สารบัญ

ดร. อรรถกฤต ฉัตรภูติ

ภาควิชาฟิสิกส์์ คณะวิทยาศาสตร์

จุฬาลงกรณ์มหาวิทยาลัย

นักเขียนประจำ วิชาการ.คอม

ในช่วงหนึ่งร้อยปีที่ผ่านมาความรู้ความเข้าใจ เกี่ยวกับเอกภพได้ก้าวหน้าอย่างรวดเร็ว
จุดเริ่มต้นนั้นเริ่มจากการค้นพบ ทฤษฎีสัมพัทธภาพของไอนสไตน์ในปีค.ศ. 1907 นับแต่นั้นนักฟิสิกส์ได้เริ่มสร้างแบบจำลองของเอกภพ
โดยประยุกต์ทฤษฎีสัมพัทธภาพ ของไอน์สไตน์เข้ากับหลักการ Cosmological principle ไอนสไตน์และนักดาราศาสตร์
คนอื่นๆสร้างแบบจำลองเอกภพโดยคิดว่าเอกภพนั้นเสถียร ไม่มีการขยายหรือหดตัว



จนกระทั้งในปี ค.ศ.1929 เอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) ได้ค้นพบว่ากาแล็คซี่ต่างๆ
ที่อยู่ห่างจากกาแล็กซี่ทางช้างเผือกออกไป ได้เคลื่อนที่ถอยห่างออกจากเราไปเรื่อยๆ
ความเร็วที่กาแล็กซี่เหล่านั้นเคลื่อนที่ออกจากเราแปรผันตรงกับระยะห่างของกาแล็กซี่
ฮับเบิลพบว่า ยิ่งห่างจากโลกมากเท่าไหร่ กาแล็กซีเหล่านั้นยิ่งวิ่งถอยห่างออกไปเร็วขึ้น
ผลการสังเกตุนี้ถูกตั้งเป็นกฎสากลที่เรียกกันว่า "กฎของฮับเบิล"





ภาพแสดงเออวิน ฮับเบิล และกล้องดูดาวของเขาที่ภูเขาวิลสัน

ภาพจากโครงการ MAP (Microwave
anisometry Probe) องค์การนาซ่า



การค้นพบของฮับเบิลนับเป็นการค้นพบที่ยิ่งใหญ่ที่สุดอันหนึ่งของศตวรรษที่ 20 เลยทีเดียว
จากกฎของฮับเบิลทำให้นักวิทยาศาสตร์สรุปได้ว่า เอกภพทั้งหมดทุกๆจุดนั้นกำลังขยายตัว
และจากกฎของฮับเบิลซึ่งกล่าวว่าอัตราเร็วของกาแล็กซี่ที่วิ่งออกจากกันนั้นขึ้นอยู่กับระยะห่าง
ระหว่างกาแล็กซี่ทั้งสองเพียงอย่างเดียวเท่านั้น แสดงให้เห็นว่าไม่ว่าเราจะอยู่ตำแหน่งใดในจักรวาล
ก็จะสามารถสังเกตุเห็นการขยายตัวของเอกภพได้ในลักษณะเดียวกัน ซึ่งสอดคล้องกับหลัการ
Cosmological principle



จากข้อเท็จจริงที่ว่าเอกภพขยายตัวนั้นชี้ให้นักวิทยาศาสตร์เชื่อว่าเอกภพน่าจะมีจุดเริ่มต้น
ซึ่งเป็นที่มาของทฤษฎีบิกแบง ซึ่งเริ่มพัฒนาในปี ค.ศ. 1948 นักวิทยาศาสตร์ชาวรัสเชีย
จอร์ด กามอฟ (George Gamow) ซึ่งเสนอว่าภาพเอกภพเมื่อแรกกำเนิดอยู่ในสภาพที่ร้อนจัด
และมีพลังงานมากมายมหาศาล นอกจากนั้นกามอฟยังเสนอว่าคลื่นพลังงานที่ปลดปล่อยออกมา
เมื่อครั้งเอกภพยังเยาว์วัยนั้น ยังหลงเหลืออยู่จนถึงเวลาปัจจุบัน เป็นพลังงานคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า
ที่แผ่ไปทั่วจักรวาล พลังงานดังกล่าวรู้จักกันในชื่อ Cosmic Microwaw Background
Radiation (CBR)
โดยกามอฟและลูกศิษย์ของเขา สามารถที่จะคำนวนอุณหภูมิของการแผ่นคลื่นพลังงานดังกล่าวได้
ประมาณ 2.7 เคลวิน ( หรือ -270.3 องศาเซลเซียส ) โดยที่ CBR นั้นถูกค้นพบในอีก 20
ปีให้หลัง
ซึ่งเป็นข้อสนับสนุนทฤษฎีบิกแบงได้เป็นอย่างดี





จากทฤษฎีบิกแบงที่เสนอว่าเอกภพมีจุดเริ่มต้นในอดีต ทำให้นักวิทยาศาสตร์กระหายอยากรู้
อนาคตของเอกภพ ตามทฤษฎีสัมพัทธภาพของไอน์สไตน์นั้นการเปลี่ยนแปลงต่างๆในเอกภพ
จะขึ้นอยู่กับปริมาณมวลสารและพลังงานที่บรรจุอยู่ในเอกภพ ถ้ามวลสารในเอกภพมีค่าน้อย
เอกภพก็จะขยายตัวออกไปเรื่อยๆ ในกรณีนี้กาแล็กซี่ต่างๆจะวิ่งห่างออกจากกัน ทำให้อุณหภูมิ
ของจักรวาลลดลงเรื่อยๆ จักรวาลจะเข้าสู่ยุคน้ำแข็ง หรือที่เรียกกันว่า Big Chill
ในทางกลับกัน ถ้ามวลสารและพลังงานในเอกภพมีค่ามาก แรงโน้มถ่วงจากสสารเหล่านี้
ก็จะเพียงพอที่จะชะลอการขยายตัวของจักรวาล และดึงให้เอกภพหดตัวลงเลื่อยๆ
ในขณะเดียวกันอุณหภูมิของเอกภพก็จะสูงขึ้น และกาแล็กซีต่างๆจะเข้ามาชนกัน ทำให้อุณหภูมิ
ของเอกภพจะสูงขึ้น และยุบตัวลงในที่สุด ซึ่งเป็นสภาพที่เรียกว่า Big Crunch



ปริมาณมวลสารในเอกภพนอกจากจะชะตากรรมของเอกภพแล้ว ยังบอกถึงคุณสมบัติ
ทางเรขาคณิตของอวกาศ (Space) อีกด้วย ผลการทดลองทางดาราศาสตร์เมื่อปีค.ศ. 1999
แสดงให้เห็นว่าเอกภพนั้นมีลักษณะแบนเหมือนแผ่นกระดาษ



คำว่าแบนในที่นี้เป็นความหมายในทางคณิตศาสตร์ ไม่ได้หมายความว่าเอกภพแบนราบเป็นแผ่น
แต่บอกว่าคุณสมบัติทางเรขาคณิตของเอกภพนั้นเหมือนกับเรขาคณิตบนแผ่นกระดาษแบนๆ





เรขาคณิตในบนแผ่นกระดาษนั้นเรียกกันว่าเรขาคณิตแบบยูคลิด (Eucledian Geometry)
ซึ่งต่างกับเรขาคณิตบนผิวของทรงกลม หรือบนผิวของกราฟอานม้า ดังแสดงในรูปข้างบน



