Dark Energy: The Enigma Driving Cosmic Acceleration

พลังงานมืด: ปริศนาที่ขับเคลื่อนการเร่งความเร็วของจักรวาล

พลังงานมืดเป็นองค์ประกอบลึกลับของจักรวาลที่ทำให้การขยายตัวของจักรวาลเร่งความเร็ว แม้ว่าจะประกอบเป็นส่วนใหญ่ของความหนาแน่นพลังงานรวมของจักรวาล แต่ธรรมชาติที่แท้จริงของมันยังคงเป็นหนึ่งในคำถามที่ยังไม่ได้รับการแก้ไขที่ใหญ่ที่สุดในฟิสิกส์และจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ ตั้งแต่การค้นพบในปลายทศวรรษ 1990 ผ่านการสังเกต supernovae ที่อยู่ไกล พลังงานมืดได้เปลี่ยนความเข้าใจของเราเกี่ยวกับวิวัฒนาการของจักรวาลและกระตุ้นการวิจัยอย่างเข้มข้นทั้งในด้านทฤษฎีและการสังเกตการณ์

ในบทความนี้ เราจะสำรวจ:

  • บริบททางประวัติศาสตร์และค่าคงที่ทางจักรวาล
  • หลักฐานจาก Type Ia Supernovae
  • เครื่องมือเสริม: CMB และโครงสร้างขนาดใหญ่
  • ธรรมชาติของพลังงานมืด: ΛCDM และทางเลือกอื่นๆ
  • ความตึงเครียดจากการสังเกตและการถกเถียงปัจจุบัน
  • โอกาสและการทดลองในอนาคต
  • ข้อคิดสรุป

1. บริบททางประวัติศาสตร์และค่าคงที่ทางจักรวาล

1.1 “ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุด” ของไอน์สไตน์

ในปี 1917 ทันทีหลังจากการกำหนด General Relativity Albert Einstein ได้แนะนำคำที่เรียกว่า cosmological constant (Λ) ในสมการสนามของเขา [1] ในเวลานั้น ความเชื่อที่แพร่หลายคือจักรวาลที่นิ่งและเป็นนิรันดร์ ไอน์สไตน์เพิ่ม Λ เพื่อชดเชยแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วงในระดับจักรวาล—เพื่อให้ได้คำตอบที่นิ่ง แต่ในปี 1929 Edwin Hubble แสดงให้เห็นว่ากาแล็กซีเคลื่อนห่างจากเรา ซึ่งบ่งชี้ว่าจักรวาลกำลังขยายตัว ไอน์สไตน์ภายหลังรายงานว่าเรียกค่าคงที่ทางจักรวาลว่า “ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุด” ของเขา โดยเชื่อว่ามันไม่จำเป็นเมื่อยอมรับจักรวาลที่ขยายตัวแล้ว

1.2 สัญญาณเบื้องต้นของ Λ ที่ไม่เป็นศูนย์

แม้จะมีความเสียใจของไอน์สไตน์ ความคิดเรื่องค่าคงที่ทางจักรวาลที่ไม่เป็นศูนย์ก็ไม่ได้หายไป ในช่วงหลายทศวรรษถัดมา นักฟิสิกส์ได้พิจารณามันในบริบทของ quantum field theory ซึ่งพลังงานสุญญากาศสามารถมีส่วนร่วมในความหนาแน่นพลังงานของอวกาศเอง อย่างไรก็ตาม จนถึงปลายศตวรรษที่ 20 ยังไม่มีหลักฐานสังเกตการณ์ที่ชัดเจนว่าการขยายตัวของจักรวาลกำลังเร่งความเร็ว—ดังนั้น Λ จึงยังคงเป็นความเป็นไปได้ที่น่าสนใจมากกว่าความจริงที่ได้รับการยืนยันแน่นอน

2. หลักฐานจาก Type Ia Supernovae

2.1 จักรวาลที่เร่งความเร็ว (ปลายทศวรรษ 1990)

ในช่วงปลายทศวรรษ 1990 ความร่วมมืออิสระสองกลุ่ม—High-Z Supernova Search Team และ Supernova Cosmology Project—กำลังวัดระยะทางไปยัง Type Ia supernovae ที่อยู่ไกล เหล่า supernovae เหล่านี้ทำหน้าที่เป็น “standard candles” (หรืออย่างแม่นยำกว่านั้นคือ standardizable candles) เพราะความสว่างภายในของพวกมันสามารถสันนิษฐานได้จากกราฟแสงของพวกมัน

นักวิทยาศาสตร์คาดว่าจะเห็นว่าอัตราการขยายตัวของจักรวาลกำลังชะลอตัวภายใต้แรงโน้มถ่วง แต่กลับพบว่าซูเปอร์โนวาที่อยู่ไกล มืดกว่าที่คาด—บ่งชี้ว่าพวกมันอยู่ไกลกว่าที่คาดการณ์โดยแบบจำลองที่ชะลอการขยายตัว ข้อสรุปที่น่าตกใจ: การขยายตัวของจักรวาลกำลังเร่งความเร็ว [2, 3]

ผลลัพธ์สำคัญ: ต้องมีผลกระทบที่ผลักดันเหมือน “แรงต้านแรงโน้มถ่วง” ที่เอาชนะการชะลอการขยายตัวของจักรวาล ซึ่งปัจจุบันเรียกกันอย่างกว้างขวางว่า dark energy

2.2 การยอมรับรางวัลโนเบล

การค้นพบที่เปลี่ยนแปลงนี้นำไปสู่รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ปี 2011 ที่มอบให้กับ Saul Perlmutter, Brian Schmidt และ Adam Riess สำหรับการค้นพบจักรวาลที่เร่งความเร็ว ในชั่วข้ามคืน พลังงานมืดเปลี่ยนจากแนวคิดสมมุติฐานเป็นคุณลักษณะสำคัญของแบบจำลองจักรวาลวิทยาของเรา

3. การตรวจสอบเสริม: CMB และโครงสร้างขนาดใหญ่

3.1 Cosmic Microwave Background (CMB)

ไม่นานหลังจากความก้าวหน้าของซูเปอร์โนวา การทดลอง balloon-borne เช่น BOOMERanG และ MAXIMA ตามด้วยภารกิจดาวเทียมอย่าง WMAP และ Planck ได้ให้การวัดที่แม่นยำอย่างยิ่งของ Cosmic Microwave Background (CMB) การสังเกตเหล่านี้แสดงให้เห็นว่าจักรวาล เกือบแบนเชิงพื้นที่—นั่นคือ พารามิเตอร์ความหนาแน่นพลังงานรวม Ω ≈ 1 อย่างไรก็ตาม เนื้อหาสสาร (ทั้งบาเรียลและมืด) มีเพียงประมาณ Ωm ≈ 0.3

นัยสำคัญ: เพื่อให้ถึง Ωtotal = 1 ต้องมีส่วนประกอบอีกอย่างหนึ่ง—พลังงานมืด—ที่มีส่วนประมาณ ΩΛ ≈ 0.7 [4, 5]

3.2 Baryon Acoustic Oscillations (BAO)

Baryon acoustic oscillations (BAO) ในการกระจายตัวของกาแล็กซีให้การตรวจสอบอิสระอีกทางหนึ่งของการขยายตัวของจักรวาล โดยการเปรียบเทียบขนาดที่สังเกตได้ของ “คลื่นเสียง” เหล่านี้ที่ประทับในโครงสร้างขนาดใหญ่ที่ระดับเรดชิฟต์ต่างๆ นักดาราศาสตร์สามารถสร้างภาพการเปลี่ยนแปลงของการขยายตัวเมื่อเวลาผ่านไป ผลลัพธ์จากการสำรวจเช่น SDSS (Sloan Digital Sky Survey) และ eBOSS สอดคล้องกับการค้นพบจากซูเปอร์โนวาและ CMB: จักรวาลที่ถูกครอบงำโดยส่วนประกอบพลังงานมืดที่ขับเคลื่อนการเร่งความเร็วในช่วงปลายเวลา [6]

4. ธรรมชาติของพลังงานมืด: ΛCDM และทางเลือกอื่นๆ

4.1 ค่าคงที่จักรวาล

แบบจำลองที่ง่ายที่สุดสำหรับพลังงานมืดคือ cosmological constant Λ ในภาพนี้ พลังงานมืดเป็นความหนาแน่นพลังงานคงที่ที่แทรกซึมทั่วทั้งอวกาศ ซึ่งนำไปสู่อัตราสมการสถานะพารามิเตอร์ w = p/ρ = −1 โดยที่ p คือความดันและ ρ คือความหนาแน่นพลังงาน ส่วนประกอบดังกล่าวทำให้เกิดการขยายตัวเร่งความเร็วตามธรรมชาติ ΛCDM model (Lambda Cold Dark Matter) เป็นกรอบจักรวาลวิทยาที่ได้รับความนิยมซึ่งรวมทั้งสสารมืด (CDM) และพลังงานมืด (Λ)

4.2 พลังงานมืดแบบไดนามิก

แม้จะประสบความสำเร็จ Λ ก็ยังสร้างปริศนาทางทฤษฎี โดยเฉพาะ ปัญหาค่าคงที่จักรวาล—ซึ่งทฤษฎีสนามควอนตัมทำนายความหนาแน่นพลังงานสุญญากาศที่สูงกว่าที่สังเกตได้หลายเท่า สิ่งนี้จึงเป็นแรงจูงใจให้เกิดทฤษฎีทางเลือก:

  • Quintessence: สนามสเกลาร์ที่ค่อยๆ เคลื่อนที่โดยมีความหนาแน่นพลังงานที่เปลี่ยนแปลง
  • Phantom Energy: สนามที่มี w < −1
  • k-essence: การขยายของ quintessence ที่มีเทอมจลน์ที่ไม่เป็นมาตรฐาน

4.3 แรงโน้มถ่วงที่ปรับเปลี่ยน

แทนที่จะเพิ่มองค์ประกอบพลังงานใหม่ นักฟิสิกส์บางคนเสนอการเปลี่ยนแปลงแรงโน้มถ่วงในระดับใหญ่ เช่น ทฤษฎี f(R), DGP branes หรือการปรับเปลี่ยนอื่นๆ ของ สัมพัทธภาพทั่วไป แม้แบบจำลองเหล่านี้บางครั้งจะเลียนแบบผลของพลังงานมืดได้ แต่ก็ต้องผ่านการทดสอบแรงโน้มถ่วงในท้องถิ่นอย่างเข้มงวดและต้องสอดคล้องกับข้อมูลจากการก่อตัวของโครงสร้าง เลนส์ และการสังเกตอื่นๆ

5. ความตึงเครียดจากการสังเกตและการถกเถียงปัจจุบัน

5.1 ความตึงเครียดของฮับเบิล

เมื่อการวัด ค่าคงที่ฮับเบิล (H0) มีความแม่นยำมากขึ้น ความแตกต่างก็เกิดขึ้น ข้อมูลจากดาวเทียม Planck (โดยการคาดการณ์จาก CMB ภายใต้ ΛCDM) แสดงว่า H0 ≈ 67.4 ± 0.5 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก ในขณะที่การวัดระยะทางในท้องถิ่น (เช่น ความร่วมมือ SH0ES) พบว่า H0 ≈ 73 ความตึงเครียดประมาณ ~5σ นี้อาจบ่งชี้ถึง ฟิสิกส์ใหม่ ในภาคพลังงานมืด หรือความละเอียดอื่นๆ ที่แบบจำลองมาตรฐานไม่สามารถจับได้ [7]

5.2 การบิดเบี้ยวของจักรวาลและการเติบโตของโครงสร้าง

การสำรวจเลนส์โน้มถ่วงอ่อน ซึ่งทำแผนที่การเติบโตของโครงสร้างขนาดใหญ่ บางครั้งแสดงความไม่สอดคล้องเล็กน้อยกับความคาดหวังของ ΛCDM ที่อิงจากพารามิเตอร์ที่ได้จาก CMB ความแตกต่างเหล่านี้ แม้จะไม่ชัดเจนเท่าความตึงเครียดของฮับเบิล แต่ก็กระตุ้นการอภิปรายเกี่ยวกับการปรับเปลี่ยนพลังงานมืดหรือฟิสิกส์นิวตริโน หรือระบบย่อยที่ละเอียดอ่อนในการวิเคราะห์ข้อมูล

6. โอกาสและการทดลองในอนาคต

6.1 ภารกิจอวกาศที่กำลังจะมาถึง

Euclid (ESA): วางแผนที่จะวัดรูปร่างและเรดชิฟต์ของกาแล็กซีในพื้นที่กว้างของท้องฟ้า เพื่อปรับปรุงข้อจำกัดเกี่ยวกับสมการสถานะของพลังงานมืดและการก่อตัวของโครงสร้างขนาดใหญ่

กล้องโทรทรรศน์อวกาศ Nancy Grace Roman (NASA): จะทำการถ่ายภาพและสเปกโทรสโกปีในพื้นที่กว้างเพื่อศึกษาการสั่นสะเทือนของ BAO และเลนส์โน้มถ่วงอ่อนด้วยความแม่นยำที่ไม่เคยมีมาก่อน

6.2 การสำรวจภาคพื้นดิน

หอดูดาว Vera C. Rubin (Legacy Survey of Space and Time, LSST): จะทำแผนที่กาแล็กซีพันล้านดวง โดยวัดสัญญาณเลนส์โน้มถ่วงอ่อนและอัตราซูเปอร์โนวาในระดับความลึกใหม่

DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument): จะให้การวัดเรดชิฟต์ที่แม่นยำสำหรับกาแล็กซีและควาซาร์นับล้าน

6.3 ความก้าวหน้าทางทฤษฎี

นักฟิสิกส์ยังคงปรับปรุงแบบจำลองของ dark energy โดยเฉพาะทฤษฎีที่คล้าย quintessence ซึ่งอนุญาตให้ w(z) เปลี่ยนแปลงได้ ความพยายามในการรวมแรงโน้มถ่วงและกลศาสตร์ควอนตัม (ทฤษฎีสตริง, loop quantum gravity ฯลฯ) อาจให้ข้อมูลเชิงลึกที่ลึกซึ้งยิ่งขึ้นเกี่ยวกับพลังงานสุญญากาศ การเบี่ยงเบนที่ชัดเจนจาก w = −1 จะเป็นการค้นพบที่สำคัญ ชี้ไปสู่ฟิสิกส์พื้นฐานใหม่อย่างแท้จริง

7. ข้อคิดสรุป

มากกว่า 70% ของพลังงานในจักรวาลดูเหมือนจะอยู่ในรูปแบบของ dark energy แต่เรายังคงขาดความเข้าใจที่ชัดเจนว่ามันคืออะไร ตั้งแต่ Einstein’s cosmological constant ไปจนถึงผลลัพธ์ซูเปอร์โนวาที่น่าทึ่งในปี 1998 และการวัดโครงสร้างจักรวาลอย่างแม่นยำอย่างต่อเนื่อง dark energy ได้กลายเป็นรากฐานของจักรวาลวิทยาศตวรรษที่ 21 และเป็นประตูสู่ฟิสิกส์ที่อาจปฏิวัติวงการ

The quest to decipher dark energy exemplifies how cutting-edge observations and theoretical ingenuity intersect. As powerful new telescopes and experiments come online—measuring ever more distant supernovae, mapping galaxies with unprecedented detail, and monitoring the CMB with exquisite precision—scientists stand at the threshold of major discoveries. Whether the answer is a simple cosmological constant, a dynamic scalar field, or modified laws of gravity, solving the dark energy mystery will forever change our understanding of the universe and the fundamental nature of spacetime.

References and Further Reading

Einstein, A. (1917). “Kosmologische Betrachtungen zur allgemeinen Relativitätstheorie.” Sitzungsberichte der Königlich Preußischen Akademie der Wissenschaften, 142–152.

Riess, A. G., et al. (1998). “หลักฐานจากการสังเกตซูเปอร์โนว่าสำหรับจักรวาลที่เร่งความเร็วและค่าคงที่จักรวาลวิทยา.” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.

Perlmutter, S., et al. (1999). “การวัด Ω และ Λ จากซูเปอร์โนวาที่มีเรดชิฟต์สูง 42 ดวง.” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.

de Bernardis, P., et al. (2000). “จักรวาลแบนราบจากแผนที่ความละเอียดสูงของรังสีไมโครเวฟพื้นหลังจักรวาล.” Nature, 404, 955–959.

Spergel, D. N., et al. (2003). “การสังเกตการณ์ปีแรกของ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP): การกำหนดพารามิเตอร์จักรวาลวิทยา.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 148, 175–194.

Eisenstein, D. J., et al. (2005). “การตรวจจับจุดสูงสุดอะคูสติกของบาไรออนในฟังก์ชันความสัมพันธ์ขนาดใหญ่ของ SDSS Luminous Red Galaxies.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.

Riess, A. G., et al. (2019). “Large Magellanic Cloud Cepheid Standards Provide a 1% Foundation for the Determination of the Hubble Constant and Stronger Evidence for Physics beyond ΛCDM.” The Astrophysical Journal, 876, 85.

แหล่งข้อมูลเพิ่มเติม

Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). “Dark Energy and the Accelerating Universe.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.

Weinberg, S. (1989). “The Cosmological Constant Problem.” Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.

Carroll, S. M. (2001). “The Cosmological Constant.” Living Reviews in Relativity, 4, 1.

จากการวัด Cosmic Microwave Background ไปจนถึงการสำรวจ Type Ia supernova และแคตตาล็อก galaxy redshift หลักฐานสำหรับพลังงานมืดได้เพิ่มขึ้นอย่างล้นหลาม อย่างไรก็ตามคำถามพื้นฐาน เช่น แหล่งกำเนิดของมัน ว่ามันคงที่จริงหรือไม่ และมันเข้ากับทฤษฎีควอนตัมของแรงโน้มถ่วงอย่างไร ยังคงไม่มีคำตอบ การแก้ปริศนาเหล่านี้อาจนำไปสู่ยุคใหม่ของความก้าวหน้าในฟิสิกส์ทฤษฎีและความเข้าใจที่ลึกซึ้งยิ่งขึ้นเกี่ยวกับจักรวาล

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

 

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก