Cooling and the Formation of Fundamental Particles

การเย็นตัวและการก่อตัวของอนุภาคพื้นฐาน

วิธีที่ควาร์กรวมตัวกันเป็นโปรตอนและนิวตรอนในขณะที่จักรวาลเย็นตัวลงจากอุณหภูมิที่สูงมาก

หนึ่งในยุคสำคัญของจักรวาลยุคแรกคือการเปลี่ยนผ่านจากซุปควาร์กและกลูออนที่ร้อนและหนาแน่นไปสู่สภาวะที่ควาร์กเหล่านี้รวมตัวกันเป็นอนุภาคประกอบ ได้แก่ โปรตอนและนิวตรอน การเปลี่ยนผ่านนี้ได้กำหนดรูปร่างพื้นฐานของจักรวาลที่เราเห็นในปัจจุบัน โดยเป็นเวทีสำหรับการก่อตัวของนิวเคลียส อะตอม และโครงสร้างสสารทั้งหมดที่ตามมา ด้านล่างนี้ เราจะสำรวจ:

  1. พลาสมาควาร์ก-กลูออน (QGP)
  2. การขยายตัว การเย็นตัว และการกักขัง
  3. การก่อตัวของโปรตอนและนิวตรอน
  4. ผลกระทบต่อจักรวาลยุคแรก
  5. คำถามที่ยังเปิดอยู่และการวิจัยที่กำลังดำเนินอยู่

โดยการเข้าใจว่าควาร์กรวมตัวกันเป็นฮาดรอน (โปรตอน นิวตรอน และอนุภาคที่มีอายุสั้นอื่น ๆ) อย่างไรเมื่อจักรวาลเย็นลง เราจะได้เข้าใจรากฐานของสสารเอง

1. พลาสมาควาร์ก-กลูออน (QGP)

1.1 สถานะพลังงานสูง

ในช่วงเวลาที่เร็วที่สุดหลังจากบิ๊กแบง—ประมาณไม่กี่ไมโครวินาที (10−6 วินาที)—จักรวาลมีอุณหภูมิและความหนาแน่นสูงมากจนโปรตอนและนิวตรอนไม่สามารถมีสถานะผูกมัดได้ แทนที่ด้วยควาร์ก (ส่วนประกอบพื้นฐานของนิวคลีออน) และกลูออน (พาหะของแรงเข้ม) ที่มีอยู่ใน พลาสมาควาร์ก-กลูออน (QGP) ในพลาสมานี้:

  • ควาร์กและกลูออนถูก ปลดปล่อย หมายความว่าไม่ได้ถูกล็อกอยู่ในอนุภาคประกอบ
  • อุณหภูมิน่าจะสูงกว่า 1012 K (ประมาณ 100–200 MeV ในหน่วยพลังงาน) สูงกว่าช่วง QCD (Quantum Chromodynamics) confinement อย่างมาก

1.2 หลักฐานจากเครื่องเร่งอนุภาค

แม้ว่าเราจะไม่สามารถสร้างบิ๊กแบงขึ้นมาใหม่ได้โดยตรง การทดลองชนไอออนหนัก—เช่นที่ Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) ที่ห้องปฏิบัติการแห่งชาติบรู๊คลีน และ Large Hadron Collider (LHC) ที่ CERN—ได้ให้หลักฐานที่แข็งแกร่งเกี่ยวกับการมีอยู่และคุณสมบัติของ QGP การทดลองเหล่านี้:

  • เร่งไอออนหนัก (เช่น ทองหรือตะกั่ว) ให้เกือบถึงความเร็วแสง
  • ชนกันเพื่อสร้างสภาวะความหนาแน่นและอุณหภูมิสูงสุดชั่วคราว
  • ศึกษาผลลัพธ์ของ “ลูกไฟ” ซึ่งเลียนแบบสภาวะที่คล้ายกับยุคควาร์กในจักรวาลยุคแรก

2. การขยายตัว การเย็นตัว และการกักขัง

2.1 การขยายตัวของจักรวาล

หลังจากบิ๊กแบง จักรวาลขยายตัวอย่างรวดเร็ว ขณะที่ขยายตัว มัน เย็นลง ตามความสัมพันธ์ทั่วไประหว่างอุณหภูมิ T และปัจจัยมาตราส่วน a(t) ของจักรวาล โดยประมาณ T ∝ 1/a(t) ในทางปฏิบัติ จักรวาลที่ใหญ่กว่าหมายถึงจักรวาลที่เย็นกว่า—ทำให้กระบวนการทางกายภาพใหม่ ๆ มีบทบาทในยุคต่าง ๆ

2.2 การเปลี่ยนเฟส QCD

ประมาณ 10−5 ถึง 10−6 วินาทีหลังจากบิ๊กแบง อุณหภูมิลดลงต่ำกว่าค่าที่สำคัญ (~150–200 MeV หรือประมาณ 1012 K). ณ จุดนี้:

