ประเมินอายุเอกภพจากกระจุกดาวทรงกลม และความสัมพันธ์ทูลลี-ฟิชเชอร์

     ทฤษฎีที่ยอมรับกันโดยกว้างขวางในปัจจุบันบอกไว้ว่าเมื่อดาวฤกษ์ดวงแรกๆ ก่อตัวขึ้นในเอกภพเมื่อราว 13 พันล้านปีก่อน พวกมันก็มาเกาะกลุ่มกันก่อตัวเป็นกระจุกดาวทรงกลม(globular cluster) อย่างรวดเร็ว จากนั้น กระจุกดาวเหล่านี้ก็รวมตัวกันและกันก่อตัวเป็นกาแลคซีแห่งแรกๆ ขึ้นมาซึ่งก็จะเจริญเติบโตผ่านการควบรวมและพัฒนาตัวนับแต่นั้น ด้วยเหตุผลนี้ นักดาราศาสตร์จึงสงสัยมานานแล้วว่าดาวที่เก่าแก่ที่สุดในเอกภพก็น่าจะพบได้ในกระจุกดาวทรงกลมด้วย

ไกอาสำรวจกระจุกดาวทรงกลมและกาแลคซีแคระรอบทางช้างเผือก 

    การศึกษาดาวในกระจุกดาวทรงกลมเหล่านั้นจึงมีความหมายในการตรวจสอบอายุของเอกภพ ซึ่งยังคงเป็นเพียงการคาดเดา(อย่างมีหลักการ) ทีมนักดาราศาสตร์และนักเอกภพวิทยานานาชาติทีมหนึ่งเพิ่งทำการศึกษากระจุกทรงกลมเพื่อที่จะระบุอายุของเอกภพ ผลสรุปบ่งชี้ว่าเอกภพมีอายุราว 13.35 พันล้านปี เป็นผลสรุปที่อาจจะช่วยนักดาราศาสตร์ให้เรียนรู้เกี่ยวกับการขยายตัวของเอกภพได้มากขึ้น การศึกษาเพิ่งเผยแพร่ออนไลน์และจะเผยแพร่ใน Journal of Cosmology and Astroparticle Physics นำโดย David Valcin นักวิจัยหลังปริญญาเอกจากสถาบันวิทยาศาสตร์อวกาศที่มหาวิทยาลัยบาร์เซโลนา(ICCUB) ซึ่งร่วมทีมกับนักวิจัยจากฝรั่งเศส, สเปน และสหรัฐฯ

     ตามที่ระบุไว้ กระจุกดาวทรงกลมได้รับความสนใจเป็นพิเศษจากนักดาราศาสตร์จากธรรมชาติที่ไม่ปกติของพวกมัน กลุ่มก้อนดาวที่รวมตัวเป็นทรงกลมเหล่านี้ พบได้ในกลดหรือฮาโล(halo) ของกาแลคซี โคจรไปรอบๆ แกนกลางกาแลคซีและมีความหนาแน่นสูงกว่ากระจุกดาวเปิด(open cluster) ซึ่งพบในดิสก์กาแลคซีอย่างมาก กระจุกทรงกลมเกือบทั้งหมดยังมีอายุที่ใกล้เคียงกัน มีดาวอายุมากที่ได้เข้าสู่สถานะกิ่งยักษ์แดง(red-giant branch ; RGB phase) แล้ว

กระจุกดาวทรงกลม M80 (ซ้าย) และ NGC 1866 (ขวา) มีทั้งดาวอายุมากสีแดง และดาวอายุน้อยสีฟ้า

     ในความเป็นจริง การศึกษากระจุกทรงกลมในทางช้างเผือกได้แสดงว่าดาวที่เก่าแก่มากที่สุดในกาแลคซีของเราบางส่วนก็มีอยู่ในนั้น ในขณะที่กำเนิดของกระจุกทรงกลมและบทบาทของพวกมันต่อวิวัฒนาการกาแลคซี ก็ยังคงเป็นปริศนา แต่นักดาราศาสตร์เชื่อว่าการศึกษากลุ่มก้อนดาวอายุมากเหล่านี้จะให้ข้อมูลที่มีค่าในทั้งสองประเด็น ตามที่ Valcin และทีมได้เขียนไว้ว่า กระจุกดาวทรงกลมเป็นหนึ่งในโครงสร้างดาวที่ก่อตัวขึ้นเป็นอันดับแรกสุด และยังสามารถใช้เป็นตัวประเมินยุคของกาแลคซีและการก่อตัวดาวได้ดี เพื่อบอกถึงอายุของเอกภพ สำหรับมุมมองจากนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์แล้ว พวกมันให้คลังข้อมูลเกี่ยวกับการก่อตัวและวิวัฒนาการกาแลคซีและดาวฤกษ์

     ในการศึกษา ทีมได้ตรวจสอบกระจุกทรงกลม 68 แห่งซึ่งถูกสำรวจโดยกล้องเพื่อการสำรวจชั้นสูง(ACS) ของกล้องฮับเบิล โดยเฉพาะอย่างยิ่ง พวกเขาได้ศึกษาการกระจายตัวของดาวในกระจุกเหล่านี้โดยใช้อันดับความสว่าง(magnitude) ซึ่งได้มาจากการใช้ซอฟท์แวร์ isochrones-เส้นบนผังที่มีข้อมูลในระดับใกล้เคียงกัน เพื่อให้ได้ค่าอันดับความสว่าง ซอฟท์แวร์จะใช้ข้อมูลการวัดปริมาณแสงที่สังเคราะห์ได้จากแบบจำลองดาว และจากนั้นก็หาอันดับความสว่างโดยมีพื้นฐานว่า ดาวที่มีมวลใกล้เคียงกันนั้นถูกพบในส่วนใดของเส้นทางวิวัฒนาการโดยมีอายุใกล้เคียงกัน

    ด้วยการใช้แบบจำลองดาว MIST(Mesa Isochrones and Stellar Tracks) และ DSED(Dartmouth Stellar Evolution Database) ในที่สุด ก็ได้ค่าประเมินอายุเฉลี่ยของกระจุกทรงกลมที่เก่าแก่ที่สุดที่ 13.13 พันล้านปี หลังจากนับรวมเวลาที่จะใช้เพื่อให้กระจุกทรงกลมก่อตัวขึ้นด้วย ก็บอกอายุเอกภพคร่าวๆ ได้ที่ 13.35 พันล้านปี ค่าที่ได้มีความเชื่อมั่นในระดับ 68% ซึ่งยังมีความคลาดเคลื่อนอีกประมาณ ±0.16 พันล้านปี(โดยทางสถิติ) และ ±0.5 พันล้านปี(จากระบบ) ระดับนี้สอดคล้องกับค่าอายุที่ประเมินได้ก่อนหน้านั้น ที่ 13.8 ±0.02 พันล้านปี ซึ่งได้จากข้อมูลของปฏิบัติการพลังค์จากการสำรวจไมโครเวฟพื้นหลังเอกภพ(cosmic microwave background-CMB) ซึ่งเป็นซากการแผ่รังสีพื้นหลังที่เกิดจากบิ๊กแบง เห็นได้ในทุกทิศทาง

     ยิ่งกว่านั้น การประเมินอายุก่อนหน้านี้ก็ขึ้นอยู่กับแบบจำลองเอกภพวิทยาสสารมืดเย็น(cold dark matter) ซึ่งเป็นแบบจำลองบิ๊กแบงที่ประกอบด้วยองค์ประกอบหลัก 3 อย่างคือ พลังงานมืด, สสารมืดเย็น และ สสารปกติ ซึ่งนี่หมายความว่า กระจุกทรงกลมให้อายุเอกภพที่เที่ยงตรง โดยไม่ต้องพึ่งพาแบบจำลองทฤษฎีใดๆ เลย ยิ่งกว่านั้น การประเมินอายุนี้ยังสอดคล้องกับการประเมินที่มีพื้นฐานจากการขยายตัวของเอกภพ ข้อมูลใหม่นี้ยังให้เงื่อนงำแก่ประเด็นหลัง แน่นอนว่าทีมบอกว่ายังต้องการการสำรวจและข้อมูลเพิ่มขึ้น ถ้านักวิทยาศาสตร์หวังที่จะบอกให้ได้ว่าเพราะเหตุใดจึงมีความแตกต่างในการประเมินอายุนี้

     ขณะเดียวกัน ความพยายามอีกงานที่ใช้ระยะทางสู่กาแลคซี 50 แห่งจากโลก ก็ให้อายุของเอกภพที่ 12.6 พันล้านปี การคำนวณค่าคงที่ฮับเบิล(Hubble constant) ซึ่งได้ชื่อตาม เอ็ดวิน ฮับเบิล ซึ่งเป็นคนแรกที่คำนวณอัตราการขยายตัวของเอกภพในปี 1929 มีการใช้เทคนิคต่างๆ ทั้งการสำรวจแสงที่เหลือจากบิ๊กแบง ซึ่งทำแผนที่ความขรุขระและระลอกในกาลอวกาศ เพื่อสะท้อนสภาวะในเอกภพยุคต้น อย่างไรก็ตาม วิธีการที่แตกต่างกันก็ให้ข้อสรุปที่แตกต่างกัน James Schombert ศาสตราจารย์ด้านฟิสิกส์ที่มหาวิทยาลัยโอเรกอน กล่าว ในรายงานที่เผยแพร่วันที่ 17 กรกฎาคม ใน Astronomical Journal เขาและเพื่อนร่วมงานได้เผยความพยายามครั้งใหม่เพื่อสอบทานมาตรฐานใหม่(recalibrate) กับเครื่องมือตรวจสอบระยะทางชนิดหนึ่งที่เรียกว่า ความสัมพันธ์สสารปกติทูลลี-ฟิชเชอร์(baryonic Tully-Fisher relation) ซึ่งเป็นอิสระจากค่าคงที่ฮับเบิล

หมายเหตุ ความสัมพันธ์ทูลลี-ฟิชเชอร์ เป็นความสัมพันธ์แบบง่ายๆ ในกาแลคซีที่มีการหมุนรอบตัวเช่น กาแลคซีกังหัน เป็นต้น ความสัมพันธ์ระหว่างมวลสสารปกติ(หรือกำลังสว่างที่แท้จริง) ของกาแลคซีกังหัน กับความเร็วในการหมุนรอบตัว(หรือความกว้างเส้นการเปล่งคลื่น) ในระดับประมาณ 3.5-4

ความสัมพันธ์ทูลลี-ฟิชเชอร์ เป็นความสัมพันธ์ง่ายๆ ระหว่างกำลังสว่าง(luminosity) กับความเร็วการหมุนรอบตัว 

     ปัญหาของระยะทางก็คือเป็นที่ทราบกันว่ามันยากอย่างไม่น่าเชื่อเนื่องจากระยะทางถึงกาแลคซีนั้นกว้างใหญ่ และป้ายที่ปักไว้ก็สลัวและยากที่จะสอบทานมาตรฐาน Schombert กล่าว ทีมได้คำนวณความสัมพันธ์ดังกล่าวใหม่ โดยใช้ระยะทางที่ระบุอย่างเที่ยงตรงในการคำนวณเชิงเส้นตรงจากกาแลคซี 50 แห่ง เพื่อเป็นไกด์สู่การตรวจสอบระยะทางสู่กาแลคซีอีก 95 แห่ง

     เอกภพของเรานั้นถูกกำกับโดยรูปแบบทางคณิตศาสตร์ชุดหนึ่งที่ปรากฏในรูปของสมการ ความพยายามครั้งใหม่ใช้ค่ามวลและกราฟการหมุนรอบตัวกาแลคซีที่เที่ยงตรงมากขึ้น เพื่อเปลี่ยนสมการเหล่านั้นให้กลายเป็นตัวเลขอย่างเช่นอายุและอัตราการขยายตัว ซึ่งได้ให้ค่าคงที่ฮับเบิลที่ 75.1 ±2.3 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซค

     ทีมเขียนในรายงานว่า สามารถกำจัดระดับค่าคงที่ฮับเบิลทั้งหมดนั้นต่ำกว่า 70 ได้ด้วยความเชื่อมั่น 95% Schombert บอกว่าเทคนิคการตรวจสอบที่ใช้ในช่วง 50 ปีที่ผ่านมา ได้ตั้งระดับไว้ที่ 75 แต่การคำนวณจาก CMB ให้ค่าที่ 67 เทคนิค CMB ในขณะที่ใช้ข้อสันนิษฐานและแบบจำลองคอมพิวเตอร์ที่แตกต่างออกไปก็ควรจะได้ค่าที่ใกล้เคียงกัน แต่ความไม่สอดคล้องที่มีจริงๆ แล้วไม่มีอยู่จริง เขากล่าว ความแตกต่างที่เกิดขึ้นนั้นไม่ได้มาจากความผิดพลาดในการสำรวจ

เมื่อตรวจสอบความเร็วการโคจรทั้งที่เลื่อนไปทางสีแดง(redshifed) และ เลื่อนไปทางสีน้ำเงิน(blueshifted) ซึ่งเกิดจากการเคลื่อนที่ที่หนีออกห่าง และเข้าหาเรา ตามลำดับ กราฟความเร็วที่ได้โดยรวม จะมีสองหนอก ความกว้างระหว่างหนอกทั้งสอง จะบอกถึงความเร็วการโคจรของกาแลคซี จากความเร็วเมื่อพิจารณาความสัมพันธ์ทูลลี-ฟิชเชอร์ ก็จะทราบกำลังสว่างของกาแลคซี จากโลก เมื่อตรวจสอบความสว่างปรากฏ กับความสว่างที่แท้จริง(กำลังสว่าง) จะทราบค่าระยะทาง 

     การคำนวณอายุเอกภพจากการสำรวจโดยดาวเทียม WMAP(Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) ของนาซาในปี 2013 ให้อายุเอกภพที่ 13.77 พันล้านปี ซึ่งในช่วงเวลาดังกล่าวก็เป็นแบบจำลองมาตรฐานเอกภพวิทยาบิ๊ก
แบงด้วย ระดับค่าคงที่ฮับเบิลที่แตกต่างกันจากเทคนิคที่หลากหลาย ประเมินอายุเอกภพอยู่ระหว่าง 12 ถึง 14.5 พันล้านปี

     แต่การศึกษาใหม่ซึ่งมีพื้นฐานบางส่วนมาจากการสำรวจโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศสปิตเซอร์ ได้สร้างหนทางใหม่ในการเข้าถึงค่าคงที่ฮับเบิล โดยใช้วิธีการที่บริสุทธิ์ตรงไปตรงมาด้วยการสำรวจโดยตรง เพื่อตรวจสอบระยะทางสู่กาแลคซี ค่าที่ได้ของเราจึงอยู่ฝั่งสูงในทางเอกภพวิทยา เป็นสัญญาณที่บอกว่าความเข้าใจของเราเกี่ยวกับฟิสิกส์เอกภพนั้นยังไม่สมบูรณ์แบบ โดยน่าจะมีฟิสิกส์ใหม่ๆ ในอนาคต Schombert กล่าว

แหล่งข่าว phys.org : according to globular clusters, the universe is 13.35 billion years old
                phys.org : new approach refines the Hubble constant and age of universe

Hubble constant tension

ความไม่ลงรอย(ที่ชัดเจนมากขึ้น) ในค่าคงที่ฮับเบิล

จะสังเกตเห็นความแตกต่างระหว่างค่าคงที่ฮับเบิลที่ได้จากการตรวจสอบเอกภพยุคปัจจุบัน และเอกภพยุคต้นจากพลังค์ ช่วงความคลาดเคลื่อนของค่าจากทั้งสองยุคไม่ได้ซ้อนทับกันแม้แต่น้อย

   การตรวจสอบอัตราการขยายตัวของเอกภพในปัจจุบันของกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลซึ่งไม่สอดคล้องกับ อัตราที่คาดไว้จากที่ประเมินว่าเอกภพปรากฏเช่นไร ไม่นานหลังจากเกิดบิ๊กแบงเมื่อกว่า 13 พันล้านปีก่อน ด้วยการใช้ข้อมูลใหม่จากกล้องฮับเบิล นักดาราศาสตร์ได้ลดความเป็นไปได้ที่ความแตกต่างนี้จะเป็นเรื่องบังเอิญลงอย่างมาก


   ด้วยการใช้การสำรวจใหม่จากกล้องฮับเบิล นักวิจัยได้ปรับปรุงรากฐานของบันไดวัดระยะทางเอกภพ ซึ่งถูกใช้เพื่อคำนวณระยะทางที่เที่ยงตรงสู่กาแลคซีใกล้ๆ ซึ่งทำโดย การสำรวจดาวที่หดพอง(pulsating star) ชนิดหนึ่งที่เรียกว่า ดาวแปรแสงเซเฟอิด(Cepheid variables) ในกาแลคซีบริวารใกล้เคียงแห่งหนึ่งซึ่งเรียกว่า เมฆมาเจลลันใหญ่(Large Magellanic Cloud; LMC) ขณะนี้ คำนวณระยะทางได้ที่ 162,000 ปีแสง เมื่อปรับใช้ระยะทางสู่กาแลคซีที่อยู่ไกลออกไปเรื่อยๆ ดาวแปรแสงเซเฟอิดเหล่านี้ก็ถูกใช้เป็นหลักไมล์ นักวิจัยใช้การตรวจสอบเหล่านี้เพื่อดูว่าเอกภพกำลังขยายตัวตามเวลาเร็วแค่ไหน เป็นค่าที่เรียกว่า ค่าคงที่ฮับเบิล(Hubble constant)

ภาพเมฆมาเจลลันใหญ่ซึ่งเป็นกาแลคซีบริวารของทางช้างเผือกจากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน ภาพเล็กถ่ายโดยกล้องฮับเบิลเผยให้เห็นกระจุกดาวหนึ่งในหลายๆ แห่งที่กระจัดกระจายไปทั่วกาแลคซีแคระแห่งนี้ สมาชิกในกระจุกมีดาวหดพองชนิดพิเศษที่เรียกว่า ดาวแปรแสงเซเฟอิด ซึ่งสว่างขึ้นและมืดลงด้วยอัตราที่ทำนายได้ ซึ่งเป็นไปตามความสว่างที่แท้จริงของมัน เมื่อนักดาราศาสตร์ทราบความสว่างที่แท้จริง ก็สามารถตรวจสอบแสงที่ปรากฏเพื่อคำนวณระยะทางได้ เมื่อการสำรวจใหม่จากฮับเบิล นำไปเปรียบเทียบกับการตรวจสอบระยะทางสู่เมฆใหญ่แบบตรีโกณมิติ นักวิจัยก็สามารถวางรากฐานให้กับบันไดระยะทางในเอกภพ ให้มั่นคงมากขึ้น การปรับแต่งแบบละเอียดนี้ได้ปรับปรุงความเที่ยงตรงของอัตราการขยายตัวของเอกภพที่เรียกว่า ค่าคงที่ฮับเบิล ได้อย่างมาก

   ก่อนที่กล้องฮับเบิลจะถูกส่งออกสู่อวกาศในปี 1990 การประเมินค่าคงที่ฮับเบิลคลาดเคลื่อนไปถึงสองเท่าตัว ในช่วงปลายทศวรรษ 1990 โครงการ Hubble Space Telescope Key Project on the Extragalactic Distance Scale ได้ปรับค่าคงที่ฮับเบิลจนมีระดับความคลาดเคลื่อน 10% ซึ่งบรรลุเป้าหมายหลักประการหนึ่งของกล้องโทรทรรศน์นี้ ในปี 2016 นักดาราศาสตร์ได้ใช้ฮับเบิลเพื่อค้นพบว่าเอกภพกำลังขยายตัวเร็วกว่าที่เคยคำนวณไว้ประมาณ 5 ถึง 9% โดยการปรับการตรวจสอบค่าคงที่ฮับเบิล และลดความคลาดเคลื่อนเหลือเพียง 2.4% เท่านั้น ในปี 2017 การตรวจสอบอีกงานได้ยืนยันผลสรุปนี้ งานวิจัยใหม่ล่าสุดนี้ได้ลดระดับความคลาดเคลื่อนในค่าคงที่ฮับเบิลเหลือเพียง 1.9% เท่านั้น


   งานวิจัยล่าสุดยังบอกว่าความน่าจะเป็นที่ความแตกต่างระหว่างอัตราการขยายตัวของเอกภพในปัจจุบัน กับค่าที่คาดไว้จากการสำรวจเอกภพในยุคต้น จะเกิดขึ้นโดยบังเอิญ เหลือเพียง 1/100,000 เท่านั้น ซึ่งเป็นการปรับปรุงอย่างมากจากการประเมินก่อนหน้านี้เมื่อปีที่แล้วที่ 1/3000

นักวิทยาศาสตร์ที่ได้รับรางวัลโนเบลประจำปี 2011 สาขาฟิสิกส์ จากการค้นพบว่า เอกภพกำลังขยายตัวด้วยความเร่ง 

   Adam Riess นักวิจัยนำและนักวิทยาศาสตร์รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 2011(พร้อมทั้ง Brian Schmidt และ Saul Perlmutter ซึ่งได้แสดงให้เห็นว่าการขยายตัวของเอกภพมีความเร่ง) จากสถาบันวิทยาศาสตร์กล้องโทรทรรศน์อวกาศ(STScI) และมหาวิทยาลัยจอห์น ฮอบกินส์ กล่าวว่า ความไม่ลงรอย(tension) ของค่าคงที่ฮับเบิลระหว่างเอกภพยุคต้นกับเอกภพปัจจุบัน อาจจะเป็นการพัฒนาที่น่าตื่นเต้นที่สุดในแขนงเอกภพวิทยาในช่วงหลายทศวรรษนี้ ความไม่สอดคล้องเพิ่มขึ้นเรื่อยๆ และขณะนี้มาถึงจุดที่เป็นไปไม่ได้เลยที่จะเกิดขึ้นโดยบังเอิญ ความแตกต่างนี้ไม่ได้เกิดขึ้นโดยบังเอิญ

   ความแตกต่างที่เกิดขึ้นถูกจำแนกในรายงานทางวิทยาศาสตร์หลายครั้งตลอดช่วงหลายปีหลังนี้ แต่ก็ยังคงไม่แน่ชัดว่าเกิดขึ้นจากความแตกต่างในเทคนิคการตรวจสอบ หรือความแตกต่างนี้เป็นผลจากการตรวจสอบที่โชคไม่ดีในทางใดทางหนึ่ง

แผนที่การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังเอกภพ(cosmic microwave background radiation) ดาวเทียมพลังค์ขององค์กรอวกาศยุโรปเก็บข้อมูลไมโครเวฟพื้นหลังเอกภพที่ดีที่สุด เมื่อรวมข้อมูลเหล่านี้เข้ากับแบบจำลองมาตรฐานเอกภพ จะให้ค่าคงที่ฮับเบิลที่น้อยกว่าค่าที่ได้จากการสำรวจกาแลคซีในยุคปัจจุบัน

   เมื่อการตรวจสอบของทีมแม่นยำมากขึ้น การคำนวณค่าคงที่ฮับเบิลก็ยังคงไม่สอดคล้องกับค่าที่คาดไว้จากการสำรวจการขยายตัวของเอกภพยุคต้น ที่ทำโดยดาวเทียมพลังค์(Planck) ขององค์กรอวกาศยุโรป การตรวจสอบของพลังค์ทำแผนที่ซากของแสงเรืองไล่หลัง(afterglow) จากช่วง 380,000 ปีหลังจากบิ๊กแบงที่เรียกกันว่า ไมโครเวฟพื้นหลังของเอกภพ(cosmic microwave background-CMB) ซึ่งช่วยให้นักวิทยาศาสตร์ได้ทำนายว่าเอกภพยุคต้นน่าจะพัฒนาไปสู่อัตราการขยายตัวที่นักดาราศาสตร์ได้ตรวจสอบในปัจจุบัน ได้อย่างไร

   ค่าคงที่ฮับเบิลค่าใหม่ที่ได้อยู่ที่ 74.03 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซค ซึ่งหมายความว่า ในทุกๆ 3.3 ล้านปีแสง(หรือ 1 เมกะพาร์เซค) ที่กาแลคซีอยู่ไกลจากเราออกไป มันดูจะเคลื่อนที่เร็วขึ้น 74 กิโลเมตรต่อวินาที อันเป็นผลจากการขยายตัวของเอกภพ ซึ่งตัวเลขใหม่นี้บ่งชี้ว่า เอกภพยุคปัจจุบันกำลังขยายตัวด้วยอัตราที่เร็วกว่าอัตราที่ได้จากการสำรวจเอกภพยุคต้นของพลังค์ประมาณ 9% ซึ่งให้ค่าคงที่ฮับเบิลที่ 67.4 กิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซค


เพื่อให้บรรลุข้อสรุปนี้ Riess และทีม SH0ES(Supernovae H0 for the Equation of State) ได้วิเคราะห์แสงจากดาวแปรแสงเซเฟอิด 70 ดวงในเมฆมาเจลลันใหญ่ เนื่องจากดาวเหล่านี้สว่างขึ้นและมืดลงในอัตราที่ทำนายได้ และคาบการแปรแสงก็จะบอกถึงกำลังสว่าง(luminosity) หรือความสว่างที่แท้จริง และสามารถคำนวณหาระยะทางได้ นักดาราศาสตร์จึงใช้ดาวเหล่านี้เป็นเทียนมาตรฐานในเอกภพ การสำรวจช่วยนักดาราศาสตร์ปรับแต่งบันไดระยะทางเหล่านี้ใหม่ โดยปรับปรุงการเปรียบเทียบเซเฟอิดส์เหล่านั้น กับเซเฟอิดส์ที่อยู่ห่างไกลออกไปในกาแลคซีที่เกิดซุปเปอร์โนวาด้วย

ดาวแปรแสงเซเฟอิด(Cepheid variables) มีความสว่างที่แปรเปลี่ยนเป็นคาบเวลาที่ทำนายไว้ เมื่อตรวจสอบคาบการแปรแสง(period) จะสามารถใช้ความสัมพันธ์ระหว่าง ระยะเวลาที่ใช้ในการแปรแสง เพื่อทราบความสว่างสัมบูรณ์(absolute magnitude) ได้ เมื่อเปรียบเทียบความสว่างที่ปรากฏ(apparent magnitude) กับความสว่างสัมบูรณ์ของดาว ก็จะทราบระยะทางถึงดาวแปรแสงนั้นๆ

   ทีมของ Riess ใช้เทคนิคการสำรวจที่มีประสิทธิภาพที่เรียกว่าDASH(Drift and Shift) โดยใช้กล้องฮับเบิลเป็นกล้องเจอและถ่าย เพื่อจับภาพดาวหดพองที่สว่างอย่างมากโดยเร็ว นี่ป้องกันขั้นตอนที่กินเวลานานในการแช่กล้องไว้กับดาวไกด์เพื่อสำรวจดาวทีละดวง Stefano Casertano สมาชิกทีมจาก STScI และจอห์น ฮอบกินส์ เช่นกัน อธิบายว่า ถ้าฮับเบิลแช่กล้องไว้กับดาวไกด์ มันจะสามารถสำรวจเซเฟอิดได้ทีละดวงในแต่ละรอบวงโคจรรอบโลกของฮับเบิลที่กินเวลา 90 นาที ซึ่งจะเป็นการสิ้นเปลืองอย่างมากที่ให้กล้องสำรวจเซเฟอิดทีละดวง เราจึงสำรวจหากลุ่มของเซเฟอิดส์ที่อยู่ใกล้กันมากพอที่จะสามารถย้ายไปมาระหว่างกันโดยไม่ต้องตั้งกล้องใหม่ เซเฟอิดส์เหล่านี้สว่างมาก เราแค่สำรวจมัน 2 วินาทีเท่านั้น เทคนิคนี้ช่วยให้เราได้สำรวจเซเฟอิดส์ได้ 12 ดวงในทุกๆ รอบโคจร

   ผลที่ได้เมื่อรวมกับการสำรวจที่ทำโดย Araucaria Project ซึ่งเป็นความร่วมมือระหว่างนักดาราศาสตร์จากสถาบันในยุโรป, ชิลี และสหรัฐฯ โดยการสำรวจการหรี่แสงเมื่อดาวฤกษ์ดวงหนึ่งผ่านหน้าดาวข้างเคียงของมันในระบบดาวคู่คราส เพื่อตรวจสอบระยะทางอีกทาง การตรวจสอบร่วมช่วยให้ทีม SH0ES ได้ปรับปรุงความเข้าใจเกี่ยวกับความสว่างที่แท้จริงของเซเฟอิดส์ จากนั้นก็เปรียบเทียบกับบันไดวัดระยะทางจากซุปเปอร์โนวาได้

ภาพอธิบายสามขั้นตอนพื้นๆ ที่นักดาราศาสตร์ใช้เพื่อคำนวณว่าเอกภพขยายตัวเร็วแค่ไหน ขั้นตอนทั้งหมดเกี่ยวข้องกับการวางรากฐานบันไดวัดระยะทางในเอกภพให้แข็งแรง โดยการเริ่มตรวจสอบระยะทางสู่กาแลคซีใกล้ๆ อย่างเที่ยงตรง และจากนั้น ก็ขยับไปสู่กาแลคซีที่ไกลออกไปเรื่อยๆ บันไดนี้เป็นชุดของการตรวจสอบวัตถุทางดาราศาสตร์ชนิดต่างๆ ที่มีความสว่างแท้จริงที่นักวิจัยสามารถใช้เพื่อคำนวณระยะทางได้ ในบรรดาบันไดที่เชื่อถือได้มากที่สุดก็คือ ดาวแปรแสงเซเฟอิด ซี่งหดพองด้วยอัตราที่ทำนายได้ซึ่งบ่งชี้ถึงความสว่างที่แท้จริง นักดาราศาสตร์ใช้กล้องฮับเบิลสำรวจเซเฟอิดส์70 ดวงใน LMC เพื่อตรวจสอบระยะทางสู่กาแลคซีบริวารแห่งนี้ให้แม่นยำมากที่สุด จากนั้นก็เปรียบเทียบการตรวจสอบเซเฟอิดส์ระยะใกล้ กับเซเฟอิดส์ที่อยู่ในกาแลคซีทีไกลออกไปที่ก็มีไม้บรรทัดอีกชนิดคือ ซุปเปอร์โนวาชนิดหนึ่งเอ ซุปเปอร์โนวานี้สว่างกว่าดาวแปรแสงเซเฟอิดอย่างมาก นักดาราศาสตร์ก็ใช้พวกมันเป็นหลักไมล์เพื่อตรวจสอบระยะทางจากโลกถึงกาแลคซีที่ห่างไกลได้ ตัวระบุเหล่านี้ขึ้นอยู่กับบันไดขั้นก่อนหน้านี้ โดยใช้บันไดจากตัวระบุต่างๆ ชนิด นักดาราศาสตร์ก็สามารถเข้าถึงระยะทางที่ไกลมากๆ ในเอกภพได้

   เนื่องจากแบบจำลองเอกภพวิทยาบอกว่า ระดับการขยายตัวของเอกภพที่สำรวจพบควรจะเป็นค่าเดียวกับที่ได้จากไมโครเวฟพื้นหลังเอกภพ มันไม่ใช่แค่การทดลองสองงานที่ให้ผลไม่สอดคล้องกันเท่านั้น แต่เรากำลังตรวจสอบความแตกต่างในระดับพื้นฐานเลยทีเดียว จากการตรวจสอบเอกภพในยุคปัจจุบัน กับการทำนายอันมีพื้นฐานจากฟิสิกส์ของเอกภพยุคต้นและการตรวจสอบว่ามันควรจะขยายตัวเร็วแค่ไหน แต่ค่าทั้งสองก็ไม่สอดคล้องกัน ซึ่งถูกตรวจสอบมาในหลากหลายวิธีแล้ว จึงมีความเป็นไปได้อย่างรุนแรงที่เรากำลังพลาดอะไรไปบางอย่างในแบบจำลองเอกภพวิทยาที่เชื่อมโยงระหว่างสองช่วงเวลานี้ Riess อธิบาย

   จึงต้องใช้ฟิสิกส์ใหม่ๆ ในการอธิบายความแตกต่างนี้ ก่อนหน้านี้ นักทฤษฎีคงบอกกับผมว่า มันทำไม่ได้ มันจะต้องไปกระทบทุกๆ อย่าง แต่ตอนนี้ พวกเขากำลังพูดว่า เราคงต้องทำมันจริงๆ Riess กล่าว


   มีลำดับเหตุการณ์มากมายที่เสนอขึ้นเพื่ออธิบายความเหลื่อมล้ำนี้ แต่ก็ยังไม่มีคำตอบที่ชัดเจน สสารรูปแบบหนึ่งที่มองไม่เห็นที่เรียกว่า สสารมืด อาจจะมีปฏิสัมพันธ์กับสสารปกติหรือการแผ่รังสีได้รุนแรงกว่าที่นักดาราศาสตร์เคยคิดไว้ หรือบางที พลังงานมืด ซึ่งเป็นพลังงานในรูปแบบที่ไม่รู้จักซึ่งมีอยู่ทั่วอวกาศ เป็นตัวการที่ทำให้เอกภพขยายตัวด้วยความเร่ง อาจทำงานเพิ่มเติม ทฤษฎีที่เรียกว่า พลังงานมืดช่วงต้น(early dark energy) ได้บอกว่าเอกภพพัฒนาคล้ายละครที่มี 3 องก์(ฉาก)

ในแบบจำลองมาตรฐานเอกภพวิทยา เอกภพเริ่มต้นด้วยบิ๊กแบง จากนั้นภายในเวลาเสี้ยววินาที เอกภพก็ขยายตัวในระดับรุนแรง(ซึ่งเรียกว่า การพองตัว-inflation) และอยู่ในระดับที่ความเร็วลดลง(มีความหน่วง-deceleration) จนกระทั่ง ราว 6 พันล้านปีก่อน เอกภพก็ขยายตัวด้วยความเร่ง(acceleration) อีกครั้ง จากความไม่ลงรอยของอัตราการขยายตัวเอกภพในยุคต้นเทียบกับในยุคปัจจุบันซึ่งเกิดขึ้นเร็วกว่าประมาณ 9% อาจมีช่วงหนึ่งในความเป็นมาเอกภพหลังจาก 380,0000 ปีหลังจากบิ๊กแบง ที่เอกภพเกิดการขยายตัวด้วยความเร่งอีกเป็นครั้งที่สาม(แต่เกิดก่อนครั้งที่สอง)

   นักดาราศาสตร์ตั้งทฤษฎีแล้วว่า พลังงานมืดปรากฏตั้งแต่ช่วงวินาทีแรกๆ หลังจากบิ๊กแบง และผลักสสารไปทั่วอวกาศ เริ่มการขยายตัวในช่วงเริ่มต้น(หมายถึงช่วงการพองตัว-inflation; ผู้แปล) พลังงานมืดอาจจะเป็นเหตุผลที่เอกภพขยายตัวด้วยความเร่งในปัจจุบัน แต่ทฤษฎีใหม่ได้บอกว่า ยังมีช่วงเวลาของพลังงานมืดช่วงที่สาม ไม่นานหลังจากบิ๊กแบง ซึ่งขยายเอกภพเร็วกว่าที่นักดาราศาสตร์ได้ทำนายไว้ การปรากฏของพลังงานมืดช่วงต้นนี้น่าจะอธิบายความไม่ลงรอยระหว่างค่าคงที่ฮับเบิลทั้งสองค่าได้ Riess กล่าว

   อีกแนวคิดหนึ่งก็คือ เอกภพมีอนุภาคเสี้ยวอะตอมชนิดใหม่ที่เดินทางใกล้เคียงความเร็วแสง อนุภาคความเร็วสูงเช่นนี้ถูกเรียกรวมๆ ว่า การแผ่รังสีมืด(dark radiation) และยังรวมถึงอนุภาคที่รู้จักมาก่อนหน้านี้อย่างนิวตริโน ซึ่งถูกสร้างในปฏิกิริยานิวเคลียร์ และการสลายตัวกัมมันตภาพรังสี


   แม้ว่า Riess จะยังไม่มีคำตอบให้กับความเหลื่อมล้ำที่เยียวยาไม่ได้นี้ แต่เขาและทีมก็ยังคงเดินหน้าใช้กล้องฮับเบิลเพื่อลดความคลาดเคลื่อนในการตรวจสอบค่าคงที่ฮับเบิลของทีมต่อไป ซึ่งหวังว่าจะลดได้ถึงระดับ 1% ซึ่งน่าจะช่วยนักดาราศาสตร์ได้จำแนกสาเหตุของความเหลื่อมล้ำนี้ ผลสรุปของทีมเผยแพร่ใน Astrophysical Journal วันที่ 25 เมษายน










แหล่งข่าว spacetelescope.org : latest Hubble measurements suggest disparity in Hubble constant calculations is not a fluke
                  hubblesite.org : mystery of the universe’s expansion rate widens with new Hubble data
                  space.com : the universe is expanding so fast we might need new physics to explain it