เสนอวิธีหาความไม่คงที่ของค่าคงที่จาก CMB

นักฟิสิกส์เสนอวิธีการใหม่ในการวัดค่าคงที่ ที่เรียกว่า fine-structure constant ในช่วงประมาณ 13 พันล้านปีก่อน ซึ่งจะเป็นการตรวจสอบว่าค่าคงที่นี้แตกต่างจากค่าที่วัดได้ในปัจจุบันนี้หรือไม่ วิธีการนี้เกี่ยวข้องกับการวัดว่าอะตอมไฮโดรเจนดูดกลืนโฟตอนจากรังสีพื้นหลังไมโครเวฟ หรือ CMB อย่างไร มันอาจจะช่วยให้เรามีหลักฐานเพิ่มเติมว่าค่าคงที่พื้นฐานของธรรมชาตินี้อันบ่งบอกถึงความแรงของอันตรกิริยาแม่เหล็กไฟฟ้า จริง ๆ แล้วอาจไม่ได้เป็นค่าคงที่

ส่วนใหญ่แล้ว การวัดค่าคงที่พื้นฐานของธรรมชาติ fine-structure constant นี้ ถูกกระทำบนโลกตลอดช่วงหนึ่งร้อยปีที่ผ่านมา อย่างไรก็ตาม มันเป็นไปได้ว่าปริมาณเหล่านี้จะแตกต่างกันไปเมื่อวัดที่สถานที่อื่นในเอกภพ หรือที่เวลาอื่น จริง ๆ แล้ว การที่ค่าคงที่พื้นฐานสามารถแปรเปลี่ยนได้ตามเวลา และสถานที่ในเอกภพ มีบทบาทสำคัญในบางทฤษฎีที่พยายามรวมแรงทั้งสี่ อันได้แก่ แรงโน้มถ่วง แรงแม่เหล็กไฟฟ้า แรงนิวเคลียร์แบบเข้ม และแรงนิวเคลียร์แบบอ่อน เข้าด้วยกัน

นักฟิสิกส์บางคนเชื่อว่าค่าของ fine-structure constant มีค่าโตขึ้นเรื่อย ๆ ตั้งแต่เอกภพช่วงเริ่มแรก คือตั้งแต่การระเบิดบิ๊กแบง เมื่อราว 13.5 พันล้านปีก่อน การสังเกตแสงจากเทหวัตถุที่อยู่ห่างไกลที่เรียกว่าเควซาร์ (quasar) บ่งบอกว่า ค่า fine-structure constant เมื่อ 11 พันล้านปีก่อนน่าจะมีค่าเป็นหนึ่งในแสนของค่าในปัจจุบัน ขณะที่การวัดค่าคงที่นี้บนโลกของเราซึ่งใช้การศึกษาการสลายตัวของธาตุที่มีไอโซโทปกัมมันตรังสี ให้ผลว่าค่าคงที่นี้เปลี่ยนแปลงไปหนึ่งส่วนในสิบล้าน จากช่วง 4.6 พันล้านปีก่อน

ล่าสุด Benjamin Wandelt และ Rishi Khatri แห่งมหาวิทยาลัย the University of Illinois วิทยาเขต Urbana-Champaign มลรัฐ Illinois สหรัฐอเมริกา ได้เสนอวิธีการวัดค่า fine-structure constant ในช่วง 10 – 100 ล้านปีหลังการระเบิดบิ๊กแบง (หรือราว [13.5 ล้าน ลบด้วย (10 ถึง 100 ล้าน)] ปีก่อน) ซึ่งเป็นช่วงเวลาที่เรียกว่า “ยุคมืด” (dark ages) เมื่อเอกภพเย็นพอที่อะตอมไฮโดรเจนซึ่งเป็นกลางทางไฟฟ้าจะมีขึ้นได้ แต่เป็นช่วงเวลาก่อนที่ดวงดาวและกาแล็กซี่จะก่อตัว ในช่วงเวลานั้น อะตอมไฮโดรเจนดูดซับรังสีพื้นหลังไมโครเวฟของเอกภพ หรือ cosmic microwave background (CMB) ที่ช่วงความยาวคลื่นประมาณ 21 เซนติเมตร ซึ่งสอดคล้องกับการเปลี่ยนระดับพลังงานระหว่าง 2 สถานะพลังงานของอะตอมไฮโดรเจน ผลที่ได้ก็คือเส้นสเปกตรัมของการดูดกลืนใน CMB เส้นนี้ยังคงอยู่มาจนถึงเราในปัจจุบัน

Wandelt และ Khatri ได้แสดงว่าความยาวคลื่นที่มีค่าแม่นตรงจากการเปลี่ยนสถานะพลังงานมีความอ่อนไหวต่อการเปลี่ยนแปลงในค่า fine-structure constant อย่างมาก เนื่องจากรังสีไมโครเวฟจากยุคมืดสามารถตรวจวัดได้ในปัจจุบัน พวกเขาจึงคิดว่าตำแหน่งในแถบสเปกตรัมที่แม่นตรงของเส้น 21-เซนติเมตรสามารถใช้เพื่อหาว่าค่า fine-structure constant เปลี่ยนแปลงไปตามเวลาอย่างไร หลังจากแยกผล redshift หรือการเลื่อนของสเปกตรัมไปที่ความยาวคลื่นที่ยาวกว่า อันเกิดจากการขยายตัวของเอกภพออกมาแล้ว

ขณะที่อะตอมไฮโดรเจนดูดกลืนโฟตอนตลอดช่วงยุคมืด Wandelt และ Khatri เชื่อว่ามันน่าจะเป็นไปได้ที่จะตามรอยการเปลี่ยนแปลงในค่า fine-structure constant ตลอดช่วงเวลาราว 100 ล้านปี ที่จริง ด้วยเหตุที่ไฮโดรเจนมีอยู่ทุกหนแห่งทั่วไปในยุคมืด นักวิจัยเชื่อมั่นว่าเทคนิกของพวกเขาสามารถใช้เพื่อสร้างแผนที่ที่แสดงว่าค่า fine-structure constant มีความแปรผันในสถานที่ต่าง ๆ ในอวกาศในยุคนั้นอย่างไร ซึ่งอาจจะเป็นประโยชน์ในการค้นหาพลังงานมืด (dark energy)

อย่างไรก็ตาม แผนการดังกล่าวไม่สามารถใช้ได้กับดาวเทียมตรวจวัด CMB รุ่นปัจจุบัน นั่นคือดาวเทียม Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) ซึ่งไม่ได้ออกแบบให้วัดช่วงสเปกตรัมของรังสีไมโครเวฟที่มีเส้นสเปกตรัมการดูดกลืน 21 เซนติเมตร จากยุคมืด อย่างไรก็ตาม Wandelt คิดว่าการวัดอาจทำได้โดยใช้กล้องโทรทรรศน์ Long Wavelength Array (LWA) ซึ่งกำลังถูกสร้างในมลรัฐนิวเม็กซิโก ของสหรัฐอเมริกา ในปัจจุบัน

นอกจากนี้ เรายังมีสัญญาณที่บ่งบอกถึงการเปลี่ยนแปลงในค่า fine-structure constant อยู่อีกแหล่ง นั่นคือสัญญาณที่ซ่อนเร้นอยู่กับรังสีพื้นหลังอันเข้มข้นที่กำเนิดมาจากภายในกาแล็กซี่ของเราเอง Wandelt เชื่อมั่นว่ารังสีพื้นหลังนี้สามารถถูกตัดทิ้ง เพื่อให้การวัดสัญญาณนี้มีความถูกต้องแม่นยำได้เพียงพอภายในทศวรรษนี้

ข้อมูลอ้างอิงและเพิ่มเติม

ข่าวจาก Physicsweb http://physicsweb.org/articles/news/11/3/18/1


เว็บไซต์ของ Benjamin Wandelt http://cosmos.astro.uiuc.edu/


เว็บไซต์ข้อมูลของกล้องโทรทรรศน์ LWA http://lwa.unm.edu/