  1. การฮาดรอนไนเซชัน: ควาร์กถูกกักขังโดยปฏิสัมพันธ์แรงในฮาดรอน
  2. การกักขังสี: QCD กำหนดว่า ควาร์กที่มีสีไม่สามารถมีอยู่โดดเดี่ยวที่พลังงานต่ำได้ พวกมันจะรวมตัวกันในรูปแบบที่ไม่มีสี (เช่น ควาร์กสามตัวสำหรับแบเรียน คู่ควาร์ก-แอนตี้ควาร์กสำหรับเมซอน)

3. การก่อตัวของโปรตอนและนิวตรอน

3.1 ฮาดรอน: แบเรียนและเมซอน

แบเรียน (เช่น โปรตอน นิวตรอน) ประกอบด้วยควาร์กสามตัว (qqq) ขณะที่ เมซอน (เช่น ไพออน คาออน) ประกอบด้วยคู่ควาร์ก-แอนตี้ควาร์ก (q̄q) ในช่วง ยุคฮาดรอน (ประมาณ 10−6 ถึง 10−4 วินาทีหลังบิ๊กแบง) ฮาดรอนจำนวนมากก่อตัวขึ้น หลายตัวมีอายุสั้นและสลายตัวเป็นอนุภาคที่เบาและเสถียรกว่า ประมาณ 1 วินาทีหลังบิ๊กแบง ฮาดรอนที่ไม่เสถียรส่วนใหญ่สลายตัวหมด เหลือเพียงโปรตอนและนิวตรอน (แบเรียนที่เบาที่สุด) เป็นผู้รอดชีวิตหลัก

3.2 อัตราส่วนโปรตอน-นิวตรอน

แม้ว่าโปรตอน (p) และนิวตรอน (n) จะก่อตัวขึ้นจำนวนมาก แต่นิวตรอนมีน้ำหนักมากกว่าโปรตอนเล็กน้อย นิวตรอนอิสระมีอายุครึ่งชีวิตสั้น (~10 นาที) และมักสลายตัวแบบเบต้าเป็นโปรตอน อิเล็กตรอน และนิวตริโน ในจักรวาลยุคแรก อัตราส่วนนิวตรอนต่อโปรตอนถูกกำหนดโดย:

  1. อัตราปฏิกิริยาปฏิสัมพันธ์อ่อน: ปฏิกิริยาแปลงสภาพเช่น n + νe ↔ p + e−
  2. การแช่แข็ง: เมื่อจักรวาลเย็นลง ปฏิกิริยาอ่อนเหล่านี้หลุดออกจากสมดุลความร้อน ทำให้อัตราส่วนนิวตรอนต่อโปรตอน "แช่แข็ง" ที่ประมาณ 1:6
  3. การสลายตัวเพิ่มเติม: นิวตรอนบางส่วนสลายตัวก่อนการสังเคราะห์นิวเคลียสเริ่มขึ้น ทำให้อัตราส่วนที่เป็นเมล็ดพันธุ์ของการก่อตัวของฮีเลียมและธาตุเบาอื่น ๆ เปลี่ยนแปลงเล็กน้อย

4. ผลกระทบต่อจักรวาลยุคแรก

4.1 เมล็ดพันธุ์ของการสังเคราะห์นิวเคลียส

การมีอยู่ของโปรตอนและนิวตรอนที่เสถียรเป็น ข้อกำหนดเบื้องต้น สำหรับ การสังเคราะห์นิวเคลียสในบิ๊กแบง (BBN) ซึ่งเกิดขึ้นประมาณระหว่าง 1 วินาทีถึง 20 นาทีหลังบิ๊กแบง ในช่วง BBN:

  • โปรตอน (1นิวเคลียสของ H) รวมตัวกับนิวตรอนเพื่อสร้างเดิวเทอเรียม ซึ่งต่อมาก็รวมตัวเป็นนิวเคลียสของฮีเลียม (4He) และปริมาณเล็กน้อยของลิเธียม
  • ความอุดมสมบูรณ์ดั้งเดิมของธาตุเบาเหล่านี้ที่สังเกตได้ในจักรวาลปัจจุบันตรงกับการทำนายทางทฤษฎีอย่างน่าทึ่ง—ซึ่งเป็นการยืนยันที่สำคัญของแบบจำลองบิ๊กแบง

4.2 การเปลี่ยนผ่านสู่ยุคที่โฟตอนครอบงำ

เมื่อสสารเย็นลงและมีเสถียรภาพ ความหนาแน่นพลังงานของจักรวาลก็ถูกครอบงำโดยโฟตอนมากขึ้น ก่อนประมาณ 380,000 ปีหลังจากบิ๊กแบง จักรวาลเต็มไปด้วยพลาสมาร้อนของอิเล็กตรอนและนิวเคลียส จักรวาลจึงโปร่งใสและปล่อย "พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB)" ที่เราเห็นในปัจจุบันได้ก็ต่อเมื่ออิเล็กตรอน รวมตัวใหม่ กับนิวเคลียสเพื่อสร้างอะตอมที่เป็นกลาง

5. คำถามเปิดและงานวิจัยที่กำลังดำเนินอยู่

5.1 ลักษณะที่แท้จริงของการเปลี่ยนผ่านเฟส QCD

ทฤษฎีปัจจุบันและการจำลอง lattice QCD ชี้ว่าการเปลี่ยนผ่านจากพลาสมาควาร์ก-กลูออนไปสู่ฮาดรอนอาจเป็นการเปลี่ยนผ่านแบบราบรื่น (crossover) แทนที่จะเป็นการเปลี่ยนผ่านอันดับหนึ่งที่ชัดเจน ที่ความหนาแน่นบารีออนสุทธิเป็นศูนย์หรือใกล้ศูนย์ อย่างไรก็ตาม เงื่อนไขในจักรวาลยุคแรกอาจมีความไม่สมดุลของบารีออนสุทธิเพียงเล็กน้อย งานทฤษฎีที่กำลังดำเนินและการศึกษาด้วย lattice QCD ที่พัฒนาขึ้นมุ่งหวังจะชี้แจงรายละเอียดเหล่านี้

5.2 ลายเซ็นการเปลี่ยนผ่านเฟสควาร์ก-ฮาดรอน

หากมีลายเซ็นจักรวาลวิทยาเฉพาะ (เช่น คลื่นความโน้มถ่วง การกระจายของอนุภาคโบราณ) จากการเปลี่ยนผ่านเฟส QCD พวกมันอาจให้เบาะแสโดยอ้อมเกี่ยวกับช่วงเวลาที่เก่าแก่ที่สุดของประวัติศาสตร์จักรวาล การค้นหาทางสังเกตและการทดลองยังคงดำเนินต่อไปเพื่อหาลายเซ็นเหล่านี้

5.3 การทดลองและการจำลอง

  • การชนกันของไอออนหนัก: โปรแกรม RHIC และ LHC จำลองบางแง่มุมของพลาสมาควาร์ก-กลูออน ช่วยให้นักฟิสิกส์ศึกษาคุณสมบัติของสสารที่มีปฏิสัมพันธ์แรงที่ความหนาแน่นและอุณหภูมิสูง
  • การสังเกตทางดาราศาสตร์: การวัดที่แม่นยำของ CMB (ดาวเทียม Planck) และความอุดมสมบูรณ์ของธาตุเบา ทดสอบโมเดล BBN โดยจำกัดฟิสิกส์ที่การเปลี่ยนผ่านควาร์ก-ฮาดรอนโดยอ้อม

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

  1. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). จักรวาลยุคแรก. Addison-Wesley. – หนังสือเรียนครอบคลุมที่พูดถึงฟิสิกส์ของจักรวาลยุคแรก รวมถึงการเปลี่ยนผ่านควาร์ก–ฮาดรอน
  2. Mukhanov, V. (2005). รากฐานทางกายภาพของจักรวาลวิทยา. Cambridge University Press. – ให้ความเข้าใจลึกซึ้งเกี่ยวกับกระบวนการจักรวาลวิทยา รวมถึงการเปลี่ยนผ่านเฟสและการสังเคราะห์นิวเคลียส
  3. Particle Data Group (PDG). https://pdg.lbl.gov – ให้บทวิจารณ์อย่างละเอียดเกี่ยวกับฟิสิกส์อนุภาคและจักรวาลวิทยา
  4. Yagi, K., Hatsuda, T., & Miake, Y. (2005). พลาสมาควาร์ก-กลูออน: จากบิ๊กแบงสู่ลิตเติลแบง. Cambridge University Press. – กล่าวถึงแง่มุมการทดลองและทฤษฎีของพลาสมาควาร์ก-กลูออน
  5. Shuryak, E. (2004). “สิ่งที่การทดลอง RHIC และทฤษฎีบอกเราเกี่ยวกับคุณสมบัติของพลาสมาควาร์ก–กลูออน?” Nuclear Physics A, 750, 64–83. – เน้นการศึกษาพลาสมาควาร์ก-กลูออนในการทดลองชนกัน

บทสรุป

การเปลี่ยนผ่านจากพลาสมาควาร์ก-กลูออนที่เป็นอิสระไปสู่สถานะที่โปรตอนและนิวตรอนจับตัวกันเป็นเหตุการณ์สำคัญในวิวัฒนาการช่วงต้นของจักรวาล หากไม่มีเหตุการณ์นี้ สสารที่มั่นคง—หรือดาว เคราะห์ และชีวิตในภายหลัง—ก็ไม่อาจก่อตัวขึ้นได้ วันนี้ การทดลองสร้างแสงวาบเล็ก ๆ ของยุคควาร์กในการชนกันของไอออนหนัก ขณะที่นักจักรวาลวิทยาปรับปรุงทฤษฎีและการจำลองเพื่อเข้าใจทุกรายละเอียดของการเปลี่ยนผ่านเฟสที่ซับซ้อนแต่สำคัญนี้ ความพยายามเหล่านี้ร่วมกันส่องสว่างว่าพลาสมาร้อนและหนาแน่นในยุคแรกเย็นตัวและรวมตัวกันเป็นบล็อกพื้นฐานของจักรวาลที่เราอาศัยอยู่ได้อย่างไร

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

 

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก