เครดิตรูปภาพ: ESO
การตรวจจับหรือจำกัดความผันแปรเวลาที่เป็นไปได้ของค่าคงที่ทางกายภาพพื้นฐานเป็นขั้นตอนสำคัญในการทำความเข้าใจฟิสิกส์พื้นฐานอย่างสมบูรณ์และด้วยเหตุนี้โลกที่เราอาศัยอยู่ ขั้นตอนที่นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์พิสูจน์ว่ามีประโยชน์มากที่สุด
การวัดทางดาราศาสตร์ก่อนหน้านี้ของค่าคงที่ของโครงสร้างที่ดี - ตัวเลขไร้มิติที่กำหนดความแข็งแรงของการมีปฏิสัมพันธ์ระหว่างอนุภาคที่มีประจุและสนามแม่เหล็กไฟฟ้า - แนะนำว่าค่าคงที่นี้จะเพิ่มขึ้นเล็กน้อยตามเวลา หากได้รับการยืนยันสิ่งนี้จะมีความหมายลึกซึ้งมากสำหรับความเข้าใจของเราเกี่ยวกับฟิสิกส์พื้นฐาน
การศึกษาใหม่ดำเนินการโดยใช้ UVES spectrograph บน Kueyen หนึ่งในกล้องโทรทรรศน์ 8.2 ม. ของอาร์เรย์กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มากของ ESO ที่ Paranal (ชิลี) รักษาความปลอดภัยข้อมูลใหม่ด้วยคุณภาพที่ไม่เคยมีมาก่อน ข้อมูลเหล่านี้เมื่อรวมกับการวิเคราะห์อย่างระมัดระวังได้ให้ข้อ จำกัด ทางดาราศาสตร์ที่แข็งแกร่งที่สุดจนถึงปัจจุบันเกี่ยวกับความผันแปรของค่าคงที่ของโครงสร้างที่ละเอียด พวกเขาแสดงให้เห็นว่าตรงกันข้ามกับการอ้างสิทธิ์ก่อนหน้านี้ไม่มีหลักฐานใดที่แสดงถึงการเปลี่ยนแปลงเวลาของค่าคงที่พื้นฐานนี้
ค่าคงที่ดี
เพื่ออธิบายจักรวาลและเพื่อเป็นตัวแทนทางคณิตศาสตร์นักวิทยาศาสตร์พึ่งพาค่าคงที่พื้นฐานหรือจำนวนคงที่ที่เรียกว่า กฎพื้นฐานของฟิสิกส์ตามที่เราเข้าใจในปัจจุบันขึ้นอยู่กับค่าคงที่ประมาณ 25 ค่า ตัวอย่างที่รู้จักกันดีคือค่าคงตัวความโน้มถ่วงซึ่งกำหนดความแข็งแกร่งของแรงที่กระทำระหว่างสองวัตถุเช่นโลกและดวงจันทร์และความเร็วแสง
หนึ่งในค่าคงที่เหล่านี้คือค่าคงที่ของโครงสร้างที่ดีเรียกว่า alpha = 1 / 137.03599958 การรวมกันของประจุไฟฟ้าของอิเล็กตรอนค่าคงตัวพลังค์และความเร็วของแสง ค่าคงที่ของโครงสร้างที่ดีจะอธิบายว่ากองกำลังทางแม่เหล็กไฟฟ้ามีการรวมตัวกันของอะตอมอย่างไรและวิธีที่แสงมีปฏิสัมพันธ์กับอะตอม
แต่ค่าคงที่ทางกายภาพพื้นฐานเหล่านี้คงที่จริงหรือ ตัวเลขเหล่านั้นเหมือนกันทุกที่ในจักรวาลและตลอดเวลาหรือไม่? นี่ไม่ใช่คำถามที่ไร้เดียงสาอย่างที่คิด ทฤษฎีร่วมสมัยของการโต้ตอบขั้นพื้นฐานเช่นทฤษฎีการรวมพลังอันยิ่งใหญ่หรือทฤษฎีซุปเปอร์สตริงที่ปฏิบัติต่อแรงโน้มถ่วงและกลศาสตร์ควอนตัมในวิธีที่สอดคล้องกันไม่เพียง แต่ทำนายการพึ่งพาขององค์ประกอบทางกายภาพพื้นฐานกับพลังงาน - การทดลองทางฟิสิกส์อนุภาค เติบโตเป็นมูลค่าประมาณ 1/128 ที่พลังงานการชนกันสูง แต่อนุญาตให้มีเวลาและการแปรผันของอวกาศ การพึ่งพาเวลาของค่าคงที่พื้นฐานอาจเกิดขึ้นได้อย่างง่ายดายถ้านอกเหนือจากพื้นที่สามมิตินั้นยังมีมิติที่ซ่อนอยู่มากกว่า
ในปี 1955 Lev Lev นักฟิสิกส์ชาวรัสเซียได้พิจารณาความเป็นไปได้ของการพึ่งพาอัลฟา ในช่วงปลายทศวรรษ 1960 George Gamow ในสหรัฐอเมริกาเสนอว่าหน้าที่ของอิเล็กตรอนและดังนั้นอัลฟ่าก็อาจแตกต่างกันไป เป็นที่ชัดเจนว่าการเปลี่ยนแปลงดังกล่าวถ้ามีไม่สามารถมีขนาดใหญ่หรือพวกเขาจะถูกตรวจพบแล้วในการทดลองที่ค่อนข้างง่าย การติดตามการเปลี่ยนแปลงที่เป็นไปได้เหล่านี้จึงต้องใช้เทคนิคที่ซับซ้อนและแม่นยำที่สุด
มองย้อนกลับไปในเวลา
ในความเป็นจริงมีข้อ จำกัด ที่ค่อนข้างแข็งแกร่งมีอยู่แล้วสำหรับการเปลี่ยนแปลงที่เป็นไปได้ของค่าคงที่ของโครงสร้างที่ดีอัลฟา ข้อ จำกัด ดังกล่าวมีลักษณะทางธรณีวิทยา มันขึ้นอยู่กับมาตรการที่ใช้ในเครื่องปฏิกรณ์ฟิชชันตามธรรมชาติโบราณตั้งอยู่ใกล้ Oklo (กาบอง, แอฟริกาตะวันตก) และมีการใช้งานประมาณ 2,000 ล้านปีที่ผ่านมา จากการศึกษาการกระจายตัวของชุดธาตุ - ไอโซโทปของธาตุหายากตัวอย่างของซาแมเรียม - ซึ่งผลิตโดยฟิชชันของยูเรเนียมเราสามารถประมาณได้ว่ากระบวนการทางกายภาพนั้นเกิดขึ้นเร็วกว่าหรือช้ากว่าที่เราคาดไว้ ในปัจจุบันนี้ ดังนั้นเราสามารถวัดการเปลี่ยนแปลงที่เป็นไปได้ของค่าคงที่พื้นฐานที่เล่นที่นี่อัลฟา อย่างไรก็ตามการกระจายการสังเกตขององค์ประกอบมีความสอดคล้องกับการคำนวณสมมติว่าค่าของอัลฟาในเวลานั้นเหมือนกันกับค่าของวันนี้อย่างแม่นยำ กว่า 2 พันล้านปีการเปลี่ยนแปลงของอัลฟาจึงมีขนาดเล็กกว่าประมาณ 2 ส่วนต่อ 100 ล้าน ถ้ามีอยู่ทั้งหมดนี่เป็นการเปลี่ยนแปลงเล็กน้อย
แต่สิ่งที่เกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงก่อนหน้านี้ในประวัติศาสตร์ของจักรวาล?
ในการวัดสิ่งนี้เราต้องหาวิธีในการสอบสวนยังคงเป็นอดีต และนี่คือที่ซึ่งดาราศาสตร์สามารถช่วยได้ เพราะแม้ว่านักดาราศาสตร์จะไม่สามารถทำการทดลองได้ แต่จักรวาลเองก็เป็นห้องทดลองฟิสิกส์ขนาดใหญ่ โดยการศึกษาวัตถุระยะไกลนักดาราศาสตร์สามารถมองย้อนกลับไปในช่วงเวลาที่ยาวนาน ด้วยวิธีนี้มันเป็นไปได้ที่จะทดสอบค่าของค่าคงที่ทางกายภาพเมื่อจักรวาลมีเพียง 25% ของอายุปัจจุบันนั่นคือประมาณ 10,000 ล้านปีก่อน
บีคอนที่ไกลมาก
ในการทำเช่นนั้นนักดาราศาสตร์พึ่งพาสเปกโตรสโคปี - การวัดคุณสมบัติของแสงที่ปล่อยออกมาหรือดูดซับโดยสสาร เมื่อแสงจากเปลวไฟถูกตรวจจับผ่านปริซึมจะมองเห็นรุ้งได้ เมื่อโรยเกลือบนเปลวไฟเส้นสีเหลืองที่แตกต่างกันจะถูกทับลงบนสีปกติของรุ้งซึ่งเรียกว่าสายการปล่อย การใส่เซลล์ก๊าซระหว่างเปลวไฟและปริซึมเราจะเห็นรอยเส้นสีดำบนรุ้ง: สิ่งเหล่านี้คือเส้นการดูดซับ ความยาวคลื่นของสายการปล่อยและการดูดซับสเปกตรัมนั้นสัมพันธ์โดยตรงกับระดับพลังงานของอะตอมในเกลือหรือในก๊าซ สเปกโทรสโกจึงช่วยให้เราสามารถศึกษาโครงสร้างอะตอม
โครงสร้างที่ดีของอะตอมนั้นสามารถสังเกตได้จากการแยกของระดับพลังงานในอะตอมเหล่านั้น ดังนั้นหากอัลฟาเปลี่ยนเมื่อเวลาผ่านไปสเปกตรัมการปล่อยและการดูดซับของอะตอมเหล่านี้ก็จะเปลี่ยนแปลงเช่นกัน วิธีหนึ่งที่จะมองหาการเปลี่ยนแปลงใด ๆ ในค่าของอัลฟาในประวัติศาสตร์ของจักรวาลจึงเป็นการวัดสเปกตรัมของควาซาร์ไกลและเปรียบเทียบความยาวคลื่นของเส้นสเปกตรัมบางเส้นกับค่าวันปัจจุบัน
ควาซาร์อยู่ที่นี่ใช้เป็นเพียงสัญญาณ - เปลวไฟ - ในจักรวาลที่ห่างไกลมาก เมฆก๊าซระหว่างดวงดาวในกาแลคซีตั้งอยู่ระหว่างควาซาร์และเราในแนวสายตาเดียวกันและในระยะทางที่แตกต่างกันจากหกถึงสิบเอ็ดพันล้านปีแสงดูดซับบางส่วนของแสงที่ปล่อยออกมาจากควาซาร์ สเปกตรัมที่เกิดขึ้นจึงนำเสนอ "หุบเขา" ที่มืดซึ่งสามารถนำมาประกอบกับองค์ประกอบที่รู้จักกันดี
หากค่าคงที่โครงสร้างละเอียดเกิดการเปลี่ยนแปลงตลอดระยะเวลาการเดินทางของแสงระดับพลังงานในอะตอมจะได้รับผลกระทบและความยาวคลื่นของเส้นการดูดกลืนแสงจะเปลี่ยนตามจำนวนที่แตกต่างกัน โดยการเปรียบเทียบช่องว่างสัมพัทธ์ระหว่างหุบเขากับค่าห้องปฏิบัติการคุณสามารถคำนวณอัลฟาเป็นฟังก์ชันของระยะทางจากเรานั่นคือเป็นฟังก์ชันของอายุของจักรวาล
อย่างไรก็ตามมาตรการเหล่านี้มีความละเอียดอ่อนมากและต้องการแบบจำลองที่ดีมากของสายการดูดซึม พวกเขายังวางข้อกำหนดที่แข็งแกร่งอย่างมากต่อคุณภาพของสเปคตรัมทางดาราศาสตร์ พวกเขาจะต้องมีความละเอียดเพียงพอที่จะช่วยให้การวัดที่แม่นยำมากของการเปลี่ยนแปลงจิ๋วในสเปกตรัม และจำนวนโฟตอนที่เพียงพอจะต้องถูกจับเพื่อให้ได้ผลลัพธ์ทางสถิติที่ชัดเจน
สำหรับเรื่องนี้นักดาราศาสตร์จะต้องหันไปใช้เครื่องมือสเปกตรัมขั้นสูงสุดบนกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุด ที่นี่คือที่ Ultra-violet และ Visible Echelle Spectrograph (UVES) และ Kueyen 8.2-m telescope ของ ESO ที่หอดูดาว Paranal ไม่สามารถเอาชนะได้ด้วยคุณภาพสเปกตรัมที่ไม่มีใครเทียบและพื้นที่เก็บกระจกขนาดใหญ่ของชุดนี้
คงที่หรือไม่?
ทีมนักดาราศาสตร์ [1] นำโดย Patrick Petitjean (Institut d'Astrophysique de Paris และ Observatoire de Paris, France) และ Raghunathan Srianand (IUCAA Pune, อินเดีย) ศึกษาตัวอย่างที่เป็นระบบการดูดกลืน 50 ระบบที่เหมือนกันกับ UVES และ Kueyen ตามแนว 18 ควาซาร์ไกลโพ้น พวกเขาบันทึกสเปกตรัมของควาซาร์ตลอด 34 คืนเพื่อให้ได้ความละเอียดสเปกตรัมสูงสุดและอัตราส่วนสัญญาณต่อเสียงที่ดีที่สุด มีการใช้ขั้นตอนอัตโนมัติที่ซับซ้อนซึ่งออกแบบมาเป็นพิเศษสำหรับโปรแกรมนี้
นอกจากนี้นักดาราศาสตร์ใช้การจำลองอย่างกว้างขวางเพื่อแสดงให้เห็นว่าพวกเขาสามารถสร้างแบบจำลองโปรไฟล์เส้นได้อย่างถูกต้องเพื่อกู้คืนความผันแปรที่เป็นไปได้ของอัลฟา
ผลของการศึกษาอย่างกว้างขวางนี้คือในช่วง 10,000 ล้านปีที่ผ่านมาความแปรปรวนของอัลฟาต้องน้อยกว่า 0.6 ส่วนต่อล้าน นี่คือข้อ จำกัด ที่แข็งแกร่งที่สุดจากการศึกษาสายการดูดกลืนควาซาร์จนถึงปัจจุบัน ที่สำคัญกว่านั้นผลลัพธ์ใหม่นี้ไม่สนับสนุนการเรียกร้องก่อนหน้านี้ของการเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญทางสถิติของอัลฟากับเวลา
สิ่งที่น่าสนใจคือผลลัพธ์นี้ได้รับการสนับสนุนโดยการวิเคราะห์แบบอื่นที่มีความครอบคลุมน้อยกว่าและยังดำเนินการกับ UVES สเปกโตรมิเตอร์บน VLT [2] แม้ว่าการสำรวจเหล่านั้นจะเกี่ยวข้องกับควาซาร์ที่รู้จักกันดีที่สุด HE 0515-4414 การศึกษาค้นคว้าอิสระนี้ให้การสนับสนุนเพิ่มเติมกับสมมติฐานของการไม่มีอัลฟา
แม้ว่าผลลัพธ์ใหม่เหล่านี้แสดงถึงการปรับปรุงที่สำคัญในความรู้ของเราเกี่ยวกับการเปลี่ยนแปลงที่เป็นไปได้ (ไม่ใช่ -) ของหนึ่งในค่าคงที่ทางกายภาพพื้นฐานชุดข้อมูลปัจจุบันในหลักการจะยังคงอนุญาตให้มีการเปลี่ยนแปลงที่ค่อนข้างใหญ่กว่าเมื่อเทียบกับ จากเครื่องปฏิกรณ์ธรรมชาติ Oklo อย่างไรก็ตามคาดว่าจะมีความคืบหน้าเพิ่มเติมในด้านนี้ต่อไปด้วย HARPS ความเร็วสูงที่มีความแม่นยำสูงใหม่บนกล้องโทรทรรศน์ขนาด 3.6 ม. ของ ESO ที่หอดูดาว La Silla (ชิลี) สเปคโตรกราฟนี้ทำงานได้ในขีด จำกัด ของเทคโนโลยีที่ทันสมัยและส่วนใหญ่จะใช้เพื่อตรวจจับดาวเคราะห์ดวงใหม่รอบดาวอื่นที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ - มันอาจจะให้ลำดับของการปรับปรุงขนาดในการพิจารณาการเปลี่ยนแปลงของอัลฟา
ค่าคงที่พื้นฐานอื่น ๆ สามารถตรวจสอบได้โดยใช้ควาซาร์ โดยเฉพาะอย่างยิ่งจากการศึกษาความยาวคลื่นของไฮโดรเจนโมเลกุลในจักรวาลที่ห่างไกลเราสามารถตรวจสอบความแปรปรวนของอัตราส่วนระหว่างมวลของโปรตอนและอิเล็กตรอน ขณะนี้ทีมเดียวกันได้ทำการสำรวจขนาดใหญ่ด้วยกล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่ที่น่าจะนำไปสู่ข้อ จำกัด ที่ไม่เคยเกิดขึ้นมาก่อนในอัตราส่วนนี้
แหล่งต้นฉบับ: ข่าว ESO
