เอกภพวิทยา
มนุษย์มีความพยายามในการอธิบายจุดกำเนิดและ
จุดสิ้นสุดของเอกภพมาตั้งแต่ครั้งโบราณกาล ตั้งแต่
โลกบนหลังเต่าของชาวอินเดียไปจนต้นไม้ใหญ่
ในตำนานของยุโรป ความรู้เกี่ยวกับเอกภพใน
ดาราศาสตร์สมัยใหม่ก็มีพัฒนาการมายาวนาน
ตามการค้นพบใหม่ๆ ที่เกิดขึ้น
เนื่องจากเอกภพประกอบด้วยทุกสิ่งทุกอย่าง เอกภพวิทยา (cosmology) จึงเป็นวิชาที่ว่าด้วยการศึกษาสรรพสิ่งทั้งมวลในเอกภพ อย่างไรก็ตามในบทนี้เราจะมุ่งศึกษาถึงต้นกำเนิดของตัวเอกภพเอง และคาดการณ์การดำเนินไปของเอกภพบนพื้นฐานของทฤษฏีเอกภพวิทยาในปัจจุบัน
เนื้อหาในบทนี้จะแบ่งออกเป็นสองส่วน ส่วนแรกจะกล่าวถึงพัฒนาการของทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภาพสมัยใหม่เพื่ออธิบายที่มาของทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภพในปัจจุบันและส่วนที่สองกล่าวถึงเหตุการณ์ต่างๆตั้งแต่เอกภพถือกำเนิดขึ้นตามทฤษฏีกำเนิดเอกภพในปัจจุบัน
พัฒนาการของทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภพ
เพราะว่าเอกภพมีขนาดใหญ่เป็นเกินกว่าจะสังเกตลักษณะโดยรวมได้โดยตรงนักดาราศาสตร์จึงต้องสร้างแบบจำลองของเอกภพตามข้อมูลจากการสังเกต เหมือนกับที่นักเคมีสร้างแบบจำลองอะตอมซึ่งเล็กเกินกว่าจะสังเกตได้ตามข้อมูลจากการทดลอง
เนื่องจากทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภพเป็นการต่อยอดจากทฤษฏีเดิมด้วยผลการสังเกตใหม่ๆ การศึกษาในหัวข้อนี้จำเป็นอย่างยิ่งที่จะต้องศึกษาเรียงลำดับไปเพื่อความเข้าใจถึงที่มาของแนวคิดแต่ละอย่างถ่องแท้และลำดับความคิดได้อย่างชัดเจนไม่สับสน
1. เอกภพไม่มีขอบ : ข้อตกลงพื้นฐาน
การไมมีขอบเป็นลักษณะแรกของเอกภพที่ต้องตกลงกัน การตอบคำถามทำไมเอกภพจึงไม่มีขอบอกาจเป็นทั้งเรื่องง่ายที่สุดและยากที่สุดในเวลาเดียวกัน คำตอบของคำถามนี้ตั้งอยู่บนนิยามที่ว่า เอกภพคือทุกสิ่งทุกอย่าง ดังนั้นจึงเป็นไปไม่ได้ที่จะมีขอบของเอกภพ เพราะเมื่อทำเช่นนั้น จะเกิดคำอธิบายที่ขัดแย้งในตัวเองขึ้น เช่น ถ้ากล่าวว่าขอบของเอกภพเป็นที่ว่างก็จะเกิดข้อขัดแย้งที่ว่างก็เป็นส่วนหนึ่งของเอกภพหรือถ้ากล่าวว่าขอบของเอกภพเป็นกำแพงสสารก็จะเกิดข้อขัดแย้งว่าสสารก็เป็นส่วนหนึ่งของเอกภพเช่นเดียวกัน
การไม่มีขอบของเอกภพทำให้เอกภพไม่มีจุดศูนย์กลาง และทุกจุดในเอกภพมีความเท่าเทียมกัน ซึ่งทำให้เอกภพมีคุณสมบัติอีกสองประการ คือ มีความเป็นเนื้อเดียวกัน (Homogeneity) และมีความเหมือนกันในทุกทิศทาง (Isotropy) ซึ่งรวมเรียกว่าหลักพื้นฐานของเอกภพวิทยา (Cosmological principle)
นอกจากหลักพื้นฐานสองข้อดังกล่าวแล้ว เรายังจำเป็นต้องมีสมมติฐานเกี่ยวกับเอกภพอีกหนึ่งอย่างเพื่อให้สามารถศึกษาเกี่ยวกับเอกภพได้ คือ ความเป็นสากล (Universality) ที่กำหนดให้กฎทางฟิสิกส์เหมือนกันในทุกตำแหน่งในเอกภพและไม่เปลี่ยนแปลงตามเวลา ซึ่งทำให้เราสามารถนำกฎทางฟิสิกส์ที่ใช้บนโลกปัจจุบันไปใช้ในส่วนอื่น เวลาอื่นของเอกภพได้
2. เอกภพมีจุดเริ่มต้น : ปฏิทรรศน์ของโอลเบอร์
เมื่อเราได้ข้อสรุปแล้วว่เอกภพไม่มีขอบและมีขนาดเป็นอนันต์ เอกภพก็จำเป็นต้องมีจุดเริ่มต้น เพราะหากเอกภพไม่มีทั้งขอบและจุดเริ่มต้น ก็จะเกิดข้อขัดแย้งกับสภาพความเป็นจริง ซึ่งข้อขัดแย้งนี้รู้จักกันในชื่อปฏิทรรศน์ของโอลเบอร์ (Olber’s paradox)
เมื่อปีคริสต์ศักราช 1826 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวออสเตรียชื่อไฮน์วิช โอลเบอร์ (Heinrich Olber) ได้เสนอปัญหาดังกล่าวไว้ว่า “ถ้าเอกภพมีขนาดเป็นอนันต์ และเสถียร ไม่ว่าจะมองไปจุดใดจะต้องมองเห็นดาวเต็มไปหมดโดยไม่มีช่องว่าง” ซึ่งจะทำให้ท้องฟ้าในตอนกลางคืนสว่างพอๆ กับดวงอาทิตย์ ซึ่งขัดแย้งกับความเป็นจริง
บางคนอาจแย้งว่าดาวจะปรากฏริบหรี่ลงเมื่อปรากฏห่างไกลออกไป แต่อย่าลืมว่าเมื่อดาวอยู่ไกลออกไปจะปรากฏขนาดเล็กลงไปด้วย ซึ่งจะทำให้มองเห็นดวงดาวในบริเวณนั้นมากขึ้น และมีผลหักล้างกับความริบหรี่ได้
ในคริสต์ศักราช 1848 เอ็ดการ์ อัลลัน โพ (Edgar Allan Poe) สามารถอธิบายปฏิทรรศน์นี้ได้โดยกล่าวว่า เอกภพมีอายุขณะหนึ่งทำให้แสงจากดาวที่อยู่ไกลมาๆ มีเวลาไม่พอที่จะเดินทางมาถึงเรา ดังนั้นเอกภพที่สังเกตได้ (Observable universe) จึงมีขนาดจำกัด
3. เอกภพกำลังขยายตัว : การค้นพบของฮับเบิล
คริสต์ศักราช 1929 เอ็ดวิน พี ฮับเบิล (Edwin P. Hubble) ได้วัดระยะห่างและอัตราการเคลื่อนที่ของดาราจักรต่างๆ การวัดอัตราการเคลื่อนที่โดยใช้ปรากฏการณ์
ดอปเปลอร์ของเขาพบว่า ดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไปจะมีสเปกตรัมที่เลื่อนไปในทางคลื่นยาว (Redshift) มากขึ้น การค้นพบของเขาสามารถอธิบายได้ว่าเอกภพกำลังขยายตัว
อย่างไรก็ตาม ปรากฏการณ์เกิดขึ้นกับดาจักรเหล่านี้ไม่ใช่ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ เพราะมีกระบวนการที่แตกต่างกัน กล่าวคือ ดาราจักรปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ความยาวคลื่นหนึ่งออกมา และความยาวคลื่นนี้จะถูกยืดออกเพราะการขยายตัวของเอกภพระหว่างเดินทางผ่านอวกาศ อัตราการเพิ่มความยาวคลื่นจึงขึ้นกับระยะเวลาที่คลื่นนั้นเดินทางผ่านอวกาศซึ่งก็ขึ้นกับระยะทางนั้นเอง ดังนั้นการที่ดาราจักรที่อยู่ไกลมีการเลื่อนของความยาวคลื่นมากจึงมิได้หมายความว่าเอกภพในอดีตมีการขยายตัวเรียกว่าเอกภพในปัจจุบันการตีความแบบปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ ปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นกับดาราจักรเหล่านี้มีชื่อเรียกเฉพาะว่าการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยา (Cosmolgical redshifts)
เราอาจเปรียบเทียบการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยาว่าเหมือนใบไม้ที่ลอยออกห่างกันในน้ำที่เอ่อล้น ในขณะที่ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์เปรียบเสมือนปลาที่ว่ายออกจากกันในน้ำนิ่ง
เนื่องจากยังไม่มีผู้ค้นพบความสัมพันธ์ที่แน่นอนระหว่างการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยากับความเร็ว การคำนวณความเร็วการเคลื่อนที่ของดาราจักรจากการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยาจึงยังไม่สามารถทำได้ แต่เมื่อครั้งที่ฮับเบิลค้นพบนั้นกระบวนการของการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยายังไม่เป็นที่เข้าใจ ฮับเบิล
จึงคำนวณความเร็ว การเคลื่อนที่ของกาแล็กซี่ด้วยสูตรปรากฏการณ์ดอปเปลอร์แบบสัมพันธภาพของไอนสไตน์ และพบว่าเมื่อนำความเร็วที่คำนวณได้มาเขียนกราฟกับระยะห่างจะได้กราฟที่มีความชันคงที่ เรียกว่าความชันคงที่นี้ว่า ค่าคงที่ฮับเบิล (Hubble conslant : H ) และเรียกความสัมพันธ์อีกนี้ว่า กฎฮับเบิล (Hubble law)
ตามกฎฮับเบิล ที่เวลา 1/H ในอดีต ดาราจักรทั้งหมดจะอยู่ ณ ตำแหน่งเดียวกัน เวลา 1/H จึงถือเป็นอายุของเอกภพตามกฎฮับเบิล เรียกว่า เวลาฮับเบิล (Hubble time) อย่างไรก็ดี โปรดระลึกไว้ว่า เวลาฮับเบิลไม่ใช่อายุแท้จริงของเอกภพ เพราะการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมในดาราจักรเหล่านี้ไม่ได้เป็นไปตามปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ และเอกภพก็ไม่ได้ขยายตัวด้วยอัตราคงที่
4. บิ๊กแบง : ข้อเสนอของฮอยล์
จากการค้นพบของฮับเบิล ทำให้ในปีคริสตศักราช 1950s เฟร็ด ฮอยล์ (Fred Hoyle) นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษเสนอว่า “ถ้าขณะนี้เอกภพกำลังขยายตัว ดังนั้นหากเราย้อนเวลากลับไป นั่นหมายความว่าเอกภพต้องมีขนาดเล็กกว่าในปัจจุบันมากๆ” เอกภพจึงจำเป็นต้องมีจุดเริ่มต้น และที่จุดเริ่มต้นนั้นสสารและพลังงานจะอยู่รวมกันอย่างหนาแน่น เรียกว่า บิ๊กแบง
บิ๊กแบง ไม่ใช่การระเบิด เพราะเอกภพมีขนาดไม่จำกัด จึงไม่สามารถเกิดขึ้นที่จุดใดจุดหนึ่งได้ และการขยายตัวของเอกภพ จึงไม่ใช่การที่เอกภพมีขนาดใหญ่ขึ้นแต่หมายถึงการที่สสารในเอกภพกระจายตัวออกห่างกัน
หากเอกภพมีกำเนิดจากบิ๊กแบงตามทฤษฏี เอกภพก็ควรมีลักษณะ 3 ประการที่สังเกตได้ คือ ดาราจักรจะต้องมีค่าการเลื่อนทางแดง (Red shift : Z) ที่แปรผันตามระยะห่างองค์ประกอบทางเคมีของเอกภพจะต้องประกอบไปด้วยไฮโดรเจนร้อยละ 76 และฮีเลียมร้อยละ 25 โดยมวล และจะต้องมีผลของการเกิดบิ๊กแบงที่สังเกตได้ในทุกทิศทางของเอกภพ ซึ่งในขณะนั้นลักษณะประการที่หนึ่งและสองได้รับการค้นพบแล้ว
ส่วนลักษณะประการที่สามนั้นได้รับการยืนยันเมื่อคริสต์ศักราช 1965 เมื่อวิศวกรชาวอเมริกันสองคน คือ อาร์โน เพสเซียส (Arno Penzlas) และโรเบิร์ต วิลสัน (Robert wilson) ค้นพบสัญญาณกวนทั่วท้องฟ้าที่มีรูปแบบเหมือนกับการแผ่รังสีของวัตถุดำอุณหภูมิ 3 เดลวินที่เรียกว่าการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพ (Cosmic microwave background : CMB) โดยเราจะเรียกอุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพนี้ว่าอุณหภูมิของเอกภพ
จนถึงปัจจุบันก็ยังคงมีการศึกษาการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพโดยละเอียดขึ้นเรื่อยๆ เช่น ดาวเทียมโคบี (Cosmic background explorer : COBE) และดับเบิลแมป (Wikinson microwave anisotropy probe : WMAP) ซึ่งตรวจพบความไม่สม่ำเสมอของการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพที่แสดงถึงการก่อตัวของดาราจักรต่างๆ
อย่างไรก็ตาม แม้ว่าการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพจะเป็นหลักฐานที่สำคัญในการยืนยันทฤษฏีบิ๊กแบง แต่เมื่อสึกษษโดยละเอียดแล้วก็ยังเป็นหลักฐานหนึ่งที่แสดงถึงความไม่สมบูรณ์ของทฤษฏีบิ๊กแบงด้วย ซึ่งจะได้กล่าวในหัวข้อถัดไป
เอกภพวิทยา (Cosmology)
มนุษย์มีความพยายามในการอธิบายจุดกำเนิดและ
จุดสิ้นสุดของเอกภพมาตั้งแต่ครั้งโบราณกาล ตั้งแต่
โลกบนหลังเต่าของชาวอินเดียไปจนต้นไม้ใหญ่
ในตำนานของยุโรป ความรู้เกี่ยวกับเอกภพใน
ดาราศาสตร์สมัยใหม่ก็มีพัฒนาการมายาวนาน
ตามการค้นพบใหม่ๆ ที่เกิดขึ้น
เนื่องจากเอกภพประกอบด้วยทุกสิ่งทุกอย่าง เอกภพวิทยา (cosmology) จึงเป็นวิชาที่ว่าด้วยการศึกษาสรรพสิ่งทั้งมวลในเอกภพ อย่างไรก็ตามในบทนี้เราจะมุ่งศึกษาถึงต้นกำเนิดของตัวเอกภพเอง และคาดการณ์การดำเนินไปของเอกภพบนพื้นฐานของทฤษฏีเอกภพวิทยาในปัจจุบัน
เนื้อหาในบทนี้จะแบ่งออกเป็นสองส่วน ส่วนแรกจะกล่าวถึงพัฒนาการของทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภาพสมัยใหม่เพื่ออธิบายที่มาของทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภพในปัจจุบันและส่วนที่สองกล่าวถึงเหตุการณ์ต่างๆตั้งแต่เอกภพถือกำเนิดขึ้นตามทฤษฏีกำเนิดเอกภพในปัจจุบัน
พัฒนาการของทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภพ
เพราะว่าเอกภพมีขนาดใหญ่เป็นเกินกว่าจะสังเกตลักษณะโดยรวมได้โดยตรงนักดาราศาสตร์จึงต้องสร้างแบบจำลองของเอกภพตามข้อมูลจากการสังเกต เหมือนกับที่นักเคมีสร้างแบบจำลองอะตอมซึ่งเล็กเกินกว่าจะสังเกตได้ตามข้อมูลจากการทดลอง
เนื่องจากทฤษฏีเกี่ยวกับเอกภพเป็นการต่อยอดจากทฤษฏีเดิมด้วยผลการสังเกตใหม่ๆ การศึกษาในหัวข้อนี้จำเป็นอย่างยิ่งที่จะต้องศึกษาเรียงลำดับไปเพื่อความเข้าใจถึงที่มาของแนวคิดแต่ละอย่างถ่องแท้และลำดับความคิดได้อย่างชัดเจนไม่สับสน
1. เอกภพไม่มีขอบ : ข้อตกลงพื้นฐาน
การไมมีขอบเป็นลักษณะแรกของเอกภพที่ต้องตกลงกัน การตอบคำถามทำไมเอกภพจึงไม่มีขอบอกาจเป็นทั้งเรื่องง่ายที่สุดและยากที่สุดในเวลาเดียวกัน คำตอบของคำถามนี้ตั้งอยู่บนนิยามที่ว่า เอกภพคือทุกสิ่งทุกอย่าง ดังนั้นจึงเป็นไปไม่ได้ที่จะมีขอบของเอกภพ เพราะเมื่อทำเช่นนั้น จะเกิดคำอธิบายที่ขัดแย้งในตัวเองขึ้น เช่น ถ้ากล่าวว่าขอบของเอกภพเป็นที่ว่างก็จะเกิดข้อขัดแย้งที่ว่างก็เป็นส่วนหนึ่งของเอกภพหรือถ้ากล่าวว่าขอบของเอกภพเป็นกำแพงสสารก็จะเกิดข้อขัดแย้งว่าสสารก็เป็นส่วนหนึ่งของเอกภพเช่นเดียวกัน
การไม่มีขอบของเอกภพทำให้เอกภพไม่มีจุดศูนย์กลาง และทุกจุดในเอกภพมีความเท่าเทียมกัน ซึ่งทำให้เอกภพมีคุณสมบัติอีกสองประการ คือ มีความเป็นเนื้อเดียวกัน (Homogeneity) และมีความเหมือนกันในทุกทิศทาง (Isotropy) ซึ่งรวมเรียกว่าหลักพื้นฐานของเอกภพวิทยา (Cosmological principle)
นอกจากหลักพื้นฐานสองข้อดังกล่าวแล้ว เรายังจำเป็นต้องมีสมมติฐานเกี่ยวกับเอกภพอีกหนึ่งอย่างเพื่อให้สามารถศึกษาเกี่ยวกับเอกภพได้ คือ ความเป็นสากล (Universality) ที่กำหนดให้กฎทางฟิสิกส์เหมือนกันในทุกตำแหน่งในเอกภพและไม่เปลี่ยนแปลงตามเวลา ซึ่งทำให้เราสามารถนำกฎทางฟิสิกส์ที่ใช้บนโลกปัจจุบันไปใช้ในส่วนอื่น เวลาอื่นของเอกภพได้
2. เอกภพมีจุดเริ่มต้น : ปฏิทรรศน์ของโอลเบอร์
เมื่อเราได้ข้อสรุปแล้วว่เอกภพไม่มีขอบและมีขนาดเป็นอนันต์ เอกภพก็จำเป็นต้องมีจุดเริ่มต้น เพราะหากเอกภพไม่มีทั้งขอบและจุดเริ่มต้น ก็จะเกิดข้อขัดแย้งกับสภาพความเป็นจริง ซึ่งข้อขัดแย้งนี้รู้จักกันในชื่อปฏิทรรศน์ของโอลเบอร์ (Olber’s paradox)
เมื่อปีคริสต์ศักราช 1826 นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชาวออสเตรียชื่อไฮน์วิช โอลเบอร์ (Heinrich Olber) ได้เสนอปัญหาดังกล่าวไว้ว่า “ถ้าเอกภพมีขนาดเป็นอนันต์ และเสถียร ไม่ว่าจะมองไปจุดใดจะต้องมองเห็นดาวเต็มไปหมดโดยไม่มีช่องว่าง” ซึ่งจะทำให้ท้องฟ้าในตอนกลางคืนสว่างพอๆ กับดวงอาทิตย์ ซึ่งขัดแย้งกับความเป็นจริง
บางคนอาจแย้งว่าดาวจะปรากฏริบหรี่ลงเมื่อปรากฏห่างไกลออกไป แต่อย่าลืมว่าเมื่อดาวอยู่ไกลออกไปจะปรากฏขนาดเล็กลงไปด้วย ซึ่งจะทำให้มองเห็นดวงดาวในบริเวณนั้นมากขึ้น และมีผลหักล้างกับความริบหรี่ได้
ในคริสต์ศักราช 1848 เอ็ดการ์ อัลลัน โพ (Edgar Allan Poe) สามารถอธิบายปฏิทรรศน์นี้ได้โดยกล่าวว่า เอกภพมีอายุขณะหนึ่งทำให้แสงจากดาวที่อยู่ไกลมาๆ มีเวลาไม่พอที่จะเดินทางมาถึงเรา ดังนั้นเอกภพที่สังเกตได้ (Observable universe) จึงมีขนาดจำกัด
3. เอกภพกำลังขยายตัว : การค้นพบของฮับเบิล
คริสต์ศักราช 1929 เอ็ดวิน พี ฮับเบิล (Edwin P. Hubble) ได้วัดระยะห่างและอัตราการเคลื่อนที่ของดาราจักรต่างๆ การวัดอัตราการเคลื่อนที่โดยใช้ปรากฏการณ์
ดอปเปลอร์ของเขาพบว่า ดาราจักรที่อยู่ห่างไกลออกไปจะมีสเปกตรัมที่เลื่อนไปในทางคลื่นยาว (Redshift) มากขึ้น การค้นพบของเขาสามารถอธิบายได้ว่าเอกภพกำลังขยายตัว
อย่างไรก็ตาม ปรากฏการณ์เกิดขึ้นกับดาจักรเหล่านี้ไม่ใช่ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ เพราะมีกระบวนการที่แตกต่างกัน กล่าวคือ ดาราจักรปล่อยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ความยาวคลื่นหนึ่งออกมา และความยาวคลื่นนี้จะถูกยืดออกเพราะการขยายตัวของเอกภพระหว่างเดินทางผ่านอวกาศ อัตราการเพิ่มความยาวคลื่นจึงขึ้นกับระยะเวลาที่คลื่นนั้นเดินทางผ่านอวกาศซึ่งก็ขึ้นกับระยะทางนั้นเอง ดังนั้นการที่ดาราจักรที่อยู่ไกลมีการเลื่อนของความยาวคลื่นมากจึงมิได้หมายความว่าเอกภพในอดีตมีการขยายตัวเรียกว่าเอกภพในปัจจุบันการตีความแบบปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ ปรากฏการณ์ที่เกิดขึ้นกับดาราจักรเหล่านี้มีชื่อเรียกเฉพาะว่าการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยา (Cosmolgical redshifts)
เราอาจเปรียบเทียบการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยาว่าเหมือนใบไม้ที่ลอยออกห่างกันในน้ำที่เอ่อล้น ในขณะที่ปรากฏการณ์ดอปเปลอร์เปรียบเสมือนปลาที่ว่ายออกจากกันในน้ำนิ่ง
เนื่องจากยังไม่มีผู้ค้นพบความสัมพันธ์ที่แน่นอนระหว่างการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยากับความเร็ว การคำนวณความเร็วการเคลื่อนที่ของดาราจักรจากการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยาจึงยังไม่สามารถทำได้ แต่เมื่อครั้งที่ฮับเบิลค้นพบนั้นกระบวนการของการเลื่อนทางแดงทางเอกภพวิทยายังไม่เป็นที่เข้าใจ ฮับเบิล
จึงคำนวณความเร็ว การเคลื่อนที่ของกาแล็กซี่ด้วยสูตรปรากฏการณ์ดอปเปลอร์แบบสัมพันธภาพของไอนสไตน์ และพบว่าเมื่อนำความเร็วที่คำนวณได้มาเขียนกราฟกับระยะห่างจะได้กราฟที่มีความชันคงที่ เรียกว่าความชันคงที่นี้ว่า ค่าคงที่ฮับเบิล (Hubble conslant : H ) และเรียกความสัมพันธ์อีกนี้ว่า กฎฮับเบิล (Hubble law)
ตามกฎฮับเบิล ที่เวลา 1/H ในอดีต ดาราจักรทั้งหมดจะอยู่ ณ ตำแหน่งเดียวกัน เวลา 1/H จึงถือเป็นอายุของเอกภพตามกฎฮับเบิล เรียกว่า เวลาฮับเบิล (Hubble time) อย่างไรก็ดี โปรดระลึกไว้ว่า เวลาฮับเบิลไม่ใช่อายุแท้จริงของเอกภพ เพราะการเปลี่ยนแปลงสเปกตรัมในดาราจักรเหล่านี้ไม่ได้เป็นไปตามปรากฏการณ์ดอปเปลอร์ และเอกภพก็ไม่ได้ขยายตัวด้วยอัตราคงที่
4. บิ๊กแบง : ข้อเสนอของฮอยล์
จากการค้นพบของฮับเบิล ทำให้ในปีคริสตศักราช 1950s เฟร็ด ฮอยล์ (Fred Hoyle) นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษเสนอว่า “ถ้าขณะนี้เอกภพกำลังขยายตัว ดังนั้นหากเราย้อนเวลากลับไป นั่นหมายความว่าเอกภพต้องมีขนาดเล็กกว่าในปัจจุบันมากๆ” เอกภพจึงจำเป็นต้องมีจุดเริ่มต้น และที่จุดเริ่มต้นนั้นสสารและพลังงานจะอยู่รวมกันอย่างหนาแน่น เรียกว่า บิ๊กแบง
บิ๊กแบง ไม่ใช่การระเบิด เพราะเอกภพมีขนาดไม่จำกัด จึงไม่สามารถเกิดขึ้นที่จุดใดจุดหนึ่งได้ และการขยายตัวของเอกภพ จึงไม่ใช่การที่เอกภพมีขนาดใหญ่ขึ้นแต่หมายถึงการที่สสารในเอกภพกระจายตัวออกห่างกัน
หากเอกภพมีกำเนิดจากบิ๊กแบงตามทฤษฏี เอกภพก็ควรมีลักษณะ 3 ประการที่สังเกตได้ คือ ดาราจักรจะต้องมีค่าการเลื่อนทางแดง (Red shift : Z) ที่แปรผันตามระยะห่างองค์ประกอบทางเคมีของเอกภพจะต้องประกอบไปด้วยไฮโดรเจนร้อยละ 76 และฮีเลียมร้อยละ 25 โดยมวล และจะต้องมีผลของการเกิดบิ๊กแบงที่สังเกตได้ในทุกทิศทางของเอกภพ ซึ่งในขณะนั้นลักษณะประการที่หนึ่งและสองได้รับการค้นพบแล้ว
ส่วนลักษณะประการที่สามนั้นได้รับการยืนยันเมื่อคริสต์ศักราช 1965 เมื่อวิศวกรชาวอเมริกันสองคน คือ อาร์โน เพสเซียส (Arno Penzlas) และโรเบิร์ต วิลสัน (Robert wilson) ค้นพบสัญญาณกวนทั่วท้องฟ้าที่มีรูปแบบเหมือนกับการแผ่รังสีของวัตถุดำอุณหภูมิ 3 เดลวินที่เรียกว่าการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพ (Cosmic microwave background : CMB) โดยเราจะเรียกอุณหภูมิพื้นหลังของเอกภพนี้ว่าอุณหภูมิของเอกภพ
จนถึงปัจจุบันก็ยังคงมีการศึกษาการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพโดยละเอียดขึ้นเรื่อยๆ เช่น ดาวเทียมโคบี (Cosmic background explorer : COBE) และดับเบิลแมป (Wikinson microwave anisotropy probe : WMAP) ซึ่งตรวจพบความไม่สม่ำเสมอของการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพที่แสดงถึงการก่อตัวของดาราจักรต่างๆ
อย่างไรก็ตาม แม้ว่าการแผ่รังสีพื้นหลังของเอกภพจะเป็นหลักฐานที่สำคัญในการยืนยันทฤษฏีบิ๊กแบง แต่เมื่อสึกษษโดยละเอียดแล้วก็ยังเป็นหลักฐานหนึ่งที่แสดงถึงความไม่สมบูรณ์ของทฤษฏีบิ๊กแบงด้วย ซึ่งจะได้กล่าวในหัวข้อถัดไป