รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง เกิดจากอะไร

รังสีเก่าแก่ที่สุดในเอกภพเท่าที่นักฟิสิกส์สามารถตรวจจับได้ หรือเมื่อเกิดเอกภพประมาณ 370,000 ปีเท่านั้น รังสีนี้ใช้อธิบายการเกิดเอกภพ ซึ่งสนับสนุนทฤษฎีการเกิดบิกแบง และยังใช้พิสูจน์ขนาดของเอกภพได้เช่นกัน

CMB คือความร้อนที่ยังหลงเหลืออยู่จากการระเบิดครั้งใหญ่ หรือเป็นเสียงสะท้อนของบิกแบง (Echo of Big Bang) ถือว่าเป็นหลักฐานที่หนักแน่นที่สุดหรือดีที่สุดที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง ซึ่งเป็นทฤษฎีที่อธิบายการกำเนิดและวิวัฒนาการของจักรวาลที่ได้รับการยอมรับมากที่สุด

ในช่วงเวลาก่อนการค้นพบ CMB มีการถกเถียงการกำเนิดจักรวาลอยู่ 2 ทฤษฎี คือ ทฤษฎีบิกแบง (Big Bang Theory) และแบบจำลองสภาวะคงที่ (Steady State Model)

prezi.com

มันเป็นสิ่งลึกลับว่าจักรวาลเกิดขึ้นได้อย่างไรและเมื่อไรที่จักรวาลจะถึงกาลสิ้นสุด มีการตั้งสมมุติฐานที่เรียกว่าแบบจำลองทางดาราศาสตร์เพื่อพยายามค้นหาคำตอบ มีอยู่ 2 แบบจำลอง คือ แบบจำลองบิกแบง (Big Bang Model) และ แบบจำลองสภาวะคงที่ (Steady State Model)

ตามแบบจำลองบิกแบง (Big Bang Model) จากหลักฐานที่เป็นผลการสังเกตุการณ์ต่างๆมากมายสนับสนุนแบบจำลองบิกแบงว่า สามารถอธิบายการเกิดจักรวาลได้ดีที่สุด จักรวาลเกิดขึ้นเมื่อ 13.8 พันล้านปีก่อน จากการระเบิดครั้งใหญ่ที่เรียกว่า “บิกแบง” จักรวาลมีการขยายตัวอย่างรวดเร็วและเย็นตัวลง หลายล้านปีต่อมามันควบแน่นกลายเป็นกาแล็กซี่ จักรวาลยังคงมีการขยายตัวอย่างต่อเนื่อง และกาแล็กซี่ยังคงเคลื่อนที่ห่างออกไปเรื่อยๆ ทุกวันนี้จักรวาลยังคงขยายตัวอยู่

แบบจำลองสภาวะคงที่ (Steady State Model) จักรวาลไม่มีจุดกำเนิดและไม่มีจุดสุดท้าย และคงอยู่ในสภาพนี้ตลอดไป แต่ไม่ใช่ว่าสภาวะต่างๆในจักรวาลจะหยุดนิ่ง จักรวาลมีการเปลี่ยนแปลงไปตามกาลเวลา แต่สภาวะของจักรวาลจะมีค่าคงที่ นั่นคือ ความหนาแน่นของสสาร (กาแล็กซี่) ในจักรวาลที่กำลังขยายตัวมีค่าคงที่ไม่เปลี่ยนแปลง ในขณะที่จักรวาลกำลังขยายตัว ความหนาแน่นของสสาร ณ บริเวณหนึ่งจะลดลง ขณะเดียวกันมีการสร้างสสารใหม่ (กาแล็กซี่) เกิดขึ้นเพื่อเติมเต็มที่ว่างที่เกิดขึ้น ในอัตราที่ทำให้ความหนาแน่นของสสาร (กาแล็กซี่) ในบริเวณนั้นเหมือนเดิม แต่ปัจจุบันแนวความคิดนี้ไม่เป็นที่ยอมรับในหมู่นักจักรวาลวิทยา นักดาราศาสตร์ และนักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ส่วนใหญ่ เนื่องจากหลักฐานเชิงสังเกตุการณ์ต่างๆไปสอดคล้องกับแบบจำลองบิกแบงมากกว่า

Joel Adams – Please Don’t Go

Listen to this song over and over because of “the humming sound”. Hmmmmmm

การมีอยู่ของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background; CMB) ถูกคาดการณ์ครั้งแรกในปี 1948 โดยนักจักรวาลวิทยาชาวอเมริกัน Ralph Apher ซึ่งเขาทำงานร่วมกับ Robert Herman และ George Gamow ในการทำการศึกษาเกี่ยวกับกระบวนการสังเคราะห์นิวเคลียสที่เรียกว่า Big Bang Nucleosynthesis ที่เกิดขึ้นในช่วงเวลาเริ่มแรกของการเกิดจักรวาล (Very early universe) พวกเขาตระหนักว่ากระบวนการนี้จำเป็นต้องมีความร้อนที่สูงมาก และการแผ่รังสีที่หลงเหลือจากช่วงเวลาที่ร้อนจัด จะยังคงอยู่ในจักรวาลและถูกตรวจจับได้ จากการขยายตัวของจักรวาล เขาประมาณว่า CMB จะมีอุณหภูมิต่ำที่ 5 เคลวิน (-268 องศาเซลเซียส)

backgrounddownload.com

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) ถูกพบโดยบังเอิญในปี 1965 โดย Arno Penzias และ Robert Wilson นักดาราศาสตร์วิทยุชาวอเมริกัน ในขณะกำลังพยายามปรับเทียบเสารับส่งสัญญาน (antenna) ชนิดใหม่ของเครื่องวัดคลื่นวิทยุที่ห้องทดลองเบลล์ (Bell Labs) ที่นิวเจอร์ซี่ย์ สหรัฐ ซึ่งพวกเขาตั้งใจจะใช้ในการค้นหาคลื่นวิทยุในกาแล็กซี่ทางช้างเผือก (Milky Way Galaxy) ในการใช้เครื่องมือครั้งแรก พวกเขาได้ยินคลื่นเสียงรบกวน “humming sound” และรู้สึกงงงวยกับเสียงที่เครื่องรับเข้ามา ในไม่ช้าพวกเขาก็ตระหนักว่าคลื่นเสียงรบกวนนี้มาจากจากทุกทิศทุกทางของท้องฟ้าอย่างสม่ำเสมอทั้งกลางวันและกลางคืนตลอดทั้งปี และมีขนาดของคลื่นเท่ากันทุกทิศทุกทาง หรือที่เรียกว่ามีคุณสมบัติแบบ isotropic ซึ่งคลื่นเสียงรบกวนนี้มันไม่มีความสัมพันธ์กับดวงอาทิตย์ ดาวฤกษ์ หรือดาวเคราะห์ใดๆ ในที่สุดพวกเขาสรุปว่ามันมาจากอวกาศนอกกาแล็กซี่ของเรา และเครื่องมือของพวกเขาวัดอุณหภูมิของคลื่นสัญญาณรบกวนที่เสาอากาศได้ 3.5 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส)

ขณะนั้นมีทีมนักวิจัยทางฟิสิกส์ที่มหาวิทยาลัยพรินซ์ตัน ซึ่งห่างจากห้องทดลองแล็บส์เพียง 30 ไมล์ ได้คาดการณ์การมีอยู่ของรังสีนี้ โดยคิดว่าหากจักรวาลถูกสร้างขึ้นจากการระเบิดอย่างรุนแรงตามทฤษฎีบิกแบง รังสีไมโครเวฟพื้นหลังที่เกิดขึ้นในจักรวาลยุคต้นน่าจะยังคงหลงเหลืออยู่จักรวาล ณ เวลาปัจจุบันนี้ และพวกเขากำลังค้นหารังสีนี้อยู่ เมื่อ Penzias และ Wilson ติดต่อมา เขาจึงได้รีบรุดไปที่ห้องทดลองแล็บส์ และยืนยันว่าสัญญานคลื่นเสียงรบกวนลึกลับนี้เป็นรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลซึ่งเป็นหลักฐานที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบง และการค้นพบนี้ทำให้ทฤษฎีบิกแบงได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางในหมู่นักวิทยาศาสตร์ตั้งแต่นั้นมา ทำให้ Arno Penzias และ Robert Wilson ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 1978

wikipedia.com

อนุภาคของแสงหรือโฟตอนที่เรามองเห็นบนท้องฟ้ายามค่ำคืนมาจากดาวฤกษ์ ซึ่งถูกสร้างมาจากการหลอมนิวเคลียสโดยปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชันที่แกนกลางของดาวฤกษ์ แต่โฟตอนเหล่านี้เป็นเพียงส่วนน้อยของจำนวนโฟตอนทั้งหมดในจักรวาล โฟตอนส่วนใหญ่ในจักรวาลเกิดขึ้นในช่วงเวลา 10-32 ถึง 10-6 วินาทีหลังการเกิด Big Bang โดยถูกสร้างมาจากการทำลายล้างอย่างสมบูรณ์ที่เรียกว่า “annihilation” ของสสารและปฏิสสาร (matter-antimatter) ซึ่งมวลของสสารและปฏิสสารจะถูกแปลงเป็นพลังงานทั้งหมดในรูปของรังสีแกมม่า จากตอนที่ 19 เรารู้แล้วว่าปฏิสสารได้หายไปโดยทิ้งปริศนาที่ยิ่งใหญ่ไว้ เหลือแต่สสารและโฟตอนในจักรวาล

ในช่วงเวลาเริ่่มต้นของการเกิดจักรวาล 3-20 นาทีหลังการเกิดบิกแบง โปรตอนและนิวตรอนมารวมตัวเกิดเป็นนิวเคลียสของไอโซโทปหนักของธาตุไฮโดรเจน (ดิวเทอเรียม และทริเทียม) และนิวเคลียสของไอโซโทป 2 ตัวของธาตุฮีเลียม (ฮีเลียม 3 และฮีเลียม 4) โดยปฏิกิริยานิวเคลียสฟิวชันจากขบวนการที่เรียกว่า Big Bang nucleosynthesis ในช่วงเวลาของจักรวาลยุคต้นยังมีอิเล็กตรอนและโปรตอนวิ่งอยู่อย่างอิสระ สำหรับโปรตอนที่ยังวิ่งอย่างอิสระเป็นนิวเคลียสของไฮโซโทปที่เบาที่สุดของธาตุไฮโดรเจน (hydrogen-1, 1H) ซึ่งมีโครงสร้างที่ง่ายที่สุดคือมีนิวเคลียสเป็นโปรตอนเพียงตัวเดียว

Origins of Cosmic Microwave Background (CMB)

universeadventage.org

จักรวาลยุคต้นประกอบด้วยพลาสม่าที่ร้อนและมีความหนาแน่นสูงมากด้วยอนุภาคของสสารและโฟตอน ในช่วงเวลานี้โฟตอนชนกับอนุภาคของสสารที่มีประจุที่วิ่งอยู่อย่างอิสระซึ่งส่วนใหญ่เป็นอิเล็กตรอนและโปรตอน การชนกันทำให้โฟตอนกระเจิงออกไป ไม่สามารถเคลื่อนที่ไปได้ไกล และถูกดูดกลืนด้วยอนุภาคของสสารเหล่านี้ ทำให้จักรวาลในช่วงเวลานี้ทึบแสง

ต่อมา 380,000 ปีหลังจากการระเบิด Big Bang เมื่อจักรวาลเย็นตัวลงจนถึงอุณหภูมิที่ 3,000 เคลวิน (2,727 องศาเซลเซียส) ทำให้อิเล็กตรอนถูกดึงเข้ามาอยู่ในวงโคจรของนิวเคลียสที่ประกอบด้วยโปรตอนและนิวตรอน และนิวเคลียสที่เป็นโปรตอนตัวเดียว เกิดการรวมตัวเป็นอะตอมของธาตุ (recombination) ประกอบกับจักรวาลมีการขยายตัวกว้างใหญ่ขึ้นตลอดเวลา ทำให้โฟตอนสามารถเดินทางผ่านจักรวาลได้ไกลเป็นเส้นตรงได้อย่างอิสระโดยไม่ชนกับอนุภาคใดๆเหมือนแต่ก่อน เกิดแสงแรกในจักรวาลขึ้นที่เรียกว่า “รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล” หรือ Cosmic Microwave Background (CMB) ทำให้จักรวาลกลายเป็นโปร่งใส

การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background Radiation; CMBR) เป็นการส่งผ่าน “พลังงานความร้อน” ในลักษณะเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (electromagnetic wave) มันเป็นรังสีที่เก่าแก่ที่สุดในจักรวาลที่เกิดเมื่อ 380,000 ปีหลังการเกิด Big Bang จักรวาลในขณะนั้นมีอุณหภูมิและความหนาแน่นสูงมากทำให้คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าอยู่ในช่วงรังสีแกมม่าและรังสีเอกซ์ที่มีความยาวคลื่นสั้นหรือความถี่ของคลื่นสูง และมีพลังงานสูงมาก แต่เนื่องจากจักรวาลมีการขยายตัว ทำให้จักรวาลมีอุณหภูมิลดต่ำลง เป็นสาเหตุทำให้ความยาวคลื่นของคลื่นแม่เหล็กมีความยาวเพิ่มขึ้นหรือความถี่ของคลื่นลดลง และมีการถ่ายเทพลังงานออกมา จนกระทั่งคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่เดินทางมาถึงเรา ณ ปัจจุบันอยู่ในช่วงรังสีไมโครเวฟที่มีพลังงานต่ำ การแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาลนี้จึงเป็นสิ่งหลงเหลือจากจักรวาลยุคแรกเริ่ม หรือเป็น “เสียงสะท้อน (echo)” ของบิกแบง

sites.google.com

จากภาพแสดงสเปกตรัมของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงรังสีต่างๆที่มีความถี่และความยาวคลื่นแตกต่างกัน แสงที่สามารถมองเห็นได้ด้วยตาเปล่า (visible light) เป็นส่วนหนึ่งของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในความถี่ช่วงแคบ ๆ เท่านั้น ซึ่งมีความยาวคลื่นอยู่ในช่วง 400 – 700 นาโนเมตร

มนุษย์ไม่สามารถมองเห็นรังสีที่มีพลังงานสูงกว่า visible light อันได้แก่ รังสีแกมม่า รังสีเอกซ์หรือเอกซเรย์ และรังสีอัลตราไวโอเลต (Ultraviolet) หรือรังสี UV โดยรังสีเหล่านี้เป็นรังสีที่แตกตัวเป็นไอออน (ionizing radiation) เพราะแต่ละโฟตอนที่เป็นองค์ประกอบของรังสีที่มีพลังงานสูงเหล่านี้มีพลังงานเพียงพอที่ทำให้โมเลกุลแตกตัวเป็นไอออนหรือสลายพันธะเคมี รังสีเหล่านี้จึงมีความสามารถทำให้เกิดปฏิกิริยาเคมีและความเสียหายต่อเซลล์ของสิ่งมีชีวิตนอกเหนือจากผลของความร้อนธรรมดาและอาจเป็นภัยถึงชีวิตได้

อีกด้านหนึ่ง มนุษย์ไม่สามารถมองเห็นรังสีที่เป็นพลังงานต่ำกว่า visible light อันได้แก่ รังสีอินฟราเรด รังสีคลื่นไมโครเวฟ และรังสีคลื่นวิทยุ รังสีที่มีพลังงานต่ำเหล่านี้เป็นรังสีที่ไม่แตกตัวเป็นไอออน (non-ionizing radiation) เพราะโฟตอนของมันไม่มีพลังงานเพียงพอทำให้อะตอมหรือโมเลกุลกลายเป็นไอออน จึงไม่มีอันตรายโดยตรงต่อร่างกายของมนุษย์

Gesaffelstein & The Weeknd – Lost in the Fire

วัตถุทุกชนิดที่มีอุณหภูมิสูงกว่า 0 เคลวิน (-273 องศาเซลเซียส) มีพลังงานในตัว และมีการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าออกมา (electromagnetic wave) ปริมาณรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าที่วัตถุปล่อยออกมานั้นขึ้นอยู่กับอุณหภูมิเป็นหลัก ยิ่งวัตถุมีอุณหภูมิสูงเท่าไร่ ยิ่งปล่อยพลังงานออกมามากเท่านั้น แม้แต่สิ่งที่มีอุณหภูมิต่ำดังเช่น ร่างกายของมนุษย์ซึ่งมีอุณหภูมิ 37 องศาเซลเซียส ก็มีการแผ่รังสีเช่นกันเพียงแต่ตาของเรามองไม่เห็น

การแผ่รังสีของวัตถุดำถูกอธิบายโดย กฎของแพลงค์ (Planck’s Law) กฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ (Stephan-Boltzmann Law) และกฎของเวนน์ (Wein Law) กฏเหล่านี้ตั้งอยู่บนพื้นฐานความคิดที่ว่าแหล่งพลังงานที่สมบูรณ์แบบหรือในอุดมคติ (perfect or ideal) จะมีพฤติกรรมเป็นวัตถุดำ ซึ่งเป็นวัตถุในอุดมคติที่มีการรับและแผ่รังสีอย่างสมบูรณ์แบบ แบบที่ไม่มีวัตถุใดๆทั้งในธรรมชาติและจากการทดลองบนโลกนี้มีคุณสมบัติแบบนี้

electrical4u.com

วัตถุดำ (Black body or Blackbody) คือ วัตถุที่ดูดกลืนคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่ตกกระทบตัวมันทั้งหมด ไม่มีการทะลุผ่านและไม่มีการสะท้อนกลับ ทำให้วัตถุดำเป็นวัตถุในอุดมคติของการแผ่รังสีความร้อน โดยการแผ่รังสีของวัตถุดำจะขึ้นกับอุณหภูมิเท่านั้น ไม่ขึ้นกับองค์ประกอบหรือรูปร่างของวัตถุ 

ในการทดลอง สิ่งที่ใกล้เคียงกับการแผ่รังสีของวัตถุดำ คือ การแผ่รังสีจากกล่องที่เจาะรูเล็กๆไว้ แสงที่เข้าไปในกล่องผ่านทางรูนี้ จะสะท้อนไปมาในกล่องหลายครั้งก่อนที่จะออกมา ซึ่งเหมือนกับการดูดซับ ไม่ว่าความยาวคลื่นแสงที่เข้าไปจะเป็นอย่างไร

ดาวฤกษ์ (star) และดาวเคราะห์ (planet) มักถูกจำลองเป็นวัตถุดำ และการแผ่รังสีคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าจากพวกมันเป็นการแผ่รังสีของวัตถุดำ (blackbody radiation)

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB) ที่พบในปัจจุบัน คือ “วัตถุดำที่เกือบสมบูรณ์แบบ” (near perfect blackbody) ที่เคยวัดมาในธรรมชาติ มันมีสเปคตรัมที่อุณหภูมิ 2.725 K (เคลวิน) สาเหตุที่ CMB ไม่เป็นวัตถุดำแบบสมบูรณ์ 100% เนื่องจากมี anisotropic ที่สังเกตุได้ ซึ่งผันแปรตามมุมบนท้องฟ้าเพียง 1 ใน 100,000 ส่วนเท่านั้น ซึ่งจะพูดเรื่องนี้อีกครั้งในตอนต่อไป

การแผ่รังสีของวัตถุดำ (Blackbody Radiation)

slideplayer.com

Lord Rayleigh และ J.H. Jeans ได้สร้างสมการที่อธิบายการแผ่รังสีของวัตถุดำ “blackbody radiation” สมการนี้เป็นที่รู้จักอย่างกว้างขวางในการแสดงการแผ่รังสีของวัตถุดำของฟิสิกส์คลาสสิก (Classical physics) ในยุคนั้น จาก Rayleigh-Jean Law วัตถุดำที่มีอุณหภูมิสูง (ความยาวคลื่นสั้นหรือความถี่ของคลื่นสูง ตั้งแต่รังสีอัลตราไวโอเลตขึ้นไป) จะให้ปริมาณการปล่อยรังสีหรือความเข้มของรังสีสูงขึ้นแบบไม่มีที่สิ้นสุด (infinity) จากรูปจะเห็นเส้นโค้งการแผ่รังสีกางออกที่ความถี่สูง ซึ่งไม่สอดคล้องกับผลที่ได้จากการทดลองต่างๆ ที่ได้เส้นโค้งของการแผ่รังสีของวัตถุดำเป็นรูประฆังคว่ำ ความล้มเหลวของ Rayleigh-Jean Law ที่ไม่สามารถอธิบายการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิสูงได้ ถูกเรียกว่า ความหายนะอัลตร้าไวโอเลต “Ultraviolet Catastrophe”

slideplayer.com

จากการที่ Classical Physics ไม่สามารถอธิบายการแผ่รังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิสูงได้ ปัญหานี้นำไปสู่การสร้างประวัติศาสตร์ใหม่ทางฟิสิกส์ นั่นคือการเกิดขึ้นของควอนตัมฟิสิกส์ (Quantum Physics) โดยในปี 1900 Planck นักฟิสิกส์ชาวเยอรมันได้นำเสนอทฤษฎีของการแผ่รังสีของวัตถุดำ และได้สร้างสมการที่เรียกว่า กฎของแพลงค์ (Planck’s Law) ที่ให้รูปร่างของเส้นโค้งการแผ่รังสีของวัตถุดำดังรูปข้างบน ซึ่งสอดคล้องกับผลลัพธ์ที่ได้จากการทดลองต่างๆ สิ่งนี้ทำให้ Planck ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 1918 และเขากลายเป็นบิดาผู้ให้กำเนิดฟิสิกส์สาขากลศาสตร์ควอนตัม

slideplayer.com

กฎของสเตฟาน-โบลต์ซมันน์ (Stephan-Boltzmann Law) ใช้อธิบายพลังงานทั้งหมดที่ถูกปล่อยออกมาที่ทุกความถี่คลื่น ซึ่งเป็นพื้นที่ใต้เส้นโค้งที่ได้จาก Planck’s Law ดังรูปข้างบน และพื้นที่ใต้เส้นโค้งจะขยายตัวอย่างรวดเร็วตามอุณหภูมิที่สูงขึ้น จาก Stephan-Boltzmann Law อัตราการปลดปล่อยพลังงานจะขึ้นกับอุณหภูมิ ยิ่งวัตถุมีอุณหภูมิสูงเท่าไร พลังงานที่ถูกปลดปล่อยออกมายิ่งมากขึ้นเท่านั้น

hyperphysics.phy-istr.gsu.edu

รูปแสดงการแผ่รังสีของวัตถุดำ แต่ละเส้นโค้งแสดงปริมาณการปล่อยรังสีหรือความเข้มของรังสี (intensity) ในทุกความยาวคลื่น (wavelength, λ) ที่ถูกปล่อยออกมาจากวัตถุดำที่อุณหภูมิเฉพาะนั้นๆ ปริมาณการปล่อยรังสีหรือความเข้มของรังสีจะสูงตามอุณหภูมิ ในขณะที่วัตถุมีอุณหภูมิสูงขึ้น ความยาวคลื่นของรังสีจะสั้นลง ปริมาณของรังสีหรือความเข้มของรังสีที่วัตถุปล่อยออกมาจะมากขึ้น

Higher temperature –> higher intensity (more energy), shorter wavelength

ในรูปแสดงความยาวคลื่นสูงสุด (wavelength peak: λmax) ที่ลดลงตามอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้น ความยาวคลื่นสูงสุด (λmax) มีความสำคัญ เพราะจะถูกนำไปใช้ในการหาอุณหภูมิของวัตถุในจักรวาล ตาม Wien’s Law ดังสมการในรูปข้างล่าง

hyperphysics.phy-istr.gsu.edu

The Cosmic Background Explorer (COBE) เป็นดาวเทียมขององค์การ NASA ขึ้นสู่อวกาศตั้งแต่ปี 1989 ถึง 1993 โดยมีเป้าหมายเพื่อการสำรวจรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (Cosmic Microwave Background: CMB)

ปฏิบัติการของดาวเทียม COBE ให้หลักฐานสำคัญ 2 อย่างที่สนับสนุนทฤษฎีบิกแบงของการกำเนิดจักรวาล คือ ได้ค่าอุณหภูมิปัจจุบันของ CMB มีค่าเท่ากับ 2.725 K ในปี 1990 และต่อมาในปี 1992 สามารถตรวจพบสภาพการแกว่งตัว (fluctuation) ของ CMB ได้เป็นครั้งแรก ส่งผลให้ George Smoot และ John Mather ซึ่งเป็นผู้นำในการค้นพบครั้งนี้ ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ในปี 2006

slideplayer.com

FIRAS (Far-Infrared Absolute Spectrophotomer) เป็นอุปกรณ์ของดาวเทียม COBE ที่ใช้วัดสเปคตรัมของ CMB ซึ่งค่าที่วัดออกมาน่าตกใจ เพราะข้อมูลที่ได้เข้ากันพอดีกับเส้นโค้งของการแผ่รังสีของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิ 2.725 เคลวิน (-270 องศาเซลเซียส)

จากรูปข้างบน เส้นสีแดงเป็นเส้นโค้งการแผ่รังสีของวัตถุดำที่มีอุณหภูมิ 2.725 K ส่วนสี่เหลี่ยมสีดำเล็กๆเป็นค่าที่ FIRAS ได้จากการวัดสเปคตรัมของ CMB

การค้นพบนี้ทำให้สรุปได้ว่า CMB มีสเปคตรัมการแผ่รังสีใกล้เคียงกับการแผ่รังสีของวัตถุดำ และ CMB ที่กระจายอยู่ทั่วไปในจักรวาลมีอุณหภูมิ 2.725 K ณ ปัจจุบัน

ไมโครเวฟพื้นหลังมาจากอะไร

คลื่นไมโครเวฟเกิดจากอะไร

การศึกษารังสีไมโครเวฟพื้นหลังมีความสําคัญอย่างไร

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังถือกำเนิดขึ้นในช่วงใดของการกำเนิดกาแลคซี