พลังงานมืดที่อาจกำลังอ่อนแรงลงและชะตากรรมของจักรวาล

เรื่องและภาพโดย “ไอซี” วริศา ใจดี

สาระวิทย์ในศิลป์ฉบับนี้ฉันขอเล่าถึงอัปเดตข่าวสารดาราศาสตร์ที่กำลังเป็นที่พูดถึงกันในช่วงเดือนที่ผ่านมานี้ ซึ่งอาจส่งผลสำคัญต่อความเข้าใจทั้งหมดที่เราเคยมีเกี่ยวกับพลังงานมืดหรือ dark energy รวมไปถึงผลกระทบต่อจักรวาลทั้งปวง

ก่อนอื่นฉันขอเริ่มต้นด้วยการย้อนกลับไปเมื่อปี ค.ศ. 1929 ที่คุณเอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกันได้ประกาศการค้นพบสำคัญเกี่ยวกับวิวัฒนาการของจักรวาล จากการที่เขาสำรวจพบว่าวัตถุที่อยู่ไกลจะเคลื่อนที่ออกห่างจากเราด้วยอัตราเร็วที่สูงกว่าวัตถุที่อยู่ใกล้ และได้อธิบายความสัมพันธ์นี้ในรูปแบบกฏของฮับเบิล โดยที่ความเร็วการเคลื่อนที่นั้นเป็นสัดส่วนกับระยะห่าง จนนำไปสู่ข้อสรุปที่ว่า จักรวาลของเรามีการขยายตัวออกไปอยู่เรื่อย ๆ โดยมีค่าคงที่ของฮับเบิลเป็นค่าอธิบายอัตราการขยายตัวนี้

v = H₀d

เมื่อ v คือ ความเร็วของวัตถุเนื่องจากการขยายตัวของจักรวาล

d คือ ระยะห่างจากวัตถุถึงผู้สังเกตบนโลก

และ H₀ คือค่าคงที่ของฮับเบิล ณ ปัจจุบัน ซึ่งมีค่าอยู่ที่ราว 71 km/s/Mpc (กิโลเมตร/วินาที/เมกะพาร์เซก) เช่น กาแล็กซีที่อยู่ห่างจากเราไป 100 เมกะพาร์เซก กำลังเคลื่อนหนีเราด้วยความเร็ว 71 x 100 = 7,100 กิโลเมตรต่อวินาที

ต่อมาในปี ค.ศ. 1995 ทีม High-Z SN Search นำโดยคุณอดัม รีส (Adam Reiss) ได้ศึกษาแสงจ้าจากการระเบิดซูเปอร์โนวาที่อยู่ห่างออกไป และพบว่าแสงที่เดินทางมาถึงเรานั้นไม่จ้าเท่าที่คิดไว้ นั่นหมายถึงว่า แสงใช้เวลาเดินทางผ่านระยะทางไกลกว่าที่คาด หรือก็คืออัตราการขยายตัวของจักรวาลมีการเร่งเพิ่มขึ้นตามเวลา (accelerated expansion) นั่นแปลว่าต้องมีพลังงานบางอย่างมาขับเคลื่อนการขยายตัวนี้ พลังงานที่ออกแรงในทิศตรงข้ามกับแรงดึงดูดของสสารต่าง ๆ ทำให้จักรวาลขยายออกไม่มีสิ้นสุดแทนที่มันจะหดกลับ ทั้งนี้ยังไม่มีใครสามารถหาวิธีอธิบายปรากฏการณ์อันลึกลับนี้ได้ นักวิทยาศาสตร์จึงเรียกแรงที่ขับดันการขยายตัวของจักวาลว่า “พลังงานมืด” นั่นเอง

ในปี ค.ศ. 2021 “Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI)” อุปกรณ์ที่พัฒนาขึ้นเพื่อใช้ศึกษาพลังงานมืดผ่านการเก็บรวบรวมข้อมูลจากวัตถุบนอวกาศ จึงได้ติดตั้งไว้กับกล้องโทรทรรศน์ Nicholas U. Mayall ที่ Kitt Peak National Observatory

กล้องโทรทรรศน์ Nicholas U. Mayall โดยอุปกรณ์ DESI คือส่วนทรงกระบอกสีดำที่ติดอยู่ด้านบนของตัวกล้อง
ที่มาภาพ : DESI

โดยเจ้าอุปกรณ์ DESI นี้จะเก็บแสงจากกาแล็กซีจำนวนมาก และนำมาแยกออกเป็นสเปกตรัมตามความยาวคลื่น สเปกตรัมนี้ก็เหมือนกับบาร์โคดประจำตัวกาแล็กซีที่เปี่ยมไปด้วยข้อมูลสำคัญของกาแล็กซีนั้น ๆ สิ่งที่นักดาราศาสตร์สนใจในภารกิจนี้ก็คือค่า เรดชิฟต์ (redshift) ของกาแล็กซี ซึ่งแทนด้วยตัวอักษร z ค่านี้บ่งบอกว่ากว่าแสงจากกาแล็กซีก่อนจะเดินทางมาถึงเรา มันถูกยืดออกไปมาแค่ไหน

การทำงานของ DESI แสงที่รับมาจาก 5,000 กาแล็กซีถูกแยกออกเป็นแสงจากแต่ละกาแล็กซีด้วยเส้นใยนำแสงที่ควบคุมด้วยเครื่องกลขนาดจิ๋วเพื่อความแม่นยำ แล้วส่งต่อไปยังสเปกโทรกราฟ (spectrograph) ที่ทำหน้าที่แยกแสงนั้นตามความยาวของคลื่นแสงออกเป็นสเปกตรัมของแต่ละกาแล็กซี เพื่อทำการศึกษาเรดชิฟต์และคุณสมบัติอื่นๆของกาแล็กซีเหล่านั้น

จากค่าเรดชิฟต์ เราคำนวณระยะห่างจากโลกถึงวัตถุนั้น ๆ และจากกฎของฮับเบิล เรารู้ว่าวัตถุกำลังเคลื่อนที่ออกห่างจากเราด้วยอัตราเร็วเท่าไหร่ และเมื่อรวมข้อมูลสำคัญทั้งหมดเข้าด้วยกันจึงเกิดเป็นแผนที่สามมิติของจักรวาลที่ประกอบไปด้วยกาแล็กซีในตำแหน่งต่าง ๆ ตามระยะทาง รวมไปถึงอัตราเร็วการเคลื่อนที่และสีของมัน ทั้งหมดนี้ล้วนได้มาจากการเก็บข้อมูลของแสงกาแล็กซีที่เดินทางมายังโลกโดย DESI

แผนที่นี้แสดงให้เห็นถึงรูปแบบการเกาะกลุ่มของวัตถุต่างๆ และเนื่องจากแสงใช้เวลากว่าจะเดินทางมาถึงเรา ข้อมูลที่ได้มายังบอกไปถึงว่าจักรวาลมีหน้าตาเป็นอย่างไรในอดีต และด้วยรูปแบบการเกาะกลุ่มของวัตถุนี้เอง นักดาราศาสตร์สามารถศึกษาการสั่นแบบเสียงของแบริออน (baryon acoustic oscillations: BAOs) ซึ่งเป็นตัววัดว่าความหนาแน่นของวัตถุต่าง ๆ ที่เรามองเห็น หรือมวลของแบริออน ว่ามีการเปลี่ยนแปลงอย่างไร (แบริออนก็คือประเภทของอนุภาคอย่างพวกโปรตอนและนิวตรอน หรือก็คือหน่วยเล็ก ๆ ที่ก่อร่างสร้างขึ้นมาเป็นก้อนมวลของวัตถุทั้งหลายที่เราเห็นกันอยู่)

BAOs เป็นกุญแจสำคัญในการ “วัด” ปริมาณของพลังงานมืด และความสำคัญของมันก็คือใช้จำกัด (cosmological constraint) ค่าสำคัญอีกค่าหนึ่งที่ใช้อธิบายคุณลักษณะของพลังงานมืด หรือ ค่า w อัตราส่วนระหว่างแรงดันออกของพลังงานมืด (outward pressure) ต่อความหนาแน่นของพลังงาน (energy density)

เพื่ออธิบายค่านี้ ฉันขออธิบายวิธีการจำลองวิวัฒนาการของจักรวาลแบบง่าย ๆ ผ่านการใช้ปากกาหมึกกับการเป่าลูกโป่งก็แล้วกัน !

