การวัดค่าคงที่ฮับเบิล: ความตึงเครียด

ความแตกต่างในการวัดในท้องถิ่นเทียบกับจักรวาลยุคแรกที่กระตุ้นคำถามจักรวาลวิทยาใหม่ๆ

ความสำคัญของ H₀

ค่าคงที่ฮับเบิล (H₀) กำหนดอัตราการขยายตัวปัจจุบันของจักรวาล โดยปกติแสดงในหน่วยกิโลเมตรต่อวินาทีต่อเมกะพาร์เซค (กม./วินาที/Mpc) ค่าที่แม่นยำของ H₀ มีความสำคัญในจักรวาลวิทยาเพราะ:

1. กำหนด อายุ ของจักรวาลเมื่อคำนวณย้อนกลับจากการขยายตัว
2. ปรับเทียบ มาตราส่วนระยะทาง สำหรับการวัดจักรวาลอื่นๆ
3. ช่วยแก้ปัญหาความไม่แน่นอนในพารามิเตอร์จักรวาลวิทยา (เช่น ความหนาแน่นของสสาร, พารามิเตอร์พลังงานมืด)

โดยทั่วไป นักดาราศาสตร์วัด H₀ ผ่าน สองกลยุทธ์ที่แตกต่างกัน:

• วิธีบันไดระยะทางท้องถิ่น: สร้างจาก parallax ไปยัง Cepheids หรือ TRGB (ปลายกิ่งยักษ์แดง) แล้วใช้ซูเปอร์โนวาประเภท Ia ให้ได้อัตราการขยายตัวโดยตรงในจักรวาลที่อยู่ใกล้เคียง
• วิธีจักรวาลยุคแรก: การอนุมาน H₀ จากข้อมูล cosmic microwave background (CMB) ภายใต้แบบจำลองจักรวาลวิทยาที่เลือก (ΛCDM) พร้อมกับ baryon acoustic oscillations หรือข้อจำกัดอื่นๆ

ในช่วงปีหลังๆ นี้ วิธีการทั้งสองให้ค่า H₀ ที่แตกต่างกันอย่างมีนัยสำคัญ: การวัดในท้องถิ่นที่สูงกว่า (~73–75 กม./วินาที/Mpc) เทียบกับการวัดจาก CMB ที่ต่ำกว่า (~67–68 กม./วินาที/Mpc) ความแตกต่างนี้—เรียกว่า “ความตึงเครียดฮับเบิล”—บ่งชี้ถึงฟิสิกส์ใหม่ที่อยู่นอกเหนือ ΛCDM มาตรฐาน หรือระบบที่ยังไม่ได้แก้ไขในวิธีการวัดอย่างใดอย่างหนึ่งหรือทั้งสองอย่าง

---

2. บันไดระยะทางท้องถิ่น: วิธีการทีละขั้นตอน

2.1 Parallax และการปรับเทียบ

รากฐานของบันไดระยะทางท้องถิ่นคือ parallax (ตรีโกณมิติ) สำหรับดาวที่อยู่ใกล้พอสมควร (ภารกิจ Gaia, parallax ของ HST สำหรับ Cepheids เป็นต้น) Parallax กำหนดมาตราส่วนสัมบูรณ์สำหรับเทียนมาตรฐานเช่น ดาวแปรผัน Cepheid ซึ่งมีความสัมพันธ์ระหว่างช่วงเวลาและความสว่างที่อธิบายได้ดี

2.2 Cepheids และ TRGB

• ดาวแปรผัน Cepheid: ขั้นตอนสำคัญในการปรับเทียบเครื่องหมายที่อยู่ไกลกว่าเช่นซูเปอร์โนวาประเภท Ia Freedman และ Madore, Riess et al. (ทีม SHoES) และคนอื่นๆ ได้ปรับปรุงการปรับเทียบ Cepheid ในท้องถิ่น
• ปลายกิ่งยักษ์แดง (TRGB): เทคนิคอีกวิธีหนึ่งใช้ความสว่างของดาวยักษ์แดงเมื่อเริ่มเกิด helium flash ในประชากรที่มีโลหะต่ำ ทีม Carnegie–Chicago (Freedman et al.) วัดความแม่นยำประมาณ 1% ในกาแล็กซีท้องถิ่นบางแห่ง ซึ่งเป็นทางเลือกแทน Cepheids

