ทฤษฎีบิ๊กแบง

หลังจากได้มีการค้นพบกฎการขยายตัวของเอกภพโดย เอ็ดวิน ฮับเบิล (Edwin Hubble) ทำให้เกิดความคิดว่าเอกภพที่กำลังขยายตัวอยู่ในปัจจุบันจะมีลักษณะเป็นเช่นไรในอดีต แนวคิดที่สอดคล้องกับสามัญสำนึกของเราคือ เอกภพมีการขยายตัวเมื่อทิศทางของเวลาเดินไปข้างหน้า ดังนั้นถ้าเราย้อนทิศทางของเวลากลับไปยังอดีตเอกภพก็ควรจะหดเล็กลงเรื่อยๆ จนกระทั่งอาจเหลือเพียงแค่ปริมาตรที่เล็กมากๆ ปริมาตรหนึ่งในความว่างเปล่า
ถ้าเราลำดับทิศทางของเวลาตั้งแต่เริ่มต้นจนถึงปัจจุบัน วิวัฒนาการของเอกภพจึงควรเริ่มมาจากปริมาตรที่เล็กมากๆแต่มีสสารอยู่อย่างอัดแน่น จู่ๆ ก็มีการระเบิดออกอย่างรุนแรง ทำให้ปริมาตรเล็กๆ นั้นขยายตัวออกมาเป็นเอกภพดังเช่นในปัจจุบัน ทฤษฎีดังกล่าวจึงกำลังจะบอกเราว่าเอกภพควรจะมีจุดเริ่มต้นในอดีตกำลังวิวัฒนาการไปสู่อนาคตโดยการขยายตัวจากการระเบิดออกอย่างรุนแรง ซึ่งแนวคิดดังกล่าวต่างจากทฤษฎีแบบจำลองเอกภพแบบสถานะคงตัวโดยสิ้นเชิง

ทฤษฎีบิ๊กแบงถูกเสนอโดย จอร์จส เลอแมท์ร (Georges Lemaitre) เมื่อปีพ.ศ.2470 (ค.ศ.1927) ต่อมาทฤษฎีดังกล่าวถูกพัฒนาโดย จอร์จ กามอฟ ( George Gamow) และนักคิดอีกหลายท่าน โดยกล่าวว่าในช่วงเริ่มต้นของเอกภพ สสารทุกอย่างจะอยู่รวมตัวกันอย่างหนาแน่นมากๆ จนความหนาแน่นของเอกภพมีค่าเป็นอนันต์ ในปริมาตรที่เล็กมากๆ ปริมาตรหนึ่ง เรียกว่า ซิงกูลาริตี้ (singularity)

ในบริเวณซิงกูลาริตี้นั้นมีพลังงานสูงมากจนมีอุณหภูมิมหาศาล กฎเกณฑ์ต่างๆทางฟิสิกส์ ที่ใช้อธิบายปรากฏการณ์ต่างๆ ไม่สามารถ อธิบายเอกภพในช่วงนั้นได้ รามไปถึงเวลาที่ถูกกำหนดเป็นศูนย์ ทันทีทันใดนั้นการระเบิดอย่างรุนแรงของซิงกูลาริตี้ ทำให้สสารที่รวมอยู่ในปริมาตรเล็กๆ นั้นเกิดการกระจายตัวออก และเริ่มต้นนับเวลาตั้งแต่การระเบิดสิ้นสุดลง

ภายหลังจากการระเบิดครั้งใหญ่ของเอกภพ การกระจายตัวออกของสสารจะทำให้ความหนาแน่น และอุณหภูมิมีค่าต่ำลงเรื่อยๆ เมื่อเวลาผ่านไป ภาพของเอกภพในช่วงแรกเริ่ม (Early universe) จึงสามารถแบ่งได้ตามเวลาที่เริ่มนับตั้งแต่เกิดบิ๊กแบงไปเรื่อยๆ โดยสถานะของสสารในช่วงเวลาผ่านไปประมาณ 10-43 วินาที (เท่ากับ 0.0000000000000000000000000000000000000000001 วินาที) เอกภพร้อนจัดและมีความหนาแน่นสูงมาก

ต่อมาเอกภพได้เกิดการพองตัวออกอย่างรวดเร็ว (inflation) การพองตัวออกนี้เป็นสาเหตสำคัญที่ทำให้เอกภพที่เราเห็นในปัจจุบันมีความใหญ่โตมโหฬาร และดูเหมือนว่า จะมี ความหนาแน่นพอ ๆ กันในทุก ๆ ตำแหน่ง (homogeneous) และทุก ๆ ทิศทาง (isotropic) ซึ่งทำให้เอกภพตามแบบจำลองทฤษฎีบิ๊กแบงมีความสอดคล้องกับหลักสองข้อของเอกภพ ภายหลังจากการพองตัว เอกภพยังคงร้อนจัดและมีความหนาแน่นสูงอยู่ ดังนั้นสถานะของสสารขณะนั้นจึงอยู่ในรูปของ “พลาสมา” (plasma) ซึ่งเป็นสถานะที่สสารมีพลังงานสูงมาก มีการแผ่รังสีอย่างหนาแน่น จึงเรียกเอกภพลักษณะดังกล่าวว่า ยุคแห่งการแผ่รังสีของเอกภพ (Radiation Era)

ยุคแห่งการแผ่รังสีจะเริ่มต้นตั้งแต่ที่เอกภพพองตัวออกอย่างรวดเร็วไปจนกระทั่งเมื่อเวลาผ่านไปประมาณ 10-12 วินาที จึงเริ่มต้นเกิดอนุภาควิ่งพล่านไปทั่วเอกภพ โดยเอกภพในขณะนั้นจะมีอุณหภูมิประมาณ 1015 เคลวิน เรียกเอกภพในลักษณะดังกล่าวว่าอยู่ในยุคแห่งอนุภาค (Particle Era) หลังจากนั้นควากซ์แต่ละชนิดจะประกอบกันกลายเป็นโปรตอน นิวตรอน ในช่วงระยะเวลา 3 นาทีแรกหลังจากบิ๊กแบง แต่กว่าที่อุณหภูมิจะลดต่ำลงจนพอเหมาะที่จะทำให้ โปรตอน นิวตรอน และอิเล็กตรอนฟอร์มตัวกลายเป็นอะตอม ในครั้งแรกจะต้องใช้เวลาถึงประมาณ 300,000 ปี โดยอุณหภูมิขณะนั้นลดลงมาอยู่ที่ประมาณ 4000 เคลวิน เอกภพในช่วงเวลาดังกล่าวจะมีความโปร่งมากขึ้น

เนื่องจากการเกิดอะตอมทำให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าถูกดูดกลืนได้น้อยและกว่าที่อะตอมทั้งหลายจะฟอร์มตัวเป็นกาแลกซี่จำเป็นต้องใช้เวลาไปอีกหนึ่งพันล้านปี กาแลกซี่แรกที่เกิดขึ้นมาประกอบขึ้นมาจากกลุ่มก๊าซไฮโดรเจนรวมตัวกันเป็นดาวฤกษ์ขนาดมหึมาหลายล้านดวง จากนั้นธาตุที่หนักกว่าไฮโดรเจนจึงกำเนิดขึ้นมาอีกทีภายหลังจากผ่านช่วงวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ไปแล้ว และกลายมาเป็นเอกภพที่กำลังขยายตัวอยู่ในปัจจุบัน ซึ่งถ้านับเวลาตั้งแต่เพิ่งเริ่มเกิดบิ๊กแบงจนถึงตอนนี้ พบว่าใช้เวลาถึง 15-20 พันล้านปี ในขณะที่มนุษย์ชาติเพิ่มเริ่มเกิดเมื่อประมาณ 50,000 ปีที่แล้วเท่านั้น

ยุคที่มนุษย์อาศัยอยู่นี้ เป็นช่วงเวลาแค่เพียงเสี้ยวเล็กๆ แห่งมหกรรมการกำเนิดเอกภพ ในช่วงชีวิตของมนุษยชาตินั้นอยู่บนเอกภพที่กำลังวิวัฒนาการในยุคแห่งดวงดาว (Stelliferous Era) ซึ่งเป็นยุคที่วิวัฒนาการต่อมาจากยุคแห่งอนุภาค ดาวฤกษ์ทั้งหลายถือกำเนิดมาจากกลุ่มก๊าซ มีการฟอร์มตัวกันเป็นกาแลกซี่ โดยกาแลกซี่ในช่วงแรกๆ ยังคงหมุนเร็วและประกอบด้วยดาวฤกษ์สีน้ำเงินร้อนจัด ปรากฏการณ์ที่น่าสนใจในช่วงนั้นคือกาแลกซี่ทั้งหลายยังคงอยู่รวมกันเป็นกระจุกกาแลกซี่ และมีการชนกันระหว่างกาแลกซี่เกิดขึ้นสม่ำเสมอ หลังจากนั้นกาแลกซี่ต่างก็วิ่งห่างออกจากกันเนื่องจากการขยายตัวของเอกภพ

ดาวที่เกิดขึ้นในรุ่นแรกเมื่อหมดอายุขัยต่างก็วิวัฒนาการกลายเป็นซากดาวและกลุ่มก๊าซ รอคอยให้ดาวรุ่นที่สองและรุ่นถัดมาวิวัฒนาการเรื่อยๆ เมื่อเวลาผ่านไป ดาวฤกษ์สีน้ำเงินซึ่งเป็นดาวฤกษ์ที่มีพลังงานสูงจะค่อยๆ มีจำนวนลดลง จำนวนของดาวฤกษ์สีแดงที่มีพลังงานต่ำจะยิ่งมีมากขึ้น คาดว่าความหนาแน่นของกลุ่มก๊าซที่ก่อกำเนิดเป็นดาวฤกษ์จะลดลงเรื่อยๆ เนื่องจากการขยายตัวของเอกภพจะทำให้อนุภาคต่างๆ ยิ่งห่างออกจากกัน จนไม่สามารถยุบตัวเป็นดาวฤกษ์ได้อีก ยุคแห่งดวงดาวจะสิ้นสุดลงเมื่อเอกภพมีอายุราว 1014 ปี

อย่างไรก็ตามภายหลังจากที่ยุคแห่งดวงดาวสิ้นสุดลงแล้ว ถ้าหากเอกภพยังจะขยายตัวต่อไปเรื่อยๆ อีก (หรือเรียกว่า “เอกภพเปิด” : ดูรายละเอียดในเรื่อง “การขยายตัวของเอกภพ”) นักดาราศาสตร์คาดว่าหลังจากนั้นเอกภพจะเข้าสู่ยุคมืด (Dark Era) เนื่องจากความหนาแน่นของกลุ่มก๊าซจะน้อยมากและอุณหภูมิกำลังเข้าใกล้อุณหภูมิศูนย์องศาสัมบูรณ์ ซึ่งตามทฤษฎีทางฟิสิกส์เชื่อว่า สสารจะไม่เกิดพลังงานจลน์เลย กลายเป็นยุคที่หนาวเย็นและไม่มีจุดจบ เรียกว่า “บิ๊กชิลล์” (Big Chill)

แต่ถ้าในกรณีที่เอกภพเกิดหยุดขยายตัวและเริ่มหดตัวลงเนื่องจากแรงจากการระเบิดครั้งใหญ่ในทฤษฎีบิ๊กแบงไม่สามารถเอาชนะแรงโน้มถ่วงที่ดึงดูดกาแลกซี่ต่างๆ ให้เข้ามารวมกันแล้ว เอกภพก็จะหดตัวลงเช่นลูกโป่งที่ปล่อยลมออก (หรือเรียกว่า “เอกภพปิด” : ดูรายละเอียดในเรื่อง “การขยายตัวของเอกภพ”) นักดาราศาสตร์ก็คาดว่าเอกภพจะมีแนวโน้มยุบตัวรวมกัน หรือเรียกว่า “บิ๊กครั๊นช์” (Big Crunch)

แม้เอกภพจะดูเป็นเรื่องใหญ่และไกลตัวเราเกินไป แต่ความก้าวหน้าของวิทยาศาสตร์เทคโนโลยีในปัจจุบัน ทำให้สามารถเก็บข้อมูลในทางดาราศาสตร์ได้ดียิ่งขึ้น โดยข้อมูลดังกล่าวมีแนวโน้มจะสนับสนุนแบบจำลองของเอกภพตามทฤษฎีบิ๊กแบง หนึ่งในข้อมูลดังกล่าวเช่น การสังเกตการณ์พบคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงคลื่นไมโครเวฟทั่วทุกทิศทาง หรือเรียกว่าคลื่นไมโครเวฟพื้นหลัง (Cosmic-microwave background radiation : CBR) ซึ่งเป็นข้อมูลที่ยืนยันว่าทฤษฎีบิ๊กแบงน่าจะเป็นแบบจำลองเอกภพที่ถูกต้อง