ข้ามไปเนื้อหา

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ

จากวิกิพีเดีย สารานุกรมเสรี
แผนที่อุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพที่ตรวจวัดได้จากยานอวกาศพลังค์

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ (อังกฤษ: cosmic microwave background; CMB หรือ CMBR) หรือที่เรียกว่า รังสีหลงเหลือ (relic radiation) เป็นรังสีในย่านไมโครเวฟที่แผ่กระจายอยู่ทั่วอวกาศทั้งหมดภายในเอกภพที่สังเกตได้ ทว่าหากใช้กล้องโทรทรรศน์เชิงแสงทั่วไปส่องดูนั้นพื้นที่ว่างระหว่างดวงดาวและดาราจักรจะปรากฏเป็นความมืดเกือบทั้งหมด อย่างไรก็ตาม กล้องโทรทรรศน์วิทยุที่มีความไวสูงสามารถตรวจพบการเรืองแสงพื้นหลังที่อ่อนมากได้ ซึ่งมีความสม่ำเสมอเกือบทั่วทั้งท้องฟ้าและไม่ได้มีความเกี่ยวข้องกับดาวฤกษ์ ดาราจักร หรือวัตถุใดโดยเฉพาะ การเรืองแสงนี้มีความเข้มสูงสุดในช่วงไมโครเวฟของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยมีความหนาแน่นของพลังงานมากกว่าผลรวมของโฟตอนทั้งหมดที่ปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ทุกดวงตลอดประวัติศาสตร์ของเอกภพ การค้นพบ CMB โดยบังเอิญในปี ค.ศ. 1964 โดยนักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกัน อาร์โน อัลลัน เพนเซียส (Arno Allan Penzias) และโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสัน (Robert Woodrow Wilson) ถือเป็นผลสรุปของงานวิจัยที่เริ่มต้นมาตั้งแต่ทศวรรษ 1940

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพเป็นหลักฐานเชิงทดลองที่สำคัญของทฤษฎีบิกแบงในการอธิบายต้นกำเนิดของเอกภพ ในแบบจำลองจักรวาลวิทยาแบบบิกแบง ในช่วงแรกเริ่มนั้นเอกภพถูกปกคลุมด้วยสภาวะทึบแสงคล้ายหมอก ซึ่งประกอบด้วยพลาสมาที่ร้อนและหนาแน่นของอนุภาคย่อยของอะตอม เมื่อเอกภพขยายตัว พลาสมาเหล่านี้ได้เย็นตัวลงจนโปรตอนและอิเล็กตรอนรวมตัวกันเป็นอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้า ซึ่งส่วนใหญ่คือไฮโดรเจน อะตอมเหล่านี้ไม่สามารถกระเจิงรังสีความร้อนได้ผ่านการกระเจิงแบบทอมสัน (Thomson scattering) เช่นเดียวกับพลาสมา ส่งผลให้เอกภพเริ่มโปร่งใส ในยุคที่เรียกว่ายุครวมตัวกันอีกครั้ง (recombination epoch) ได้เกิดเหตุการณ์การแยกตัว ซึ่งทำให้โฟตอนสามารถเดินทางผ่านอวกาศได้อย่างอิสระ อย่างไรก็ตาม พลังงานของโฟตอนได้ลดลงเนื่องจากการเลื่อนทางแดงของจักรวาลที่สัมพันธ์กับการขยายตัวของเอกภพ แนวคิดเรื่อง “พื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้าย” หมายถึงเปลือกเชิงระยะทางในอวกาศที่เหมาะสม ซึ่งทำให้โฟตอนที่ถูกปล่อยออกมาในช่วงเวลาการแยกตัวนั้นสามารถถูกตรวจรับได้ในปัจจุบัน

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นมีลักษณะราบเรียบและสม่ำเสมออย่างมาก อย่างไรก็ตาม แผนที่ที่ได้จากตัวตรวจวัดจากอุปกรณ์ที่มีความไวสูงสามารถตรวจพบความแปรผันของอุณหภูมิขนาดเล็กแต่มีนัยสำคัญได้ การทดลองทั้งภาคพื้นดินและอวกาศ เช่น COBE, WMAP และ Planck ได้ถูกนำมาใช้ในการวัดความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิเหล่านี้ โครงสร้างที่ไม่สม่ำเสมอแบบแอนไอโซทรอปี (anisotropy) เหล่านี้ได้รับอิทธิพลจากปฏิสัมพันธ์ระหว่างสสารและโฟตอนหลากหลายรูปแบบจนถึงช่วงเวลาการแยกตัว ส่งผลให้เกิดรูปแบบเฉพาะของคลื่นกระเพื่อมขนาดเล็กที่เปลี่ยนแปลงไปตามขนาดเชิงมุม การกระจายตัวของความไม่สม่ำเสมอบนท้องฟ้านี้มีองค์ประกอบเชิงความถี่ที่สามารถแสดงได้ด้วยสเปกตรัมเลขยกกำลัง ซึ่งมีลักษณะเป็นชุดของยอดและท้องคลื่น ซึ่งค่า “ยอด” ในสเปกตรัมนี้ให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับสมบัติทางกายภาพของเอกภพยุคแรก โดยยอดแรกบ่งชี้ความโค้งโดยรวมของเอกภพ ส่วนยอดที่สองและสามให้รายละเอียดเกี่ยวกับความหนาแน่นของสสารปกติและสสารมืดตามลำดับ อย่างไรก็ตาม การดึงข้อมูลรายละเอียดเชิงลึกจากข้อมูล CMB เป็นเรื่องที่ท้าทาย เนื่องจากสัญญาณดังกล่าวได้ถูกแปรเปลี่ยนโดยวัตถุเบื้องหน้า เช่น กระจุกดาราจักร

คุณลักษณะ

[แก้]
กราฟของสเปกตรัมรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ (CMB) บริเวณใกล้จุดสูงสุดในช่วงความถี่ไมโครเวฟ[1] ซึ่งวัดโดยเครื่องมือ FIRAS บนดาวเทียม COBE[2][3] แม้ว่าจะมีการใส่แถบค่าความคลาดเคลื่อน (error bar) ที่ถูกขยายเกินจริงอย่างมากในที่นี้เพื่อแสดงจุดข้อมูลที่ตรวจวัดได้ ทว่าค่าความคลาดเคลื่อนที่แท้จริงนั้นกลับมีขนาดที่เล็กมากจนไม่สามารถมองเห็นได้แม้ในภาพที่ขยายแล้ว และไม่อาจแยกความแตกต่างระหว่างข้อมูลที่สังเกตได้กับสเปกตรัมการแผ่รังสีของวัตถุดำที่อุณหภูมิ 2.725 เคลวินได้

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพเป็นการแผ่พลังงานความร้อนของวัตถุดำที่มีความสม่ำเสมอและมาจากทุกทิศทาง ความเข้มของ CMB ถูกแสดงในหน่วยเคลวิน (K) ซึ่งเป็นหน่วย SI ของอุณหภูมิ โดย CMB มีสเปกตรัมความร้อนของวัตถุดำที่อุณหภูมิ 2.72548±0.00057 เคลวิน[4] ความแปรผันของความเข้มจะแสดงในรูปของความแปรผันของอุณหภูมิ อุณหภูมิของวัตถุดำสามารถใช้อธิบายความเข้มของรังสีในทุกความยาวคลื่นได้อย่างเฉพาะเจาะจง กล่าวคือ ค่าอุณหภูมิความสว่างที่วัดได้ ณ ความยาวคลื่นใด ๆ สามารถแปลงเป็นอุณหภูมิของวัตถุดำได้[5]

รังสีดังกล่าวมีความสม่ำเสมออย่างชัดเจนทั่วทั้งท้องฟ้า ซึ่งแตกต่างอย่างมากจากโครงสร้างของดาวฤกษ์หรือกลุ่มดาวในดาราจักรที่มีลักษณะคล้ายจุด[6] รังสีนี้มีสมบัติเป็นไอโซทรอปิก โดยมีความแตกต่างเพียงประมาณ 1 ส่วนใน 25,000 ส่วนเท่านั้น กล่าวคือ ค่าความแปรผันแบบรากที่สองเฉลี่ย (root mean square) มีค่าสูงแค่เพียง 100 ไมโครเคลวิน (μK)[7] หลังจากหักลบความไม่สม่ำเสมอแบบขั้วคู่ที่เกิดจากการเลื่อนดอปเพลอร์ของรังสีพื้นหลังออกแล้ว ความเป็นแอนไอโซทรอปีดังกล่าวนี้เกิดจากความเร็วเฉพาะของดวงอาทิตย์เมื่อเทียบกับกรอบอ้างอิงร่วมเคลื่อนของเอกภพในขณะที่ดวงอาทิตย์เคลื่อนที่ด้วยความเร็ว 369.82 ± 0.11 กิโลเมตรต่อวินาที ไปยังทิศทางของกลุ่มดาวถ้วยใกล้ขอบเขตกับกลุ่มดาวสิงโต[8] ทั้งขั้วคู่ของ CMB และปรากฏการณ์ความคลาดทางดาราศาสตร์ (aberration) ในระดับหลายขั้ว (multipole) ที่สูงขึ้นนั้นได้รับการตรวจวัดแล้ว และสอดคล้องกับการเคลื่อนที่ของดาราจักร[9] แม้ว่าระดับความไม่สม่ำเสมอของ CMB จะมีค่าน้อยมาก แต่คุณสมบัติหลายประการยังคงสามารถวัดได้อย่างแม่นยำที่สูง และการวัดเหล่านี้มีความสำคัญอย่างยิ่งต่อทฤษฎีจักรวาลวิทยา[6]

นอกจากความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิแล้ว รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพยังควรมีความแปรผันเชิงมุมในด้านโพลาไรเซชันอีกด้วย โดยโพลาไรเซชันในแต่ละทิศทางบนท้องฟ้าจะมีการวางแนวที่อธิบายได้ในรูปของโพลาไรเซชันแบบ E-mode และ B-mode โดยสัญญาณแบบ E-mode มีความเข้มน้อยกว่าความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิประมาณ 10 เท่า และทำหน้าที่เสริมข้อมูลด้านอุณหภูมิ เนื่องจากทั้งสองมีความสัมพันธ์กัน ส่วนสัญญาณแบบ B-mode นั้นอ่อนยิ่งกว่า แต่มีศักยภาพในการให้ข้อมูลเสริมทางจักรวาลวิทยา[6]

ความไม่สม่ำเสมอนี้มีความสัมพันธ์กับแหล่งกำเนิดทางกายภาพของโพลาไรเซชัน การกระตุ้นอิเล็กตรอนด้วยแสงที่มีโพลาไรเซชันเชิงเส้นจะก่อให้เกิดแสงที่มีโพลาไรเซชันในทิศทางตั้งฉาก 90 องศากับทิศทางของแสงที่ตกกระทบ หากรังสีที่เข้ามามีลักษณะเป็นไอโซทรอปิก ทิศทางของรังสีที่เข้ามาจากหลายทิศจะก่อให้เกิดโพลาไรเซชันที่หักล้างกันเอง แต่หากรังสีที่เข้ามามีความไม่สม่ำเสมอแบบสี่ขั้ว (quadrupole) จะสามารถสังเกตเห็นโพลาไรเซชันสุทธิที่เหลืออยู่ได้[10]

นอกเหนือจากความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิและโพลาไรเซชันแล้ว สเปกตรัมความถี่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพยังได้รับการคาดการณ์ว่าจะมีการเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากกฎของวัตถุดำ ซึ่งเรียกว่า “การบิดเบือนของสเปกตรัม” (spectral distortion) ประเด็นนี้เป็นหัวข้อของการวิจัยอย่างต่อเนื่อง โดยมีความหวังว่าจะสามารถตรวจวัดได้เป็นครั้งแรกภายในไม่กี่ทศวรรษข้างหน้านี้ เนื่องจากปรากฏการณ์ดังกล่าวมีข้อมูลสำคัญจำนวนมากเกี่ยวกับเอกภพยุคแรกเริ่มและการก่อรูปของโครงสร้างในช่วงเวลาต่อมา[11]

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพมีจำนวนโฟตอนคิดเป็นสัดส่วนส่วนใหญ่ของโฟตอนทั้งหมดในเอกภพ โดยมากกว่าประมาณ 400 ต่อ 1[12]:5 ซึ่งค่าความความหนาแน่นเชิงจำนวนของโฟตอนใน CMB นั้นสูงกว่าความหนาแน่นของสสารในเอกภพถึงหนึ่งพันล้านเท่า (109) ความหนาแน่นพลังงานของโฟตอนของ CMB ในปัจจุบันนี้มีค่าสูงกว่าพลังงานรวมของโฟตอนทั้งหมดที่ถูกปลดปล่อยออกมาจากดาวฤกษ์ตลอดประวัติศาสตร์ของเอกภพ[13]:71 หากปราศจากการขยายตัวของเอกภพซึ่งทำให้ CMB เย็นตัวลงแล้วนั้นจะทำให้ท้องฟ้ายามค่ำคืนสว่างเทียบเท่ากับดวงอาทิตย์ได้เลย[14] ความหนาแน่นพลังงานของ CMB มีค่าเท่ากับ 0.260 อิเล็กตรอนโวลต์ต่อลูกบาศก์เซนติเมตร (4.17×10⁻¹⁴ จูลต่อลูกบาศก์เมตร) หรือประมาณ 411 โฟตอนต่อลูกบาศก์เซนติเมตร[15]

ประวัติ

[แก้]

ข้อสังเกตเริ่มแรก

[แก้]

ในปี ค.ศ. 1931 ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ (Georges Lemaître) ได้ตั้งข้อสันนิษฐานว่าร่องรอยของเอกภพยุคแรกอาจสามารถสังเกตได้ในรูปแบบของรังสี ทว่าสิ่งที่เขาเสนอในขณะนั้นกลับเป็นเพียงรังสีคอสมิก[16]:140 ต่อมาในปี ค.ศ. 1934 ริชาร์ด โทลแมน (Richard C. Tolman) ได้แสดงให้เห็นว่าการขยายตัวของเอกภพจะทำให้รังสีแบบวัตถุดำเย็นตัวลงในขณะที่ยังคงรักษาสเปกตรัมความร้อนไว้ได้ รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นได้ถูกทำนายเป็นครั้งแรกในปี ค.ศ. 1948 โดยรัลฟ์ อัลเฟอร์ (Ralph Alpher) และโรเบิร์ต เฮอร์แมน (Robert Herman) ในการแก้ไขบทความ[17]ที่พวกเขาจัดทำขึ้นสำหรับจอร์จ กามอฟ (George Gamow) ซึ่งเป็นอาจารย์ที่ปรึกษาระดับปริญญาเอกของอัลเฟอร์[18] โดยอัลเฟอร์และเฮอร์แมนนั้นสามารถประมาณการอุณหภูมิของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพได้ที่ประมาณ 5 เคลวิน[19]

การค้นพบ

[แก้]
เสาอากาศลำโพงที่ช่วยให้เพนเซียสและวิลสันได้ค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ[20]

การรับรู้ถึงรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพในฐานะปรากฏการณ์ที่สามารถตรวจวัดได้นั้นปรากฏในงานตีพิมพ์เป็นครั้งแรกในบทความสั้นของนักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวโซเวียตสองคนคือเอ. จี. โดโรชเกวิช (A. G. Doroshkevich) และอิกอร์ โนวิคอฟ (Igor Novikov) ในช่วงฤดูใบไม้ผลิปี ค.ศ. 1964[21] ต่อมาในปีเดียวกัน เดวิด ทอดด์ วิลคินสัน (David Todd Wilkinson) และปีเตอร์ โรลล์ (Peter Roll) ซึ่งเป็นเพื่อนร่วมงานของโรเบิร์ต เอช. ดิกกี (Robert H. Dicke) ที่มหาวิทยาลัยพรินซ์ตันได้เริ่มสร้างเครื่องวัดรังสีแบบดิกกี (Dicke radiometer) เพื่อใช้วัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง[22] ขณะเดียวกันในปีเดียวกันนี้อาร์โน เพนเซียสและโรเบิร์ต วูดโรว์ วิลสันที่อยู่ในห้องปฏิบัติการเบลล์เทเลโฟน (Bell Telephone Laboratories) ณ ครอว์ฟอร์ดฮิลล์ (Crawford Hill) ใกล้เมืองโฮล์มเดล (Holmdel) รัฐนิวเจอร์ซีย์ ได้สร้างเครื่องวัดแบบดิกกีขึ้นเพื่อใช้ในงานดาราศาสตร์วิทยุและการทดลองสื่อสารผ่านดาวเทียม เสาอากาศดังกล่าวถูกสร้างขึ้นตั้งแต่ปี ค.ศ. 1959 เพื่อสนับสนุนโครงการเอโค (Project Echo) ซึ่งเป็นโครงการดาวเทียมสื่อสารแบบพาสซีฟขององค์การการบินและอวกาศแห่งชาติสหรัฐอเมริกา (NASA) ที่ใช้บอลลูนพลาสติกเคลือบอลูมิเนียมขนาดใหญ่โคจรรอบโลกเป็นตัวสะท้อนสัญญาณวิทยุ[20] หลังจากนั้นในวันที่ 20 พฤษภาคม ค.ศ. 1964 พวกเขาได้ทำการตรวจวัดครั้งแรกซึ่งแสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงการมีอยู่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลัง[23] โดยเครื่องมือของพวกเขาตรวจพบอุณหภูมิส่วนเกินของเสาอากาศที่ประมาณ 4.2 เคลวิน ซึ่งไม่สามารถอธิบายได้ หลังจากได้รับโทรศัพท์จากครอว์ฟอร์ดฮิลล์แล้วนั้นก็ได้ทำให้ดิกกีกล่าวประโยคที่มีชื่อเสียงว่า “Boys, we've been scooped.” (พวกเราถูกตัดหน้าแล้ว)[24][25][26][16]:140 การพบปะกันระหว่างกลุ่มวิจัยจากพรินซ์ตันและครอว์ฟอร์ดฮิลล์นั้นได้ยืนยันว่าอุณหภูมิส่วนเกินของเสาอากาศนั้นเกิดจากรังสีไมโครเวฟพื้นหลังโดยแท้จริง ต่อมาเพนเซียสและวิลสันจึงได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี ค.ศ. 1978 จากการค้นพบครั้งนี้[27]

จุดกำเนิดของเอกภพ

[แก้]

การตีความเรื่องรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นเป็นประเด็นที่ก่อให้เกิดข้อถกเถียงในช่วงปลายทศวรรษ 1960 โดยมีคำอธิบายทางเลือกต่าง ๆ เช่น พลังงานจากภายในระบบสุริยะ จากดาราจักร จากพลาสมาระหว่างดาราจักร และจากแหล่งกำเนิดคลื่นวิทยุนอกดาราจักรจำนวนหลายแหล่ง เงื่อนไขสำคัญสองประการที่ใช้ยืนยันว่ารังสีไมโครเวฟนี้มีแหล่งกำเนิดจาก “จักรวาล” อย่างแท้จริง ได้แก่ ประการแรก ความสัมพันธ์ระหว่างความเข้มกับความถี่ หรือสเปกตรัมนั้นต้องสอดคล้องกับแหล่งกำเนิดจากความร้อนหรือวัตถุดำ ซึ่งได้รับการยืนยันในปี ค.ศ. 1968 ผ่านชุดการตรวจวัดอุณหภูมิของรังสีในช่วงความยาวคลื่นที่สูงและต่ำ ประการที่สอง รังสีดังกล่าวต้องมีสมบัติเป็นไอโซทรอปิก คือมีค่าเท่ากันหรือมีความสม่ำเสมอจากทุกทิศทาง ซึ่งได้รับการยืนยันในปี ค.ศ. 1970 แสดงให้เห็นว่ารังสีเช่นนี้มีแหล่งกำเนิดจากระดับจักรวาลอย่างแท้จริง[28]

ความคืบหน้าทางทฤษฎี

[แก้]

ในช่วงทศวรรษ 1970 งานวิจัยจำนวนมากแสดงให้เห็นว่าความเบี่ยงเบนเล็กน้อยจากความเป็นไอโซทรอปิกในรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพนั้นอาจเป็นผลมาจากเหตุการณ์ในเอกภพยุคแรก[28]:8.5.1 แฮร์ริสัน (Harrison),[29] พีเบิลส์ (Peebles) และยู (Yu)[30] รวมถึงเซลโดวิช (Zel'dovich)[31] ได้ตระหนักว่าเอกภพยุคแรกจำเป็นต้องมีความไม่สม่ำเสมอในระดับควอนตัม ซึ่งจะก่อให้เกิดความเป็นแอนไอโซทรอปิคของอุณหภูมิในระดับประมาณ 10⁻⁴ หรือ 10⁻⁵[28]:8.5.3.2 ต่อมาราชิด ซุนยาเอฟ (Rashid Sunyaev) ได้ใช้คำเรียกทางเลือกว่า “รังสีหลงเหลือ” (relic radiation) และยังได้คำนวณลักษณะร่องรอยที่สามารถสังเกตได้ ซึ่งความไม่สม่ำเสมอเหล่านี้จะถูกทิ้งไว้ในรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ[32]

ดาวเทียมโคบี (COBE)

[แก้]

หลังจากช่วงชะลอตัวในทศวรรษ 1970 โดยที่ส่วนหนึ่งนั้นเกิดจากความยากลำบากในการทดลองเพื่อวัดรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพด้วยความแม่นยำสูง[28]:8.5.1 การทดลองภาคพื้นดินในช่วงทศวรรษ 1980 ได้กำหนดขีดจำกัดที่เข้มงวดมากขึ้นเกี่ยวกับความไม่เสม่ำเสมอของ CMB โครงการรีลิคท์-1 (RELIKT-1) ซึ่งเป็นการทดลองที่ศึกษาความไม่สม่ำเสมอของ CMB ของสหภาพโซเวียตบนดาวเทียมพรอกนอซ 9 (Prognoz 9 - ปล่อยตัวเมื่อวันที่ 1 กรกฎาคม ค.ศ. 1983) ได้ให้ค่าขีดจำกัดบนครั้งแรกสำหรับความไม่สม่ำเสมอในสเกลขนาดใหญ่[28]:8.5.3.2

เหตุการณ์สำคัญอีกเหตุการณ์หนึ่งหนึ่งในช่วงทศวรรษ 1980 คือข้อเสนอของอลัน กูธ (Alan Guth) ที่เกี่ยวกับการพองตัวของเอกภพ (cosmic inflation) ทฤษฎีการขยายตัวของอวกาศอย่างรวดเร็วนี้ได้ให้คำอธิบายต่อความเป็นไอโซทรอปิกในสเกลขนาดใหญ่ โดยทำให้เกิดการเชื่อมโยงเชิงเหตุและผลได้ก่อนช่วงยุคการกระเจิงครั้งสุดท้าย (epoch of last scattering)[28]:8.5.4 และด้วยทฤษฎีนี้และแนวคิดที่คล้ายคลึงกันนี้การคาดการณ์เชิงรายละเอียดจึงช่วยกระตุ้นให้เกิดการทดลองที่มีขนาดใหญ่ขึ้นและมีความทะเยอทะยานมากยิ่งขึ้นได้

ดาวเทียมโคบี (COBE) ของนาซาซึ่งโคจรรอบโลกในช่วงปี ค.ศ. 1989–1996 ได้ตรวจพบและวัดปริมาณความเป็นแอนไอโซทรอปีในสเกลขนาดใหญ่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพจนถึงขีดความสามารถของตัวเอง ภารกิจโคบีนี้ได้ยืนยันอย่างชัดเจนถึงความเป็นแอนไอโซทรอปีแบบหลักโดยใช้เครื่องวัดความต่างรังสีไมโครเวฟ (Differential Microwave Radiometer) และเผยแพร่ผลการค้นพบในปี ค.ศ. 1992[33][34] หลังจากนั้นทางทีมวิจัยนี้จึงได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ประจำปี ค.ศ. 2006 จากการค้นพบนี้

จักรวาลวิทยาแบบแม่นยำ

[แก้]

หลังจากที่ได้รับแรงบันดาลใจจากผลการทดลองของดาวเทียมโคบี ชุดการทดลองทั้งภาคพื้นดินและบอลลูนจำนวนมากได้ทำการวัดความเป็นแอนไอโซทรอมปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพในสเกลเชิงมุมที่เล็กลงตลอดช่วงสองทศวรรษถัดมา ความไวต่อข้อมูลของการทดลองรุ่นใหม่นี้เพิ่มขึ้นเป็นอย่างมาก โดยมีการลดข้อมูลรบกวนภายในลงถึงสามอันดับของขนาด[1] เป้าหมายหลักของการทดลองเหล่านี้คือการวัดขนาดของยอดอะคูสติกแรก (first acoustic peak) ซึ่งการทดลองของโคบีนั้นไม่มีความละเอียดเพียงพอที่จะตรวจแยกได้ ยอดดังกล่าวสอดคล้องกับความแปรผันของความหนาแน่นในสเกลขนาดใหญ่ของเอกภพยุคแรก ซึ่งเกิดจากความไม่เสถียรของแรงโน้มถ่วง และก่อให้เกิดการสั่นแบบอะคูสติกในพลาสมา[35] ยอดแรกของความเป็นแอนไอโซทรอปิกถูกตรวจพบในเบื้องต้นโดยการทดลอง MAT/TOCO[36] และได้รับการยืนยันโดยการทดลอง BOOMERanG[37] และ MAXIMA[38] การวัดเหล่านี้แสดงให้เห็นว่าเรขาคณิตของเอกภพมีลักษณะแบนโดยประมาณแทนที่จะโค้ง[39] อีกทั้งยังตัดความเป็นไปได้ที่เส้นคอสมิก (cosmic strings) จะเป็นองค์ประกอบหลักในการก่อรูปโครงสร้างของเอกภพ และสนับสนุนว่าทฤษฎีการพองตัวของเอกภพนั้นเป็นคำอธิบายที่ถูกต้องสำหรับการก่อรูปของโครงสร้างดังกล่าว[40]

การสังเกตการณ์หลังจากดาวเทียมโคบี

[แก้]
ภาพเปรียบเทียบของผลลัพธ์การตรวจวัดรังสี CMB ของดาวเทียม COBE, WMAP และพลังค์ (21 มีนาคม ค.ศ. 2013)

หลังจากการได้รับแรงบันดาลใจจากผลลัพธ์เบื้องต้นของดาวเทียมโคบีที่แสดงให้เห็นว่ารังสีพื้นหลังมีความเป็นไอโซทรอปิกและเป็นเนื้อเดียวกันอย่างยิ่ง ได้ก่อให้เกิดชุดการทดลองทั้งภาคพื้นดินและบอลลูนที่ได้ทำการวัดปริมาณของความเป็นแอนไอโซทรอปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพในขนาดเชิงมุมที่เล็กลงตลอดช่วงทศวรรษถัดมา เป้าหมายหลักของการทดลองเหล่านี้คือการวัดขนาดเชิงมุมของยอดอะคูสติกแรกซึ่งดาวเทียมโคบีไม่มีความละเอียดเพียงพอในการตรวจวัด การตรวจวัดเหล่านี้สามารถตัดความเป็นไปได้ที่เส้นคอสมิกจะเป็นทฤษฎีหลักของการก่อรูปโครงสร้างของเอกภพ และชี้ให้เห็นว่าทฤษฎีการพองตัวของเอกภพนั้นเป็นคำอธิบายที่ถูกต้อง

ในช่วงทศวรรษ 1990 ยอดอะคูสติกยอดแรกถูกวัดด้วยความไวที่เพิ่มขึ้นอย่างต่อเนื่อง และภายในปี ค.ศ. 2000 การทดลอง BOOMERanG ได้รายงานว่าความผันผวนที่มีกำลังสูงสุดเกิดขึ้นที่ขนาดเชิงมุมประมาณหนึ่งองศา เมื่อพิจารณาร่วมกับข้อมูลทางจักรวาลวิทยาอื่น ๆ ผลลัพธ์เหล่านี้บ่งชี้ว่าเรขาคณิตของเอกภพนั้นมีลักษณะ “แบน” ในช่วงสามปีถัดมา อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์ภาคพื้นดินหลายชุดได้ให้วิธีการวัดค่าความผันผวนด้วยความแม่นยำที่สูงขึ้น ได้แก่เวรีสมอลล์อาร์เรย์ (Very Small Array - VSA), อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เชิงมุมระดับองศา (Degree Angular Scale Interferometer - DASI) และเครื่องสร้างภาพพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Background Imager - CBI) โดย DASI เป็นเครื่องมือแรกที่ตรวจพบโพลาไรเซชันของ CMB ขณะที่เครื่อง CBI ให้สเปกตรัมโพลาไรเซชันแบบ E-mode เป็นครั้งแรก พร้อมหลักฐานที่ชัดเจนว่าสเปกตรัมดังกล่าวมีเฟสไม่ตรงกับสเปกตรัมแบบ T-mode

ดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน

[แก้]

ในเดือนมิถุนายน ค.ศ. 2001 องค์การนาซาได้ส่งภารกิจอวกาศเพื่อศึกษาการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลครั้งที่สองคือ WMAP เพื่อวัดค่าความเป็นแอนไอโซทรอปีขนาดใหญ่ (large-scale anisotropies) บนท้องฟ้าทั้งหมดด้วยความแม่นยำสูงกว่าเดิมอย่างมีนัยสำคัญ โดย WMAP ใช้เครื่องรับสัญญาณวิทยุแบบสลับสัญญาณอย่างรวดเร็วหลายความถี่แบบสมมาตร (symmetric, rapid-multi-modulated scanning, rapid switching radiometers) ที่ความถี่ห้าระดับ เพื่อลดสัญญาณรบกวนที่ไม่ใช่สัญญาณจากท้องฟ้าให้เหลือน้อยที่สุด[41] ข้อมูลจากภารกิจดังกล่าวได้รับการเผยแพร่ออกมาเป็นห้าชุด โดยชุดสุดท้ายคือบทสรุปการสังเกตการณ์ตลอดเก้าปี ผลลัพธ์ที่ได้มีความสอดคล้องอย่างกว้างขวางกับแบบจำลองแลมบ์ดา-ซีดีเอ็ม (Lambda-CDM) ซึ่งอาศัยพารามิเตอร์อิสระหกตัว และสอดคล้องกับจักรวาลวิทยาบิกแบง (Big Bang cosmology) ร่วมกับทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล[42]

กล้องโทรทรรศน์อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เชิงมุมระดับองศา (Degree Angular Scale Interferometer)

[แก้]

กล้องโทรทรรศน์อินเตอร์เฟอโรมิเตอร์เชิงมุมระดับองศา (DASI) คือกล้องโทรทรรศน์ที่ติดตั้ง ณ สถานีขั้วโลกใต้อามุนด์เซน–สกอตต์ (Amundsen–Scott South Pole Station) ในทวีปแอนตาร์กติกา ซึ่งดำเนินการโดยมูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติสหรัฐอเมริกา (U.S. National Science Foundation) กล้องโทรทรรศน์ดังกล่าวเป็นกล้องแบบอินเทอร์เฟอโรมิเตอร์ (interferometer) แบบ 13 องค์ประกอบ ทำงานในช่วงความถี่ 26 ถึง 36 กิกะเฮิรตซ์ (คลื่นย่านเคเอ หรือ Ka band) โดยแบ่งออกเป็นสิบแถบความถี่ เครื่องมือดังกล่าวมีการออกแบบที่คล้ายคลึงกับ CBI และ VSA ใน ค.ศ. 2001 ทีมวิจัย DASI ได้ประกาศผลการวัดสเปกตรัมกำลัง (power spectrum) ของอุณหภูมิการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลที่มีความละเอียดสูงที่สุดเท่าที่เคยมีมา ผลลัพธ์เหล่านี้ประกอบด้วยการตรวจพบยอดอะคูสติกที่สองและสามใน CMB เป็นครั้งแรก ซึ่งถือเป็นหลักฐานสำคัญสนับสนุนทฤษฎีการพองตัวของจักรวาล การประกาศดังกล่าวกระทำร่วมกับการทดลอง BOOMERanG และ MAXIMA[43] ต่อมาใน ค.ศ. 2002 ทีมวิจัยได้รายงานการตรวจพบความเป็นแอนไอโซทรอปีเชิงโพลาไรเซชัน (polarization anisotropies) ใน CMB เป็นครั้งแรก[44]

กล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาอาตากามา

[แก้]

กล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาอาตากามา (Atacama Cosmology Telescope–ACT) เป็นกล้องโทรทรรศน์จักรวาลวิทยาชนิดคลื่นมิลลิเมตรที่ตั้งอยู่บนยอดเขาเซร์โรโตโก (Cerro Toco) ในทะเลทรายอาตากามา (Atacama Desert) ทางตอนเหนือของประเทศชิลี[45] ACT ได้ดำเนินการสำรวจท้องฟ้าในช่วงความยาวคลื่นไมโครเวฟด้วยความละเอียดระดับลิปดา (arcminute resolution) และความไวสูง เพื่อศึกษาการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล อันเป็นรังสีตกค้างจากกระบวนการบิกแบง กล้องโทรทรรศน์แห่งนี้ตั้งอยู่ห่างจากเมืองซานเปโดรเดอาตากามา (San Pedro de Atacama) ประมาณ 40 กิโลเมตร ที่ระดับความสูง 5,190 เมตร (17,030 ฟุต) เหนือระดับน้ำทะเล ซึ่งเคยถูกนับเป็นหนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินที่ตั้งอยู่ในพื้นที่ที่สูงที่สุดแห่งหนึ่งในโลก[46]

ยานอวกาศพลังค์

[แก้]

ภารกิจอวกาศลำดับที่สามคือยานสำรวจพลังค์ (Planck Surveyor) ขององค์การอวกาศยุโรป (European Space Agency–ESA) ซึ่งถูกส่งขึ้นสู่อวกาศในเดือนพฤษภาคม ค.ศ. 2009 และดำเนินการสำรวจอย่างละเอียดยิ่งขึ้นจนกระทั่งสิ้นสุดภารกิจในเดือนตุลาคม ค.ศ. 2013 โดยยานพลังค์ใช้ทั้งเครื่องวัดรังสีแบบเฮมต์ (HEMT radiometers) และเทคโนโลยีโบโลมิเตอร์ (bolometer) ในการวัดค่าการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในระดับที่เล็กกว่า WMAP อุปกรณ์ตรวจวัดของยานดังกล่าวได้รับการทดสอบเบื้องต้นผ่านการทดลอง ACBAR (Arcminute Cosmology Bolometer Array Receiver) ซึ่งติดตั้งบนกล้องโทรทรรศน์ไวเปอร์ (Viper telescope) ในทวีปแอนตาร์กติกา โดย ACBAR ได้สร้างผลการวัดที่มีความแม่นยำสูงสุดในระดับมาตราส่วนเชิงมุมขนาดเล็กจนถึงปัจจุบัน รวมถึงได้รับการทดสอบบนกล้องโทรทรรศน์บอลลูนอาร์คีออปส์ (Archeops) อีกด้วย

เมื่อวันที่ 21 มีนาคม ค.ศ. 2013 ทีมวิจัยนำโดยนักวิทยาศาสตร์ชาวยุโรปที่อยู่เบื้องหลังยานสำรวจจักรวาลวิทยาพลังค์ได้เผยแพร่แผนที่ท้องฟ้าทั้งหมดของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล[47][48] จากภารกิจดังกล่าว แผนที่นี้ได้ชี้ให้เห็นว่าจักรวาลมีอายุมากกว่าที่นักวิจัยคาดการณ์ไว้เล็กน้อย จากแผนที่ดังกล่าวได้พบว่าความผันแปรเล็กน้อยของอุณหภูมิได้ถูกประทับรอยไว้บนห้วงอวกาศลึกในช่วงที่จักรวาลมีอายุประมาณ 370,000 ปี รอยประทับดังกล่าวนี้สะท้อนให้เห็นคลื่นระลอกที่เกิดขึ้นในช่วงแรกสุดของการดำรงอยู่ของจักรวาล นับตั้งแต่ช่วงเวลาที่ 10⁻³⁰ วินาทีแรก ซึ่งคลื่นระลอกเหล่านี้เชื่อกันว่าเป็นจุดกำเนิดของโครงข่ายจักรวาลขนาดมหึมาในปัจจุบัน อันประกอบด้วยกระจุกดาราจักรและสสารมืด จากข้อมูลใน ค.ศ. 2013 ได้มีการพบว่าจักรวาลประกอบด้วยสสารธรรมดาในร้อยละ 4.9 สสารมืดในร้อยละ 26.8 และพลังงานมืดที่คิดเป็นร้อยละ 68.3 ต่อมาเมื่อวันที่ 5 กุมภาพันธ์ ค.ศ. 2015 ภารกิจพลังค์ได้เผยแพร่ข้อมูลชุดใหม่ ซึ่งระบุว่าจักรวาลมีอายุ 13,799 ± 0,021 ล้านปี และค่าคงที่ฮับเบิล (Hubble constant) ได้รับการวัดค่าอยู่ที่ 67.74 ± 0.46 (กิโลเมตรต่อวินาที) ต่อเมกะพาร์เซก (Mpc)[49]

กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้

[แก้]

กล้องโทรทรรศน์ขั้วโลกใต้ (South Pole Telescope–SPT) เป็นกล้องโทรทรรศน์ขนาดเส้นผ่านศูนย์กลาง 10 เมตร (390 นิ้ว) ตั้งอยู่ที่สถานีขั้วโลกใต้อามุนด์เซน–สกอตต์ในทวีปแอนตาร์กติกา กล้องโทรทรรศน์นี้ได้รับการออกแบบสำหรับการสังเกตการณ์ในย่านไมโครเวฟ คลื่นมิลลิเมตร และคลื่นซับมิลลิเมตรของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้า โดยมีเป้าหมายการออกแบบหลักเพื่อวัดการแผ่รังสีแบบกระจาย (diffuse emission) ที่มีความเข้มอ่อนมากจากการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล[50] ผลลัพธ์สำคัญจากภารกิจนี้ได้แก่การตรวจพบโพลาไรเซชันแบบบีโหมด (B-mode polarization) ใน CMB เป็นครั้งแรก[51] การค้นพบกระจุกดาราจักรมากกว่า 1,000 แห่งโดยอาศัยปรากฏการณ์ซุนยาเยฟ–เซลโดวิช (Sunyaev–Zel'dovich effect)[52] การค้นพบกลุ่มประชากรของดาราจักรชนิดฝุ่นที่มีค่าการเลื่อนทางแดงสูงและผ่านการหักเหของแสงอย่างรุนแรง (high-redshift, strongly lensed dusty galaxies)[53] รวมถึงการวัดสเปกตรัมกำลังของอุณหภูมิปฐมภูมิ (primary temperature) และโพลาไรเซชันของ CMB ในระดับมาตราส่วนเชิงมุมขนาดเล็กด้วยความไวสูงเป็นประวัติการณ์[54][55]

แบบจำลองทางทฤษฎี

[แก้]

การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลและความสัมพันธ์ระหว่างการเลื่อนทางแดงทางจักรวาลวิทยากับระยะทางนั้นได้รับการยอมรับร่วมกันว่าเป็นหลักฐานที่ดีที่สุดที่มีอยู่สำหรับเหตุการณ์บิกแบง การวัดค่า CMB ได้ทำให้แบบจำลองบิกแบงแบบพองตัว (inflationary Big Bang model) กลายมาเป็นแบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐาน (Standard Cosmological Model)[56] การค้นพบ CMB ในช่วงกลางคริสต์ทศวรรษ 1960 ได้ลดความสนใจในทฤษฎีทางเลือกอื่น ๆ ลง เช่น ทฤษฎีสภาวะคงตัว (steady state theory)[57]

ในแบบจำลองบิกแบงสำหรับการก่อกำเนิดจักรวาล จักรวาลวิทยาแบบพองตัว (inflationary cosmology) ทำนายว่าภายหลังจากการเริ่มต้นของจักรวาลประมาณ 10⁻³⁷ วินาที[58] จักรวาลในระยะเริ่มแรกได้เกิดการขยายตัวแบบเอกซ์โปเนนเชียล (exponential growth) ซึ่งได้ปรับความไม่สม่ำเสมอเกือบทั้งหมดให้ราบเรียบ ความไม่สม่ำเสมอที่หลงเหลืออยู่เกิดจากความผันผวนเชิงควอนตัม (quantum fluctuation) ในสนามอินฟลาตอน (inflaton field) ซึ่งเป็นตัวการที่ก่อให้เกิดเหตุการณ์การพองตัว[59] ในช่วงก่อนการก่อตัวของดาวฤกษ์และดาวเคราะห์เป็นเวลานานนั้นจักรวาลยุคแรกมีความหนาแน่นที่สูงกว่า มีความร้อนที่สูงกว่ามาก และนับตั้งแต่ 10⁻⁶ วินาทีหลังบิกแบง จักรวาลได้เต็มไปด้วยแสงสว่างที่สม่ำเสมอจากหมอกพลาสมาร้อนจัดสีขาว ซึ่งประกอบด้วยอนุภาคโฟตอน อิเล็กตรอน และแบริออน (baryon) ที่มีปฏิสัมพันธ์ซึ่งกันและกัน

เมื่อจักรวาลขยายตัวออก การทำให้เย็นลงแบบอะเดียแบติก (adiabatic) ส่งผลให้ความหนาแน่นพลังงานของพลาสมาลดลงจนถึงจุดที่เอื้ออำนวยให้อิเล็กตรอนสามารถรวมตัวกับโปรตอนได้ ก่อให้เกิดอะตอมไฮโดรเจน กระบวนการรวมตัวใหม่ (recombination) นี้เกิดขึ้นเมื่ออุณหภูมิอยู่ที่ประมาณ 3,000 เคลวิน (K) หรือเมื่อจักรวาลมีอายุประมาณ 379,000 ปี[60] เนื่องจากโฟตอนไม่มีปฏิสัมพันธ์กับอะตอมที่เป็นกลางทางไฟฟ้าเหล่านี้ โฟตอนจึงเริ่มเดินทางอย่างอิสระผ่านห้วงอวกาศ ส่งผลให้เกิดการแยกตัวระหว่างสสารและรังสี[61]

อุณหภูมิสี (color temperature) ของกลุ่มโฟตอนที่แยกตัวออกมาได้ลดลงอย่างต่อเนื่องนับตั้งแต่นั้นเป็นต้นมา โดยปัจจุบันอยู่ที่ 2.7260 ± 0.0013 เคลวิน[4] และจะยังคงลดลงต่อไปเมื่อจักรวาลขยายตัว ความเข้มของรังสีสอดคล้องกับการแผ่รังสีวัตถุดำ (black-body radiation) ที่อุณหภูมิ 2.726 เคลวิน เนื่องจากการแผ่รังสีวัตถุดำที่ผ่านการเลื่อนทางแดงนั้นมีลักษณะเทียบเท่ากับการแผ่รังสีวัตถุดำที่อุณหภูมิต่ำกว่า ตามแบบจำลองบิกแบงแล้วนั้นรังสีจากท้องฟ้าที่เราวัดได้ในปัจจุบันมาจากพื้นผิวทรงกลมที่เรียกว่าพื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้าย (the surface of last scattering) ซึ่งหมายถึงกลุ่มของตำแหน่งในอวกาศที่คาดว่าเหตุการณ์การแยกตัว (decoupling event) ได้เกิดขึ้น[62][63] ณ ช่วงเวลาที่โฟตอนจากระยะทางดังกล่าวเพิ่งเดินทางมาถึงผู้สังเกตการณ์พอดี พลังงานรังสีส่วนใหญ่ในจักรวาลอยู่ในรูปของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล[64] โดยคิดเป็นสัดส่วนประมาณ 6×10⁻⁵ ของความหนาแน่นรวมของจักรวาล[65]

ความสำเร็จที่ยิ่งใหญ่ที่สุดสองประการของทฤษฎีบิกแบงนั้นได้แก่การทำนายสเปกตรัมวัตถุดำที่เกือบสมบูรณ์แบบและการทำนายอย่างละเอียดของความเป็นแอนไอโซทรอปีในการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล โดยสเปกตรัม CMB ได้กลายเป็นสเปกตรัมวัตถุดำที่มีการวัดค่าด้วยความแม่นยำสูงสุดที่พบในธรรมชาติ[66]

การทำนายจากแบบจำลองบิกแบง

[แก้]

ในช่วงปลายคริสต์ทศวรรษ 1940 อัลเฟอร์และเฮอร์แมน (Alpher and Herman) ได้ให้เหตุผลว่าหากบิกแบงเกิดขึ้นจริง การขยายตัวของจักรวาลจะทำให้รังสีพลังงานสูงในยุคแรกเริ่มของจักรวาลถูกยืดออกเข้าสู่ย่านไมโครเวฟของสเปกตรัมคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า และลดอุณหภูมิลงเหลือประมาณ 5 เคลวิน การประมาณการของพวกเขามีความคลาดเคลื่อนอยู่บ้าง ทว่าแนวคิดโดยพื้นฐานนั้นถูกต้อง โดยพวกเขาได้ทำนายการมีอยู่ของ CMB ไว้ล่วงหน้า และต้องใช้เวลาอีกกว่า 15 ปีกว่าที่เพนเซียสและวิลสันจะค้นพบว่าการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังนั้นมีอยู่จริง[67]

ตามหลักจักรวาลวิทยามาตรฐานแล้วนั้น CMB ได้ให้ภาพถ่ายฉับพลัน (snapshot) ของจักรวาลยุคแรกเริ่มที่ร้อนจัด ณ ช่วงเวลาที่อุณหภูมิลดลงจนเพียงพอให้อิเล็กตรอนและโปรตอนรวมตัวกันก่อเป็นอะตอมไฮโดรเจน เหตุการณ์นี้ทำให้จักรวาลมีความโปร่งใสต่อรังสีเกือบสมบูรณ์ เนื่องจากแสงไม่ถูกกระเจิงโดยอิเล็กตรอนอิสระอีกต่อไป[68] เหตุการณ์นี้เกิดขึ้นประมาณ 380,000 ปีหลังบิกแบง ในขณะที่อุณหภูมิของจักรวาลอยู่ที่ประมาณ 3,000 เคลวิน ซึ่งสอดคล้องกับพลังงานโดยรอบ (ambient energy) ประมาณ 0.26 อิเล็กตรอนโวลต์ (eV) ซึ่งน้อยกว่าพลังงานไอออไนเซชันของไฮโดรเจนที่ 13.6 อิเล็กตรอนโวลต์อย่างมีนัยสำคัญ[69] ยุคสมัยนี้เป็นที่รู้จักกันโดยทั่วไปในชื่อ "ช่วงเวลาแห่งการกระเจิงครั้งสุดท้าย" หรือยุคของการรวมตัวใหม่ (recombination) หรือการแยกตัว (decoupling)[70]

นับตั้งแต่การแยกตัว อุณหภูมิสี ของการแผ่รังสีพื้นหลังได้ลดลงโดยเฉลี่ยเป็นปัจจัย 1,089 เท่า[41] อันเป็นผลมาจากการขยายตัวของจักรวาล เมื่อจักรวาลขยายตัวออก โฟตอน CMB จะเกิดการเลื่อนทางแดง ทำให้พลังงานของโฟตอนลดลง อุณหภูมิสีของรังสีดังกล่าวจะคงความสัมพันธ์แบบผกผันกับพารามิเตอร์ที่ใช้อธิบายการขยายตัวสัมพัทธ์ของจักรวาลตามเวลาซึ่งเรียกว่าความยาวมาตราส่วน (scale length) โดยอุณหภูมิสี Tr ของ CMB ในฐานะฟังก์ชันของค่าเรดชิฟต์ z สามารถแสดงให้เห็นว่ามีความสัมพันธ์แบบแปรผันตรงกับอุณหภูมิสีของ CMB ที่สังเกตได้ในปัจจุบัน (2.725 เคลวิน หรือ 0.2348 มิลลิอิเล็กตรอนโวลต์):[71]

Tr = 2.725 K × (1 + z)

ความสม่ำเสมอในระดับสูงทั่วทั้งเอกภพที่สังเกตได้และค่าแอนไอโซทรอปีที่แม้จะมีค่าเพียงเล็กน้อยแต่สามารถวัดได้นั้นล้วนเป็นหลักฐานสนับสนุนอย่างหนักแน่นต่อแบบจำลองบิกแบงโดยทั่วไป และโดยเฉพาะอย่างยิ่งต่อแบบจำลอง ΛCDM ("แลมบ์ดา-สสารมืดเย็น" หรือ Lambda Cold Dark Matter) ยิ่งไปกว่านั้น ความผันผวนดังกล่าวมีความเชื่อมโยงกันอย่างสอดคล้อง (coherent) ในมาตราส่วนเชิงมุมที่ใหญ่กว่าขอบฟ้าจักรวาลวิทยาปรากฏ (apparent cosmological horizon) ณ ช่วงเวลาของการรวมตัวกันใหม่ ความสอดคล้องดังกล่าวจะต้องเป็นผลจากการปรับค่าอย่างละเอียดโดยปราศจากความเป็นเหตุเป็นผล (acausally fine-tuned) หรือไม่ก็ต้องเกิดจากการพองตัวของจักรวาล[72][73]

แอนไอโซทรอปีหลัก

[แก้]
สเปกตรัมกำลังของแอนไอโซทรอปีของอุณหภูมิการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลในแง่ของมาตราส่วนเชิงมุม (หรือโมเมนต์หลายขั้ว) ข้อมูลที่แสดงมาจากเครื่องมือ WMAP (ค.ศ. 2006), Acbar (ค.ศ. 2004), Boomerang (ค.ศ. 2005), CBI (ค.ศ. 2004) และ VSA (ค.ศ. 2004) นอกจากนี้ยังแสดงแบบจำลองเชิงทฤษฎี (เส้นทึบ) ประกอบด้วยเช่นกัน

แอนไอโซทรอปีหรือการขึ้นอยู่กับทิศทางของการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลนั้นแบ่งออกได้เป็นสองประเภท ได้แก่ แอนไอโซทรอปีปฐมภูมิ (primary anisotropy) ซึ่งเกิดจากผลกระทบที่เกิดขึ้น ณ พื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้ายและก่อนหน้านั้น และแอนไอโซทรอปีทุติยภูมิ (secondary anisotropy) ซึ่งเกิดจากผลกระทบต่าง ๆ เช่น ปฏิสัมพันธ์ระหว่างการแผ่รังสีพื้นหลังกับก๊าซร้อนหรือศักย์ความโน้มถ่วง (gravitational potential) ที่อยู่ระหว่างพื้นผิวการกระเจิงครั้งสุดท้ายและผู้สังเกตการณ์

โครงสร้างของแอนไอโซทรอปีของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ (CMB) ถูกกำหนดโดยสำคัญจากผลกระทบสองประการ ได้แก่ การสั่นแบบอะคูสติก (acoustic oscillations) และการหน่วงจากการแพร่ (diffusion damping) ซึ่งเรียกอีกอย่างว่า การหน่วงแบบไร้การชน (collisionless damping) หรือ การหน่วงแบบซิลค์ (Silk damping) การสั่นแบบอะคูสติกเกิดขึ้นจากแรงที่ขัดแย้งกันภายในพลาสมาโฟตอน–แบริออนในเอกภพยุคแรก ความดันของโฟตอนนั้นมีแนวโน้มที่จะทำให้แอนไอโซทรอปีถูกลบเลือนไป ในขณะที่แรงดึงดูดเชิงโน้มถ่วงของแบริออนซึ่งเคลื่อนที่ด้วยความเร็วต่ำกว่าแสงมากจะทำให้แบริออนมีแนวโน้มในการยุบตัวเข้าหากันและก่อให้เกิดบริเวณที่มีความหนาแน่นสูงกว่าปกติ ผลกระทบทั้งสองประการนี้ได้ถ่วงดุลกันจนก่อให้เกิดการสั่นแบบอะคูสติก ซึ่งทำให้รังสีไมโครเวฟพื้นหลังมีโครงสร้างของยอดที่เป็นลักษณะเฉพาะ ยอดเหล่านี้ได้สอดคล้องกับการสั่นพ้อง (resonance) โดยหยาบ ๆ ซึ่งเกิดขึ้นเมื่อโฟตอนแยกตัวออกจากสสารในขณะที่โหมดหนึ่ง ๆ มีแอมพลิจูดอยู่ที่ค่าสูงสุดของมัน

ยอดเหล่านี้มีข้อมูลสำคัญที่สะท้อนคุณสมบัติทางกายภาพ โดยขนาดเชิงมุมของยอดแรกใช้กำหนดความโค้งของเอกภพได้ (แต่ไม่สามารถใช้กำหนดทอพอโลยีของเอกภพได้) ส่วนอัตราส่วนระหว่างยอดลำดับคี่กับยอดลำดับคู่ ซึ่งพิจารณาจากยอดถัด ๆ ไป สามารถใช้กำหนดความหนาแน่นแบริออนลดรูปได้[74] ขณะที่ยอดที่สามสามารถนำมาใช้ศึกษาข้อมูลเกี่ยวกับความหนาแน่นของสสารมืดได้[75]

ตำแหน่งของยอดต่าง ๆ ให้ข้อมูลสำคัญเกี่ยวกับลักษณะของการรบกวนความหนาแน่นปฐมภูมิ (primordial density perturbations) โดยการรบกวนความหนาแน่นมีอยู่สองประเภทพื้นฐาน ได้แก่ การรบกวนแบบแอเดียแบติก (adiabatic perturbations) และ การรบกวนแบบความโค้งเท่า (isocurvature perturbations) การรบกวนความหนาแน่นโดยทั่วไปเป็นส่วนผสมของการรบกวนทั้งสองประเภทนี้ ขณะที่ทฤษฎีต่าง ๆ ซึ่งพยายามอธิบายสเปกตรัมของการรบกวนความหนาแน่นปฐมภูมินั้นต่างก็ทำนายสัดส่วนของการผสมที่แตกต่างกันไป

การรบกวนความหนาแน่นแบบอะเดียแบติก (adiabatic density perturbations)

[แก้]

ในการรบกวนความหนาแน่นแบบอะเดียแบติกนั้นความหนาแน่นของจำนวนอนุภาคส่วนเพิ่มในเชิงสัดส่วนของอนุภาคแต่ละชนิด (เช่น แบริออน โฟตอน เป็นต้น) จะมีค่าเท่ากัน กล่าวคือ หากบริเวณหนึ่งซึ่งมีความหนาแน่นของจำนวนแบริออนสูงกว่าค่าเฉลี่ยอยู่ร้อยละ 1 บริเวณเดียวกันนั้นก็จะมีความหนาแน่นของจำนวนโฟตอน (รวมถึงความหนาแน่นจำนวนนิวทริโน) สูงกว่าค่าเฉลี่ยอยู่ร้อยละ 1 เช่นกัน นอกจากนี้ ตามทฤษฎีการพองตัวของเอกภพ การรบกวนปฐมภูมิที่เกิดขึ้นในเอกภพยุคแรกเริ่มนั้นมีลักษณะเป็นการรบกวนแบบอะเดียแบติก

การรบกวนความหนาแน่นแบบความโค้งเท่า (isocurvature density perturbations)

[แก้]

ในการรบกวนความหนาแน่นแบบความโค้งเท่า (isocurvature density perturbation) นั้นผลรวมของความหนาแน่นส่วนเพิ่มในเชิงสัดส่วนของอนุภาคแต่ละชนิดจะมีค่าเป็นศูนย์ กล่าวคือ การรบกวนที่บริเวณหนึ่งที่มีพลังงานในรูปของแบริออนสูงกว่าค่าเฉลี่ยร้อยละ 1, มีพลังงานในรูปของโฟตอนสูงกว่าค่าเฉลี่ยร้อยละ 1 และมีพลังงานในรูปของนิวทริโนต่ำกว่าค่าเฉลี่ยร้อยละ 2 จะถือเป็นการรบกวนแบบความโค้งเท่าบริสุทธิ์ (pure isocurvature perturbation) ทั้งนี้ หากมีเส้นคอสมิก (cosmic strings) อยู่จริงตามสมมติฐาน เส้นคอสมิกเหล่านี้จะก่อให้เกิดการรบกวนความหนาแน่นปฐมภูมิที่มีลักษณะเป็นแบบความโค้งเท่าเป็นส่วนใหญ่

แอนไอโซทรอปีในยุคหลัง

[แก้]

ทฤษฎีทางเลือกอื่น

[แก้]

โพลาไรเซชัน

[แก้]

การวิเคราะห์แบบหลายขั้ว

[แก้]

วิวัฒนาการในอนาคต

[แก้]

เส้นเวลาของการพยากรณ์, การค้นพบ และการตีความ

[แก้]

ในวัฒนธรรมนิยม

[แก้]

ดูเพิ่มเติม

[แก้]

อ้างอิง

[แก้]
  1. 1 2 Komatsu, Eiichiro (2024-05-08), New physics from the polarised light of the cosmic microwave background, doi:10.48550/arXiv.2202.13919, สืบค้นเมื่อ 2026-03-27
  2. ↑ "LAMBDA - Cosmic Background Explorer". lambda.gsfc.nasa.gov. สืบค้นเมื่อ 2026-03-27.
  3. ↑ Fixsen, D. J.; Mather, J. C. (2002-12-20). "The Spectral Results of the Far‐Infrared Absolute Spectrophotometer Instrument on COBE". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 581 (2): 817–822. doi:10.1086/344402. ISSN 0004-637X.
  4. 1 2 Fixsen, D. J. (2009-11-10), The Temperature of the Cosmic Microwave Background, doi:10.48550/arXiv.0911.1955, สืบค้นเมื่อ 2026-03-27
  5. ↑ "Cosmic Microwave Background". astro.ucla.edu. ข้อมูลเก่าจากแหล่งเดิมเมื่อ 2026-02-26. สืบค้นเมื่อ 2026-03-27.
  6. 1 2 3 Hu, Wayne; Dodelson, Scott (2001-10-18), Cosmic Microwave Background Anisotropies, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0110414, สืบค้นเมื่อ 2026-03-31
  7. ↑ Collaboration, Planck; Aghanim, N.; Akrami, Y.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2020-09-15), Planck 2018 results. V. CMB power spectra and likelihoods, doi:10.48550/arXiv.1907.12875, สืบค้นเมื่อ 2026-03-31
  8. ↑ Collaboration, Planck; Akrami, Y.; Arroja, F.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Ballardini, M.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2018-07-17). "Planck 2018 results. I. Overview and the cosmological legacy of Planck". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-03-31.
  9. ↑ Collaboration, Planck; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2013-03-20). "Planck 2013 results. XXVII. Doppler boosting of the CMB: Eppur si muove". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-03-31.
  10. ↑ Hu, Wayne, and Martin White. "A CMB polarization primer." arXiv preprint astro-ph/9706147 (1997).
  11. ↑ Chluba, J.; Abitbol, M. H.; Aghanim, N.; Ali-Haimoud, Y.; Alvarez, M.; Basu, K.; Bolliet, B.; Burigana, C.; Bernardis, P. de (2019-09-04), New Horizons in Cosmology with Spectral Distortions of the Cosmic Microwave Background, doi:10.48550/arXiv.1909.01593, สืบค้นเมื่อ 2026-04-02
  12. ↑ Cirkovic, Milan M.; Perovic, Slobodan (2017-05-08). "Alternative Explanations of the Cosmic Microwave Background: A Historical and an Epistemological Perspective". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-04-02.
  13. ↑ Ryden, Barbara (2017). Introduction to cosmology (พิมพ์ครั้งที่ Second edition). New York, NY: Cambridge University Press. ISBN 978-1-107-15483-4. {{cite book}}: |edition= มีข้อความเพิ่มเติม (วิธีใช้)
  14. ↑ K.A. Olive and J.A. Peacock (September 2017) "21. Big-Bang Cosmology" in .S. Navas et al. (Particle Data Group), to be published in Phys. Rev. D 110, 030001 (2024)
  15. ↑ "29. Cosmic Microwave Background: Particle Data Group P.A. Zyla (LBL, Berkeley) et al" (PDF).
  16. 1 2 Peebles, P. J. E. (1993). Principles of physical cosmology. Princeton series in physics. Princeton, N.J: Princeton Univ. Press. ISBN 978-0-691-01933-8.
  17. ↑ Alpher, Ralph A.; Herman, Robert (1948-11). "Evolution of the Universe". Nature (ภาษาอังกฤษ). 162 (4124): 774–775. doi:10.1038/162774b0. ISSN 0028-0836. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  18. ↑ Gamow, G. (1948-10). "The Evolution of the Universe". Nature (ภาษาอังกฤษ). 162 (4122): 680–682. doi:10.1038/162680a0. ISSN 0028-0836. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  19. ↑ Assis, A. K. T.; Neves, M. C. D. (1995). "History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson" (PDF). Apeiron (3): 79–87.
  20. 1 2 Overbye, Dennis; Masuike, Hiroko (2023-09-04). "Where the Universe Began". The New York Times (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). ISSN 0362-4331. สืบค้นเมื่อ 2026-04-02.
  21. ↑ Penzias, Arno A. (1979-07-01). "The origin of the elements". Reviews of Modern Physics (ภาษาอังกฤษ). 51 (3): 425–431. doi:10.1103/RevModPhys.51.425. ISSN 0034-6861.
  22. ↑ Dicke, R. H. (1946-07-01). "The Measurement of Thermal Radiation at Microwave Frequencies". Review of Scientific Instruments (ภาษาอังกฤษ). 17 (7): 268–275. doi:10.1063/1.1770483. ISSN 0034-6748.
  23. ↑ "The Cosmic Microwave Background Radiation (Nobel Lecture) by Robert Wilson 8 Dec 1978, p. 474" (PDF).
  24. ↑ Penzias, A. A.; Wilson, R. W. (1965-07). "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 142: 419. doi:10.1086/148307. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  25. ↑ "The Cosmic Microwave Background Radiation". aether.lbl.gov. สืบค้นเมื่อ 2026-04-02.
  26. ↑ Dicke, R. H.; Peebles, P. J. E.; Roll, P. G.; Wilkinson, D. T. (1965-07). "Cosmic Black-Body Radiation". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 142: 414. doi:10.1086/148306. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  27. ↑ "Nobel Prize in Physics 1978". NobelPrize.org (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). สืบค้นเมื่อ 2026-04-02.
  28. 1 2 3 4 5 6 Partridge, R. Bruce (2019-04-04), Kragh, Helge; Longair, Malcolm S. (บ.ก.), "The cosmic microwave background: from discovery to precision cosmology", The Oxford Handbook of the History of Modern Cosmology (ภาษาอังกฤษ) (พิมพ์ครั้งที่ 1), Oxford University Press, น. 292–345, doi:10.1093/oxfordhb/9780198817666.013.8, ISBN 978-0-19-881766-6, สืบค้นเมื่อ 2026-04-02{{citation}}: CS1 maint: work parameter with ISBN (ลิงก์)
  29. ↑ Harrison, E. R. (1970-05-15). "Fluctuations at the Threshold of Classical Cosmology". Physical Review D (ภาษาอังกฤษ). 1 (10): 2726–2730. doi:10.1103/PhysRevD.1.2726. ISSN 0556-2821.
  30. ↑ Peebles, P. J. E.; Yu, J. T. (1970-12). "Primeval Adiabatic Perturbation in an Expanding Universe". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 162: 815. doi:10.1086/150713. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  31. ↑ Zeldovich, Y. B. (1972-10-01). "A Hypothesis, Unifying the Structure and the Entropy of the Universe". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (ภาษาอังกฤษ). 160 (1): 1P–3P. doi:10.1093/mnras/160.1.1P. ISSN 0035-8711.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (ลิงก์)
  32. ↑ Sunyaev, R. A.; Zeldovich, Ya. B. (1970-04). "Small-scale fluctuations of relic radiation". Astrophysics and Space Science (ภาษาอังกฤษ). 7 (1): 3–19. doi:10.1007/BF00653471. ISSN 0004-640X. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  33. ↑ Smoot, G. F.; Bennett, C. L.; Kogut, A.; Wright, E. L.; Aymon, J.; Boggess, N. W.; Cheng, E. S.; de Amici, G.; Gulkis, S.; Hauser, M. G.; Hinshaw, G.; Jackson, P. D.; Janssen, M.; Kaita, E.; Kelsall, T. (1992-09). "Structure in the COBE differential microwave radiometer first-year maps". The Astrophysical Journal (ภาษาอังกฤษ). 396: L1. doi:10.1086/186504. ISSN 0004-637X. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  34. ↑ Bennett, C. L.; Banday, A. J.; Górski, K. M.; Hinshaw, G.; Jackson, P.; Keegstra, P.; Kogut, A.; Smoot, G. F.; Wilkinson, D. T.; Wright, E. L. (1996-06-10). "Four-Year [ITAL]COBE[/ITAL] DMR Cosmic Microwave Background Observations: Maps and Basic Results". The Astrophysical Journal. 464 (1): L1–L4. doi:10.1086/310075.
  35. ↑ Grupen, Claus (2005). Astroparticle physics. Berlin ; New York: Springer. ISBN 978-3-540-25312-9.
  36. ↑ Torbet, E.; Devlin, M. J.; Dorwart, W. B.; Herbig, T.; Miller, A. D.; Nolta, M. R.; Page, L.; Puchalla, J.; Tran, H. T. (1999-06-10), A Measurement of the Angular Power Spectrum of the Microwave Background Made from the High Chilean Andes, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/9905100, สืบค้นเมื่อ 2026-04-08
  37. ↑ Melchiorri, A.; Ade, P. A. R.; Bernardis, P. de; Bock, J. J.; Borrill, J.; Boscaleri, A.; Crill, B. P.; Troia, G. De; Farese, P. (1999-11-27), A measurement of Omega from the North American test flight of BOOMERANG, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/9911445, สืบค้นเมื่อ 2026-04-08
  38. ↑ Hanany, S.; Ade, P.; Balbi, A.; Bock, J.; Borrill, J.; Boscaleri, A.; Bernardis, P. de; Ferreira, P. G.; Hristov, V. V. (2000-10-02), MAXIMA-1: A Measurement of the Cosmic Microwave Background Anisotropy on angular scales of 10 arcminutes to 5 degrees, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0005123, สืบค้นเมื่อ 2026-04-08
