พลังงานมืด: การขยายตัวที่เร่งขึ้น

Linas Juozenas

การสังเกตซูเปอร์โนวาที่อยู่ไกลและแรงผลักลึกลับที่ขับเคลื่อนการเร่งความเร็วของจักรวาล

จุดเปลี่ยนที่น่าประหลาดใจในการวิวัฒนาการของจักรวาล

ตลอดศตวรรษที่ 20 นักจักรวาลวิทยาเชื่อว่าการขยายตัวของจักรวาล—ซึ่งเริ่มต้นจากบิ๊กแบง—กำลังชะลอตัวลงอย่างช้า ๆ เนื่องจากแรงดึงดูดของสสาร การถกเถียงหลักอยู่ที่ว่าจักรวาลจะขยายตัวตลอดไปหรือจะยุบตัวในที่สุด ขึ้นอยู่กับความหนาแน่นมวลรวมของมัน อย่างไรก็ตาม ในปี 1998 ทีมงานอิสระสองทีมที่ศึกษาซูเปอร์โนวาประเภท Type Ia ที่เรดชิฟต์สูงค้นพบสิ่งที่น่าทึ่ง: แทนที่จะชะลอตัว การขยายตัวของจักรวาลกลับ เร่งความเร็วขึ้น การเร่งความเร็วที่ไม่คาดคิดนี้ชี้ไปยังองค์ประกอบพลังงานใหม่—พลังงานมืด—ซึ่งประกอบประมาณ 68% ของความหนาแน่นพลังงานของจักรวาล

การมีอยู่ของพลังงานมืดได้เปลี่ยนแปลงมุมมองจักรวาลของเราอย่างลึกซึ้ง มันบ่งชี้ว่า ในระดับกว้าง มี แรงผลักดัน ที่บดบังแรงดึงดูดของสสาร ทำให้อัตราการขยายตัวเร่งขึ้น คำอธิบายที่ง่ายที่สุดคือ ค่าคงที่ทางจักรวาล (Λ) ซึ่งแทนพลังงานสุญญากาศของกาลอวกาศ แต่ทฤษฎีทางเลือกเสนอสนามสเกลาร์แบบไดนามิกหรือฟิสิกส์แปลกใหม่อื่น ๆ แม้ว่าเราจะสามารถวัดอิทธิพลของพลังงานมืดได้ แต่ธรรมชาติพื้นฐานของมันยังคงเป็นปริศนาสำคัญในจักรวาลวิทยา เน้นย้ำว่ามีอีกมากที่เรายังต้องเรียนรู้เกี่ยวกับชะตากรรมของจักรวาล

2. หลักฐานการสังเกตสำหรับการเร่งความเร็วของจักรวาล

2.1 ซูเปอร์โนวาประเภท Ia เป็นเทียนมาตรฐาน

นักดาราศาสตร์พึ่งพา ซูเปอร์โนวาประเภท Ia—ดาวแคระขาวที่ระเบิดในระบบคู่ดาว—เป็น “เทียนมาตรฐานที่ปรับได้” ความสว่างสูงสุดของพวกมัน หลังการปรับเทียบ มีความสม่ำเสมอเพียงพอที่การวัดความสว่างปรากฏเทียบกับเรดชิฟต์จะสามารถสรุประยะทางจักรวาลและประวัติการขยายตัวได้ ในช่วงปลายทศวรรษ 1990 ทีมค้นหาซูเปอร์โนวา High-z (นำโดย Adam Riess, Brian Schmidt) และ โครงการจักรวาลวิทยาซูเปอร์โนวา (นำโดย Saul Perlmutter) ค้นพบว่าซูเปอร์โนวาที่อยู่ไกล (~เรดชิฟต์ 0.5–0.8) ดูเหมือนจะ มืดกว่า ที่คาดไว้ภายใต้จักรวาลที่ชะลอตัวหรือแม้แต่จักรวาลที่เคลื่อนที่ด้วยความเร็วคงที่ การปรับแบบดีที่สุดชี้ให้เห็นการขยายตัวที่ เร่งขึ้น [1,2]

2.2 CMB และโครงสร้างขนาดใหญ่

การสังเกตการณ์ต่อเนื่องจากดาวเทียม WMAP และ Planck ของความไม่สม่ำเสมอใน พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล ให้พารามิเตอร์จักรวาลที่แม่นยำ ยืนยันว่าสสารเพียงอย่างเดียว (มืด + บาไรออน) คิดเป็น ~31% ของความหนาแน่นวิกฤต และ พลังงานมืด หรือ “Λ” ที่ลึกลับคิดเป็นส่วนที่เหลือ (~69%) การสำรวจโครงสร้างขนาดใหญ่ (เช่น Sloan Digital Sky Survey) ยังติดตามการสั่นสะเทือนอะคูสติกของบาไรออน เปิดเผยความสอดคล้องกับการขยายตัวที่เร่งขึ้น ข้อมูลเหล่านี้รวมกันเป็นแบบจำลอง ΛCDM: จักรวาลที่มี ~5% สสารบาไรออน, ~26% สสารมืด และ ~69% พลังงานมืด [3,4]

2.3 การสั่นสะเทือนอะคูสติกของบาไรออนและอัตราการเติบโต

การสั่นสะเทือนอะคูสติกของบาไรออน (BAO) ที่ประทับบนการจัดกลุ่มของกาแล็กซีในระดับใหญ่ทำหน้าที่เป็น “ไม้บรรทัดมาตรฐาน” วัดการขยายตัวในยุคต่าง ๆ รูปแบบของมันยังบ่งชี้ว่าในช่วงไม่กี่พันล้านปีที่ผ่านมา การขยายตัวได้เร่งขึ้น ลดอัตราการเติบโตของโครงสร้างจักรวาลเมื่อเทียบกับสถานการณ์ที่มีแต่สสารเป็นตัวกำหนด หลายหลักฐานเหล่านี้บรรจบกันที่ข้อสรุปเดียวกัน: มีองค์ประกอบเร่งความเร็วที่เอาชนะการชะลอตัวของสสาร

3. ค่าคงที่จักรวาล: คำอธิบายที่ง่ายที่สุด

3.1 Λ ของไอน์สไตน์และพลังงานสุญญากาศ

อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ แนะนำค่าคงที่จักรวาล Λ ในปี 1917 โดยเริ่มแรกเพื่อหาวิธีแก้จักรวาลนิ่ง เมื่อการขยายตัวของฮับเบิลถูกค้นพบ ไอน์สไตน์ถูกกล่าวว่าปฏิเสธ Λ ว่าเป็น “ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุด” อย่างไรก็ตาม อย่างน่าขัน Λ กลับฟื้นคืนมาเป็นผู้สมัครหลักสำหรับการเร่งความเร็วของจักรวาล—พลังงานสุญญากาศ ที่มี สมการสถานะ (p = -ρc²) ซึ่งให้แรงดันลบและผลกระทบแรงโน้มถ่วงผลักไส หาก Λ เป็นค่าคงที่จริง มันจะทำให้เกิดการขยายตัวแบบทวีคูณในอนาคตไกล จนถึงขั้นตอน “de Sitter” ที่ความหนาแน่นของสสารกลายเป็นสิ่งที่ไม่สำคัญ

3.2 ขนาดและการปรับแต่งละเอียด

ความหนาแน่นพลังงานมืดที่สังเกตได้อยู่ในระดับ ρ_Λ ≈ (10^-12 GeV)⁴ ทฤษฎีสนามควอนตัมทำนายพลังงานสุญญากาศที่มีขนาดใหญ่กว่าหลายเท่า ทำให้เกิด ปัญหาค่าคงที่จักรวาล ที่มีชื่อเสียง: ทำไม Λ ที่วัดได้จึงเล็กมากเมื่อเทียบกับพลังงานสุญญากาศระดับแผนก์? การแก้ปัญหาที่พยายามทำ (เช่น การยกเลิกโดยกลไกที่ไม่รู้จัก) ยังคงไม่สมบูรณ์หรือไม่น่าพอใจ นี่เป็นหนึ่งในปริศนาการปรับแต่งละเอียดที่ใหญ่ที่สุดในฟิสิกส์ทฤษฎี

