เอกภพที่ขยายตัว

บทนำ · ข่าวนี้สำคัญอย่างไร

เอกภพยังเร่งการขยายตัวอยู่หรือไม่

เมื่อวันที่ 11 มิถุนายน 2026 วารสาร Monthly Notices of the Royal Astronomical Society ตีพิมพ์งานวิจัยสองชิ้นเกี่ยวกับดาวระเบิดชนิดเดียวกัน ทีมแรกจากสถาบันวิจัยมูลฐานทาทา (Tata Institute of Fundamental Research) ในมุมไบ ร่วมกับมหาวิทยาลัยออกซฟอร์ด เสนอว่าเมื่อคำนึงถึงอายุของดาวที่ระเบิด ข้อมูลไม่สนับสนุนว่าเอกภพกำลังขยายตัวเร็วขึ้นอีกต่อไป และการขยายตัวอาจกำลังช้าลงด้วยซ้ำ ส่วนทีมที่สองซึ่งนำโดยมหาวิทยาลัยเซาแทมป์ตันสรุปว่าผลดังกล่าวถูกแก้ไขไว้แล้วด้วยวิธีปรับแก้มาตรฐาน และการเร่งตัวมีอยู่จริง ต่อมาในเดือนกรกฎาคม โครงการสำรวจ DESI รายงานผลใหม่ที่ใกล้เคียงกับพลังงานมืดในรูปแบบที่เรียบง่ายที่สุดมากขึ้น

อายุของเอกภพ

13,800 ล้านปี

Planck 2018: 13,787 ± 20 ล้านปี

พลังงานมืด

~68%

ของพลังงานทั้งหมดในเอกภพ ตามแบบจำลองมาตรฐาน

สิ่งที่ไม่มีใครสงสัย

เอกภพกำลังขยายตัว และครั้งหนึ่งเคยร้อนและหนาแน่น

ข้อถกเถียงในปี 2026 อยู่ที่ว่าปัจจุบันการขยายตัวกำลังเร่งขึ้นหรือไม่ และเร่งอย่างไร

ภาพด้านซ้ายคือกลุ่มดาราจักร วาดให้อยู่ใกล้กันและสว่างกว่าความจริงมากเพื่อให้มองเห็นได้

วิธีใช้: เลือกบทใต้ภาพ หรือกด ← → เพื่อเปลี่ยนขั้น · ▶ เล่นขั้นนั้น · ลากเพื่อหมุน เลื่อนหรือถ่างนิ้วเพื่อซูม · ปุ่มในกล่องบนภาพให้คุณลองเล่นได้ · “เล่นทั้งเรื่อง” จะเล่นทุกขั้นแบบเต็มจอ

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Oxford Physics: analysis questions cosmic acceleration (11 Jun 2026); Oxford Physics: study confirms acceleration (11 Jun 2026); DESI: Lyman-alpha results, July 2026; Wikipedia: Lambda-CDM model

บทที่ I · ขั้นที่ 1 · 1610–1823

ปฏิทรรศน์ของโอลเบอร์ส (Olbers’s paradox)

ในเอกภพที่ไม่มีที่สิ้นสุด ดำรงอยู่ชั่วนิรันดร์ ไม่เปลี่ยนแปลง และมีดาวกระจายอย่างสม่ำเสมอ แนวสายตาทุกเส้นจะไปจบที่ผิวของดาว ท้องฟ้ายามค่ำคืนทั้งผืนจึงควรสว่างเท่าดวงอาทิตย์ ความมืดของท้องฟ้าจึงบอกอะไรบางอย่างเกี่ยวกับเอกภพทั้งหมด

1. อายุจำกัด: เราเห็นได้เฉพาะแสงที่มีเวลาเดินทางมาถึง ดาวที่ส่งแสงมาถึงเราจึงมีจำนวนจำกัด
2. แสงมีความเร็วจำกัด: ยิ่งมองไกล ก็ยิ่งเห็นภาพในอดีตที่ย้อนไปนานขึ้น
3. การขยายตัวและการเลื่อนไปทางแดง: แสงจากที่ไกลถูกยืดเป็นคลื่นที่ยาวขึ้นจนตามองไม่เห็น

เอ็ดการ์ แอลลัน โพ เสนอคำตอบเรื่องอายุจำกัดไว้ในความเรียง Eureka ปี 1848 ส่วนลอร์ดเคลวินเป็นผู้คำนวณคำตอบที่น่าพอใจเป็นคนแรกในปี 1901

ใช้ปุ่มบนภาพเพื่อสลับระหว่างเอกภพที่เป็นนิรันดร์กับเอกภพที่มีอายุจำกัด เส้นสีทองคือแนวสายตาที่ไปชนดาว เส้นสีฟ้าคือแนวสายตาที่ทอดไปสู่ความมืด

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Olbers’s paradox

บทที่ II · ขั้นที่ 2 · 1908–1912

กฎของลีวิตต์

เฮนเรียตตา สวอน ลีวิตต์ เป็นหนึ่งใน “ผู้คำนวณ” (computers) ของหอดูดาววิทยาลัยฮาร์วาร์ด ทำหน้าที่วัดความสว่างของดาวบนแผ่นภาพถ่าย ในปี 1908 เธอตีพิมพ์รายการดาวแปรแสง 1,777 ดวงในเมฆแมเจลแลน และสังเกตว่าดวงที่สว่างกว่ามีคาบยาวกว่า ในปี 1912 เธอศึกษาดาวเซเฟอิด 25 ดวงในเมฆแมเจลแลนเล็ก และได้ความสัมพันธ์ระหว่างคาบกับความส่องสว่าง (period–luminosity relation)

ดาวเซเฟอิดในงานปี 1912

25

ทั้งหมดอยู่ในเมฆแมเจลแลนเล็ก

ระยะห่างของเมฆแมเจลแลนเล็ก

~200,000 ปีแสง

ดาวทุกดวงในนั้นจึงอยู่ไกลพอๆ กัน

คาบ

ไม่กี่วันถึงหลายสัปดาห์

คาบยิ่งยาว ยิ่งส่องสว่างมาก

ความส่องสว่าง

~1,000 ถึง 50,000 เท่าของดวงอาทิตย์

สว่างพอจะเห็นได้ในดาราจักรอื่น

ในภาพ ดาวเซเฟอิดหกดวงเต้นด้วยจังหวะที่ปรับมาจากคาบ 3 ถึง 34 วัน สังเกตว่าดวงที่เต้นช้าคือดวงที่สว่าง กราฟในกล่องแสดงกฎที่ลีวิตต์ค้นพบแบบแผนภาพ ดาวเหนือ (Polaris) เป็นดาวเซเฟอิดที่อยู่ใกล้โลกที่สุด

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Henrietta Swan Leavitt; Wikipedia: Classical Cepheid variable; Wikipedia: Small Magellanic Cloud

บทที่ II · ขั้นที่ 3 · 1924–1925

แอนดรอเมดาคืออีกดาราจักรหนึ่ง

เอ็ดวิน ฮับเบิลระบุดาวแปรแสงเซเฟอิดใน “เนบิวลา” แอนดรอเมดาและไทรแองกูลัม ด้วยกล้องโทรทรรศน์ฮุกเกอร์ขนาด 100 นิ้วบนภูเขาวิลสัน รัฐแคลิฟอร์เนีย เมื่อใช้กฎของลีวิตต์ เขาแสดงได้ว่าวัตถุเหล่านี้เป็นดาราจักรแยกต่างหากที่อยู่ไกลออกไปนอกทางช้างเผือก ผลงานนี้ได้รับการรายงานใน The New York Times เมื่อ 23 พฤศจิกายน 1924 และนำเสนอต่อสมาคมดาราศาสตร์อเมริกันเมื่อ 1 มกราคม 1925

1. คาบของดาวเซเฟอิด → ความสว่างที่แท้จริง (กฎของลีวิตต์)
2. ความสว่างที่แท้จริง เทียบกับความสว่างที่มองเห็น → ระยะทาง (แสงจางลงตามกำลังสองของระยะทาง)
3. แอนดรอเมดาอยู่ห่างราว 2.5 ล้านปีแสง ไกลเกินขอบทางช้างเผือกไปมาก

ระยะทางในยุคแรกของฮับเบิลยังน้อยเกินจริงเพราะความคลาดเคลื่อนในการปรับเทียบ แต่ข้อสรุปหลักยังถูกต้อง เส้นประในภาพเชื่อมดาวเซเฟอิดคาบ 21 วันในเมฆแมเจลแลนกับดาวคาบเดียวกันในแอนดรอเมดา ระยะทางในภาพไม่ได้สัดส่วนจริง

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Edwin Hubble; Wikipedia: Andromeda Galaxy; Wikipedia: Henrietta Swan Leavitt

บทที่ III · ขั้นที่ 4 · การเลื่อนไปทางแดง

แสงที่ถูกยืด

เวสโต สลิเฟอร์วัดการเลื่อนดอปเพลอร์ของเนบิวลากังหันได้เป็นครั้งแรกในปี 1912 และพบว่าเกือบทั้งหมดกำลังเคลื่อนออกห่าง ปัจจุบันเราอธิบายการเลื่อนไปทางแดง (redshift) ของดาราจักรที่อยู่ไกลว่าเป็นการยืดของแสงจากการขยายตัวของอวกาศ: 1 + z = (ขนาดของเอกภพตอนแสงมาถึง) ÷ (ขนาดตอนแสงออกเดินทาง)

นิยาม

z = (λ_{ที่วัดได้} − λ_{ตอนปล่อย}) ÷ λ_{ตอนปล่อย}

λ คือความยาวคลื่น

เส้นไฮโดรเจนแอลฟา

656.3 นาโนเมตร

แสงสีแดง วัดในห้องทดลองขณะหยุดนิ่ง

รังสี CMB

z ≈ 1,100

แสงถูกยืดออกราว 1,100 เท่า

ดาราจักรไกลสุดที่ยืนยันแล้ว

z = 14.44

MoM-z14 เห็นในสภาพราว 280 ล้านปีหลังบิกแบง

เลือกค่า z ด้วยปุ่มบนภาพ แล้วกด ▶ หรือลากแถบเลื่อน ดูคลื่นแสงถูกยืด ขีดบอกระยะของอวกาศถ่างออก และเส้นไฮโดรเจนในสเปกตรัมเลื่อนไปทางสีแดงจนหลุดเข้าไปในช่วงอินฟราเรด

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Hubble’s law; Wikipedia: Redshift; Wikipedia: Balmer series

บทที่ III · ขั้นที่ 5 · 1927–1929

กฎฮับเบิล–เลอแมตร์

ในปี 1922 อะเล็กซานเดอร์ ฟรีดมันน์แสดงว่าสมการของไอน์สไตน์ยอมให้เอกภพเปลี่ยนขนาดได้ ฌอร์ฌ เลอแมตร์ตีพิมพ์การพิสูจน์กฎความเร็ว–ระยะทางเป็นคนแรกในปี 1927 พร้อมค่าประมาณอัตราการขยายตัว แต่ลงในวารสารเบลเยียมที่มีคนอ่านน้อย บทความปี 1929 ของเอ็ดวิน ฮับเบิลเป็นผู้ยืนยันด้วยข้อมูลจากการสังเกต ในปี 2018 สหพันธ์ดาราศาสตร์สากล (IAU) แนะนำให้เรียกว่ากฎฮับเบิล–เลอแมตร์

ตัวกฎ

v = H₀ × D

ความเร็วการถอยห่าง = ค่าคงที่ฮับเบิล × ระยะทาง

ค่าของฮับเบิลปี 1929

~500

กม./วินาที ต่อเมกะพาร์เซก สูงเกินจริงเพราะวัดระยะคลาดเคลื่อน

ปัจจุบัน

67–73

กม./วินาที ต่อเมกะพาร์เซก ขึ้นกับวิธีวัด (ดูบทที่ VI)

1 เมกะพาร์เซก ≈ 3.26 ล้านปีแสง ในภาพ ระยะห่างระหว่างดาราจักรในปัจจุบันคือ 40 ล้านปีแสง ลูกศรแสดงความเร็วการถอยห่างของแต่ละดาราจักรเมื่อมองจากดาราจักรที่เลือก ตัวดาราจักรเองไม่ได้ขยายขนาด เพราะแรงโน้มถ่วงยึดมันไว้

ลากแถบเลื่อนเพื่อเดินเวลาของจักรวาล กด “เลือกดาราจักรอื่น” เพื่อย้ายบ้าน แล้วจะเห็นว่ารูปแบบของลูกศรและเส้นตรงบนกราฟยังเหมือนเดิม

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Hubble’s law; Wikipedia: Georges Lemaître; Wikipedia: Edwin Hubble; Wikipedia: Expansion of the universe

บทที่ IV · ขั้นที่ 6 · 1931–1949

บิกแบง หรือ สภาวะคงตัว

บทความสั้นของเลอแมตร์ในวารสาร Nature ปี 1931 เสนอว่าเอกภพขยายตัวมาจากสภาวะเริ่มต้นเพียงหนึ่งเดียว ซึ่งเขาเรียกว่า “อะตอมดึกดำบรรพ์” (primeval atom) ในปี 1948 บอนได โกลด์ และฮอยล์เสนอแบบจำลองสภาวะคงตัว (steady state) คือเอกภพขยายตัวแต่หน้าตาไม่เคยเปลี่ยน เพราะมีสสารเกิดขึ้นใหม่ตลอดเวลา ฮอยล์เป็นผู้ใช้คำว่า “บิกแบง” ในรายการ Third Programme ทางวิทยุ BBC เมื่อเดือนมีนาคม 1949 แต่ภายหลังเขาปฏิเสธว่าไม่ได้ตั้งใจใช้เป็นคำเหยียด

บิกแบงมีอายุจำกัด อดีตหนาแน่นและร้อนกว่า สิ่งที่อยู่ไกล (ซึ่งเห็นในอดีต) จะต่างจากปัจจุบัน สภาวะคงตัวไม่มีจุดเริ่มต้น ความหนาแน่นคงที่ตลอด มีสสารเกิดใหม่มาเติมช่องว่าง บททดสอบมองไปไกล ซึ่งก็คือมองย้อนอดีต เอกภพตอนเยาว์วัยต่างจากปัจจุบันหรือไม่

“บิกแบง” เป็นชื่อที่ชวนเข้าใจผิด มันไม่ใช่การระเบิดจากจุดหนึ่งออกไปสู่อวกาศว่างเปล่า การขยายตัวเกิดขึ้นทุกที่พร้อมกัน และไม่มีจุดศูนย์กลาง

ใช้ปุ่มบนภาพเพื่อเปรียบเทียบสองแบบจำลอง

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Georges Lemaître; Wikipedia: Steady-state model; Wikipedia: Fred Hoyle; Wikipedia: Big Bang

บทที่ IV · ขั้นที่ 7 · 1964–2018

รังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล (CMB)

ก่อนอายุราว 380,000 ปี เอกภพเป็นหมอกเรืองแสงของอนุภาคมีประจุที่ทำให้แสงกระเจิงไปมา เมื่อเย็นลงถึงราว 3,000 เคลวิน อิเล็กตรอนกับนิวเคลียสรวมตัวเป็นอะตอม แสงจึงเดินทางได้อย่างอิสระ นับแต่นั้นแสงนี้ถูกยืดออกราว 1,100 เท่า และมาถึงเราในรูปไมโครเวฟที่ 2.725 เคลวิน แทบเท่ากันทุกทิศทาง แบบจำลองสภาวะคงตัวอธิบายเรื่องนี้ได้ยาก บิกแบงจึงกลายเป็นภาพมาตรฐานของเอกภพ

อุณหภูมิวันนี้

2.72548 K

ใกล้เคียงการแผ่รังสีของวัตถุดำแทบสมบูรณ์

ระลอกอุณหภูมิ

~1 ใน 25,000

ต่างกันราว 0.0001 เคลวินในแต่ละจุด

เพนเซียสและวิลสัน

โนเบล 1978

ค้นพบปี 1964 ตีพิมพ์ปี 1965

COBE: เมเทอร์และสมูต

โนเบล 2006

จากสเปกตรัมวัตถุดำและระลอกแรกที่ตรวจพบ

• COBE ส่งขึ้นสู่อวกาศปี 1989 ประกาศพบระลอกเมื่อ 23 เมษายน 1992
• WMAP ส่งขึ้นสู่อวกาศปี 2001 แผนที่ทั่วท้องฟ้าความละเอียดสูง
• Planck 2009–2013 ผลสรุปสุดท้ายปี 2018

แผนที่ท้องฟ้าในภาพเป็นภาพจำลองเพื่อแสดงว่าความละเอียดดีขึ้นอย่างไรในแต่ละภารกิจ ไม่ใช่แผนที่จริง และเน้นความต่างของสีไว้มากเกินจริงหลายเท่า

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Cosmic microwave background; Wikipedia: Discovery of the CMB; Wikipedia: COBE; Wikipedia: Planck (spacecraft); Wikipedia: Steady-state model

บทที่ IV · ขั้นที่ 8 · จาก 10 วินาทีถึง 20 นาที

การสร้างธาตุแรกของเอกภพ

การสังเคราะห์นิวเคลียสในบิกแบง (Big Bang nucleosynthesis) เกิดขึ้นตั้งแต่ราว 10 วินาทีจนถึงราว 20 นาที เมื่อปฏิกิริยาที่สลับนิวตรอนกับโปรตอนหยุดลง มีนิวตรอนราว 1 ตัวต่อโปรตอน 6 ตัว นิวตรอนอิสระมีอายุเฉลี่ยราว 15 นาที อัตราส่วนจึงลดลงเหลือราว 1 ต่อ 7 ก่อนที่นิวตรอนเกือบทั้งหมดจะถูกขังไว้ในฮีเลียม-4 ทฤษฎีนี้ย้อนไปถึงบทความของแอลเฟอร์–เบเท–กามอฟ ปี 1948

ไฮโดรเจน

~75%

โดยมวล

ฮีเลียม-4

~25%

โดยมวล ตรงกับผลการสังเกต

ดิวทีเรียม + ฮีเลียม-3

~1 ใน 100,000

ของนิวเคลียสทั้งหมด

ลิเทียม-7

~1 ใน 10⁹

วัดได้น้อยกว่าที่ทำนาย 2–4 เท่า เรียกว่า “ปัญหาลิเทียม”

ในภาพมีอนุภาค 128 ตัว เป็นนิวตรอน 18 ตัว (สีฟ้า) และโปรตอน 110 ตัว (สีแดง) นิวตรอน 2 ตัวสลายเป็นโปรตอน อีก 16 ตัวจับคู่กับโปรตอน 16 ตัวเป็นนิวเคลียสฮีเลียม 8 นิวเคลียส อนุภาค 32 จาก 128 ตัวคือ 25% ของมวลพอดี นาฬิกาในภาพเดินตามการเย็นตัวตามแบบจำลองมาตรฐาน

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Big Bang nucleosynthesis; Wikipedia: Chronology of the universe

บทที่ V · ขั้นที่ 9 · 1933 และทศวรรษ 1970

เส้นโค้งการหมุนที่แบนราบ

ในปี 1933 ฟริตซ์ ซวิคกีใช้ทฤษฎีบทไวเรียล (virial theorem) กับกระจุกดาราจักรโคมา และสรุปว่ากระจุกนี้ต้องมีมวลมากกว่ามวลของดาราจักรที่เปล่งแสงหลายเท่า เขาเรียกมันว่า dunkle Materie หรือสสารมืด ต่อมาในทศวรรษ 1970 การวัดดาราจักรกังหันของเวรา รูบินและเคนต์ ฟอร์ดแสดงว่าความเร็วการโคจรยังสูงอยู่แม้ไกลจากใจกลาง ดาราจักรจึงต้องมีมวลมากกว่าที่มองเห็นอย่างน้อย 5 ถึง 10 เท่า ผลงานของรูบินกลายเป็นหลักฐานที่น่าเชื่อถือชิ้นแรกๆ ของสสารมืด

สสารมืด

~85%

ของสสารทั้งหมดในเอกภพ

การตรวจจับโดยตรง

ยังไม่มีผลยืนยัน

ณ ปี 2026 แม้จะค้นหามาหลายทศวรรษ

หลักฐานด้านอื่น เช่น ระลอกใน CMB และเลนส์ความโน้มถ่วง ชี้ไปทางเดียวกัน นักฟิสิกส์ส่วนน้อยศึกษาแนวทางแก้ไขทฤษฎีแรงโน้มถ่วงแทน เวรา รูบิน (1928–2016) ได้รับเกียรติให้เป็นชื่อหอดูดาวเวรา ซี. รูบิน

ใช้ปุ่มบนภาพเพื่อเปิดหรือปิดฮาโลสสารมืด จุดสีเหลืองแสดงความเร็วการโคจร กราฟแสดงความเร็วเทียบกับระยะจากใจกลาง

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Fritz Zwicky; Wikipedia: Vera Rubin; Wikipedia: Dark matter

บทที่ V · ขั้นที่ 10 · 1998

เอกภพที่ขยายตัวเร็วขึ้น

โครงการ Supernova Cosmology Project และทีม High-Z Supernova Search Team ต่างวัดซูเปอร์โนวาประเภท Ia ที่อยู่ไกลอย่างเป็นอิสระต่อกัน ซูเปอร์โนวาชนิดนี้เกิดเมื่อดาวแคระขาวในระบบดาวคู่มีมวลเข้าใกล้ราว 1.44 เท่าของดวงอาทิตย์ ความสว่างสูงสุดของมันซึ่งมากกว่าดวงอาทิตย์ราวห้าพันล้านเท่าจึงเกือบเท่ากันทุกครั้ง ผลปรากฏว่าดวงที่อยู่ไกลอยู่ไกลกว่าที่คาดไว้ 10–15% เมื่อเทียบกับเอกภพที่มีความหนาแน่นต่ำและไม่มีค่าคงที่จักรวาล

รางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ 2011

ซอล เพิร์ลมัตเตอร์ (½) ไบรอัน พี. ชมิดต์ (¼) อดัม จี. รีสส์ (¼)

“จากการค้นพบการขยายตัวแบบเร่งของเอกภพผ่านการสังเกตซูเปอร์โนวาที่อยู่ไกล”

เริ่มเร่งตัวเมื่อ

~5,000 ล้านปีก่อน

เมื่อพลังงานมืดเริ่มมีอิทธิพลเหนือสสาร

ก่อนหน้านั้น

ขยายตัวช้าลง

แรงโน้มถ่วงของสสารชนะ ขณะที่เอกภพยังหนาแน่นกว่า

ในภาพ ดาราจักรอยู่ที่ระยะตามแบบจำลองมาตรฐาน วงแหวนจางๆ แสดงตำแหน่งที่ซูเปอร์โนวาแต่ละดวงควรอยู่ หากเอกภพมีสสารเท่าเดิมแต่ไม่มีพลังงานมืด ระยะบนแกนคือ “ระยะความส่องสว่าง” (luminosity distance) คือระยะที่ซูเปอร์โนวาต้องอยู่จึงจะดูจางเท่าที่เห็น หน่วยพันล้านปีแสง

กด “ซูเปอร์โนวาถัดไป” เพื่อดูทีละดวง กล่องข้อมูลจะบอกว่าแต่ละดวงดูจางกว่าที่คาดไว้เท่าไร

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): NobelPrize.org: Physics 2011; Wikipedia: Accelerating expansion of the universe; Wikipedia: Type Ia supernova; NASA: Dark energy

บทที่ V · ขั้นที่ 11 · แบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยา

เอกภพประกอบด้วยอะไร

แบบจำลองมาตรฐานของจักรวาลวิทยามีชื่อว่า Lambda-CDM (Λ คือค่าคงที่จักรวาล CDM คือสสารมืดเย็น) ถูกปรับให้เข้ากับแผนที่ CMB จากดาวเทียม Planck และข้อมูลอื่น ผลสรุปสุดท้ายปี 2018 ให้สัดส่วนพลังงานของเอกภพในปัจจุบันดังนี้

สสารธรรมดา

4.9%

อะตอม: ดาว แก๊ส ดาวเคราะห์ ผู้คน

สสารมืด

26.6%

มองไม่เห็น รับรู้ได้ผ่านแรงโน้มถ่วง

พลังงานมืด

68.5%

ทำให้การขยายตัวเร่งขึ้น

ไอน์สไตน์เพิ่มค่าคงที่จักรวาลเข้าไปในสมการของเขาในปี 1917 เพื่อให้เอกภพหยุดนิ่ง แล้วตัดทิ้งเมื่อมีการค้นพบการขยายตัว ก่อนที่มันจะกลับมาอีกครั้งในปี 1998 ทฤษฎีควอนตัมทำนายว่าพลังงานของอวกาศว่างเปล่าควรมากกว่าค่าที่สังเกตได้ราว 10¹²⁰ เท่า ทำไมมันจึงเล็กขนาดนี้ยังเป็นหนึ่งในปัญหาที่ลึกซึ้งที่สุดของฟิสิกส์ที่ยังไม่มีคำตอบ

ใช้ปุ่มบนภาพเพื่อยกแต่ละส่วนขึ้นมาดู

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Planck (spacecraft); Wikipedia: Lambda-CDM model; Wikipedia: Cosmological constant

บทที่ VI · ขั้นที่ 12 · ความขัดแย้งของค่าฮับเบิล (Hubble tension)

67 หรือ 73

ค่าคงที่ฮับเบิลจากเอกภพยุคแรกได้มาจากการปรับแบบจำลองมาตรฐานให้เข้ากับ CMB ส่วนค่าจากเอกภพยุคหลังได้มาจากบันไดระยะทางในเอกภพปัจจุบัน ในปี 2023 กล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เว็บบ์ตรวจสอบดาวเซเฟอิดซ้ำ และยืนยันผลการวัดของกล้องฮับเบิล

Planck 2018 (CMB)

67.4 ± 0.5

กม./วินาที ต่อเมกะพาร์เซก

SH0ES (เซเฟอิด + ซูเปอร์โนวา)

73.04 ± 1.04

กม./วินาที ต่อเมกะพาร์เซก

วิธีอื่น

บางวิธีได้ค่าอยู่ระหว่างกลาง

เช่น ทีม Carnegie-Chicago ที่ใช้ดาวยักษ์แดง: 69.8 ± 1.9 (2019)

คำอธิบายที่มีผู้เสนอ ได้แก่ ความผิดพลาดในการวัดที่ยังไม่รู้ “พลังงานมืดยุคแรก” (early dark energy) ที่มีอยู่ช่วงสั้นๆ ก่อน CMB หลุดออกมา พลังงานมืดที่เปลี่ยนแปลงตามเวลา หรืออนุภาคชนิดใหม่ แต่ยังไม่มีคำอธิบายใดได้รับการยืนยัน

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Hubble tension; Wikipedia: Hubble’s law; Wikipedia: Planck (spacecraft)

บทที่ VI · ขั้นที่ 13 · 2021–2026

วัดพลังงานมืดด้วยไม้บรรทัด

การแกว่งทางเสียงของแบริออน (baryon acoustic oscillations) คือร่องรอยของคลื่นเสียงในพลาสมาร้อนยุคแรกที่ถูกแช่แข็งไว้ ทำให้ดาราจักรมีแนวโน้มเล็กน้อยที่จะอยู่ห่างกันราว 150 เมกะพาร์เซก (ราว 490 ล้านปีแสง) การวัดระยะนี้ที่ระยะทางต่างๆ บอกประวัติการขยายตัวของเอกภพได้ การตรวจพบครั้งแรกเกิดขึ้นในปี 2005 โดยโครงการ SDSS และ 2dF

