ในวารสาร Science ฉบับวันที่ 18 ธันวาคม ที่ผ่านมานี้ T. Dietrich ในสังกัดห้องปฏิบัติการวิจัย Los Alamos กับคณะ ได้รายงานการวิเคราะห์เหตุการณ์ที่เกิดขึ้นจากการมีดาวนิวตรอน 2 ดวงพุ่งชนกันในเอกภพ แล้วทำให้เกิดคลื่นโน้มถ่วงกับคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า โดยให้อุปกรณ์ LIGO (Laser Interferometer Gravitational - Wave Observatory) 2 เครื่อง ซึ่งตั้งอยู่ที่เมือง Hanford ในรัฐ Washington กับที่เมือง Livingston ในรัฐ Louisiana รับคลื่นโน้มถ่วง และให้กล้องโทรทรรศน์ทั่วโลกสามารถเห็นแสงที่เกิดได้ เมื่อวันที่ 17 สิงหาคม ค.ศ. 2017 คลื่นโน้มถ่วงดังกล่าว จึงได้รับการตั้งชื่อว่า GW 170817 (ตามปี เดือน และวันที่เกิดเหตุการณ์)
การศึกษาและวิเคราะห์การชนกันอย่างละเอียดทุกแง่มุมที่เป็นไปได้ ทำให้นักดาราศาสตร์ได้รับองค์ความรู้ใหม่มากมาย ดังนั้นดาราศาสตร์ที่เป็นวิทยาการในลักษณะนี้ จึงเรียกว่า multi-messenger astronomy และกำลังเป็นเรื่องที่ hot มากในปัจจุบัน
กล่าวคือในประเด็นแรก เหตุการณ์นี้ทำให้สามารถพิสูจน์ได้ว่า ทฤษฎีสัมพันทภาพทั่วไปของ Einstein เป็นจริงและถูกต้อง เพราะเวลาดาวนิวตรอน 2 ดวงหรือหลุมดำ 2 หลุมชนกัน การหลอมรวมเป็นดาวดวงเดียวได้จะทำให้มวลส่วนหนึ่งสูญหายไป กลายเป็นพลังงานคลื่นโน้มถ่วงที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วแสงออกไปในอวกาศ และเดินทางจนถึงโลก การมีสมบัติเป็นคลื่นตามขวาง ทำให้แขนทั้งสองข้างของ LIGO ที่มีความยาว 4 กิโลเมตรยืดออกและหดเข้าเป็นระยะทาง 10-18 เมตร ซึ่งเป็นการวัดความยาวที่ละเอียดถึงระดับที่เปรียบเทียบได้กับการวัดระยะทางจากดวงอาทิตย์ถึงดาวฤกษ์ Proxima Centauri อย่างผิดพลาดไม่เกิน 1 มิลลิเมตร และผลการวัดที่ได้ก็แสดงว่า ทฤษฎีของ Einstein เรื่อง คลื่นโน้มถ่วงมีความถูกต้องและสมบูรณ์ทุกประการ
แต่ในอดีตเมื่อปี 2015 ที่มีเหตุการณ์การชนระหว่างหลุมดำ 2 หลุมนั้น ไม่มีใครได้เห็น ทุกคนได้ยินแต่เสียง มาคราวนี้เมื่อมีการเหตุการณ์การชนกันระหว่างดาวนิวตรอน นอกจากจะได้ยินเสียงแล้ว ทุกคนยังได้เห็นแสงด้วย ดาวที่เกิดใหม่มีชื่อเรียกว่า kilonova เพราะได้เปล่งคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (แกมมา เอกซ์ แสงที่ตาเห็น อินฟราเรด อัลตราไวโอเลต) ออกมามากมาย การวิเคราะห์ความยาวคลื่น และความเข้มของแสงต่าง ๆ ทำให้นักดาราศาสตร์ได้มีความรู้เพิ่มเติมเกี่ยวกับดาวนิวตรอนที่ไม่เคยรู้มาก่อน จากเดิมที่เคยรู้ว่า อะตอมในดาวส่วนใหญ่เป็นอนุภาคนิวตรอน ที่เกิดจากการรวมอนุภาคโปรตอนกับอิเล็กตรอน ภายใต้แรงโน้มถ่วงที่มากมหาศาลเวลาดาวยุบตัว ความหนาแน่นของดาวนิวตรอนจึงมีค่าประมาณล้าน ล้าน ล้านกิโลกรัม/ลูกบาศก์เมตร (หรือที่พูดง่าย ๆ ว่า เนื้อดาวนิวตรอนที่มีปริมาตร 1 ลูกบาศก์เมตร จะหนัก 1018 กิโลกรัม) นี่คือความหนาแน่นของสสารที่ผิวดาวนิวตรอน และนักดาราศาสตร์ทุกคนก็มั่นใจว่าความหนาแน่นของสสารที่ใจกลางของดาวจะต้องสูงกว่าตัวเลขนี้มาก และสารที่มีความหนาแน่นผิดปรกติเช่นนี้ จะต้องมีธรรมชาติที่ผิดปรกติแน่นอน ดังนั้นการศึกษาความเป็นไปและสมบัติทั่วไปของดาวนิวตรอน ที่กลมดิก เพราะภูเขาที่สูงที่สุดบนดาว จะสูงไม่เกิน 1 เซนติเมตร และดาวหมุนรอบตัวเองเร็วมากในระดับ 3,000 รอบ/วินาที จึงเป็นเรื่องที่น่าสนใจและน่าตื่นเต้นมาก เพราะมนุษย์จะไม่สามารถสร้างสสารขนาดใหญ่ที่มีความหนาแน่นระดับนี้ได้ในห้องปฏิบัติการบนโลกอย่างแน่นอน นอกจากที่ CERN ซึ่งก็ได้สสารที่มีขนาดเล็ก และมีอายุขัยสั้นมาก นี่จึงเป็นความมุ่งหมายในประเด็นที่สอง
และประเด็นสำคัญสุดท้าย คือ การใช้ข้อมูลเกี่ยวกับคลื่นโน้มถ่วงในการวัดอายุของเอกภพ รวมถึงการรู้ขนาดและองค์ประกอบต่าง ๆ ที่มีในเอกภพ ไม่ว่าจะเป็นพลังงานมืดหรือสสารมืด ฯลฯ
ผลการวิเคราะห์ของ Dietrich กับคณะได้ค่าคงตัว Hubble (H0) ว่ามีค่า 66.2 กิโลเมตร/วินาที/เมกะพาร์เซก (km/sec/Mpc , 1 megaparsec , Mpc คือระยะทาง 3.26 ล้านปีแสง) และดาวนิวตรอนทั้งสองดวงที่ชนกัน มีมวล 29 กับ 36 เท่าของดวงอาทิตย์ หลังจากที่รวมกันเป็นดาวนิวตรอนดวงใหม่ที่มีมวล 62 เท่าของดวงอาทิตย์ ดาวจะมีรัศมียาว 332 กิโลเมตร
ย้อนอดีตไปถึงปี 1929 ที่ Edwin Hubble จากมหาวิทยาลัย Chicago ในสหรัฐอเมริกา ได้ศึกษาความเร็วในการเคลื่อนที่ของกาแล็กซี Andromeda M87 ที่อยู่ห่างจากโลก 2 Mpc โดยใช้หลักของ Doppler ที่แถลงว่า เวลาแหล่งกำเนิดแสงเคลื่อนที่ ความยาวคลื่นและความถี่ของแสงที่เปล่งออกมาจากแหล่งกำเนิดแสงจะเปลี่ยนแปลง คือ มีความยาวคลื่นเพิ่มขึ้น (ภาษาวิชาการเรียก แดงขึ้น redshift) ถ้าแหล่งกำเนิดนั้น เคลื่อนที่หนีจากผู้สังเกต และในทางตรงกันข้าม ความยาวคลื่นจะลดลง ถ้าแหล่งกำเนิดแสงเคลื่อนที่เข้าหาผู้สังเกต ปรากฎการณ์ Doppler ได้แสดงให้เห็นว่า ความยาวคลื่นที่เปลี่ยนไป (∆) เป็นปฏิภาคโดยตรงกับความเร็วของแหล่งกำเนิดแสง นั่นคือ ∆ / = v/c เมื่อ คือความยาวคลื่นเดิม v คือความเร็วของแหล่งกำเนิดแสง และ c คือ ความเร็วแสง
จากสูตรนี้เราจะเห็นได้ว่า ถ้าเรารู้ ∆ , และ c เราจะวัดความเร็ว v ของกาแล็กซี Andromeda ได้ เช่น ถ้ารู้ความยาวคลื่นของแสงสีแดงว่ามีค่า 600 นาโนเมตร และรู้ความยาวคลื่นของแสงสีแดงจาก Andromeda ว่ามีค่า 620 นาโนเมตร นั่นแสดงว่า ∆= 20 และ = 600 ดังนั้น ความเร็วของ Andromeda จะเป็น v = คือประมาณ 3.3% ของความเร็วแสง (โดยการแทนค่าต่าง ๆ ในสูตรข้างบน)
ในกรณีการวัดระยะทางที่กาแล็กซี Andromeda อยู่ห่างจากโลกนั้น Hubble ได้ใช้เทคนิค parallax ซึ่งเป็นเทคนิคง่าย ๆ เพราะใช้เพียงข้อมูลรัศมีวงโคจรของโลกรอบดวงอาทิตย์ และมุมที่กาแล็กซี Andromeda รองรับขณะโลกอยู่ที่สองตำแหน่ง ซึ่งแตกต่างกัน แล้วใช้วิชาตรีโกณมิติของสามเหลี่ยมในการแสดงให้เห็นว่า ระยะทางที่ต้องการมีค่า 2 Mpc (2 megaparsec หรือ 6.52 ล้านปีแสง) การศึกษาความเร็วของกาแล็กซีอื่น ๆ ทำให้ Hubble ได้ข้อมูลความเร็ว (v) และระยะทาง (d) ต่าง ๆ กัน
ในที่สุด Hubble ก็ตระหนักว่า ความเร็วของกาแล็กซีเป็นปฏิภาคโดยตรงกับระยะทาง นั่นคือ
v = H0 d
เมื่อ H0 คือค่าคงตัว ซึ่งในเวลาต่อมาได้รับชื่อว่า ค่าคงตัว Hubble
สูตรข้างบนนี้แสดงให้เห็นว่า กาแล็กซียิ่งอยู่ไกล ยิ่งมีความเร็วมาก ดังนั้นเมื่อกาแล็กซีต่าง ๆ ล้วนเคลื่อนที่หนีจากกาแล็กซีทางช้างเผือกที่โลกเราอยู่ นั่นแสดงว่า เอกภพกำลังขยายตัว นี่จึงเป็นหลักฐานที่แสดงให้เห็นว่า เอกภพ ถือกำเนิดจาก Big Bang
ในการวัดครั้งนั้น Hubble ได้ค่า H0 = 530 km/sec/Mpc ซึ่งแสดงให้เห็นว่า เอกภพมีอายุ 2,000 ล้านปี แต่เมื่อโลกที่เราอยู่มีอายุ 4,600 ล้านปี นั่นแสดงว่า โลกมีอายุมากกว่าเอกภพ ซึ่งเป็นเรื่องเหลวไหล
ความผิดพลาดในเรื่องนี้เกิดจากสาเหตุการได้ค่า H0 ที่ผิดพลาดมาก และการที่ H0 ผิดพลาดมากเพราะเทคนิคการวัดระยะทางที่ Hubble ใช้ ไม่ดีเลย
ในเวลาต่อมา เทคนิคการวัดค่า H0 ก็ได้รับการพัฒนาดีขึ้นตามลำดับ เช่น ในปี 1990 Wendy Freedman ในสังกัด Carnegie Institution ที่ Pasadena ในรัฐ California ได้ศึกษากาแล็กซี M100 ที่อยู่ห่างจากโลก 15.3 Mpc และพบว่ามีความเร็ว 1,100 กิโลเมตร/วินาที เธอจึงได้ค่า H0 = 72 km/sec/Mpc ซึ่งทำให้เอกภพมีอายุ 13,000 ล้านปี
พัฒนาการวิธีวัดค่า H0 ได้เกิดขึ้นอีกในช่วงปี 1907-1921 เมื่อ Henrietta Swan Leavitt นักดาราศาสตร์สตรีชาวอเมริกัน ได้สังเกตเห็นว่ากาแล็กซีต่าง ๆ ล้วนมีดาวแปรแสง (variable star) เป็นสมาชิก ซึ่งดาวชนิดนี้มีมวลประมาณ 3 เท่าของดวงอาทิตย์ และมีบรรยากาศที่เปลี่ยนสีตลอดเวลา เช่น จากสีแดง เป็นสีเหลือง แล้วกลับมาเป็นสีแดงอีก ภายในช่วงเวลาที่แน่นอน คือ เป็นคาบ (period) ซึ่งมีค่าตั้งแต่ 2-100 วัน การวัดค่าความสว่างของดาวแปรแสง (ที่เรียกชื่อเป็นทางการว่า ดาว Cepheid โดย Leavitt) ได้แสดงให้เห็นว่า ความสว่างของดาวชนิดนี้ขึ้นกับคาบ ดังนั้น การรู้คาบของการเปลี่ยนแปลง ทำให้สามารถรู้ความสว่างที่แท้จริงของดาวได้ และเมื่อแสงจากดาวชนิดนี้เดินทางถึงโลก ความสว่างก็จะลดลง คือ แปรผกผันกับระยะทางยกกำลังสอง การรู้ความสว่างที่ปรากฏ (I) กับการรู้ความสว่างที่แท้จริง (I0) ทำให้ Leavitt สามารถหาระยะทางที่ดาวแปรแสงอยู่ห่างจากโลกได้
เทคนิคการวัดระยะทางโดยใช้ดาวแปรแสงนี้ เหมาะสำหรับดาวที่อยู่ไกลจากโลก ไม่เกิน 30 Mpc และถ้าระยะทางไกลกว่านี้ กล้องโทรทรรศน์ที่อยู่บนโลกก็จะเห็นดาวไม่ชัด เพราะบรรยากาศของโลกจะรบกวนทัศนวิสัยในการเห็น ด้วยเหตุนี้การใช้กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Hubble จึงทำให้การวัดระยะทางถูกต้องยิ่งขึ้น ในอนาคตเมื่อกล้องโทรทรรศน์อวกาศ James Webb ถูกส่งขึ้นโคจรในอวกาศ ในราวเดือนตุลาคมปีนี้ การวัดค่า H0 โดยใช้ดาวแปรแสงก็จะมีความถูกต้องยิ่งขึ้น เพราะประสิทธิภาพของกล้อง James Webb มีค่าสูงกว่าประสิทธิภาพของกล้อง Hubble ประมาณ 10 เท่า
นักดาราศาสตร์ยังมีดาวฤกษ์ ที่สามารถใช้เป็นเทียนมาตรฐาน ( standard candle) ในการวัดระยะทางอีกชนิดหนึ่ง คือ ดาว supernova ชนิด 1a ซึ่งดาวประเภทนี้ ถือกำเนิดจากดาวแคระขาว (white dwarf star) ที่โคจรอยู่ใกล้ดาวฤกษ์ และแรงโน้มถ่วงที่มากมหาศาลของดาวแคระขาวได้ดึงดูดมวลของดาวฤกษ์มาสู่ตัวมัน ที่ละน้อย ๆ จนกระทั่งมวลเพิ่มมากถึง 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ (Chandrasekhar’s limit) แล้วดาวก็จะระเบิดเป็นดาว supernova ที่สว่างจ้ามาก เพราะดาวจะระเบิดตัวเองทุกครั้งที่มันมีมวล 1.4 เท่าของดวงอาทิตย์ ดังนั้น ความสว่างของดาว supernova ชนิด 1a ทุกดวง เวลาระเบิดจะเท่ากันหมด นี่คือความสว่างที่แท้จริง และเมื่อแสงจาก supernova ชนิด 1a เดินทางถึงโลก ความสว่างที่ปรากฏก็จะลดลง คือ เป็นปฏิภาคผกผันกับระยะทางยกกำลังสองอีก ดังนั้น การรู้ความสว่างที่ปรากฏกับความสว่างที่แท้จริงจึงสามารถบอกระยะทางที่กาแล็กซี ซึ่งมีดาว supernova ชนิด 1a เป็นสมาชิกดวงหนึ่ง ว่าอยู่ห่างจากโลกเพียงใดได้ จากนั้นนักดาราศาสตร์ก็สามารถคำนวณค่า H0 ได้ เทคนิคนี้เหมาะใช้สำหรับดาวที่อยู่ไกลจากโลกไม่เกิน 1,300 ล้านปีแสง
เทคนิคการวัดระยะทางระหว่างกาแล็กซียังมีอีกมาก เช่น ใช้ปรากฏการณ์เลนส์โน้มถ่วง (gravitational lens) ดูดาว quasar หรือใช้ดาวเทียม Planck ศึกษารังสีไมโครเวฟภูมิหลังของเอกภพ (CMB จาก Cosmic Microwave Background Radiation) ซึ่งมีความแปรปรวนของอุณหภูมิ ณ บริเวณต่าง ๆ ในเอกภพนั้น และเวลาแสงเดินทางผ่านพลาสมาใน CMB อันตรกิริยาระหว่างแสงกับพลาสมาจะทำให้เกิดปรากฏการณ์ Sunyaev-Zeldovich ที่แสดงให้เห็นว่าเอกภพกำลังขยายตัวด้วยความเร็ว 67.4 km/sec/Mpc อีกทั้งมีการสั่นของ baryon acoustic oscillation เกิดขึ้นด้วย
เทคนิคต่าง ๆ เหล่านี้ต่างให้ค่า H0 ที่ไม่เหมือนกัน ตัวเลขที่ได้จึงไม่ได้ทำให้นักดาราศาสตร์สบายใจ เช่น
เมื่อใช้วิธีวัดจาก CMB จะได้ค่า H0 = 67.8 1.3 km/sec/Mpc
ถ้าใช้ gravitational lens จะได้ค่า H0 = 61 12 km/sec/Mpc
ถ้าใช้ดาวแปรแสง จะได้ค่า H0 = 75 km/sec/Mpc
และถ้าใช้ supernova 1a จะได้ค่า H0 = 71 km/sec/Mpc
ค่าที่แตกต่างเหล่านี้แสดงให้เห็นว่า เรายังไม่รู้ค่าที่แท้จริงของ H0 หรือว่าค่า H0 อาจจะไม่คงตัว อย่างที่ทุกคนคิด นั่นคือ H0 ในอดีตที่เหตุการณ์เกิดกับค่า H0 ในปัจจุบันที่กำลังวัดมีค่าแตกต่างกัน ดังนั้น การรู้ค่า H0 ที่แน่นอน น่าจะสามารถบอกวิวัฒนาการของเอกภพได้
ในขณะที่คนทั้งโลกคิดว่า หลัง Big Bang กาแล็กซีที่อยู่กระจัดกระจายได้เคลื่อนที่หนีจากกัน แล้วความเร็วในการเคลื่อนที่จะช้าลง ๆ เพราะกาแล็กซีถูกแรงโน้มถ่วงของกันและกันดึงดูด ในปี 2011 ทีมวิจัยสองทีม ภายใต้การนำของ Saul Perlmutter กับของ Brian Schmidt และ Adam Riess ก็ได้ทำให้ทุกคนตกตะลึง เพราะคนทั้งสามได้พบว่าเอกภพกำลังขยายตัวด้วยความเร่ง (คือ มีความเร็วเพิ่มขึ้นตลอดเวลา) หาได้ช้าลงตามที่ทุกคนคาดคะเนไม่
การค้นพบนี้ ทำให้คนทั้งสามได้รับรางวัลโนเบลฟิสิกส์ประจำปี 2011 และ H0 ที่เขาวัดได้มีค่า 74 1.4 km/sec/Mpc ส่วนเอกภพก็มีอายุเท่ากับ 13,800 ล้านปี
แต่การค้นพบนี้ นอกจากจะตอบคำถามได้ส่วนหนึ่งแล้ว กลับตั้งคำถามใหม่อีกมากมาย เช่นว่า อะไรคือสาเหตุที่ทำให้เอกภพขยายตัวด้วยความเร่ง และภายในเอกภพมีอะไรเป็นองค์ประกอบบ้าง เพราะข้อมูลที่ได้แสดงให้เห็นว่า เอกภพมีสสารที่ตามองไม่เห็นอีก 26% ในขณะที่มีสารที่ตาเห็นเพียง 4% และมีพลังงานอีก 75% ที่ไม่มีใครรู้ธรรมชาติที่แท้จริงว่ามีสมบัติทางกายภาพเช่นไร เพราะข้อมูลเหล่านี้ เป็นข้อมูลที่จำเป็นมากให้นักดาราศาสตร์ทฤษฎีสามารถสร้างทฤษฎีวิวัฒนาการของเอกภพได้
ดังนั้นในเวลาต่อมา James Peebles จึงได้ตั้งสมมติฐานว่า เอกภพมี cold dark matter (CDM) และมี dark energy ซึ่งแทนด้วย parameter ในการอธิบายที่มาของพลังงานมืด ว่ามาจากพลังงานสุญญากาศ (vacuum energy) ที่ทำให้เกิดความดันลบ (negative pressure) ซึ่งแตกต่างจากแรงดันบวกที่เรารู้จักกันดี ว่ามีทิศลง แต่ความดันลบกลับมีทิศขึ้น นี่จึงเป็นแรงต่อต้านแรงโน้มถ่วง (antigravity)
การมีสสารมืด และพลังงานมืดในเอกภพ จึงทำให้การวัดค่า H0 มีความซับซ้อนยิ่งขึ้นไปอีก
ถึงวันนี้นักดาราศาสตร์ก็มีเทคนิคใหม่ที่ใช้คลื่นโน้มถ่วงในการหาค่า H0 แล้ว และเทคนิคนี้เป็นงานวิจัยที่กำลังมาแรงมากในปัจจุบัน ตามข้อเสนอแนะของ David Holz ที่มุ่งใช้การชนกันระหว่างดาวนิวตรอนเป็นหวอมาตรฐาน (standard siren) ซึ่งจะให้ข้อมูลทั้งแสงและเสียงในการศึกษา เสมือนกับการดูภาพยนตร์ ซึ่งในอดีตเคยเห็นแต่ภาพ แต่ปัจจุบันภาพยนตร์นั้นจะมีเสียงประกอบด้วย
เพราะเหตุว่าการวิเคราะห์คลื่นโน้มถ่วงที่ LIGO ได้รับจากการดูความถี่ อัมปลิจูด (amplitude) ของคลื่นโน้มถ่วงทำให้ Holz สามารถรู้ระยะทางที่ดาวนิวตรอนทั้งคู่อยู่ห่างจากโลกได้ และ H0 มีค่า 70 km/sec/Mpc ซึ่งตกอยู่ระหว่างค่า 68-75 ที่เคยได้ในอดีต กระนั้นค่า H0 นี้ก็ยังไม่เป็นที่ยอมรับอย่างสมบูรณ์ เพราะเป็นค่าที่ได้จากการชนกันระหว่างดาวนิวตรอนเพียงคู่เดียวเท่านั้นเอง และเมื่อเอกภพมีดาวนิวตรอนหลายขนาด และมีหลุมดำหลายขนาดเป็นจำนวนมาก ดังนั้นการชนกันระหว่างดาวนิวตรอนและหลุมดำ หรือระหว่างดาวนิวตรอนกับหลุมดำก็จะทำให้เกิดคลื่นโน้มถ่วงที่มีความยาวคลื่นและความถี่ต่าง ๆ กันมากมาย จนเป็นสเปกตรัม (spectrum) ที่มีความถี่ตั้งแต่
10-16 Hertz ถึง 100 Hertz เมื่อเป็นเช่นนี้การตรวจรับคลื่นที่หลากหลายเหล่านี้จึงต้องใช้อุปกรณ์ตั้งแต่ LIGO , Virgo จนถึงดาวเทียม Planck และ LISA (Laser Interferometer Space Antenna) เพื่อวิเคราะห์ความแปรปรวนควอนตัม (quantum fluctuation) ตั้งแต่เวลาที่เอกภพมีอายุยังน้อย จนกระทั่งถึงการชนกันระหว่างหลุมดำที่มีมวล 1,000 ล้านเท่าของดวงอาทิตย์ ซึ่งจะเกิดขึ้นระหว่างหลุมดำที่อยู่ที่ใจกลางของกาแล็กซีทางช้างเผือก กับหลุมดำที่อยู่ที่ใจกลางของกาแล็กซี Andromeda ในอีก 6,000 ล้านปี โดยกาแล็กซีทั้งสองจะรวมกันเป็นหนึ่งเดียว ชื่อกาแล็กซี Milkomeda ตามแบบจำลองที่ R. Schiavi ได้เสนอไว้ในวารสาร Astronomy and Astrophysics ฉบับวันที่ 22 กุมภาพันธ์ ปี 2021 ว่าจะมีพลังงานคลื่นโน้มถ่วงเกิดขึ้นมากเท่ากับพลังงานที่ได้จากดวงอาทิตย์ 1015 ดวง