4. พลังงานมืดไดนามิก: Quintessence และทางเลือกอื่น

4.1 สนาม Quintessence

แทนที่จะเป็นค่าคงที่อย่างเคร่งครัด บางคนเสนอ สนามสเกลาร์ไดนามิก φ ที่มีศักย์ V(φ) ซึ่งพัฒนาไปตามเวลาจักรวาล—มักเรียกว่า “quintessence” สมการสถานะ w = p / ρ สามารถเบี่ยงเบนจาก -1 (ค่าของค่าคงที่จักรวาลบริสุทธิ์) การสังเกตวัด w ≈ -1 ± 0.05 ในปัจจุบัน เปิดโอกาสให้มีการเบี่ยงเบนเล็กน้อยจาก -1 หาก w เปลี่ยนแปลงตามเวลา เราอาจเห็นการเปลี่ยนแปลงในอัตราการขยายตัวในอนาคต แต่ยังไม่มีหลักฐานสังเกตที่ชัดเจนสำหรับ w ที่เปลี่ยนแปลงตามเวลา

4.2 พลังงานผีหรือ k-Essence

บางโมเดลแปลกใหม่เสนอ w < -1 (“พลังงานผี”) ซึ่งนำไปสู่สถานการณ์ “big rip” ที่การขยายตัวของจักรวาลเร่งจนทำลายอะตอมในที่สุด หรือทฤษฎี “k-essence” ที่รวมเทอมจลน์นอนแคนอนิคัล ทั้งหมดนี้ยังคงเป็นการคาดเดา ทดสอบโดยการเปรียบเทียบประวัติการขยายตัวของจักรวาลที่ทำนายกับข้อมูลซูเปอร์โนวา BAO และ CMB ซึ่งไม่มีข้อมูลใดที่ชี้ชัดว่ามีทางเลือกที่ดีกว่า Λ ที่เกือบคงที่

4.3 แรงโน้มถ่วงที่ปรับเปลี่ยน

อีกวิธีหนึ่งคือการปรับเปลี่ยน สัมพัทธภาพทั่วไป ในระดับใหญ่แทนการแนะนำพลังงานมืด มิติพิเศษ ทฤษฎี f(R) หรือสถานการณ์ braneworld อาจทำให้เกิดการเร่งตัวอย่างมีประสิทธิภาพ อย่างไรก็ตาม การประสานการทดสอบความแม่นยำในระบบสุริยะกับข้อมูลจักรวาลเป็นเรื่องท้าทาย ปัจจุบัน ไม่มีการปรับเปลี่ยนใดที่แสดงความเหนือกว่าของ Λ ในการจับคู่กับการสังเกตการณ์ที่หลากหลาย

5. ปริศนา “ทำไมตอนนี้?” และความบังเอิญ

5.1 ความบังเอิญในจักรวาล

สัดส่วนของความหนาแน่นพลังงานในพลังงานมืดเริ่มมีอิทธิพลมากขึ้นในช่วงไม่กี่พันล้านปีที่ผ่านมา—ทำไมจักรวาลถึงเร่งตัวในตอนนี้ แทนที่จะเป็นก่อนหน้านี้หรือต่อไป? “ปัญหาความบังเอิญ” นี้ชี้ให้เห็นถึงเหตุผลเชิงมนุษยนิยม (ผู้สังเกตการณ์ที่มีสติปัญญาปรากฏขึ้นประมาณช่วงเวลาที่สสารและ Λ มีขนาดใกล้เคียงกัน) หรือฟิสิกส์ที่ยังไม่ค้นพบซึ่งกำหนดช่วงเวลาสำหรับการเริ่มต้นของพลังงานมืด โมเดลมาตรฐาน ΛCDM ไม่ได้แก้ปริศนานี้โดยตรงแต่รองรับมันภายใต้มุมมองเชิงมนุษยนิยมกว้างๆ

5.2 หลักการแอนโทรปิกและมัลติเวิร์ส

บางคนโต้แย้งว่าหาก Λ มีค่ามากกว่านี้มาก การก่อตัวของโครงสร้างจะไม่เกิดขึ้นก่อนที่การขยายตัวอย่างรวดเร็วจะเอาชนะการรวมตัวของสสาร; หาก Λ เป็นค่าลบหรือน้อยกว่า เราจะมีเส้นเวลาจักรวาลที่แตกต่างกัน หลักการแอนโทรปิก กล่าวว่าเราพบ Λ ในช่วงแคบที่อนุญาตให้กาแล็กซีและผู้สังเกตการณ์มีอยู่ได้ เมื่อรวมกับแนวคิด มัลติเวิร์ส แต่ละภูมิภาคอาจมีพลังงานสุญญากาศที่แตกต่างกัน และเราอาศัยอยู่ในภูมิภาคที่ส่งเสริมความซับซ้อน แม้จะเป็นการคาดเดา แต่นี่เป็นวิธีหนึ่งในการอธิบายความบังเอิญที่ดูเหมือนจะเกิดขึ้น

6. ผลกระทบต่ออนาคตของจักรวาล

6.1 การเร่งอย่างนิรันดร์?

หากพลังงานมืดยังคงเป็นค่าคงที่ Λ การขยายตัวของจักรวาลจะเร่งแบบเอ็กซ์โพเนนเชียล กาแล็กซีที่ไม่ได้ถูกแรงโน้มถ่วงผูกมัด (เช่น นอกกลุ่มท้องถิ่นของเรา) จะถอยห่างออกไปเกินขอบฟ้าจักรวาลในที่สุด ทิ้งไว้เพียง "จักรวาลเกาะ" ของโครงสร้างท้องถิ่น ในช่วงเวลาหลายสิบพันล้านปี โครงสร้างจักรวาลที่อยู่นอกขอบฟ้านั้นจะหายไปจากสายตา แยกกาแล็กซีท้องถิ่นออกจากกาแล็กซีที่อยู่ไกลออกไปอย่างมีประสิทธิภาพ

6.2 สถานการณ์อื่นๆ

ควินเทสเซนซ์แบบไดนามิก: หาก w > -1 การขยายตัวในอนาคตจะช้ากว่าการขยายแบบเอ็กซ์โพเนนเชียล อาจเข้าใกล้สถานะเดอซิตเตอร์แต่ไม่รวดเร็วเท่า
พลังงานแฟนท่อม (w < -1): จักรวาลอาจสิ้นสุดใน "big rip" ซึ่งการขยายตัวในที่สุดจะเอาชนะระบบที่ถูกผูกมัดไว้ (กาแล็กซี, ระบบสุริยะ, อะตอม) ข้อมูลการสังเกตเล็กน้อยไม่สนับสนุนพฤติกรรมแฟนท่อมที่รุนแรงแต่ก็ไม่ปฏิเสธอย่างเต็มที่
การสลายตัวของสุญญากาศ: หากพลังงานสุญญากาศเป็นสถานะกึ่งเสถียร อาจเปลี่ยนสถานะไปยังสุญญากาศที่มีพลังงานต่ำกว่าโดยอัตโนมัติ—ซึ่งเป็นภัยพิบัติสำหรับฟิสิกส์ท้องถิ่น เป็นการคาดเดาที่สุดโต่งแต่ไม่ขัดต่อฟิสิกส์ที่รู้จัก

7. การค้นหาปัจจุบันและในอนาคต

7.1 การสำรวจจักรวาลวิทยาความแม่นยำสูง

การสำรวจเช่น DES (Dark Energy Survey), eBOSS, Euclid (ESA) และ Vera C. Rubin Observatory (LSST) ที่กำลังจะมาถึง วัดกาแล็กซีเป็นพันล้านดวง ปรับปรุงประวัติการขยายตัวผ่านซูเปอร์โนวา, BAO, เลนส์อ่อน และการเติบโตของโครงสร้าง โดยการตรวจสอบพารามิเตอร์สมการสถานะ w พวกเขาตั้งเป้าที่จะดูว่ามันแตกต่างจาก -1 หรือไม่ ความแม่นยำประมาณ 1% หรือน้อยกว่านั้นใน w อาจเผยเบาะแสเล็กน้อยว่า พลังงานมืดเป็นค่าคงที่จริงหรือเป็นแบบไดนามิก

7.2 คลื่นความโน้มถ่วงและการสื่อสารหลายสัญญาณ

การสังเกตคลื่นความโน้มถ่วงในอนาคตของ standard sirens (ดาวนิวตรอนที่รวมตัวกัน) สามารถวัดการขยายตัวของจักรวาลได้อย่างอิสระจากวิธีการทางแม่เหล็กไฟฟ้า เมื่อรวมกับสัญญาณแม่เหล็กไฟฟ้า standard sirens อาจช่วยจำกัดข้อจำกัดเกี่ยวกับวิวัฒนาการของพลังงานมืดได้อย่างเข้มงวดขึ้น เช่นเดียวกับการถ่ายภาพ 21 ซม. ของยุครุ่งอรุณจักรวาลหรือยุคการรีไอออนไนเซชัน อาจช่วยวัดการขยายตัวของจักรวาลที่เรดชิฟต์สูง ทดสอบแบบจำลองพลังงานมืดได้อย่างละเอียดมากขึ้น

7.3 ความก้าวหน้าทางทฤษฎี?

การแก้ปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาหรือการค้นพบพื้นฐานไมโครฟิสิกส์ที่น่าสนใจสำหรับ quintessence อาจมาจากกรอบทฤษฎีแรงโน้มถ่วงควอนตัมขั้นสูงหรือทฤษฎีสตริง หรือไม่ก็หลักการสมมาติใหม่ (เช่น supersymmetry แม้จะยังไม่พบที่ LHC) หรือข้อโต้แย้งแอนโทรปิกอาจช่วยชี้แจงความเล็กน้อยของพลังงานมืด หากมีการตรวจจับโดยตรงของ “การกระตุ้นพลังงานมืด” หรือแรงที่ห้าที่เกิดขึ้น (แม้จะยังไม่มีเลย) นั่นจะปฏิวัติวิธีการของเรา

8. บทสรุป

พลังงานมืด ถือเป็นหนึ่งในปริศนาที่ลึกซึ้งที่สุดในจักรวาลวิทยา: ส่วนประกอบ ที่ผลักดัน การ ขยายตัวที่เร่งตัว ซึ่งถูกค้นพบอย่างไม่คาดคิดผ่านการสังเกต ซูเปอร์โนวา Type Ia ที่อยู่ไกล ในช่วงปลายทศวรรษ 1990 โดยมีข้อมูลสนับสนุนมากมาย—CMB, BAO, lensing, และการเติบโตของโครงสร้าง—พลังงานมืดประกอบเป็น ~68–70% ของงบประมาณพลังงานของจักรวาลภายใต้โมเดล ΛCDM มาตรฐาน ตัวเลือกที่ง่ายที่สุดคือ ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา ซึ่งสอดคล้องกับข้อมูลที่มีอยู่แต่ก่อให้เกิดปริศนาทางทฤษฎีเช่น ปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา และความบังเอิญทางแอนโทรปิก

แนวคิดทางเลือก (quintessence, แก้ไขแรงโน้มถ่วง, holographic scenarios) ยังคงเป็นการคาดเดาแต่กำลังอยู่ระหว่างการศึกษาวิจัยอย่างเข้มข้น แคมเปญการสังเกตที่วางแผนไว้ในทศวรรษ 2020 และต่อไป— Euclid, LSST, Roman Space Telescope—จะช่วยปรับปรุงข้อจำกัดเกี่ยวกับสมการสถานะของพลังงานมืด อาจเผยให้เห็นว่าการเร่งตัวของจักรวาลนั้นคงที่จริงในเวลา หรือบ่งชี้ถึงฟิสิกส์ใหม่ การแก้ปริศนาพลังงานมืดจะช่วยชี้แจงไม่เพียงแค่ชะตากรรมของจักรวาล (การขยายตัวนิรันดร์, การฉีกขาดครั้งใหญ่, หรืออย่างอื่น) แต่ยังรวมถึงความสัมพันธ์ระหว่างสนามควอนตัม, แรงโน้มถ่วง และธรรมชาติพื้นฐานของกาลอวกาศ โดยสรุป การไขปริศนาพลังงานมืดเป็นก้าวสำคัญในเรื่องราวนักสืบจักรวาลเกี่ยวกับวิธีที่จักรวาลของเราพัฒนา ดำรงอยู่ และอาจจะหายไปในที่สุดเมื่อการเร่งตัวพาแกแล็กซีที่อยู่ไกลออกไปพ้นขอบฟ้าของเรา

บรรณานุกรมและการอ่านเพิ่มเติม

Riess, A. G., et al. (1998). “หลักฐานจากการสังเกตซูเปอร์โนว่าสำหรับจักรวาลที่เร่งตัวและค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
Perlmutter, S., et al. (1999). “การวัด Ω และ Λ จากซูเปอร์โนวาที่มีเรดชิฟต์สูง 42 ดวง.” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
Planck Collaboration (2018). “ผลลัพธ์ Planck 2018. VI. พารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
Weinberg, S. (1989). “ปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา.” Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.
Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). “พลังงานมืดและจักรวาลที่เร่งตัว.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา