នៅក្នុងប្រវត្តិសាស្រ្តនៃចំណេះដឹងនៃពិភពលោកជុំវិញយើងទិសដៅទូទៅមួយត្រូវបានតាមដានយ៉ាងច្បាស់ - ការទទួលស្គាល់បន្តិចម្តង ៗ នៃភាពមិនចេះរីងស្ងួតនៃធម្មជាតិភាពមិនចេះរីងស្ងួតនៅក្នុងគ្រប់ទិដ្ឋភាពទាំងអស់។ សកលលោកគឺគ្មានដែនកំណត់នៅក្នុងលំហ និងពេលវេលា ហើយប្រសិនបើយើងបោះបង់គំនិតរបស់ I. Newton អំពី "ការជំរុញដំបូង" នោះប្រភេទនៃទស្សនៈពិភពលោកនេះអាចត្រូវបានចាត់ទុកថាជាវត្ថុនិយម។ ចក្រវាឡញូវតុនបានអះអាងថា លំហគឺជាឃ្លាំងនៃអ្វីៗទាំងអស់។ សាកសពសេឡេស្ទាលជាមួយនឹងចលនា និងម៉ាស់ ដែលវាមិនមានទំនាក់ទំនងអ្វីឡើយ។ ចក្រវាឡគឺតែងតែដូចគ្នា ពោលគឺស្ថានី ទោះបីជាការស្លាប់ និងកំណើតនៃពិភពលោកកំពុងកើតឡើងជានិច្ចនៅក្នុងវាក៏ដោយ។

វាហាក់ដូចជាថាមេឃនៃសកលវិទ្យាញូតុនបានសន្យាថានឹងគ្មានពពក។ ទោះ​ជា​យ៉ាង​ណា ភាព​ផ្ទុយ​គ្នា​ត្រូវ​បាន​គេ​មើល​ឃើញ​ក្នុង​ពេល​ឆាប់​ៗ​នេះ។ អេ ក្នុងអំឡុង XIXក្នុង ភាពផ្ទុយគ្នាចំនួនបីត្រូវបានគេរកឃើញ ដែលត្រូវបានបង្កើតឡើងក្នុងទម្រង់នៃភាពផ្ទុយគ្នាចំនួនបី ហៅថា cosmological ones។ ពួកគេហាក់ដូចជាធ្វើឱ្យខូចដល់គំនិតនៃភាពគ្មានទីបញ្ចប់នៃសកលលោក។

photometric paradox ។ប្រសិនបើសកលលោកគឺគ្មានដែនកំណត់ ហើយផ្កាយត្រូវបានចែកចាយស្មើៗគ្នានៅក្នុងនោះ នោះក្នុងទិសដៅណាមួយ យើងគួរតែឃើញប្រភេទផ្កាយមួយចំនួន។ ក្នុងករណីនេះ ផ្ទៃមេឃនឹងភ្លឺចែងចាំងដូចព្រះអាទិត្យ។

ទំនាញទំនាញ។ប្រសិនបើចក្រវាឡគ្មានដែនកំណត់ ហើយផ្កាយកាន់កាប់លំហរបស់វាស្មើៗគ្នា នោះកម្លាំងទំនាញនៅចំនុចនីមួយៗរបស់វាគួរមានទំហំធំមិនកំណត់ ហេតុដូច្នេះហើយ ការបង្កើនល្បឿនដែលទាក់ទងគ្នាក៏នឹងមានទំហំធំគ្មានដែនកំណត់។ សាកសពអវកាសដែល, ដូចដែលអ្នកដឹង, គឺមិនមែន។

ភាពផ្ទុយគ្នានៃទែរម៉ូឌីណាមិក។យោងទៅតាមច្បាប់ទីពីរនៃទែរម៉ូឌីណាមិកអ្វីគ្រប់យ៉ាង ដំណើរការរាងកាយនៅក្នុងសកលលោក ទីបំផុតចុះមក ដល់ការបញ្ចេញកំដៅ ដែលត្រូវបានរលាយបាត់ទៅវិញក្នុងលំហពិភពលោក។ មិនយូរមិនឆាប់ រាងកាយទាំងអស់នឹងត្រជាក់ដល់សីតុណ្ហភាព សូន្យដាច់ខាតចលនានឹងឈប់ ហើយមកជារៀងរហូត។ ការស្លាប់ដោយកំដៅ"។ សកលលោកមានការចាប់ផ្តើមមួយ ហើយចុងបញ្ចប់ដែលមិនអាចជៀសបានរបស់វាកំពុងរង់ចាំ។

ត្រីមាសទីមួយនៃសតវត្សទី 20 បានឆ្លងកាត់ការរំពឹងទុកយ៉ាងអន្ទះសារនៃការបដិសេធ។ ជាការពិតណាស់ គ្មាននរណាម្នាក់ចង់បដិសេធភាពគ្មានទីបញ្ចប់នៃចក្រវាឡនោះទេ ប៉ុន្តែផ្ទុយទៅវិញ គ្មាននរណាម្នាក់អាចលុបបំបាត់ភាពផ្ទុយគ្នាខាងលោហធាតុនៃចក្រវាឡស្ថានីបានទេ។ មានតែភាពប៉ិនប្រសប់របស់ Albert Einstein ប៉ុណ្ណោះដែលបាននាំយកស្ទ្រីមថ្មីមួយទៅកាន់ជម្លោះលោហធាតុ។

ញូតុនៀន រូបវិទ្យាបុរាណដូចដែលបានបញ្ជាក់រួចមកហើយ ចាត់ទុកលំហជាធុងផ្ទុកសាកសព។ យោងតាមលោក Newton មិនអាចមានអន្តរកម្មណាមួយរវាងសាកសព និងលំហ។

នៅឆ្នាំ 1916 A. Einstein បានបោះពុម្ពសៀវភៅមូលដ្ឋាន ទ្រឹស្តីទូទៅទំនាក់ទំនង។ គំនិតសំខាន់មួយរបស់វាគឺថាផ្នែកសម្ភារៈ ជាពិសេស ម៉ាស់ធំ, គួរឱ្យកត់សម្គាល់ពត់លំហ។ ជាឧទាហរណ៍ ដោយសារតែនេះ ធ្នឹមនៃពន្លឺដែលឆ្លងកាត់នៅជិតព្រះអាទិត្យផ្លាស់ប្តូរទិសដៅដើមរបស់វា។

ឥឡូវនេះ ចូរយើងស្រមៃថា នៅក្នុងផ្នែកទាំងមូលនៃសកលលោកដែលយើងសង្កេតឃើញ រូបធាតុត្រូវបាន "លាប" ស្មើៗគ្នានៅក្នុងលំហ ហើយច្បាប់ដូចគ្នាដំណើរការនៅចំណុចណាមួយនៅក្នុងវា។ នៅដង់ស៊ីតេមធ្យមជាក់លាក់នៃរូបធាតុលោហធាតុ ផ្នែកដែលបានជ្រើសរើសនៃសកលលោកនឹងមិនត្រឹមតែពត់លំហប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែ

សូម្បីតែបិទវា "ដោយខ្លួនឯង" ។ សកលលោក (ច្បាស់ជាងនេះទៅទៀត ផ្នែកដែលបានជ្រើសរើសរបស់វា) នឹងប្រែទៅជាពិភពបិទជិតមួយ ដែលស្រដៀងនឹងលំហធម្មតា។ ប៉ុន្តែមានតែវាទេដែលនឹងក្លាយជារាងបួនជ្រុង ឬលំហមួយដែលយើងជាសត្វមានបីវិមាត្រ មិនអាចនឹកស្មានដល់។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ការគិតដោយភាពស្រដៀងគ្នា យើងអាចយល់បានយ៉ាងងាយស្រួលនូវលក្ខណៈសម្បត្តិមួយចំនួននៃលំហអាកាស។ វាដូចជាស្វ៊ែរធម្មតា មានបរិមាណកំណត់ដែលមានម៉ាសកំណត់។ ប្រសិនបើអ្នកហោះហើរក្នុងលំហពិភពលោកគ្រប់ពេលវេលាក្នុងទិសដៅតែមួយ នោះបន្ទាប់ពីចំនួនជាក់លាក់រាប់ពាន់លានឆ្នាំ អ្នកអាចទៅដល់ចំណុចចាប់ផ្តើម។

គំនិតនៃលទ្ធភាពនៃសកលលោកត្រូវបានបិទត្រូវបានបង្ហាញជាលើកដំបូងដោយ A. Einstein ។ នៅឆ្នាំ 1922 គណិតវិទូសូវៀត A. A. Friedman បានបង្ហាញថា "ចក្រវាឡបិទជិត" របស់ Einstein មិនអាចឋិតិវន្តបានទេ។ ក្នុងករណីណាក៏ដោយ ទំហំរបស់វាពង្រីក ឬចុះកិច្ចសន្យាជាមួយខ្លឹមសារទាំងអស់របស់វា។

នៅឆ្នាំ 1929 តារាវិទូជនជាតិអាមេរិក E. Hubble បានរកឃើញគំរូដ៏គួរឱ្យកត់សម្គាល់មួយ៖ បន្ទាត់នៅក្នុងវិសាលគមនៃកាឡាក់ស៊ីភាគច្រើនត្រូវបានផ្លាស់ប្តូរទៅជាចុងក្រហម ហើយការផ្លាស់ប្តូរសាកសពកាន់តែធំ កាឡាក់ស៊ីកាន់តែឆ្ងាយ។ បាតុភូតគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍នេះត្រូវបានគេហៅថា redshift ។ ការពន្យល់ពីការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហមដោយឥទ្ធិពល Doppler ពោលគឺដោយការផ្លាស់ប្តូររលកពន្លឺនៃពន្លឺដោយសារចលនានៃប្រភព អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានសន្និដ្ឋានថាចម្ងាយរវាងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង និងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតកំពុងកើនឡើងជាបន្តបន្ទាប់។ ជាការពិតណាស់ កាឡាក់ស៊ីមិនខ្ចាត់ខ្ចាយគ្រប់ទិសទីពី Galaxy របស់យើង ដែលមិនកាន់កាប់ទីតាំងពិសេសណាមួយនៅក្នុង Metagalaxy ប៉ុន្តែមានការដកចេញទៅវិញទៅមកនៃកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់។ នេះមានន័យថា អ្នកសង្កេតការណ៍ដែលមានទីតាំងនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីណាមួយ អាចរកឃើញការផ្លាស់ប្តូរក្រហមដូចយើងដែរ វាហាក់ដូចជាគាត់ថាកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់កំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីវា។ ដូច្នេះ Metagalaxy គឺមិនស្ថិតស្ថេរ។ របកគំហើញនៃការពង្រីក Metagalaxy បង្ហាញថា Metagalaxy កាលពីអតីតកាលមិនដូចបច្ចុប្បន្នទេ ហើយវានឹងខុសគ្នានៅពេលអនាគត ពោលគឺ Metagalaxy មានការវិវត្ត។

ល្បឿនធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ីត្រូវបានកំណត់ពី redshift ។ នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីជាច្រើន ពួកវាមានទំហំធំណាស់ ស្របជាមួយនឹងល្បឿននៃពន្លឺ។ ល្បឿនខ្ពស់បំផុត ជួនកាលលើស

250 ពាន់គីឡូម៉ែត្រ / s, quasars មួយចំនួនដែលត្រូវបានចាត់ទុកថាជាវត្ថុឆ្ងាយបំផុតនៃ Metagalaxy ពីយើងមាន។

ច្បាប់នេះបើយោងតាម ​​redshift (ហើយដូច្នេះល្បឿននៃការយកចេញនៃកាឡាក់ស៊ី) កើនឡើងសមាមាត្រទៅនឹងចម្ងាយពីកាឡាក់ស៊ី (ច្បាប់របស់ Hubble) អាចត្រូវបានសរសេរជា: v - Hr ដែល v គឺជាល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃកាឡាក់ស៊ី; r - ចម្ងាយទៅវា; H គឺជាថេរ Hubble ។ ដោយ ការប៉ាន់ស្មានទំនើបតម្លៃនៃ H ស្ថិតនៅក្នុង៖

អាស្រ័យហេតុនេះ អត្រានៃការពង្រីកមេតាហ្គាឡាក់ស៊ី ដែលសង្កេតឃើញមានដូចជាកាឡាក់ស៊ី បំបែកដោយចម្ងាយ 1 Mpc (3 10 19 គីឡូម៉ែត្រ) ផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមកក្នុងល្បឿន 50 ទៅ 100 គីឡូម៉ែត្រ / វិនាទី។ ប្រសិនបើអត្រាស្រករបស់កាឡាក់ស៊ីត្រូវបានគេស្គាល់ នោះចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយអាចត្រូវបានគណនា។

ដូច្នេះ យើងរស់នៅក្នុង Metagalaxy ដែលកំពុងពង្រីក។ បាតុភូតនេះមានលក្ខណៈផ្ទាល់ខ្លួនរបស់វា។ ការពង្រីកនៃ Metagalaxy បង្ហាញដោយខ្លួនវាតែនៅកម្រិតនៃចង្កោម និង superclusters នៃកាឡាក់ស៊ី ពោលគឺប្រព័ន្ធដែលធាតុរបស់ពួកគេជាកាឡាក់ស៊ី។ លក្ខណៈ​ពិសេស​មួយ​ទៀត​នៃ​ការ​ពង្រីក​ Metagalaxy គឺ​ថា​គ្មាន​ចំណុច​កណ្តាល​ណា​ដែល​កាឡាក់ស៊ី​បែកខ្ចាត់ខ្ចាយ​ឡើយ។

ការពង្រីក Metagalaxy គឺជាបាតុភូតធម្មជាតិដ៏អស្ចារ្យបំផុតដែលគេស្គាល់នាពេលបច្ចុប្បន្ន។ ការបកស្រាយត្រឹមត្រូវរបស់វាគឺមានអត្ថន័យមនោគមវិជ្ជាដ៏អស្ចារ្យ។ វាមិនមែនជារឿងចៃដន្យទេដែលភាពខុសគ្នាជាមូលដ្ឋានរវាងទស្សនៈទស្សនវិជ្ជារបស់អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រត្រូវបានបង្ហាញយ៉ាងច្បាស់នៅក្នុងការពន្យល់អំពីមូលហេតុនៃបាតុភូតនេះ។ ពួកគេខ្លះកំណត់អត្តសញ្ញាណ Metagalaxy ជាមួយនឹងសកលលោកទាំងមូល កំពុងព្យាយាមបង្ហាញថាការពង្រីក Metagalaxy បញ្ជាក់ពីសាសនាអំពីអបិយជំនឿ។ ប្រភពដើមដ៏ទេវភាពសកលលោក។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយសកលលោកដឹង ដំណើរការធម្មជាតិដែលអាចបណ្តាលឱ្យមានការពង្រីកដែលបានសង្កេតឃើញកាលពីអតីតកាល។ តាមលទ្ធភាពទាំងអស់នេះគឺជាការផ្ទុះ។ មាត្រដ្ឋាន​របស់​គេ​វាយ​យើង​រួច​ហើយ​នៅ​ពេល​សិក្សា ប្រភេទជាក់លាក់កាឡាក់ស៊ី។ មនុស្សម្នាក់អាចស្រមៃថាការពង្រីកនៃ Metagalaxy

ក៏បានចាប់ផ្តើមជាមួយនឹងបាតុភូតដែលស្រដៀងទៅនឹងការផ្ទុះដ៏ធំនៃរូបធាតុ ជាមួយនឹងសីតុណ្ហភាព និងដង់ស៊ីតេដ៏ធំសម្បើម។

ដោយសារសកលលោកកំពុងពង្រីក វាជារឿងធម្មតាដែលគិតថាវាធ្លាប់តូចជាង ហើយនៅពេលតែមួយ លំហទាំងអស់ត្រូវបានបង្រួមទៅជា superdense ចំណុចសម្ភារៈ. វាគឺជាពេលនៃអ្វីដែលហៅថាឯកវចនៈ ដែលមិនអាចពិពណ៌នាបានដោយសមីការនៃរូបវិទ្យាទំនើប។ សម្រាប់ហេតុផលដែលមិនស្គាល់ ដំណើរការស្រដៀងនឹងការផ្ទុះមួយបានកើតឡើង ហើយចាប់តាំងពីពេលនោះមក សកលលោកបានចាប់ផ្តើម "ពង្រីក" ។ ដំណើរការដែលកើតឡើងក្នុងករណីនេះត្រូវបានពន្យល់ដោយទ្រឹស្តីនៃសកលលោកក្តៅ។

នៅឆ្នាំ 1965 អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រអាមេរិក A. Penzias និង R. Wilson បានរកឃើញ ភស្តុតាងពិសោធន៍ការស្នាក់នៅរបស់សាកលលោកក្នុងស្ថានភាពដ៏ក្តៅគគុកមួយ ពោលគឺ វិទ្យុសកម្មវត្ថុធាតុអាកាស។ វាបានប្រែក្លាយថាលំហខាងក្រៅពោរពេញទៅដោយរលកអេឡិចត្រូម៉ាញេទិក ដែលជាអ្នកនាំសាររបស់នោះ។ សម័យបុរាណការអភិវឌ្ឍន៍នៃចក្រវាឡ នៅពេលដែលគ្មានផ្កាយ កាឡាក់ស៊ី ណុប៊ីឡា។ វិទ្យុសកម្ម Relic ជ្រាបចូលគ្រប់លំហ គ្រប់កាឡាក់ស៊ី វាចូលរួមក្នុងការពង្រីក Metagalaxy ។ វិទ្យុសកម្មអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិចដែលពឹងផ្អែកគឺស្ថិតនៅក្នុងជួរវិទ្យុដែលមានរលកចម្ងាយពី 0.06 សង់ទីម៉ែត្រទៅ 60 សង់ទីម៉ែត្រ។ ការចែកចាយថាមពលគឺស្រដៀងទៅនឹងវិសាលគមនៃរាងកាយខ្មៅដែលមានសីតុណ្ហភាព 2.7 K. ដង់ស៊ីតេថាមពល វិទ្យុសកម្ម relicស្មើនឹង 4 10 -13 erg / cm 3 វិទ្យុសកម្មអតិបរមាធ្លាក់លើ 1.1 ម។ ក្នុងករណីនេះវិទ្យុសកម្មខ្លួនវាមានតួអក្សរនៃផ្ទៃខាងក្រោយជាក់លាក់មួយព្រោះវាបំពេញចន្លោះទាំងមូលនិងជា isotropic ទាំងស្រុង។ វា​ជា​សាក្សី​ចំពោះ​ស្ថានភាព​ដំបូង​នៃ​សកលលោក។