2.3 ซูเปอร์โนวาประเภท Ia

เมื่อ Cepheids (หรือ TRGB) ในกาแล็กซีเจ้าบ้านเป็นจุดยึดสำหรับความสว่างของซูเปอร์โนวา เราสามารถวัดซูเปอร์โนวาได้ไกลถึงหลายร้อย Mpc โดยการเปรียบเทียบความสว่างปรากฏของซูเปอร์โนวากับความสว่างสัมบูรณ์ที่ได้มา เราจะได้ระยะทาง การพล็อตความเร็วถอยห่าง (จาก redshift) เทียบกับระยะทางจะให้ H₀ ในท้องถิ่น

2.4 การวัดท้องถิ่น

Riess et al. (SHoES) มักพบค่า H₀ ≈ 73–74 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก (มีความไม่แน่นอน ~1.0–1.5%) Freedman et al. (TRGB) พบค่าประมาณ 69–71 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก ต่ำกว่า Riess เล็กน้อยแต่ยังสูงกว่าค่าจาก Planck ที่ประมาณ 67 ดังนั้น แม้ว่าการวัดท้องถิ่นจะแตกต่างกันบ้าง แต่โดยทั่วไปจะอยู่รอบ ๆ 70–74 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก ซึ่งสูงกว่าค่าประมาณ 67 จาก Planck

---

3. วิธีจักรวาลยุคแรก (CMB)

3.1 แบบจำลอง ΛCDM และ CMB

ความไม่สม่ำเสมอของ พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) ที่วัดโดย WMAP หรือ Planck ภายใต้แบบจำลองจักรวาลมาตรฐาน ΛCDM สรุปขนาดยอดคลื่นเสียงและพารามิเตอร์อื่น ๆ จากการฟิตสเปกตรัมพลังงาน CMB จะได้ค่า Ω_b h², Ω_c h² และพารามิเตอร์อื่น ๆ การรวมค่าพวกนี้กับสมมติฐานความแบนราบ และข้อมูล BAO หรือข้อมูลอื่น ๆ จะได้ค่า H₀ ที่สรุปได้

3.2 การวัดของ Planck

ข้อมูลสุดท้ายของความร่วมมือ Planck มักให้ค่า H₀ = 67.4 ± 0.5 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก (ขึ้นอยู่กับสมมติฐานล่วงหน้า) ต่ำกว่าการวัด SHoES ท้องถิ่นประมาณ 5–6σ ความแตกต่างนี้ที่เรียกว่าความตึงเครียดฮับเบิล มีความสำคัญประมาณ ~5σ เพียงพอที่จะบ่งชี้ว่าไม่น่าจะเป็นความบังเอิญ

3.3 ทำไมความแตกต่างนี้จึงสำคัญ

ถ้าแบบจำลองมาตรฐาน ΛCDM ถูกต้องและข้อมูล Planck มีความน่าเชื่อถือทางระบบอย่างเป็นระบบ วิธีบันไดระยะทางท้องถิ่นต้องมีความผิดพลาดระบบที่ยังไม่รู้จัก หรือถ้าระยะทางท้องถิ่นถูกต้อง อาจเป็นไปได้ว่าแบบจำลองจักรวาลยุคแรกไม่สมบูรณ์—ฟิสิกส์ใหม่ อาจส่งผลต่อการขยายตัวของจักรวาล หรือมีชนิดเร่งความเร็วเพิ่มเติมหรือพลังงานมืดยุคแรกที่เปลี่ยนค่า H₀ ที่สรุปได้

---

4. แหล่งที่มาที่เป็นไปได้ของความแตกต่าง

4.1 ความผิดพลาดระบบในบันไดระยะทาง?

