អង្កត់ផ្ចិតនៃព្រះច័ន្ទគឺ 3000 គីឡូម៉ែត្រ, អង្កត់ផ្ចិតនៃផែនដីគឺ 12800 គីឡូម៉ែត្រ, ព្រះអាទិត្យគឺ 1,4 លានគីឡូម៉ែត្រខណៈពេលដែលចម្ងាយពីព្រះអាទិត្យទៅផែនដីគឺ 150 លានគីឡូម៉ែត្រ។ អង្កត់ផ្ចិតនៃភពព្រហស្បតិ៍ ដែលជាភពដ៏ធំបំផុតនៅក្នុងប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យរបស់យើងគឺ 150,000 គីឡូម៉ែត្រ។ គ្មានឆ្ងល់ទេដែលពួកគេនិយាយថា ភពព្រហស្បតិ៍អាចជាផ្កាយមួយ នៅក្នុងវីដេអូដែលនៅជាប់នឹងភពព្រហស្បតិ៍ ធ្វើការផ្កាយ ទំហំរបស់វា () គឺតូចជាងភពព្រហស្បតិ៍។ ដោយវិធីនេះ ចាប់តាំងពីយើងបានប៉ះលើភពព្រហស្បតិ៍ អ្នកប្រហែលជាមិនបានឮទេ ប៉ុន្តែភពព្រហស្បតិ៍មិនវិលជុំវិញព្រះអាទិត្យទេ។ ការពិតគឺថា ម៉ាស់របស់ភពព្រហស្បតិ៍មានទំហំធំណាស់ ដែលចំណុចកណ្តាលនៃការបង្វិលរបស់ភពព្រហស្បតិ៍ និងព្រះអាទិត្យគឺនៅខាងក្រៅព្រះអាទិត្យ ដូច្នេះទាំងព្រះអាទិត្យ និងភពព្រហស្បតិ៍ បង្វិលរួមគ្នាជុំវិញចំណុចកណ្តាលនៃការបង្វិលរួមគ្នា។

យោងតាមការគណនាមួយចំនួននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងដែលត្រូវបានគេហៅថា "មីលគីវ៉េ" (មីលគីវ៉េ) មានផ្កាយចំនួន 400 ពាន់លាន។ នេះគឺនៅឆ្ងាយពីកាឡាក់ស៊ីដ៏ធំបំផុត ហើយមានផ្កាយច្រើនជាងមួយពាន់ពាន់លាននៅក្នុង Andromeda ដែលនៅជិតខាង។

ដូចដែលបានបញ្ជាក់នៅក្នុងវីដេអូនៅម៉ោង 4:35 ក្នុងរយៈពេលពីរបីពាន់លានឆ្នាំ Milky Way របស់យើងនឹងបុកជាមួយ Andromeda ។ យោងតាមការគណនាមួយចំនួន ការប្រើប្រាស់បច្ចេកវិទ្យាណាមួយដែលស្គាល់យើង សូម្បីតែមានភាពប្រសើរឡើងនាពេលអនាគត យើងនឹងមិនអាចហោះហើរទៅកាន់កាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតបានទេ ដោយសារពួកវាកំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងជានិច្ច។ មានតែ teleportation ប៉ុណ្ណោះដែលអាចជួយយើងបាន។នេះជាដំណឹងអាក្រក់។

ដំណឹងល្អគឺថា អ្នក និងខ្ញុំកើតនៅពេលវេលាដ៏ល្អមួយ នៅពេលដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានឃើញកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត ហើយអាចទ្រឹស្ដីអំពី Big Bang និងបាតុភូតផ្សេងៗទៀត។ ប្រសិនបើយើងកើតច្រើននៅពេលក្រោយ នៅពេលដែលកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់នឹងខ្ចាត់ខ្ចាយឆ្ងាយពីគ្នាទៅវិញទៅមក នោះទំនងជាយើងមិនអាចដឹងថាតើសកលលោកកើតឡើងដោយរបៀបណា ថាតើមានកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត ថាតើមាន Big Bang ជាដើម។ . យើងនឹងពិចារណាថា Milky Way របស់យើង (រួបរួមគ្នានៅពេលនោះជាមួយ Andromeda) គឺជាតែមួយគត់ និងមានតែមួយគត់នៅក្នុង cosmos ទាំងមូល។ ប៉ុន្តែយើងមានសំណាង ហើយយើងដឹងអ្វីមួយ។ ប្រហែល។

ចូរយើងត្រលប់ទៅលេខវិញ។ មីលគីវេយតូចរបស់យើងមានផ្កាយរហូតដល់ 400 ពាន់លានផ្កាយ Andromeda ដែលនៅជិតខាងមានច្រើនជាងមួយពាន់ពាន់លាន ហើយមានកាឡាក់ស៊ីបែបនេះច្រើនជាង 100 ពាន់លាននៅក្នុងសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន ហើយភាគច្រើននៃពួកវាមានផ្កាយជាច្រើនពាន់ពាន់លាន។ វាហាក់ដូចជាមិនគួរឱ្យជឿដែលថាមានផ្កាយជាច្រើននៅក្នុងលំហ ប៉ុន្តែដូចម្ដេចដែលជនជាតិអាមេរិកបានយក និងចង្អុលកែវយឹត Hubble ដ៏អស្ចារ្យរបស់ពួកគេនៅចន្លោះទទេទាំងស្រុងនៅលើមេឃរបស់យើង។ ក្រោយ​ពី​តាម​ដាន​រូប​គាត់​ជា​ច្រើន​ថ្ងៃ​ក៏​ទទួល​បាន​រូប​នេះ៖

នៅក្នុងបំណះទទេទាំងស្រុងនៃមេឃរបស់យើង ពួកគេបានរកឃើញកាឡាក់ស៊ីចំនួន 10 ពាន់ (មិនមែនផ្កាយ) ដែលនីមួយៗមានផ្កាយរាប់ពាន់លាន និងពាន់លាន។ នេះគឺជាការ៉េនៅលើមេឃរបស់យើង សម្រាប់មាត្រដ្ឋាន។

ហើយអ្វីដែលកំពុងកើតឡើងនៅខាងក្រៅសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាននោះយើងមិនដឹងទេ។ ទំហំនៃសកលលោកដែលយើងឃើញគឺប្រហែល 91.5 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ អ្វី​ជា​បន្ទាប់​គឺ​មិន​ដឹង​។ ប្រហែលជាសាកលលោកទាំងមូលរបស់យើងគ្រាន់តែជាពពុះនៅក្នុងមហាសមុទ្រដែលពោរពេញដោយពហុវចនៈ។ ដែលក្នុងនោះច្បាប់រូបវិទ្យាផ្សេងទៀតអាចអនុវត្តបាន ឧទាហរណ៍ ច្បាប់ Archimedes មិនដំណើរការទេ ហើយផលបូកនៃមុំមិនស្មើនឹង 360 gr ។

រីករាយ។ វិមាត្រនៃសកលលោកនៅក្នុងវីដេអូ៖

សកលលោកគឺជាអ្វីៗទាំងអស់ដែលមាន។ សកលលោកគឺគ្មានដែនកំណត់។ ដូច្នេះហើយ នៅពេលពិភាក្សាអំពីទំហំនៃចក្រវាឡ យើងអាចនិយាយបានតែពីទំហំនៃផ្នែកដែលអាចសង្កេតបានប៉ុណ្ណោះ ពោលគឺចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបាន។

ចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបាន គឺជាបាល់ដែលស្ថិតនៅចំកណ្តាលផែនដី (កន្លែងអ្នកសង្កេតការណ៍) មានពីរវិមាត្រ៖ 1. ទំហំជាក់ស្តែង - កាំ Hubble - 13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ 2. ទំហំពិត - កាំនៃផ្តេកភាគល្អិត - 45.7 ពាន់លាន ឆ្នាំពន្លឺ។

ម៉ូដែលទំនើបនៃសាកលលោកត្រូវបានគេហៅថាគំរូ ΛCDM ផងដែរ។ អក្សរ "Λ" មានន័យថាវត្តមាននៃថេរលោហធាតុដែលពន្យល់ពីការពន្លឿនការពង្រីកនៃសកលលោក។ "CDM" មានន័យថាសកលលោកពោរពេញទៅដោយសារធាតុងងឹតត្រជាក់។ ការសិក្សាថ្មីៗបានបង្ហាញថាថេរ Hubble គឺប្រហែល 71 (km/s)/Mpc ដែលត្រូវនឹងអាយុនៃសកលលោកនៅ 13.75 ពាន់លានឆ្នាំ។ ដោយដឹងពីអាយុនៃសកលលោក យើងអាចប៉ាន់ស្មានទំហំនៃតំបន់ដែលអាចសង្កេតបាន។

យោងតាមទ្រឹស្ដីនៃទំនាក់ទំនង ពត៌មានអំពីវត្ថុណាមួយមិនអាចទៅដល់អ្នកសង្កេតក្នុងល្បឿនធំជាងល្បឿនពន្លឺ (299792458 km/s) បានទេ។ វាប្រែចេញ, អ្នកសង្កេតមើលមិនត្រឹមតែវត្ថុនោះទេ ប៉ុន្តែជាអតីតកាលរបស់វា។. កាលណាវត្ថុនៅឆ្ងាយពីវា វាកាន់តែឆ្ងាយទៅៗ។ ជាឧទាហរណ៍ ការក្រឡេកមើលព្រះច័ន្ទ យើងឃើញពីរបៀបដែលវាលើសពីមួយវិនាទីមុន ព្រះអាទិត្យ - ជាងប្រាំបីនាទីមុន ផ្កាយដែលនៅជិតបំផុត - ឆ្នាំ កាឡាក់ស៊ី - រាប់លានឆ្នាំមុន។ល។ នៅក្នុងគំរូស្ថានីរបស់ Einstein ចក្រវាឡគ្មានដែនកំណត់អាយុ ដែលមានន័យថាតំបន់ដែលអាចសង្កេតបានរបស់វាក៏មិនកំណត់ដោយអ្វីទាំងអស់។ អ្នកសង្កេតការណ៍ដែលប្រដាប់ដោយឧបករណ៍តារាសាស្ត្រកាន់តែជឿនលឿននឹងសង្កេតឃើញវត្ថុបុរាណ និងឆ្ងាយកាន់តែច្រើន។

វិមាត្រនៃសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។

យើង​មាន​រូបភាព​ខុស​គ្នា​ជាមួយ​នឹង​ម៉ូដែល​ទំនើប​នៃ​ចក្រវាល។ យោងទៅតាមវា សកលលោកមានអាយុមួយ ហេតុដូច្នេះហើយបានជាដែនកំណត់នៃការសង្កេត។ នោះគឺចាប់តាំងពីកំណើតនៃសាកលលោកមក គ្មានហ្វូតុនណាអាចធ្វើដំណើរបានចម្ងាយឆ្ងាយជាង 13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺនោះទេ។ វាប្រែថាយើងអាចនិយាយបានថាចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបានត្រូវបានកំណត់ពីអ្នកសង្កេតដោយតំបន់ស្វ៊ែរដែលមានកាំ 13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយនេះមិនមែនជាការពិតទេ។ កុំភ្លេចអំពីការពង្រីកលំហនៃសកលលោក។ នៅពេលដែល photon ទៅដល់អ្នកសង្កេត វត្ថុដែលបញ្ចេញវានឹងមានចម្ងាយ 45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺពីយើង។ ទំហំនេះគឺជាជើងមេឃភាគល្អិត ហើយវាជាព្រំប្រទល់នៃសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។

ដូច្នេះ ទំហំ​នៃ​សាកល​ដែល​អាច​សង្កេត​បាន​ត្រូវ​បាន​បែង​ចែក​ជា​ពីរ​ប្រភេទ។ ទំហំជាក់ស្តែង ហៅផងដែរថាកាំ Hubble (13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ)។ ហើយទំហំពិតប្រាកដ ហៅថាភាគល្អិតផ្តេក (45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ)។

វាសំខាន់ណាស់ដែលជើងមេឃទាំងពីរនេះមិនកំណត់លក្ខណៈទំហំពិតនៃសកលលោកទេ។ ទីមួយ ពួកគេពឹងផ្អែកលើទីតាំងរបស់អ្នកសង្កេតការណ៍ក្នុងលំហ។ ទីពីរពួកគេផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលា។ ក្នុងករណីនៃគំរូΛCDM ផ្តេកភាគល្អិតពង្រីកក្នុងអត្រាធំជាងផ្តេក Hubble ។ សំណួរថាតើនិន្នាការនេះនឹងផ្លាស់ប្តូរនាពេលអនាគត វិទ្យាសាស្រ្តទំនើបមិនផ្តល់ចម្លើយទេ។ ប៉ុន្តែប្រសិនបើយើងសន្មត់ថាសាកលលោកបន្តពង្រីកដោយបង្កើនល្បឿន នោះវត្ថុទាំងអស់ដែលយើងឃើញនៅពេលនេះនឹងរលាយបាត់ពី "វិស័យចក្ខុវិស័យ" របស់យើង។

នៅ​ពេល​នេះ ពន្លឺ​ឆ្ងាយ​បំផុត​ដែល​សង្កេត​ឃើញ​ដោយ​តារាវិទូ​គឺ។ ក្រឡេកទៅមើលវា អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រឃើញចក្រវាឡដែលវាមានអាយុកាល 380,000 ឆ្នាំបន្ទាប់ពី Big Bang ។ នៅពេលនោះ ចក្រវាឡបានចុះត្រជាក់ខ្លាំង រហូតដល់វាអាចបញ្ចេញ ហ្វូតុន ដោយឥតគិតថ្លៃ ដែលត្រូវបានចាប់បានសព្វថ្ងៃនេះ ដោយមានជំនួយពីតេឡេស្កុបវិទ្យុ។ នៅពេលនោះ មិនមានផ្កាយ ឬកាឡាក់ស៊ីនៅក្នុងសកលលោកទេ ប៉ុន្តែមានតែពពកបន្តបន្ទាប់នៃអ៊ីដ្រូសែន អេលីយ៉ូម និងបរិមាណតិចតួចនៃធាតុផ្សេងទៀត។ ពីភាពមិនដូចគ្នាដែលបានសង្កេតនៅក្នុងពពកនេះ ចង្កោមកាឡាក់ស៊ីនឹងបង្កើតជាបន្តបន្ទាប់។ វាប្រែថាវាច្បាស់ណាស់ថាជាវត្ថុទាំងនោះដែលនឹងបង្កើតចេញពីភាពមិនដូចគ្នានៃវិទ្យុសកម្មផ្ទៃខាងក្រោយមីក្រូវ៉េវដែលមានទីតាំងនៅជិតភាគល្អិតផ្តេក។

ទំហំពិតនៃសកលលោក

ដូច្នេះ យើងបានសម្រេចចិត្តលើទំហំនៃសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។ ប៉ុន្តែចុះយ៉ាងណាចំពោះទំហំពិតនៃសកលលោកទាំងមូល? វិទ្យាសាស្ត្រទំនើបមិនមានព័ត៌មានអំពីទំហំពិតនៃសាកលលោក និងថាតើវាមានព្រំដែនដែរឬទេ។ ប៉ុន្តែអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រភាគច្រើនយល់ស្របថាសកលលោកគឺគ្មានដែនកំណត់។

សេចក្តីសន្និដ្ឋាន

ចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបានមានព្រំដែនដែលអាចមើលឃើញ និងពិត ហៅថាកាំ Hubble (13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) និងកាំភាគល្អិត (45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) រៀងគ្នា។ ព្រំដែនទាំងនេះគឺពឹងផ្អែកទាំងស្រុងទៅលើទីតាំងរបស់អ្នកសង្កេតការណ៍ក្នុងលំហ ហើយពង្រីកទៅតាមពេលវេលា។ ប្រសិនបើកាំ Hubble ពង្រីកយ៉ាងតឹងរ៉ឹងក្នុងល្បឿនពន្លឺ នោះការពង្រីកនៃផ្តេកភាគល្អិតត្រូវបានពន្លឿន។ សំណួរថាតើការបង្កើនល្បឿននៃជើងមេឃភាគល្អិតរបស់វានឹងបន្តទៅមុខទៀតដែរឬទេ ហើយថាតើវានឹងត្រូវបានជំនួសដោយការបង្ហាប់នៅតែបើកចំហរ។

នៅក្នុង cosmology វានៅតែមិនមានចម្លើយច្បាស់លាស់ចំពោះសំណួរដែលប៉ះពាល់ដល់អាយុ រូបរាង និងទំហំនៃសកលលោក ហើយមិនមានការឯកភាពគ្នាអំពីភាពកំណត់របស់វានោះទេ។ ព្រោះថា ប្រសិនបើសកលលោកមានកំណត់ នោះវាត្រូវតែចុះកិច្ចសន្យា ឬពង្រីក។ នៅក្នុងព្រឹត្តិការណ៍ដែលវាគ្មានកំណត់ ការសន្មត់ជាច្រើនបាត់បង់អត្ថន័យរបស់វា។

ត្រលប់ទៅឆ្នាំ 1744 តារាវិទូ J.F. Shezo គឺជាមនុស្សដំបូងគេដែលសង្ស័យថាសកលលោក

Infinite: យ៉ាងណាមិញ ប្រសិនបើចំនួនផ្កាយគ្មានដែនកំណត់ ហេតុអ្វីបានជាមេឃមិនភ្លឺ ហើយហេតុអ្វីបានជាងងឹត? នៅឆ្នាំ 1823 លោក G. Olbes បានប្រកែកអំពីអត្ថិភាពនៃព្រំប្រទល់នៃសាកលលោកដោយការពិតដែលថាពន្លឺដែលមកផែនដីពីផ្កាយឆ្ងាយៗគួរតែកាន់តែខ្សោយដោយសារតែការស្រូបចូលដោយសារធាតុដែលស្ថិតនៅក្នុងផ្លូវរបស់ពួកគេ។ ប៉ុន្តែក្នុងករណីនេះសារធាតុនេះខ្លួនឯងគួរតែឡើងកំដៅនិងបញ្ចេញពន្លឺមិនអាក្រក់ជាងផ្កាយណាមួយឡើយ។ បានរកឃើញការបញ្ជាក់របស់វានៅក្នុងវិទ្យាសាស្ត្រទំនើប ដែលអះអាងថា កន្លែងទំនេរគឺ "គ្មានអ្វី" ប៉ុន្តែក្នុងពេលតែមួយ វាមានលក្ខណៈសម្បត្តិរូបវន្តពិតប្រាកដ។ ជាការពិតណាស់ ការស្រូបដោយការបូមធូលីនាំឲ្យមានការកើនឡើងនៃសីតុណ្ហភាពរបស់វា ដែលជាលទ្ធផលដែលការខ្វះចន្លោះក្លាយជាប្រភពបន្ទាប់បន្សំនៃវិទ្យុសកម្ម។ ដូច្នេះហើយ នៅក្នុងព្រឹត្តិការណ៍ដែលវិមាត្រនៃចក្រវាឡពិតជាគ្មានដែនកំណត់ នោះពន្លឺនៃផ្កាយដែលបានទៅដល់ចម្ងាយកំណត់មានការផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងខ្លាំងដែលវាចាប់ផ្តើមបញ្ចូលគ្នាជាមួយនឹងវិទ្យុសកម្មទំនេរផ្ទៃខាងក្រោយ (បន្ទាប់បន្សំ)។

ក្នុងពេលជាមួយគ្នានេះ យើងអាចនិយាយបានថា ការសង្កេតដោយមនុស្សជាតិគឺកំណត់ដោយហេតុថា ចម្ងាយនៃ 24 Gigaparsex ខ្លួនវាគឺកំណត់ និងជាព្រំដែននៃផ្តេកលោហធាតុពន្លឺ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយដោយសារតែការពិតដែលថាវាកំពុងកើនឡើងចុងបញ្ចប់នៃសកលលោកគឺនៅចម្ងាយ 93 ពាន់លាន

លទ្ធផលដ៏សំខាន់បំផុតនៃ cosmology គឺការពិតនៃការពង្រីកសកលលោក។ វាត្រូវបានគេទទួលបានពីការសង្កេត redshift ហើយបន្ទាប់មកកំណត់បរិមាណយោងទៅតាមច្បាប់របស់ Hubble ។ នេះបាននាំឱ្យអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រសន្និដ្ឋានថាទ្រឹស្តី Big Bang កំពុងត្រូវបានបញ្ជាក់។ នេះ​បើ​តាម​អង្គការ NASA។

ដែលទទួលបានដោយប្រើ WMAP ចាប់ពីពេលនៃ Big Bang ស្មើនឹង 13.7 ពាន់លានឆ្នាំ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ លទ្ធផលនេះគឺអាចធ្វើទៅបានលុះត្រាតែយើងសន្មត់ថាគំរូនៃការវិភាគគឺត្រឹមត្រូវ។ នៅពេលប្រើវិធីសាស្ត្រប៉ាន់ស្មានផ្សេងទៀត ទិន្នន័យខុសគ្នាទាំងស្រុងត្រូវបានទទួល។

ការប៉ះលើរចនាសម្ព័ន្ធនៃសាកលលោក មនុស្សម្នាក់មិនអាចនិយាយបានអំពីទម្រង់របស់វា។ រហូត​មក​ដល់​ពេល​នេះ រូប​បី​វិមាត្រ​នោះ​មិន​ត្រូវ​បាន​រក​ឃើញ​ដែល​អាច​តំណាង​ឱ្យ​រូបភាព​របស់​នាង​បាន​ល្អ​បំផុត​នោះ​ទេ។ ការ​លំបាក​នេះ​គឺ​ដោយសារ​តែ​គេ​នៅ​មិន​ទាន់​ដឹង​ច្បាស់​ថា​តើ​ចក្រវាឡ​មាន​រាង​សំប៉ែត​ឬ​អត់។ ទិដ្ឋភាពទីពីរគឺទាក់ទងទៅនឹងការពិតដែលថាវាមិនត្រូវបានគេដឹងច្បាស់អំពីការតភ្ជាប់ច្រើនរបស់វា។ ដូច្នោះហើយ ប្រសិនបើវិមាត្រនៃចក្រវាឡត្រូវបានកំណត់ជាលក្ខណៈលំហ នោះនៅពេលផ្លាស់ទីក្នុងបន្ទាត់ត្រង់មួយ និងក្នុងទិសដៅណាមួយ នោះគេអាចបញ្ចប់ត្រឹមចំណុចចាប់ផ្តើម។

ដូចដែលយើងអាចមើលឃើញ វឌ្ឍនភាពបច្ចេកវិទ្យាមិនទាន់ឈានដល់កម្រិតដើម្បីឆ្លើយសំណួរទាក់ទងនឹងអាយុ រចនាសម្ព័ន្ធ និងទំហំនៃសកលលោកនោះទេ។ រហូតមកដល់ពេលនេះ ទ្រឹស្ដីជាច្រើននៅក្នុងលោហធាតុវិទ្យាមិនត្រូវបានបញ្ជាក់ទេ ប៉ុន្តែពួកគេក៏មិនត្រូវបានគេបដិសេធដែរ។

17:45 23/06/2016

👁 916

មាត្រដ្ឋាននៃ cosmos គឺពិបាកក្នុងការស្រមៃ ហើយថែមទាំងពិបាកក្នុងការកំណត់ឲ្យបានត្រឹមត្រូវ។ ប៉ុន្តែដោយសារការយល់ដឹងដ៏ប៉ិនប្រសប់របស់អ្នករូបវិទ្យា ពួកយើងគិតថាយើងមានគំនិតដ៏ល្អមួយអំពីថាតើ cosmos មានទំហំប៉ុនណា។ "តោះដើរកាត់" - ការអញ្ជើញបែបនេះត្រូវបានធ្វើឡើងដោយតារាវិទូអាមេរិក Harlow Shapley ទៅកាន់ទស្សនិកជននៅទីក្រុងវ៉ាស៊ីនតោនឌីស៊ីក្នុងឆ្នាំ 1920 ។ គាត់បានចូលរួមក្នុងអ្វីដែលគេហៅថា ការជជែកដេញដោលដ៏អស្ចារ្យលើមាត្រដ្ឋាននៃសកលលោក រួមជាមួយនឹងសហការី Heber Curtis ។

Shapley ជឿថាកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងមាន 300,000 នៅទូទាំង។ នេះគឺច្រើនជាងគេគិតដល់ទៅ 3 ដងឯណោះ ប៉ុន្តែសម្រាប់ពេលនោះ ការវាស់វែងគឺល្អណាស់។ ជាពិសេស គាត់បានគណនាចម្ងាយសមាមាត្រត្រឹមត្រូវជាទូទៅនៅក្នុង Milky Way ដែលជាទីតាំងរបស់យើងទាក់ទងទៅនឹងចំណុចកណ្តាល។

ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយនៅដើមសតវត្សទី 20 300,000 ឆ្នាំពន្លឺហាក់ដូចជាសហសម័យរបស់ Shapley មួយចំនួនធំដែលមិនសមហេតុផល។ ហើយគំនិតដែលថាអ្នកផ្សេងទៀតចូលចិត្តមីលគីវេយ ដែលអាចមើលឃើញនៅក្នុង - គឺគ្រាន់តែជាការធំ ជាទូទៅមិនត្រូវបានគេយកចិត្តទុកដាក់ខ្លាំងនោះទេ។

បាទ / ចាសហើយ Shapley ខ្លួនឯងបានជឿថាមីលគីវ៉េគួរតែពិសេស។ គាត់បានប្រាប់អ្នកស្តាប់របស់គាត់ថា "ទោះបីជាវង់មានក៏ដោយក៏វាមិនអាចប្រៀបធៀបបានទៅនឹងប្រព័ន្ធផ្កាយរបស់យើងទេ។

Curtis មិនយល់ស្របទេ។ គាត់គិតត្រូវហើយ ថាមានកាឡាក់ស៊ីជាច្រើនផ្សេងទៀតនៅក្នុងសកលលោកបានខ្ចាត់ខ្ចាយដូចយើងដែរ។ ប៉ុន្តែចំណុចចាប់ផ្តើមរបស់គាត់គឺការសន្មត់ថា Milky Way គឺតូចជាង Shapley បានគណនា។ យោងតាមការគណនារបស់ Curtis Milky Way មានអង្កត់ផ្ចិតត្រឹមតែ 30,000 ឆ្នាំពន្លឺ ឬតូចជាងបីដងនៃការគណនាទំនើប។

បីដងច្រើនជាង បីដងតិចជាង - យើងកំពុងនិយាយអំពីចម្ងាយដ៏ធំបែបនេះ ដែលវាពិតជាអាចយល់បានថា តារាវិទូដែលបានគិតអំពីប្រធានបទនេះកាលពីមួយរយឆ្នាំមុនអាចខុសខ្លាំង។

សព្វ​ថ្ងៃ​នេះ យើង​ប្រាកដ​ណាស់​ថា មីលគីវ៉េ​ស្ថិត​នៅ​កន្លែង​ណា​មួយ​ចន្លោះ​ពី 100,000 ទៅ 150,000 ឆ្នាំ​ពន្លឺ​នៅ​ទូទាំង។ ជាការពិតណាស់ សកលលោកដែលអាចសង្កេតបានគឺមានទំហំធំជាង។ វាត្រូវបានគេជឿថាអង្កត់ផ្ចិតរបស់វាគឺ 93 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ ប៉ុន្តែហេតុអ្វីបានជាទំនុកចិត្តបែបនេះ? តើអ្នកអាចវាស់អ្វីមួយដូចនោះដោយរបៀបណា?

ចាប់តាំងពី Copernicus បានប្រកាសថាផែនដីមិនមែនជាចំណុចកណ្តាល យើងតែងតែតស៊ូដើម្បីសរសេរឡើងវិញនូវគំនិតរបស់យើងអំពីអ្វីដែលសកលលោកគឺ ហើយជាពិសេសថាតើវាអាចធំប៉ុនណា។ ទោះបីជាសព្វថ្ងៃនេះ ដូចដែលយើងនឹងឃើញក៏ដោយ យើងកំពុងប្រមូលភស្តុតាងថ្មីដែលថាសកលលោកទាំងមូលអាចមានទំហំធំជាងអ្វីដែលយើងបានគិតនាពេលថ្មីៗនេះ។

Caitlin Casey តារាវិទូនៅសាកលវិទ្យាល័យ Texas នៅ Austin សិក្សាសកលលោក។ នាងនិយាយថា ក្រុមតារាវិទូបានបង្កើតឧបករណ៍ និងប្រព័ន្ធវាស់ស្ទង់ដ៏ប៉ិនប្រសប់មួយ ដើម្បីគណនាមិនត្រឹមតែចម្ងាយពីផែនដីទៅសាកសពផ្សេងទៀតនៅក្នុងប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យរបស់យើងប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែថែមទាំងចន្លោះរវាងកាឡាក់ស៊ី និងរហូតដល់ចុងបញ្ចប់នៃចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបាន។

ជំហានក្នុងការវាស់វែងទាំងអស់នេះ ឆ្លងកាត់ខ្នាតនៃចម្ងាយនៅក្នុងតារាសាស្ត្រ។ ជំហានដំបូងនៃមាត្រដ្ឋាននេះគឺសាមញ្ញណាស់ ហើយពឹងផ្អែកលើបច្ចេកវិទ្យាទំនើបនាពេលបច្ចុប្បន្ននេះ។

Casey និយាយថា "យើងគ្រាន់តែអាចលោតរលកវិទ្យុចេញពីកន្លែងដែលនៅជិតបំផុតនៅក្នុងប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យ ដូចជា និង និងវាស់ពេលវេលាដែលវាត្រូវការសម្រាប់រលកទាំងនោះដើម្បីត្រលប់មកផែនដីវិញ" Casey និយាយ។ "ដូច្នេះការវាស់វែងនឹងមានភាពត្រឹមត្រូវណាស់។"

តេឡេស្កុបវិទ្យុធំៗដូចជាអ្នកនៅព័រតូរីកូអាចធ្វើការងារបាន ប៉ុន្តែពួកគេក៏អាចធ្វើការងារបានច្រើនជាងនេះផងដែរ។ ជាឧទាហរណ៍ Arecibo អាចរកឃើញអ្នកដែលហោះហើរជុំវិញប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យរបស់យើង ហើយថែមទាំងបង្កើតរូបភាពរបស់វា អាស្រ័យលើរបៀបដែលរលកវិទ្យុលោតចេញពីផ្ទៃអាចម៍ផ្កាយ។

ប៉ុន្តែការប្រើរលកវិទ្យុដើម្បីវាស់ចម្ងាយនៅខាងក្រៅប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យរបស់យើងគឺមិនអាចអនុវត្តបាន។ ជំហានបន្ទាប់នៃមាត្រដ្ឋានលោហធាតុនេះគឺការវាស់វែងនៃ parallax ។ យើងធ្វើវាគ្រប់ពេលដោយមិនដឹងខ្លួន។ មនុស្សដូចជាសត្វជាច្រើន យល់ច្បាស់ពីចម្ងាយរវាងខ្លួនគេ និងវត្ថុ ដោយសារយើងមានភ្នែកពីរ។

ប្រសិនបើអ្នកកាន់វត្ថុមួយនៅពីមុខអ្នក ជាឧទាហរណ៍ ដៃមួយ ហើយមើលវាដោយបើកភ្នែកមួយ ហើយបន្ទាប់មកប្តូរទៅភ្នែកម្ខាងទៀត អ្នកនឹងឃើញដៃរបស់អ្នកផ្លាស់ទីបន្តិច។ នេះត្រូវបានគេហៅថា parallax ។ ភាពខុសគ្នារវាងការសង្កេតទាំងពីរនេះអាចត្រូវបានប្រើដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅវត្ថុ។

ខួរក្បាលរបស់យើងធ្វើបែបនេះដោយធម្មជាតិជាមួយនឹងព័ត៌មានពីភ្នែកទាំងពីរ ហើយតារាវិទូក៏ធ្វើដូចគ្នាជាមួយផ្កាយដែលនៅជិតៗដែរ ដោយគ្រាន់តែប្រើអត្ថន័យផ្សេងគ្នាគឺកែវពង្រីក។

ស្រមៃមើលភ្នែកពីរអណ្តែតក្នុងលំហ នៅម្ខាងនៃព្រះអាទិត្យរបស់យើង។ សូមអរគុណដល់គន្លងនៃផែនដី យើងមានភ្នែកទាំងនេះ ហើយយើងអាចសង្កេតមើលការផ្លាស់ទីលំនៅរបស់ផ្កាយទាក់ទងទៅនឹងវត្ថុនៅផ្ទៃខាងក្រោយដោយប្រើវិធីសាស្ត្រនេះ។

Casey និយាយថា "យើងវាស់ទីតាំងរបស់ផ្កាយនៅលើមេឃក្នុង និយាយថាខែមករា ហើយបន្ទាប់មកយើងរង់ចាំប្រាំមួយខែ ហើយវាស់ទីតាំងរបស់ផ្កាយដូចគ្នានៅក្នុងខែកក្កដា នៅពេលដែលយើងនៅម្ខាងទៀតនៃព្រះអាទិត្យ" Casey និយាយថា។

ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ មានកម្រិតលើសពីវត្ថុណាដែលនៅឆ្ងាយឆ្ងាយ - ប្រហែល 100 ឆ្នាំពន្លឺ - ដែលការផ្លាស់ទីលំនៅដែលបានសង្កេតឃើញគឺតូចពេកដើម្បីផ្តល់ការគណនាមានប្រយោជន៍។ នៅចម្ងាយនេះ យើងនឹងនៅតែឆ្ងាយពីគែមនៃកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង។

ជំហានបន្ទាប់គឺការដំឡើងលំដាប់សំខាន់។ វាពឹងផ្អែកលើចំណេះដឹងរបស់យើងអំពីរបៀបដែលផ្កាយនៃទំហំជាក់លាក់ - ត្រូវបានគេស្គាល់ថាជាផ្កាយលំដាប់សំខាន់ - វិវត្តតាមពេលវេលា។

ទីមួយ ពួកវាផ្លាស់ប្តូរពណ៌ ប្រែជាក្រហមទៅតាមអាយុ។ ដោយការវាស់ស្ទង់ពណ៌ និងពន្លឺរបស់វាយ៉ាងត្រឹមត្រូវ ហើយបន្ទាប់មកប្រៀបធៀបវាទៅនឹងអ្វីដែលដឹងអំពីចម្ងាយទៅផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗ ដូចដែលបានវាស់ដោយត្រីកោណមាត្រប៉ារ៉ាឡក់ យើងអាចប៉ាន់ប្រមាណទីតាំងនៃផ្កាយឆ្ងាយទាំងនេះបាន។

គោលការណ៍នៅពីក្រោយការគណនាទាំងនេះគឺថា ផ្កាយដែលមានទម្ងន់ដូចគ្នា និងអាយុនឹងភ្លឺដូចគ្នាចំពោះយើង ប្រសិនបើពួកគេមានចម្ងាយដូចគ្នាពីយើង។ ប៉ុន្តែ​ដោយសារ​តែ​នេះ​មិន​មែន​ជា​ញឹកញាប់ យើង​អាច​ប្រើ​ភាព​ខុស​គ្នា​ក្នុង​ការ​វាស់វែង​ដើម្បី​ដឹង​ថា​តើ​វា​ពិត​ជា​ឆ្ងាយ​ប៉ុណ្ណា។

ផ្កាយលំដាប់សំខាន់ៗដែលត្រូវបានប្រើសម្រាប់ការវិភាគនេះត្រូវបានចាត់ទុកថាជាប្រភេទមួយនៃ "ទៀនស្តង់ដារ" - សាកសពដែលមានទំហំ (ឬពន្លឺ) យើងអាចគណនាតាមគណិតវិទ្យា។ ទៀនទាំងនេះត្រូវបានរាយប៉ាយពាសពេញសកលលោក ហើយបំភ្លឺចក្រវាឡតាមរបៀបដែលអាចទស្សន៍ទាយបាន។ ប៉ុន្តែផ្កាយលំដាប់សំខាន់មិនមែនជាឧទាហរណ៍តែមួយទេ។

ការយល់ដឹងអំពីពន្លឺទាក់ទងនឹងចម្ងាយនេះ អនុញ្ញាតឱ្យយើងយល់ពីចម្ងាយទៅកាន់វត្ថុដែលនៅឆ្ងាយជាងនេះ ដូចជាផ្កាយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីដទៃទៀត។ វិធីសាស្រ្តលំដាប់សំខាន់នឹងមិនដំណើរការទៀតទេ ពីព្រោះពន្លឺពីផ្កាយទាំងនេះ - ដែលនៅឆ្ងាយរាប់លានឆ្នាំពន្លឺ ប្រសិនបើមិនមានច្រើនទេ - ពិបាកវិភាគយ៉ាងត្រឹមត្រូវ។

ប៉ុន្តែនៅឆ្នាំ 1908 អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រម្នាក់ឈ្មោះ Henrietta Swan Leavitt មកពីសាកលវិទ្យាល័យ Harvard បានបង្កើតរបកគំហើញដ៏អស្ចារ្យដែលជួយយើងវាស់ចម្ងាយដ៏ធំទាំងនេះផងដែរ។ Swan Leavitt បានដឹងថាមានថ្នាក់ពិសេសនៃតារា - ។

Casey និយាយថា "នាងបានកត់សម្គាល់ឃើញថាប្រភេទផ្កាយមួយចំនួនផ្លាស់ប្តូរពន្លឺរបស់វាតាមពេលវេលា ហើយការផ្លាស់ប្តូរនៃពន្លឺនេះ នៅក្នុងការលោតរបស់ផ្កាយទាំងនេះ គឺទាក់ទងដោយផ្ទាល់ទៅនឹងពន្លឺដែលពួកវាមានដោយធម្មជាតិ"។

ម្យ៉ាងវិញទៀត ផ្កាយ Cepheid ដែលភ្លឺជាងនឹង "ជីពចរ" យឺតជាង (ច្រើនថ្ងៃ) ជាង Cepheid ដែលស្រអាប់។ ដោយសារតែតារាវិទូអាចវាស់ជីពចររបស់ Cepheid យ៉ាងងាយស្រួល ពួកគេអាចប្រាប់ថាតើផ្កាយមួយភ្លឺប៉ុណ្ណា។ បន្ទាប់មក ដោយសង្កេតមើលថាតើវាភ្លឺយ៉ាងណាចំពោះយើង ពួកគេអាចគណនាចម្ងាយរបស់វា។

គោលការណ៍នេះគឺស្រដៀងគ្នាទៅនឹងវិធីសាស្រ្តលំដាប់សំខាន់ក្នុងន័យថាពន្លឺគឺជាគន្លឹះ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយរឿងសំខាន់គឺថាចម្ងាយអាចត្រូវបានវាស់តាមវិធីផ្សេងៗគ្នា។ ហើយវិធីកាន់តែច្រើនដែលយើងត្រូវវាស់ចម្ងាយ នោះយើងអាចយល់បានកាន់តែច្បាស់អំពីមាត្រដ្ឋានពិតនៃខ្នងផ្ទះលោហធាតុរបស់យើង។

វាជាការរកឃើញផ្កាយបែបនេះនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្ទាល់របស់យើងដែលបានបញ្ចុះបញ្ចូល Harlow Shapley ពីទំហំដ៏ធំរបស់វា។

នៅដើមទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 លោក Edwin Hubble បានរកឃើញ Cepheid ដែលនៅជិតបំផុត ហើយបានសន្និដ្ឋានថាវាមានចម្ងាយត្រឹមតែមួយលានឆ្នាំពន្លឺប៉ុណ្ណោះ។

សព្វថ្ងៃនេះ តាមការប៉ាន់ស្មានដ៏ល្អបំផុតរបស់យើង កាឡាក់ស៊ីនេះមានចម្ងាយ 2.54 លានឆ្នាំពន្លឺ។ ដូច្នេះ Hubble ខុស។ ប៉ុន្តែនេះមិនធ្វើឱ្យខូចដល់គុណសម្បត្តិរបស់គាត់ទេ។ ដោយសារតែយើងនៅតែព្យាយាមគណនាចម្ងាយទៅ Andromeda ។ តាមពិតទៅ 2.54 លានឆ្នាំគឺជាលទ្ធផលនៃការគណនាថ្មីៗ។

សូម្បី​តែ​ឥឡូវ​នេះ ទំហំ​នៃ​សាកលលោក​ពិបាក​នឹង​ស្រមៃ​ណាស់។ យើង​អាច​ប៉ាន់​ស្មាន​វា​បាន ហើយ​ល្អ​ណាស់ ប៉ុន្តែ​តាម​ពិត វា​ពិបាក​ណាស់​ក្នុង​ការ​គណនា​ចម្ងាយ​រវាង​កាឡាក់ស៊ី​ឲ្យ​បាន​ត្រឹមត្រូវ។ សកលលោកមានទំហំធំមិនគួរឱ្យជឿ។ ហើយកាឡាក់ស៊ីរបស់យើងមិនត្រូវបានកំណត់ទេ។

Hubble ក៏បានវាស់ពន្លឺនៃការផ្ទុះផងដែរ - ប្រភេទ 1A ។ ពួកវាអាចត្រូវបានគេមើលឃើញនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយគួរសម ដែលមានចម្ងាយរាប់ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ ដោយសារពន្លឺនៃការគណនាទាំងនេះអាចត្រូវបានគណនា យើងអាចកំណត់ថាតើពួកវានៅឆ្ងាយប៉ុណ្ណា ដូចដែលយើងបានធ្វើជាមួយ Cepheids។ ប្រភេទ 1A supernovae និង Cepheids គឺជាឧទាហរណ៍នៃអ្វីដែលអ្នកតារាវិទូហៅថា ទៀនស្តង់ដារ។

មានលក្ខណៈពិសេសមួយទៀតនៃសាកលលោកដែលអាចជួយយើងវាស់ចម្ងាយយ៉ាងពិតប្រាកដ។ នេះគឺជា redshift ។

ប្រសិនបើស៊ីរ៉ែននៃរថយន្តសង្គ្រោះបន្ទាន់ ឬរថយន្តប៉ូលីសបានបើកឆ្លងកាត់អ្នក អ្នកច្បាស់ជាស្គាល់ឥទ្ធិពល Doppler ហើយ។ ពេល​រថយន្ត​សង្គ្រោះ​មក​ជិត ស៊ីរ៉ែន​បន្លឺ​ឡើង ហើយ​ពេល​ចេញ​ទៅ​ឆ្ងាយ ស៊ីរ៉ែន​ក៏​រលត់​ម្ដង​ទៀត។

រឿងដដែលនេះកើតឡើងជាមួយនឹងរលកនៃពន្លឺ មានតែក្នុងកម្រិតតូចមួយប៉ុណ្ណោះ។ យើងអាចជួសជុលការផ្លាស់ប្តូរនេះបានដោយការវិភាគវិសាលគមពន្លឺនៃសាកសពឆ្ងាយ។ វានឹងមានបន្ទាត់ងងឹតនៅក្នុងវិសាលគមនេះ ដោយសារពណ៌នីមួយៗត្រូវបានស្រូបយកដោយធាតុនៅក្នុង និងជុំវិញប្រភពពន្លឺ - ផ្ទៃនៃផ្កាយ។

វត្ថុដែលនៅឆ្ងាយគឺមកពីយើង បន្ទាត់ទាំងនេះបន្ថែមទៀតនឹងផ្លាស់ប្តូរទៅចុងពណ៌ក្រហមនៃវិសាលគម។ ហើយនេះមិនត្រឹមតែដោយសារតែវត្ថុនៅឆ្ងាយពីយើងប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែដោយសារតែពួកគេក៏កំពុងផ្លាស់ប្តូរឆ្ងាយពីយើងតាមពេលវេលា ដោយសារការពង្រីកសកលលោក។ ហើយការសង្កេតនៃការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនៃពន្លឺពីកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ តាមពិតផ្តល់ឱ្យយើងនូវភស្តុតាងដែលថាសកលលោកពិតជាកំពុងពង្រីក។

តើអ្នកដឹងទេថាចក្រវាឡដែលយើងសង្កេតមានព្រំដែនច្បាស់លាស់? យើងទម្លាប់ក្នុងការភ្ជាប់សកលលោកជាមួយនឹងអ្វីដែលគ្មានដែនកំណត់ និងមិនអាចយល់បាន។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយវិទ្យាសាស្ត្រទំនើបចំពោះសំណួរនៃ "ភាពមិនចេះរីងស្ងួត" នៃសកលលោកផ្តល់នូវចម្លើយខុសគ្នាទាំងស្រុងចំពោះសំណួរ "ជាក់ស្តែង" ។

យោងតាមគំនិតទំនើប ទំហំនៃចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបានគឺប្រហែល 45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ (ឬ 14.6 gigaparsecs) ។ ប៉ុន្តែតើលេខទាំងនេះមានន័យយ៉ាងណា?

សំណួរដំបូងដែលចូលមកក្នុងគំនិតរបស់មនុស្សសាមញ្ញគឺ តើសកលលោកមិនអាចស្ថិតស្ថេរបានដោយរបៀបណា? វាហាក់បីដូចជាវាមិនអាចប្រកែកបានដែលថាការទទួលអ្វីៗទាំងអស់ដែលមាននៅជុំវិញយើងមិនគួរមានព្រំដែនទេ។ ប្រសិនបើព្រំដែនទាំងនេះមាន តើពួកគេតំណាងឱ្យអ្វី?

ឧបមាថាអវកាសយានិកខ្លះបានហោះទៅព្រំដែននៃសកលលោក។ តើគាត់នឹងឃើញអ្វីនៅចំពោះមុខគាត់? ជញ្ជាំងរឹង? របាំងភ្លើង? ហើយអ្វីដែលនៅពីក្រោយវា - ភាពទទេ? សកលលោកមួយទៀត? ប៉ុន្តែ តើ​ភាព​ទទេ ឬ​ចក្រវាឡ​មួយ​ទៀត​អាច​មាន​ន័យ​ថា​យើង​នៅ​លើ​ព្រំដែន​នៃ​ចក្រវាឡ​ឬ​ទេ? វាមិនមានន័យថា "គ្មានអ្វី" ទេ។ ភាពទទេ និងសកលលោកមួយទៀតក៏ជា "អ្វីមួយ" ផងដែរ។ ប៉ុន្តែសាកលលោកគឺជាវត្ថុដែលមាន "អ្វីមួយ" យ៉ាងពិតប្រាកដ។

យើងមកដល់ភាពផ្ទុយគ្នាទាំងស្រុង។ វាប្រែថាព្រំដែននៃសាកលលោកគួរតែលាក់ពីយើងនូវអ្វីមួយដែលមិនគួរ។ ឬព្រំដែននៃសាកលលោកគួរតែបិទ “អ្វីគ្រប់យ៉ាង” ពី “អ្វីមួយ” ប៉ុន្តែ “អ្វីមួយ” នេះក៏គួរតែជាផ្នែកនៃ “អ្វីគ្រប់យ៉ាង” ផងដែរ។ ជាទូទៅភាពមិនសមហេតុផលពេញលេញ។ ដូច្នេះ តើ​អ្នក​វិទ្យាសាស្ត្រ​អាច​អះអាង​ពី​ទំហំ​ដ៏ធំ​បំផុត និង​សូម្បី​តែ​អាយុ​នៃ​ចក្រវាឡ​របស់​យើង​ដោយ​របៀប​ណា? តម្លៃទាំងនេះទោះបីជាមានទំហំធំដែលមិនអាចនឹកស្មានដល់ក៏ដោយក៏នៅតែមានកំណត់។ តើវិទ្យាសាស្ត្រប្រកែកជាមួយជាក់ស្តែងទេ? ដើម្បី​ដោះស្រាយ​បញ្ហា​នេះ សូម​យើង​មើល​ជា​ដំបូង​នូវ​របៀប​ដែល​មនុស្ស​បាន​មក​ដល់​ការ​យល់​ដឹង​ទំនើប​នៃ​សកលលោក។

ការពង្រីកព្រំដែន

តាំងពីយូរយារណាស់មកហើយ មនុស្សបានចាប់អារម្មណ៍លើពិភពលោកជុំវិញខ្លួនថាជាអ្វី។ អ្នកមិនអាចផ្តល់ឧទាហរណ៍នៃត្រីបាឡែនទាំងបី និងការប៉ុនប៉ងផ្សេងទៀតរបស់អ្នកបុរាណដើម្បីពន្យល់ពីសកលលោកនោះទេ។ តាមក្បួនមួយ នៅទីបញ្ចប់ វាទាំងអស់បានធ្លាក់មកលើការពិតដែលថា មូលដ្ឋាននៃអ្វីៗទាំងអស់ គឺជាលំហររបស់ផែនដី។ សូម្បីតែនៅក្នុងយុគសម័យបុរាណ និងយុគសម័យកណ្តាលក៏ដោយ នៅពេលដែលអ្នកតារាវិទូមានចំណេះដឹងទូលំទូលាយអំពីច្បាប់នៃចលនារបស់ភពនានាតាមរង្វង់សេឡេស្ទាល "ថេរ" ផែនដីនៅតែជាចំណុចកណ្តាលនៃសកលលោក។

តាមធម្មជាតិ សូម្បីតែនៅប្រទេសក្រិចបុរាណក៏មានអ្នកដែលជឿថាផែនដីវិលជុំវិញព្រះអាទិត្យដែរ។ មាន​អ្នក​ដែល​និយាយ​អំពី​ពិភព​ជា​ច្រើន និង​ភាព​គ្មាន​ដែន​កំណត់​នៃ​សកលលោក។ ប៉ុន្តែយុត្តិកម្មស្ថាបនាសម្រាប់ទ្រឹស្តីទាំងនេះបានកើតឡើងតែនៅវេននៃបដិវត្តន៍វិទ្យាសាស្ត្រប៉ុណ្ណោះ។

នៅសតវត្សរ៍ទី 16 តារាវិទូជនជាតិប៉ូឡូញ Nicolaus Copernicus បានបង្កើតរបកគំហើញដ៏សំខាន់ជាលើកដំបូងនៅក្នុងចំណេះដឹងនៃសកលលោក។ គាត់បានបង្ហាញយ៉ាងម៉ឺងម៉ាត់ថា ផែនដីគ្រាន់តែជាភពមួយប៉ុណ្ណោះដែលវិលជុំវិញព្រះអាទិត្យ។ ប្រព័ន្ធបែបនេះបានសម្រួលយ៉ាងខ្លាំងដល់ការពន្យល់អំពីចលនាដ៏ស្មុគស្មាញ និងស្មុគ្រស្មាញនៃភពនានាក្នុងលំហសេឡេស្ទាល។ ក្នុង​ករណី​ផែនដី​នៅ​ស្ថាន​ភាព អ្នក​តារា​វិទូ​ត្រូវ​បង្កើត​ទ្រឹស្ដី​ដ៏​ប៉ិនប្រសប់​គ្រប់​ប្រភេទ ដើម្បី​ពន្យល់​ពី​ឥរិយាបថ​របស់​ភព​ទាំង​នេះ​។ ម្យ៉ាងវិញទៀត ប្រសិនបើផែនដីត្រូវបានសន្មតថាជាចល័ត នោះការពន្យល់សម្រាប់ចលនាដ៏ស្មុគស្មាញបែបនេះកើតឡើងដោយធម្មជាតិ។ ដូច្នេះ គំរូថ្មីដែលហៅថា "heliocentrism" ត្រូវបានពង្រឹងនៅក្នុងវិស័យតារាសាស្ត្រ។

ព្រះអាទិត្យជាច្រើន។

ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ សូម្បីតែបន្ទាប់ពីនោះមក អ្នកតារាវិទូបានបន្តដាក់កម្រិតសកលលោកទៅនឹង "រង្វង់នៃផ្កាយថេរ" ។ រហូតមកដល់សតវត្សទី 19 ពួកគេមិនអាចប៉ាន់ប្រមាណចម្ងាយទៅ luminaries បានទេ។ អស់ជាច្រើនសតវត្សមកហើយ ក្រុមតារាវិទូបានព្យាយាមរកមិនឃើញគម្លាតនៅក្នុងទីតាំងនៃផ្កាយដែលទាក់ទងទៅនឹងចលនាគន្លងរបស់ផែនដី (ប៉ារ៉ាឡែលប្រចាំឆ្នាំ)។ ឧបករណ៍នៅសម័យនោះមិនអនុញ្ញាតឱ្យមានការវាស់វែងត្រឹមត្រូវបែបនេះទេ។

ទីបំផុតនៅឆ្នាំ 1837 តារាវិទូរុស្ស៊ី-អាឡឺម៉ង់ Vasily Struve បានវាស់ប៉ារ៉ាឡាក។ នេះបានសម្គាល់ជំហានថ្មីមួយក្នុងការយល់ដឹងអំពីមាត្រដ្ឋាននៃ cosmos ។ ឥឡូវនេះ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រអាចនិយាយដោយសុវត្ថិភាពថា ផ្កាយគឺស្រដៀងនឹងព្រះអាទិត្យឆ្ងាយ។ ហើយពន្លឺរបស់យើងលែងជាចំណុចកណ្តាលនៃអ្វីៗទាំងអស់ទៀតហើយ ប៉ុន្តែជា "អ្នករស់នៅ" ស្មើគ្នានៃចង្កោមផ្កាយដែលគ្មានទីបញ្ចប់។

ក្រុមតារាវិទូបានខិតកាន់តែជិតក្នុងការយល់ដឹងអំពីមាត្រដ្ឋាននៃចក្រវាឡ ពីព្រោះចម្ងាយទៅផ្កាយបានប្រែក្លាយថាពិតជាអស្ចារ្យណាស់។ សូម្បី​តែ​ទំហំ​នៃ​គន្លង​នៃ​ភព​ទាំង​នោះ​ក៏​មើល​ទៅ​មិន​សំខាន់​ដែរ បើ​ធៀប​នឹង​អ្វី​មួយ​នេះ។ បន្ទាប់មកទៀត ចាំបាច់ត្រូវយល់ពីរបៀបដែលផ្កាយត្រូវបានប្រមូលផ្តុំ។

Milky Ways ជាច្រើន។

នៅដើមឆ្នាំ 1755 ទស្សនវិទូដ៏ល្បីល្បាញ Immanuel Kant បានប្រមើលមើលពីមូលដ្ឋានគ្រឹះនៃការយល់ដឹងទំនើបអំពីរចនាសម្ព័ន្ធទ្រង់ទ្រាយធំនៃសកលលោក។ គាត់បានសន្មត់ថា មីលគីវ៉េ គឺជាចង្កោមផ្កាយវិលដ៏ធំ។ នៅក្នុងវេន, nebulae ដែលអាចសង្កេតបានជាច្រើនក៏ជា "វិធីទឹកដោះគោ" ឆ្ងាយជាង - កាឡាក់ស៊ី។ ទោះបីជាយ៉ាងនេះក៏ដោយ រហូតដល់សតវត្សទី 20 អ្នកតារាវិទូបានប្រកាន់ខ្ជាប់នូវការពិតដែលថា nebulae ទាំងអស់គឺជាប្រភពនៃការបង្កើតផ្កាយ និងជាផ្នែកមួយនៃ Milky Way ។

ស្ថានភាពបានផ្លាស់ប្តូរនៅពេលដែលអ្នកតារាវិទូបានរៀនវាស់ចម្ងាយរវាងកាឡាក់ស៊ីដោយប្រើ។ ភាពភ្លឺច្បាស់នៃផ្កាយនៃប្រភេទនេះគឺពឹងផ្អែកយ៉ាងតឹងរ៉ឹងទៅលើរយៈពេលនៃភាពប្រែប្រួលរបស់វា។ ការប្រៀបធៀបពន្លឺដាច់ខាតរបស់ពួកគេជាមួយនឹងអ្វីដែលអាចមើលឃើញ វាគឺអាចធ្វើទៅបានដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅពួកគេជាមួយនឹងភាពត្រឹមត្រូវខ្ពស់។ វិធីសាស្រ្តនេះត្រូវបានបង្កើតឡើងនៅដើមសតវត្សទី 20 ដោយ Einar Hertzschrung និង Harlow Shelpie ។ សូមអរគុណដល់គាត់ តារាវិទូសូវៀត Ernst Epik ក្នុងឆ្នាំ 1922 បានកំណត់ចម្ងាយទៅ Andromeda ដែលប្រែទៅជាលំដាប់នៃរ៉ិចទ័រធំជាងទំហំនៃមីលគីវ៉េ។

Edwin Hubble បានបន្តកិច្ចការរបស់ Epic ។ ដោយការវាស់ពន្លឺនៃ Cepheids នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀត គាត់បានវាស់ចម្ងាយរបស់ពួកគេ ហើយប្រៀបធៀបវាជាមួយនឹង redshift នៅក្នុង spectra របស់ពួកគេ។ ដូច្នេះនៅឆ្នាំ 1929 គាត់បានបង្កើតច្បាប់ដ៏ល្បីល្បាញរបស់គាត់។ ការងាររបស់គាត់បានបដិសេធយ៉ាងច្បាស់លាស់នូវទស្សនៈដែលបង្កប់ន័យថា មីលគីវ៉េ គឺជាគែមនៃសកលលោក។ ឥឡូវនេះវាគឺជាកាឡាក់ស៊ីមួយក្នុងចំណោមកាឡាក់ស៊ីជាច្រើនដែលធ្លាប់បានចាត់ទុកវាជាផ្នែកសំខាន់មួយ។ សម្មតិកម្មរបស់ Kant ត្រូវបានបញ្ជាក់ស្ទើរតែពីរសតវត្សបន្ទាប់ពីការអភិវឌ្ឍន៍របស់វា។

ក្រោយមក ការតភ្ជាប់រវាងចម្ងាយនៃកាឡាក់ស៊ីពីអ្នកសង្កេត និងល្បឿននៃការដកចេញរបស់វាពីអ្នកសង្កេតការណ៍ ដែលត្រូវបានរកឃើញដោយ Hubble ធ្វើឱ្យវាអាចចងក្រងរូបភាពពេញលេញនៃរចនាសម្ព័ន្ធទ្រង់ទ្រាយធំនៃសកលលោក។ វាប្រែថាកាឡាក់ស៊ីគ្រាន់តែជាផ្នែកតូចមួយរបស់វាប៉ុណ្ណោះ។ ពួកវាភ្ជាប់គ្នាជាចង្កោម ចង្កោមទៅជា supercluster ។ នៅក្នុងវេន superclusters បត់ចូលទៅក្នុងរចនាសម្ព័ន្ធដែលគេស្គាល់ធំបំផុតនៅក្នុងសកលលោក - filaments និងជញ្ជាំង។ រចនាសម្ព័ន្ធទាំងនេះដែលនៅជាប់នឹង supervoids ដ៏ធំ () និងបង្កើតជារចនាសម្ព័ន្ធទ្រង់ទ្រាយធំនៃសកលលោកដែលគេស្គាល់នាពេលបច្ចុប្បន្ន។

ភាពគ្មានទីបញ្ចប់ជាក់ស្តែង

ពីអ្វីដែលបានរៀបរាប់ខាងលើ វាកើតឡើងថាក្នុងរយៈពេលតែប៉ុន្មានសតវត្សប៉ុណ្ណោះ វិទ្យាសាស្ត្របានផ្លាស់ប្តូរបន្តិចម្តងៗពីភូមិសាស្ត្រមជ្ឈិមនិយមទៅជាការយល់ដឹងទំនើបអំពីសកលលោក។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយនេះមិនឆ្លើយថាហេតុអ្វីបានជាយើងដាក់កម្រិតសកលលោកសព្វថ្ងៃនេះទេ។ យ៉ាងណាមិញ រហូតមកដល់ពេលនេះ វាគ្រាន់តែជាទំហំនៃ cosmos ប៉ុណ្ណោះ ហើយមិនមែនអំពីធម្មជាតិរបស់វានោះទេ។

អ្នកដំបូងដែលសម្រេចចិត្តបង្ហាញភាពត្រឹមត្រូវនៃភាពគ្មានទីបញ្ចប់នៃសកលលោកគឺ Isaac Newton ។ ដោយបានរកឃើញច្បាប់ទំនាញសកល គាត់ជឿថា ប្រសិនបើលំហមានកំណត់ នោះរូបកាយទាំងអស់របស់វានឹងអាចបញ្ចូលចូលគ្នាបានតែមួយ ឬក្រោយមក។ នៅចំពោះមុខគាត់ ប្រសិនបើនរណាម្នាក់បង្ហាញពីគំនិតនៃភាពគ្មានទីបញ្ចប់នៃចក្រវាឡនោះ វាគ្រាន់តែជាគន្លឹះទស្សនវិជ្ជាប៉ុណ្ណោះ។ ដោយគ្មានហេតុផលវិទ្យាសាស្ត្រ។ ឧទាហរណ៍នៃរឿងនេះគឺ Giordano Bruno ។ និយាយអញ្ចឹង ដូចជា Kant គាត់បាននាំមុខវិទ្យាសាស្ត្រជាច្រើនសតវត្សមកហើយ។ គាត់គឺជាមនុស្សដំបូងគេដែលប្រកាសថាផ្កាយគឺជាព្រះអាទិត្យឆ្ងាយ ហើយភពនានាក៏វិលជុំវិញពួកវាផងដែរ។

វាហាក់ដូចជាការពិតនៃភាពគ្មានទីបញ្ចប់គឺពិតជាសមហេតុផល និងជាក់ស្តែង ប៉ុន្តែចំណុចរបត់នៃវិទ្យាសាស្ត្រនៃសតវត្សទី 20 បានធ្វើឱ្យកក្រើក "ការពិត" នេះ។

សកលស្ថានី

ជំហានសំខាន់ដំបូងឆ្ពោះទៅរកការអភិវឌ្ឍន៍គំរូទំនើបនៃសាកលលោក គឺធ្វើឡើងដោយ Albert Einstein។ រូបវិទូដ៏ល្បីល្បាញបានណែនាំគំរូរបស់គាត់អំពីចក្រវាឡស្ថានីនៅឆ្នាំ 1917 ។ គំរូនេះត្រូវបានផ្អែកលើទ្រឹស្តីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង ដែលបង្កើតឡើងដោយគាត់កាលពីឆ្នាំមុន។ យោងតាមគំរូរបស់គាត់ ចក្រវាឡគឺគ្មានកំណត់ក្នុងពេលវេលា និងកំណត់ក្នុងលំហ។ ប៉ុន្តែបន្ទាប់ពីទាំងអស់ ដូចដែលបានកត់សម្គាល់ពីមុន យោងទៅតាមញូវតុន សកលលោកដែលមានទំហំកំណត់ត្រូវតែដួលរលំ។ ដើម្បីធ្វើដូច្នេះ អែងស្តែងបានណែនាំ ថេរលោហធាតុ ដែលផ្តល់សំណងសម្រាប់ការទាក់ទាញទំនាញនៃវត្ថុឆ្ងាយ។

មិនថាវាមើលទៅមានលក្ខណៈផ្ទុយគ្នាប៉ុនណាក៏ដោយ អែងស្តែងមិនបានកំណត់ភាពជាក់លាក់នៃសកលលោកនោះទេ។ តាមគំនិតរបស់គាត់ ចក្រវាឡគឺជាសំបកបិទជិតនៃ hypersphere ។ ភាពស្រដៀងគ្នាគឺជាផ្ទៃនៃរង្វង់បីវិមាត្រធម្មតា ឧទាហរណ៍ ផែនដី ឬផែនដី។ មិន​ថា​អ្នក​ធ្វើ​ដំណើរ​ធ្វើ​ដំណើរ​លើ​ផែនដី​ប៉ុណ្ណា​ក៏​ដោយ ក៏​គាត់​នឹង​មិន​បាន​ទៅ​ដល់​គែម​របស់​វា​ដែរ។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ នេះមិនមានន័យថាផែនដីគ្មានកំណត់នោះទេ។ អ្នកដំណើរនឹងត្រលប់ទៅកន្លែងដែលគាត់ចាប់ផ្តើមដំណើររបស់គាត់។

នៅលើផ្ទៃនៃ hypersphere នេះ។

ដូច​គ្នា​នេះ​ដែរ អ្នក​ត្រាច់ចរ​ក្នុង​លំហ​ដែល​បាន​យក​ឈ្នះ​ចក្រវាឡ Einstein នៅ​លើ​យាន​ផ្កាយ អាច​ត្រឡប់​មក​ផែនដី​វិញ។ មានតែលើកនេះទេដែលត្រាច់ចរនឹងផ្លាស់ទីមិននៅលើផ្ទៃពីរវិមាត្រនៃស្វ៊ែរនោះទេ ប៉ុន្តែនៅលើផ្ទៃបីវិមាត្រនៃលំហ។ នេះមានន័យថា ចក្រវាឡមានបរិមាណកំណត់ ហេតុដូច្នេះហើយ ចំនួនផ្កាយ និងម៉ាស់កំណត់។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ សកលលោកមិនមានព្រំដែន ឬមជ្ឈមណ្ឌលណាមួយឡើយ។

Einstein បានឈានដល់ការសន្និដ្ឋានបែបនេះដោយភ្ជាប់លំហ ពេលវេលា និងទំនាញនៅក្នុងទ្រឹស្តីដ៏ល្បីល្បាញរបស់គាត់។ មុនគាត់ គំនិតទាំងនេះត្រូវបានចាត់ទុកថាដាច់ដោយឡែកពីគ្នា ដែលជាមូលហេតុដែលលំហនៃចក្រវាឡគឺសុទ្ធសាធ Euclidean ។ Einstein បានបង្ហាញថាទំនាញខ្លួនវាគឺជាកោងនៃពេលវេលាអវកាស។ នេះបានផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងខ្លាំងនូវគំនិតដំបូងអំពីធម្មជាតិនៃសកលលោក ដោយផ្អែកលើមេកានិច Newtonian បុរាណ និងធរណីមាត្រ Euclidean ។

ការពង្រីកសកល

សូម្បីតែអ្នករកឃើញ "សកលលោកថ្មី" ខ្លួនឯងក៏មិនមែនជាមនុស្សចម្លែកចំពោះការវង្វេងដែរ។ Einstein ទោះបីជាគាត់បានកំណត់ចក្រវាឡនៅក្នុងលំហ ប៉ុន្តែគាត់បានបន្តចាត់ទុកវាឋិតិវន្ត។ យោងទៅតាមគំរូរបស់គាត់ សកលលោកគឺនៅអស់កល្បជានិច្ច ហើយទំហំរបស់វានៅតែដដែល។ នៅឆ្នាំ 1922 រូបវិទូសូវៀត Alexander Fridman បានពង្រីកគំរូនេះយ៉ាងខ្លាំង។ យោងតាមការគណនារបស់គាត់ សកលលោកមិនឋិតិវន្តទាល់តែសោះ។ វាអាចពង្រីក ឬចុះកិច្ចសន្យាតាមពេលវេលា។ វាគួរឱ្យកត់សម្គាល់ថា Friedman បានមកគំរូបែបនេះដោយផ្អែកលើទ្រឹស្តីដូចគ្នានៃទំនាក់ទំនង។ គាត់​អាច​អនុវត្ត​ទ្រឹស្ដី​នេះ​បាន​កាន់តែ​ត្រឹមត្រូវ ដោយ​រំលង​ថេរ​លោហធាតុ។

Albert Einstein មិនបានទទួលយក "ការកែតម្រូវ" បែបនេះភ្លាមៗទេ។ ដើម្បីជួយដល់ម៉ូដែលថ្មីនេះ ការរកឃើញរបស់ Hubble ដែលបានលើកឡើងពីមុនមក។ ការធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ីមិនអាចប្រកែកបាន បង្ហាញពីការពិតនៃការពង្រីកសកលលោក។ ដូច្នេះ Einstein ត្រូវតែទទួលស្គាល់កំហុសរបស់គាត់។ ឥឡូវនេះសកលលោកមានអាយុជាក់លាក់មួយ ដែលពឹងផ្អែកយ៉ាងតឹងរ៉ឹងលើថេរ Hubble ដែលកំណត់លក្ខណៈនៃអត្រានៃការពង្រីករបស់វា។

ការអភិវឌ្ឍបន្ថែមទៀតនៃ cosmology

នៅពេលដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានព្យាយាមដោះស្រាយបញ្ហានេះ សមាសធាតុសំខាន់ៗជាច្រើនទៀតនៃចក្រវាឡត្រូវបានរកឃើញ ហើយគំរូផ្សេងៗរបស់វាត្រូវបានបង្កើតឡើង។ ដូច្នេះនៅឆ្នាំ 1948 Georgy Gamow បានណែនាំសម្មតិកម្ម "សកលលោកក្តៅ" ដែលក្រោយមកនឹងប្រែទៅជាទ្រឹស្ដីបន្ទុះ។ ការរកឃើញនៅឆ្នាំ 1965 បានបញ្ជាក់ពីការសង្ស័យរបស់គាត់។ ឥឡូវនេះ តារាវិទូអាចសង្កេតមើលពន្លឺដែលកើតចេញពីពេលដែលសកលលោកក្លាយជាថ្លា។

បញ្ហាងងឹតដែលត្រូវបានព្យាករណ៍នៅឆ្នាំ 1932 ដោយ Fritz Zwicky ត្រូវបានបញ្ជាក់នៅឆ្នាំ 1975 ។ រូបធាតុងងឹតពិតជាពន្យល់ពីអត្ថិភាពនៃកាឡាក់ស៊ី ចង្កោមកាឡាក់ស៊ី និងរចនាសម្ព័ន្ធនៃសកលលោកទាំងមូល។ ដូច្នេះ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានដឹងថា ភាគច្រើននៃម៉ាសនៃសកលលោកគឺមើលមិនឃើញទាំងស្រុង។

ទីបំផុតនៅឆ្នាំ ១៩៩៨ ក្នុងអំឡុងពេលសិក្សាពីចម្ងាយទៅ វាត្រូវបានគេរកឃើញថាចក្រវាឡកំពុងពង្រីកដោយបង្កើនល្បឿន។ ចំណុចរបត់បន្ទាប់នៅក្នុងវិទ្យាសាស្ត្រនេះ បានបង្កើតឱ្យមានការយល់ដឹងទំនើបអំពីធម្មជាតិនៃសកលលោក។ ណែនាំដោយ Einstein និងបដិសេធដោយ Friedmann មេគុណលោហធាតុបានរកឃើញកន្លែងរបស់ខ្លួនម្តងទៀតនៅក្នុងគំរូនៃសាកលលោក។ វត្តមាននៃមេគុណ cosmological (ថេរ cosmological) ពន្យល់ពីការពន្លឿនការពង្រីករបស់វា។ ដើម្បីពន្យល់ពីវត្តមានរបស់ថេរលោហធាតុ គំនិតត្រូវបានណែនាំ - វាលសម្មតិកម្មដែលមានម៉ាស់ភាគច្រើននៃសកលលោក។

គំនិតបច្ចុប្បន្ននៃទំហំនៃសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។

គំរូបច្ចុប្បន្ននៃសកលលោកត្រូវបានគេហៅថា គំរូ ΛCDM ផងដែរ។ អក្សរ "Λ" មានន័យថាវត្តមាននៃថេរលោហធាតុដែលពន្យល់ពីការពន្លឿនការពង្រីកនៃសកលលោក។ "CDM" មានន័យថាសកលលោកពោរពេញទៅដោយសារធាតុងងឹតត្រជាក់។ ការសិក្សាថ្មីៗបានបង្ហាញថាថេរ Hubble គឺប្រហែល 71 (km/s)/Mpc ដែលត្រូវនឹងអាយុនៃសកលលោកនៅ 13.75 ពាន់លានឆ្នាំ។ ដោយដឹងពីអាយុនៃសកលលោក យើងអាចប៉ាន់ស្មានទំហំនៃតំបន់ដែលអាចសង្កេតបាន។

យោងតាមទ្រឹស្ដីនៃការទាក់ទងគ្នា ព័ត៌មានអំពីវត្ថុណាមួយមិនអាចទៅដល់អ្នកសង្កេតក្នុងល្បឿនធំជាងល្បឿនពន្លឺ (299792458 m/s) បានទេ។ វាប្រែថាអ្នកសង្កេតឃើញមិនត្រឹមតែវត្ថុមួយប៉ុណ្ណោះទេប៉ុន្តែថែមទាំងអតីតកាលរបស់វាទៀតផង។ កាលណាវត្ថុនៅឆ្ងាយពីវា វាកាន់តែឆ្ងាយទៅៗ។ ជាឧទាហរណ៍ ការក្រឡេកមើលព្រះច័ន្ទ យើងឃើញពីរបៀបដែលវាលើសពីមួយវិនាទីមុន ព្រះអាទិត្យ - ជាងប្រាំបីនាទីមុន ផ្កាយដែលនៅជិតបំផុត - ឆ្នាំ កាឡាក់ស៊ី - រាប់លានឆ្នាំមុន។ល។ នៅក្នុងគំរូស្ថានីរបស់ Einstein ចក្រវាឡគ្មានដែនកំណត់អាយុ ដែលមានន័យថាតំបន់ដែលអាចសង្កេតបានរបស់វាក៏មិនកំណត់ដោយអ្វីទាំងអស់។ អ្នកសង្កេតការណ៍ដែលប្រដាប់ដោយឧបករណ៍តារាសាស្ត្រកាន់តែជឿនលឿននឹងសង្កេតឃើញវត្ថុបុរាណ និងឆ្ងាយកាន់តែច្រើន។

យើង​មាន​រូបភាព​ខុស​គ្នា​ជាមួយ​នឹង​ម៉ូដែល​ទំនើប​នៃ​ចក្រវាល។ យោងទៅតាមវា សកលលោកមានអាយុមួយ ហេតុដូច្នេះហើយបានជាដែនកំណត់នៃការសង្កេត។ នោះគឺចាប់តាំងពីកំណើតនៃសាកលលោកមក គ្មានហ្វូតុនណាអាចធ្វើដំណើរបានចម្ងាយឆ្ងាយជាង 13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺនោះទេ។ វាប្រែថាយើងអាចនិយាយបានថាចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបានត្រូវបានកំណត់ពីអ្នកសង្កេតដោយតំបន់ស្វ៊ែរដែលមានកាំ 13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយនេះមិនមែនជាការពិតទេ។ កុំភ្លេចអំពីការពង្រីកលំហនៃសកលលោក។ រហូតទាល់តែហ្វូតុនទៅដល់អ្នកសង្កេត វត្ថុដែលបញ្ចេញវានឹងមានចម្ងាយ 45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺពីយើងរួចទៅហើយ។ ឆ្នាំ ទំហំនេះគឺជាជើងមេឃភាគល្អិត ហើយវាជាព្រំប្រទល់នៃសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។

ពីលើផ្តេក

ដូច្នេះ ទំហំ​នៃ​សាកល​ដែល​អាច​សង្កេត​បាន​ត្រូវ​បាន​បែង​ចែក​ជា​ពីរ​ប្រភេទ។ ទំហំជាក់ស្តែង ហៅផងដែរថាកាំ Hubble (13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ)។ ហើយទំហំពិតប្រាកដ ហៅថាភាគល្អិតផ្តេក (45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ)។ វាសំខាន់ណាស់ដែលជើងមេឃទាំងពីរនេះមិនកំណត់លក្ខណៈទំហំពិតនៃសកលលោកទេ។ ទីមួយ ពួកគេពឹងផ្អែកលើទីតាំងរបស់អ្នកសង្កេតការណ៍ក្នុងលំហ។ ទីពីរពួកគេផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលា។ ក្នុងករណីនៃគំរូΛCDM ផ្តេកភាគល្អិតពង្រីកក្នុងអត្រាធំជាងផ្តេក Hubble ។ សំណួរថាតើនិន្នាការនេះនឹងផ្លាស់ប្តូរនាពេលអនាគត វិទ្យាសាស្រ្តទំនើបមិនផ្តល់ចម្លើយទេ។ ប៉ុន្តែប្រសិនបើយើងសន្មត់ថាសាកលលោកបន្តពង្រីកដោយបង្កើនល្បឿន នោះវត្ថុទាំងអស់ដែលយើងឃើញនៅពេលនេះនឹងរលាយបាត់ពី "វិស័យចក្ខុវិស័យ" របស់យើង។

រហូតមកដល់ពេលនេះ ពន្លឺឆ្ងាយបំផុតដែលត្រូវបានសង្កេតដោយតារាវិទូគឺ CMB ។ ក្រឡេកទៅមើលវា អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រឃើញចក្រវាឡដែលវាមានអាយុកាល 380,000 ឆ្នាំបន្ទាប់ពី Big Bang ។ នៅពេលនោះ ចក្រវាឡបានចុះត្រជាក់ខ្លាំង រហូតដល់វាអាចបញ្ចេញ ហ្វូតុន ដោយឥតគិតថ្លៃ ដែលត្រូវបានចាប់បានសព្វថ្ងៃនេះ ដោយមានជំនួយពីតេឡេស្កុបវិទ្យុ។ នៅពេលនោះ មិនមានផ្កាយ ឬកាឡាក់ស៊ីនៅក្នុងសកលលោកទេ ប៉ុន្តែមានតែពពកបន្តបន្ទាប់នៃអ៊ីដ្រូសែន អេលីយ៉ូម និងបរិមាណតិចតួចនៃធាតុផ្សេងទៀត។ ពីភាពមិនដូចគ្នាដែលបានសង្កេតនៅក្នុងពពកនេះ ចង្កោមកាឡាក់ស៊ីនឹងបង្កើតជាបន្តបន្ទាប់។ វាប្រែថាវាច្បាស់ណាស់ថាជាវត្ថុទាំងនោះដែលនឹងបង្កើតចេញពីភាពមិនដូចគ្នានៃវិទ្យុសកម្មផ្ទៃខាងក្រោយមីក្រូវ៉េវដែលមានទីតាំងនៅជិតភាគល្អិតផ្តេក។

ព្រំដែនពិត

ថាតើចក្រវាឡមានពិតឬអត់ ព្រំដែនដែលមិនអាចសង្កេតបាននៅតែជាកម្មវត្ថុនៃការស្មានតាមបែបវិទ្យាសាស្ត្រ។ មធ្យោបាយមួយ ឬមធ្យោបាយផ្សេងទៀត មនុស្សគ្រប់គ្នាចូលគ្នាលើភាពគ្មានទីបញ្ចប់នៃចក្រវាឡ ប៉ុន្តែពួកគេបកស្រាយភាពគ្មានទីបញ្ចប់នេះតាមវិធីផ្សេងគ្នាទាំងស្រុង។ អ្នកខ្លះចាត់ទុកចក្រវាឡពហុវិមាត្រ ដែលចក្រវាឡបីវិមាត្រ "ក្នុងស្រុក" របស់យើងគ្រាន់តែជាស្រទាប់មួយនៃស្រទាប់របស់វា។ អ្នកផ្សេងទៀតនិយាយថា Universe គឺ fractal ដែលមានន័យថាចក្រវាឡក្នុងស្រុករបស់យើងអាចជាភាគល្អិតនៃមួយទៀត។ កុំភ្លេចអំពីម៉ូដែលផ្សេងៗនៃ Multiverse ជាមួយនឹង Universes បិទ បើក ប៉ារ៉ាឡែល wormholes ។ និងជាច្រើន, កំណែផ្សេងគ្នាជាច្រើនទៀត, ចំនួននៃការដែលត្រូវបានកំណត់តែដោយការស្រមើលស្រមៃរបស់មនុស្ស។

ប៉ុន្តែប្រសិនបើយើងបើកភាពជាក់ស្តែងត្រជាក់ ឬគ្រាន់តែផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីសម្មតិកម្មទាំងអស់នេះ នោះយើងអាចសន្មត់ថាចក្រវាឡរបស់យើងគឺជាធុងតែមួយគ្មានទីបញ្ចប់នៃផ្កាយ និងកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់។ ជាងនេះទៅទៀត នៅចំណុចឆ្ងាយណាមួយ មិនថាវាជារាប់ពាន់លាន gigaparsecs ពីយើងទេ លក្ខខណ្ឌទាំងអស់នឹងដូចគ្នាបេះបិទ។ នៅចំណុចនេះ ភាគល្អិតផ្តេក និងលំហ Hubble នឹងដូចគ្នាបេះបិទជាមួយនឹងវិទ្យុសកម្មដូចគ្នានៅគែមរបស់វា។ នៅជុំវិញនឹងមានផ្កាយ និងកាឡាក់ស៊ីដូចគ្នា។ គួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ នេះមិនផ្ទុយពីការពង្រីកសកលលោកទេ។ យ៉ាងណាមិញ វាមិនមែនគ្រាន់តែជាសកលលោកដែលកំពុងពង្រីកនោះទេ ប៉ុន្តែវាជាលំហររបស់វាផងដែរ។ ការពិតដែលថានៅពេលនៃបន្ទុះសកលលោកកើតឡើងពីចំណុចមួយគ្រាន់តែនិយាយថាទំហំតូចបំផុត (ស្ទើរតែសូន្យ) ដែលនៅពេលនោះបានប្រែទៅជាធំដែលមិនអាចនឹកស្មានដល់។ នៅពេលអនាគត យើងនឹងប្រើសម្មតិកម្មនេះ ដើម្បីយល់ច្បាស់អំពីមាត្រដ្ឋាននៃចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបាន។

តំណាងដែលមើលឃើញ

ប្រភពផ្សេងៗផ្តល់នូវគំរូដែលមើលឃើញគ្រប់ប្រភេទ ដែលអនុញ្ញាតឱ្យមនុស្សដឹងពីមាត្រដ្ឋាននៃសកលលោក។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ វាមិនគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់ពួកយើងដើម្បីដឹងថា កូសម៉ូស មានទំហំប៉ុនណានោះទេ។ វាជារឿងសំខាន់ក្នុងការយល់ដឹងពីរបៀបដែលគោលគំនិតដូចជា Hubble horizon និង particle horizon បង្ហាញជាក់ស្តែង។ ដើម្បីធ្វើដូចនេះសូមស្រមៃមើលគំរូរបស់យើងមួយជំហានម្តង ៗ ។

ចូរ​ភ្លេច​ថា វិទ្យាសាស្ត្រ​ទំនើប​មិន​បាន​ដឹង​អំពី​តំបន់ "បរទេស" នៃ​ចក្រវាឡ។ ការបោះបង់កំណែអំពីពហុវចនៈ ចក្រវាឡ fractal និង "ពូជ" ផ្សេងទៀតរបស់វា ចូរយើងស្រមៃថាវាគឺគ្មានដែនកំណត់។ ដូចដែលបានកត់សម្គាល់ពីមុននេះមិនផ្ទុយពីការពង្រីកទំហំរបស់វាទេ។ ជាការពិតណាស់ យើងពិចារណាលើការពិតដែលថា ស្វ៊ែរ Hubble របស់វា និងស្វ៊ែរនៃភាគល្អិតគឺរៀងគ្នា 13.75 និង 45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។

មាត្រដ្ឋាននៃសកលលោក

ចុចប៊ូតុង START ហើយស្វែងរកពិភពថ្មីដែលមិនស្គាល់!
ដើម្បីចាប់ផ្តើម សូមព្យាយាមស្វែងយល់ថាតើមាត្រដ្ឋានសកលមានទំហំប៉ុនណា។ ប្រសិនបើអ្នកបានធ្វើដំណើរជុំវិញភពផែនដីរបស់យើង អ្នកអាចស្រមៃបានថាតើផែនដីធំប៉ុណ្ណាសម្រាប់យើង។ ឥឡូវស្រមៃមើលភពផែនដីរបស់យើងជាគ្រាប់ធញ្ញជាតិ buckwheat ដែលផ្លាស់ទីក្នុងគន្លងជុំវិញឪឡឹក - ព្រះអាទិត្យដែលមានទំហំពាក់កណ្តាលទីលានបាល់ទាត់។ ក្នុងករណីនេះគន្លងនៃភពណិបទូននឹងត្រូវគ្នាទៅនឹងទំហំនៃទីក្រុងតូចមួយតំបន់ - ទៅព្រះច័ន្ទតំបន់នៃព្រំដែននៃឥទ្ធិពលនៃព្រះអាទិត្យ - ទៅភពព្រះអង្គារ។ វាប្រែថាប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យរបស់យើងធំជាងផែនដីច្រើន ខណៈភពព្រះអង្គារមានទំហំធំជាង buckwheat! ប៉ុន្តែនេះគ្រាន់តែជាការចាប់ផ្តើមប៉ុណ្ណោះ។

ឥឡូវនេះស្រមៃថា buckwheat នេះនឹងក្លាយជាប្រព័ន្ធរបស់យើងដែលមានទំហំប្រហែលស្មើនឹងមួយសេក។ បន្ទាប់មក Milky Way នឹងមានទំហំពហុកីឡដ្ឋានបាល់ទាត់ចំនួនពីរ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយនេះនឹងមិនគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់យើងទេ។ យើងនឹងត្រូវកាត់បន្ថយ Milky Way ទៅទំហំសង់ទីម៉ែត្រ។ វា​នឹង​ស្រដៀង​នឹង​ពពុះ​កាហ្វេ​ដែល​រុំ​ក្នុង​ទឹក​កួច​នៅ​កណ្តាល​ចន្លោះ​កាហ្វេ​ខ្មៅ​។ ម្ភៃសង់ទីម៉ែត្រពីវាមានវង់ដូចគ្នា "ទារក" - Andromeda Nebula ។ នៅជុំវិញពួកវានឹងជាហ្វូងនៃកាឡាក់ស៊ីតូចៗនៅក្នុងចង្កោមមូលដ្ឋានរបស់យើង។ ទំហំជាក់ស្តែងនៃសកលលោករបស់យើងនឹងមាន ៩,២ គីឡូម៉ែត្រ។ យើងបានយល់ពីវិមាត្រសកល។

នៅខាងក្នុងពពុះសកល

ទោះយ៉ាងណាក៏ដោយ វាមិនគ្រប់គ្រាន់សម្រាប់យើងក្នុងការយល់អំពីមាត្រដ្ឋានខ្លួនឯងនោះទេ។ វាមានសារៈសំខាន់ណាស់ក្នុងការយល់ដឹងអំពីសកលលោកនៅក្នុងថាមវន្ត។ ស្រមៃថាខ្លួនយើងជាយក្ស ដែលមីលគីវ៉េមានអង្កត់ផ្ចិតសង់ទីម៉ែត្រ។ ដូចដែលបានកត់សម្គាល់នៅពេលនេះ យើងនឹងឃើញខ្លួនយើងនៅក្នុងបាល់មួយដែលមានកាំ 4.57 និងអង្កត់ផ្ចិត 9.24 គីឡូម៉ែត្រ។ ស្រមៃថាយើងអាចលោតចូលក្នុងបាល់នេះ ធ្វើដំណើរ យកឈ្នះមេហ្គាប៉ារសេកទាំងមូលក្នុងមួយវិនាទី។ តើ​យើង​នឹង​ឃើញ​យ៉ាង​ណា បើ​សាកលលោក​របស់​យើង​គ្មាន​ដែន​កំណត់?

ជាការពិតណាស់ មុនពេលដែលពួកយើងនឹងលេចឡើងនូវកាឡាក់ស៊ីគ្រប់ប្រភេទរាប់មិនអស់។ រាងអេលីប, វង់, មិនទៀងទាត់។ តំបន់​ខ្លះ​នឹង​មាន​សភាព​អ៊ូអរ ហើយ​កន្លែង​ខ្លះ​ទៀត​នឹង​ទទេ។ លក្ខណៈសំខាន់គឺការមើលឃើញពួកវាទាំងអស់នឹងមិនមានចលនា ខណៈពេលដែលយើងនឹងមិនមានចលនា។ ប៉ុន្តែនៅពេលយើងឈានមួយជំហាន កាឡាក់ស៊ីខ្លួនឯងនឹងចាប់ផ្តើមផ្លាស់ទី។ ជាឧទាហរណ៍ ប្រសិនបើយើងអាចឃើញប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យមីក្រូទស្សន៍ក្នុងរយៈចម្ងាយសង់ទីម៉ែត្រ មីលគីវ៉េ យើងអាចសង្កេតមើលការអភិវឌ្ឍន៍របស់វា។ ដោយបានផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង 600 ម៉ែត្រ យើងនឹងឃើញ protostar Sun និង protoplanetary disk នៅពេលបង្កើត។ ខិតទៅជិតវា យើងនឹងឃើញពីរបៀបដែលផែនដីលេចឡើង ជីវិតកើត និងមនុស្សលេចឡើង។ ដូចគ្នានេះដែរ យើងនឹងឃើញពីរបៀបដែលកាឡាក់ស៊ីផ្លាស់ប្តូរ និងផ្លាស់ទី នៅពេលដែលយើងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពី ឬចូលទៅជិតពួកវា។

អាស្រ័យហេតុនេះ កាលណាកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗដែលយើងមើលចូល នោះពួកវានឹងកាន់តែចាស់សម្រាប់យើង។ ដូច្នេះ កាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយបំផុតនឹងស្ថិតនៅចម្ងាយជាង 1300 ម៉ែត្រពីយើង ហើយនៅវេននៃ 1380 ម៉ែត្រយើងនឹងឃើញវិទ្យុសកម្មវត្ថុបុរាណរួចហើយ។ ពិត ចម្ងាយនេះនឹងជាការស្រមើស្រមៃសម្រាប់យើង។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅពេលដែលយើងខិតទៅជិត CMB យើងនឹងឃើញរូបភាពគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍មួយ។ តាមធម្មជាតិ យើងនឹងសង្កេតមើលពីរបៀបដែលកាឡាក់ស៊ីនឹងបង្កើត និងអភិវឌ្ឍចេញពីពពកដំបូងនៃអ៊ីដ្រូសែន។ នៅពេលដែលយើងទៅដល់កាឡាក់ស៊ីមួយក្នុងចំណោមកាឡាក់ស៊ីដែលបានបង្កើតឡើងទាំងនេះ យើងនឹងយល់ថា យើងបានយកឈ្នះមិនមែន 1.375 គីឡូម៉ែត្រនោះទេ ប៉ុន្តែទាំងអស់គឺ 4.57 ។

ការបន្ថយទំហំ

ជាលទ្ធផលយើងនឹងបង្កើនទំហំកាន់តែច្រើន។ ឥឡូវនេះយើងអាចដាក់ចន្លោះប្រហោង និងជញ្ជាំងទាំងមូលនៅក្នុងកណ្តាប់ដៃ។ ដូច្នេះ​យើង​នឹង​ឃើញ​ខ្លួន​យើង​នៅ​ក្នុង​ពពុះ​តូច​មួយ​ដែល​វា​មិន​អាច​ចេញ​បាន។ មិនត្រឹមតែចម្ងាយទៅវត្ថុនៅលើគែមនៃពពុះនឹងកើនឡើងនៅពេលដែលពួកគេចូលទៅជិតនោះទេ ប៉ុន្តែគែមខ្លួនវានឹងផ្លាស់ទីដោយគ្មានកំណត់។ នេះគឺជាចំណុចទាំងមូលនៃទំហំនៃសកលលោកដែលអាចសង្កេតបាន។

មិនថាសកលលោកធំប៉ុនណាទេ សម្រាប់អ្នកសង្កេតការណ៍ វានឹងនៅតែជាពពុះដែលមានកំណត់។ អ្នកសង្កេតការណ៍នឹងតែងតែនៅកណ្តាលនៃពពុះនេះ តាមពិតគាត់គឺជាមជ្ឈមណ្ឌលរបស់វា។ ដោយព្យាយាមចូលទៅជិតវត្ថុមួយចំនួននៅលើគែមនៃពពុះ អ្នកសង្កេតនឹងផ្លាស់ប្តូរចំណុចកណ្តាលរបស់វា។ នៅពេលអ្នកចូលទៅជិតវត្ថុ វត្ថុនេះនឹងផ្លាស់ទីកាន់តែឆ្ងាយ និងឆ្ងាយពីគែមនៃពពុះ ហើយនៅពេលជាមួយគ្នានោះមានការផ្លាស់ប្តូរ។ ជាឧទាហរណ៍ ពីពពកអ៊ីដ្រូសែនដែលមិនមានរូបរាង វានឹងប្រែទៅជាកាឡាក់ស៊ីពេញលេញ ឬជាចង្កោមកាឡាក់ស៊ីបន្ថែមទៀត។ លើសពីនេះ ផ្លូវទៅកាន់វត្ថុនេះនឹងកើនឡើងនៅពេលអ្នកចូលទៅជិតវា ដោយសារចន្លោះជុំវិញខ្លួនវានឹងផ្លាស់ប្តូរ។ នៅពេលដែលយើងទៅដល់វត្ថុនេះ យើងនឹងផ្លាស់ទីវាពីគែមនៃពពុះទៅកណ្តាលរបស់វាប៉ុណ្ណោះ។ នៅគែមនៃចក្រវាឡ វិទ្យុសកម្មដែលពឹងផ្អែកក៏នឹងភ្លឹបភ្លែតៗផងដែរ។

ប្រសិនបើយើងសន្មត់ថាសាកលលោកនឹងបន្តពង្រីកក្នុងអត្រាបង្កើនល្បឿនមួយ នោះការស្ថិតនៅចំកណ្តាលនៃពពុះ និងពេលវេលាវិលជុំសម្រាប់រាប់ពាន់លាន ពាន់ពាន់លាន និងសូម្បីតែលំដាប់ខ្ពស់ជាងប៉ុន្មានឆ្នាំខាងមុខ យើងនឹងកត់សម្គាល់រូបភាពដែលគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍ជាងនេះ។ ទោះបីជាពពុះរបស់យើងក៏នឹងកើនឡើងផងដែរ ប៉ុន្តែសមាសធាតុផ្លាស់ប្តូររបស់វានឹងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងកាន់តែលឿន ដោយបន្សល់ទុកគែមនៃពពុះនេះ រហូតដល់គ្រប់ភាគល្អិតនៃសាកលលោកវិលវល់ដាច់ចេញពីគ្នានៅក្នុងពពុះឯកោ ដោយមិនមានលទ្ធភាពធ្វើអន្តរកម្មជាមួយភាគល្អិតផ្សេងទៀតឡើយ។

ដូច្នេះ វិទ្យាសាស្រ្តសម័យទំនើបមិនមានព័ត៌មានអំពីអ្វីដែលវិមាត្រពិតនៃសកលលោកមាន និងថាតើវាមានព្រំដែនដែរឬទេ។ ប៉ុន្តែយើងដឹងច្បាស់ថាចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបានមានព្រំដែនដែលអាចមើលឃើញ និងពិត ហៅថាកាំ Hubble (13.75 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) និងកាំភាគល្អិត (45.7 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) រៀងគ្នា។ ព្រំដែនទាំងនេះគឺពឹងផ្អែកទាំងស្រុងទៅលើទីតាំងរបស់អ្នកសង្កេតការណ៍ក្នុងលំហ ហើយពង្រីកទៅតាមពេលវេលា។ ប្រសិនបើកាំ Hubble ពង្រីកយ៉ាងតឹងរ៉ឹងក្នុងល្បឿនពន្លឺ នោះការពង្រីកនៃផ្តេកភាគល្អិតត្រូវបានពន្លឿន។ សំណួរថាតើការបង្កើនល្បឿននៃភាគល្អិតរបស់វានឹងបន្តទៅមុខទៀត ហើយការផ្លាស់ប្តូរទៅជាការកន្ត្រាក់នៅតែបើកចំហរ។