เพราะเหตุว่า นักดาราศาสตร์ไม่รู้ว่าเอกภพมีดาวนิวตรอนและหลุมดำอยู่ ณ ที่ใด บ้าง และจะชนกันเมื่อไร ดังนั้น เครื่องตรวจรับคลื่นโน้มถ่วงจึงต้องมีหลายรูปแบบ และต้องติดตั้งอยู่ ณ สถานที่ต่าง ๆ ทั่วโลก เพื่อจะได้ไม่พลาดโอกาสการเห็นเหตุการณ์ชนกัน
ด้วยเหตุนี้ นอกจากประเทศสหรัฐอเมริกาจะมี LIGO และ อิตาลีจะมี Virgo แล้ว วงการดาราศาสตร์ในประเทศอื่น ก็ยังมีโครงการ KAGRA (Kamioka Gravitational Wave Detector) ในญี่ปุ่น ซึ่งมีแขนยาวข้างละ 3 กิโลเมตร ส่วนจีนก็มีโครงการ TAIJI ซึ่งประกอบด้วยยานอวกาศ 3 ยาน ที่จะโคจรอยู่ในอวกาศ โดยอยู่ห่างกัน 3 ล้านกิโลเมตรเป็นรูปสามเหลี่ยมด้านเท่า และมีโครงการ TIANQIN ซึ่งคล้ายกับโครงการ TAIJI แต่ยานจะอยู่ห่างกัน 150,000 กิโลเมตร เพื่อรับคลื่นโน้มถ่วงจากดาวแคระขาวคู่ ชื่อ HM Cancri และท้ายที่สุด องค์การสหภาพยุโรปก็จะมีกล้องโทรทรรศน์ไอน์สไตน์ (Einstein Telescope, ET) ซึ่งมิได้เป็นกล้องที่อยู่ในอวกาศ แต่จะอยู่ใต้ดิน และมีความไวสูงกว่า LIGO 10 เท่า โดยมีแขนยาวข้างละ 10 กิโลเมตร เพื่อรับคลื่นโน้มถ่วงที่มีความถี่ต่ำ คือ 2-40 Hertz โครงการนี้ได้รับความร่วมมือจากนักวิทยาศาสตร์เยอรมัน เนเธอร์แลนด์ และเบลเยี่ยม ด้านอินเดียก็มีโครงการ INDIGO (Indian Gravitational-Wave Observatory) ซึ่งตั้งอยู่ใกล้เมือง Aundha Nagnath แคว้น Hingoli ซึ่งได้เริ่มการสร้างมาตั้งแต่ปี 2009 และจะเริ่มดำเนินการในปี 2024
นี่คือการทำงานของนักดาราศาสตร์ในอนาคตที่จะไม่ใช้แสง แต่จะใช้คลื่นโน้มถ่วงในการค้นหาความลึกลับของธรรมชาติ
อ่านเพิ่มเติมจาก Cosmic Clash Over Hubble Constant Shows No Sign of Abating ใน Physics World ฉบับวันที่ 13 กันยายน ปี 2019
สุทัศน์ ยกส้าน
ประวัติการทำงาน-ราชบัณฑิต สำนักวิทยาศาสตร์ สาขาฟิสิกส์และดาราศาสตร์ และ ศาสตราจารย์ ระดับ 11 ภาควิชาฟิสิกส์ มหาวิทยาลัยศรีนครินทรวิโรฒ, นักวิทยาศาสตร์ดีเด่นและนักวิจัยดีเด่นแห่งชาติ สาขากายภาพและคณิตศาสตร์ ประวัติการศึกษา-ปริญญาตรีและโทจากมหาวิทยาลัยลอนดอน, ปริญญาเอกจากมหาวิทยาลัยแคลิฟอร์เนีย
อ่านบทความ "โลกวิทยาการ" จาก "ศ.ดร.สุทัศน์ ยกส้าน" ได้ทุกวันศุกร์