เรขาคณิตแบบยูคลิดนั้นเป็นเรขาคณิตที่มีปฎิบัติตามกฎของเรขามาตราฐาน เช่น มุมภายใน
ของรูปสามเหลี่ยมใดๆจะมีค่ารวมกันได้ 180 องศาเสมอ ในขณะที่มุมภายในของรูปสามเหลี่ยม
ที่วาดบนผิวของลูกฟุตบอลนั้น เมื่อรวมมุมภายในของสามเหลียมใดๆ จะมีค่ามากกว่า 180
องศา
นักคณิตศาสตร์แบบประเภทของพื้นผิวที่มีคุณสมบัติแบบนี้ว่าเป็นประเภท อวกาศแบบปิด
ในทำนองเดียวกันเราจะพบว่ามุมภายในของสามเหลี่ยมที่อยู่บนกราฟรูปอานม้าดังรูปข้างบนนั้น
จะมีค่ารวมกันได้น้อยกว่า 180 องศา และจัดอยู่ในประเภทที่เรียกว่า อวกาศแบบเปิด
ส่วนพื้นผิวที่เป็นไปตามเรขาคณิตของยูคลิดนั้นรวมเรียกว่า อวกาศแบบแบน (Flat space)



ทฤษฎีสัมพัทธภาพของไอนสไตน์นั้นพบว่า เอกภพที่จะมีลักษณะทางเรขาคณิตแบบแบนนั้น
จะต้องมีมวลสารรวมในเอกภพเท่ากับค่าวิกฤติค่าหนึ่งพอดี นักฟิสิกส์ได้นิยามอัตราส่วนระหว่าง
มวลสารทั้งหมดของเอกภพกับค่ามวลวิกฤติ โดยใช้ตัวอักษรกรีกที่เรียกว่า โอเมก้า (Omega)






ถ้าโอเมก้ามีค่าเท่ากับ 1 แสดงว่าเอกภพมีลักษณะแบน แต่ถ้าโอเมก้ามีค่ามากกว่าหนึ่ง
แสดงว่า
มวลสารในเอกภพมีค่ามากกว่าค่าวิกฤติเอกภพจะมีลักษณะปิด และถ้าค่าโอเมก้ามีค่าน้อยกว่า
1

เอกภพจะมีลักษณะเป็นอวกาศแบบเปิด



อย่างไรก็การที่เราพบว่าเอกภพมีลักษณะแบน โอเมก้ามีค่าเท่ากับ 1 นั้นน่าประหลาดใจอยู่ไม่น้อย
เพราะตามทฤษฎีบิกแบงและกฎของฮับเบิลพบว่าค่าความหนาแน่นวิกฤตินั้นเปลี่ยนแปลงได้
และขึ้นอยู่กับอัตราการขยายตัวของเอกภพ และจากการคำนวนพบว่าถ้าหากช่วงใดช่วงหนึ่งในอดีต
เอกภพมีค่าโอเมก้ามากหรือน้อยกว่า 1 แล้ว เอกภพจะไม่มีลักษณะแบบดังที่ปรากฎอยู่ในปัจจุบันนี้
เช่นถ้าหากว่าค่าโอเมก้ามากกว่า 1 ในช่วงหลังจากบิกแบง เอกภพจะหดตัวเข้าหากันแทนที่จะขยายตัว
นั้นก็หมายความว่ามวลสารของเอกภพจะต้องรักษาความสมดุลให้เท่ากับค่าวิกฤติอยู่ตลอดหลังเวลา
ซึ่งเป็นไปได้ยาก นักฟิสิกส์เรียกปัญหานี้ว่า Flatness problem

---

	ป้อนคำที่ต้องการค้นหา ส่งฟอร์มการค้นหา
	เว็บทั่วโลก วิชาการ.คอม

วิชาการ.คอม คือ ใคร? || กฏ กติกา มารยาท || ติดต่อลงโฆษณา || ร่วมงานกับเรา ติดต่อลงโฆษณา :   คุณอันนา 081 4965363 สำนักงาน :   02 2015735 อีเมล์ :    Copyright© 2000-2007, Vcharkarn.Com. All rights reserved.

คลิ๊กเพื่อดูสถิติ รับรองและสนับสนุนโดย

สสวท.

มูลนิธิ พสวท.

พสวท.