ในวิชาจักรวาลวิทยาปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาหรือหายนะสุญญากาศคือความไม่สอดคล้องกันอย่างมากระหว่างค่าความหนาแน่น ของ พลังงานสุญญากาศ ที่สังเกตได้ (ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาที่มี ค่าน้อย ) กับค่าพลังงานจุดศูนย์ ตามทฤษฎีที่มีค่ามากกว่ามาก ซึ่งเสนอโดยทฤษฎีสนามควอนตัม

ขึ้นอยู่กับการตัดพลังงานพลังค์และปัจจัยอื่นๆ การมีส่วนร่วมของพลังงานสุญญากาศควอนตัมต่อค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่มีประสิทธิภาพนั้นคำนวณได้ว่ามีค่ามากกว่าที่สังเกตได้จริงถึง 50 ถึง 122 อันดับ^{[ 1 ] [ 2 ]}ซึ่งนักฟิสิกส์ได้อธิบายสถานการณ์นี้ว่าเป็น "ความคลาดเคลื่อนที่ใหญ่ที่สุดระหว่างทฤษฎีและการทดลองในวิทยาศาสตร์ทั้งหมด" ^{[ 1 ]}และ "อาจเป็นการทำนายทางทฤษฎีที่แย่ที่สุดในประวัติศาสตร์ของฟิสิกส์" ^{[ 3 ]}

แนวคิดที่ว่าพื้นที่ว่างเปล่าอาจมีพลังงานรังสีศูนย์จุดนั้นถูกเสนอโดยWalther Nernstในปี 1916 ^{[ 4 ] [ 5 ] [ 6 ]} เขาทำนายว่าค่าดังกล่าวจะต้องเป็นศูนย์หรือมีค่าน้อยมาก ในปี 1926 Wilhelm Lenzสรุปว่า "หากเรายอมรับคลื่นที่มีความยาวคลื่นสั้นที่สุดที่สังเกตได้λ ≈ 2 × 10 ⁻¹¹ cm, ... และหากรังสีนี้ เมื่อแปลงเป็นความหนาแน่นของสสาร ( u / c ² ≈ 10 ⁶ ) มีส่วนทำให้ความโค้งของเอกภพที่สังเกตได้ – เราจะได้ความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศที่มีค่ามากจนรัศมีของเอกภพที่สังเกตได้จะไม่ถึงแม้แต่ดวงจันทร์" ^{[ 7 ] [ 6 ]} Wolfgang Pauliก็ได้ข้อสรุปเดียวกันในปี พ.ศ. 2476 ^{[ 8 ] [ 9 ]} Georges Lemaîtreเสนอแนวคิดที่ว่าพลังงานสุญญากาศเกี่ยวข้องกับการขยายตัวของจักรวาลในปี พ.ศ. 2477 ^{[ 8 ]}

หลังจากการพัฒนาทฤษฎีสนามควอนตัมในช่วงทศวรรษ 1940 และการสังเกตการขยายตัวของจักรวาลในช่วงทศวรรษ 1950 คนแรกที่กล่าวถึงการมีส่วนร่วมของความผันผวนควอนตัมต่อค่าคงที่จักรวาลวิทยาคือYakov Zeldovichในช่วงทศวรรษ 1960 ^{[ 10 ] [ 11 ] [ 8 ]}ในกลศาสตร์ควอนตัม สุญญากาศเองควรจะประสบกับความผันผวนควอนตัม ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ความผันผวนควอนตัมเหล่านั้นก่อให้เกิดพลังงานที่จะเพิ่มให้กับค่าคงที่จักรวาลวิทยา อย่างไรก็ตาม Zeldovich คำนวณความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศได้ใหญ่กว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่สังเกตได้ถึงสี่สิบอันดับ^{[ 8 ]}

ในช่วงทศวรรษ 1970 เนื่องจากการค้นพบปฏิสัมพันธ์อิเล็กโทรวีคทำให้มีการเพิ่มส่วนประกอบอีกส่วนหนึ่งให้กับค่าคงที่จักรวาลวิทยาเนื่องจากการแตกสมมาตรโดยธรรมชาติซึ่งทำให้ความคลาดเคลื่อนเพิ่มมากขึ้น^{[ 8 ]}การประเมินระดับความไม่ตรงกันในภายหลังนั้นสูงถึง 120 ถึง 122 อันดับของขนาด^{[ 12 ] [ 13 ]}งานวิจัยสมัยใหม่ชี้ให้เห็นว่า เมื่อพิจารณาความไม่แปรผันของลอเรนซ์ แล้ว ระดับความไม่ตรงกันจะใกล้เคียงกับ 60 อันดับของขนาด ^{[ 13 ] [ 14 ]}

ด้วยการพัฒนาจักรวาลวิทยาเงินเฟ้อในช่วงทศวรรษ 1980 ปัญหาจึงมีความสำคัญมากขึ้น: เนื่องจากเงินเฟ้อของจักรวาลถูกขับเคลื่อนด้วยพลังงานสุญญากาศ ความแตกต่างในการสร้างแบบจำลองพลังงานสุญญากาศจึงนำไปสู่ความแตกต่างอย่างมากในจักรวาลวิทยาที่ได้ หากพลังงานสุญญากาศเป็นศูนย์อย่างที่เคยเชื่อกันการขยายตัวของจักรวาลจะไม่เร่งตัวขึ้นอย่างที่สังเกตได้ ตามแบบจำลอง Λ-CDMมาตรฐาน^{[ 15 ]}

ในปี พ.ศ. 2532 สตีเวน ไวน์เบิร์กแสดงให้เห็นว่าการมีส่วนร่วมที่แตกต่างกันของค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาไม่สามารถหักล้างกันได้โดยไม่ต้องปรับค่าอย่างละเอียดภายใต้เงื่อนไขทั่วไป ผลลัพธ์นี้จึงเป็นที่รู้จักในชื่อ ทฤษฎีบทโน โกของไวน์เบิร์ก^{[ 8 ] [ 12 ]}ในช่วงปี พ.ศ. 2543 ไวน์เบิร์กยังได้เสนอสิ่งที่บางครั้งเรียกว่าปัญหาทางจักรวาลวิทยาใหม่ซึ่งประกอบด้วยการค้นหาทฤษฎีที่ตรงกับค่าที่ไม่เป็นศูนย์ ปัญหาทางจักรวาลวิทยาใหม่นี้มักถูกเทียบเท่ากับปัญหาความบังเอิญของจักรวาล (ข้อเท็จจริงที่ว่าความหนาแน่นของพลังงานจากสสารมืดและพลังงานมืดมีขนาดใกล้เคียงกันในปัจจุบัน) ^{[ 8 ] [ 16 ] [ 17 ]}

ความหนาแน่นของพลังงานสุญญากาศของเอกภพตามการวัดในปี 2015 โดยกลุ่มความร่วมมือแพลงค์คือρ _vac =5.96 × 10 ⁻²⁷  กก./ม. ³ ≘5.3566 × 10 ⁻¹⁰  J/m ³ =3.35 GeV/m ^{3 [ 18 ] [หมายเหตุ 1 ]}หรือประมาณ2.5 × 10 ⁻⁴⁷  GeV ⁴ในหน่วย เรขาคณิต

การประเมินครั้งหนึ่งที่ทำโดย Jérôme Martin แห่งInstitut d'Astrophysique de Parisในปี 2012 ระบุว่าระดับพลังงานสุญญากาศตามทฤษฎีที่คาดไว้อยู่ที่ประมาณ 10 ⁸ GeV ⁴ซึ่งมีความแตกต่างกันประมาณ 55 อันดับของขนาด^{[ 13 ]}

พลังงานสุญญากาศที่คำนวณได้เป็นการมีส่วนร่วมที่เป็นบวก ไม่ใช่ลบ ต่อค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา เนื่องจากสุญญากาศที่มีอยู่มีแรงดัน ควอนตัมเชิงกลเป็นลบ ในขณะที่ในทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปผลกระทบของแรงโน้มถ่วงของแรงดันลบเป็นแรงผลักชนิดหนึ่ง (แรงดันในที่นี้ถูกกำหนดให้เป็นฟลักซ์ของโมเมนตัมควอนตัมเชิงกลข้ามพื้นผิว) โดยคร่าวๆ พลังงานสุญญากาศคำนวณโดยการรวมสนามควอนตัมเชิงกลที่ทราบทั้งหมด โดยคำนึงถึงปฏิสัมพันธ์และปฏิสัมพันธ์ระหว่างสถานะพื้นฐาน และจากนั้นลบปฏิสัมพันธ์ทั้งหมดที่ต่ำกว่าความยาวคลื่น "ตัด" ขั้นต่ำ เพื่อสะท้อนให้เห็นว่าทฤษฎีที่มีอยู่ล้มเหลวและอาจไม่สามารถใช้งานได้รอบๆ ระดับความยาวคลื่นตัด เนื่องจากพลังงานขึ้นอยู่กับว่าสนามมีปฏิสัมพันธ์กันอย่างไรภายในสถานะสุญญากาศปัจจุบัน การมีส่วนร่วมของพลังงานสุญญากาศจึงจะแตกต่างกันในจักรวาลยุคแรก ตัวอย่างเช่น พลังงานสุญญากาศจะแตกต่างกันอย่างมากก่อนการแตกสมมาตรอิเล็กโทรวีคในช่วงยุคควาร์ก^{[ 13 ]}

พลังงานสุญญากาศในทฤษฎีสนามควอนตัมสามารถตั้งค่าเป็นค่าใดก็ได้โดยการปรับค่าใหม่มุมมองนี้ถือว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยาเป็นเพียงค่าคงที่ทางฟิสิกส์พื้นฐานอีกค่าหนึ่งที่ทฤษฎีไม่สามารถทำนายหรืออธิบายได้^{[ 19 ]}ค่าคงที่การปรับค่าใหม่ดังกล่าวจะต้องถูกเลือกอย่างแม่นยำมากเนื่องจากความคลาดเคลื่อนหลายลำดับขนาดระหว่างทฤษฎีและการสังเกต และนักทฤษฎีหลายคนถือว่าค่าคงที่เฉพาะกิจนี้เทียบเท่ากับการเพิกเฉยต่อปัญหา^{[ 1 ]}

การใช้มวลพลังค์เป็นขีดจำกัดสำหรับรูปแบบการปรับค่าแบบตัดขอบจะให้ความแตกต่างระหว่างพลังงานสุญญากาศและค่าคงที่จักรวาลวิทยาถึง 120 อันดับของขนาด^{[ 20 ]}อย่างไรก็ตาม วิธีนี้ละเมิดความแปรผันร่วมของลอเรนซ์ [ ^{20 ] การ}ใช้การปรับค่าแบบมิติแทนจะลดความแตกต่างนี้ลงเหลือประมาณ 56 อันดับของขนาด^{[ 20 ]}

ข้อเสนอบางประการเกี่ยวข้องกับการปรับเปลี่ยนแรงโน้มถ่วงเพื่อให้แตกต่างจากทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไป ข้อเสนอเหล่านี้เผชิญกับอุปสรรคที่ว่าผลการสังเกตและการทดลองที่ผ่านมามีแนวโน้มที่จะสอดคล้องกับทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปและแบบจำลอง ΛCDM อย่างมาก และไม่สอดคล้องกับการปรับเปลี่ยนที่เสนอมาจนถึงปัจจุบัน นอกจากนี้ ข้อเสนอบางประการอาจไม่สมบูรณ์ เนื่องจากแก้ปัญหาค่าคงที่จักรวาลวิทยา "ใหม่" โดยเสนอว่าค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่แท้จริงเป็นศูนย์อย่างแน่นอน แทนที่จะเป็นตัวเลขเล็กๆ แต่ล้มเหลวในการแก้ปัญหาค่าคงที่จักรวาลวิทยา "เก่า" ว่าทำไมความผันผวนของควอนตัมจึงดูเหมือนจะไม่สามารถสร้างพลังงานสุญญากาศจำนวนมากได้ตั้งแต่แรก อย่างไรก็ตาม นักฟิสิกส์หลายคนโต้แย้งว่า ส่วนหนึ่งเนื่องจากขาดทางเลือกที่ดีกว่า ข้อเสนอในการปรับเปลี่ยนแรงโน้มถ่วงควรได้รับการพิจารณาว่าเป็น "หนึ่งในเส้นทางที่มีแนวโน้มมากที่สุดในการจัดการ" ปัญหาค่าคงที่จักรวาลวิทยา^{[ 21 ]}

บิลล์ อันรูห์และผู้ร่วมงานได้โต้แย้งว่าเมื่อความหนาแน่นของพลังงานของสุญญากาศควอนตัมถูกจำลองอย่างแม่นยำยิ่งขึ้นในฐานะสนามควอนตัมที่ผันผวน ปัญหาค่าคงที่จักรวาลวิทยาจะไม่เกิดขึ้น^{[ 22 ]}ในอีกทิศทางหนึ่งจอร์จ เอฟอาร์ เอลลิสและคนอื่นๆ ได้เสนอแนะว่าในแรงโน้มถ่วงแบบยูนิโมดูลาร์ การมีส่วนร่วมที่เป็นปัญหาจะไม่เกิดแรงโน้มถ่วง^{[ 23 ] [ 24 ]}เมื่อเร็วๆ นี้ ได้มีการเสนอหลักการแอคชั่นที่ไม่เปลี่ยนแปลงภายใต้การแปลงแบบดิฟเฟอเรนเชียลอย่างสมบูรณ์ ซึ่งให้สมการการเคลื่อนที่สำหรับแรงโน้มถ่วงของไอน์สไตน์ที่ปราศจากร่องรอย โดยที่ค่าคงที่จักรวาลวิทยาปรากฏเป็นค่าคงที่ของการอินทิเกรต^{[ 25 ]}

ข้อโต้แย้งอีกประการหนึ่ง ซึ่งมาจากStanley Brodskyและ Robert Shrock คือ ในการควอนตัมของแนวหน้าแสง สุญญากาศของทฤษฎีสนามควอนตัมจะกลายเป็นสิ่งที่ไม่สำคัญโดยพื้นฐาน ในกรณีที่ไม่มีค่าคาดหวังของสุญญากาศ จะไม่มีส่วนร่วมจาก ควอนตั มอิเล็กโทรไดนามิกส์ปฏิสัมพันธ์แบบอ่อนและควอนตัมโครโมไดนามิกส์ต่อค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา ดังนั้นจึงคาดการณ์ว่าจะเป็นศูนย์ในปริภูมิเวลา แบบราบ ^{[ 26 ] [ 27 ]}จาก ความเข้าใจ ในการควอนตัมของแนวหน้าแสง ต้นกำเนิดของปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาถูกสืบย้อนกลับไปถึง เงื่อนไขที่ ไม่เป็นเหตุเป็นผล ที่ไม่เป็นไปตาม หลักฟิสิกส์ในการคำนวณมาตรฐาน ซึ่งนำไปสู่ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาที่ใหญ่เกินจริง^{[ 28 ]}

ในปี 2018 กลไกสำหรับการยกเลิก Λ ได้รับการเสนอผ่านการใช้ศักยภาพการทำลายสมมาตรในรูปแบบลากรางจ์ซึ่งสสารแสดงแรงดันที่ไม่เป็นศูนย์ แบบจำลองนี้ถือว่าสสารมาตรฐานให้แรงดันที่หักล้างการกระทำเนื่องจากค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา Luongo และ Muccino ได้แสดงให้เห็นว่ากลไกนี้อนุญาตให้ใช้พลังงานสุญญากาศตามที่ทฤษฎีสนามควอนตัมทำนายไว้ แต่ขจัดขนาดมหาศาลผ่านเทอมหักล้างเนื่องจากแบริออนและสสารมืดเย็นเท่านั้น^{[ 29 ]}

ในปี 1999 แอนดรูว์ โคเฮนเดวิดบี. แคปแลนและแอนน์ เนลสันเสนอว่าความสัมพันธ์ระหว่างการตัด UV และ IRในทฤษฎีสนามควอนตัมที่มีประสิทธิภาพ นั้นเพียงพอที่จะลดค่าคงที่จักรวาลวิทยาเชิงทฤษฎีลงเหลือค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่วัดได้เนื่องจากขอบเขตโคเฮน-แคปแลน-เนลสัน (CKN) ^{[ 30 ]}ในปี 2021 นิกิตา บลินอฟ และแพทริก เดรเปอร์ ยืนยันผ่านหลักการโฮโลแกรมว่าขอบเขต CKN ทำนายค่าคงที่จักรวาลวิทยาที่วัดได้ ในขณะที่ยังคงรักษาการทำนายของทฤษฎีสนามที่มีประสิทธิภาพในเงื่อนไขที่ไม่รุนแรงมากนัก^{[ 31 ]}