  39. ↑ Bernardis, P. de; Ade, P. A. R.; Bock, J. J.; Bond, J. R.; Borrill, J.; Boscaleri, A.; Coble, K.; Crill, B. P.; Gasperis, G. De (2000-04-28), A Flat Universe from High-Resolution Maps of the Cosmic Microwave Background Radiation, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/0004404, สืบค้นเมื่อ 2026-04-08
  40. ↑ Pogosian, Levon; Tye, S.-H. Henry; Wasserman, Ira; Wyman, Mark (2006-04-06), Observational Constraints on Cosmic String Production During Brane Inflation, doi:10.48550/arXiv.hep-th/0304188, สืบค้นเมื่อ 2026-04-08
  41. 1 2 Bennett, C. L.; Halpern, M.; Hinshaw, G.; Jarosik, N.; Kogut, A.; Limon, M.; Meyer, S. S.; Page, L.; Spergel, D. N.; Tucker, G. S.; Wollack, E.; Wright, E. L.; Barnes, C.; Greason, M. R.; Hill, R. S. (2003-09). "First Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 148 (1): 1–27. doi:10.1086/377253. ISSN 0067-0049. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  42. ↑ Bennett, C. L.; Larson, D.; Weiland, J. L.; Jarosik, N.; Hinshaw, G.; Odegard, N.; Smith, K. M.; Hill, R. S.; Gold, B.; Halpern, M.; Komatsu, E.; Nolta, M. R.; Page, L.; Spergel, D. N.; Wollack, E. (2013-09-20). "Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results". The Astrophysical Journal Supplement Series. 208 (2): 20. doi:10.1088/0067-0049/208/2/20. ISSN 0067-0049.
  43. ↑ Glanz, James (2001-04-30). "Listen Closely: From Tiny Hum Came Big Bang". The New York Times (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). ISSN 0362-4331. สืบค้นเมื่อ 2026-04-29.
  44. ↑ Leitch, E. M.; Kovac, J. M.; Pryke, C.; Reddall, B.; Sandberg, E. S.; Dragovan, M.; Carlstrom, J. E.; Halverson, N. W.; Holzapfel, W. L. (2002-12). "Measuring Polarization with DASI". Nature. 420 (6917): 763–771. doi:10.1038/nature01271. ISSN 0028-0836. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  45. ↑ Fowler, J. W.; Niemack, M. D.; Dicker, S. R.; Aboobaker, A. M.; Ade, P. a. R.; Battistelli, E. S.; Devlin, M. J.; Fisher, R. P.; Halpern, M. (2006-12-31). "Optical Design of the Atacama Cosmology Telescope and the Millimeter Bolometric Array Camera". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  46. ↑ Marrone, D. P.; Blundell, R.; Tong, E.; Paine, S. N.; Loudkov, D.; Kawamura, J. H.; Luhr, D.; Barrientos, C. (2005-05-12). "Observations in the 1.3 and 1.5 THz Atmospheric Windows with the Receiver Lab Telescope". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  47. ↑ "Planck Mission Brings Universe Into Sharp Focus". NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL) (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  48. ↑ "Mapping the Early Universe". archive.nytimes.com (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  49. ↑ Collaboration, Planck; Ade, P. a. R.; Aghanim, N.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B. (2015-02-05). "Planck 2015 results. XIII. Cosmological parameters". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  50. ↑ Carlstrom, J. E.; Ade, P. A. R.; Aird, K. A.; Benson, B. A.; Bleem, L. E.; Busetti, S.; Chang, C. L.; Chauvin, E.; Cho, H.-M.; Crawford, T. M.; Crites, A. T.; Dobbs, M. A.; Halverson, N. W.; Heimsath, S.; Holzapfel, W. L. (2011-05). "The 10 Meter South Pole Telescope". Publications of the Astronomical Society of the Pacific (ภาษาอังกฤษ). 123 (903): 568–581. doi:10.1086/659879. {{cite journal}}: ตรวจค่าวันที่ใน: |date= (วิธีใช้)
  51. ↑ Hanson, D.; Hoover, S.; Crites, A.; Ade, P. a. R.; Aird, K. A.; Austermann, J. E.; Beall, J. A.; Bender, A. N.; Benson, B. A. (2013-07-22). "Detection of B-mode Polarization in the Cosmic Microwave Background with Data from the South Pole Telescope". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  52. ↑ Bleem, L. E.; Bocquet, S.; Stalder, B.; Gladders, M. D.; Ade, P. a. R.; Allen, S. W.; Anderson, A. J.; Annis, J.; Ashby, M. L. N. (2019-10-09). "The SPTpol Extended Cluster Survey". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  53. ↑ Strandet, M. L.; Weiß, A.; Vieira, J. D.; de Breuck, C.; Aguirre, J. E.; Aravena, M.; Ashby, M. L. N.; Béthermin, M.; Bradford, C. M. (2016-03-16). "The redshift distribution of dusty star forming galaxies from the SPT survey". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  54. ↑ Camphuis, E.; Quan, W.; Balkenhol, L.; Khalife, A. R.; Ge, F.; Guidi, F.; Huang, N.; Lynch, G. P.; Omori, Y. (2025-06-25). "SPT-3G D1: CMB temperature and polarization power spectra and cosmology from 2019 and 2020 observations of the SPT-3G Main field". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-11.
  55. ↑ Ge, F.; Millea, M.; Camphuis, E.; Daley, C.; Huang, N.; Omori, Y.; Quan, W.; Anderes, E.; Anderson, A. J.; Ansarinejad, B.; Archipley, M.; Balkenhol, L.; Benabed, K.; Bender, A. N.; Benson, B. A. (2025-04-16). "Cosmology from CMB lensing and delensed E E power spectra using 2019–2020 SPT-3G polarization data". Physical Review D (ภาษาอังกฤษ). 111 (8). doi:10.1103/PhysRevD.111.083534. ISSN 2470-0010.
  56. ↑ Scott, Douglas (2006-01-15). "The Standard Cosmological Model". Canadian Journal of Physics. 84 (6–7): 419–435. doi:10.1139/P06-066. ISSN 0008-4204.
  57. ↑ Durham, Frank (1983). Frame of the universe : a history of physical cosmology. Internet Archive. New York : Columbia University Press. ISBN 978-0-231-05392-1.{{cite book}}: CS1 maint: publisher location (ลิงก์)
  58. ↑ Guth, Alan H. (1997). The inflationary universe: the quest for a new theory of cosmic origins. Helix books. Cambridge, Mass: Perseus Books. ISBN 978-0-201-32840-0.
  59. ↑ Cirigliano, D.; Vega, H. J. de; Sanchez, N. G. (2005-05-23). "Clarifying Inflation Models: the Precise Inflationary Potential from Effective Field Theory and the WMAP data". Physical Review D. 71 (10): 103518. doi:10.1103/PhysRevD.71.103518. ISSN 1550-7998.{{cite journal}}: CS1 maint: article number as page number (ลิงก์)
  60. ↑ Abbott, Brian. "Microwave (WMAP) All-Sky Survey | Guide | Digital Universe | Hayden Planetarium". www.haydenplanetarium.org (ภาษาอังกฤษ). ข้อมูลเก่าจากต้นฉบับ เมื่อ 2013-02-13. สืบค้นเมื่อ 2026-05-13.
  61. ↑ Gawiser, Eric; Silk, Joseph (2000-02-02). "The Cosmic Microwave Background Radiation". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-05-13.
  62. ↑ "Nobel Prize in Physics 2006". NobelPrize.org (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). สืบค้นเมื่อ 2026-05-13.
  63. ↑ "WMAP Overview - NASA Science" (ภาษาอังกฤษแบบอเมริกัน). 2025-09-26. สืบค้นเมื่อ 2026-05-13.
  64. ↑ Hobson, Michael P.; Efstathiou, George; Lasenby, Anthony (2013). General relativity: an introduction for physicists (พิมพ์ครั้งที่ 1. publ., 6. print). Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-82951-9.
  65. ↑ Unsöld, Albrecht; Baschek, Bodo (2004). The new cosmos: an introduction to astronomy and astrophysics (พิมพ์ครั้งที่ 5. ed., corr. 2. print). Berlin Heidelberg: Springer. ISBN 978-3-540-67877-9.
  66. ↑ White, Martin (1999-03-15), Anisotropies in the CMB, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/9903232, สืบค้นเมื่อ 2026-05-14
  67. ↑ "Wayback Machine" (PDF). redshift.vif.com. ข้อมูลเก่าจากต้นฉบับ (PDF) เมื่อ 2024-03-24. สืบค้นเมื่อ 2026-05-14. {{cite web}}: การอ้างอิงใช้ชื่อทั่วไปเกินไป (วิธีใช้)
  68. ↑ Kaku, M. (2014). "First Second of the Big Bang". How the Universe Works. Season 3. Episode 4. Discovery Science.
  69. ↑ Brandenberger, Robert H. (1995-09-01), Formation of Structure in the Universe, doi:10.48550/arXiv.astro-ph/9508159, สืบค้นเมื่อ 2026-06-20
  70. ↑ "Converted number: Conversion from K to eV". physics.nist.gov. สืบค้นเมื่อ 2026-06-20.
  71. ↑ Noterdaeme, P.; Petitjean, P.; Srianand, R.; Ledoux, C.; Lopez, S. (2010-12-14). "The evolution of the Cosmic Microwave Background Temperature: Measurements of TCMB at high redshift from carbon monoxide excitation". arXiv.org (ภาษาอังกฤษ). สืบค้นเมื่อ 2026-06-20.
  72. ↑ Dodelson, Scott (2003). "Coherent Phase Argument for Inflation". AIP Conference Proceedings. 689: 184–196. doi:10.1063/1.1627736.
  73. ↑ Baumann, D. (2011). "The Physics of Inflation" (PDF). University of Cambridge. Archived from the original (PDF) on 2018-09-21. Retrieved 2015-05-09.
  74. ↑ "CMB Introduction". background.uchicago.edu. สืบค้นเมื่อ 2026-09-29.
  75. ↑ "CMB Introduction". background.uchicago.edu. สืบค้นเมื่อ 2026-09-29.

อ่านเพิ่มเติม

[แก้]

แหล่งข้อมูลอื่น

[แก้]
เข้าถึงจาก "https://th.wikipedia.org/w/index.php?title=รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ&oldid=13321451"