เส้นเวลาของบิกแบง

คำว่า เส้นเวลาของบิกแบง คือประวัติของการเกิดจักรวาลที่สอดคล้องกับทฤษฏีบิกแบง โดยใช้ตัวแปรทางเวลาของจักรวาลในพิกัดเคลื่อนที่ เมื่อพิจารณาตรรกะจากการขยายตัวของเอกภพโดยใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป หากเวลาย้อนหลังไปจะทำให้ความหนาแน่นและอุณหภูมิมีค่าสูงขึ้นอย่างไม่จำกัดขณะที่เวลาในอดีตจำกัดอยู่ค่าหนึ่ง ภาวะเอกฐานเช่นนี้เป็นไปไม่ได้เพราะขัดแย้งกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เป็นที่ถกเถียงกันอยู่มากกว่าเราสามารถประมาณภาวะเอกฐานได้ใกล้สักเพียงไหน (ซึ่งไม่มีทางประมาณไปได้มากเกินกว่ายุคของพลังค์) ภาวะเริ่มแรกที่มีความร้อนและความหนาแน่นสูงอย่างยิ่งนี้เองที่เรียกว่า "บิกแบง" และถือกันว่าเป็น "จุดกำเนิด" ของเอกภพของเราจากผลการตรวจวัดการขยายตัวของซูเปอร์โนวาประเภท Ia การตรวจวัดความแปรเปลี่ยนของอุณหภูมิในไมโครเวฟพื้นหลัง และการตรวจวัดลำดับวิวัฒนาการของดาราจักร เชื่อว่าเอกภพมีอายุประมาณ 13.73 ± 0.12 พันล้านปีจและวิวัฒนาการต่อมาเรื่อย ๆ ซึ่งเราสามารถแบ่งออกเป็น 4 ระยะด้วยกัน โดยจักรวาลในระยะแรกเริ่ม, ซึ่งเป็นช่วงที่เรามีความรู้ความเข้าใจน้อยมาก เนื่องจากในช่วงเสี้ยววินาทีแรกของการระเบิดของจักรวาล จักรวาลจะร้อนมากอันเต็มไปด้วยอนุภาค ที่มีพลังงานสูง สูงกว่าอนุภาคที่ถูกเร่งด้วยเครื่องเร่งอนุภาค ส่วนใหญ่ที่มนุษย์เคยสร้างมา นอกจากเครื่องเร่งของสถาบันวิจัย

ตามทฤษฎีบิกแบง จักรวาลมีจุดกำเนิดมาจากสภาพที่มีความหนาแน่นสูงและร้อน และจักรวาลมีการขยายตัวอยู่ตลอดเวลา

ระยะต่อมา, จักรวาลระยะแรก, กระบวนการวิวัฒนาการของจักรวาลสอดคล้องกับความรู้ทางอนุภาคฟิสิกส์พลังงานสูง เมื่อมี โปรตอน, อิเล็กตรอน และ นิวตรอน ตัวแรกเกิดขึ้นแล้ว ต่อจากนั้นจะรวมตัวกันเป็น นิวเคลียส อะตอม และอะตอมแรกที่เกิดขึ้นคือ อะตอมของไฮโดรเจน อีกทั้งยังมีการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล

หลังจากนั้นสสารที่เกิดขึ้นริ่มกลายเป็นดาวฤกษ์ ดาราจักร เควซาร์ กระจุกดาราจักร

จักรวาลระยะแรกเริ่ม

มีการคาดเดาถึงสภาวะเริ่มแรกของบิกแบงไปต่างๆ นานา แต่แบบจำลองที่เป็นที่ยอมรับมากที่สุดคือ เอกภพเดิมมีอยู่เพียงหนึ่งเดียวซึ่งมีความหนาแน่นที่สูงมาก มีอุณหภูมิและความดันสูงมาก เนื่องจากยังไม่มีเครื่องเร่งใดที่มนุษย์สร้างขึ้นมีพลังงานสูงพอ

ยุคออกัสทิเนียน

ก่อนเกิดบิกแบง

ในปี1952, George Gamow, หนึ่งในบิดาแห่งการค้นพบจักรวาลวิทยา ได้ตั้งชื่อช่วงก่อนเกิดบิกแบงว่ายุคออกัสทิเนียน, ภายหลังจากที่นักปราชญ์นามว่า Saint Augustine, เสนอว่าเวลาเป็นสิ่งที่สร้างขึ้นมาพร้อมกับจักรวาล ดังนั้นช่วงก่อนเกิดบิกแบงจึงไม่มีเวลา คำว่า "ยุคออกัสทิเนียน" หมายถึงแนวคิดที่ขัดแย้งกับความรู้ทางฟิสิกส์ในภาวะเอกฐาน ของ ความหนาแน่นที่มีค่าสูงขึ้นอย่างไม่จำกัดขณะที่เวลาในอดีตจำกัดอยู่ค่าหนึ่ง,จากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ของ อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ บอกว่าจะไม่มีสภาวะเช่นนี้เกิดขึ้น ซึ่งขัดแย้งกันแต่นักฟิสิกส์ยังพยายามที่จะข้ามพ้นข้อจำกัดนั้นโดยใช้ ทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัม

ยุคของพลังค์

จนถึง10^–43 วินาที หลังเกิดบิกแบง

ถ้าจักรวาลมีความสมมาตร จริง, แรงพื้นฐานทั้ง 4 แรงจะรวมเป็นแรงเดียว — แรงแม่เหล็กไฟฟ้า, แรงนิวเคลียร์อย่างอ่อน, แรงนิวเคลียร์อย่างเข้ม และ แรงโน้มถ่วง — ยุคนี้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป สามารถทำนายสภาวะเอกฐานได้ถูกต้อง ภายใต้เงื่อนไขที่ว่าไม่มีผลทางควันตัม quantum effectsโดยนักฟิสิกส์หวังว่า ทฤษฎีโน้มถ่วงเชิงควอนตัม เช่น ทฤษฎีสตริง และ loop quantum gravity จะช่วยให้เราเข้าใจยุคนี้มากขึ้น

ยุคแกรน ยูนิฟิเคชัน

ระหว่าง 10^–43 วินาที และ 10^–36 วินาทีหลังเกิดบิกแบง

จักรวาลในยุคนี้จะขยายตัวออกอย่างทันทีทันใดและมีอุณหภูมิลดลงจากยุคของพลังค์ แรงโน้มถ่วง เริ่มแยกออกจากแรงหลัก

ยุคอิเล็กโตรวีค

ระหว่าง 10^–36 วินาที และ 10^–12 วินาที หลังเกิดบิกแบง

อุณหภูมิของจักรวาลจะต่ำประมาณ 10²⁸K ทำให้แรงstrong แยกออกจากแรง electroweak การขยายตัวของจักรวาลเป็นสภาวะการพองตัวเติบโตขึ้นอย่างรวดเร็วแบบเอ็กโปเนนเชียล หลังจากสิ้นสุดสภาวะการพองตัว เอกภพประกอบด้วยควาร์ก-กลูออนพลาสมาและอนุภาคมูลฐานทั้งหมด

จักรวาลระยะแรก

เอกภพยังคงขยายตัวอย่างต่อเนื่องและมีอุณหภูมิลดลง ทำให้พลังงานโดยทั่วไปในแต่ละอนุภาคลดลงด้วย ในระยะนี้ภาพการคาดเดาก็น้อยลง เพราะพลังงานของอนุภาคลดลงลงถึงระดับที่สามารถอธิบายได้ด้วยการทดลองฟิสิกส์อนุภาค

ยุคของควาร์ก

ระหว่าง 10^–12 วินาที และ 10^–6 วินาที หลังเกิดบิกแบง

ถ้าความสมมาตรเป็นสมบัติของจักรวาลจริง อุณหภูมิของจักรวาลยังคงสูงมากทำให้การเคลื่อนที่ของอนุภาคต่างๆ มีความเร็วสัมพัทธ์สูง คู่อนุภาคและปฏิยานุภาคทั้งหมดยังมีการเกิดใหม่และแตกดับลงไปในการปะทะ ต่อมาจึงเกิดปฏิกิริยาบางอย่างที่เรียกว่า บาร์โยเจเนซิส (baryogenesis) ทำลายภาวะสมดุลในการรักษาจำนวนบาร์ยอน เกิดเป็นควาร์กและเลปตันขึ้นมาจำนวนหนึ่งที่มากกว่าปฏิควาร์กและปฏิเลปตันประมาณ 1 ใน 30 ล้านส่วน ซึ่งเป็นต้นเหตุทำให้มีสสารมากกว่าปฏิสสารในเอกภพปัจจุบัน อีกทั้งแรงนิวเคลียร์อย่างอ่อนแยกออกจากแรงแม่เหล็กไฟ้ฟ้า ทำให้แรงพื้นฐานทางฟิสิกส์และพารามิเตอร์ต่างๆ ของอนุภาคมูลฐานกลายมาอยู่ในรูปแบบดังเช่นปัจจุบัน

