ในขณะที่มองขึ้นไปบนท้องฟ้ายามค่ำคืน คุณอาจได้รับการให้อภัยเพราะคิดว่าจักรวาลเป็นสถานที่ที่ค่อนข้างซับซ้อน จากกลุ่มดาวที่ซับซ้อนของดาวฤกษ์ใกล้เคียงไปจนถึงแสงสลัวๆ จากแขนก้นหอยของกาแลคซีของเรา สามารถมองเห็นโครงสร้างได้ในทุกทิศทางที่คุณมอง และหากคุณมองผ่านกล้องโทรทรรศน์ที่ใหญ่ที่สุดในโลก คุณจะพบว่าลำดับชั้นของกาแลคซีถูกจัดกลุ่มเป็นกระจุก
กระจุกดาว
และกระจุกดาราจักรขนาดใหญ่ ซึ่งอยู่ห่างออกไปหลายร้อยล้านปีแสง แต่สำหรับนักจักรวาลวิทยา ธรรมชาติที่จับตัวเป็นก้อนนี้เป็นเพียงสิ่งที่ทำให้ไขว้เขวเท่านั้น ในสเกลจักรวาลที่ใหญ่ที่สุด เอกภพนั้นมืดมนอย่างน่าอัศจรรย์ เรารู้ว่าความอนุเคราะห์จากทะเลรังสีเย็นที่แผ่ซ่านไปถึงจักรวาลที่ไกลที่สุด
อย่างไรก็ตาม คุณลักษณะที่โดดเด่นที่สุดของมันคือแทบไม่มีคุณลักษณะใดๆ เลย! เป็นเวลาเกือบ 30 ปีหลังจากการค้นพบ สิ่งเดียวที่เรารู้เกี่ยวกับพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาลคืออุณหภูมิ เย็นจัด 2.725 เค และอุณหภูมินี้ก็ยังดีกว่าหนึ่งใน 10,000 ไม่ว่าเราจะวัดทิศทางใดบนท้องฟ้า
แล้วโครงสร้างในเอกภพที่ซึ่งดวงอาทิตย์ โลก และเราเองสืบเชื้อสายมาจากที่ใดในท้ายที่สุด?นั่นคือ พื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล ค้นพบโดยบังเอิญในปี 1965 รังสีนี้มีเงื่อนงำพิเศษเกี่ยวกับธรรมชาติและเนื้อหาของจักรวาล เพราะมันมาจากยุคที่เอกภพของเรามีอายุเพียงไม่กี่แสนปี
ขณะนี้นักจักรวาลวิทยาสามารถตอบคำถามพื้นฐานเช่นนี้ได้จากการวัดความแม่นยำของพื้นหลังไมโครเวฟของจักรวาล ข้อมูลดังกล่าวเป็นครั้งแรกที่ได้รับความอนุเคราะห์จากดาวเทียม COBE ในปี 1992 ซึ่งเผยให้เห็นความผันผวนเพียงเล็กน้อยของอุณหภูมิพื้นหลังของคลื่นไมโครเวฟตามฟังก์ชัน
ของตำแหน่งบนท้องฟ้า และในปี พ.ศ. 2546 ได้ให้มุมมองใหม่ที่ชัดเจนเกี่ยวกับอุณหภูมิแบบแอนไอโซโทรปีนี้แก่นักจักรวาลวิทยา สามปีต่อมา หลังจากการวิเคราะห์อย่างอุตสาหะที่อนุญาตให้ทีม WMAP ทำแผนที่โพลาไรเซชันของรังสีคอสมิกพื้นหลังทั่วท้องฟ้า ตอนนี้เราอยู่ในฐานะที่จะนำแบบจำลอง
มาตรฐาน
ของจักรวาลวิทยาผ่านการทดสอบที่ยากที่สุดจนถึงปัจจุบัน ความคิดที่เป็นตัวหนาพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) ถือกำเนิดขึ้นเมื่อเอกภพมีอายุประมาณ 380,000 ปี ก่อนหน้านี้ อวกาศเต็มไปด้วยพลาสมาร้อนของอิเล็กตรอนและนิวเคลียสของแสง ซึ่งหมายความว่าแสงไม่สามารถเดินทางได้
ไกลมากหากปราศจากการกระจัดกระจาย แต่เมื่อเอกภพขยายตัว พลาสมาจะเย็นลงมากพอที่จะทำให้อะตอมที่เป็นกลางก่อตัวขึ้นได้ การ “แยกตัว” ของสสารและการแผ่รังสีนี้ทำให้โฟตอนสามารถเดินทางข้ามอวกาศได้โดยไม่ถูกจำกัด โดยความยาวคลื่นของสสารจะถูกยืดออกไปตามกาลเวลา
เพื่อสร้างการแผ่รังสีจางๆ ในบริเวณไมโครเวฟที่เราสามารถตรวจจับได้ในปัจจุบัน ในช่วงต้นทศวรรษ 1980 ในความพยายามที่จะอธิบายความสม่ำเสมออันน่าทึ่งของ CMB นักทฤษฎีได้เสนอแนวคิดที่เป็นตัวหนาซึ่งเรียกว่าอัตราเงินเฟ้อ แนวคิดคือจักรวาลผ่านช่วงเวลาแห่งการเติบโตอย่างมหาศาล
เมื่อมันมีอายุเพียง 10 -35 วินาที ซึ่งในช่วงเวลานั้นมันขยายตัวอย่างน้อย 10 26ในเสี้ยววินาที ดังนั้น การพองตัวสามารถอธิบายถึงความสม่ำเสมอของ CMB ได้ เพราะมันเสนอว่าส่วนหนึ่งของเอกภพที่เราสังเกตเห็นในปัจจุบันนั้นพองตัวขึ้นจากบริเวณเล็กๆ ที่น่าจะอยู่ในสภาวะสมดุลทางความร้อน
หากไม่มีเงินเฟ้อ พื้นที่ในทิศทางตรงกันข้ามของท้องฟ้าก็ไม่มีทางติดต่อกันได้ นับประสาอะไรกับสมดุลทางความร้อน ผลที่ตามมาอีกประการหนึ่งของการพองตัวคือความโค้งใดๆ ที่มีอยู่ก่อนหน้านี้ในกาลอวกาศจะมีค่าน้อยจนนับไม่ถ้วนหลังจากการขยายตัวแบบเอกซ์โปเนนเชียล
ด้วยเหตุนี้
จึงนับเป็นเรขาคณิตแบบยุคลิดที่แบนราบของเอกภพในปัจจุบัน อย่างไรก็ตาม บางทีที่น่าทึ่งที่สุดก็คือ การพองตัวให้คำอธิบายเกี่ยวกับความยุ่งเหยิงของสสารในเอกภพ: ความผันผวนของควอนตัมในสสารลึกลับที่ขับเคลื่อนการขยายตัวจะพองโตจนถึงระดับฟิสิกส์ดาราศาสตร์
และดังนั้นจึงทำหน้าที่เป็นเมล็ดพันธุ์ของดวงดาวและกาแล็กซี การพองตัวเป็นองค์ประกอบสำคัญของสิ่งที่เรียกว่าแบบจำลองจักรวาลวิทยามาตรฐาน แต่จนถึงขณะนี้ยังเป็นเรื่องยากมากที่จะนำแนวคิดนี้ไปทดสอบโดยตรง แอนไอโซโทรปีของอุณหภูมิขนาดเล็กใน CMB มีวิธีในการทำเช่นนี้
เนื่องจากมีความเชื่อมโยงกับความผันผวนของควอนตัมเริ่มต้นใน “สิ่งของ” ที่ขับเคลื่อนอัตราเงินเฟ้อ อย่างไรก็ตาม ก่อนที่เราจะสามารถดึงข้อมูลที่เป็นประโยชน์เกี่ยวกับความผันผวนเหล่านี้ได้ เราจำเป็นต้องเข้าใจผลกระทบอื่นๆ ที่ส่งผลต่ออุณหภูมิแอนไอโซโทรปีที่สังเกตได้
ผลกระทบที่โดดเด่นที่สุดคือคลื่นเสียงความถี่ต่ำที่อ่อนแอในพลาสมาในยุคแรกเริ่ม เป็นผลโดยตรงจากความผันผวนของควอนตัมเริ่มต้น คลื่นเหล่านี้ “หยุดนิ่ง” เมื่อสสารและรังสีแยกตัวออกจากกัน 380,000 ปีหลังการพองตัว เพื่อทิ้งลายเซ็นการแกว่งที่โดดเด่นผลกระทบที่สำคัญอีกประการหนึ่ง
คือการกระเจิงแบบทุติยภูมิ ซึ่งในการเดินทางข้ามเอกภพ โฟตอน CMB บางส่วนจะกระเจิงออกจากอิเล็กตรอนอิสระในก๊าซที่ได้รับความร้อนจากดาวฤกษ์ดวงแรก นอกเหนือจากการลดแอมพลิจูดของสัญญาณแอนไอโซโทรปีแล้ว ปฏิกิริยาเหล่านี้จะทำให้โฟตอนมีโพลาไรซ์
ดังนั้น นักฟิสิกส์จึงกระตือรือร้นที่จะวัดโพลาไรเซชันของ CMB ทั่วท้องฟ้า ซึ่งจะทำให้เราทั้งคู่เข้าใจได้ดีขึ้นว่ามีการผ่อนปรนมากน้อยเพียงใดและเกิดขึ้นเมื่อดาวฤกษ์ดวงแรกก่อตัวขึ้นเมื่อใด โชคดีที่ฟิสิกส์ของการมีส่วนร่วมที่แยกจากกันเหล่านี้ไปยัง นั้นค่อนข้างเข้าใจได้ดี