เมื่อเราเป่าลูกโป่ง แรงดันของลมที่เราเพิ่มเข้าไปนั้นทำหน้าที่เหมือนกับพลังงานมืดที่คอยผลักให้อวกาศขยายตัวออกไป ในขณะเดียวกันหากเราค่อย ๆ ใช้มือกดไล่ลมออก แรงกดจากมือก็เปรียบเสมือนแรงดึงดูดเนื่องจากแรงโน้มถ่วง ที่คอยดึงให้วัตถุต่าง ๆ ในจักรวาลขยับเข้าใกล้เข้าหากันมากขึ้น ความสมดุลระหว่างสองแรงนี้เป็นตัวกำหนดว่าท้ายที่สุดแล้วลูกโป่งของเราจะลงเอยที่แตกดังโพละเพราะเป่าลมเข้ามากไป หรือหดฟีบกลับสู่สภาพเดิมกันแน่

ภาพสาธิตการขยายตัว (ซ้าย) และหดตัว (ขวา) ของจักรวาลด้วยลูกโป่ง โดยผลของการเปลี่ยนแปลงนี้ทำให้ระยะห่างระหว่างวัตถุต่าง ๆ ในจักรวาล หรือภาพกาแล็กซีที่เราวาดไว้บนลูกโป่งเปลี่ยนแปลงไปเช่นกัน

หากเปรียบลูกโป่งที่เป่าใบนี้เป็นจักรวาลของเรา แล้ววาดกาแล็กซีลงไปบนผิวของลูกโป่งด้วยปากกาหมึก ให้เพื่อน ๆ ลองคิดตามฉันไปกับ 3 สถานการณ์ต่อไปนี้

สถานการณ์แรก ถ้าเราบีบลูกโป่งเบา ๆ แต่เป่าลูกโป่งสุดแรง ทำให้เกิดแรงดันออกเยอะมาก ๆ เนื่องจากแรงดันออกนี้มีค่าติดลบ (เพราะปกติแรงดันจะมีทิศทางกดเข้าหา พอเป็นทิศออกเลยต้องใส่เครื่องหมายลบ) ทำให้ค่า w ติดลบเยอะขึ้นไปอีก หรือ w < -1 สิ่งที่เกิดคือลูกโป่งพองตัวขึ้นอย่างรวดเร็ว จุดที่วาดไว้เคลื่อนที่ออกห่างกันอย่างรวดเร็วจนฉีกขาดออกจากกันไปเลย นี่คือสถานการณ์ big rip หรือสถานการณ์สมมติที่เมื่อพลังงานมืดแข็งแรงขึ้นจนชนะแรงดึงดูด วัตถุต่าง ๆ เกาะตัวกันไว้ไม่อยู่แล้ว แม้แต่อะตอมเล็ก ๆ ก็ถูกแยกจากกันจนทุกสิ่งอย่างหายไปเลย

สถานการณ์ที่สอง ถ้าเราคุมแรงกดให้คงที่กับแรงจากลมที่เป่าลูกโป่งไปเรื่อย ๆ หรือ w = -1 นั่นหมายถึงลูกโป่งจะขยายตัวไปไม่สิ้นสุด แต่อัตราการขยายตัวไม่เร็วเท่าสถานการณ์แรก จุด ๆ หนึ่งในอนาคตอันไกลโพ้น พอเรามองขึ้นไปบนท้องฟ้ายามค่ำ เราอาจเห็นแต่ความมืดมิดเพราะจักรวาลขยายตัวออกไปซะจนวัตถุที่เราเคยเห็นเปล่งแสงอยู่นั้นอยู่ไกลเกินจนแสงนั้นเดินทางมาไม่ทันถึงเรา

สถานการณ์สุดท้าย ถ้าเราเป่าลูกโป่งเบา ๆ แต่บีบแรง ๆ จนลมออกมีปริมาณมากกว่าลมที่เข้าไป จุด ๆ หนึ่งเราเหนื่อยเป่าไม่ไหวแล้วลูกโป่งก็จะฟีบลง นั่นคือแรงเป่ามีไม่มากพอทำให้ค่า w ออกมาติดลบน้อยลงไป คือมีค่ามากขึ้น ส่งผลให้ w > -1 เพราะพลังงานมืดอ่อนแรงลงเมื่อจักรวาลขยายตัวขึ้น ในกรณีนี้เราเรียกว่า diluting dark energy หรือว่าเจือจางลงนั่นเอง และจะนำไปสู่บิกครันช์ (big crunch) หรือการหดตัวของจักรวาล เนื่องจากแรงดันออกสู้แรงหดเข้าไม่ได้ ทุกอย่างจะถูกดึงเข้ามาชนกันจนหลอมรวมเป็นหนึ่งเดียว บางทฤษฎีก็กล่าวกันว่าอาจจะเกิดบิกแบงอีกครั้งตามมา แล้ววนเป็นวงจรชีวิตจักรวาลไปเรื่อย ๆ ก็เป็นได้

วิวัฒนาการของขนาดของจักรวาลตามเวลาใต้สถานการณ์ต่าง ๆ ของพลังงานมืด
ที่มาภาพ : ดัดแปลงจาก NASA

สถานการณ์ที่เรายึดกันเป็นมาตรฐานก็คือสถานการณ์ที่ 2 นั่นคือ w = -1 จากข้อมูลการสำรวจที่ผ่านมา รวมถึงการตั้งสมมติฐานในการแก้สมการอื่น ๆ ที่เราเชื่อว่าพลังงานมืดนั้นคงที่ ไม่ว่าจักรวาลจะขยายออกหรือเวลาผ่านไปแค่ไหน พลังงานมืดก็ยังคงคุณสมบัติเหมือนเดิมตลอด แต่ทว่าค่า w ที่ DESI วัดมาจากข้อมูลล่าสุดในปีแรกนั้นกลับไม่เป็นไปตามคาด ด้วยค่าราว -0.8 ซึ่งตกอยู่ในสถานการณ์ที่สามซึ่งพลังงานมืดกำลังอ่อนแรงลง

นี่ส่งผลให้เกิดเรื่องฮือฮาขึ้นในหมู่นักวิจัย เพราะหากค่าที่วัดมาเป็นเช่นนั้นจริง ดาราศาสตร์ที่เรารู้จักอาจเปลี่ยนไปตลอดกาล เมื่อพลังงานมืดไม่ใช่ค่าคงที่ทางจักรวาล (cosmological constant) อีกต่อไป

อย่างไรก็ตามค่านี้ที่ประกาศออกมาถือว่าใหม่มาก งานวิจัยของ DESI ที่อธิบายถึงการวัดค่า w นี้จาก BAOs เพิ่งจะออกมาเมื่อเดือนเมษายนที่ผ่านมานี่เอง โดย DESI วางแผนสำรวจยาวนานถึง 5 ปีจึงจะสรุปผลแบบเป็นทางการอีกครั้งหนึ่ง เราจึงต้องรอคอยกันต่อไปว่าคำอธิบายเบื้องหลังค่าที่วัดออกมานี้จะส่งผลอย่างไรต่อความเข้าใจเดิมที่มนุษย์มีต่อจักรวาล

ในฉบับหน้าฉันจะมาอธิบายเพิ่มเติมถึง BAOs และความสำคัญของมันในการศึกษาประวัติและวิวัฒนาการของจักรวาล