือการหาค่า v ในสูตร Ho = v/d หรือความเร็วของวัตถุนั่นเอง
เราก็ใช้การหาความเร็วจากค่าการเลื่อนตัวไปทางสีแดงของแถบคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าหรือ Redshifted ยิ่งเลื่อนมากก็แสดงว่ามีความเร็วมาก
เมื่อได้ข้อมูลทั้ง 2 ค่านี้แล้วเราก็จะสามารถนำไปคำนวนหาค่า Ho ได้
แล้วจะรู้ไปทำไมเจ้าค่า Ho รู้แล้วได้อะไร?
เพราะเราอยากรู้ว่าเอกภพขยายตัวในอัตราเร็วเท่าไหร่ ค่าที่ได้จะสามารถบอกได้ว่าเอกภพของเรามีอายุเท่าใดกันแน่ จะมีจุดสิ้นสุดในสภาพใด ทฤษฎี Big Bang สมบูรณ์เพียงใด
ซึ่งนักดาราศาสตร์พบว่าธรรมชาติมีค่าคงตัวค่าหนึ่งที่สามารถตอบคำถามเหล่านี้บางส่วนได้ซึ่งค่านั้นก็คือ ค่าคงตัวฮับเบิลนี้เอง
เอกภพมีอายุเท่าไหร่แล้ว แล้วมันจะไปพบจุดจุบเช่นใด ค่า Ho อาจให้คำตอบนั้นได้
ซึ่งเราก็หาได้แล้ว งั้นก็คงจบบทความแต่เพียงเท่านี้ สวัสดี..
แต่เดี๋ยวก่อน!! เรื่องมันไม่ง่ายอย่างนั้นนะซิ เพราะค่า Ho ที่คำนวนได้ในปัจจุบันนั้นมันมีคนหากันมาได้หลายค่าแล้วนะซิ
และมันก็ไม่เท่ากันด้วย ทีนี้จะใช้ค่าไหนยังไงกันดีละ??
ค่า Ho ที่คำนวนได้จากหลากหลายวิธีและหลากหลายทีม หลากหลายอุปกรณ์
โดยค่า Ho ที่คำนวนได้นั้นแบ่งได้เป็น 3 กลุ่มใหญ่คือ
1. กลุ่มค่าสีดำ หาโดยวิธีที่กล่าวมาข้างต้น ซึ่งหาค่ามาได้อยู่ประมาณ 74 ± 1.4 กิโลเมตร/วินาที/megaparsec
2. กลุ่มค่าสีแดง โดยทีมนักดาราศาสตร์ขององค์การ European Space Agency ซึ่งได้ใช้ดาวเทียม Planck ศึกษาคลื่นไมโครเวฟภูมิหลัง (Cosmic Microwave Background, CMB) วัดค่า Ho ได้ 67.8 ± 1.3 กิโลเมตร/วินาที/megaparsec
3. วิธีการอื่น ๆ (ค่าสีน้ำเงิน) ซึ่งค่ายังค่อนข้างกระจายตัว
จะเห็นได้ว่าค่า Ho ที่วัดได้จึงมีค่าตั้งแต่ 67.8 จนกระทั่งถึง 74 ซึ่งดูแตกต่างกันอาจจะไม่มาก แต่เมื่อนักวิจัยทุกคนอ้างว่าอุปกรณ์และเทคนิคการวัดของทุกทีมดีหมด แล้วค่า Ho จริงคือเท่าไหร่กันแน่
นี่จึงเป็นที่มาของสถานการณ์ความตึงเครียดในการหาค่า Ho ที่เป็นอยู่ในปัจจุบัน
และก็ยังคงมีการพัฒนาเทคนิคใหม่ ๆ ในการคำนวนค่า Ho ออกมาอยู่เรื่อย ๆ จากหลาย ๆ ทีมนักวิจัย
Jame webb telescope ความหวังของมวลมนุษยชาติ
ซึ่งการที่จะหาค่า Ho ได้อย่างแม่นยำนั้นต้องอาศัยการวัดค่าต่าง ๆ ที่มีความแม่นยำสูง เมื่อกล้องโทรทัศน์อวกาศ Jame webb ถูกส่งขึ้นประจำการและใช้งาน
ด้วยความสามารถในการตรวจวัด ความสามารถในการมองที่ไกลกว่า เราคงจะได้ข้อมูลเพื่อนำมาปรับการคำนวนค่า Ho ที่สามารถเป็นที่ยอมรับใช้กันได้ทั่วไปเสียที
Source:
- 11
ดูเพิ่มเติมในซีรีส์
โฆษณา
- ดาวน์โหลดแอปพลิเคชัน
- © 2024 Blockdit