บางคนเสนอวิธีแก้ปัญหาแบบมนุษย์นิยม^{[ 32 ]}และโต้แย้งว่าเราอาศัยอยู่ในภูมิภาคหนึ่งของมัลติเวิร์ส อันกว้างใหญ่ ที่มีภูมิภาคต่างๆ ที่มีพลังงานสุญญากาศแตกต่างกันข้อโต้แย้งแบบมนุษย์นิยม เหล่านี้ ตั้งสมมติฐานว่าเฉพาะภูมิภาคที่มีพลังงานสุญญากาศต่ำ เช่น ภูมิภาคที่เราอาศัยอยู่เท่านั้นที่สามารถรองรับสิ่งมีชีวิตที่มีสติปัญญาได้ ข้อโต้แย้งดังกล่าวมีอยู่ในรูปแบบใดรูปแบบหนึ่งมาตั้งแต่ปี 1981 เป็นอย่างน้อย ประมาณปี 1987 สตีเวน ไวน์เบิร์กประเมินว่าพลังงานสุญญากาศสูงสุดที่อนุญาตสำหรับโครงสร้างที่ยึดเหนี่ยวกันด้วยแรงโน้มถ่วงนั้นมีขนาดใหญ่เกินไปจนเป็นปัญหา แม้จะมีข้อมูลการสังเกตการณ์ที่มีอยู่ในปี 1987 และสรุปว่าคำอธิบายแบบมนุษย์นิยมดูเหมือนจะล้มเหลว อย่างไรก็ตาม การประเมินล่าสุดโดยไวน์เบิร์กและคนอื่นๆ โดยพิจารณาจากปัจจัยอื่นๆ พบว่าขอบเขตนั้นใกล้เคียงกับระดับพลังงานมืดที่สังเกตได้จริงมากขึ้น^{[ 33 ] [ 34 ]}ข้อโต้แย้งเชิงมนุษย์ค่อยๆ ได้รับความน่าเชื่อถือในหมู่นักฟิสิกส์หลายคนหลังจากการค้นพบพลังงานมืดและการพัฒนาภูมิทัศน์ทฤษฎีสตริงแต่ยังคงถูกเยาะเย้ยโดยกลุ่มนักวิทยาศาสตร์จำนวนมากที่ยังคงสงสัยอยู่ว่าเป็นปัญหาในการตรวจสอบ ผู้สนับสนุนวิธีแก้ปัญหาเชิงมนุษย์เองก็มีความเห็นแตกแยกกันในหลายประเด็นทางเทคนิคเกี่ยวกับวิธีการคำนวณสัดส่วนของภูมิภาคในจักรวาลที่มีค่าคงที่พลังงานมืดต่างๆ^{[ 33 ] [ 21 ]}

• รายชื่อปัญหาที่ยังแก้ไม่ตกในวิชาฟิสิกส์
• หายนะจากรังสีอัลตราไวโอเลต  – การทำนายของฟิสิกส์คลาสสิกที่ว่าการแผ่รังสีของวัตถุดำจะเพิ่มขึ้นอย่างไม่มีขีดจำกัดตามความถี่
• ความบังเอิญในจักรวาล  – การสังเกตเชิงตัวเลขในจักรวาลวิทยาหน้าเว็บที่แสดงคำอธิบายสั้น ๆ ของเป้าหมายการเปลี่ยนเส้นทาง

• โอ'ดาวด์, แมตต์ (24 มกราคม 2019). "วิกฤตการณ์ในจักรวาลวิทยา" . PBS Spacetime . เก็บถาวรจากต้นฉบับเมื่อ 20 ธันวาคม 2021 – ผ่านทางYouTube .
• "การทำนายที่แย่ที่สุดในวิชาฟิสิกส์" YouTube Fermilab 14มีนาคม2024(วิดีโอโดย ดร. ดอน ลินคอล์นจากเฟอร์มิแล็บ)