ข้อสงสัยหนึ่งคือ การปรับเทียบ Cepheid หรือ การถ่ายภาพซูเปอร์โนวา อาจมีความผิดพลาดระบบที่ยังไม่ได้แก้ไข เช่น ผลกระทบของโลหะในความสว่างของ Cepheid, การแก้ไขการไหลท้องถิ่น หรืออคติในการเลือก อย่างไรก็ตาม ความสอดคล้องภายในที่แข็งแกร่งระหว่างทีมหลายทีมลดความน่าจะเป็นของข้อผิดพลาดใหญ่ วิธี TRGB ก็ให้ค่า H₀ ที่ค่อนข้างสูงเช่นกัน แม้จะต่ำกว่า Cepheid เล็กน้อย แต่ยังสูงกว่า Planck

4.2 ความผิดพลาดระบบที่ไม่รู้จักใน CMB หรือ ΛCDM?

อีกความเป็นไปได้คือการตีความ CMB ของ Planck ภายใต้ ΛCDM พลาดปัจจัยสำคัญ เช่น:

• ฟิสิกส์นิวตริโนขยาย หรือชนิดเร่งความเร็วพิเศษเพิ่มเติม (N_eff)
• พลังงานมืดในยุคแรก ใกล้กับการรวมตัวใหม่
• เรขาคณิตที่ไม่แบน หรือพลังงานมืดที่เปลี่ยนแปลงตามเวลา

แผนก Planck ไม่พบสัญญาณชัดเจนของสิ่งเหล่านี้ แต่มีเบาะแสเล็กน้อยในแบบจำลองขยายบางแบบ ยังไม่มีใครแก้ปัญหาความตึงเครียดนี้ได้อย่างน่าเชื่อถือโดยไม่ก่อให้เกิดความผิดปกติอื่นหรือเพิ่มความซับซ้อน

4.3 ค่าคงที่ฮับเบิลสองค่าแตกต่างกัน?

บางคนโต้แย้งว่าอัตราการขยายตัวที่ redshift ต่ำอาจแตกต่างจากค่าเฉลี่ยทั่วโลกหากมีโครงสร้างท้องถิ่นขนาดใหญ่หรือความไม่สม่ำเสมอ ("ฟองฮับเบิล") แต่ข้อมูลจากหลายทิศทาง มาตราส่วนจักรวาลอื่น ๆ และสมมติฐานความสม่ำเสมอทั่วไปทำให้คำอธิบายช่องว่างท้องถิ่นขนาดใหญ่หรือสภาพแวดล้อมท้องถิ่นไม่น่าจะอธิบายความตึงเครียดนี้ได้ทั้งหมด

---

5. ความพยายามแก้ไขความตึงเครียด

5.1 วิธีการอิสระ

นักวิจัยทดสอบการสอบเทียบท้องถิ่นทางเลือก:

• มาซเซอร์ ในกาแล็กซีเมก้ามาซเซอร์ (เช่น NGC 4258) เป็นจุดยึดสำหรับระยะทางซูเปอร์โนวา
• การเลนส์แรง ที่มีเวลาหน่วง (H0LiCOW, TDCOSMO)
• ความผันผวนความสว่างผิว ในกาแล็กซีรูปไข่

จนถึงตอนนี้ สิ่งเหล่านี้โดยทั่วไปสนับสนุน H₀ ในช่วงปลาย 60 ถึงต้น 70 ไม่ได้รวมกันเป็นค่าที่เหมือนกันเป๊ะ แต่โดยทั่วไปสูงกว่า 67 ดังนั้นยังไม่มีเส้นทางอิสระใดที่ลบความตึงเครียดนี้ได้

5.2 ข้อมูลเพิ่มเติมจาก DES, DESI, Euclid

BAO ที่วัดได้ที่ redshift ต่าง ๆ สามารถสร้าง H(z) ขึ้นใหม่เพื่อตรวจสอบว่ามีความเบี่ยงเบนจาก ΛCDM หรือไม่ระหว่าง z = 1100 (ยุค CMB) และ z = 0 หากข้อมูลแสดงวิวัฒนาการที่ให้ค่า H₀ ท้องถิ่นสูงขึ้นในขณะที่ตรงกับ Planck ที่ z สูง นั่นอาจบ่งชี้ฟิสิกส์ใหม่ (เช่น พลังงานมืดยุคต้น) DESI ตั้งเป้าวัดระยะทางที่ความแม่นยำ ~1% ที่ redshift หลายค่า อาจช่วยชี้แจงเส้นทางการขยายตัวของจักรวาล

5.3 บันไดระยะทางรุ่นถัดไป

ทีมท้องถิ่นยังคงปรับปรุงการสอบเทียบพารัลแลกซ์ผ่านข้อมูล Gaia ปรับปรุงจุดศูนย์ Cepheid และตรวจสอบระบบในโฟโตเมตรีซูเปอร์โนวาอีกครั้ง หากความตึงเครียดยังคงอยู่พร้อมกับความคลาดเคลื่อนที่เล็กลง กรณีสำหรับฟิสิกส์ใหม่ที่เกิน ΛCDM จะเข้มแข็งขึ้น หากความตึงเครียดหายไป เราจะยืนยันความมั่นคงของ ΛCDM

---

6. ผลกระทบต่อจักรวาลวิทยา

6.1 ถ้า Planck ถูกต้อง (H ต่ำ₀)

H ต่ำ₀ ≈ 67 กม./วินาที/เมกะพาร์เซค สอดคล้องกับมาตรฐาน ΛCDM ตั้งแต่ z = 1100 จนถึงปัจจุบัน ดังนั้นวิธีการบันไดระยะทางท้องถิ่นต้องมีข้อผิดพลาดเป็นระบบ หรือเราอาศัยอยู่ในบริเวณท้องถิ่นที่ผิดปกติ สถานการณ์นี้บ่งชี้ว่าอายุของจักรวาลประมาณ 13.8 พันล้านปี การทำนายโครงสร้างขนาดใหญ่ยังคงสอดคล้องกับข้อมูลการจัดกลุ่มกาแล็กซี, BAOs และเลนส์

6.2 ถ้าบันไดระยะทางท้องถิ่นถูกต้อง (H สูง₀)

ถ้า H₀ ≈ 73 ถูกต้อง ดังนั้นการปรับแต่งมาตรฐาน ΛCDM กับ Planck ต้องไม่สมบูรณ์ เราอาจต้องการ:

• พลังงานมืดยุคต้นเพิ่มเติมที่เร่งการขยายตัวชั่วคราวก่อนการรวมตัวใหม่ เปลี่ยนมุมยอด ทำให้การอนุมาน H₀ จาก Planck ลดลง
• ระดับเสรีภาพสัมพัทธภาพเพิ่มเติมหรืฟิสิกส์ นิวตริโน ใหม่
• การล้มเหลวในสมมติฐานจักรวาลแบนที่เป็นเพียง ΛCDM

ฟิสิกส์ใหม่เช่นนี้อาจแก้ไขความตึงเครียดได้โดยแลกกับโมเดลที่ซับซ้อนขึ้น แต่สามารถทดสอบได้ด้วยข้อมูลอื่นๆ (เลนส์ CMB, ข้อจำกัดการเติบโตของโครงสร้าง, การสังเคราะห์นิวเคลียร์บิกแบง)

6.3 มุมมองในอนาคต

ความตึงเครียดนี้เชิญชวนให้มีการตรวจสอบข้ามอย่างเข้มแข็ง CMB-S4 หรือข้อมูลการบิดเบี้ยวของจักรวาลระดับถัดไปสามารถตรวจสอบได้ว่าการเติบโตของโครงสร้างสอดคล้องกับการขยายตัวของ H₀ สูงหรือต่ำหรือไม่ หากความตึงเครียดยังคงสม่ำเสมอที่ ~5σ นั่นเป็นสัญญาณที่ชัดเจนว่าโมเดลมาตรฐานต้องการการแก้ไข การพัฒนาทางทฤษฎีครั้งใหญ่หรือการแก้ไขระบบอาจสรุปคำตัดสินในที่สุด

---

7. บทสรุป

การวัด ค่าคงที่ฮับเบิล (H₀) เป็นหัวใจของ จักรวาลวิทยา เชื่อมโยงการสังเกตการณ์ท้องถิ่นของ การขยายตัว กับกรอบ จักรวาลยุคต้น วิธีการปัจจุบันให้ผลลัพธ์สองแบบที่แตกต่างกัน:

1. บันไดระยะทางท้องถิ่น (ผ่าน Cepheids, TRGB, SNe) ให้ค่า H₀ ≈ 73 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก
2. ΛCDM ที่อิงจาก CMB โดยใช้ข้อมูล Planck ให้ค่า H₀ ≈ 67 กม./วินาที/เมกะพาร์เซก

“ความตึงเครียดฮับเบิล” นี้ ที่มีความสำคัญประมาณ 5σ บ่งชี้ว่ามีระบบที่ไม่ถูกตรวจพบในวิธีใดวิธีหนึ่ง หรือฟิสิกส์ใหม่ที่อยู่นอกเหนือโมเดลมาตรฐาน ΛCDM การปรับปรุงอย่างต่อเนื่องในการสอบเทียบพารัลแลกซ์ (Gaia), จุดศูนย์ซูเปอร์โนวา, ระยะเวลาหน่วงเลนส์, และ BAO ที่มีเรดชิฟต์สูง กำลังทดสอบสมมติฐานแต่ละข้อ หากความตึงเครียดยังคงอยู่ อาจเปิดเผยทางแก้ไขแปลกใหม่ (พลังงานมืดยุคต้น, นิวตริโนเพิ่มเติม ฯลฯ) หากความตึงเครียดลดลง เราจะยืนยันความมั่นคงของ ΛCDM

ผลลัพธ์ทั้งสองอย่างมีอิทธิพลอย่างลึกซึ้งต่อเรื่องราวจักรวาลของเรา ความตึงเครียดนี้กระตุ้นให้เกิดแคมเปญสังเกตการณ์ใหม่ๆ (DESI, Euclid, Roman, CMB-S4) และแบบจำลองทฤษฎีขั้นสูง แสดงให้เห็นถึงธรรมชาติที่เปลี่ยนแปลงได้ของจักรวาลวิทยาสมัยใหม่—ซึ่งข้อมูลที่แม่นยำและความผิดปกติที่ยังคงอยู่ผลักดันการแสวงหาของเราเพื่อรวม ยุคต้น และ ยุคปัจจุบัน ของจักรวาลให้เป็นภาพเดียวที่สอดคล้องกัน

---

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

1. Riess, A. G., et al. (2016). “การกำหนดค่าคงที่ฮับเบิลในท้องถิ่นที่แม่นยำ 2.4%.” The Astrophysical Journal, 826, 56.
2. Planck Collaboration (2018). “ผลลัพธ์ Planck 2018. VI. พารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
3. Freedman, W. L., et al. (2019). “โครงการ Carnegie-Chicago Hubble. VIII. การกำหนดค่าคงที่ฮับเบิลอย่างอิสระโดยอิงจากยอดของกิ่งไม้ยักษ์แดง.” The Astrophysical Journal, 882, 34.
4. Verde, L., Treu, T., & Riess, A. G. (2019). “ความตึงเครียดระหว่างจักรวาลยุคต้นและยุคปลาย.” Nature Astronomy, 3, 891–895.
5. Knox, L., & Millea, M. (2020). “คู่มือผู้ล่าค่าคงที่ฮับเบิล.” Physics Today, 73, 38.

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

• การพองตัวของจักรวาล: ทฤษฎีและหลักฐาน 
• โครงข่ายจักรวาล: เส้นใย ช่องว่าง และซูเปอร์คลัสเตอร์ 
• โครงสร้างโดยละเอียดของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล
• การสั่นสะเทือนอะคูสติกของบาไรออน 
• การสำรวจเรดชิฟต์และการทำแผนที่จักรวาล 
• เลนส์แรงโน้มถ่วง: กล้องโทรทรรศน์จักรวาลธรรมชาติ 
• การวัดค่าคงที่ฮับเบิล: ความตึงเครียด 
• การสำรวจพลังงานมืด 
• ความไม่สมมาตรและความไม่สม่ำเสมอ 
• การถกเถียงปัจจุบันและคำถามที่ยังค้างคา 

 

กลับไปด้านบน