ประมาณ 13.8 พันล้านปีก่อน เอกภพเป็นอนุภาคที่ร้อนระอุ ตั้งแต่นั้นมา มันก็ขยายตัวและเย็นตัวลง สสารในนั้นจับตัวกันเป็นก้อนภายใต้แรงโน้มถ่วง ผลที่ได้คือรูปแบบคล้ายเว็บของกาแลคซีที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบัน ในช่วงหลายปีที่ผ่านมา การสังเกตการณ์ช่วยให้นักจักรวาลวิทยาสามารถสร้างแบบจำลองว่าสิ่งนี้เกิดขึ้นได้อย่างไร โดยเริ่มจากเวลาไม่ถึงหนึ่งวินาทีหลังบิกแบง สิ่งนี้เรียกว่าแบบจำลองสสารมืดเย็น
แลมบ์ดา (ΛCDM)
และสามารถรองรับข้อมูลทางดาราศาสตร์ที่น่าประทับใจจำนวนมากจนถึงความแม่นยำสูง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มันอธิบายถึงรูปแบบที่กาแลคซีสร้างขึ้นบนท้องฟ้า การมีอยู่และรายละเอียดของพื้นหลังไมโครเวฟคอสมิก (CMB) และการสังเคราะห์องค์ประกอบแสง ไฮโดรเจน ฮีเลียม และลิเธียม
ลักษณะเด่นอย่างหนึ่งของแบบจำลอง ΛCDM คือมันตั้งสมมติฐานค่อนข้างน้อยเกี่ยวกับวิธีการทำงานของเอกภพ ตัวอย่างเช่น สันนิษฐานว่าแรงโน้มถ่วงมีพฤติกรรมในลักษณะที่กล่าวไว้ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ สมมติฐานอื่น ๆ เกี่ยวข้องกับพารามิเตอร์เพียงไม่กี่ตัว
ค่าของค่านั้นได้รับการแก้ไขโดยข้อมูลเชิงสังเกต พารามิเตอร์อิสระประกอบด้วยอัตราที่เอกภพกำลังขยายตัวในปัจจุบัน (พารามิเตอร์ฮับเบิล) และพารามิเตอร์สองตัวที่แก้ไขก้อนเนื้อจำนวนเล็กน้อยที่มีอยู่ในซุปร้อนที่เป็นเนื้อเดียวกันอย่างสมบูรณ์แบบ บทความนี้กล่าวถึงพารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา
อีกสองตัวแปรของทฤษฎี ได้แก่ ความหนาแน่นของพลังงานเฉลี่ยที่เก็บอยู่ใน “สสารมืด” และในอวกาศว่าง เพื่อเพิ่มความรู้สึกลึกลับ มักจะเรียกว่า “พลังงานมืด” จากแบบจำลอง ΛCDM พลังงานที่เก็บไว้ในเซกเตอร์มืดคิดเป็น 95% ของพลังงานทั้งหมดในเอกภพ (พลังงานมืด 68% บวกสสารมืด 27%)
ซึ่งเหลือเพียงแค่ 5% สำหรับสสารธรรมดา และแน่นอนว่าเป็นแนวคิดที่ค่อนข้างน่าทึ่งว่าสิ่งที่มองเห็นได้ของเอกภพ ซึ่งเป็นส่วนประกอบของสิ่งต่างๆ เช่น ดาวเคราะห์และดาวฤกษ์ ควรคิดเป็นสัดส่วนเพียงเล็กน้อยของงบประมาณด้านพลังงานเท่านั้น แต่บางทีเราก็ไม่ควรตื่นตระหนกจนเกินไป
สสารมืด
ได้ชื่อมาจากการที่มันไม่เปล่งแสง และเราไม่ควรแปลกใจเกินไปที่จักรวาลดูเหมือนจะมีสสารมากกว่าสสารธรรมดา ท้ายที่สุด เหตุใดมุมมอง “การท้าทายจากระยะไกล” ของเราเกี่ยวกับจักรวาลจึงควรให้สิทธิ์เราในเรื่องราวทั้งหมด การมีอยู่ของพลังงานในสุญญากาศไม่ควรทำให้เราประหลาดใจ:
สมการของไอน์สไตน์ของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปรวมถึงค่าคงตัวของจักรวาลและทฤษฎีฟิสิกส์ของอนุภาคทำนายมัน ปัญหาคือการทำนายฟิสิกส์ของอนุภาคดูเหมือนจะสูงเกินไปอย่างน้อย 60 คำสั่ง; ถ้าพลังงานสุญญากาศมีมากขนาดนั้นจริง เอกภพจะขยายตัวอย่างรวดเร็วจนเป็นไปไม่ได้ที่ดาวฤกษ์
จะก่อตัวขึ้น ปริศนาที่ชั่วร้ายนั้นมีชื่อว่า “ปัญหาค่าคงที่ของจักรวาล” และมันเป็นหนึ่งในปัญหาเร่งด่วนที่สุดในฟิสิกส์พื้นฐาน หากปราศจากวิธีแก้ปัญหา เราไม่สามารถมีความสุขกับความเข้าใจเกี่ยวกับพื้นที่ว่างและผลกระทบของมันที่มีต่อแรงโน้มถ่วง แม้ว่าแบบจำลอง ΛCDM จะทำงานได้ดี
แต่ก็ไม่มีสิ่งใดที่จะกล่าวถึงต้นกำเนิดของพลังงานมืดได้ นอกจากนี้ยังไม่ได้อธิบายที่มาของสสารมืดเรารู้ว่ามันอยู่ที่นั่น…การมีอยู่ของสสารมืดถูกคาดเดาขึ้นเป็นครั้งแรกในทศวรรษที่ 1930 เพื่ออธิบายการเคลื่อนที่ของกาแลคซีในกระจุกดาวโคม่า ต่อมา มันถูกเรียกขึ้นมาเพื่ออธิบายการเคลื่อนที่ของดวงดาว
ภายในดาราจักรแต่ละแห่ง ปัจจุบัน หลักฐานเกี่ยวกับสสารมืดมาจากปรากฏการณ์ที่หลากหลาย รวมถึงการสังเคราะห์นิวเคลียร์ของธาตุแสงในดาวฤกษ์และ “เลนส์ความโน้มถ่วง” ซึ่งเป็นปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นเมื่อแสงจากวัตถุทางดาราศาสตร์ที่อยู่ห่างไกล เช่น กาแล็กซี ถูกบิดเบือนโดย แรงดึงดูดของสสาร
ที่แทรกเข้ามา
บางทีหลักฐานที่สำคัญที่สุดอาจมาจากวิวัฒนาการของโครงสร้างในเอกภพ ครั้งหนึ่งไม่นานหลังจากบิกแบง เอกภพเกือบจะเป็นเนื้อเดียวกันอย่างสมบูรณ์ ในระดับที่ใหญ่มาก มันยังคงดูราบเรียบเหมือนก๊าซในกาแล็กซีซึ่งถูกเชื่อมโยงอย่างอ่อนแรงด้วยแรงโน้มถ่วง จากมุมมองของเรา สสารในเอกภพ
ดูเหมือนจะห่างไกลจากการกระจายอย่างสม่ำเสมอ: มันรวมตัวกันเป็นก้อนเพื่อสร้างดวงดาว ดาวเคราะห์ และผู้คน โครงสร้างดังกล่าวมีวิวัฒนาการอย่างไร?น่าทึ่งที่เมล็ดเล็ก ๆ ของโครงสร้างนี้สามารถวัดได้โดยตรงโดยดูที่ CMB รังสีพื้นหลังนี้เกิดขึ้นเมื่อเอกภพมีอายุเพียง 380,000 ปี
และเกือบจะเป็นเนื้อเดียวกันอย่างสมบูรณ์ ยกเว้นการเบี่ยงเบนเล็กน้อย การวัดค่าความเบี่ยงเบนเหล่านี้อย่างแม่นยำ ซึ่งล่าสุดโดยดาวเทียมพลังค์ ได้จัดให้มีการทดสอบแบบจำลอง ΛCDM ที่เข้มงวดที่สุดเพียงครั้งเดียว และสามารถใช้แยกพารามิเตอร์ทั้งหมดของแบบจำลองให้มีความแม่นยำไม่กี่เปอร์เซ็นต์
หรือดีกว่าการวัดค่า CMB บอกเราว่าความเบี่ยงเบนเริ่มแรกในความสม่ำเสมอของเอกภพนั้นเล็กน้อย หากสสารธรรมดามีอยู่ทั้งหมด การก่อกวนเหล่านี้ไม่สามารถเติบโตเร็วพอที่จะก่อตัวเป็นเส้นใยและกระจุกของใยจักรวาลที่เราเห็นในปัจจุบัน แรงดันรังสีจะผลักพวกมันออกจากกันก่อน
ที่แรงโน้มถ่วงจะดึงพวกมันเข้าด้วยกัน การปรากฏตัวของสสารมืดจำนวนมากซึ่งมีปฏิสัมพันธ์กับรังสีอย่างอ่อน ทำให้เป็นไปได้ที่สสารมืดนี้จะรวมตัวกันเร็วขึ้นมาก เมื่อเวลาผ่านไป สสารธรรมดารวมตัวกันรอบๆ โครงสร้างสสารมืด ในที่สุดก็สร้างกาแลคซี โครงสร้างและการกระจายของสสาร
ยังคงมีลักษณะเบี่ยงเบนจากความสม่ำเสมอในช่วงแรกๆ …แต่มันทำมาจากอะไร?
เมื่อพูดถึงสิ่งที่นักทฤษฎีพูดเกี่ยวกับสสารมืด เราควรเริ่มต้นด้วยคำเตือน: สิ่งต่อไปนี้ยังไม่สมบูรณ์ ในที่ที่ความเขลาครอบงำ นักทฤษฎีมักสนุกสนาน และมีการคาดเดาที่แปลกประหลาดและน่าอัศจรรย์มากมายเกี่ยวกับสิ่งที่อาจเกิดขึ้นในด้านมืดของจักรวาล คงจะเป็นไปไม่ได้ที่จะครอบคลุมทั้งหมดไว้
Credit : เว็บสล็อตแท้ / สล็อตเว็บตรงไม่ผ่านเอเย่นต์