ยุคฮาดรอน

ระหว่าง 10^–6 วินาที และ 1 วินาที หลังเกิดบิกแบง

ควาร์กและกลูออนรวมตัวกันกลายเป็นอนุภาคบาร์ยอนจำนวนหนึ่งเช่น โปรตอน และนิวตรอน ปริมาณควาร์กที่มีมากกว่าปฏิควาร์กอยู่เล็กน้อยทำให้อนุภาคบาร์ยอนมีมากกว่าปฏิบาร์ยอนเช่นเดียวกัน ถึงเวลานี้ อุณหภูมิของเอกภพก็ไม่สูงพอที่จะสร้างคู่โปรตอน-ปฏิโปรตอนใหม่อีกแล้ว (ทำนองเดียวกันกับนิวตรอนและปฏินิวตรอน) จึงเกิดการทำลายมวลครั้งใหญ่ เหลือเพียง 1 ใน 10¹⁰ ของโปรตอนและนิวตรอนในตอนเริ่มต้น และไม่มีปฏิยานุภาคของพวกมันเหลืออยู่เลย

ยุคเลปตอน

ระหว่าง 1 วินาที และ and 3 นาที หลังเกิดบิกแบง

ดูบทความหลักที่: Lepton epoch

ฮาดรอนและปฏิภาคฮาดรอนเริ่มสลายตัว และเข้าสู่ยุคที่จักรวาลเต็มไปด้วยเลปตอนและปฏิภาคเลปตอน หลังจากนั้นประมาณ 3 วินาทีหลังเกิดบิกแบง อุณหภูมิของจักรวาลลดลงจจนถึงจุดที่ อนุภาคเลปตอนและปฏิภาคเลปตอนที่เข้าคู่กันเริ่มสลายตัว จึงทำให้จักรวาลเหลือแต่เลปตอนและปฏิภาคเลปตอนเล็ก ๆ

ยุคโฟตอน

ระหว่าง 3 นาที และ 380,000 ปี หลังเกิดบิกแบง

ดูบทความหลักที่: Photon epoch

หลังจากที่เลปตอนและปฏิภาคเลปตอนส่วนใหญ่สลายตัวหยุดลง พลังงานของจักรวาลส่วนใหญ่จะอยู่ในรูปของโฟตอน โฟตอนยังคงกระทำกับประจุของโปรตอน และอิเล็กตรอน และจะกระทำเช่นนี้ต่อไปเรื่อย ๆ

จักรวาลเต็มไปด้วยสสาร

240,000–310,000 ปี หลังเกิดบิกแบง

ในเวลานี้ ความหนาแน่นของสสาร (อะตอม นิวคลีอิก) จะเท่ากับพลังงานที่ปล่อยออกมาในรูปของโฟตอน โครงสร้างที่เล็กที่สุดของจักรวาลเริ่มถูกรบกวนมากขึ้น ความหนาแน่นของจักรวาลจะเพิ่มขึ้นเรื่อย ๆ

 

ข้อมูลจากดาวเทียม WMAP แสดงการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังในห้วงจักรวาลจากมุมมองของเรา ความเปลี่ยนแปรแท้จริงจะราบเรียบกว่าที่ปรากฏในแผนภาพ

อะตอมของไฮโดรเจนและฮีเลียมเริ่มเกิดขึ้น จนส่งผลให้ความหนาแน่นของจักวาลกลับลดลง โดยเริ่มจากการสร้างนิวเคลียสของไฮโดรเจนกับฮีเลียมขึ้นมาก่อน หลังจากนั้นเมื่อจักรวาลเย็นตัวลง นิวเคลียสเหล่านี้จะเริ่มจับอิเล็กตรอนอิสระที่มีอยู่เต็มจักรวาลจนกลายเป็นอะตอมที่เป็นกลาง กระบวนการนี้จะเกิดได้กับฮีเลียมเร็วกว่าเกิดกับไฮโดรเจน ซึ่งเรียกกระบวนการนี้ว่า การหลอมรวมกัน จนกระทั่งหมดกระบวนการหลอมรวมกัน โดยอะตอมส่วนใหญ่ของจักรวาลเป็นกลาง อีกทั้งโฟตอนไม่สามารถเคลื่อนที่ได้อิสระ

การสร้างโครงสร้างของจักรวาล

 

อวกาศห้วงลึกมากของฮับเบิล แสดงให้เห็นดาราจักรที่มีอายุเก่าแก่มากมาย และทำให้เราทราบถึงภาพของอวกาศในยุคก่อน

 

ภาพจากกล้องฮับเบิลอีกภาพหนึ่ง แสดงให้เห็นดาราจักรเกิดใหม่ใกล้ๆ นี้ นั่นคือเป็นเหตุการณ์ที่เพิ่งเกิดขึ้นไม่นานตามเส้นเวลาของจักรวาล หลักฐานนี้แสดงว่ายังคงมีดาราจักรเกิดใหม่ในจักรวาลอยู่ตราบถึงปัจจุบัน

การสร้างโครงสร้างของจักรวาลตมาแบบจำลองบิกแบง โดยโครงสร้างแรกที่เกิดขึ้นคือ เควซาร์ทำให้เกิดแสงขึ้นในจักรวาล ต่อจากนั้นจึงเป็น ดาราจักรกัมมันต์ และ population III stars ก่อนที่จะเข้ายุคนี้ การวิวัฒนาการของจักรวาลเป็นที่รู้กันดีจาก linear cosmological โดยโครงสร้างทั้งหมดของจักรวาลเกิดจากการที่จักรวาลเป็นเนื้อเดียวกัน

การเกิดดาว

ดาวดวงแรกที่เกิดขึ้นในจักรวาลมีลักษณะที่คล้ายกับดาว Population III โดยเริ่มและเกิดจากกระบวนการรวมกันของอนุภาคเบาที่เกิดจากบิกแบง (ไฮโดรเจน ฮีเลียม และลิเทียม) จนกลายเป็นอนุภาคที่หนักขึ้นในดาว อย่างไรก็ตามในขณะนี้ยังไม่ค้นพบดาวPopulation III นี้ สสารส่วนใหญ่ในจักรวาลจะกระจุกกันเพื่อรวมกันเป็นกาแลกซี่ ดาว Population II หลังจากนั้นจึงรวมตัวกันเกิดกลุ่มดาวขนาดเล็กขึ้น โดยแรงดึงดูดระหว่างมวลจะดึงดูดกลุ่มดาวเล็กๆ มารวมตัวกันจนเกิดเป็น กาแลกซี่ ต่อจากนั้นประมาณ 8 พันล้านปีหลังเกิดบิกแบง ดวงอาทิตยืจึงถือกำเนิดขึ้นมาราว 5 พันล้านปีหลังเกิดบิกแบง

วันนี้: 13.8 พันล้านปี

จากการคำนวณและศึกษาอย่างละเอียดทำให้เราทราบว่าปัจจุบันจักรวาลมีอายุประมาณ 13.7 พันล้านปี ขณะนี้จักรวาลของเรากำลังขยายตัวด้วยความเร่ง

อ้างอิง

1. S. W. Hawking and G. F. R. Ellis (1973). The large-scale structure of space-time. เคมบริดจ์: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยเคมบริดจ์. ISBN 0-521-20016-4.
2. ยังไม่เป็นเอกฉันท์ว่าภาวะบิกแบงนี้กินเวลานานเท่าไร บางคนว่าเฉพาะภาวะเอกฐานเริ่มแรกเท่านั้น แต่บางคนก็เห็นว่าเป็นช่วงไม่กี่นาทีแรกที่ฮีเลียมเริ่มก่อตัวขึ้น
3. G. Hinshaw, J. L. Weiland, R. S. Hill, N. Odegard, D. Larson, C. L. Bennett, J. Dunkley, B. Gold, M. R. Greason, N. Jarosik, E. Komatsu, M. R. Nolta, L. Page, D. N. Spergel, E. Wollack, M. Halpern, A. Kogut, M. Limon, S. S. Meyer, G. S. Tucker, E. L. Wright (2008). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results". Astrophys. J.
4. Gamow, George (1961). The Creation of the Universe. Courier Dover Publications. ISBN 0486438686. p. 28 "Thus nothing can be said about the pre-squeeze era of the universe, the era which may be properly called, "St. Augustine's era," since it was St. Augustine of Hippo who first raised the question as to 'what God was doing before He made heaven and earth.'"
5. "The Planck Era".
6. Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
7. Guth, Alan H. (1998). The Inflationary Universe: Quest for a New Theory of Cosmic Origins. Vintage. ISBN 978-0099959502.
8. Schewe, Phil, and Ben Stein (2005). "An Ocean of Quarks". Physics News Update, American Institute of Physics 728 (#1). เก็บข้อมูลเมื่อ 2007-05-27.
9. Kolb, Edward; Michael Turner (1988). The Early Universe. Addison-Wesley. ISBN 0-201-11604-9.
10. Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 158 Addison-Wesley 2003
11. Mukhanov, V: "Physical foundations of Cosmology", pg. 120, Cambridge 2005
12. Ferreting Out The First Stars; physorg.com

ดูเพิ่ม

• แผนภาพเส้นเวลาของบิกแบง