• 2021 DESI เริ่มการสำรวจห้าปี บนกล้องโทรทรรศน์ Mayall ขนาด 4 เมตร ที่คิตต์พีก รัฐแอริโซนา
• มี.ค. 2025 ข้อมูลสามปี ดาราจักรและเควซาร์เกือบ 15 ล้านแห่ง สนับสนุนพลังงานมืดที่เปลี่ยนแปลงได้ที่ 2.8–4.2σ ขึ้นกับชุดข้อมูลที่นำมารวม
• 2025–26 ข้อมูลซูเปอร์โนวาของ Dark Energy Survey ที่ปรับเทียบใหม่ ลดระดับลงจาก 4.2σ เหลือ 3.2σ ทีมวิจัยเรียกว่า “สนับสนุนเพียงเล็กน้อย”
• เม.ย. 2026 DESI สำรวจเสร็จ ได้ดาราจักรและเควซาร์กว่า 47 ล้านแห่ง ผลฉบับสมบูรณ์คาดว่าจะออกในปี 2027
• ก.ค. 2026 การวิเคราะห์ Lyman-alpha ใหม่ของ DESI ขยับเข้าใกล้พลังงานมืดที่คงที่

Euclid (ESA)

ขึ้นสู่อวกาศ 1 ก.ค. 2023

มีแผนเผยแพร่ข้อมูลชุดใหญ่ชุดแรก 12 พ.ย. 2026 (กำหนดการเบื้องต้น)

หอดูดาวรูบิน

เริ่มสำรวจกลางปี 2026

10 ปี กล้องถ่ายภาพ 3,200 ล้านพิกเซล ที่ชิลี

นักฟิสิกส์มักถือว่าผลที่ระดับ 5σ จึงจะนับเป็นการค้นพบ เบาะแสเรื่องพลังงานมืดยังไม่มีชิ้นใดไปถึงระดับนั้น

กด “แสดงไม้บรรทัด” เพื่อไฮไลต์วงแหวนของดาราจักรรอบกระจุกหนึ่ง โครงข่ายในภาพเป็นภาพประกอบอย่างง่าย

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Baryon acoustic oscillations; Wikipedia: DESI; UT Dallas: DESI results, March 2025; DES Collaboration: DES-Dovekie reanalysis (arXiv 2511.07517); Ohio State News: DESI completes its map, April 2026; DESI: Lyman-alpha results, July 2026; ESA: Euclid timeline; US DOE: Rubin Observatory begins its survey (30 Jun 2026)

บทที่ VII · ขั้นที่ 14 · เดินทางบนนาฬิกาลอการิทึม

“อายุ 13,800 ล้านปี” หมายความว่าอย่างไร

อายุของเอกภพคือเวลาที่ผ่านไปนับจากช่วงต้นที่ร้อนและหนาแน่น คำนวณจากการปรับแบบจำลองมาตรฐานให้เข้ากับ CMB และข้อมูลอื่น ได้ 13,787 ± 20 ล้านปี มันไม่ใช่อายุของจุดใดจุดหนึ่งในอวกาศ เพราะบิกแบงเกิดขึ้นทุกที่ แบบจำลองไม่สามารถบอกอะไรที่เชื่อถือได้เกี่ยวกับสิ่งที่มีมาก่อนหน้า และแนวคิดเรื่อง “การพองตัว” (inflation) อย่างรวดเร็วในเสี้ยววินาทีแรกแม้ใช้กันแพร่หลาย ก็ยังมีประเด็นที่ไม่ได้ข้อยุติ

• 1 วินาที นิวทริโนหลุดเป็นอิสระ ราว 10,000 ล้านเคลวิน
• 10 วินาที–20 นาที นิวเคลียสแรก: ไฮโดรเจน ฮีเลียม และลิเทียมเล็กน้อย
• 47,000 ปี สสารเริ่มมีพลังงานมากกว่ารังสี
• ~380,000 ปี อะตอมก่อตัว รังสี CMB หลุดออกมา
• หลายร้อยล้านปี ดาวและดาราจักรรุ่นแรกยุติยุคมืด
• 9,200 ล้านปี ระบบสุริยะก่อตัว
• ~9,000 ล้านปี การขยายตัวเริ่มเร่งขึ้น
• 13,800 ล้านปี วันนี้: 2.7 เคลวิน

ลากแถบเลื่อนใต้ภาพเพื่อเดินทางผ่านเวลา แถบนี้เป็นสเกลลอการิทึม โดยช่วง 380,000 ปีแรกถูกขยายไว้ในส่วนต้น กล่องข้อมูลแสดงเวลา อุณหภูมิของแสงพื้นหลัง และขนาดของเอกภพเทียบกับวันนี้ ทั้งหมดคำนวณจากแบบจำลองมาตรฐานด้วยค่าจาก Planck 2018 เอกภพที่มองเห็นได้ในปัจจุบันกว้างราว 93,000 ล้านปีแสง

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ): Wikipedia: Chronology of the universe; Wikipedia: Lambda-CDM model; Wikipedia: Big Bang; NASA: Dark energy; Wikipedia: Observable universe

บทส่งท้าย · 2026 →

สิ่งที่เรารู้ และสิ่งที่ยังไม่รู้

• 1912 กฎของลีวิตต์ทำให้นักดาราศาสตร์วัดระยะทางได้
• 1925 ฮับเบิลแสดงว่าแอนดรอเมดาเป็นอีกดาราจักรหนึ่ง
• 1927–29 เลอแมตร์และฮับเบิล: เอกภพกำลังขยายตัว
• 1965 มีการรายงานการค้นพบรังสีไมโครเวฟพื้นหลังของจักรวาล
• ทศวรรษ 1970 รูบินและฟอร์ด: ดาราจักรต้องมีสสารมืด
• 1998 ซูเปอร์โนวาเผยว่าการขยายตัวกำลังเร่งขึ้น
• 2018 ผลสรุปสุดท้ายของ Planck: 13,800 ล้านปี
• 2025–26 เบาะแสว่าพลังงานมืดอาจเปลี่ยนแปลงได้ ซึ่งยังอยู่ระหว่างการตรวจสอบ

สิ่งที่รู้

จุดเริ่มต้นที่ร้อนและหนาแน่น การขยายตัว ธาตุแรก

มีหลักฐานจากการวัดหลายวิธีที่เป็นอิสระต่อกันสนับสนุน

สิ่งที่ยังไม่รู้

สสารมืด พลังงานมืด ความขัดแย้งของค่าฮับเบิล

รวมถึงว่ามีอะไรอยู่ก่อนหน้านั้นหรือไม่

ภาพสามมิติในเรื่องนี้ทำให้เรียบง่ายและไม่ได้สัดส่วนจริง แผนที่ท้องฟ้าและการกระจายของดาราจักรเป็นภาพจำลอง ภาพนิ่งเต็มจอทุกภาพสร้างด้วย AI เพื่อช่วยจินตนาการ ไม่ใช่ภาพถ่ายจริง ตัวเลขทั้งหมดมาจากแหล่งข้อมูลด้านล่าง

แหล่งข้อมูล (ภาษาอังกฤษ)

Wikipedia: Olbers’s paradox
Wikipedia: Henrietta Swan Leavitt
Wikipedia: Classical Cepheid variable
Wikipedia: Small Magellanic Cloud
Wikipedia: Edwin Hubble
Wikipedia: Andromeda Galaxy
Wikipedia: Hubble’s law
Wikipedia: Georges Lemaître
Wikipedia: Redshift
Wikipedia: Balmer series
Wikipedia: Expansion of the universe
Wikipedia: Big Bang
Wikipedia: Steady-state model
Wikipedia: Fred Hoyle
Wikipedia: Cosmic microwave background
Wikipedia: Discovery of the CMB
Wikipedia: COBE
Wikipedia: Planck (spacecraft)
Wikipedia: Big Bang nucleosynthesis
Wikipedia: Chronology of the universe
Wikipedia: Fritz Zwicky
Wikipedia: Vera Rubin
Wikipedia: Dark matter
NobelPrize.org: Physics 2011
Wikipedia: Accelerating expansion of the universe
Wikipedia: Type Ia supernova
NASA: Dark energy
Wikipedia: Lambda-CDM model
Wikipedia: Cosmological constant
Wikipedia: Hubble tension
Wikipedia: Baryon acoustic oscillations
Wikipedia: DESI
UT Dallas: DESI results, March 2025
Ohio State News: DESI completes its map, April 2026
DESI: Lyman-alpha results, July 2026
DES Collaboration: DES-Dovekie reanalysis (arXiv 2511.07517)
Oxford Physics: analysis questions cosmic acceleration (11 Jun 2026)
Oxford Physics: study confirms acceleration (11 Jun 2026)
Physics World (23 Jun 2026)
ESA: Euclid timeline
US DOE: Rubin Observatory begins its survey (30 Jun 2026)
Wikipedia: Observable universe