ยุคมืดและโครงสร้างแรกเริ่ม

Linas Juozenas

ช่วงเวลาก่อนที่ดาวจะเกิดขึ้น เมื่อสสารเริ่มรวมตัวกันด้วยแรงโน้มถ่วงเป็นบริเวณที่มีความหนาแน่นมากขึ้น

หลังจากยุคของการรวมตัวใหม่—เมื่อจักรวาลกลายเป็นโปร่งใสต่อรังสีและพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) ถูกปล่อยออกมา—ก็เกิดช่วงเวลายาวนานที่รู้จักกันในชื่อ ยุคมืด ในช่วงเวลานี้ ยังไม่มีแหล่งกำเนิดแสง (ดาวหรือควาซาร์) ดังนั้นจักรวาลจึงมืดมิดอย่างแท้จริง แม้จะขาดแสงที่มองเห็นได้ แต่กระบวนการสำคัญกำลังดำเนินอยู่: สสาร (โดยส่วนใหญ่คือไฮโดรเจน ฮีเลียม และสสารมืด) เริ่ม รวมตัวกันด้วยแรงโน้มถ่วง วางรากฐานสำหรับการก่อตัวของดาวดวงแรก กาแล็กซี และโครงสร้างขนาดใหญ่

ในบทความนี้ เราจะสำรวจ:

อะไรที่กำหนดยุคมืด
การเย็นตัวของจักรวาลหลังการรวมตัวใหม่
การเติบโตของความผันแปรของความหนาแน่น
บทบาทของสสารมืดในการก่อตัวของโครงสร้าง
รุ่งอรุณแห่งจักรวาล: การเกิดขึ้นของดาวดวงแรก
ความท้าทายและการตรวจสอบเชิงสังเกต
นัยสำคัญสำหรับจักรวาลวิทยาสมัยใหม่

1. สิ่งที่กำหนดยุคมืด

ช่วงเวลา: ตั้งแต่ประมาณ 380,000 ปี หลังบิ๊กแบง (สิ้นสุดการรวมตัวใหม่) จนถึงการก่อตัวของดาวดวงแรก ซึ่งน่าจะเริ่มประมาณ 100–200 ล้านปี หลังบิ๊กแบง
จักรวาลกลาง: หลังการรวมตัวใหม่ โปรตอนและอิเล็กตรอนเกือบทั้งหมดรวมตัวเป็นอะตอมกลาง (ส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจน)
ไม่มีแหล่งกำเนิดแสงสำคัญ: เนื่องจากไม่มีดาวหรือควาซาร์ จักรวาลจึงขาดแหล่งรังสีสว่างใหม่ ทำให้แทบมองไม่เห็นในความยาวคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าส่วนใหญ่

ในยุคมืด โฟตอน รังสีไมโครเวฟพื้นหลังจักรวาล ยังคงเดินทางอย่างอิสระและเย็นลงผ่านการขยายตัวของจักรวาล อย่างไรก็ตาม โฟตอนเหล่านี้มีการเลื่อนความยาวคลื่นเข้าสู่ช่วงไมโครเวฟ ทำให้มีแสงสว่างน้อยมากในเวลานั้น

2. การเย็นตัวของจักรวาลหลังการรวมตัวใหม่

2.1 การเปลี่ยนแปลงของอุณหภูมิ

หลังการรวมตัวใหม่ (เมื่ออุณหภูมิประมาณ 3,000 K) จักรวาลยังคงขยายตัวและอุณหภูมิลดลง เมื่อเข้าสู่ยุคมืด อุณหภูมิของโฟตอนพื้นหลังอยู่ในช่วงสิบถึงร้อยเคลวิน อะตอมไฮโดรเจนกลางเป็นส่วนใหญ่ โดยฮีเลียมมีสัดส่วนน้อยกว่า (~24% ตามมวล)

2.2 สัดส่วนการไอออนไนซ์

ส่วนน้อยมากของอิเล็กตรอนอิสระยังคงถูกไอออนไนซ์ (ประมาณหนึ่งส่วนใน 10,000 หรือน้อยกว่า) เนื่องจากกระบวนการตกค้างและร่องรอยของก๊าซร้อน ส่วนน้อยนี้มีบทบาทเล็กน้อยในการถ่ายโอนพลังงานและเคมี แต่โดยรวมแล้ว จักรวาลส่วนใหญ่เป็น กลาง—แตกต่างอย่างชัดเจนจากสถานะพลาสม่าไอออนไนซ์ก่อนหน้านี้

3. การเติบโตของความแปรปรวนของความหนาแน่น

3.1 เมล็ดพันธุ์จากจักรวาลยุคแรก

ความแปรปรวนของความหนาแน่นขนาดเล็ก—ที่มองเห็นได้ใน CMB เป็นความไม่สม่ำเสมอของอุณหภูมิ—ถูกสร้างโดยความผันผวนควอนตัมในช่วงการพองตัว (ถ้าทฤษฎีการพองตัวถูกต้อง) หลังการรวมตัวใหม่ ความแปรปรวนเหล่านี้แสดงถึงความหนาแน่นเกินและต่ำกว่าปกติของสสาร

3.2 การครอบงำของสสารและการยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วง

ในยุคมืด จักรวาลกลายเป็นสสารครอบงำ—สสารมืดและสสารบาโซนิกควบคุมพลวัตมากกว่ารังสี ในพื้นที่ที่ความหนาแน่นสูงขึ้นเล็กน้อย แรงดึงดูดโน้มถ่วง เริ่มดึงดูดสสารมากขึ้น เมื่อเวลาผ่านไป ความหนาแน่นเกินเหล่านี้เติบโตขึ้น วางรากฐานสำหรับ:

ฮาโลสสารมืด: กลุ่มของสสารมืดที่สร้างหลุมแรงโน้มถ่วงซึ่งก๊าซสามารถสะสมได้
เมฆก่อนดาว: สสารบาโซนิก (ปกติ) ตามแรงดึงดูดของฮาโลสสารมืด จนในที่สุดก่อตัวเป็นเมฆก๊าซ

4. บทบาทของสสารมืดในการก่อตัวของโครงสร้าง

4.1 โครงข่ายจักรวาล

การจำลองการก่อตัวของโครงสร้างแสดงให้เห็นว่า สสารมืด มีบทบาทสำคัญในการสร้าง โครงข่ายจักรวาล ของโครงสร้างเส้นใย ที่ใดก็ตามที่ความหนาแน่นของสสารมืดสูงสุด ก๊าซบาโซนิกก็สะสมตัวเช่นกัน นำไปสู่หลุมศักย์ขนาดใหญ่ที่เกิดขึ้นในช่วงแรก

4.2 แนวคิดมวลสารมืดเย็น (CDM)

ทฤษฎีที่ได้รับความนิยม ΛCDM เสนอว่ามวลสารมืดเป็น “เย็น” (ไม่สัมพัทธ์) ในช่วงแรก ทำให้มันรวมตัวกันได้อย่างมีประสิทธิภาพ ฮาโลมวลสารมืดเหล่านี้เติบโตแบบลำดับชั้น—ฮาโลขนาดเล็กก่อตัวก่อน รวมตัวกันเป็นโครงสร้างขนาดใหญ่ขึ้น เมื่อสิ้นสุดยุคมืด ฮาโลเหล่านี้จำนวนมากมีอยู่และพร้อมที่จะเป็นที่อยู่อาศัยของดาวดวงแรก (ดาวประชากรที่ 3)

5. รุ่งอรุณจักรวาล: การเกิดของดาวดวงแรก

5.1 ดาวประชากรที่ 3

ในที่สุด การยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงในบริเวณที่หนาแน่นที่สุดนำไปสู่ ดาวดวงแรก—ซึ่งมักเรียกว่า ดาวประชากรที่ 3 ประกอบด้วยไฮโดรเจนและฮีเลียมเกือบทั้งหมด (ไม่มีธาตุหนัก) ดาวเหล่านี้น่าจะมีมวลมากเมื่อเทียบกับดาวทั่วไปในปัจจุบัน การก่อตัวของพวกมันเป็นสัญลักษณ์ของการเปลี่ยนผ่านออกจากยุคมืด

5.2 การรีไอออนไนซ์

เมื่อดาวเหล่านี้เริ่มจุดปฏิกิริยานิวเคลียร์ พวกมันผลิต รังสีอัลตราไวโอเลต จำนวนมากที่เริ่ม รีไอออนไนซ์ ก๊าซไฮโดรเจนเป็นกลางรอบๆ เมื่อดาวและกาแล็กซีแรกเริ่มก่อตัวขึ้น แพตช์ของการรีไอออนไนซ์ก็ขยายและทับซ้อนกัน เปลี่ยนสื่อระหว่างกาแล็กซีจากส่วนใหญ่เป็นกลางกลับเป็นส่วนใหญ่เป็นไอออน ยุค รีไอออนไนซ์ นี้กินเวลาประมาณ z ~ 6 ถึง 10 สิ้นสุดยุคมืดอย่างเด็ดขาดด้วยการนำแสงใหม่สู่จักรวาล

6. ความท้าทายและการตรวจสอบเชิงสังเกต

6.1 ทำไมยุคมืดจึงสังเกตได้ยาก

ไม่มีแหล่งกำเนิดแสงสว่าง: เหตุผลหลักที่เรียกว่ายุคมืดคือการขาดวัตถุที่สว่างไสว
การเลื่อนแดงของ CMB: โฟตอนที่เหลือจากการรวมตัวเย็นลงและไม่อยู่ในช่วงที่มองเห็นได้อีกต่อไป

6.2 จักรวาลวิทยา 21 ซม.

เทคนิคที่มีแนวโน้มดีในการศึกษายุคมืดเกี่ยวข้องกับ การเปลี่ยนแปลงไฮเปอร์ไฟน์ 21 ซม. ของไฮโดรเจนเป็นกลาง ในช่วงยุคมืด ไฮโดรเจนเป็นกลางสามารถดูดกลืนหรือแผ่รังสี 21 ซม. ต่อพื้นหลังของ CMB โดยหลักการ การทำแผนที่สัญญาณนี้ตลอดเวลาจักรวาลให้ภาพ "โทโมกราฟี" ของการกระจายก๊าซเป็นกลาง

ความท้าทาย: สัญญาณ 21 ซม. มีความอ่อนมากและถูกฝังอยู่ใต้การแผ่รังสีพื้นหน้าแรง (จากทางช้างเผือกของเรา ฯลฯ)
การทดลอง: โครงการอย่าง LOFAR, MWA, EDGES และเครื่องมือในอนาคตเช่น Square Kilometre Array (SKA) มีเป้าหมายที่จะตรวจจับหรือปรับปรุงการสังเกตเส้น 21 ซม. จากยุคนี้

6.3 การอนุมานโดยอ้อม

แม้ว่าการสังเกตโดยตรงด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าของยุคมืดจะทำได้ยาก นักวิจัยจึงทำการอนุมานโดยอ้อมผ่าน การจำลองจักรวาลวิทยา และการศึกษาคุณสมบัติของกาแล็กซีที่ตรวจพบได้ในยุคแรกสุดในช่วงเวลาต่อมา (เช่น z ~ 7–10)

7. ผลกระทบต่อจักรวาลวิทยาสมัยใหม่

7.1 การทดสอบแบบจำลองการก่อตัวโครงสร้าง

การเปลี่ยนผ่านจากยุคมืดสู่รุ่งอรุณจักรวาลเป็นห้องทดลองธรรมชาติในการทดสอบว่าสสารยุบตัวอย่างไรเพื่อก่อตัวเป็นวัตถุที่ผูกมัดดวงแรก การจับคู่การสังเกต (โดยเฉพาะสัญญาณ 21 ซม.) กับการทำนายทางทฤษฎีจะช่วยปรับปรุงความเข้าใจของเราเกี่ยวกับ:

ธรรมชาติของสสารมืดและคุณสมบัติการรวมตัวในระดับเล็ก
เงื่อนไขเริ่มต้นที่กำหนดโดยการพองตัวและประทับตราใน CMB

7.2 บทเรียนเกี่ยวกับวิวัฒนาการจักรวาล

การศึกษายุคมืดช่วยให้นักจักรวาลวิทยาประกอบเรื่องราว อย่างต่อเนื่อง:

บิ๊กแบงร้อนและความผันผวนจากการพองตัว
การรวมตัวใหม่และการปล่อย CMB
การยุบตัวของแรงโน้มถ่วงในยุคมืด นำไปสู่ดาวฤกษ์ดวงแรก
การรีไอออนไนเซชันและการก่อตัวของกาแล็กซี
การเติบโตของกาแล็กซีและโครงสร้างเว็บจักรวาลขนาดใหญ่

แต่ละช่วงเชื่อมโยงกัน และความเข้าใจในช่วงหนึ่งช่วยเพิ่มพูนความรู้ของเราในช่วงอื่น ๆ

บทสรุป

ยุคมืด เป็นช่วงเวลาสำคัญในประวัติศาสตร์จักรวาล—ช่วงเวลาก่อนที่แสงดาวใด ๆ จะปรากฏแต่มีการเคลื่อนไหวของแรงโน้มถ่วงอย่างเข้มข้น เมื่อสสารเริ่ม รวมตัว เป็นวัตถุที่ผูกมัดดวงแรก เมล็ดพันธุ์ของ กาแล็กซี และ กระจุกดาว ถูกหว่าน แม้ว่าจะยังยากที่จะสังเกตโดยตรง แต่ยุคนี้มีความสำคัญต่อความเข้าใจการเปลี่ยนผ่านของจักรวาลจากการกระจายสสารที่เรียบหลังการรวมตัวใหม่สู่ จักรวาลที่มีโครงสร้าง อย่างลึกซึ้งที่เราเห็นในปัจจุบัน

ความก้าวหน้าในอนาคตของ จักรวาลวิทยา 21 ซม. และการสังเกตวิทยุที่มีความไวสูงสัญญาว่าจะส่องสว่างช่วงเวลามืดที่จางเหล่านี้ เผยให้เห็นว่าซุปดั้งเดิมของไฮโดรเจนและฮีเลียมรวมตัวกันเป็นประกายสว่างดวงแรกอย่างไร—เป็นสัญญาณของ รุ่งอรุณจักรวาล และในที่สุดก่อให้เกิดดาวฤกษ์และกาแล็กซีมากมายที่เติมเต็มจักรวาล

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “ในตอนเริ่มต้น: แหล่งกำเนิดแสงดวงแรกและการรีไอออนไนเซชันของจักรวาล.” Physics Reports, 349, 125–238.
Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “โครงสร้างจักรวาลดวงแรกและผลกระทบของพวกมัน.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
Loeb, A. (2010). ดาวฤกษ์และกาแล็กซีดวงแรกก่อตัวขึ้นอย่างไร? Princeton University Press.
Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “จักรวาลวิทยาที่ความถี่ต่ำ: การเปลี่ยนผ่าน 21 ซม. และจักรวาลที่มีเรดชิฟต์สูง.” Physics Reports, 433, 181–301.
Planck Collaboration. https://www.cosmos.esa.int/web/planck

ผ่านข้อมูลเชิงลึกเหล่านี้ ยุคมืดจึงไม่ใช่เพียงช่วงเวลาว่างเปล่า แต่เป็น สะพานสำคัญ ระหว่างยุค CMB ที่ศึกษากันอย่างละเอียดกับจักรวาลที่สว่างไสวและมีดาวฤกษ์กับกาแล็กซีที่เคลื่อนไหว—ยุคที่ความลับของมันเพิ่งเริ่มเปิดเผยสู่การสำรวจทางวิทยาศาสตร์

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา