การกำเนิดเอกภพของจักรวาล

นี่คือความคิดคร่าว ๆ ของสิ่งที่เกิดขึ้นในเอกภพในยุคแรกเริ่ม หลังบิกแบงเมื่อ 13.7 พันล้านปีก่อน แนวคิดนี้มาจากนักฟิสิกส์อนุภาค Martin S. Sloth จาก Center for Cosmology and Particle Physics Phenomenology ที่ University of Southern Denmark และ Florian Niedermann จาก Nordic Institute for Theoretical Physics (NORDITA) ในสตอกโฮล์ม Niedermann เป็น postdoc ก่อนหน้าในกลุ่มวิจัยของ Sloth ในบทความทางวิทยาศาสตร์ฉบับใหม่นี้ พวกเขานำเสนอพื้นฐานที่แข็งแกร่งยิ่งขึ้นสำหรับแนวคิดของพวกเขา ฟองสบู่จำนวนมากกระแทกเข้าหากัน "เราต้องจินตนาการว่าฟองเกิดขึ้นในสถานที่ต่าง ๆ ในเอกภพยุคแรก พวกมันใหญ่ขึ้นและเริ่มชนกัน ในท้ายที่สุด มีสถานะที่ซับซ้อนของการชนกันของฟอง ซึ่งปล่อยพลังงานและระเหยไปในที่สุด" Martin S กล่าว . สลอธ. ภูมิหลังของทฤษฎีการเปลี่ยนแปลงเฟสในเอกภพที่เดือดปุดๆ เป็นปัญหาที่น่าสนใจอย่างยิ่งในการคำนวณสิ่งที่เรียกว่าค่าคงที่ของฮับเบิล ค่าสำหรับความเร็วของเอกภพที่ขยายตัว Sloth และ Niedermann เชื่อว่าจักรวาลที่เดือดปุด ๆ มีบทบาทที่นี่ ค่าคงที่ของฮับเบิลสามารถคำนวณได้อย่างน่าเชื่อถือ เช่น การวิเคราะห์การแผ่รังสีพื้นหลังของ จักรวาล หรือโดยการวัดความเร็วของกาแล็กซีหรือดาวฤกษ์ที่กำลังระเบิดซึ่งกำลังเคลื่อนตัวออกห่างจากเรา จากข้อมูลของ Sloth และ Niedermann ทั้งสองวิธีไม่เพียงแต่เชื่อถือได้เท่านั้น แต่ยังได้รับการยอมรับทางวิทยาศาสตร์อีกด้วย ปัญหาคือทั้งสองวิธีไม่ได้นำไปสู่ค่าคงที่ฮับเบิลเดียวกัน นักฟิสิกส์เรียกปัญหานี้ว่า "ความตึงเครียดของฮับเบิล" มีบางอย่างผิดปกติกับภาพเอกภพยุคแรกของเราหรือไม่? "ในทางวิทยาศาสตร์ คุณต้องสามารถบรรลุผลลัพธ์เดียวกันได้โดยใช้วิธีการที่แตกต่างกัน ดังนั้นเราจึงมีปัญหา ทำไมเราถึงไม่ได้ผลลัพธ์เดียวกันในเมื่อเรามั่นใจมากเกี่ยวกับทั้งสองวิธี" Florian Niedermann กล่าว Sloth และ Niedermann เชื่อว่าพวกเขาพบวิธีที่จะได้ค่าคงที่ของฮับเบิลเท่ากันไม่ว่าจะใช้วิธีใดก็ตาม เส้นทางเริ่มต้นด้วยการเปลี่ยนเฟสและเอกภพที่มีฟองสบู่ และด้วยเหตุนี้เอกภพในยุคแรกที่มีฟองสบู่จึงเชื่อมต่อกับ "ความตึงเครียดของฮับเบิล" "หากเราคิดว่าวิธีการเหล่านี้เชื่อถือได้ -- และเราคิดว่าเป็นเช่นนั้น -- วิธีการเหล่านั้นอาจไม่ใช่ปัญหา บางทีเราจำเป็นต้องดูที่จุดเริ่มต้น พื้นฐาน ที่เรานำวิธีการไปใช้ บางทีพื้นฐานนี้ มันผิด." พลังงานมืดที่ไม่รู้จัก พื้นฐานของวิธีการคือแบบจำลองมาตรฐานที่เรียกว่า Standard Model ซึ่งสันนิษฐานว่ามีการแผ่รังสีและสสารจำนวนมากในเอกภพยุคแรก ทั้งปกติและมืด และสิ่งเหล่านี้เป็นรูปแบบพลังงานที่โดดเด่น รังสีและสสารปกติถูกบีบอัดในพลาสมาที่มืด ร้อน และหนาแน่น; สถานะของเอกภพในช่วง 380,000 ปีแรกหลังบิกแบง เมื่อคุณใช้การคำนวณตามแบบจำลองมาตรฐาน คุณจะได้ผลลัพธ์ที่แตกต่างกันสำหรับความเร็วของเอกภพที่ขยายตัว และค่าคงที่ของฮับเบิลที่แตกต่างกัน แต่บางทีพลังงานมืดรูปแบบใหม่อาจกำลังเล่นอยู่ในเอกภพยุคแรก? สลอธและนีเดอร์มันน์คิดเช่นนั้น หากคุณนำเสนอแนวคิดที่ว่าพลังงานมืดรูปแบบใหม่ในเอกภพยุคแรกเกิดฟองสบู่และมีการเปลี่ยนแปลงเฟส การคำนวณก็เห็นด้วย ในแบบจำลองของพวกเขา Sloth และ Niedermann มาถึงค่าคงที่ของฮับเบิลเหมือนกันเมื่อใช้วิธีการวัดทั้งสองแบบ พวกเขาเรียกแนวคิดนี้ว่า New Early Dark Energy - NEDE เปลี่ยนจากเฟสหนึ่งไปอีกเฟสหนึ่ง — เหมือนน้ำเป็นไอน้ำ Sloth และ Niedermann เชื่อว่าพลังงานมืดใหม่นี้ผ่านการเปลี่ยนเฟสเมื่อเอกภพขยายตัว ไม่นานก่อนที่มันจะเปลี่ยนจากสถานะพลาสม่าที่หนาแน่นและร้อนเป็นเอกภพที่เรารู้จักในปัจจุบัน - หมายความว่าพลังงานมืดในเอกภพยุคแรกเกิดการเปลี่ยนเฟส เช่นเดียวกับน้ำที่สามารถเปลี่ยนเฟสระหว่างน้ำแข็ง ของเหลว และไอน้ำ ในกระบวนการนี้ ในที่สุดฟองพลังงานจะชนกับฟองอากาศอื่นๆ และระหว่างทางก็ปล่อยพลังงานออกมา Niedermann กล่าว "มันอาจกินเวลาอะไรก็ได้จากช่วงเวลาสั้นๆ อย่างบ้าคลั่ง บางทีอาจเป็นแค่เวลาที่อนุภาคสองอนุภาคชนกัน ไปจนถึง 300,000 ปี เราไม่รู้ แต่นั่นคือสิ่งที่เรากำลังดำเนินการเพื่อค้นหา" สลอธกล่าวเสริม เราต้องการฟิสิกส์ใหม่หรือไม่? ดังนั้น โมเดลการเปลี่ยนเฟสจึงขึ้นอยู่กับข้อเท็จจริงที่ว่าเอกภพไม่ได้ทำงานตามที่แบบจำลองมาตรฐานบอกเรา อาจฟังดูบ้าๆ บอๆ ทางวิทยาศาสตร์ที่จะแนะนำว่ามีบางอย่างผิดปกติกับความเข้าใจพื้นฐานของเราเกี่ยวกับเอกภพ ที่คุณสามารถเสนอการมีอยู่ของกองกำลังหรืออนุภาคที่ไม่รู้จักมาก่อนเพื่อแก้ปัญหาความตึงเครียดของฮับเบิล "แต่หากเราเชื่อถือการสังเกตและการคำนวณ เราต้องยอมรับว่าแบบจำลองเอกภพในปัจจุบันของเราไม่สามารถอธิบายข้อมูลได้ ดังนั้น เราจะต้องปรับปรุงแบบจำลอง ไม่ใช่โดยการละทิ้งมันและความสำเร็จของมันจนถึงตอนนี้ แต่โดยการทำให้ละเอียดขึ้นและทำให้ มีรายละเอียดมากขึ้นเพื่อให้สามารถอธิบายข้อมูลใหม่และดีขึ้นได้" Martin S. Sloth กล่าวเสริม: "ดูเหมือนว่าการเปลี่ยนเฟสในพลังงานมืดเป็นองค์ประกอบที่ขาดหายไปในแบบจำลองมาตรฐานปัจจุบันเพื่ออธิบายการวัดอัตราการขยายตัวของเอกภพที่แตกต่างกัน จักรวาลขยายตัวเร็วแค่ไหน? ค่าคงที่ของฮับเบิลคือค่าความรวดเร็วของเอกภพที่ขยายตัว ในแบบจำลองของ Martin S. Sloth และ Florian Niedermann ค่าคงที่ของฮับเบิลคือ 72 โดยประมาณ ท้ายที่สุดแล้ว มีการคำนวณระยะทางจำนวนมาก ดังนั้นเราต้องเผื่อความไม่แน่นอนของทศนิยมเล็กน้อย 72 หมายถึงอะไร? มันหมายถึง 72 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซก เมกะพาร์เซกเป็นตัววัดระยะห่างระหว่างกาแลคซี 2 กาแล็กซี และหนึ่งเมกะพาร์เซกเท่ากับ 30,000,000,000,000,000,000 กม. สำหรับทุกๆ เมกะพาร์เซกระหว่างเรากับดาราจักร ตัวอย่างเช่น กาแล็กซีจะเคลื่อนออกจากเราด้วยความเร็ว 72 กิโลเมตรต่อวินาที เมื่อคุณวัดระยะทางถึงกาแลคซีด้วยซูเปอร์โนวา คุณจะได้ค่าคงที่ของฮับเบิลประมาณ 73 (กม./วินาที)/เมกะพาร์เซก แต่เมื่อตรวจวัดอนุภาคแสงแรก (รังสีเอกภพพื้นหลัง) ค่าคงที่ของฮับเบิลคือ 67.4 (กม./วินาที)/เมกะพาร์เซก เมื่อ Sloth และ Niedermann เปลี่ยนพื้นฐานของการคำนวณเหล่านี้โดยนำเสนอการมีอยู่ของพลังงานมืดใหม่ในยุคแรกซึ่งผ่านการเปลี่ยนสถานะตามที่อธิบายไว้ในบทความ การคำนวณทั้งสองประเภทมีค่าคงที่ของฮับเบิลประมาณ 72