รางวัลโนเบลฟิสิกส์ 2026
Nobel Prize in Physics 2026: Francis Halzen และ IceCube Neutrino Observatory

1. บทนำ

เมื่อวันที่ 6 ตุลาคม 2026 ราชบัณฑิตยสภาวิทยาศาสตร์แห่งสวีเดน (Royal Swedish Academy of Sciences) ประกาศให้ Francis Halzen (เกิด 23 มีนาคม 1944 ที่เมืองตีเนน ประเทศเบลเยียม) ศาสตราจารย์แห่ง University of Wisconsin–Madison สหรัฐอเมริกา ได้รับรางวัลโนเบลสาขาฟิสิกส์ (Nobel Prize in Physics) 2026 เพียงผู้เดียว "สำหรับผลงานชี้ขาดต่อหอสังเกตการณ์นิวทริโนไอซ์คิวบ์ (IceCube Neutrino Observatory) และการค้นพบนิวทริโนพลังงานสูง (high-energy neutrinos) ที่มีต้นกำเนิดจากอวกาศ" คณะกรรมการโนเบลระบุว่า Halzen "วางรากฐานของดาราศาสตร์รูปแบบใหม่ทั้งแขนง" ด้วยแนวคิดใช้น้ำแข็งธารน้ำแข็ง (glacial ice) ที่ขั้วโลกใต้ (South Pole) จับนิวทริโนที่มาจากห้วงจักรวาลอันไกลโพ้น

2. นิวทริโนและแหล่งที่มา

นิวทริโน (neutrino) เป็นอนุภาคประเภทหนึ่ง ไม่มีประจุไฟฟ้า มีมวลน้อยมาก และสามารถเคลื่อนที่ทะลุผ่านสสารได้เกือบทั้งหมดโดยไม่ถูกสังเกตเห็น มีเพียงนาน ๆ ครั้งที่เกิดอันตรกิริยากับนิวเคลียสของอะตอม (atomic nucleus) ทุกวินาทีมีนิวทริโนจากดวงอาทิตย์ราว 65,000 ล้านตัวผ่านพื้นที่ประมาณ 1 ตารางเซนติเมตร นิวทริโนจากอวกาศจึงเป็นผู้ส่งสาร (messenger) ที่พาข้อมูลจากสภาพแวดล้อมสุดขั้วมาถึงโลก ต่างจากโปรตอน (proton) ในรังสีคอสมิก (cosmic rays) ที่ถูกสนามแม่เหล็ก (magnetic fields) ในอวกาศบิดเบนเส้นทาง จนย้อนรอยไปหาต้นทางไม่ได้ และต่างจากรังสีแกมมา (gamma radiation) ที่ถูกดูดกลืนหรือลดทอนระหว่างทางเมื่อโต้ตอบกับแสงและสสาร นิวทริโนไม่ถูกรบกวนทั้งสองอย่าง จึงชี้กลับไปหาแหล่งกำเนิดได้ การทดลองที่เกี่ยวกับนิวทริโนยังเคยได้รางวัลโนเบลฟิสิกส์มาแล้วในอดีต ซึ่งเป็นการทดลองของ Davis และ Koshiba (2002) จากการตรวจจับนิวทริโนจากดวงอาทิตย์และซูเปอร์โนวา (supernova) SN 1987A และ Kajita กับ McDonald (2015) จากการค้นพบว่านิวทริโนเปลี่ยนชนิดได้ (neutrino oscillation)

แหล่งกำเนิดนิวทริโนมีหลายแบบ เช่น ดวงอาทิตย์ การสลายของสารกัมมันตรังสี (radioactive decay) และรังสีคอสมิกที่ชนบรรยากาศโลก (นิวทริโนบรรยากาศ, atmospheric neutrinos ซึ่งมีพลังงานต่ำกว่ามาก) โดยนิวทริโนจากดวงอาทิตย์และจากการสลายกัมมันตรังสีมีพลังงานระดับ MeV หรือราว 10⁻³ GeV ส่วนนิวทริโนบรรยากาศที่ IceCube เก็บข้อมูลได้อยู่ในช่วงราว 10²–10⁵ GeV (0.1–100 TeV) สิ่งที่ Halzen ตามหาคือนิวทริโนพลังงานสูงจากนอกโลก ซึ่งอยู่ในช่วงตั้งแต่ราว 3 × 10⁴ GeV (30 TeV) ขึ้นไปจนถึงระดับ 10⁷ GeV (หลาย PeV) เหตุผลคือโปรตอนรังสีคอสมิกบางตัวมีพลังงานสูงกว่าที่เครื่องเร่งอนุภาค (particle accelerator) บนโลกมาก และต้นกำเนิดของมันยังคงเป็นความลับที่ยังไม่มีใครไขได้ ฟิสิกส์บอกว่ากระบวนการที่เร่งโปรตอนให้พลังงานสูงจะให้กำเนิดนิวทริโนพลังงานสูงด้วย นิวทริโนเหล่านี้จึงน่าจะเกิดจาก "เครื่องเร่งอนุภาคจักรวาล" (cosmic particle accelerators) เช่น ซูเปอร์โนวา (supernova) และแอคทีฟกาแล็กซี (active galaxies) ที่อยู่ไกลออกไปในภาวะสุดขั้ว (extreme conditions)

รูป 1: multi-messengers จากอวกาศ ที่ประกอบด้วยรังสีคอสมิก รังสีแกมมา และนิวทริโน ซึ่งจะเห็นว่านิวทริโนไม่เลี้ยวเบนโดยสนามแม่เหล็กและมีโอกาสเกิดอันตรกิริยาน้อยมากกับสสารต่างๆ

3. ทำไมต้องเป็น IceCube Neutrino Observatory

เมื่อนิวทริโนชนกับนิวเคลียสในน้ำหรือน้ำแข็ง จะเกิดอนุภาคทุติยภูมิมีประจุ ซึ่งเปล่งแสงเชเรนคอฟ (Cherenkov light) อันเป็นคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าที่แผ่ออกมาเมื่ออนุภาคมีประจุเคลื่อนที่ในตัวกลางเร็วกว่าความเร็วแสงในตัวกลางนั้น (c/n โดย n คือดัชนีหักเห) คล้ายกับคลื่นกระแทกของเครื่องบินเหนือเสียง หน้าคลื่นแสงที่เกิดขึ้นจึงรวมตัวเป็นกรวยที่ทำมุม θ คงที่กับแนวการเคลื่อนที่ของอนุภาคตามความสัมพันธ์ cos θ = 1/(nβ) ซึ่งในน้ำแข็ง (n ≈ 1.31) และอนุภาคที่เร็วเกือบเท่าแสง (β ≈ 1) จะได้มุมประมาณ 40 องศา มุมคงที่นี้เองที่ทำให้ตรวจจับได้หากตัวกลางโปร่งใส และย้อนหาทิศทางของนิวทริโนต้นทางได้ (โดยเฉพาะมิวออนนิวทริโน) อันเป็นเงื่อนไขจำเป็นของการทำดาราศาสตร์ นอกจากนี้ความเข้มของแสงยังแปรผันตาม 1/λ² จึงเป็นสีฟ้าถึงอัลตราไวโอเลตเป็นส่วนใหญ่ ซึ่งตรงกับช่วงที่เซนเซอร์แสงมีความไวสูงและน้ำแข็งมีความโปร่งใสมากที่สุด นักฟิสิกส์เสนอแนวคิดนี้กับน้ำมาตั้งแต่ราวปี 1960 ปัจจัยชี้ขาดคือต้องมีปริมาตรใหญ่พอจะเห็นการชนจำนวนมาก ในทศวรรษ 1980 Halzen เกิดแนวคิดว่าการติดตั้งเซนเซอร์แสง (light sensors) ในน้ำแข็งธารน้ำแข็งเพื่อจับแสงวาบจากการชนของนิวทริโน เขาปรึกษา John G. Learned ผู้ทำโครงการ DUMAND (ตรวจนิวทริโนในน้ำทะเลลึกนอกฮาวาย) และทั้งสองเสนอแนวคิดนี้ครั้งแรกในปี 1988 ที่การประชุมในโปแลนด์

น้ำแข็งบริเวณขั้วโลกเหมาะที่สุด เพราะมีปริมาตรมหาศาลโดยไม่มีต้นทุนวัสดุเป้าหมาย ทั้งยังโปร่งใสพอให้แสงเดินทางได้ไกลหลายสิบถึงหลายร้อยเมตร จึงวางเซนเซอร์ห่างกันได้ และที่พลังงานสูง อนุภาคทุติยภูมิยังวิ่งได้ไกลหลายกิโลเมตร ทำให้ตรวจจับได้แม้นิวทริโนจะเกิดอันตรกิริยาอยู่นอกปริมาตรของเครื่องตรวจวัดเล็กน้อย นอกจากนี้ขั้วโลกใต้ยังมีสถานีวิจัยพร้อมระบบขนส่งและสิ่งอำนวยความสะดวกอยู่แล้ว น้ำแข็งที่ระดับลึกพอมืดสนิทตลอดเวลา ไม่มีสิ่งมีชีวิตรบกวนเหมือนในมหาสมุทร มีสารกัมมันตรังสีต่ำ บริเวณพื้นที่เป้าหมายนั้นน้ำแข็งนิ่งและไม่มีแผ่นดินไหว (geologically stable) ข้อเสียคือสภาพอากาศหนาวเย็นทำให้เดินทางเข้าออกไม่ได้เกือบทั้งปี งานภาคสนามจึงทำได้เฉพาะช่วงฤดูร้อนสั้น ๆ ระหว่างพฤศจิกายนถึงกุมภาพันธ์ของทุกปี

เพื่อให้เห็นภาพว่าเหตุใดจึงต้องเลือกตัวกลางให้เหมาะสมกับเป้าหมายทางวิทยาศาสตร์ เราอาจเปรียบเทียบกับการทดลอง JUNO (Jiangmen Underground Neutrino Observatory) ที่มีเป้าหมายต่างกัน คือศึกษาแอนตินิวทริโน (antineutrino) จากเตาปฏิกรณ์นิวเคลียร์ ซึ่งมีพลังงานเพียงไม่กี่ MeV และต้องวัดพลังงานให้แม่นยำมากเพื่อหาลำดับมวลของนิวทริโน (mass ordering) น้ำไม่เหมาะกับงานนี้ เพราะให้แสงน้อยเกินไป มีเกณฑ์พลังงานขั้นต่ำสำหรับการเกิดแสงเชเรนคอฟ และตรวจรังสีแกมมาพลังงาน 2.2 MeV จากการจับนิวตรอน (neutron capture) ซึ่งใช้ยืนยันปฏิกิริยาได้ยาก JUNO จึงใช้ของเหลวประกายแสง (liquid scintillator) ที่ให้แสงมากกว่าน้ำราว 50–100 เท่า แม้จะไม่ให้ข้อมูลทิศทาง แต่ก็ไม่จำเป็น เพราะรู้ตำแหน่งเตาปฏิกรณ์ต้นทางอยู่แล้ว ต่างจาก IceCube ที่ต้องรู้ทิศทางเพื่อย้อนรอยไปหาแหล่งกำเนิดในอวกาศ และต้องการปริมาตรมหาศาลเพื่อจับนิวทริโนพลังงานสูงที่หาได้ยาก น้ำแข็งขั้วโลกจึงเป็นตัวเลือกที่เหมาะสมกว่า

รูป 2: IceCube Neutrino Observatory และ Optical Modules

4. การสร้างและการทดลอง

ในช่วงแรก Halzen ทำงานด้านทฤษฎี (theoretical work) แต่แนวคิดนี้ดึงดูดนักวิจัยจากหลายสถาบันมาร่วมกัน ทีมเรียนรู้จากนักธารน้ำแข็งวิทยา (glaciologists) ว่าเจาะรูลึกเป็นกิโลเมตรได้ด้วยหัวฉีดน้ำร้อน (hot-water drill) แล้วหย่อนสายเคเบิลที่ผูกเซนเซอร์แสงลงในรูที่เต็มด้วยน้ำ (Halzen เปรียบเซนเซอร์เป็น "หลอดไฟแบบกลับด้าน" คือรับแสงแล้วแปลงเป็นสัญญาณไฟฟ้า) ทีมทดสอบที่กรีนแลนด์ก่อน จากนั้นจึงสร้างหอสังเกตการณ์แห่งแรก คือ AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) ที่ขั้วโลกใต้ โดยปี 1992 เป็นครั้งแรกที่ลองหย่อนเซนเซอร์ลงธารน้ำแข็ง และในคืนคริสต์มาสอีฟปี 1993 Halzen ได้รับข้อความยืนยันว่าสายแรกติดตั้งสำเร็จ ชั้นน้ำแข็งด้านบนมีฟองอากาศ ทำให้แสงกระเจิง (scatter) ผลช่วงแรกจึงน่าผิดหวัง แต่ต่ำกว่า 1,400 เมตรน้ำแข็งบริสุทธิ์และใสมาก แสงเดินทางได้ไกลถึง 300 เมตรก่อนถูกดูดกลืน (absorbed) ไกลกว่าที่ใครคาด AMANDA สร้างต่อจนถึงเดือนมกราคม 2000 ใช้งานได้ตามที่ออกแบบ แต่เล็กเกินไปสำหรับนิวทริโนพลังงานสูง จึงขยายเป็น IceCube คือน้ำแข็งหนึ่งลูกบาศก์กิโลเมตร (cubic kilometre) ที่มีเซนเซอร์แสง 5,160 ตัวบนสายเคเบิล 86 เส้น ที่ความลึก 1,450–2,450 เมตร สร้างเสร็จเมื่อเดือนธันวาคม 2010 และเริ่มเดินเครื่องเต็มรูปแบบในปี 2011 ทั้งนี้ IceCube ได้รับทุนจากมูลนิธิวิทยาศาสตร์แห่งชาติสหรัฐ (National Science Foundation) และดำเนินงานโดยความร่วมมือระหว่างประเทศราว 450 คน นำโดย Wisconsin IceCube Particle Astrophysics Center (WIPAC) ที่ UW–Madison

ความท้าทายสำคัญคือแยกสัญญาณออกจากสัญญาณรบกวนพื้นหลัง (background signals) เพราะมีอนุภาคจากบรรยากาศเหนือแอนตาร์กติกาลงมาถึงเซนเซอร์มากกว่า 100 ล้านตัวต่อวัน และนิวทริโนบรรยากาศที่ทะลุโลกจากซีกเหนือ (northern hemisphere) มาถึงอีกหลายร้อยตัวต่อวัน ทีมจึงคัดเลือกเหตุการณ์ (selected events) ที่นิวทริโนทำปฏิกิริยาในน้ำแข็ง แล้วดูว่าโดยรวมคุณสมบัติตรงกับนิวทริโนจากอวกาศ (cosmic neutrinos) หรือไม่ ในปี 2013 ทีมรายงานหลักฐานแรก (first evidence) ว่าพบนิวทริโนจากอวกาศ จากเหตุการณ์ 28 เหตุการณ์ที่มีพลังงานตั้งแต่ราว 3 × 10⁴ GeV (30 TeV) ขึ้นไป ซึ่งรวมสองเหตุการณ์แรกที่พลังงานสะสมในเครื่องตรวจวัดถึงระดับ PeV คือ 1.04 และ 1.14 PeV (ราว 10⁶ GeV) และอีกสองสามปีต่อมามีข้อมูลมากพอจะยืนยันการค้นพบได้อย่างมั่นใจ เหตุการณ์ที่พลังงานสูงที่สุดกลุ่มหนึ่งคือแอนตินิวทริโนพลังงาน 6.3 PeV (6.3 × 10⁶ GeV) ที่ตรวจพบในปี 2016 ซึ่งยืนยันปรากฏการณ์ Glashow resonance และสูงกว่าพลังงานที่เครื่องเร่งอนุภาค LHC สร้างได้ราว 1,000 เท่า ล่าสุดพบนิวทริโนพลังงานสูงจากทางช้างเผือก (Milky Way) ซึ่งคาดว่าเกิดจากรังสีคอสมิกชนอะตอมในแก๊สบางระหว่างดาว (interstellar gas)

5. ความสำคัญต่อฟิสิกส์และเอกภพ

การค้นพบนี้ขยายดาราศาสตร์นิวทริโน (neutrino astronomy) ซึ่งเริ่มตั้งแต่ทศวรรษ 1960 (จากนิวทริโนของดวงอาทิตย์) ไปสู่ระดับใหม่ ที่เราสามารถมองเห็น (หรือวัดได้) ปรากฏการณ์ที่ปกติถูกเมฆฝุ่น (dust clouds) บังไว้ หรือวัตถุไกลมากจนรังสีอื่นสูญหายไปก่อนมาถึง และได้ความรู้ที่ไม่อาจหาได้ด้วยวิธีอื่น เป้าหมายสำคัญคือไขปริศนาต้นกำเนิดรังสีคอสมิกพลังงานสูงสุด (highest-energy cosmic rays) โดยย้อนรอยนิวทริโนพลังงานสูงสุดกลับไปหาจุดที่โปรตอนถูกเร่ง (cosmic particle accelerators) ในปี 2017 การแจ้งเตือนนิวทริโนพลังงานสูงหนึ่งเหตุการณ์นำไปสู่การสังเกตการณ์ร่วมหลายช่องสัญญาณ (multi-messenger) ของเบลซาร์ TXS 0506+056 ซึ่งเป็นการชี้แหล่งกำเนิดนิวทริโนนอกกาแล็กซีครั้งแรก ต่อมาปี 2022 ข้อมูลชี้ไปที่แอคทีฟกาแล็กซี NGC 1068 (M77) ที่มีนิวทริโน 79 ตัวมาจากทิศทางนี้ แต่หลักฐานยังไม่พอจะยืนยันว่าเป็นแหล่งกำเนิดแน่นอน ต้องรอการเก็บข้อมูลที่มากขึ้นในอนาคต นอกจากนี้ทั่วโลกยังมีกล้องโทรทรรศน์นิวทริโน (neutrino telescopes) ในน้ำที่กำลังพัฒนาอยู่ (ทะเลสาบไบคาล เมดิเตอร์เรเนียน ทะเลจีนใต้ นอกชายฝั่งตะวันตกของแคนาดา) และแผนขยาย IceCube-Gen2 จะครอบคลุมน้ำแข็งถึง 8 ลูกบาศก์กิโลเมตร

6. ประวัติและผลงานของ Francis Halzen

Halzen เกิดและเติบโตในเบลเยียมเมื่อวันที่ 23 มีนาคม 1944 สนใจฟิสิกส์อนุภาค (particle physics) จากความก้าวหน้าในทศวรรษ 1960 และช่วงแรกศึกษาอนุภาคมวลมากที่ประกอบจากควาร์ก (quarks) จบปริญญาโท (master's degree) ปี 1966 และปริญญาเอก (PhD) ปี 1969 จาก Catholic University of Leuven (ซึ่งต่อมาแยกเป็น KU Leuven และ UCLouvain) หลังจบปริญญาเอกไม่นานเขาย้ายไปที่ University of Wisconsin–Madison และอยู่ในคณะฟิสิกส์ (physics faculty) ที่นั่นตั้งแต่ปี 1972 ปัจจุบันเป็น Gregory Breit Professor และ Vilas Research Professor (ตั้งแต่ปี 2021) ผู้อำนวยการ Institute for Elementary Particle Physics และหัวหน้านักวิจัย (principal investigator) ของ AMANDA และ IceCube Neutrino Observatory เขาเป็นนักทฤษฎี (theoretician) ที่ศึกษาปัญหาซึ่งคาบเกี่ยวระหว่างชุมชนฟิสิกส์อนุภาค ดาราศาสตร์ (astrophysics) และจักรวาลวิทยา (cosmology) จึงบุกเบิกการผสานฟิสิกส์อนุภาคกับดาราศาสตร์ที่เรียกว่าฟิสิกส์อนุภาคดาราศาสตร์ (astroparticle physics) เขายังเป็นผู้เขียนร่วมตำราฟิสิกส์อนุภาค Quarks and Leptons มีผลงานตีพิมพ์กว่า 1,000 ชิ้น และเคยเขียนเรียงความลงใน The Best American Science Writing 2000

WIPAC ระบุว่า Halzen เริ่มงาน AMANDA ในปี 1987 ซึ่งเป็นกล้องโทรทรรศน์นิวทริโน (neutrino telescope) รุ่นแรกที่ขั้วโลกใต้ และเป็นการพิสูจน์แนวคิด (proof of concept) ของ IceCube บทบาทที่โนเบลเน้นคือการเป็นผู้ผลักดันทั้ง AMANDA และ IceCube ในฐานะหัวหน้านักวิจัย (principal investigator) ที่ทำโครงการจากความฝันจนไปถึงการวัดจริงและผลทางวิทยาศาสตร์ การสังเกตนิวทริโนพลังงานสูงจากอวกาศครั้งแรกของ IceCube ได้รับรางวัล Physics World Breakthrough of the Year ปี 2013 เขายังร่วมในคณะกรรมการที่ปรึกษา (advisory committees) ของ SNO, Telescope Array, การทดลองอัปเกรด Auger, สถาบัน Max Planck ที่ไฮเดลแบร์กและมิวนิก และ US Particle Physics Prioritization Panel รางวัลและเกียรติยศบางส่วน ได้แก่ APS Fellow (ตั้งแต่ปี 1994), Smithsonian American Ingenuity Award (2014), Balzan Prize สาขาฟิสิกส์อนุภาคดาราศาสตร์ (2015), Bruno Pontecorvo Prize (2018), IUPAP Yodh Prize (2019), Bruno Rossi Prize ของ American Astronomical Society (2021), Homi Bhabha Prize and Medal ของ IUPAP (2021), APS Medal for Exceptional Achievement in Research (2026) และเป็นสมาชิก National Academy of Sciences ของสหรัฐฯ (2024) พร้อมปริญญากิตติมศักดิ์ (honorary doctorates) จากมหาวิทยาลัยหลายแห่ง สำหรับ UW–Madison นับเป็นโนเบลฟิสิกส์คนที่ 6 และโนเบลรางวัลที่ 23 ของมหาวิทยาลัย

7. ความร่วมมือกับนักวิจัยในประเทศไทย

ประเทศไทยมีส่วนร่วมใน IceCube ผ่านโครงการความร่วมมือไทย–ไอซ์คิวบ์ ตามพระราชดำริสมเด็จพระกนิษฐาธิราชเจ้า กรมสมเด็จพระเทพรัตนราชสุดาฯ สยามบรมราชกุมารี โดยลงนามข้อตกลงกับ University of Wisconsin–Madison เมื่อวันที่ 22 มิถุนายน 2024 ร่วมกับมหาวิทยาลัยเชียงใหม่ จุฬาลงกรณ์มหาวิทยาลัย สถาบันวิจัยดาราศาสตร์แห่งชาติ (องค์การมหาชน) และสถาบันการจัดการปัญญาภิวัฒน์ ปัจจุบันมหาวิทยาลัยเชียงใหม่เป็นสมาชิกสมทบ (Associate Member) ของ IceCube Collaboration และสมาชิกเต็ม (Full Member) ของ IceCube-Gen2 Collaboration โดยมีรองศาสตราจารย์ ดร.วราภรณ์ นันทิยกุล คณะวิทยาศาสตร์ เป็นหัวหน้าโครงการ

งานหลักของทีมไทยคือวิเคราะห์ข้อมูลและจำลองการตอบสนองของ IceTop ซึ่งเป็นเครื่องตรวจวัดรังสีคอสมิกบนผิวพื้นของหอสังเกตการณ์ โดยเน้นอัตรานับในระยะยาวและผลของความดันบรรยากาศ อุณหภูมิ และหิมะสะสมเหนือถังตรวจวัด ด้านวิศวกรรม ผู้ช่วยศาสตราจารย์ ดร.ชนะ สินทรัพย์วโรดม คณะวิศวกรรมศาสตร์ ร่วมปฏิบัติงานที่ขั้วโลกใต้ในโครงการ IceCube Upgrade สามฤดูกาล (2023/24–2025/26) และมหาวิทยาลัยกำลังจัดตั้งห้องปฏิบัติการประกอบและทดสอบโมดูลตรวจวัดแสง นอกจากนี้นักศึกษาไทยได้ร่วม IceCube Summer Student Program ตั้งแต่ปี 2022 งานทั้งหมดได้รับการสนับสนุนจากมูลนิธิเทคโนโลยีสารสนเทศตามพระราชดำริฯ และหน่วยบริหารจัดการทุนด้านเทคโนโลยีและนวัตกรรมเพื่ออุตสาหกรรมแห่งอนาคต (บพค.)

รางวัลโนเบลฟิสิกส์ 2026

รางวัลโนเบลฟิสิกส์ 2026 Nobel Prize in Physics 2026: Francis Halzen และ IceCube Neutrino Observatory