វាមានសារៈសំខាន់ខ្លាំងណាស់ដែលទោះបីជាការរកឃើញនេះត្រូវបានធ្វើឡើងដោយចៃដន្យខណៈពេលដែលកំពុងសិក្សាការជ្រៀតជ្រែកនៃវិទ្យុលោហធាតុក៏ដោយ អត្ថិភាពនៃ CMB ត្រូវបានទស្សន៍ទាយដោយអ្នកទ្រឹស្តី។ មួយក្នុងចំណោមដំបូងគេដែលទស្សន៍ទាយវិទ្យុសកម្មនេះគឺ D. Gamow ដែលបង្កើតទ្រឹស្តីនៃប្រភពដើម ធាតុគីមីដែលបានបង្ហាញខ្លួននៅនាទីដំបូងបន្ទាប់ពី បន្ទុះ. ការព្យាករណ៍នៃអត្ថិភាពនៃវិទ្យុសកម្ម relic និងការរកឃើញរបស់វានៅក្នុង ចន្លោះ​ខាងក្រៅ- ឧទាហរណ៍ដ៏គួរឱ្យជឿជាក់មួយទៀតនៃការយល់ដឹងរបស់ពិភពលោក និងច្បាប់របស់វា។

នៅក្នុងគំរូ cosmological ថាមវន្តដែលបានអភិវឌ្ឍទាំងអស់ គំនិតនៃការពង្រីកសកលលោកពីស្ថានភាព superdense និង superhot មួយចំនួនដែលហៅថាឯកវចនៈត្រូវបានបញ្ជាក់។ តារារូបវិទ្យាជនជាតិអាមេរិក D. Gamow បានមកដល់គំនិតនៃ Big Bang និងសកលលោកដ៏ក្តៅគគុកនៅដំណាក់កាលដំបូងនៃការវិវត្តរបស់វា។ ការវិភាគបញ្ហា ដំណាក់កាលដំបូងការវិវត្តន៍នៃសកលលោកត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយគំនិតថ្មីអំពីធម្មជាតិនៃកន្លែងទំនេរ។ ដំណោះស្រាយលោហធាតុវិទ្យាដែលទទួលបានដោយ W. de Sitter for vacuum (r ~ e Ht) បានបង្ហាញថាការពង្រីកអិចស្ប៉ូណង់ស្យែលមិនស្ថិតស្ថេរ៖ វាមិនអាចបន្តដោយគ្មានកំណត់បានទេ។ បន្ទាប់ពីរយៈពេលខ្លីមួយ ការពង្រីកអិចស្ប៉ូណង់ស្យែលឈប់ ការផ្លាស់ប្តូរដំណាក់កាលកើតឡើងនៅក្នុងកន្លែងទំនេរ ក្នុងអំឡុងពេលដែលថាមពលខ្វះចន្លោះឆ្លងកាត់ទៅជារូបធាតុធម្មតា និង ថាមពល kineticការពង្រីកសកលលោក។ Big Bang មានអាយុ ១៥-២០ ពាន់លានឆ្នាំមុន។

យោងតាមគំរូស្តង់ដារនៃសកលលោកក្តៅ សារធាតុ superdense បានចាប់ផ្តើមពង្រីក និងត្រជាក់បន្តិចម្តងៗបន្ទាប់ពី Big Bang ។ ដូចដែលការពង្រីកបានកើតឡើង ការផ្លាស់ប្តូរដំណាក់កាលដែលជាលទ្ធផល កម្លាំងរាងកាយអន្តរកម្មនៃអង្គធាតុរាវ។ នៅតម្លៃពិសោធន៍នៃមូលដ្ឋានបែបនេះ ប៉ារ៉ាម៉ែត្ររាងកាយដូចជាដង់ស៊ីតេ និងសីតុណ្ហភាព (ទំ ~ 10 96 គីឡូក្រាម / ម 3 និង T ~ 10 32 K) នៅដំណាក់កាលដំបូងនៃការពង្រីកសកលលោក ភាពខុសគ្នារវាងភាគល្អិតបឋម និងបួនប្រភេទ អន្តរកម្មរាងកាយអវត្តមានជាក់ស្តែង។ វាចាប់ផ្តើមបង្ហាញខ្លួនវានៅពេលដែលសីតុណ្ហភាពថយចុះ ហើយភាពខុសគ្នានៃរូបធាតុចាប់ផ្តើម។

ដូច្នេះ គំនិតទំនើបអំពីប្រវត្តិនៃការកើតឡើងនៃ Metagalaxy របស់យើងគឺផ្អែកលើការសង្កេតពិសោធន៍សំខាន់ៗចំនួនប្រាំ៖

1. ស្រាវជ្រាវ បន្ទាត់ spectralផ្កាយបង្ហាញថា Metagalaxy ជាមធ្យមមានសមាសធាតុគីមីតែមួយ។ អ៊ីដ្រូសែន និងអេលីយ៉ូម លើសលុប។

2. នៅក្នុងវិសាលគមនៃធាតុនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ ការផ្លាស់ប្តូរជាប្រព័ន្ធនៃផ្នែកក្រហមនៃវិសាលគមត្រូវបានរកឃើញ។ តម្លៃ

ការផ្លាស់ប្តូរនេះកើនឡើងនៅពេលដែលកាឡាក់ស៊ីផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីអ្នកសង្កេតការណ៍។

3. ការវាស់វែងនៃរលកវិទ្យុដែលចេញមកពីលំហក្នុងជួរសង់ទីម៉ែត្រ និងមីលីម៉ែត្របង្ហាញថា លំហខាងក្រៅមានឯកសណ្ឋាន និងអ៊ីសូត្រូពិចពោរពេញទៅដោយការបញ្ចេញវិទ្យុខ្សោយ។ លក្ខណៈវិសាលគមនៃអ្វីដែលហៅថា វិទ្យុសកម្មផ្ទៃខាងក្រោយនេះ ត្រូវគ្នាទៅនឹងវិទ្យុសកម្មនៃរាងកាយខ្មៅទាំងស្រុងនៅសីតុណ្ហភាពប្រហែល 2.7 ដឺក្រេ Kelvin ។

4. យោងទៅតាមការសង្កេតខាងតារាសាស្ត្រ ការបែងចែកទ្រង់ទ្រាយធំនៃកាឡាក់ស៊ីត្រូវគ្នានឹងដង់ស៊ីតេម៉ាស់ថេរ ដែលតាមការប៉ាន់ប្រមាណសម័យទំនើបគឺយ៉ាងហោចណាស់ 0.3 baryons ក្នុងមួយម៉ែត្រគូប។

5. ការវិភាគដំណើរការ ការបំផ្លាញវិទ្យុសកម្មនៅក្នុងអាចម៍ផ្កាយបង្ហាញថាសមាសធាតុទាំងនេះមួយចំនួនត្រូវតែមានប្រភពដើមនៅចន្លោះពី 14 ទៅ 24 ពាន់លានឆ្នាំមុន។

កាលពីមួយរយឆ្នាំមុន អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានរកឃើញថា ចក្រវាឡរបស់យើងមានការកើនឡើងយ៉ាងឆាប់រហ័សនៅក្នុងទំហំ។

កាលពីមួយរយឆ្នាំមុន គំនិតអំពីសកលលោកគឺផ្អែកលើមេកានិចញូតុន និងធរណីមាត្រ Euclidean ។ សូម្បីតែអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រមួយចំនួនដូចជា Lobachevsky និង Gauss ដែលបានទទួលស្គាល់ (គ្រាន់តែជាសម្មតិកម្មមួយ!) ការពិតរូបវិទ្យានៃធរណីមាត្រដែលមិនមែនជា Euclidean បានចាត់ទុកលំហខាងក្រៅថាជាវត្ថុអស់កល្បជានិច្ច និងមិនផ្លាស់ប្តូរ។

នៅឆ្នាំ 1870 គណិតវិទូជនជាតិអង់គ្លេស William Clifford បានបង្កើតគំនិតដ៏ជ្រៅមួយថា លំហអាចមានរាងកោង និងមិនស្មើគ្នានៅក្នុង ចំណុចផ្សេងគ្នាហើយថាភាពកោងរបស់វាអាចផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលា។ គាត់ថែមទាំងបានសារភាពថាការផ្លាស់ប្តូរបែបនេះមានទំនាក់ទំនងខ្លះជាមួយចលនានៃរូបធាតុ។ គំនិតទាំងពីរនេះក្រោយមកបានបង្កើតមូលដ្ឋាននៃទ្រឹស្តីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង ជាច្រើនឆ្នាំក្រោយមក។ Clifford ខ្លួនឯងមិនបានរស់នៅដើម្បីមើលរឿងនេះទេ - គាត់បានស្លាប់ដោយសារជំងឺរបេងនៅអាយុ 34 ឆ្នាំ 11 ថ្ងៃមុនពេលកំណើតរបស់ Albert Einstein ។

Redshift

ព័ត៌មានដំបូងអំពីការពង្រីកសកលលោកត្រូវបានផ្តល់ដោយ astrospectrography ។ នៅឆ្នាំ 1886 តារាវិទូជនជាតិអង់គ្លេស លោក William Huggins បានកត់សម្គាល់ឃើញថា រលកពន្លឺនៃផ្កាយត្រូវបានផ្លាស់ប្តូរបន្តិចបើប្រៀបធៀបទៅនឹងផ្ទៃផែនដីនៃធាតុដូចគ្នា។ ដោយផ្អែកលើរូបមន្តសម្រាប់កំណែអុបទិកនៃឥទ្ធិពល Doppler ដែលបានចេញនៅឆ្នាំ 1848 រូបវិទូជនជាតិបារាំង Armand Fizeau មនុស្សម្នាក់អាចគណនាតម្លៃនៃល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃផ្កាយមួយ។ ការសង្កេតបែបនេះធ្វើឱ្យវាអាចតាមដានចលនារបស់វត្ថុអវកាសមួយ។

កាលពីមួយរយឆ្នាំមុន គំនិតអំពីសកលលោកគឺផ្អែកលើមេកានិចញូតុន និងធរណីមាត្រ Euclidean ។ សូម្បីតែអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រមួយចំនួនដូចជា Lobachevsky និង Gauss ដែលបានទទួលស្គាល់ (គ្រាន់តែជាសម្មតិកម្មមួយ!) ការពិតរូបវិទ្យានៃធរណីមាត្រដែលមិនមែនជា Euclidean បានចាត់ទុកលំហខាងក្រៅថាជាលំហ និងគ្មានការផ្លាស់ប្តូរ។ ដោយសារតែការពង្រីកនៃសកលលោក វាមិនមែនជាការងាយស្រួលក្នុងការវិនិច្ឆ័យពីចម្ងាយទៅកាន់កាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយនោះទេ។ ពន្លឺដែលបានឈានដល់ 13 ពាន់លានឆ្នាំក្រោយមកពីកាឡាក់ស៊ី A1689-zD1 ចម្ងាយ 3.35 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ (A) "ក្រហម" និងចុះខ្សោយនៅពេលដែលវាយកឈ្នះលើលំហដែលពង្រីកហើយកាឡាក់ស៊ីខ្លួនឯងផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយ (B) ។ វានឹងផ្ទុកព័ត៌មានអំពីចម្ងាយក្នុងការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហម (13 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) ក្នុងទំហំមុំ (3.5 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) ក្នុងអាំងតង់ស៊ីតេ (263 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) ខណៈដែលចម្ងាយពិតប្រាកដគឺ 30 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ ឆ្នាំ

មួយភាគបួននៃសតវត្សក្រោយមក លោក Westo Slifer ដែលជាបុគ្គលិកនៃក្រុមអង្កេតការណ៍ Flagstaff នៅរដ្ឋ Arizona បានប្រើឱកាសនេះតាមរបៀបថ្មីមួយ ដែលតាំងពីឆ្នាំ 1912 បានសិក្សាពីកែវយឺតនៃ nebulae ជាមួយនឹងតេឡេស្កុបទំហំ 24 អ៊ីញជាមួយនឹងវិសាលគមដ៏ល្អ។ ដើម្បីទទួលបានរូបភាពដែលមានគុណភាពខ្ពស់ ផ្លាករូបថតដូចគ្នាត្រូវបានលាតត្រដាងអស់ជាច្រើនយប់ ដូច្នេះហើយ គម្រោងនេះបានផ្លាស់ប្តូរបន្តិចម្តងៗ។ ចាប់ពីខែកញ្ញាដល់ខែធ្នូឆ្នាំ 1913 លោក Slifer បានសិក្សាទៅលើ nebula Andromeda ហើយដោយប្រើរូបមន្ត Doppler-Fizo បានសន្និដ្ឋានថាវាកំពុងខិតជិតផែនដី 300 គីឡូម៉ែត្ររៀងរាល់វិនាទី។

នៅឆ្នាំ 1917 គាត់បានបោះពុម្ពទិន្នន័យនៅលើល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃ 25 nebulae ដែលបង្ហាញពីភាពមិនស៊ីមេទ្រីគួរឱ្យកត់សម្គាល់ក្នុងទិសដៅរបស់ពួកគេ។ មានតែ nebulae បួនប៉ុណ្ណោះដែលកំពុងខិតជិតព្រះអាទិត្យ ហើយនៅសល់កំពុងរត់ទៅឆ្ងាយ (ហើយខ្លះទៀតយ៉ាងលឿន)។

Slipher មិនបានស្វែងរកភាពល្បីល្បាញ ឬផ្សព្វផ្សាយលទ្ធផលរបស់គាត់ជាសាធារណៈទេ។ ដូច្នេះហើយ ពួកគេបានស្គាល់នៅក្នុងរង្វង់តារាសាស្ត្រ លុះត្រាតែអ្នករូបវិទ្យាដ៏ល្បីល្បាញរបស់អង់គ្លេសឈ្មោះ Arthur Eddington យកចិត្តទុកដាក់ចំពោះពួកគេ។

នៅឆ្នាំ 1924 គាត់បានបោះពុម្ភអក្សរកាត់មួយស្តីពីទ្រឹស្តីនៃទំនាក់ទំនង ដែលរួមបញ្ចូលបញ្ជីនៃល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃ 41 nebulae ដែលបានរកឃើញដោយ Slifer ។ nebulae blueshift បួនដូចគ្នាមានវត្តមាននៅទីនោះ ខណៈពេលដែល 37 ផ្សេងទៀតមានខ្សែវិសាលគមរបស់ពួកគេផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហម។ ល្បឿនរ៉ាឌីកាល់របស់ពួកគេប្រែប្រួលក្នុងចន្លោះពី 150-1800 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង ហើយជាមធ្យមគឺខ្ពស់ជាង 25 ដងនៃល្បឿននៃផ្កាយមីលគីវ៉េដែលគេស្គាល់នៅពេលនោះ។ នេះបានបង្ហាញថា nebulae ត្រូវបានចូលរួមនៅក្នុងចលនាផ្សេងទៀតជាង luminaries "បុរាណ" ។

កោះអវកាស

នៅដើមទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 អ្នកតារាវិទូភាគច្រើនបានជឿថា nebulae រាងជារង្វង់ស្ថិតនៅលើបរិវេណនៃ Milky Way ហើយលើសពីនេះទៅទៀត វាគ្មានអ្វីក្រៅពីកន្លែងងងឹតទទេនោះទេ។ ពិតមែនហើយ នៅសតវត្សរ៍ទី១៨ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រខ្លះបានឃើញផ្កាយធំៗនៅក្នុង nebulae។ ចង្កោមផ្កាយ( អ៊ីម៉ានុយអែល ខេន បានហៅពួកគេថា សកលលោក ) ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ សម្មតិកម្មនេះមិនមានប្រជាប្រិយភាពទេ ព្រោះវាមិនអាចកំណត់ចម្ងាយដ៏គួរឱ្យទុកចិត្តនៃ nebulae បានទេ។

បញ្ហានេះត្រូវបានដោះស្រាយដោយ Edwin Hubble ដែលធ្វើការលើកែវយឺតឆ្លុះទំហំ 100 អ៊ីញនៅឯ Mount Wilson Observatory នៃរដ្ឋកាលីហ្វ័រញ៉ា។ នៅឆ្នាំ 1923-1924 គាត់បានរកឃើញថា Andromeda Nebula មានវត្ថុភ្លឺជាច្រើន ដែលក្នុងនោះមាន ផ្កាយអថេរគ្រួសារ Cepheid ។ បន្ទាប់មកវាត្រូវបានគេដឹងរួចហើយថារយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងពន្លឺជាក់ស្តែងរបស់ពួកគេគឺទាក់ទងទៅនឹងពន្លឺដាច់ខាត ហើយដូច្នេះ Cepheids គឺសមរម្យសម្រាប់ការក្រិតតាមខ្នាតចម្ងាយលោហធាតុ។ ដោយមានជំនួយរបស់ពួកគេ Hubble បានប៉ាន់ប្រមាណចម្ងាយទៅ Andromeda នៅ 285,000 parsecs (យោងតាមទិន្នន័យទំនើបវាគឺ 800,000 parsecs) ។ អង្កត់ផ្ចិតនៃមីលគីវេយត្រូវបានគេជឿថាមានប្រហែលស្មើនឹង 100,000 សេក (តាមពិតវាតូចជាងបីដង)។ វាធ្វើតាមពីនេះដែល Andromeda និង Milky Way ត្រូវតែត្រូវបានចាត់ទុកថាជាក្រុមផ្កាយឯករាជ្យ។ មិនយូរប៉ុន្មាន Hubble បានកំណត់អត្តសញ្ញាណកាឡាក់ស៊ីឯករាជ្យចំនួនពីរបន្ថែមទៀត ដែលទីបំផុតបានបញ្ជាក់ពីសម្មតិកម្មនៃ "សាកលនៃកោះ" ។

ដោយយុត្តិធម៌ វាគួរតែត្រូវបានកត់សម្គាល់ថាពីរឆ្នាំមុន Hubble ចម្ងាយទៅ Andromeda ត្រូវបានគណនាដោយតារាវិទូជនជាតិអេស្តូនី Ernst Opik ដែលលទ្ធផល - 450,000 សេក - គឺជិតទៅនឹងត្រឹមត្រូវ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយគាត់បានប្រើទ្រឹស្តីមួយចំនួនដែលមិនគួរឱ្យជឿជាក់ដូចការសង្កេតផ្ទាល់របស់ Hubble ។

នៅឆ្នាំ 1926 Hubble បានធ្វើការវិភាគស្ថិតិនៃការសង្កេតនៃ "extra-galactic nebulae" ចំនួនបួនរយ (គាត់បានប្រើពាក្យនេះយូរហើយ ជៀសវាងការហៅពួកវាថាកាឡាក់ស៊ី) ហើយបានស្នើរូបមន្តដើម្បីទាក់ទងចម្ងាយទៅ nebula ទៅនឹងពន្លឺជាក់ស្តែងរបស់វា។ . ទោះបីជាមានកំហុសដ៏ធំនៃវិធីសាស្រ្តនេះក៏ដោយ ទិន្នន័យថ្មីបានបញ្ជាក់ថា nebulae ត្រូវបានចែកចាយច្រើនឬតិចស្មើៗគ្នានៅក្នុងលំហ ហើយមានទីតាំងនៅឆ្ងាយហួសពីព្រំដែននៃ Milky Way ។ ឥឡូវនេះលែងមានការងឿងឆ្ងល់ថា កន្លែងទំនេរមិនត្រូវបានកំណត់ចំពោះ Galaxy របស់យើង និងអ្នកជិតខាងដែលនៅជិតបំផុតនោះទេ។

អ្នករចនាម៉ូដអវកាស

Eddington បានចាប់អារម្មណ៍លើលទ្ធផលរបស់ Slipher សូម្បីតែមុនពេលការបញ្ជាក់ចុងក្រោយនៃធម្មជាតិនៃ nebulae វង់។ មកដល់ពេលនេះ គំរូលោហធាតុមានរួចហើយ នៅក្នុង ក្នុងន័យជាក់លាក់មួយ។ការទស្សន៍ទាយឥទ្ធិពល Slipher បានរកឃើញ។ Eddington បានគិតច្រើនអំពីវា ហើយជាការពិតណាស់ វាមិនខកខានឱកាសដើម្បីផ្តល់ឱ្យការសង្កេតរបស់តារាវិទូអារីហ្សូណានូវសំឡេងលោហធាតុទេ។

ទ្រឹស្តី cosmology សម័យទំនើបបានចាប់ផ្តើមនៅឆ្នាំ 1917 ជាមួយនឹងឯកសារបដិវត្តន៍ចំនួនពីរដែលបង្ហាញពីគំរូនៃសកលលោកដោយផ្អែកលើទំនាក់ទំនងទូទៅ។ មួយក្នុងចំនោមពួកគេត្រូវបានសរសេរដោយ Einstein ខ្លួនឯង មួយទៀតដោយតារាវិទូហូឡង់ Willem de Sitter ។

ច្បាប់ Hubble

Edwin Hubble បានរកឃើញសមាមាត្រប្រហាក់ប្រហែលរវាង redshifts និង galactic distances ដែលគាត់បានប្រែទៅជាសមាមាត្ររវាងល្បឿន និងចម្ងាយដោយប្រើរូបមន្ត Doppler-Fizeau ។ ដូច្នេះ យើងកំពុងដោះស្រាយជាមួយគំរូពីរផ្សេងគ្នានៅទីនេះ។
Hubble មិនដឹងថាពួកគេទាក់ទងគ្នាយ៉ាងណាទេ ប៉ុន្តែតើវិទ្យាសាស្ត្រសព្វថ្ងៃនិយាយអ្វីខ្លះ?
ដូចដែល Lemaitre បានបង្ហាញ ទំនាក់ទំនងលីនេអ៊ែររវាងលោហធាតុវិទ្យា (បណ្តាលមកពីការពង្រីកសកលលោក) ការផ្លាស់ប្តូរ និងចម្ងាយគឺគ្មានន័យដាច់ខាត។ នៅក្នុងការអនុវត្ត វាត្រូវបានគេសង្កេតឃើញយ៉ាងល្អសម្រាប់តែអុហ្វសិតតិចជាង 0.1 ប៉ុណ្ណោះ។ ដូច្នេះច្បាប់ Hubble empirical គឺមិនពិតប្រាកដទេ ប៉ុន្តែប្រហាក់ប្រហែល ហើយរូបមន្ត Doppler-Fizo មានសុពលភាពសម្រាប់តែការផ្លាស់ប្តូរតូចៗនៃវិសាលគមប៉ុណ្ណោះ។
ហើយនៅទីនេះ ច្បាប់ទ្រឹស្តីទាក់ទង​នឹង​ល្បឿន​រ៉ាឌីកាល់​នៃ​វត្ថុ​ឆ្ងាយ​ជាមួយ​ចម្ងាយ​ទៅ​ពួកវា (ជាមួយ​កត្តា​សមាមាត្រ​ក្នុង​ទម្រង់​ប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble V=Hd) គឺ​មាន​សុពលភាព​សម្រាប់​ការ​ផ្លាស់​ប្តូរ​ក្រហម​ណាមួយ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយល្បឿន V ដែលលេចឡើងនៅក្នុងវាមិនមែននៅគ្រប់ល្បឿននៃសញ្ញារាងកាយឬ សាកសពពិតនៅក្នុងលំហរាងកាយ។ នេះគឺជាអត្រានៃការកើនឡើងនៃចម្ងាយរវាងកាឡាក់ស៊ី និងចង្កោមកាឡាក់ស៊ី ដែលបណ្តាលមកពីការពង្រីកសកលលោក។ យើងអាចវាស់វែងវាបានលុះត្រាតែយើងអាចបញ្ឈប់ការពង្រីកសកលលោក ពង្រីកខ្សែអាត់វាស់រវាងកាឡាក់ស៊ីភ្លាមៗ អានចម្ងាយរវាងពួកវា និងបែងចែកវាទៅជាចន្លោះពេលរវាងការវាស់វែង។ ជាធម្មតាច្បាប់នៃរូបវិទ្យាមិនអនុញ្ញាតឱ្យរឿងនេះទេ។ ដូច្នេះ អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុនិយមចូលចិត្តប្រើប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble H នៅក្នុងរូបមន្តមួយផ្សេងទៀត ដែលកត្តាមាត្រដ្ឋាននៃសកលលោកលេចឡើង ដែលគ្រាន់តែពណ៌នាអំពីកម្រិតនៃការពង្រីករបស់វាទៅជាផ្សេងៗ។ អាយុអវកាស(ដោយសារតែប៉ារ៉ាម៉ែត្រនេះផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលា តម្លៃបច្ចុប្បន្នរបស់វាត្រូវបានតាងដោយ H0)។ សកលលោកឥឡូវនេះកំពុងពង្រីកក្នុងអត្រាបង្កើនល្បឿន ដូច្នេះតម្លៃនៃប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble កំពុងកើនឡើង។
តាមរយៈការវាស់ស្ទង់ការផ្លាស់ប្តូរ cosmological redshifts យើងទទួលបានព័ត៌មានអំពីកម្រិតនៃការពង្រីកលំហ។ ពន្លឺនៃកាឡាក់ស៊ីដែលបានមករកយើងជាមួយនឹង cosmological redshift z បានចាកចេញពីវានៅពេលដែលចម្ងាយ cosmological ទាំងអស់មានទំហំតូចជាង 1+z ដងនៃយុគសម័យរបស់យើង។ ទទួលបានអំពីកាឡាក់ស៊ីនេះ។ ព័​ត៍​មាន​បន្ថែមដូចជាចម្ងាយបច្ចុប្បន្នរបស់វា ឬអត្រានៃការស្រករបស់វាពីមីលគីវ៉េ គឺអាចធ្វើទៅបានតែដោយមានជំនួយពីគំរូលោហធាតុជាក់លាក់មួយ។ ឧទាហរណ៍នៅក្នុងគំរូ Einstein-de Sitter កាឡាក់ស៊ីមួយដែលមាន z = 5 កំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងក្នុងល្បឿនស្មើនឹង 1.1 s (ល្បឿននៃពន្លឺ) ។ ប៉ុន្តែប្រសិនបើអ្នកធ្វើខុសធម្មតា ហើយគ្រាន់តែស្មើ V/c និង z នោះល្បឿននេះនឹងមានល្បឿនពន្លឺប្រាំដង។ ភាពខុសគ្នា ដូចដែលយើងឃើញគឺធ្ងន់ធ្ងរ។
ការពឹងផ្អែកនៃល្បឿននៃវត្ថុឆ្ងាយនៅលើការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនេះបើយោងតាម ​​​​SRT, GR (អាស្រ័យលើម៉ូដែលនិងពេលវេលា, ខ្សែកោងបង្ហាញពីពេលវេលាបច្ចុប្បន្ននិងម៉ូដែលបច្ចុប្បន្ន) ។ នៅការផ្លាស់ទីលំនៅតូចៗ ការពឹងផ្អែកគឺលីនេអ៊ែរ។

Einstein តាមស្មារតីនៃសម័យកាល ជឿថាសកលលោកទាំងមូលគឺឋិតិវន្ត (គាត់បានព្យាយាមធ្វើឱ្យវាគ្មានដែនកំណត់នៅក្នុងលំហ ប៉ុន្តែមិនអាចរកឃើញលក្ខខណ្ឌព្រំដែនត្រឹមត្រូវសម្រាប់សមីការរបស់គាត់)។ ជាលទ្ធផល គាត់បានបង្កើតគំរូនៃចក្រវាឡបិទជិត ដែលលំហដែលមានកោងវិជ្ជមានថេរ (ហើយដូច្នេះវាមានកាំកំណត់ថេរ)។ ពេលវេលានៅក្នុងសកលលោកនេះ ផ្ទុយទៅវិញ ហូរក្នុងលក្ខណៈញូតុន ក្នុងទិសដៅដូចគ្នា និងក្នុងល្បឿនដូចគ្នា។ ចន្លោះពេលនៃគំរូនេះគឺកោងដោយសារតែធាតុផ្សំនៃលំហ ខណៈពេលដែលផ្នែកខាងសាច់ឈាមមិនត្រូវបានខូចទ្រង់ទ្រាយតាមមធ្យោបាយណាមួយឡើយ។ ធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃពិភពលោកនេះផ្តល់នូវ "ការបញ្ចូល" ពិសេសនៅក្នុងសមីការសំខាន់ដែលការពារការដួលរលំទំនាញ ហើយដូច្នេះដើរតួជាវាលប្រឆាំងទំនាញផែនដីទាំងមូល។ អាំងតង់ស៊ីតេរបស់វាគឺសមាមាត្រទៅនឹងថេរពិសេស ដែលអែងស្តែងហៅថា ថេរសកល (ឥឡូវហៅថា ថេរលោហធាតុ)។

គំរូលោហធាតុរបស់ Lemaitre ដែលពិពណ៌នាអំពីការពង្រីកសកលលោក គឺនៅឆ្ងាយជាងពេលវេលារបស់វា។ សកលលោក Lemaitre ចាប់ផ្តើមជាមួយនឹង Big Bang បន្ទាប់ពីនោះការពង្រីកដំបូងថយចុះ ហើយបន្ទាប់មកចាប់ផ្តើមបង្កើនល្បឿន។

គំរូរបស់ Einstein ធ្វើឱ្យវាអាចគណនាទំហំនៃសកលលោក សរុបរូបធាតុ និងសូម្បីតែតម្លៃនៃថេរលោហធាតុ។ ចំពោះបញ្ហានេះ ត្រូវការតែដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃរូបធាតុលោហធាតុប៉ុណ្ណោះ ដែលតាមគោលការណ៍អាចកំណត់បានពីការសង្កេត។ វាមិនមែនជារឿងចៃដន្យទេដែលគំរូនេះត្រូវបានកោតសរសើរដោយ Eddington ហើយត្រូវបានប្រើប្រាស់ក្នុងការអនុវត្តដោយ Hubble ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ វាត្រូវបានបំផ្លិចបំផ្លាញដោយអស្ថិរភាពដែលអែងស្តែងមិនបានកត់សម្គាល់ឃើញ៖ នៅគម្លាតតិចតួចបំផុតនៃកាំពីតម្លៃលំនឹង ពិភពលោករបស់អែងស្តែងអាចពង្រីក ឬឆ្លងកាត់ទំនាញទំនាញ។ ដូច្នេះ ដើម្បី សកលលោកពិតម៉ូដែលនេះមិនមានអ្វីដែលត្រូវធ្វើជាមួយវាទេ។

ពិភពលោកទទេ

De Sitter ក៏បានសាងសង់ដូចដែលគាត់ផ្ទាល់បានជឿ ពិភពលោកឋិតិវន្តនៃកោងថេរ ប៉ុន្តែមិនវិជ្ជមាន ប៉ុន្តែអវិជ្ជមាន។ ថេរលោហធាតុរបស់អែងស្តែងមានវត្តមាននៅក្នុងវា ប៉ុន្តែរូបធាតុគឺអវត្តមានទាំងស្រុង។ នៅពេលដែលភាគល្អិតសាកល្បងនៃម៉ាស់តូចតាមអំពើចិត្តត្រូវបានណែនាំ ពួកវាខ្ចាត់ខ្ចាយ ហើយទៅគ្មានដែនកំណត់។ លើសពីនេះទៀត ពេលវេលានៅបរិវេណនៃសកលលោក de Sitter ហូរយឺតជាងនៅកណ្តាលរបស់វា។ ដោយសារតែនេះពីចម្ងាយដ៏អស្ចារ្យ រលកពន្លឺមកជាមួយ redshift បើទោះបីជាប្រភពរបស់ពួកគេស្ថិតនៅជាប់នឹងអ្នកសង្កេតការណ៍ក៏ដោយ។ ដូច្នេះនៅក្នុងទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 Eddington និងតារាវិទូផ្សេងទៀតបានងឿងឆ្ងល់ថាតើគំរូរបស់ de Sitter មានទំនាក់ទំនងជាមួយការពិតដែលឆ្លុះបញ្ចាំងនៅក្នុងការសង្កេតរបស់ Slifer ដែរឬទេ។

ការសង្ស័យទាំងនេះត្រូវបានបញ្ជាក់ ទោះបីជាតាមរបៀបផ្សេងក៏ដោយ។ ធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃចក្រវាឡ de Sitter ប្រែទៅជាការស្រមើលស្រមៃ ព្រោះវាត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងជម្រើសមិនល្អនៃប្រព័ន្ធកូអរដោណេ។ បន្ទាប់​ពី​កែ​កំហុស​នេះ លំហ de Sitter បាន​ប្រែ​ទៅ​ជា​រាង​សំប៉ែត រាង​អេក្វាឌាន ប៉ុន្តែ​មិន​ឋិតិវន្ត។ សូមអរគុណចំពោះថេរលោហធាតុប្រឆាំងទំនាញផែនដី វាពង្រីកខណៈពេលដែលរក្សាបាននូវភាពកោងសូន្យ។ ដោយសារតែការពង្រីកនេះ ប្រវែងរលកនៃហ្វូតុនកើនឡើង ដែលនាំឱ្យមានការផ្លាស់ប្តូរនៃបន្ទាត់វិសាលគមដែលព្យាករណ៍ដោយ de Sitter ។ គួរកត់សំគាល់ថា នេះជារបៀបដែលការផ្លាស់ប្តូរលោហធាតុវិទ្យានៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយត្រូវបានពន្យល់នៅថ្ងៃនេះ។

ពីស្ថិតិទៅថាមវន្ត

ប្រវត្តិនៃទ្រឹស្តីលោហធាតុមិនឋិតិវន្តដោយបើកចំហរ ចាប់ផ្តើមដោយឯកសារពីរ រូបវិទ្យាសូវៀតអាឡិចសាន់ឌឺ ហ្វ្រីដមែន បោះពុម្ភផ្សាយក្នុង ទស្សនាវដ្តីអាល្លឺម៉ង់ Zeitschrift fur Physik ក្នុងឆ្នាំ 1922 និង 1924 ។ លោក Friedman បានគណនាគំរូនៃសកលលោកជាមួយនឹងពេលវេលាប្រែប្រួល ភាពកោងវិជ្ជមាន និងអវិជ្ជមាន ដែលបានក្លាយជាមូលនិធិមាសនៃទ្រឹស្តីលោហធាតុវិទ្យា។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ស្នាដៃទាំងនេះមិនត្រូវបានគេកត់សម្គាល់ឃើញដោយសហសម័យទេ (ដំបូងបង្អស់ Einstein ថែមទាំងបានចាត់ទុកអត្ថបទដំបូងរបស់ Friedman ថាជាកំហុសគណិតវិទ្យា)។ Friedman ខ្លួនឯងបានជឿថាតារាវិទ្យាមិនទាន់មានឃ្លាំងសម្ងាត់នៃការសង្កេតដើម្បីសម្រេចថាតើគំរូណានៃលោហធាតុដែលសមស្របជាងទៅនឹងការពិតទេ ហេតុដូច្នេះហើយបានកំណត់ខ្លួនឯងចំពោះគណិតវិទ្យាសុទ្ធ។ ប្រហែលជាគាត់នឹងធ្វើខុសប្រសិនបើគាត់បានអានលទ្ធផលរបស់ Slipher ប៉ុន្តែវាមិនបានកើតឡើងទេ។

Georges Lemaitre ដែលជាអ្នកជំនាញខាងលោហធាតុដ៏អស្ចារ្យបំផុតនៃពាក់កណ្តាលទីមួយនៃសតវត្សទី 20 បានគិតខុសគ្នា។ នៅផ្ទះនៅប្រទេសបែលហ្ស៊ិក គាត់បានការពារនិក្ខេបបទរបស់គាត់ក្នុងគណិតវិទ្យា ហើយបន្ទាប់មកនៅពាក់កណ្តាលទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 បានសិក្សាផ្នែកតារាសាស្ត្រ - នៅ Cambridge ក្រោម Eddington និងនៅ Harvard Observatory ជាមួយ Harlow Shapley (កំឡុងពេលស្នាក់នៅក្នុងសហរដ្ឋអាមេរិក ជាកន្លែងដែលគាត់បានរៀបចំនិក្ខេបបទទីពីរនៅ MIT គាត់បានជួប Slipher និង Hubble) ។ ត្រលប់ទៅឆ្នាំ 1925 Lemaitre គឺជាមនុស្សដំបូងដែលបង្ហាញថាធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃគំរូ de Sitter គឺជាការស្រមើលស្រមៃ។ នៅពេលត្រឡប់ទៅស្រុកកំណើតរបស់គាត់វិញក្នុងនាមជាសាស្ត្រាចារ្យនៅសកលវិទ្យាល័យ Louvain លោក Lemaitre បានសាងសង់គំរូដំបូងនៃចក្រវាឡដែលពង្រីកជាមួយនឹងយុត្តិកម្មតារាសាស្ត្រច្បាស់លាស់។ បើគ្មានការបំផ្លើសទេ ការងារនេះបានក្លាយទៅជារបកគំហើញបដិវត្តន៍នៅក្នុងវិទ្យាសាស្ត្រអវកាស។

បដិវត្តន៍សកល

នៅក្នុងគំរូរបស់គាត់ Lemaitre បានរក្សាថេរនៃលោហធាតុជាមួយ Einstein តម្លៃលេខ. ដូច្នេះសាកលលោកចាប់ផ្តើមក្នុងស្ថានភាពឋិតិវន្ត ប៉ុន្តែយូរៗទៅ ដោយសារភាពប្រែប្រួល ចូលទៅក្នុងផ្លូវនៃការពង្រីកឥតឈប់ឈរជាមួយនឹងល្បឿនកើនឡើង។ នៅដំណាក់កាលនេះ វារក្សាភាពកោងវិជ្ជមាន ដែលថយចុះនៅពេលដែលកាំកើនឡើង។ Lemaitre រួមបញ្ចូលនៅក្នុងសកលលោករបស់គាត់មិនត្រឹមតែបញ្ហាប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែក៏មានវិទ្យុសកម្មអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិចផងដែរ។ ទាំង Einstein និង de Sitter ដែលការងាររបស់គាត់ Lemaitre បានដឹង និង Friedmann ដែលគាត់មិនដឹងអ្វីទាំងអស់នៅពេលនោះបានធ្វើរឿងនេះ។

កូអរដោនេដែលពាក់ព័ន្ធ

នៅក្នុងការគណនាលោហធាតុវាងាយស្រួលប្រើជាមួយ ប្រព័ន្ធសំរបសំរួលដែលពង្រីកដោយឯកឯងជាមួយនឹងការពង្រីកនៃសកលលោក។ នៅក្នុងគំរូឧត្តមគតិ ដែលកាឡាក់ស៊ី និងចង្កោមកាឡាក់ស៊ីមិនចូលរួមក្នុងចលនាត្រឹមត្រូវណាមួយ កូអរដោណេរបស់ពួកវាមិនផ្លាស់ប្តូរទេ។ ប៉ុន្តែចម្ងាយរវាងវត្ថុពីរនៅក្នុង ពេលនេះពេល​វេលា​គឺ​ស្មើ​នឹង​ចម្ងាយ​ថេរ​របស់​ពួក​គេ​ក្នុង​កូអរដោណេ comoving គុណ​នឹង​ទំហំ​នៃ​កត្តា​មាត្រដ្ឋាន​សម្រាប់​ពេល​នោះ។ ស្ថានភាពនេះអាចត្រូវបានបង្ហាញយ៉ាងងាយស្រួលនៅលើផែនដីដែលអាចបំប៉ោងបាន៖ រយៈទទឹង និងរយៈបណ្តោយនៃចំណុចនីមួយៗមិនផ្លាស់ប្តូរទេ ហើយចម្ងាយរវាងចំណុចណាមួយកើនឡើងជាមួយនឹងកាំកើនឡើង។
ការប្រើប្រាស់កូអរដោណេ comoving ជួយឱ្យយល់ពីភាពខុសគ្នាយ៉ាងជ្រាលជ្រៅរវាង cosmology នៃសកលលោកដែលពង្រីក ទំនាក់ទំនងពិសេស និងរូបវិទ្យា Newtonian ។ ដូច្នេះនៅក្នុងមេកានិចញូតុន ចលនាទាំងអស់គឺទាក់ទងគ្នា ហើយភាពអសកម្មដាច់ខាតមិនមាន អារម្មណ៍រាងកាយ. ផ្ទុយទៅវិញ នៅក្នុងលោហធាតុវិទ្យា ភាពអចល័តនៃកូអរដោណេគឺដាច់ខាត ហើយជាគោលការណ៍អាចត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយការសង្កេត។ ទ្រឹស្ដីពិសេសនៃទំនាក់ទំនង ពិពណ៌នាអំពីដំណើរការនៅក្នុងលំហ-ពេលវេលា ដែលវាអាចទៅរួច ដោយប្រើការផ្លាស់ប្តូរ Lorentz ចំនួនគ្មានកំណត់មធ្យោបាយ​ដើម្បី​ញែក​សមាសធាតុ​នៃ​លំហ និង​ខាង​សាច់ឈាម​ចេញ​ដោយ​ឡែក។ Cosmological space-time ផ្ទុយទៅវិញ តាមធម្មជាតិបំបែកទៅជាលំហពង្រីកកោង និងតែមួយ ពេលវេលាអវកាស. ក្នុងករណីនេះល្បឿននៃការធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយអាចលើសពីល្បឿននៃពន្លឺច្រើនដង។

Lemaitre ត្រលប់មកសហរដ្ឋអាមេរិកវិញបានស្នើថាការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយកើតឡើងដោយសារតែការពង្រីកលំហដែល "លាតសន្ធឹង" រលកពន្លឺ។ ឥឡូវ​នេះ គាត់​បាន​បង្ហាញ​វា​តាម​គណិតវិទ្យា។ គាត់ក៏បានបង្ហាញផងដែរថា ការផ្លាស់ប្តូរតូច (ឯកតាតូចជាង) គឺសមាមាត្រទៅនឹងចម្ងាយទៅប្រភពពន្លឺ ហើយកត្តាសមាមាត្រគឺអាស្រ័យតែលើពេលវេលា និងយកព័ត៌មានអំពីអត្រាបច្ចុប្បន្ននៃការពង្រីកសកលលោក។ ចាប់តាំងពីវាធ្វើតាមរូបមន្ត Doppler-Fizeau ដែលល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃកាឡាក់ស៊ីគឺសមាមាត្រទៅនឹងការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហមរបស់វា Lemaitre បានសន្និដ្ឋានថាល្បឿននេះក៏សមាមាត្រទៅនឹងចម្ងាយរបស់វាផងដែរ។ បន្ទាប់ពីការវិភាគល្បឿន និងចម្ងាយនៃកាឡាក់ស៊ីចំនួន 42 ពីបញ្ជី Hubble និងគិតគូរពីល្បឿន intragalactic នៃព្រះអាទិត្យ គាត់បានបង្កើតតម្លៃនៃមេគុណសមាមាត្រ។

ការងារដែលមើលមិនឃើញ

Lemaitre បានបោះពុម្ពការងាររបស់គាត់នៅឆ្នាំ 1927 បារាំងនៅក្នុងទិនានុប្បវត្តិដែលអានតិចតួច "Annals of the Brussels សង្គមវិទ្យាសាស្ត្រ"។ វាត្រូវបានគេជឿថានេះជាហេតុផលចម្បងដែលដំបូងឡើយនាងស្ទើរតែមិនបានកត់សម្គាល់ (សូម្បីតែដោយគ្រូរបស់គាត់ Eddington) ។ ពិតហើយ នៅរដូវស្លឹកឈើជ្រុះឆ្នាំនោះ Lemaitre អាចពិភាក្សាពីការរកឃើញរបស់គាត់ជាមួយ Einstein ហើយបានរៀនពីគាត់អំពីលទ្ធផលរបស់ Friedmann ។ អ្នកបង្កើតទំនាក់ទំនងទូទៅមិនមានការជំទាស់ខាងបច្ចេកទេសទេ ប៉ុន្តែគាត់ពិតជាមិនជឿលើការពិតជាក់ស្តែងនៃគំរូរបស់ Lemaître (ដូចដែលគាត់មិនបានទទួលយកការសន្និដ្ឋានរបស់ Friedmann ពីមុន)។

តារាង Hubble

ទន្ទឹមនឹងនេះដែរនៅចុងទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 Hubble និង Humason បានរកឃើញទំនាក់ទំនងលីនេអ៊ែររវាងចម្ងាយរហូតដល់ 24 កាឡាក់ស៊ី និងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់របស់ពួកគេដែលត្រូវបានគណនា (ភាគច្រើនដោយ Slifer) ពីការផ្លាស់ប្តូរក្រហម។ Hubble បានសន្និដ្ឋានពីនេះថាល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃកាឡាក់ស៊ីគឺសមាមាត្រដោយផ្ទាល់ទៅនឹងចម្ងាយរបស់វា។ មេគុណនៃសមាមាត្រនេះឥឡូវនេះត្រូវបានកំណត់ H0 ហើយត្រូវបានគេហៅថាប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble (យោងតាមទិន្នន័យចុងក្រោយបង្អស់វាខ្ពស់ជាងបន្តិច 70 (km / s) / megaparsec) ។

ក្រដាស Hubble ជាមួយក្រាហ្វ ការពឹងផ្អែកលីនេអ៊ែររវាងល្បឿនកាឡាក់ស៊ី និងចម្ងាយត្រូវបានបោះពុម្ពនៅដើមឆ្នាំ 1929 ។ កាលពីមួយឆ្នាំមុន គណិតវិទូជនជាតិអាមេរិកវ័យក្មេងម្នាក់ឈ្មោះ Howard Robertson បានដើរតាម Lemaitre ក្នុងការទាញយកការពឹងផ្អែកនេះពីគំរូនៃសកលលោកដែលកំពុងពង្រីក ដែល Hubble ប្រហែលជាធ្លាប់ស្គាល់។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយគំរូនេះមិនត្រូវបានលើកឡើងដោយផ្ទាល់ឬដោយប្រយោលនៅក្នុងអត្ថបទដ៏ល្បីល្បាញរបស់គាត់ទេ។ ក្រោយមក Hubble បានសម្តែងការងឿងឆ្ងល់ថា ល្បឿនដែលលេចឡើងក្នុងរូបមន្តរបស់គាត់ពិតជាពិពណ៌នាអំពីចលនានៃកាឡាក់ស៊ីក្នុងលំហខាងក្រៅ ប៉ុន្តែគាត់តែងតែបដិសេធពីការបកស្រាយជាក់លាក់របស់ពួកគេ។ គាត់បានឃើញអត្ថន័យនៃការរកឃើញរបស់គាត់ក្នុងការបង្ហាញពីសមាមាត្រនៃចម្ងាយកាឡាក់ស៊ី និងការផ្លាស់ប្តូរក្រហម ដោយបន្សល់ទុកអោយអ្នកទ្រឹស្តី។ ដូច្នេះ ដោយគោរពចំពោះ Hubble ទាំងអស់ គ្មានហេតុផលដើម្បីចាត់ទុកគាត់ថាជាអ្នករកឃើញនៃការពង្រីកសកលលោកនោះទេ។

ហើយនៅតែពង្រីក!

ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ Hubble បានត្រួសត្រាយផ្លូវសម្រាប់ការទទួលស្គាល់ការពង្រីកសកលលោក និងគំរូ Lemaitre ។ រួចហើយនៅក្នុងឆ្នាំ 1930 ចៅហ្វាយនាយនៃ cosmology ដូចជា Eddington និង de Sitter បានគោរពដល់នាង។ បន្តិចក្រោយមក អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានកត់សម្គាល់ និងកោតសរសើរចំពោះការងាររបស់ Friedman ។ នៅឆ្នាំ 1931 តាមសំណើរបស់ Eddington លោក Lemaitre បានបកប្រែជាភាសាអង់គ្លេស អត្ថបទរបស់គាត់ (ជាមួយនឹងការកាត់តិចតួច) សម្រាប់ព្រឹត្តិប័ត្រព័ត៌មានប្រចាំខែនៃ Royal Astronomical Society ។ ក្នុងឆ្នាំដដែល Einstein បានយល់ស្របនឹងការសន្និដ្ឋានរបស់ Lemaitre ហើយមួយឆ្នាំក្រោយមក រួមជាមួយនឹង de Sitter គាត់បានបង្កើតគំរូនៃសកលលោកដែលពង្រីកជាមួយនឹងលំហរាបស្មើ និងពេលវេលាកោង។ ម៉ូដែលនេះដោយសារតែភាពសាមញ្ញរបស់វា។ យូរមានការពេញនិយមយ៉ាងខ្លាំងក្នុងចំណោម cosmologists ។

ក្នុងឆ្នាំ 1931 ដូចគ្នា Lemaitre បានបោះពុម្ពផ្សាយសង្ខេប (និងដោយគ្មានគណិតវិទ្យា) ការពិពណ៌នាអំពីគំរូមួយផ្សេងទៀតនៃសកលលោកដែលរួមបញ្ចូលគ្នារវាង cosmology និង quantum mechanics ។ នៅក្នុងគំរូនេះ។ ពេលដំបូងមានការផ្ទុះនៃអាតូមបឋម (Lemaitre ហៅវាថា quantum) ដែលបណ្តាលឱ្យមានទាំងលំហ និងពេលវេលា។ ដោយសារទំនាញផែនដីបន្ថយល្បឿននៃការពង្រីកចក្រវាឡដែលទើបនឹងកើត ល្បឿនរបស់វាថយចុះ - វាអាចទៅរួចដែលស្ទើរតែដល់សូន្យ។ ក្រោយមក Lemaitre បានណែនាំនូវថេរលោហធាតុទៅក្នុងគំរូរបស់គាត់ ដែលបណ្តាលឱ្យសកលលោកចូលទៅក្នុងស្ថានភាពស្ថិរភាពនៃការពន្លឿនការពង្រីកតាមពេលវេលា។ ដូច្នេះគាត់បានគិតទុកជាមុនទាំងគំនិតនៃ Big Bang និងទំនើប ម៉ូដែលលោហធាតុយកទៅក្នុងគណនីវត្តមាននៃថាមពលងងឹត។ ហើយនៅឆ្នាំ 1933 គាត់បានកំណត់អត្តសញ្ញាណថេរនៃលោហធាតុវិទ្យាជាមួយនឹងដង់ស៊ីតេថាមពលទំនេរ ដែលគ្មាននរណាម្នាក់ធ្លាប់គិតពីមុនមក។ វាពិតជាអស្ចារ្យណាស់ដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រម្នាក់នេះ ពិតជាសក្តិសមនឹងចំណងជើងនៃអ្នករកឃើញការពង្រីកចក្រវាឡ នៅមុនពេលវេលារបស់គាត់!

នៅពេលយើងក្រឡេកមើលសកលលោកដ៏ឆ្ងាយ យើងឃើញកាឡាក់ស៊ីនៅគ្រប់ទិសទី រាប់លាន និងរាប់ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ ដោយសារមានកាឡាក់ស៊ីពីរពាន់ពាន់លានដែលយើងអាចសង្កេតឃើញ ផលបូកនៃអ្វីគ្រប់យ៉ាងដែលលើសពីពួកវាគឺធំជាង និងត្រជាក់ជាងការស្រមើលស្រមៃដ៏ព្រៃផ្សៃបំផុតរបស់យើង។ មួយ​នៃ​ភាគច្រើន ការពិតគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍គឺថាកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់ដែលយើងធ្លាប់សង្កេតឃើញគោរពតាម (ជាមធ្យម) ច្បាប់ដូចគ្នា៖ កាលណាពួកវានៅឆ្ងាយពីយើង ពួកវាកាន់តែឆ្ងាយពីយើងកាន់តែលឿន។ ការរកឃើញនេះធ្វើឡើងដោយ Edwin Hubble និងសហការីរបស់គាត់កាលពីទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 បាននាំយើងទៅរករូបភាពនៃសកលលោកដែលរីកធំធាត់។ ប៉ុន្តែចុះយ៉ាងណាបើវាពង្រីក? វិទ្យាសាស្រ្តដឹង ហើយឥឡូវនេះអ្នកក៏នឹងដែរ។

នៅ glance ដំបូង សំណួរនេះអាចហាក់ដូចជាសមហេតុផល។ ព្រោះអ្វីៗដែលពង្រីកជាធម្មតាមានរូបធាតុ និងមាននៅក្នុងលំហ និងពេលវេលានៃសកលលោក។ ប៉ុន្តែចក្រវាឡខ្លួនឯងគឺជាលំហ និងពេលវេលាដែលមានរូបធាតុ និងថាមពលនៅក្នុងខ្លួន។ នៅពេលដែលយើងនិយាយថា "សកលលោកកំពុងពង្រីក" យើងមានន័យថាការពង្រីកលំហរដោយខ្លួនវា ដែលជាលទ្ធផលនៃកាឡាក់ស៊ីនីមួយៗ និងចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ីផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមក។ Ethan Siegel និយាយថា វានឹងជាការងាយស្រួលបំផុតក្នុងការស្រមៃមើលគ្រាប់បាល់នៃម្សៅជាមួយ raisins នៅខាងក្នុង ដែលត្រូវបានដុតនំនៅក្នុងឡ។

គំរូនៃ "ប៊ុន" ដែលពង្រីកនៃសកលលោក ដែលចម្ងាយដែលទាក់ទងគ្នាកើនឡើងនៅពេលដែលលំហពង្រីក

dough នេះគឺជាក្រណាត់នៃលំហ, និង raisins គឺ រចនាសម្ព័ន្ធពាក់ព័ន្ធ(ដូចជាកាឡាក់ស៊ី ឬចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ី)។ តាមទស្សនៈនៃ raisin ណាមួយ raisins ផ្សេងទៀតនឹងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីវា ហើយកាន់តែច្រើនពួកវាកាន់តែលឿន។ មានតែនៅក្នុងករណីនៃសកលលោកនៃ oven និងខ្យល់នៅខាងក្រៅ dough មិនមានទេមានតែ dough (ចន្លោះ) និង raisins (សារធាតុ) ។

Redshift ត្រូវបានបង្កើតឡើងមិនត្រឹមតែដោយការថយចុះនៃកាឡាក់ស៊ីប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែគឺដោយសារចន្លោះរវាងពួកយើង។

តើ​យើង​ដឹង​ដោយ​របៀប​ណា​ថា​លំហ​នេះ​កំពុង​ពង្រីក ហើយ​មិនមែន​កាឡាក់ស៊ី​កំពុង​ស្រក​ទៅវិញ?

ប្រសិនបើអ្នកឃើញវត្ថុផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីអ្នកគ្រប់ទិសទី មានហេតុផលតែមួយគត់ដែលអាចពន្យល់បាន៖ ចន្លោះរវាងអ្នក និងវត្ថុទាំងនេះកំពុងពង្រីក។ ដូចគ្នានេះផងដែរ មនុស្សម្នាក់នឹងសន្មត់ថាអ្នកនៅជិតចំណុចកណ្តាលនៃការផ្ទុះ ហើយវត្ថុជាច្រើនគ្រាន់តែនៅឆ្ងាយជាងនេះ ហើយត្រូវបានដកចេញលឿនជាងមុន ព្រោះវាបានទទួល ថាមពលកាន់តែច្រើនការផ្ទុះ។ ប្រសិនបើនេះជាករណី យើងអាចបញ្ជាក់បានតាមពីរវិធី៖

• នៅចម្ងាយកាន់តែច្រើន និងក្នុងល្បឿនកាន់តែខ្ពស់ វានឹងមានកាឡាក់ស៊ីតិចជាងមុន ព្រោះយូរៗទៅពួកវានឹងលាតសន្ធឹងក្នុងលំហច្រើន។
• សមាមាត្រនៃ redshift និងចម្ងាយនឹងយករូបរាងជាក់លាក់មួយនៅចម្ងាយធំ ដែលនឹងខុសពីរូបរាង ប្រសិនបើក្រណាត់នៃចន្លោះត្រូវបានពង្រីក។

នៅពេលយើងក្រឡេកមើលចម្ងាយឆ្ងាយ យើងឃើញថាដង់ស៊ីតេនៃកាឡាក់ស៊ីដែលនៅឆ្ងាយក្នុងសកលលោកគឺខ្ពស់ជាងនៅជិតយើង។ នេះស្របនឹងរូបភាពដែលលំហរកំពុងពង្រីក ព្រោះការសម្លឹងមើលទៅកាន់តែឆ្ងាយ គឺដូចគ្នានឹងការសម្លឹងមើលទៅអតីតកាល ដែលមិនសូវមានការពង្រីក។ យើងក៏បានរកឃើញថាកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗមានសមាមាត្រ redshift-to-distance ដែលត្រូវគ្នាទៅនឹងការពង្រីកលំហ ហើយមិនមែនទាល់តែសោះ - ប្រសិនបើកាឡាក់ស៊ីទាំងនោះគ្រាន់តែផ្លាស់ទីយ៉ាងលឿនចេញពីយើង។ វិទ្យាសាស្រ្តអាចឆ្លើយសំណួរនេះតាមពីរវិធី។ វិធី​ផ្សេង​គ្នាហើយចម្លើយទាំងពីរគាំទ្រដល់ការពង្រីកសកលលោក។

តើសកលលោកតែងតែពង្រីកក្នុងអត្រាដូចគ្នាដែរឬទេ?

យើងហៅវាថា Hubble ថេរ ប៉ុន្តែវាគ្រាន់តែជាថេរក្នុងលំហ មិនមែនពេលវេលាទេ។ សកលនៅក្នុង ពេលនេះពង្រីកយឺតជាងអតីតកាល។ នៅពេលយើងនិយាយអំពីអត្រាពង្រីក យើងកំពុងនិយាយអំពីល្បឿនក្នុងមួយឯកតាចម្ងាយ៖ ប្រហែល 70 km/s/Mpc ថ្ងៃនេះ។ (Mpc គឺ megaparsec ប្រហែល 3,260,000 ឆ្នាំពន្លឺ)។ ប៉ុន្តែអត្រានៃការពង្រីកគឺអាស្រ័យលើដង់ស៊ីតេនៃវត្ថុផ្សេងៗគ្នានៅក្នុងសកលលោក រួមទាំងរូបធាតុ និងវិទ្យុសកម្ម។ នៅពេលដែលសកលលោកពង្រីក សារធាតុ និងវិទ្យុសកម្មនៅក្នុងវាកាន់តែក្រាស់ ហើយនៅពេលដែលដង់ស៊ីតេថយចុះ អត្រានៃការពង្រីកក៏ដូចគ្នាដែរ។ សកលលោកបានពង្រីកកាន់តែលឿនកាលពីអតីតកាល ហើយបានថយចុះចាប់តាំងពី Big Bang ។ ថេរ Hubble គឺជាឈ្មោះខុស វាគួរតែត្រូវបានគេហៅថា ប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble ។

ជោគវាសនាឆ្ងាយនៃសកលលោកផ្តល់នូវលទ្ធភាពផ្សេងៗគ្នា ប៉ុន្តែប្រសិនបើថាមពលងងឹតពិតជាថេរ ដូចដែលទិន្នន័យបានបង្ហាញ យើងនឹងធ្វើតាមខ្សែកោងពណ៌ក្រហម។

តើសកលលោកនឹងពង្រីកជារៀងរហូត ឬនឹងឈប់?

ជាច្រើនជំនាន់នៃអ្នករូបវិទ្យា តារាវិទូ និងអ្នកវិទ្យាសាស្ដ្រខាងលោហធាតុបានងឿងឆ្ងល់ចំពោះសំណួរនេះ ហើយវាអាចឆ្លើយបានតែដោយការកំណត់អត្រានៃការពង្រីកចក្រវាឡ និងប្រភេទទាំងអស់ (និងបរិមាណ) នៃថាមពលដែលមាននៅក្នុងវា។ យើងបានវាស់ស្ទង់ដោយជោគជ័យនូវចំនួនរូបធាតុធម្មតា វិទ្យុសកម្ម នឺត្រុងណូត រូបធាតុងងឹត និងថាមពលងងឹត ព្រមទាំងអត្រាពង្រីកនៃសកលលោក។ ដោយផ្អែកលើច្បាប់នៃរូបវិទ្យា និងអ្វីដែលបានកើតឡើងកាលពីអតីតកាល វាហាក់ដូចជាសកលលោកនឹងពង្រីកជារៀងរហូត។ ទោះបីជាប្រូបាប៊ីលីតេនៃការនេះមិនមែន 100%; ប្រសិនបើអ្វីមួយដូចជាថាមពលងងឹតមានឥរិយាបទខុសគ្នានាពេលអនាគតបើប្រៀបធៀបទៅនឹងអតីតកាល និងបច្ចុប្បន្ន ការសន្និដ្ឋានរបស់យើងទាំងអស់នឹងត្រូវយកមកពិចារណាឡើងវិញ។

តើកាឡាក់ស៊ីផ្លាស់ទីលឿនជាងល្បឿនពន្លឺទេ? ហាម​ឃាត់​ទេ?

តាមទស្សនៈរបស់យើង ចន្លោះរវាងយើង និងចំណុចដាច់ស្រយាលកំពុងពង្រីក។ វាកាន់តែឆ្ងាយពីយើង វាហាក់ដូចជាយើងកាន់តែលឿនដែលវាកំពុងផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយ។ ទោះបីជាអត្រាពង្រីកមានទំហំតូចក៏ដោយ វត្ថុនៅឆ្ងាយនៅថ្ងៃណាមួយនឹងឆ្លងកាត់កម្រិតនៃល្បឿនកំណត់ណាមួយ ពីព្រោះអត្រាពង្រីក (ល្បឿនក្នុងមួយឯកតាចម្ងាយ) នឹងត្រូវបានគុណច្រើនដងជាមួយនឹងចម្ងាយគ្រប់គ្រាន់។ OTO ពេញចិត្តនឹងសេណារីយ៉ូបែបនេះ។ ច្បាប់ដែលគ្មានអ្វីអាចផ្លាស់ទីបាន។ ល្បឿនកាន់តែលឿនពន្លឺ​អនុវត្ត​ចំពោះ​តែ​ចលនា​របស់​វត្ថុ​តាម​រយៈ​លំហ​ប៉ុណ្ណោះ មិន​មែន​ចំពោះ​ការ​ពង្រីក​លំហ​ដោយ​ខ្លួន​វា​ទេ។ តាមពិតទៅ កាឡាក់ស៊ីខ្លួនឯងផ្លាស់ទីក្នុងល្បឿនត្រឹមតែពីរបីពាន់គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទីប៉ុណ្ណោះ ដែលទាបជាងដែនកំណត់ 300,000 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង ដែលកំណត់ដោយល្បឿននៃពន្លឺ។ វា​គឺ​ជា​ការ​ពង្រីក​នៃ​ចក្រវាឡ​ដែល​បណ្តាល​ឱ្យ​មាន​ការ​ធ្លាក់​ចុះ​និង​ការ​ផ្លាស់​ប្តូរ​ពណ៌​ក្រហម មិនមែន​ជា​ចលនា​ពិត​នៃ​កាឡាក់ស៊ី​នោះ​ទេ។

មានកាឡាក់ស៊ីប្រហែល 2 ពាន់ពាន់លាននៅក្នុងសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន (រង្វង់ពណ៌លឿង)។ កាឡាក់ស៊ីដែលនៅជិតជាងមួយភាគបីនៃផ្លូវទៅកាន់ព្រំដែននេះ យើងនឹងមិនអាចតាមទាន់បានទេ ដោយសារតែការពង្រីកសកលលោក។ មានតែ 3% នៃបរិមាណនៃសាកលលោកត្រូវបានបើកសម្រាប់ការអភិវឌ្ឍដោយកម្លាំងមនុស្ស

ការពង្រីកសកលលោកគឺជាផលវិបាកចាំបាច់នៃការពិតដែលថារូបធាតុ និងថាមពលបំពេញចន្លោះពេល ដែលជាកម្មវត្ថុនៃច្បាប់នៃទំនាក់ទំនងទូទៅ។ ដរាបណា​មាន​បញ្ហា ទំនាញ​ក៏​មាន​ដែរ ដូច្នេះ​ទំនាញ​ឈ្នះ ហើយ​អ្វីៗ​នឹង​ចុះ​កិច្ចសន្យា​ម្ដងទៀត ឬ​ទំនាញ​ចាញ់​ហើយ​ឈ្នះ​ការ​ពង្រីក។ មិនមានមជ្ឈមណ្ឌលនៃការពង្រីកទេ ហើយគ្មានអ្វីក្រៅពីលំហដែលពង្រីកនោះទេ។ វាគឺជាក្រណាត់នៃសកលលោកដែលកំពុងពង្រីក។ អ្វីដែលគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍បំផុត បើទោះបីជាយើងចាកចេញពីផែនដីក្នុងល្បឿននៃពន្លឺថ្ងៃនេះក៏ដោយ យើងអាចទៅទស្សនាបានត្រឹមតែ 3% នៃកាឡាក់ស៊ីនៅក្នុងសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។ 97% នៃពួកគេគឺចេញពីដៃរបស់យើងរួចទៅហើយ។ សកលលោកគឺស្មុគស្មាញ។

សកលលោកមិនឋិតិវន្ត។ នេះត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយការសិក្សារបស់តារាវិទូ Edwin Hubble កាលពីឆ្នាំ 1929 ពោលគឺជិត 90 ឆ្នាំមុន។ គាត់​ត្រូវ​បាន​គេ​នាំ​ឱ្យ​មាន​គំនិត​នេះ​ដោយ​ការ​សង្កេត​នៃ​ចលនា​នៃ​កាឡាក់ស៊ី។ របកគំហើញមួយទៀតនៃអ្នករូបវិទ្យានៅចុងបញ្ចប់នៃសតវត្សទី 20 គឺការគណនានៃការពង្រីកចក្រវាឡជាមួយនឹងការបង្កើនល្បឿន។

តើអ្វីទៅដែលហៅថាការពង្រីកសកលលោក?

អ្នក​ខ្លះ​ភ្ញាក់​ផ្អើល​ពេល​ឮ​អ្វី​ដែល​អ្នក​វិទ្យាសាស្ត្រ​ហៅ​ថា​ការ​ពង្រីក​សកលលោក។ ឈ្មោះនេះត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងសេដ្ឋកិច្ចភាគច្រើន ហើយជាមួយនឹងការរំពឹងទុកអវិជ្ជមាន។

អតិផរណាគឺជាដំណើរការនៃការពង្រីកសកលលោកភ្លាមៗបន្ទាប់ពីរូបរាងរបស់វា ហើយជាមួយនឹងការបង្កើនល្បឿនយ៉ាងខ្លាំង។ បកប្រែពីភាសាអង់គ្លេស "អតិផរណា" - "បូមឡើង" "បំប៉ោង" ។

ការសង្ស័យថ្មីអំពីអត្ថិភាពនៃថាមពលងងឹតដែលជាកត្តាមួយនៅក្នុងទ្រឹស្តីនៃអតិផរណានៃសាកលលោកត្រូវបានប្រើប្រាស់ដោយអ្នកប្រឆាំងនៃទ្រឹស្តីនៃការពង្រីក។

បន្ទាប់មកអ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានស្នើផែនទីនៃប្រហោងខ្មៅ។ ទិន្នន័យដំបូងខុសពីទិន្នន័យដែលទទួលបាននៅដំណាក់កាលក្រោយ៖

1. ប្រហោងខ្មៅប្រាំមួយម៉ឺនដែលមានចំងាយរវាងឆ្ងាយបំផុតជាងដប់មួយលានឆ្នាំពន្លឺ - ទិន្នន័យកាលពីបួនឆ្នាំមុន។
2. កាឡាក់ស៊ីប្រហោងខ្មៅមួយសែនប្រាំបីម៉ឺននៅចម្ងាយដប់បីលានឆ្នាំពន្លឺ។ ទិន្នន័យដែលទទួលបានដោយអ្នកវិទ្យាសាស្ត្ររួមទាំងជនជាតិរុស្ស៊ី អ្នករូបវិទ្យានុយក្លេអ៊ែរនៅដើមឆ្នាំ 2017 ។

នេះ​បើ​តាម​អ្នក​វិទ្យាសាស្ត្រ​តារាសាស្ត្រ​និយាយ​ថា ព័ត៌មាន​នេះ​មិន​ផ្ទុយ​គ្នា​ទេ។ ម៉ូដែលបុរាណសកលលោក។

អត្រាពង្រីកនៃសាកលលោកគឺជាបញ្ហាប្រឈមមួយសម្រាប់អ្នកសិក្សាលោហធាតុ

អត្រា​នៃ​ការ​ពង្រីក​គឺ​ពិត​ជា​បញ្ហា​ប្រឈម​មួយ​សម្រាប់​អ្នក​វិទ្យាសាស្ដ្រ និង​តារាវិទូ។ ពិតហើយ អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុវិទ្យាលែងប្រកែកថា អត្រានៃការពង្រីកសកលលោកមិនមានប៉ារ៉ាម៉ែត្រថេរទេ ភាពខុសគ្នាបានផ្លាស់ប្តូរទៅយន្តហោះមួយទៀត - នៅពេលដែលការពង្រីកបានចាប់ផ្តើមបង្កើនល្បឿន។ ទិន្នន័យអំពីការវង្វេងនៅក្នុងវិសាលគមនៃកាឡាក់ស៊ី supernova ឆ្ងាយណាស់នៃប្រភេទទីមួយ បង្ហាញថាការពង្រីកមិនមែនជាដំណើរការចាប់ផ្តើមភ្លាមៗនោះទេ។

អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជឿថាចក្រវាឡបានធ្លាក់ចុះក្នុងរយៈពេលប្រាំពាន់លានឆ្នាំដំបូង។

ផលវិបាកដំបូងនៃ Big Bang ដំបូងបានធ្វើឱ្យមានការពង្រីកដ៏មានអានុភាព ហើយបន្ទាប់មកការកន្ត្រាក់បានចាប់ផ្តើម។ ប៉ុន្តែថាមពលងងឹតនៅតែមានឥទ្ធិពលលើការរីកលូតលាស់នៃសកលលោក។ ហើយជាមួយនឹងការបង្កើនល្បឿន។

អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រអាមេរិកបានចាប់ផ្តើមបង្កើតផែនទីនៃទំហំនៃសកលលោកសម្រាប់ សម័យផ្សេងគ្នាដើម្បីដឹងថាតើការបង្កើនល្បឿនចាប់ផ្តើមនៅពេលណា។ ដោយសង្កេតមើលការផ្ទុះ supernova ក៏ដូចជាទិសដៅនៃការប្រមូលផ្តុំនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីបុរាណ អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុបានកត់សម្គាល់ពីលក្ខណៈពិសេសនៃការបង្កើនល្បឿន។

ហេតុអ្វីបានជាសកលលោក "បង្កើនល្បឿន"

ដំបូងវាត្រូវបានសន្មត់ថានៅក្នុងផែនទីដែលបានចងក្រងតម្លៃបង្កើនល្បឿនមិនមែនជាលីនេអ៊ែរទេប៉ុន្តែប្រែទៅជា sinusoid ។ វាត្រូវបានគេហៅថា "រលកនៃសកលលោក" ។

រលកនៃសកលលោកនិយាយថាការបង្កើនល្បឿនមិនបានទៅជាមួយ ល្បឿនថេរ៖ វាបន្ថយល្បឿន បន្ទាប់មកបង្កើនល្បឿន។ និងជាច្រើនដង។ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជឿថាមានដំណើរការបែបនេះចំនួន 7 ក្នុងរយៈពេល 13.81 ពាន់លានឆ្នាំបន្ទាប់ពី Big Bang ។

ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុវិទ្យាមិនទាន់អាចឆ្លើយសំណួរថាតើការបង្កើនល្បឿន-បន្ថយអាស្រ័យលើអ្វីនោះទេ។ ការ​សន្មត់​ចុះ​ឡើង​ចំពោះ​គំនិត​ដែល​ថា​វាល​ថាមពល​ដែល​ថាមពល​ងងឹត​មាន​ប្រភព​មក​គឺ​ជា​កម្មវត្ថុ​នៃ​រលក​នៃ​សកលលោក។ ហើយការផ្លាស់ប្តូរពីទីតាំងមួយទៅទីតាំងមួយទៀត សកលលោកអាចពង្រីកការបង្កើនល្បឿន ឬបន្ថយវាចុះ។

ទោះបីជាមានការបញ្ចុះបញ្ចូលនៃអំណះអំណាងក៏ដោយក៏ពួកគេនៅតែជាទ្រឹស្តីរហូតមកដល់ពេលនេះ។ តារារូបវិទ្យាសង្ឃឹមថា ព័ត៌មានពីកែវយឺតវិលជុំវិញ Planck នឹងបញ្ជាក់ពីអត្ថិភាពនៃរលកនៅក្នុងចក្រវាឡ។

នៅពេលដែលថាមពលងងឹតត្រូវបានរកឃើញ

ជាលើកដំបូងដែលពួកគេបានចាប់ផ្តើមនិយាយអំពីវានៅក្នុងទសវត្សរ៍ទី 90 ដោយសារតែការផ្ទុះ supernova ។ ធម្មជាតិនៃថាមពលងងឹតគឺមិនស្គាល់។ ទោះបីជា Albert Einstein បានលើកឡើងពីថេរនៃលោហធាតុនៅក្នុងទ្រឹស្តីទំនាក់ទំនងរបស់គាត់ក៏ដោយ។

នៅឆ្នាំ 1916 មួយរយឆ្នាំមុន សកលលោកនៅតែត្រូវបានចាត់ទុកថាមិនផ្លាស់ប្តូរ។ ប៉ុន្តែទំនាញផែនដីបានធ្វើអន្តរាគម៖ ម៉ាស់លោហធាតុនឹងវាយបកគ្នាទៅវិញទៅមកជាមិនខាន ប្រសិនបើសកលលោកនៅស្ងៀម។ អែងស្តែង​ប្រកាស​ទំនាញ​ដោយសារ​កម្លាំង​លោភលន់។

Georges Lemaitre នឹងបញ្ជាក់រឿងនេះតាមរយៈរូបវិទ្យា។ ម៉ាស៊ីនបូមធូលីមានផ្ទុកថាមពល។ ដោយសារតែការរំញ័ររបស់វា ដែលនាំទៅដល់ការលេចចេញនូវភាគល្អិត និងការបំផ្លិចបំផ្លាញបន្ថែមទៀតរបស់វា ថាមពលទទួលបានកម្លាំងដែលគួរឱ្យស្អប់ខ្ពើម។

នៅពេលដែល Hubble បង្ហាញពីការពង្រីកសកលលោក Einstein បានហៅវាថាមិនសមហេតុសមផល។

ឥទ្ធិពលនៃថាមពលងងឹត

សកលលោកកំពុងផ្លាស់ទីដាច់ពីគ្នាក្នុងល្បឿនថេរ។ នៅឆ្នាំ 1998 ពិភពលោកត្រូវបានបង្ហាញជាមួយនឹងទិន្នន័យពីការវិភាគនៃការផ្ទុះប្រភេទ 1 supernova ។ វា​ត្រូវ​បាន​បញ្ជាក់​ថា​សកលលោក​កំពុង​រីក​ចម្រើន​លឿន​ជាង​មុន​។

វាកើតឡើងដោយសារតែសារធាតុមិនស្គាល់មួយ វាត្រូវបានគេដាក់រហ័សនាមថា "ថាមពលងងឹត" ។ វាប្រែថាវាកាន់កាប់ស្ទើរតែ 70% នៃលំហនៃសកលលោក។ ខ្លឹមសារ លក្ខណៈសម្បត្តិ និងធម្មជាតិនៃថាមពលងងឹតមិនត្រូវបានគេសិក្សាទេ ប៉ុន្តែអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រកំពុងព្យាយាមរកឱ្យឃើញថាតើវាមាននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតដែរឬទេ។

នៅឆ្នាំ 2016 ពួកគេបានគណនាអត្រាការពង្រីកពិតប្រាកដសម្រាប់អនាគតដ៏ខ្លី ប៉ុន្តែភាពខុសគ្នាមួយបានលេចចេញមក៖ សកលលោកកំពុងពង្រីកក្នុងអត្រាលឿនជាងការសន្មត់របស់តារាវិទូពីមុន។ ក្នុងចំណោមអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រ ជម្លោះបានផ្ទុះឡើងអំពីអត្ថិភាពនៃថាមពលងងឹត និងឥទ្ធិពលរបស់វាទៅលើអត្រានៃការពង្រីកដែនកំណត់នៃសាកលលោក។

ការពង្រីកសកលលោកកើតឡើងដោយគ្មានថាមពលងងឹត

ទ្រឹស្តីនៃឯករាជ្យភាពនៃការពង្រីកចក្រវាឡពីថាមពលងងឹតត្រូវបានដាក់ចេញដោយអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រនៅដើមឆ្នាំ 2017 ។ ពួកគេពន្យល់ពីការពង្រីកជាការផ្លាស់ប្តូររចនាសម្ព័ន្ធនៃសកលលោក។

អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រមកពីសាកលវិទ្យាល័យ Budapest និង Hawaiian បានធ្វើការសន្និដ្ឋានថា ភាពខុសគ្នារវាងការគណនា និងអត្រាពង្រីកពិតប្រាកដត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរលក្ខណៈសម្បត្តិនៃលំហ។ គ្មាននរណាម្នាក់បានគិតពីអ្វីដែលកើតឡើងចំពោះគំរូនៃសកលលោកក្នុងអំឡុងពេលពង្រីក។

ដោយមានការសង្ស័យពីអត្ថិភាពនៃថាមពលងងឹត អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រពន្យល់ថា៖ ការប្រមូលផ្តុំរូបធាតុដ៏ធំបំផុតនៅក្នុងសកលលោកប៉ះពាល់ដល់ការពង្រីករបស់វា។ ក្នុងករណីនេះមាតិកាដែលនៅសល់ត្រូវបានចែកចាយស្មើៗគ្នា។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ ការពិតនៅតែមិនទាន់មាន។

ដើម្បីបង្ហាញពីសុពលភាពនៃការសន្មត់របស់ពួកគេ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានស្នើគំរូនៃចក្រវាឡខ្នាតតូច។ ពួកគេបានបង្ហាញវាក្នុងទម្រង់ជាសំណុំនៃពពុះ ហើយចាប់ផ្តើមគណនាប៉ារ៉ាម៉ែត្រកំណើននៃពពុះនីមួយៗតាមអត្រារបស់វា អាស្រ័យលើម៉ាស់របស់វា។

គំរូនៃចក្រវាឡនេះបានបង្ហាញឱ្យអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រថាវាអាចផ្លាស់ប្តូរដោយមិនគិតពីថាមពល។ ហើយប្រសិនបើអ្នក "លាយ" ថាមពលងងឹតអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជឿថា គំរូនឹងមិនផ្លាស់ប្តូរទេ។

ជាទូទៅ​ភាព​ចម្រូងចម្រាស​នៅ​តែ​បន្ត។ អ្នកគាំទ្រថាមពលងងឹតនិយាយថាវាជះឥទ្ធិពលដល់ការពង្រីកព្រំដែននៃសាកលលោក គូប្រជែងឈរជើងរបស់ពួកគេដោយលើកហេតុផលថាការប្រមូលផ្តុំនៃរូបធាតុសំខាន់។

អត្រាពង្រីកសកលលោកឥឡូវនេះ

អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជឿថាចក្រវាឡចាប់ផ្តើមរីកចម្រើនបន្ទាប់ពី Big Bang ។ បន្ទាប់មក ជិតដប់បួនពាន់លានឆ្នាំមុន វាបានប្រែក្លាយថា អត្រាពង្រីកនៃសកលលោក ល្បឿនកាន់តែច្រើនស្វេតា។ ហើយនាងបន្តរីកចម្រើន។

សៀវភៅ The Shortest History of Time របស់លោក Stephen Hawking និង Leonard Mlodinov កត់សម្គាល់ថា អត្រានៃការពង្រីកព្រំដែននៃសកលលោកមិនអាចលើសពី 10% ក្នុងមួយពាន់លានឆ្នាំបានទេ។

នៅរដូវក្តៅឆ្នាំ 2016 អ្នកឈ្នះរង្វាន់ណូបែលលោក Adam Riess បានគណនាចម្ងាយនៃការលោត Cepheids នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីនៅជិតគ្នាដើម្បីកំណត់ថាតើអត្រានៃការពង្រីកសកលលោកគឺយ៉ាងណា។ ទិន្នន័យទាំងនេះបានអនុញ្ញាតឱ្យយើងគណនាល្បឿន។ វាប្រែថាកាឡាក់ស៊ីនៅចម្ងាយយ៉ាងហោចណាស់បីលានឆ្នាំពន្លឺអាចផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយក្នុងល្បឿនជិត 73 គីឡូម៉ែត្រ / វិនាទី។

លទ្ធផលគឺអស្ចារ្យណាស់៖ កែវយឹតវិលជុំវិញដូចគ្នា Planck ពួកគេបាននិយាយអំពី 69 គីឡូម៉ែត្រ / s ។ ហេតុអ្វីបានជាមានភាពខុសប្លែកគ្នាបែបនេះត្រូវបានកត់ត្រា អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រមិនអាចឆ្លើយបានទេ៖ ពួកគេមិនដឹងអ្វីទាំងអស់អំពីប្រភពដើមនៃរូបធាតុងងឹត ដែលទ្រឹស្តីនៃការពង្រីកសកលលោកផ្អែកលើ។

វិទ្យុសកម្មងងឹត

កត្តាមួយទៀតនៅក្នុង "ការបង្កើនល្បឿន" នៃចក្រវាឡត្រូវបានរកឃើញដោយតារាវិទូដោយប្រើ Hubble ។ វិទ្យុសកម្មងងឹតត្រូវបានគេជឿថាបានបង្ហាញខ្លួននៅដើមដំបូងនៃការបង្កើតសកលលោក។ បន្ទាប់មកមានថាមពលកាន់តែច្រើននៅក្នុងវា មិនសំខាន់ទេ។

វិទ្យុសកម្មងងឹត "បានជួយ" ថាមពលងងឹតដើម្បីពង្រីកព្រំដែននៃសកលលោក។ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របាននិយាយថា ភាពខុសគ្នាក្នុងការកំណត់ល្បឿននៃការបង្កើនល្បឿនគឺដោយសារតែធម្មជាតិមិនស្គាល់នៃវិទ្យុសកម្មនេះ។

ការងារបន្ថែមទៀតដោយ Hubble គួរតែធ្វើឱ្យការសង្កេតកាន់តែត្រឹមត្រូវ។

ថាមពលអាថ៌កំបាំងអាចបំផ្លាញសកលលោក

អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របាននឹងកំពុងពិចារណាលើសេណារីយ៉ូបែបនេះអស់ជាច្រើនទស្សវត្សមកហើយ ទិន្នន័យពីក្រុមសង្កេតការណ៍លំហ Planck បាននិយាយថា នេះគឺនៅឆ្ងាយពីការរំពឹងទុកតែប៉ុណ្ណោះ។ ពួកគេត្រូវបានបោះពុម្ពនៅឆ្នាំ 2013 ។

"Planck" បានវាស់ "អេកូ" នៃ Big Bang ដែលបានបង្ហាញខ្លួននៅអាយុនៃសកលលោកប្រហែល 380 ពាន់ឆ្នាំសីតុណ្ហភាពគឺ 2,700 ដឺក្រេ។ ហើយសីតុណ្ហភាពបានផ្លាស់ប្តូរ។ "Planck" ក៏បានកំណត់ "សមាសភាព" នៃសកលលោក:

• ស្ទើរតែ 5% គឺជាផ្កាយ ធូលីអវកាស, ឧស្ម័នអវកាស, កាឡាក់ស៊ី;
• ស្ទើរតែ 27% គឺជាម៉ាស់នៃសារធាតុងងឹត;
• ប្រហែល 70% គឺជាថាមពលងងឹត។

រូបវិទ្យា Robert Caldwell បានផ្តល់យោបល់ថា ថាមពលងងឹតមានថាមពលដែលអាចលូតលាស់បាន។ ហើយថាមពលនេះនឹងបែងចែកពេលវេលាអវកាស។ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជឿថា កាឡាក់ស៊ីនឹងផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយក្នុងរយៈពេលម្ភៃទៅហាសិបពាន់លានឆ្នាំខាងមុខ។ ដំណើរការនេះនឹងកើតឡើងជាមួយនឹងការកើនឡើងនៃព្រំដែននៃសកលលោក។ នេះនឹងហែក Milky Way ចេញពីផ្កាយ ហើយវាក៏នឹងបែកបាក់ផងដែរ។

Cosmos ត្រូវបានវាស់វែងថាមានអាយុកាលប្រហែលហុកសិបលានឆ្នាំ។ ព្រះអាទិត្យ​នឹង​ក្លាយ​ជា​ផ្កាយ​ដែល​រសាត់​ទៅ​ជា​មនុស្ស​តឿ ហើយ​ភព​នានា​នឹង​បែក​ចេញ​ពី​វា​។ បន្ទាប់មកផែនដីនឹងផ្ទុះឡើង។ នៅសាមសិបនាទីបន្ទាប់ លំហនឹងបំបែកអាតូម។ វគ្គផ្តាច់ព្រ័ត្រនឹងជាការបំផ្លិចបំផ្លាញនៃរចនាសម្ព័ន្ធនៃពេលវេលាអវកាស។

តើ Milky Way ទៅណា?

តារាវិទូក្រុងយេរូសាឡឹមជឿជាក់ថា មីលគីវេយ បានទទួលជោគជ័យ ល្បឿនកំពូលដែលខ្ពស់ជាងអត្រាពង្រីកនៃសកលលោក។ អ្នក​វិទ្យាសាស្ត្រ​ពន្យល់​ពី​រឿង​នេះ​តាម​ការ​ប្រាថ្នា​របស់​មីលគីវ៉េ​ទៅ​កាន់ «អ្នក​ទាក់ទាញ​ដ៏​អស្ចារ្យ» ដែល​ត្រូវ​បាន​គេ​ចាត់​ទុក​ថា​ធំ​ជាង​គេ ដូច្នេះ​មីលគីវ៉េ​បាន​ចាក​ចេញ​ពី​វាល​ខ្សាច់​លោហធាតុ។

អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រប្រើ បច្ចេកទេសផ្សេងគ្នាការវាស់វែងនៃអត្រាពង្រីកនៃសកលលោក ដូច្នេះទេ។ លទ្ធផលតែមួយការកំណត់នេះ។

សម្ភារៈពីសៀវភៅ "ប្រវត្តិសាស្រ្តខ្លីបំផុតនៃពេលវេលា" ដោយ Stephen Hawking និង Leonard Mlodinov

ឥទ្ធិពល Doppler

នៅទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 នៅពេលដែលអ្នកតារាវិទូចាប់ផ្តើមសិក្សាពីទិដ្ឋភាពនៃផ្កាយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត អ្វីមួយដែលគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ខ្លាំងត្រូវបានគេរកឃើញ៖ ពួកគេប្រែទៅជាពណ៌ដែលបាត់ដូចគ្នានឹងផ្កាយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងដែរ ប៉ុន្តែពួកវាទាំងអស់ត្រូវបានផ្លាស់ប្តូរឆ្ពោះទៅរក ចុងក្រហមនៃវិសាលគម។ និងក្នុងសមាមាត្រដូចគ្នា។ ចំពោះអ្នករូបវិទ្យា ការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ ឬប្រេកង់ត្រូវបានគេស្គាល់ថាជាឥទ្ធិពល Doppler ។

យើងទាំងអស់គ្នាដឹងពីរបៀបដែលបាតុភូតនេះប៉ះពាល់ដល់សំឡេង។ ស្តាប់សំឡេងរថយន្តឆ្លងកាត់។ ពេល​ចូល​មក​ជិត សំឡេង​ម៉ាស៊ីន ឬ​ស្នែង​ហាក់​ដូច​ជា​ខ្ពស់​ជាង ហើយ​ពេល​រថយន្ត​បាន​បើក​កាត់​រួច​ហើយ​ចាប់​ផ្តើម​រើ​ចេញ​ទៅ សំឡេង​ក៏​ថយ​ចុះ។ ឡានប៉ូលីសដែលធ្វើដំណើរមករកយើងក្នុងល្បឿនមួយរយគីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង មានល្បឿនប្រហែលមួយភាគដប់នៃសំឡេង។ សំឡេង​ស៊ីរ៉ែន​របស់​គាត់​គឺ​ជា​រលក​ឆ្លាស់​គ្នា​និង​ទ្រនុង។ សូមចាំថាចម្ងាយរវាង crests ដែលនៅជិតបំផុត (ឬ troughs) ត្រូវបានគេហៅថា ប្រវែងរលក។ ប្រវែងរលកកាន់តែខ្លី ច្រើនទៀតរំញ័រចូលត្រចៀករបស់យើងរាល់វិនាទី ហើយសម្លេង ឬប្រេកង់កាន់តែខ្ពស់នៃសំឡេង។

ឥទ្ធិពល Doppler គឺបណ្តាលមកពីរថយន្តដែលខិតមកជិត ដោយបញ្ចេញនូវ Ridge នីមួយៗ រលកសំឡេងវានឹងកាន់តែខិតទៅជិតយើង ហើយជាលទ្ធផល ចម្ងាយរវាងជួរភ្នំនឹងមានតិចជាងប្រសិនបើរថយន្តកំពុងឈរ។ នេះមានន័យថា ប្រវែងរលកនៃរលកដែលចូលមករកយើងកាន់តែខ្លី ហើយប្រេកង់របស់វាកាន់តែខ្ពស់។ ផ្ទុយទៅវិញ ប្រសិនបើរថយន្តផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយ ប្រវែងនៃរលកដែលយើងចាប់បានកាន់តែយូរ ហើយប្រេកង់របស់វាកាន់តែទាប។ ហើយនៅពេលដែលរថយន្តផ្លាស់ទីកាន់តែលឿន ឥទ្ធិពល Doppler កាន់តែខ្លាំងដែលបង្ហាញឱ្យឃើញដោយខ្លួនឯង ដែលអនុញ្ញាតឱ្យវាប្រើដើម្បីវាស់ល្បឿន។

នៅពេលដែលប្រភពបញ្ចេញរលកផ្លាស់ទីឆ្ពោះទៅរកអ្នកសង្កេត នោះរលកមានការថយចុះ។ ផ្ទុយទៅវិញនៅពេលដែលប្រភពត្រូវបានដកចេញវាកើនឡើង។ នេះត្រូវបានគេហៅថាឥទ្ធិពល Doppler ។

ពន្លឺ និងរលកវិទ្យុមានឥរិយាបទស្រដៀងគ្នា។ ប៉ូលីសប្រើឥទ្ធិពល Doppler ដើម្បីកំណត់ល្បឿននៃយានជំនិះដោយវាស់រលកនៃសញ្ញាវិទ្យុដែលឆ្លុះបញ្ចាំងពីពួកគេ។ ពន្លឺគឺរំញ័រ ឬរលក វាលអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិច. រលក ពន្លឺដែលអាចមើលឃើញតូចណាស់ - ពីសែសិបទៅប៉ែតសិបលាននៃមួយម៉ែត្រ។ ភ្នែកមនុស្សយល់ឃើញរលកពន្លឺនៃរលកពន្លឺខុសៗគ្នា ពណ៌ផ្សេងគ្នាជាមួយនឹងរលកវែងបំផុតដែលត្រូវគ្នានឹងចុងក្រហមនៃវិសាលគម និងខ្លីបំផុត - ទាក់ទងទៅនឹងចុងពណ៌ខៀវ។ ឥឡូវស្រមៃមើលប្រភពនៃពន្លឺនៅចម្ងាយថេរពីយើង ដូចជាផ្កាយមួយ បញ្ចេញរលកពន្លឺនៃរលកពន្លឺជាក់លាក់មួយ។ ប្រវែងនៃរលកដែលបានកត់ត្រានឹងដូចគ្នាទៅនឹងរលកដែលបានបញ្ចេញ។ ប៉ុន្តែ​ឧបមា​ថា​ឥឡូវ​នេះ​ថា​ប្រភព​ពន្លឺ​បាន​ចាប់​ផ្តើ​ម​ចេញ​ឆ្ងាយ​ពី​យើង​។ ដូចនៅក្នុងករណីនៃសំឡេង វានឹងបង្កើនរលកពន្លឺ ដែលមានន័យថាវិសាលគមនឹងផ្លាស់ប្តូរទៅចុងពណ៌ក្រហម។

ការពង្រីកសកល

ដោយបានបង្ហាញពីអត្ថិភាពនៃកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត Hubble ក្នុងឆ្នាំបន្តបន្ទាប់បានចូលរួមក្នុងការកំណត់ចម្ងាយទៅពួកវា និងសង្កេតមើលវិសាលគមរបស់ពួកគេ។ នៅពេលនោះ មនុស្សជាច្រើនបានសន្មត់ថា កាឡាក់ស៊ីកំពុងផ្លាស់ទីដោយចៃដន្យ ហើយរំពឹងថាចំនួននៃពន្លឺពណ៌ខៀវនឹងមានប្រហែលដូចគ្នាទៅនឹងចំនួននៃ redshifted មួយ។ ដូច្នេះហើយ វាជាការភ្ញាក់ផ្អើលទាំងស្រុងក្នុងការរកឃើញថា ទស្សនីយភាពនៃកាឡាក់ស៊ីភាគច្រើនបង្ហាញការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហម - ប្រព័ន្ធផ្កាយស្ទើរតែទាំងអស់កំពុងផ្លាស់ប្តូរឆ្ងាយពីយើង! អ្វីដែលគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលជាងនេះទៅទៀតនោះគឺការពិតដែលត្រូវបានរកឃើញដោយ Hubble និងបោះពុម្ពនៅឆ្នាំ 1929៖ ទំហំនៃកាឡាក់ស៊ី redshift មិនមែនចៃដន្យទេ ប៉ុន្តែគឺសមាមាត្រដោយផ្ទាល់ទៅនឹងចម្ងាយរបស់វាពីយើង។ ម្យ៉ាង​ទៀត កាឡាក់ស៊ី​មួយ​នៅ​ឆ្ងាយ​ពី​យើង នោះ​វា​កាន់តែ​ឆាប់​ស្រកចុះ!វាបានបន្តពីនេះដែលថាសកលលោកមិនអាចឋិតិវន្ត មិនផ្លាស់ប្តូរទំហំ ដូចដែលបានគិតពីមុនមក។ ការពិតវាកំពុងពង្រីក៖ ចម្ងាយរវាងកាឡាក់ស៊ីកំពុងកើនឡើងឥតឈប់ឈរ។

ការដឹងថាសកលលោកកំពុងពង្រីកបានធ្វើឱ្យមានបដិវត្តន៍ពិតប្រាកដនៅក្នុងចិត្ត ដែលជាការអស្ចារ្យបំផុតមួយនៅក្នុងសតវត្សទី 20 ។ នៅពេលអ្នកក្រឡេកមើលទៅក្រោយ វាអាចហាក់ដូចជាភ្ញាក់ផ្អើល ដែលគ្មាននរណាម្នាក់គិតដល់រឿងនេះពីមុនមក។ ញូតុន និង​គំនិត​ដ៏​អស្ចារ្យ​ផ្សេងទៀត​ច្បាស់​ជា​បាន​ដឹង​ថា​សកលលោក​ឋិតិវន្ត​នឹង​មិន​ស្ថិតស្ថេរ។ ទោះបីជានៅចំណុចណាមួយ វានឹងនៅស្ងៀមក៏ដោយ ការទាក់ទាញគ្នាទៅវិញទៅមកនៃផ្កាយ និងកាឡាក់ស៊ីនឹងនាំទៅដល់ការបង្រួមរបស់វាយ៉ាងឆាប់រហ័ស។ ទោះបីជាសកលលោកកំពុងពង្រីកបន្តិចម្តងៗក៏ដោយ ទំនាញផែនដីនឹងបញ្ចប់ការពង្រីករបស់វា ហើយបណ្តាលឱ្យវាចុះកិច្ចសន្យា។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ប្រសិនបើអត្រានៃការពង្រីកសកលលោកធំជាងចំណុចសំខាន់មួយចំនួន ទំនាញនឹងមិនអាចបញ្ឈប់វាបានទេ ហើយសកលលោកនឹងបន្តពង្រីកជារៀងរហូត។

នៅទីនេះអ្នកអាចមើលឃើញពីចម្ងាយស្រដៀងទៅនឹងគ្រាប់រ៉ុក្កែតដែលលោតចេញពីផ្ទៃផែនដី។ ក្នុងល្បឿនទាប ទំនាញផែនដីនឹងបញ្ឈប់រ៉ុក្កែត ហើយវានឹងចាប់ផ្តើមធ្លាក់មកផែនដី។ ម្យ៉ាងវិញទៀត ប្រសិនបើល្បឿនរបស់រ៉ុក្កែតខ្ពស់ជាងចំណុចសំខាន់ (ច្រើនជាង ១១,២ គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី) ទំនាញផែនដីមិនអាចទប់វាបានទេ ហើយវានឹងចាកចេញពីផែនដីជារៀងរហូត។

នៅឆ្នាំ 1965 រូបវិទូជនជាតិអាមេរិកពីរនាក់គឺ Arno Penzias និង Robert Wilson នៃមន្ទីរពិសោធន៍ទូរស័ព្ទ Bell ក្នុងរដ្ឋ New Jersey កំពុងធ្វើការកែកំហុសឧបករណ៍ទទួលមីក្រូវ៉េវដែលងាយរងគ្រោះខ្លាំង។ (មីក្រូវ៉េវគឺជាវិទ្យុសកម្មដែលមានប្រវែងរលកប្រហែលមួយសង់ទីម៉ែត្រ។) Penzias និង Wilson មានការព្រួយបារម្ភថាអ្នកទទួលកំពុងទទួលបានសំលេងរំខានច្រើនជាងការរំពឹងទុក។ ពួកគេបានរកឃើញការទម្លាក់បក្សីនៅលើអង់តែន និងបានលុបបំបាត់មូលហេតុដែលអាចកើតមានផ្សេងទៀតនៃការបរាជ័យ ប៉ុន្តែភ្លាមៗនោះក៏អស់ប្រភពនៃការជ្រៀតជ្រែកដែលអាចកើតមានទាំងអស់។ សំលេងរំខានខុសគ្នាត្រង់ថាវាត្រូវបានកត់ត្រាជុំវិញនាឡិកាពេញមួយឆ្នាំ ដោយមិនគិតពីការបង្វិលផែនដីជុំវិញអ័ក្ស និងបដិវត្តន៍ជុំវិញព្រះអាទិត្យ។ ចាប់តាំងពីចលនារបស់ផែនដីបានដឹកនាំអ្នកទទួលចូលទៅក្នុងផ្នែកផ្សេងៗនៃលំហអាកាស Penzias និង Wilson បានសន្និដ្ឋានថាសំលេងរំខានគឺមកពីខាងក្រៅ។ ប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យនិងសូម្បីតែពីខាងក្រៅកាឡាក់ស៊ី។ វាហាក់ដូចជាបានមកក្នុងរង្វាស់ស្មើគ្នាពីគ្រប់ជ្រុងទាំងអស់នៃ cosmos ។ ឥឡូវនេះយើងដឹងថាគ្រប់ទីកន្លែងដែលអ្នកទទួលត្រូវបានដឹកនាំ សំលេងរំខាននេះនៅតែស្ថិតស្ថេរ ក្រៅពីការប្រែប្រួលដែលមិនច្បាស់លាស់។ ដូច្នេះ Penzias និង Wilson បានជំពប់ដួលលើគំរូដ៏គួរអោយចាប់អារម្មណ៍មួយដែលថាសកលលោកគឺដូចគ្នានៅគ្រប់ទិសទី។

តើ​អ្វី​ទៅ​ជា​ដើម​កំណើត​នៃ​សំឡេង​រំខាន​ពី​ផ្ទៃ​ខាង​ក្រោយ​លោហធាតុ​នេះ? ក្នុងពេលដំណាលគ្នាដែល Penzias និង Wilson កំពុងស៊ើបអង្កេតសំឡេងអាថ៌កំបាំងនៅក្នុងឧបករណ៍ទទួល អ្នករូបវិទ្យាជនជាតិអាមេរិកពីរនាក់មកពី សាកលវិទ្យាល័យព្រីនស្តុន Bob Dick និង Jim Peebles ក៏ចាប់អារម្មណ៍លើមីក្រូវ៉េវផងដែរ។ ពួកគេបានសិក្សាការសន្មត់របស់ George (George) Gamow ដែលថានៅដំណាក់កាលដំបូងនៃការអភិវឌ្ឍន៍សកលលោកមានភាពក្រាស់ និងក្តៅខ្លាំង។ លោក Dick និង Peebles បានគិតថា ប្រសិនបើនេះជាការពិត នោះយើងគួរតែអាចសង្កេតមើលពន្លឺនៃសកលលោកដំបូង ព្រោះពន្លឺពីតំបន់ឆ្ងាយៗនៃពិភពលោករបស់យើងទើបតែមកដល់យើងឥឡូវនេះប៉ុណ្ណោះ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ដោយសារតែការពង្រីកសកលលោក ពន្លឺនេះត្រូវតែផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងខ្លាំងទៅចុងពណ៌ក្រហមនៃវិសាលគម ដែលវានឹងប្រែក្លាយពីវិទ្យុសកម្មដែលអាចមើលឃើញទៅជាវិទ្យុសកម្មមីក្រូវ៉េវ។ Dick និង Peebles ទើបតែរៀបចំដើម្បីស្វែងរកវិទ្យុសកម្មនេះ នៅពេលដែល Penzias និង Wilson បានដឹងអំពីការងាររបស់ពួកគេ បានដឹងថាពួកគេបានរកឃើញវារួចហើយ។ ចំពោះការរកឃើញនេះ Penzias និង Wilson បានទទួលរង្វាន់ណូបែលក្នុងឆ្នាំ 1978 (ដែលហាក់ដូចជាអយុត្តិធម៌បន្តិចសម្រាប់ Dick និង Peebles ដែលមិននិយាយអំពី Gamow) ។

នៅ glance ដំបូង ការពិតដែលថាសកលលោកមើលទៅដូចគ្នាក្នុងទិសដៅណាមួយបង្ហាញថាយើងកាន់កាប់កន្លែងពិសេសមួយចំនួននៅក្នុងវា។ ជាពិសេស វាហាក់ដូចជាថា ដោយសារកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់កំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើង នោះយើងត្រូវតែស្ថិតនៅកណ្តាលនៃសកលលោក។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ មានការពន្យល់មួយផ្សេងទៀតសម្រាប់បាតុភូតនេះ៖ សកលលោកអាចមើលទៅដូចគ្នានៅគ្រប់ទិសទីពីកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតផងដែរ។

កាឡាក់ស៊ីទាំងអស់កំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមក។ នេះគឺជាការនឹកឃើញដល់ការរីករាលដាលនៃចំណុចពណ៌នៅលើផ្ទៃនៃប៉េងប៉ោងដែលបំប៉ោង។ នៅពេលដែលទំហំនៃបាល់កើនឡើង ចម្ងាយរវាងចំណុចទាំងពីរក៏កើនឡើងផងដែរ ប៉ុន្តែក្នុងករណីនេះ គ្មានចំណុចណាមួយអាចចាត់ទុកថាជាចំណុចកណ្តាលនៃការពង្រីកនោះទេ។ ជាងនេះទៅទៀត ប្រសិនបើកាំនៃប៉េងប៉ោងកំពុងកើនឡើងឥតឈប់ឈរ នោះចំនុចដែលនៅដាច់ពីគ្នាលើផ្ទៃរបស់វាកាន់តែលឿន ពួកវានឹងត្រូវបានយកចេញកាន់តែលឿនក្នុងពេលពង្រីក។ ចូរនិយាយថាកាំនៃប៉េងប៉ោងកើនឡើងទ្វេដងរៀងរាល់វិនាទី។ បន្ទាប់មកចំនុចពីរដែលបំបែកពីដំបូងដោយចំងាយមួយសង់ទីម៉ែត្រ ក្នុងមួយវិនាទីនឹងស្ថិតនៅចម្ងាយពីរសង់ទីម៉ែត្រពីគ្នាទៅវិញទៅមក (ប្រសិនបើវាស់តាមបណ្តោយផ្ទៃប៉េងប៉ោង) ដូច្នេះល្បឿនដែលទាក់ទងរបស់ពួកគេនឹងមានមួយសង់ទីម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី។ . ម្យ៉ាងវិញទៀត ចំណុចមួយគូដែលបំបែកដោយដប់សង់ទីម៉ែត្រនឹងមួយវិនាទីបន្ទាប់ពីការចាប់ផ្តើមនៃការពង្រីក ផ្លាស់ទីដាច់ពីគ្នាម្ភៃសង់ទីម៉ែត្រ ដូច្នេះល្បឿនដែលទាក់ទងរបស់ពួកគេនឹងមានដប់សង់ទីម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី។ ល្បឿនដែលកាឡាក់ស៊ីទាំងពីរផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមកគឺសមាមាត្រទៅនឹងចម្ងាយរវាងពួកវា។ ដូច្នេះ redshift នៃកាឡាក់ស៊ីមួយគួរតែសមាមាត្រដោយផ្ទាល់ទៅនឹងចម្ងាយរបស់វាពីយើង - នេះគឺជាការពឹងផ្អែកដូចគ្នាដែល Hubble បានរកឃើញនៅពេលក្រោយ។ រូបវិទូ និងគណិតវិទូជនជាតិរុស្សី Alexander Fridman បានគ្រប់គ្រងដើម្បីស្នើគំរូជោគជ័យនៅឆ្នាំ 1922 ហើយបានប្រមើលមើលលទ្ធផលនៃការសង្កេតរបស់ Hubble ការងាររបស់គាត់នៅតែមិនស្គាល់នៅលោកខាងលិចរហូតដល់គំរូស្រដៀងគ្នានេះត្រូវបានស្នើឡើងនៅឆ្នាំ 1935 ។ រូបវិទូជនជាតិអាមេរិក Howard Robertson និងគណិតវិទូជនជាតិអង់គ្លេស Arthur Walker កំពុងតែដើរលើផ្លូវនៃការពង្រីកសកលលោកដែលបានរកឃើញដោយ Hubble ។

នៅពេលដែលសកលលោកពង្រីក កាឡាក់ស៊ីកំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមក។ នៅពេលដែលពេលវេលាកន្លងផុតទៅ ចម្ងាយរវាងកោះតារានិករឆ្ងាយៗកើនឡើងច្រើនជាងរវាងកាឡាក់ស៊ីនៅជិតៗ ដូចដែលវាកើតឡើងជាមួយនឹងចំណុចនៅលើអតិផរណា ប៉េងប៉ោងខ្យល់ក្តៅ. ដូច្នេះ ចំពោះអ្នកសង្កេតការណ៍ពីកាឡាក់ស៊ីណាមួយ អត្រានៃការយកចេញនៃកាឡាក់ស៊ីមួយទៀតហាក់ដូចជាធំជាង វាស្ថិតនៅឆ្ងាយ។

បីប្រភេទនៃការពង្រីកសកលលោក

ដំណោះស្រាយថ្នាក់ទីមួយ (ដែលបានរកឃើញដោយ Friedman) សន្មត់ថាការពង្រីកសកលលោកមានភាពយឺតយ៉ាវគ្រប់គ្រាន់ ដែលការទាក់ទាញរវាងកាឡាក់ស៊ីថយចុះបន្តិចម្តងៗ ហើយនៅទីបំផុតបញ្ឈប់វា។ បន្ទាប់ពីនោះ កាឡាក់ស៊ីចាប់ផ្តើមបង្រួបបង្រួម ហើយសកលលោកក៏ចាប់ផ្តើមរួញ។ យោងតាមដំណោះស្រាយថ្នាក់ទីពីរ សកលលោកកំពុងពង្រីកយ៉ាងលឿន ដែលទំនាញផែនដីនឹងបន្ថយល្បឿននៃការធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ីបន្តិច ប៉ុន្តែនឹងមិនអាចបញ្ឈប់វាបានឡើយ។ ទីបំផុត មានដំណោះស្រាយទីបី យោងទៅតាមការដែលសកលលោកកំពុងពង្រីកក្នុងអត្រាមួយ ដើម្បីជៀសវាងការដួលរលំ។ យូរៗទៅ ល្បឿននៃការពង្រីកកាឡាក់ស៊ីកាន់តែតិចទៅៗ ប៉ុន្តែមិនដែលឈានដល់សូន្យឡើយ។

លក្ខណៈពិសេសដ៏អស្ចារ្យនៃគំរូដំបូងរបស់ Friedman គឺថានៅក្នុងនោះ ចក្រវាឡគឺមិនមានដែនកំណត់នៅក្នុងលំហ ប៉ុន្តែនៅពេលជាមួយគ្នានោះ វាមិនមានព្រំដែនគ្រប់ទីកន្លែងក្នុងលំហ។ ទំនាញ​ខ្លាំង​ណាស់​ដែល​លំហ​ត្រូវ​បាន​រួញ​ឡើង​ហើយ​បិទ​ដោយ​ខ្លួន​វា​ផ្ទាល់។ នេះ​គឺ​ស្រដៀង​គ្នា​នឹង​ផ្ទៃ​ផែនដី​ដែល​មាន​កំណត់​ដែរ ប៉ុន្តែ​គ្មាន​ព្រំដែន។ ប្រសិនបើអ្នកផ្លាស់ទីតាមផ្ទៃផែនដីក្នុងទិសដៅជាក់លាក់មួយ អ្នកនឹងមិនអាចឆ្លងកាត់ឧបសគ្គ ឬគែមនៃពិភពលោកបានឡើយ ប៉ុន្តែនៅទីបញ្ចប់ អ្នកនឹងត្រលប់ទៅកន្លែងដែលអ្នកបានចាប់ផ្តើម។ នៅក្នុងគំរូទីមួយរបស់ Friedman លំហរត្រូវបានរៀបចំតាមរបៀបដូចគ្នា ប៉ុន្តែជាបីវិមាត្រ និងមិនជាពីរ ដូចនៅក្នុងករណីនៃផ្ទៃផែនដីនោះទេ។ គំនិតដែលអ្នកអាចដើរជុំវិញសកលលោក ហើយត្រឡប់ទៅចំណុចចាប់ផ្តើមវិញ គឺល្អសម្រាប់ការប្រឌិតបែបវិទ្យាសាស្ត្រ ប៉ុន្តែវាមិនមែនទេ។ តម្លៃជាក់ស្តែងដោយហេតុថា ដូចដែលអាចបញ្ជាក់បាន សកលលោកនឹងរួមតូចទៅជាចំណុចមួយ មុនពេលអ្នកធ្វើដំណើរត្រឡប់ទៅការចាប់ផ្តើមនៃការធ្វើដំណើររបស់គាត់។ សកលលោកធំណាស់ ដែលអ្នកត្រូវផ្លាស់ទីលឿនជាងពន្លឺ ដើម្បីមានពេលបញ្ចប់ដំណើរដែលអ្នកបានចាប់ផ្តើម ហើយល្បឿនបែបនេះត្រូវបានហាមឃាត់ (តាមទ្រឹស្តីនៃទំនាក់ទំនង)។ នៅក្នុងគំរូទីពីររបស់ Friedman លំហក៏កោងដែរ ប៉ុន្តែតាមរបៀបផ្សេង។ ហើយមានតែនៅក្នុងគំរូទីបីប៉ុណ្ណោះដែលជាធរណីមាត្រខ្នាតធំនៃផ្ទះល្វែងចក្រវាឡ (ទោះបីជាលំហត្រូវបានកោងនៅតំបន់ជុំវិញនៃសាកសពដ៏ធំក៏ដោយ)។

តើគំរូណាមួយរបស់ Friedman ពិពណ៌នាអំពីសកលលោករបស់យើង? តើការពង្រីកចក្រវាឡនឹងឈប់ ហើយនឹងជំនួសដោយការកន្ត្រាក់ ឬតើចក្រវាឡនឹងពង្រីកជារៀងរហូត?

វាប្រែថាការឆ្លើយសំណួរនេះគឺពិបាកជាងអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រគិតដំបូង។ ដំណោះស្រាយរបស់វាពឹងផ្អែកជាចម្បងលើរឿងពីរ - អត្រានៃការពង្រីកសកលលោកនាពេលបច្ចុប្បន្ន និងដង់ស៊ីតេមធ្យមបច្ចុប្បន្នរបស់វា (បរិមាណនៃរូបធាតុក្នុងមួយឯកតានៃទំហំលំហ)។ អត្រាពង្រីកបច្ចុប្បន្នកាន់តែខ្ពស់ ទំនាញផែនដីកាន់តែធំ ហេតុដូច្នេះហើយដង់ស៊ីតេនៃសារធាតុគឺត្រូវបានទាមទារដើម្បីបញ្ឈប់ការពង្រីក។ ប្រសិនបើដង់ស៊ីតេមធ្យមគឺលើសពីតម្លៃសំខាន់មួយចំនួន (កំណត់ដោយអត្រានៃការពង្រីក) នោះការទាក់ទាញទំនាញរបស់រូបធាតុអាចបញ្ឈប់ការពង្រីកនៃសាកលលោក ហើយបណ្តាលឱ្យវាចុះកិច្ចសន្យា។ ឥរិយាបថរបស់សកលលោកនេះត្រូវគ្នាទៅនឹងគំរូ Friedman ដំបូង។ ប្រសិនបើដង់ស៊ីតេជាមធ្យមគឺតិចជាងតម្លៃសំខាន់ នោះទំនាញទំនាញនឹងមិនបញ្ឈប់ការពង្រីកទេ ហើយសកលលោកនឹងពង្រីកជារៀងរហូត - ដូចនៅក្នុងគំរូ Friedmann ទីពីរ។ ជាចុងក្រោយ ប្រសិនបើដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃសកលលោកគឺពិតជាស្មើនឹងតម្លៃសំខាន់ ការពង្រីកនៃសកលលោកនឹងថយចុះជារៀងរហូត ដោយខិតទៅជិតស្ថានភាពឋិតិវន្ត ប៉ុន្តែមិនដែលឈានដល់វាឡើយ។ សេណារីយ៉ូនេះត្រូវគ្នាទៅនឹងគំរូ Friedman ទីបី។

ដូច្នេះតើម៉ូដែលមួយណាត្រឹមត្រូវ? យើង​អាច​កំណត់​អត្រា​បច្ចុប្បន្ន​នៃ​ការ​ពង្រីក​សកលលោក ប្រសិនបើ​យើង​វាស់​ស្ទង់​អត្រា​ដែល​កាឡាក់ស៊ី​ផ្សេង​ទៀត​កំពុង​ផ្លាស់ទី​ចេញ​ពី​យើង​ដោយ​ប្រើ​ឥទ្ធិពល Doppler។ នេះអាចត្រូវបានធ្វើយ៉ាងត្រឹមត្រូវបំផុត។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ីមិនត្រូវបានគេស្គាល់ច្បាស់ទេ ព្រោះយើងអាចវាស់បានត្រឹមតែដោយប្រយោលប៉ុណ្ណោះ។ ដូច្នេះហើយ យើងគ្រាន់តែដឹងថា អត្រានៃការពង្រីកចក្រវាឡគឺពី 5 ទៅ 10% ក្នុងមួយពាន់លានឆ្នាំ។ ភាពមិនច្បាស់លាស់ជាងនេះទៅទៀតគឺចំណេះដឹងរបស់យើងអំពីដង់ស៊ីតេមធ្យមបច្ចុប្បន្ននៃសកលលោក។ ដូច្នេះហើយ ប្រសិនបើយើងបូកសរុបចំនួនផ្កាយដែលអាចមើលឃើញទាំងអស់នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងផ្ទាល់ និងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត នោះផលបូកនឹងមានចំនួនតិចជាងមួយរយនៃអ្វីដែលតម្រូវឱ្យបញ្ឈប់ការពង្រីកចក្រវាឡ ទោះបីជាមានការប៉ាន់ស្មានទាបបំផុតនៃអត្រាពង្រីកក៏ដោយ។

ប៉ុន្តែនោះមិនមែនទាំងអស់ទេ។ កាឡាក់ស៊ីរបស់យើង និងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតត្រូវតែមាន មួយ​ចំនួន​ធំ​នៃប្រភេទនៃ "រូបធាតុងងឹត" មួយចំនួនដែលយើងមិនអាចសង្កេតដោយផ្ទាល់បាន ប៉ុន្តែអត្ថិភាពរបស់វាដែលយើងដឹងដោយសារតែឥទ្ធិពលទំនាញរបស់វាទៅលើគន្លងតារាក្នុងកាឡាក់ស៊ី។ ប្រហែលជាភ័ស្តុតាងដ៏ល្អបំផុតសម្រាប់អត្ថិភាពនៃសារធាតុងងឹតបានមកពីគន្លងនៃផ្កាយនៅបរិវេណជុំវិញ។ កាឡាក់ស៊ីវង់, ស្រដៀងគ្នា មីលគីវ៉េ. ផ្កាយទាំងនេះវិលជុំវិញកាឡាក់ស៊ីរបស់ពួកគេលឿនពេក ដែលត្រូវបានរក្សាទុកក្នុងគន្លងដោយទំនាញនៃផ្កាយដែលអាចមើលឃើញរបស់កាឡាក់ស៊ីតែម្នាក់ឯង។ លើសពីនេះ កាឡាក់ស៊ីភាគច្រើនគឺជាផ្នែកមួយនៃចង្កោម ហើយយើងអាចសន្និដ្ឋានស្រដៀងគ្នាអំពីវត្តមានរបស់សារធាតុងងឹតរវាងកាឡាក់ស៊ីនៅក្នុងចង្កោមទាំងនេះ ដោយឥទ្ធិពលរបស់វាទៅលើចលនារបស់កាឡាក់ស៊ី។ តាមពិត បរិមាណនៃរូបធាតុងងឹតនៅក្នុងសកលលោក គឺលើសពីបរិមាណនៃរូបធាតុធម្មតា។ ប្រសិនបើយើងពិចារណាលើរូបធាតុងងឹតទាំងអស់នោះ យើងទទួលបានប្រហែលមួយភាគដប់នៃម៉ាស់ដែលត្រូវការដើម្បីបញ្ឈប់ការពង្រីក។

ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ វាមិនអាចទៅរួចទេក្នុងការដកចេញនូវអត្ថិភាពនៃរូបធាតុផ្សេងទៀត ដែលមិនទាន់ស្គាល់ដល់យើង ដែលបានចែកចាយស្ទើរតែស្មើៗគ្នាទូទាំងសកលលោក ដែលអាចបង្កើនវា ដង់ស៊ីតេមធ្យម. ឧទាហរណ៍មាន ភាគល្អិតបឋមហៅថា នឺត្រេណូស ដែលធ្វើអន្តរកម្មខ្សោយខ្លាំងជាមួយរូបធាតុ ហើយពិបាករកឃើញណាស់។

សម្រាប់​ប៉ុន្មាន​ឆ្នាំ​ចុង​ក្រោយ​នេះ ស ក្រុមផ្សេងគ្នាអ្នកស្រាវជ្រាវបានសិក្សាពីរលកតូចបំផុតនៅក្នុងមីក្រូវ៉េវដែល Penzias និង Wilson បានរកឃើញ។ ទំហំនៃរលកនេះអាចដើរតួជាសូចនាករនៃរចនាសម្ព័ន្ធដ៏ធំនៃសកលលោក។ ចរិតរបស់នាងហាក់ដូចជាបង្ហាញថាសកលលោកនៅតែសំប៉ែត (ដូចក្នុងគំរូទីបីរបស់ Friedman)! ប៉ុន្តែដោយសារបរិមាណសរុបនៃរូបធាតុធម្មតា និងងងឹតគឺមិនគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់រឿងនេះទេ អ្នករូបវិទ្យាបានប្រកាសអំពីអត្ថិភាពនៃសារធាតុមួយទៀតដែលមិនទាន់រកឃើញ គឺថាមពលងងឹត។

ហើយដូចជាដើម្បីធ្វើឱ្យបញ្ហាកាន់តែស្មុគស្មាញ ការសង្កេតថ្មីៗបានបង្ហាញថា ការពង្រីកនៃសកលលោកមិនថយចុះទេ ប៉ុន្តែកំពុងបង្កើនល្បឿន. ផ្ទុយពីម៉ូដែល Friedman ទាំងអស់! នេះគឺចម្លែកណាស់ ចាប់តាំងពីវត្តមានរបស់រូបធាតុនៅក្នុងលំហ - ដង់ស៊ីតេខ្ពស់ ឬទាប - អាចពន្យឺតការពង្រីក។ យ៉ាងណាមិញទំនាញផែនដីតែងតែដើរតួជាកម្លាំងទាក់ទាញ។ ការបង្កើនល្បឿននៃការពង្រីកលោហធាតុគឺដូចជាគ្រាប់បែកដែលប្រមូលបានជាជាងរំសាយថាមពលបន្ទាប់ពីការផ្ទុះ។ តើ​កម្លាំង​អ្វី​ដែល​ត្រូវ​ទទួល​ខុស​ត្រូវ​សម្រាប់​ការ​ពន្លឿន​ការ​ពង្រីក​នៃ​លោហធាតុ? គ្មាននរណាម្នាក់មានចម្លើយដែលអាចទុកចិត្តបានចំពោះសំណួរនេះទេ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ អែងស្តែងប្រហែលជាត្រឹមត្រូវនៅពេលគាត់ណែនាំថេរលោហធាតុ (និងឥទ្ធិពលប្រឆាំងទំនាញដែលត្រូវគ្នា) ទៅក្នុងសមីការរបស់គាត់។

ការពង្រីកចក្រវាឡអាចត្រូវបានទស្សន៍ទាយនៅពេលណាក៏បាននៅក្នុងសតវត្សទីដប់ប្រាំបួន ឬសតវត្សទីដប់ប្រាំបី និងសូម្បីតែនៅចុងបញ្ចប់នៃសតវត្សទីដប់ប្រាំពីរ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ជំនឿលើសកលលោកឋិតិវន្តគឺខ្លាំងដែលការបំភាន់បានដក់ជាប់ក្នុងចិត្តរហូតដល់ដើមសតវត្សទី 20 ។ សូម្បីតែ Einstein ប្រាកដណាស់អំពីធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃសាកលលោក ដែលនៅឆ្នាំ 1915 គាត់បានធ្វើការកែតម្រូវពិសេសចំពោះទ្រឹស្តីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង ដោយបន្ថែមពាក្យពិសេសមួយហៅថា ថេរលោហធាតុទៅសមីការ ដែលធានានូវលក្ខណៈឋិតិវន្តនៃសកលលោក។ .

ថេរលោហធាតុបានបង្ហាញខ្លួនវាថាជាសកម្មភាពនៃកម្លាំងថ្មីមួយចំនួន - "ប្រឆាំងទំនាញ" ដែលខុសពីកម្លាំងផ្សេងទៀត មិនមានប្រភពច្បាស់លាស់ទេ ប៉ុន្តែគ្រាន់តែជាវត្ថុធាតុដើមដែលមាននៅក្នុងក្រណាត់នៃពេលវេលាអវកាស។ នៅក្រោមឥទិ្ធពលនៃកម្លាំងនេះ ពេលវេលាអវកាសបានបង្ហាញពីទំនោរពីកំណើតដើម្បីពង្រីក។ ដោយជ្រើសរើសតម្លៃនៃថេរ cosmological អែងស្តែងអាចផ្លាស់ប្តូរភាពខ្លាំងនៃនិន្នាការនេះ។ ដោយមានជំនួយរបស់វា គាត់បានគ្រប់គ្រងដើម្បីធ្វើឱ្យមានតុល្យភាពរវាងការទាក់ទាញទៅវិញទៅមកនៃវត្ថុដែលមានស្រាប់ទាំងអស់ ហើយទទួលបានលទ្ធផលនៃសកលលោកឋិតិវន្ត។

Einstein ក្រោយមកបានច្រានចោលគំនិតនៃថេរលោហធាតុដោយទទួលស្គាល់ថាវាជា "ភាគច្រើនបំផុត" របស់គាត់។ កំហុស​ដ៏​ធំ"។ ដូចដែលយើងនឹងឃើញក្នុងពេលឆាប់ៗនេះ មានហេតុផលនៅថ្ងៃនេះដើម្បីជឿថា អែងស្តែងប្រហែលជាត្រឹមត្រូវក្នុងការណែនាំថេរនៃលោហធាតុ។ ប៉ុន្តែអ្វីដែលធ្វើឲ្យ Einstein ខកចិត្តបំផុតនោះគឺថា គាត់អនុញ្ញាតឱ្យជំនឿរបស់គាត់លើចក្រវាឡស្ថានី បដិសេធការសន្និដ្ឋានដែលថាចក្រវាឡត្រូវតែពង្រីក ដែលព្យាករណ៍ដោយទ្រឹស្តីរបស់គាត់ផ្ទាល់។ វាហាក់បីដូចជាមានមនុស្សតែម្នាក់ប៉ុណ្ណោះដែលឃើញលទ្ធផលនៃទ្រឹស្តីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង ហើយបានយកវាយ៉ាងយកចិត្តទុកដាក់។ ខណៈពេលដែល Einstein និងអ្នករូបវិទ្យាផ្សេងទៀតកំពុងស្វែងរកវិធីដើម្បីជៀសវាងសកលលោកដែលមិនឋិតិវន្ត។ រូបវិទូរុស្ស៊ីហើយគណិតវិទូ Alexander Friedman ផ្ទុយទៅវិញបានទទូចថាវាត្រូវបានពង្រីក។

Friedman បានបង្កើតពីរយ៉ាងខ្លាំង ការសន្មត់សាមញ្ញ៖ ថាវាមើលទៅដូចគ្នាមិនថាយើងមើលទៅក្នុងទិសដៅណានោះទេ ហើយថាសេចក្តីថ្លែងការណ៍នេះគឺជាការពិត មិនថាយើងមើលទៅពីចំណុចណានៅក្នុងសកលលោកនោះទេ។ ដោយផ្អែកលើគំនិតទាំងពីរនេះ និងការដោះស្រាយសមីការនៃទំនាក់ទំនងទូទៅ គាត់បានបង្ហាញថាសកលលោកមិនអាចឋិតិវន្តបានទេ។ ដូច្នេះនៅឆ្នាំ 1922 ពីរបីឆ្នាំមុនពេលការរកឃើញរបស់ Edwin Hubble លោក Friedman បានព្យាករណ៍យ៉ាងត្រឹមត្រូវអំពីការពង្រីកសកលលោក!

សតវត្សមុន។ ព្រះវិហារគ្រិស្តសាសនានឹងទទួលស្គាល់ថាវាខុសឆ្គង ចាប់តាំងពីគោលលទ្ធិរបស់សាសនាចក្របានប្រកាសថាយើងកាន់កាប់ កន្លែងពិសេសនៅកណ្តាលនៃសកលលោក។ ប៉ុន្តែសព្វថ្ងៃនេះ យើងទទួលយកការសន្មត់របស់ Friedman សម្រាប់ហេតុផលស្ទើរតែផ្ទុយពីភាពសមរម្យមួយ៖ យើងនឹងឃើញថាវាគួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលទាំងស្រុង ប្រសិនបើសកលលោកមើលទៅដូចគ្នានៅគ្រប់ទិសទីសម្រាប់តែយើង ប៉ុន្តែមិនមែនចំពោះអ្នកសង្កេតការណ៍ផ្សេងទៀតនៅក្នុងសកលលោកទេ!