สตีเฟ่น ฮอว์กิ้น อัจฉริยะพิการ ผู้ถอดรหัสจักรวาล

Introducing stephen hawking

สตีเฟ่น ฮอว์กิ้น  อัจฉริยะพิการ  ผู้ถอดรหัสจักรวาล

ดร. บัญชา ธนบุญสมบัติ  แปล   Joseph P. MxEvoy  เชียน Oscar Zarate  ภาพประกอบ

สารบัญ

หน้า 2

หน้า 3

หน้า 4

หน้า 5

หน้า 6

หน้า 7

หน้า 8

หน้า 9

หน้า 10

หน้า 11

หน้า 12

หน้า 13

หน้า 14

หน้า 15

หน้า 16

หน้า 17

หน้า 18

หน้า 19

หน้า 20

หน้า 21

หน้า 22

หน้า 23

หน้า 24

หน้า 25

หน้า 26

หน้า 27

หน้า 28

หน้า 29

หน้า 30

หน้า 31

หน้า 32

หน้า 33

หน้า 34

หน้า 35

หน้า 36

หน้า 37

หน้า 38

หน้า 39

หน้า 40

หน้า 41

หน้า 42

หน้า 43

หน้า 44

หน้า 45

หน้า 46

หน้า 47

หน้า 48

หน้า 49

หน้า 50

หน้า 51

หน้า 52

หน้า 53

หน้า 54

หน้า 55

หน้า 56

หน้า 57

หน้า 58

หน้า 59

หน้า 60

หน้า 61

หน้า 62

หน้า 63

หน้า 64

หน้า 65

หน้า 66

หน้า 67

หน้า 68

หน้า 69

หน้า 70

หน้า 71

หน้า 72

หน้า 73

หน้า 74

หน้า 75

หน้า 76

หน้า 77

หน้า 78

หน้า 79

หน้า 80

หน้า 81

หน้า 82

หน้า 83

หน้า 84

หน้า 85

หน้า 86

หน้า 87

หน้า 88

หน้า 89

หน้า 90

หน้า 91

หน้า 92

หน้า 93

หน้า 94

หน้า 95

หน้า 96

หน้า 97

หน้า 98

หน้า 99

หน้า 100

หน้า 101

หน้า 102

หน้า 103

หน้า 104

หน้า 105

หน้า 106

หน้า 107

หน้า 108

หน้า 109

หน้า 110

หน้า 111

หน้า 112

หน้า 113

หน้า 114

หน้า 115

หน้า 116

หน้า 117

หน้า 118

หน้า 119

หน้า 120

หน้า 121

หน้า 122

หน้า 123

หน้า 124

หน้า 125

หน้า 126

หน้า 127

หน้า 128

หน้า 129

หน้า 130

หน้า 131

หน้า 132

หน้า 133

หน้า 134

หน้า 135

หน้า 136

หน้า 137

หน้า 138

หน้า 139

หน้า 140

หน้า 141

หน้า 142

หน้า 143

หน้า 144

หน้า 145

หน้า 146

หน้า 147

หน้า 148

หน้า 149

หน้า 150

หน้า 151

หน้า 152

หน้า 153

หน้า 154

หน้า 155

หน้า 156

หน้า 157

หน้า 158

หน้า 159

หน้า 160

หน้า 161

หน้า 162

หน้า 163

หน้า 164

หน้า 165

หน้า 166

หน้า 167

หน้า 168

หน้า 169

หน้า 170

หน้า 171

หน้า 172

หน้า 173

หน้า 174

หน้า 175

อภิธานศัพท์

กลศาสตร์ควอนตัม (quantum mechanics)

ฟิสิกส์เชิงคณิตศาสตร์สาขาหนึ่งซึ่งใช้อธิบายอนุภาคขนาดเล็ก หรือระบบที่มีองค์ประกอบเป็นอนุภาคขนาดเล็ก (คำว่าอนุภาคขนาดเล็กในที่นี้หมายรวมถึง อะตอม โมเลกุล อนุภาคซึ่งเล็กกว่าอะตอม และอนุภาคควอนตัมอื่น ๆ เช่น โฟตอน) กลศาสตร์ควอนตัมสนใจปรากฏการณ์ซึ่งฟิสิกส์ยุคเก่าไม่สามารถอธิบายได้ และคำนวณผลออกมาเป็นความน่าจะเป็นในเชิงสถิติ

หน้า 139,143,159

กฎข้อที่สองของเทอร์โมไดนามิกส์ (the second law of thermodynamics)

กฎในวิชาเทอร์โมไดนามิกส์ (หรือเรียกว่า อุณหพลศาสตร์) ซึ่งกล่าวว่า เอนโทรปีของระบบโดดเดี่ยวจะไม่มีวันลดลง คำว่า ระบบโดดเดี่ยว (isolated system) ที่ไม่แลกเปลี่ยนทั้งมวลสารและพลังงานกับสิ่งแวดล้อม ซึ่งต่างจากระบบปิด (closed system) ซึ่งไม่แลกเปลี่ยนมวลสารกับสิ่งแวดล้อม แต่สามารถแลกเปลี่ยนพลังงาน (เช่น ความร้อน พลังงานไฟฟ้า หรือ พลังงานแม่เหล็ก) ได้

ส่วนคำว่า ไม่มีวันลดลง หมายความว่า หากระบบโดดเดี่ยวนั้นยังไม่เข้าสู่สภาวะสมดุล เอนโทรปีของระบบจะมีค่าเพิ่มขึ้นในภายหลัง จนกระทั่งเมื่อระบบเข้าสู่สภาวะสมดุล เอนโทรปีจะมีค่าสูงสุดและคงที่

หน้า 127-128,131,134

 

การกระเพื่อมแบบควอนตัม (quantum fluctuation)

ปรากฏการณ์ซึ่งสถานะทางควอนตัมของที่ว่างในอวกาศเปลี่ยนแปลงไปในห้วงเวลาสั้น ๆ ตามหลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์ก (Heisenberg’s uncertainty principle) โดยที่ความไม่แน่นอนทางควอนตัมจะยอมให้พลังงานจำนวนเล็กน้อย โผล่ออกมาจากความว่างเปล่าในเวลาสั้นมาก ๆ ก่อนที่จะหายวับไป พลังงานที่  โผล่ ขึ้นมานี้อาจเกิดเป็นคู่อนุภาค-ปฏิอนุภาคที่มีอายุสั้น (เช่น คู่อิเล็กตรอน-โพซิตรอน เป็นต้น)

หน้า 164

หน้า 176

การพองตัว (Inflation)

แบบจำลองซึ่งกล่าวว่าเอกภพในระยะเริ่มแรกสุดได้เกิดการขยายตัวอย่างรวดเร็วมากแบบทวีคูณ (เอกซ์โพเนนเชียล) ทำให้ขนาดเพิ่มจากระดับตั้งต้นซึ่งเล็กกว่าโปรตอนไปเป็นขนาดราวผลส้มในเสี้ยววินาที กระบวนการนี้อธิบายข้อเท็จจริงที่ว่ากาลอวกาศมีลักษณะแบบราบ (flat) และเอกภาพมีลักษณะคล้ายกันใสสองฟากฝั่งของท้องฟ้าที่เรียกว่า ปริศนาขอบฟ้า (horizon problem) แนวคิดการพองตัวได้รับการยอมรับให้เป็นแบบจำลองมาตรฐานของเอกภพในระยะเริ่มแรกสุดในราวทศวรรษที่ 1980

หน้า 163-164

กาล-อวกาศ (space-time)

แนวคิดในเชิงรูปธรรมซึ่งเชื่อมโยงที่ว่าง (space – ซึ่งมักจะแปลว่า อวกาศ) และเวลา (time หรือ กาล) เข้าเป็นโครงสร้างหนึ่งเดียวที่มีสี่มิติ แนวคิดนี้ได้รับการเสนอโดยนักคณิตศาสตร์ชื่อ แฮร์มันน์ มิงคอฟสกี (1864-1909) ซึ่งเป็นอาจารย์ของไอน์สไตน์ ผลที่ได้เรียกกันในภายหลังว่า กาล อวกาศ 4 มิติ ของมิงคอฟสกี (Minkowski’s 4D space- time) ทั้งนี้จุดแต่ละจุดในกาล อวกาศเรียกว่า เหตุการณ์ (event) โดยตัวเลข 1 ตัว แทนเวลา และอีก 3 ตัว แทนตำแหน่งในที่ว่าง

มิงคอฟสกีเขียนนำไวในบทความของเขาว่า

มุมมองเกี่ยวกับที่ว่างและเวลา ซึ่งข้าพเจ้าจะแสดงให้ท่านเห็นนี้ เป็นผลสรุปที่ได้จากการทดลองทางฟิสิกส์ และนั่นเองที่ทำให้มันมีความน่าเชื่อถือ ภาพเหล่านี้แตกต่างจากที่เราคุ้นเคยอย่างสิ้นเชิง และนับจากนี้ไป ที่ว่างโดยตัวมันเองและเวลาโดยตัวมันเอง จะค่อย ๆ สลายไปกลายเป็นเพียงแต่เงา และมีเพียงแต่การผสมผสานของที่ว่างและเวลาเท่านั้นที่จะยังคงไว้ซึ่งความเป็นจริงที่ไม่ขึ้นกับเงื่อนไขอื่น

ครั้งแรกที่ไอน์สไตน์รับทราบเกี่ยวกับการตีความเช่นนี้ ตัวเขาเองไม่ค่อยยินดีเท่าใดนัก เพราะว่า ไอน์สไตน์เห็นว่ามิงคอฟสกีไม่ได้สร้างสรรค์อะไรใหม่ เพียงแต่นำเอาผลจากทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษไปทำให้ดูเลิศหรูในเชิงคณิตศาสตร์เท่านั้น แถมยังไม่ได้ให้น้ำหนักกับความหมายทางกายภาพที่นักฟิสิกส์ให้ความสำคัญอย่างสูงในการตีความแนวคิดหนึ่ง ๆ อีกด้วย

ไอน์สไตน์ถึงกับพูดเสียดสีว่า มีนักคณิตศาสตร์คนหนึ่งนำทฤษฎีสัมพัทธภาพไปเขียนใหม่ด้วยภาษาคณิตศาสตร์ จนทำให้นักฟิสิกส์ไม่เข้าใจ!”

แต่เมื่อไอน์สไตน์ต้องการพัฒนาทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ซึ่งมีแนวคิดว่า ความโค้งของกาล อวกาศ ก็คือ ความโน้มถ่วง เขาก็จำเป็นต้องนำแนวคิดเรื่อง  กาล อวกาศ 4 มิติของมิงคอฟสกีมาใช้ (อย่างได้ผล) หลังจากที่ดูถูกแนวคิดนี้มาได้ระยะหนึ่ง  คำ ๆ นี้อาจเขียนว่า spacetime หรือ กาลอวกาศ (ไม่มีเครื่องหมายยัติภังค์ หรือ ‘-’ คั่นตรงกลาง) ก็ได้

หน้า 177

ค่าคงที่ของจักรวาล (cosmological constant)

พจน์ทางคณิตศาสตร์ที่ไอน์สไตน์เพิ่มเข้าไปในสมการสนามในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป เพื่อทำให้ผลลัพธ์ที่ได้จากสมการอธิบายเอกภพที่มีลักษณะสถิต (ขนาดคงที่) ตามที่ไอน์สไตน์ได้รับข้อมูลจากนักดาราศาสตร์ในช่วงเวลานั้น ค่าคงที่นี้มีผลเหมือนกับแรงผลักซึ่งต้านกับแรงโน้มถ่วงของสสารในเอกภพ  แต่เมื่อไอน์สไตน์ได้ทราบภายหลังว่าเอกภพกำลังขยายตัว เขาถึงกับเรียกการเพิ่มค่านี้เข้าไปในสมการว่าเป็น ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุด ในชิวิตของเขา

อย่างไรก็ดี พัฒนาการด้านจักรวาลวิทยาในปัจจุบันแย้มเป็นนัยว่า เอกภพในช่วงที่เพิ่งถือกำเนิดขึ้นมาใหม่ ๆ อาจจะมีค่าคงที่ของจักรวาลไม่เป็นศูนย์ก็เป็นได้

หน้า 48

 

ค่าคงที่ของพลังค์  (Planck’s constant)

ค่าคงที่พื้นฐานในทางฟิสิกส์ ซึ่งใช้สัญลักษณ์  h และมีค่าประมาณ 6.626 × 10 34   จูล-วินาที ค่าคงที่ของพลังค์มักจะปรากฏในการคำนวณทางควอนตัมอยู่บ่อยครั้ง เช่น สมการ E = hf  โดยที่  E คือพลังงานของโฟตอน (อนุภาคของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า) และ f  คือความถี่ของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า และอสมการในหลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์ก (Heisenberg’s uncertainty principle) เป็นต้น

หน้า 136

หน้า 178

จักรวาล (cosmos)

คำว่าจักรวาล มีความหมายอย่างน้อย 2 ลักษณะดังนี้

1.     เอกภพที่มีความเป็นระเบียบ (order) และแต่ละองค์ประกอบภายในมีความสอดคล้องกลมกลืนกัน (harmony) ความหมายนี้เป็นความหมายที่ปรากฏในพจนานุกรมภาษาอังกฤษทั่วไป เช่น The American Heritage College Dictionary

2.     กาล อวกาศ (space – time) ทั้งมวลที่เป็นไปได้ทั้งหมด ซึ่งประกอบด้วยส่วนที่เราสามารถสังเกตได้ที่เรียกว่า เอกภพของเรา (our own Universe – สังเกตว่าใช้ตัว ‘u’ ตัวเล็กสะกด) โดยเอกภพทั้งมวลนี้มีบางส่วนเชื่อมต่อกันด้วยรูหนอน (wormhole) และเอกภพหนึ่ง ๆ อาจเกิดจากการพองตัว (inflation) ของซิงกาลิริตี้ของหลุมดำในอีกเอกภพหนึ่ง ข้อเสนอที่ให้เรียกเอกภพหรือกาล อวกาศทั้งมวลนี้ว่า cosmos (ออกเสียงว่า คอสมอส) เสนอโดย ดร.จอห์น กริบบิน (เกิดในปี 1946) ในหนังสือ Companion to the Cosmos  หน้า 119 และ 490-191

โปรดเปรียบเทียบความหมายของคำว่า จักรวาล (cosmos) กับคำว่า เอกภพ (universe หรือ Universe)

 

จักรวาลวิทยา (cosmology)

ฟิสิกส์แขนงหนึ่งซึ่งศึกษาเอกภพในภาพรวม นับตั้งแต่การดำเนินไปจนถึงพัฒนาการของเอกภพ (โปรดเปรียบเทียบกับคำว่า cosmogony ซึ่งเป็นการศึกษาการกำเนิดและพัฒนาการของวัตถุต่าง ๆ เช่น กาแล็กซี่ ในเอกภพ

วิชาจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ (modern cosmology) เน้นการอธิบายโครงสร้างและพฤติกรรมของกาล อวกาศ (space – time) ในระดับใหญ่มาก ๆ โดยใช้สมการสนามในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ ดังนั้น จึงอาจกล่าวได้ว่า จักรวาลวิทยาสมัยใหม่ถือกำเนิดขึ้นในปี ค.ศ.1917 อันเป็นปีที่ไอน์สไตน์ตีพิมพ์บทความวิชาการซึ่งใช้สมการสนามของเขาในการอธิบายเอกภพ

          เคยมีนักทฤษฎีพยายามพัฒนาทฤษฎีซึ่งใช้อธิบายความโน้มถ่วงและกาล อวกาศ โดยใช้แนวทางที่แตกต่างกันออกไป และทำให้ได้แบบจำลองเชิงจักรวาล (cosmological models) ที่แตกต่างจากแบบจำลองที่ได้จากทฤษฎีของไอน์สไตน์ แต่แบบจำลองเหล่านี้ไม่ได้รับการยอมรับ เนื่องจากไม่สอดคล้องกับผลการสังเกตภายใต้กรอบการคิดตามทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปมีทฤษฎี (หรือสมมติฐาน) หลัก ๆ 2 แนวทาง ได้แก่ ทฤษฎีบิ๊กแบง (the big bang theory) และทฤษฎีสถานะคงตัว (the steady state theory) โปรดดูข้อมูลเพิ่มเติมภายใต้หัวข้อทั้งสองนี้

หน้า 12,88-91

หน้า 179

ซิงกูลาริตี้ (singularity)

บริเวณซึ่งกฎทางฟิสิกส์ (ที่เรารู้จักกันในปัจจุบัน) ไม่สามารถใช้งานได้ มักจะคิดกันว่าซิงกูลาริตี้มีลักษณะเป็นจุด (มี 0 มิติ) แต่โนหลักการแล้ว ซิงกูลาริตี้อาจมีลักษณะเป็นเส้น (มี 1 มิติ) หรือแผ่น (มี 2 มิติ) ก็ได้ ตัวอย่างเช่น ในกรณีของหลุมดำแบบหมุน (spinning black hole)  หากวิเคราะห์โดยใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป จะพบว่ามวลสารทั้งหมดจะถูกอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงดึงดูดเข้าสู่จุดศูนย์กลางเกิดเป็นซิงกูลาริตี้ที่มีลักษณะเป็นจุด และมีความหนาแน่นของสสารพลังงานเป็นอนันต์

ในกรณีของหลุมดำแบบที่ง่ายที่สุด (คือไม่หมุนและไม่มีประจุ) หรือที่เรียกว่า หลุมดำแบบชวาร์ซซิลด์ (Schwarzachild black hole) หากวิเคราะห์โดยใช้ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป จะพบว่ามวลสารทั้งหมดจะถูกอิทธิพลของแรงโน้มถ่วงดึงดูดเข้าสู่จุดศูนย์กลางเกิดเป็นซิงกูลาริตี้ที่มีลักษณะเป็นจุด และมีความหนาแน่นของสสารพลังเป็นอนันต์ ในกรณีเช่นนี้ ซิงกูลาริตี้ จึงหมายถึงจุดที่มีความหนาแน่น (ของสสาร- พลังงาน) เป็นอนันต์ ทำให้มีความโค้งของอวกาศสูงเป็นอนันต์ตามไปด้วย

หากมองว่า การขยายตัวของเอกภพเป็นภาพย้อนเวลากลับของการยุบตัวของสสารเนื่องจากแรงโน้มถ่วง (จนเกิดเป็นหลุมดำ) ก็ย่อมหมายความว่า เอกภพมีจุดกำเนิดมาจากซิงกูลาริตี้ ซึ่งเรียกว่า ซิงกูลาริตี้ของบิ๊กแบง (Big Bang singularity)

น่ารู้ด้วยว่า นักวิชาการไทยบางท่านเรียกซิงกูลาริตี้ว่า  พินทุซึ่งมีความหมายว่า จุด โดยอาจเรียก บิ๊กแบง (Big Bang) ว่า มหากัมปนาทของพินทุ’  เป็นต้น อย่างไรก็ดี การเรียกเช่นนี้ทำให้ความหมายที่แท้จริงของซิงกูลาริตี้หายไป

หน้า 75-84,102,114

หน้า 180

ทฤษณีบิ๊กแบง  (The Big Bang Theory)

แนวคิดซึ่งกล่าวว่า เอกภพเกิดจากการขยายตัวของสภาวะเริ่มต้นซึ่งมีขนาดเล็ก มีอุณหภูมิสูงจัด และอัดแน่นไปด้วยพลังงานรังสี บางครั้งเรียกว่า แบบจำลองบิ๊กแบงของเอกภพ (the Big Bang model of the Universe)

             สภาวะเริ่มต้นซึ่งมีขนาดเล็กนี้ อาจเรียกแบบง่าย ๆ ว่า ลูกไฟ(fireball) แต่อาจเรียกให้รัดกุมขึ้นว่า ซิงกูลาริตี้ของบิ๊กแบง (Big Bang singularity)

คำว่า Big Bang (การระเบิดฟังใหญ่) เป็นคำที่นักดาราศาสตร์ชื่อ เฟรีด ฮอยล์ (Fred Hoyle) ใช้เรียกทฤษฎีนี้ในลักษณะเย้ยหยัน คล้าย ๆ กับว่าจากเดิมที่ไม่มีอะไร จู่ ๆ เอกภพก็โผล่ตูมออกมา

หน้า 49-51,68,74,82-85,101,148-162

 

ทฤษฎีสถานะคงตัว (steady state theory)

แนวคิดซึ่งเสนอว่า ในขณะที่เอกภพกำลังขยายตัวออกไปและทำให้กาแล็กซี่ต่าง ๆ เคลื่อนที่ห่างจากกันไปเรื่อย ๆ นี้ ก็จะมีการสร้างกาแล็กซี่ใหม่ ๆ อย่างต่อเนื่องเพื่อเติมเต็มที่ว่างที่เกิดขึ้น ซึ่งจะทำให้ลักษณะของเอกภพสอดคล้องกับหลักจักรวาลแบบสมบูรณ์ (perfect cosmological principle) ที่ว่า เอกภพจะดูเหมือนกันทุกหนทุกแห่งไม่ว่าเราจะอยู่ที่ไหนในเอกภพและไม่ว่าในเวลาใด ๆ

แนวคิดนี้บางครั้งถือว่าเป็นเพียง สมมติฐานสถานะคงตัว (steady state hypothesis)

และได้รับการเสนอโดย เฮอร์มันน์ บอนดี, โทมัส โกลด์ และเฟร็ด ฮอยล์ ในราวทศวรรษที่ 1940 แต่ในปัจจุบันถือว่าเป็นแนวความคิดที่แพ้ทฤษฎีบิ๊กแบง เนื่องจากไม่สอดคล้องกับผลการสังเกตการณ์

หน้า 102

ทฤษฎีสัมพัทธภาพ (relativity theory)

แนวคิดในวิชาฟิสิกส์ที่ว่า ผลของการวัดค่าของปริมาณทางกายภาพต่าง ๆ อาจเปลี่ยนแปลงได้ขึ้นกับสภาพการเคลื่อนที่ของผู้สังเกต ในวิชาฟิสิกส์ยุคเก่า  เชื่อกันว่าผู้สังเกตทุกคนไม่ว่าจะอยู่ที่ใดในเอกภพจะวัดระยะทางและช่วงเวลาได้ค่าเหมือนกัน อย่างไรก็ดี ทฤษฎีสัมพัทธภาพบอกว่าความเชื่อดังกล่าวนี้ไม่ถูกต้อง และผลของการวัดปริมาณต่าง ๆ จะขึ้นอยู่กับการเคลื่อนที่สัมพัทธ์ระหว่างผู้สังเกตกับสิ่งที่ถูกสังเกต

ทฤษฎีสัมพัทธภาพเสนอโดยอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ และมี  2 ภาค ได้แก่ ทฤษฏีสัมพัทธภาพพิเศษ (special relativity)  และทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (general relativity)

ทฤษฎีสัมพัทธภาพพิเศษ (เสนอในปี ค.ศ. 1905) พัฒนาขึ้นจากสมมติฐาน 2 ข้อได้แก่ หนึ่ง กฏทางฟิสิกส์มีรูปแบบเดียวกันในทุกกรอบอ้างอิงเฉื่อย (inertial frame of reference) และ สอง อัตราเร็วของแสงมีค่าคงที่เสมอสำหรับผู้สังเกตทุกคน (กรอบอ้างอิงเฉื่อยคือ กรอบอ้างอิงที่กฏการเคลื่อนที่ของนิวตันใช้งานได้อย่างถูกต้อง)

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (เสนอในปี ค.ศ.1916) ได้รับการพัฒนาขึ้นมาเพื่ออธิบายความโน้มถ่วง และใช้ได้กับกรอบอ้างอิงที่มีความเร่ง ทั้งสองทฤษฎีนี้นับเป็นเสาหลักที่สำคัญในประวัติศาสตร์การพัฒนาฟิสิกส์ยุคใหม่

หน้า 9-11,13,28,160

หน้า 181

ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป (general relativity)

                ทฤษฎีเกี่ยวกับความโน้มถ่วงซึ่งพัฒนาขึ้นมาโดยอัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ และนำเสนอครั้งแรกในปี ค.ศ. 1915 หลักการสำคัญซึ่งเป็นแก่นของทฤษฎีนี้ ได้แก่ หลักแห่งความสมมูล (principle of equivalence) ซึ่งกล่าวโดยย่อได้ว่า ความเร่งมีผลเทียบเท่ากับความโน้มถ่วง ทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปสามารถใช้กับการเคลื่อนที่ซึ่งกรอบอ้างอิงมีความเร่งได้

                ผลลัพธ์สำคัญของทฤษฎีสัมพันธภาพทั่วไปก็คือ สสารทำให้กาล-อวกาศ (spacetime) โค้ง และในทางกลับกัน ความโค้งของกาล-อวกาศ (ซึ่งก็คือความโน้มถ่วง) จะเป็นปัจจัยกำหนดการเคลื่อนที่ของวัตถุ

หน้า 32-44

บิ๊กครันซ์ (Big Crunch)

                ซิงกูลาริตี้ที่เกิดจากการที่เอกภพปิด (closed universe) หดตัวยุบลงมาและทำให้เวลาสิ้นสุดลง บิ๊กครันซ์เรียกอีกอย่างหนึ่งว่า จุดโอเมกา (Omega Point)

                แนวคิดหนึ่งเสนอว่า เป็นไปได้ว่าเอกภาพ ณ สภาวะเช่นนี้อาจจะ กระเด้ง

ขยายตัวออกอีกครั้ง นั่นคือ จุดโอเมกาจะกลายเป็นบิ๊กแบงครั้งใหม่ และเอกภพที่เราอยู่ในขณะนี้อาจจะมีกำเนิดมาจากบิ๊กแบงซึ่งเป็นจุดโอเมกาของเอกภพก่อนหน้านี้ก็เป็นได้

เอกภาพที่มีลักษณะเช่นนี้เรียกว่า เอกภพแบบแกว่งกวัด (oscillating universe)

หน้า 49

หน้า 182

ฟังก์ชันคลื่น (wave function)

                ฟังก์ชันทางคณิตศาสตร์ซึ่งบรรจุข้อมูลพื้นฐานของอนุภาคหรือระบบทางควอนตัม ค่าฟังชันคลื่นสัมพันธ์กับโอกาสที่จะพบอนุภาคหรือระบบอยู่ในสถานะหนึ่ง ๆ ณ เวลาที่กำหนด

หน้า 154,157-159

 

ไมโครเวฟ (microwave)

คลื่นม่เหล็กไฟฟ้าซึ่งอยู่ระหว่างคลื่นวิทยุและรังสีอินฟราเรด ไมโครเวฟมีความยาวคลื่นตั้งแต่ 30 เซนติเมตร ลงไปจนถึง 1 มิลลิเมตร ซึ่งตรงกับความถี่ประมาณ 1 จิกะเฮิร์ตซ์  (109 Hz) ถึง 1 เทราเฮิร์ตซ์ (1012 Hz)

หน้า  99-101

หลักความไม่แน่นอนของไฮเซนเบิร์ก (Helsenberg’s uncertainty principle)

           หลักการทางฟิสิกส์ซึ่งกล่าวว่า สำหรับวัตถุหนึ่ง ๆ จะมีปริมาณทางกายภาพบางคู่ที่เราไม่สามารถตรวจวัดให้แม่นยำโดยไม่จำกัดพร้อม ๆ กันได้ คู่ปริมาณทางกายภาพดังกล่าว เช่น ตำแหน่งกับโมเมนตัมและพลังงานกับเวลา เป็นต้น

ตัวอย่างเช่น หากเราพิจารณาการเคลื่อนที่ใน 1 ทิศทางโดยใช้สัญลักษณ์ x แทนตำแหน่ง และ p แทนโมเมนตัม จะพบว่า (ความคลาดเคลื่อนในการวัดค่าตำแหน่งx) คูณกับ (ความคลาดเคลื่อนในการวัดค่าโมเมนตัม p) จะมีค่าไม่น้อยกว่าค่าคงที่ค่าหนึ่ง โดยค่าคงที่นี้สัมพันธ์กับค่าคงที่ของพลังค์ (Planck’s constant) กล่าวคือหากค่าหนึ่งให้แม่นยำมากขึ้น (นั่นคือ มีความคลาเคลื่อน หรือความไม่แน่นอนลดลง) ก็จะทำให้อีกค่าหนึ่งมีความแม่นยำลดน้อยลง (นั่นคือ มีความคลาดเคลื่อนเพิ่มมากขึ้น)

หลักการนี้เสนอโดยนักฟิสิกส์ชาวเยอรมันชื่อ แวร์เนอร์ ไฮเชนแบร์ก (Werner Heisenberg) ในปี ค.ศ. 1927 โดยเป็นผลมาจากสภาพทวิลักษณ์ของคลื่น-อนุภาค (ดู wave-particle duality) กล่าวคือ การที่อนุภาคควอนตัม (เช่น อิเล็กตรอน หรือ โปรตอน) สามารถแสดงสมบัติของคลื่นได้ในบางสภาวะ และคลื่นได้ในบางสภาวะ และคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า (เช่น แสง) ก็สามารถแสดงสมบัติของอนุภาคได้ในบางสภาวะ

โปรดสังเกตว่าชื่อคนสะกดและออกเสียงตามภาษาเยอรมันคือ ไฮเซนเบิร์กแต่ชื่อในหลักข้อนี้ออกเสียงตามตัวสะกดในภาษาอังกฤษเป็น ไฮเซนเบิร์ก และหลักการข้อนี้บางครั้งเรียกว่า Uncertainty principle หรือ indeterminacy principle

หน้า 136, 158

หน้า 183

หลักแห่งความสมมูล (equivalence principle)

หลักการพื้นบานซึ่งกล่าวว่า ความโน้มถ่วงและความเร่งให้ผลลัพธ์ที่ไม่แตกต่างกันหลักการข้อนี้เป็นหัวใจของทฎษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ อีกทั้งยังบ่งว่ามวลโน้มถ่วง (gravitational mass) และมวลเฉื่อย  คือสิ่งเดียวกัน อีกทั้งผลของความโน้มถ่วงอาจถูกกำจัดออกไปได้ในกรอบอ้างอิงที่มีความเร่งที่เหมาะสม เช่น หากสายเคเบิลของลิฟต์ถูกตัดขาด ก็จะทำให้ลิฟต์และสิ่งต่าง ๆ ที่อยู่ในลิฟต์ตกลงมาอย่างอิสระ ในภาษาอังกฤษบางครั้งเรียกว่า principle of equivalence หน้า 34

 

หลุมดำ (black hole)

บริเวณในกาล-อวกาศ (space-time) ซึ่งมีความโน้มถ่วงสูงมากจนไม่มีวัตถุใด ๆ หนีออกไปได้ หลุมดำมีสมบัติพื้นฐาน 3 ประการ ได้แก่ มวล โมเมนตัมเชิงมุม (ค่านี้เป็นศูนย์หากหลุมดำไม่หมุน) และประจุ (ค่านี้เป็นศูนย์หากหลุมดำไม่มีประจุ)

ขอบเขตของหลุมดำถูกกำหนดโดย ขอบฟ้าเหตุการณ์ (event horizon) ซึ่งเป็นพื้นผิวสมมติซึ่งความเร็วหลุดพ้น (escape velocity) ของวัตถุมีค่าเท่ากับความเร็วของแสงพอดี และภายในขอบฟ้าเหตุการณ์ ความเร็วหลุดพ้นจะมีค่าสูงกว่าความเร็วของแสง ซึ่งหมายความว่าวัตถุใด ๆ ก็ตามที่อยู่ภายในพื้นผิวนี้ หากคิดจะหนีออกไปจะต้องเคลื่อนที่ด้วยอัตราเร็วสูงกว่าแสงซึ่งเป็นไปไม่ได้ และแม้แต่แสงเอง (ที่เดิมอยู่ภายในขอบฟ้าเหตุการณ์)ก็ไม่สามารถหนีออกไปภายนอกได้ นี่คือ ที่มาของชื่อหลุมดำ (black hole) ในระยะแรก

อย่างไรก็ดี คำว่า หลุมดำนี้ชวนให้เข้าใจผิดได้ง่าย เพราะสตีเฟ่น ฮอว์กิ้งได้แสดงให้เห็นว่า หลุมดำ ไม่ได้ ดำ (มือ) เหมือนชื่อ เพราะมันสามารถแผ่รังสีได้ทั้งนี้การแผ่รังสีฮอร์กิ้ง หรือ Hawking radiation เกิดจากการกระเพื่อมทางควอนตัม (quantum  fluctuation) ในบริเวณใกล้ ๆ ผิวนอกของขอบฟ้าเหตุการณ์

หน้า 41,80,91,106-125,130-145,121-122,130

หน้า 184

เอกภพ

คำว่า เอกภพในภาษาไทยนั้นในทางจักวาลวิทยามีความหมายอย่างน้อย 2 ลักษณะได้แก่

1.     ทุกสิ่งทุกอย่าง (ทั้งสสารและพลังงาน) ที่มนุษย์เราอาจรับรู้ได้ด้วยประสาทสัมผัสและเครื่องมืออุปกรณ์ต่าง ๆ ของเรา โดยครอบคลุมที่ว่าง หรืออวกาศ (space) และเวลา (time) ทั้งหมด นับแต่อดีต จนถึงปัจจุบันและอนาคต ในภาษาอังกฤษจะสะกดด้วยคำว่า Universe (ขึ้นต้นตัวอักษร ‘U’ ตัวใหญ่)

2.     แบบจำลองเชิงจักรวาล (cosmological model) ของเอกภพแบบหนึ่ง ๆ ที่ได้รับการพิจารณาในเชิงฟิสิกส์และคณิตศาสตร์ ในภาษาอังกฤษสะกดด้วยคำว่า universe (ขึ้นต้นด้วยอักษร ‘u’ ตังเล็ก) ทั้งนี้เอกภพที่เป็นแบบจำลองนี้ (universe) ไม่จำเป็นต้องมีสมบัติและพฤติกรรมเหมือนกับเอกภพจริงที่เราอาศัยอยู่ (the real Universe)

โปรดเปรียบเทียบความหมายของคำว่า เอกภพ (universe หรือ Universe) กับคำว่าจักรวาล (cosmos)      

หน้า 48-51,81,85,96,101, 159-165

 

เอกภพปิด (Closed universe)

เอกภพที่มีความหนาแน่นของมวลสาร-พลังงานมากกว่าค่าวิกฤติค่าหนึ่ง ทำให้ความโน้มถ่วงสามารถเอาชนะการขยายตัวได้จนเอกภพหดกลับเข้ามาในที่สุด

หน้า49

 

หน้า 185

เอนโทรปี (entropy)

ปริมาณทางกายภาพซึ่งบ่งบอกสภาพความไม่เป็นระเบียบ (disorder) ของระบบเอนโทรปีในทางฟิสิกส์มีอย่างน้อย 2 มุมมอง กล่าวคือ ในวิชาเทอร์โมไดนามิกส์หรืออุณหพลศาสตร์ (thermodynamics) ค่าเอนโทรปีที่เปลี่ยนแปลงไปสามารถคำนวณได้จากปริมาณความร้อนที่ถ่ายโอนจากบริเวณ หนึ่งไปอีกบริเวณหนึ่ง และ อุณหภูมิของทั้งสองบริเวณนั้น ส่วนในวิชากลศาสตร์เชิงสถิติ (statistical mechanics) ค่าเอนโทรปีสามารถคำนวณได้จากจำนวนรูปแบบของสถานะทางจุลภาค (microstate) ขององค์ประกอบย่อยในระบบ

ดูกฎข้อที่สองของเทอร์โมไดนามิกส์ หรืออุณหพลศาสตร์ (The second law of thermodynamics) ประกอบ

หน้า 127-131, 133, 145

 

หน้า 186

.

หน้า 187

หน้า 188

หน้า 189

หน้า 190

หน้า 191

หน้า 192

หน้า 193

หน้า 194

หน้า 195