ទីក្រុងមូស្គូ ថ្ងៃទី 26 ខែមករា - RIA Novosti ។ក្រុមអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រឯករាជ្យមួយក្រុមបានបញ្ជាក់ថា សកលលោកពិតជាមានការពង្រីកលឿនជាងការគណនា ដោយផ្អែកលើការសង្កេតនៃ "អេកូ" នៃក្រុម Big Bang ដែលបានបង្ហាញ នេះបើយោងតាមស៊េរីនៃអត្ថបទចំនួន 5 ដែលត្រូវបានទទួលយកសម្រាប់ការបោះពុម្ពផ្សាយនៅក្នុងទស្សនាវដ្តី Monthly Notice of the Royal ។ សង្គមតារាសាស្ត្រ។
"ភាពខុសគ្នារវាងអត្រាបច្ចុប្បន្ននៃការពង្រីកចក្រវាឡ និងអ្វីដែលការសង្កេតរបស់ Big Bang បង្ហាញមិនត្រឹមតែត្រូវបានបញ្ជាក់ប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែថែមទាំងពង្រីកដោយទិន្នន័យថ្មីអំពីរបៀបដែលកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយពត់ពន្លឺ។ ភាពខុសគ្នាទាំងនេះអាចត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយ "រូបវិទ្យាថ្មី" លោក Frederic Coubrin មកពីសាលា Federal Polytechnic School ក្នុងទីក្រុង Lausanne (ស្វីស) បាននិយាយថា នៅខាងក្រៅគំរូស្តង់ដារនៃលោហធាតុវិទ្យា ជាពិសេស ទម្រង់ថាមពលងងឹតមួយចំនួនទៀត។
កំណើតងងឹតនៃសកលលោក
ត្រលប់ទៅឆ្នាំ 1929 តារាវិទូដ៏ល្បីល្បាញ Edwin Hubble បានបង្ហាញថាចក្រវាឡរបស់យើងមិននៅស្ងៀមទេ ប៉ុន្តែកំពុងពង្រីកបន្តិចម្តងៗ ដោយសង្កេតមើលចលនានៃកាឡាក់ស៊ីដែលនៅឆ្ងាយពីយើង។ នៅចុងសតវត្សរ៍ទី 20 តារាវិទូបានរកឃើញដោយការសង្កេតលើប្រភេទ supernovae 1 ថាវាកំពុងពង្រីកមិនមែនក្នុងអត្រាថេរទេ ប៉ុន្តែក្នុងអត្រាបង្កើនល្បឿន។ ហេតុផលសម្រាប់រឿងនេះ ដូចដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជឿថាសព្វថ្ងៃនេះ គឺជាថាមពលងងឹត ដែលជាសារធាតុអាថ៌កំបាំងដែលធ្វើសកម្មភាពលើរូបធាតុជាប្រភេទ "ប្រឆាំងនឹងទំនាញផែនដី"។
កាលពីខែមិថុនាកន្លងទៅ ម្ចាស់ជ័យលាភីណូបែល Adam Reiss និងសហការីរបស់គាត់ ដែលបានរកឃើញបាតុភូតនេះ បានគណនាអត្រាពិតប្រាកដនៃការពង្រីកសកលលោកនាពេលបច្ចុប្បន្ននេះ ដោយប្រើផ្កាយអថេរ Cepheid នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីជិតខាង ដែលចម្ងាយអាចគណនាបានដោយភាពជាក់លាក់ខ្ពស់។
ការចម្រាញ់នេះបានផ្តល់នូវលទ្ធផលដែលមិននឹកស្មានដល់បំផុត - វាប្រែថាកាឡាក់ស៊ីពីរដែលបំបែកដោយចម្ងាយប្រហែល 3 លានឆ្នាំពន្លឺហោះហើរដាច់ពីគ្នាក្នុងល្បឿនប្រហែល 73 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី។ តួលេខបែបនេះគឺខ្ពស់ជាងទិន្នន័យដែលទទួលបានដោយប្រើតេឡេស្កុប WMAP និង Planck គោចរជុំវិញ - 69 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី ហើយវាមិនអាចត្រូវបានពន្យល់ដោយប្រើគំនិតរបស់យើងអំពីធម្មជាតិនៃថាមពលងងឹត និងយន្តការនៃកំណើតនៃសកលលោកនោះទេ។
Riess និងសហការីរបស់គាត់បានស្នើថាមានសារធាតុ "ងងឹត" ទីបីផងដែរ - "វិទ្យុសកម្មងងឹត" (វិទ្យុសកម្មងងឹត) ដែលធ្វើឱ្យវាបង្កើនល្បឿនលឿនជាងការព្យាករណ៍តាមទ្រឹស្តីនៅដើមដំបូងនៃជីវិតនៃសកលលោក។ សេចក្តីថ្លែងការណ៍បែបនេះមិនត្រូវបានគេកត់សំគាល់ទេ ហើយការសហការ H0LiCOW ដែលរួមមានតារាវិទូរាប់សិបនាក់មកពីគ្រប់ទ្វីបនៃភពផែនដី បានចាប់ផ្តើមសាកល្បងសម្មតិកម្មនេះដោយការសង្កេតលើ quasars ដែលជាស្នូលសកម្មនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ។
ល្បែងនៃទៀនលោហធាតុនិងកែវ
Quasars អរគុណចំពោះប្រហោងខ្មៅដ៏ធំនៅចំកណ្តាលរបស់វា ពត់រចនាសម្ព័ន្ធនៃពេលវេលាអវកាសតាមរបៀបពិសេស ពង្រីកពន្លឺដែលឆ្លងកាត់ជុំវិញរបស់វា ដូចជាកញ្ចក់យក្ស។
ប្រសិនបើ quasar ពីរមានទីតាំងនៅខាងក្រោយមួយទៀតសម្រាប់អ្នកសង្កេតការណ៍នៅលើផែនដី រឿងគួរឱ្យចាប់អារម្មណ៍មួយកើតឡើង - ពន្លឺនៃ quasar ឆ្ងាយជាងនេះនឹងបំបែកនៅពេលឆ្លងកាត់កញ្ចក់ទំនាញនៃស្នូលកាឡាក់ស៊ីទីមួយ។ ដោយសារតែនេះ យើងនឹងឃើញមិនមែនពីរទេ ប៉ុន្តែ quasars ប្រាំ ដែល 4 នឹងក្លាយជា "ច្បាប់ចម្លង" ពន្លឺនៃវត្ថុឆ្ងាយជាងនេះ។ សំខាន់បំផុត ច្បាប់ចម្លងនីមួយៗនឹងក្លាយជា "រូបថត" នៃ quasar នៅពេលវេលាខុសៗគ្នាក្នុងជីវិតរបស់វា ដោយសារតែពន្លឺរបស់ពួកគេបានចំណាយពេលខុសៗគ្នាដើម្បីចេញពីកែវទំនាញ។
រយៈពេលនៃពេលវេលានេះ ដូចដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រពន្យល់ គឺអាស្រ័យលើអត្រានៃការពង្រីកចក្រវាឡ ដែលធ្វើឱ្យវាអាចគណនាវាបានដោយសង្កេតមើលចំនួនដ៏ច្រើននៃ quasars ឆ្ងាយ។ នេះគឺជាអ្វីដែលអ្នកចូលរួម H0LiCOW កំពុងធ្វើ ដោយស្វែងរក quasars "ទ្វេ" ស្រដៀងគ្នា និងសង្កេត "ច្បាប់ចម្លង" របស់ពួកគេ។
សរុបមក Kubrin និងសហការីរបស់គាត់បានរកឃើញ quasar "matryoshkas" ស្រដៀងគ្នាចំនួនបី ហើយបានសិក្សាវាយ៉ាងលម្អិតដោយប្រើតេឡេស្កុបគន្លង Hubble និង Spitzer និងតេឡេស្កុបដែលមានមូលដ្ឋានលើដីមួយចំនួននៅកោះហាវ៉ៃ និងឈីលី។ ការវាស់វែងទាំងនេះយោងទៅតាមអ្នកស្រាវជ្រាវបានអនុញ្ញាតឱ្យពួកគេវាស់ថេរ Hubble នៅចម្ងាយអវកាស "មធ្យម" ជាមួយនឹងកម្រិតកំហុស 3.8% ដែលល្អជាងលទ្ធផលដែលទទួលបានពីមុនច្រើនដង។
ការគណនាទាំងនេះបានបង្ហាញថាសកលលោកកំពុងពង្រីកក្នុងល្បឿនប្រហែល 71.9 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយវិនាទី ដែលជាទូទៅត្រូវគ្នាទៅនឹងលទ្ធផលដែល Riess និងសហការីរបស់គាត់ទទួលបាននៅចម្ងាយខាងលោហធាតុវិទ្យា "ជិត" ហើយនិយាយនៅក្នុងការពេញចិត្តនៃអត្ថិភាពនៃ "ងងឹត" ទីបី។ សារធាតុដែលពន្លឿនសាកលលោកក្នុងយុវវ័យ។ វិធីមួយទៀតដើម្បីពន្យល់ពីភាពមិនស៊ីសង្វាក់គ្នាជាមួយទិន្នន័យគឺថា សកលលោកពិតជាមិនមានរាងសំប៉ែតទេ ប៉ុន្តែស្រដៀងនឹងស្វ៊ែរ ឬ " accordion" ។ លើសពីនេះ វាអាចទៅរួចដែលថាបរិមាណ ឬលក្ខណៈសម្បត្តិនៃសារធាតុងងឹតបានផ្លាស់ប្តូរក្នុងរយៈពេល 13 ពាន់លានឆ្នាំមុន ដោយសារតែសកលលោកចាប់ផ្តើមរីកចម្រើនលឿនជាងមុន។
ក្នុងករណីណាក៏ដោយ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រគ្រោងនឹងសិក្សាអំពី quasars ស្រដៀងគ្នាមួយរយទៀត ដើម្បីផ្ទៀងផ្ទាត់ភាពអាចជឿជាក់បាននៃទិន្នន័យរបស់ពួកគេ និងស្វែងយល់ពីរបៀបដែលឥរិយាបថមិនធម្មតាបែបនេះរបស់សកលលោក ដែលមិនសមស្របនឹងទ្រឹស្តីលោហធាតុស្តង់ដារអាចត្រូវបានពន្យល់។
កាលពីមួយរយឆ្នាំមុន អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានរកឃើញថា ចក្រវាឡរបស់យើងកំពុងកើនឡើងយ៉ាងឆាប់រហ័សក្នុងទំហំ។
មួយរយឆ្នាំមុន គំនិតអំពីសកលលោកគឺផ្អែកលើមេកានិចញូតុន និងធរណីមាត្រ Euclidean ។ សូម្បីតែអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រមួយចំនួនដូចជា Lobachevsky និង Gauss ដែលបានទទួលស្គាល់ (គ្រាន់តែជាសម្មតិកម្មមួយ!) ការពិតរូបវិទ្យានៃធរណីមាត្រដែលមិនមែនជា Euclidean បានចាត់ទុកលំហខាងក្រៅថាជាលំហ និងគ្មានការផ្លាស់ប្តូរ។
Alexey Levin
នៅឆ្នាំ 1870 គណិតវិទូជនជាតិអង់គ្លេស លោក William Clifford បានបង្កើតគំនិតដ៏ជ្រាលជ្រៅមួយថា លំហអាចមានរាងកោង និងមិនដូចគ្នានៅចំណុចផ្សេងគ្នា ហើយកោងរបស់វាអាចផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលា។ គាត់ថែមទាំងបានសារភាពថាការផ្លាស់ប្តូរបែបនេះមានទំនាក់ទំនងខ្លះជាមួយចលនានៃរូបធាតុ។ គំនិតទាំងពីរនេះក្រោយមកបានបង្កើតមូលដ្ឋាននៃទ្រឹស្តីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង ជាច្រើនឆ្នាំក្រោយមក។ Clifford ខ្លួនឯងមិនបានរស់នៅដើម្បីមើលរឿងនេះទេ - គាត់បានស្លាប់ដោយសារជំងឺរបេងនៅអាយុ 34 ឆ្នាំ 11 ថ្ងៃមុនពេលកំណើតរបស់ Albert Einstein ។
Redshift
ព័ត៌មានដំបូងអំពីការពង្រីកសកលលោកត្រូវបានផ្តល់ដោយ astrospectrography ។ នៅឆ្នាំ 1886 តារាវិទូជនជាតិអង់គ្លេស William Huggins បានកត់សម្គាល់ឃើញថា រលកពន្លឺនៃផ្កាយត្រូវបានផ្លាស់ប្តូរបន្តិចបើប្រៀបធៀបទៅនឹងផ្ទៃផែនដីនៃធាតុដូចគ្នា។ ដោយផ្អែកលើរូបមន្តសម្រាប់កំណែអុបទិកនៃឥទ្ធិពល Doppler ដែលបានចេញនៅឆ្នាំ 1848 ដោយរូបវិទូជនជាតិបារាំង Armand Fizeau មនុស្សម្នាក់អាចគណនាល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃផ្កាយមួយ។ ការសង្កេតបែបនេះធ្វើឱ្យវាអាចតាមដានចលនារបស់វត្ថុអវកាសមួយ។
មួយរយឆ្នាំមុន គំនិតអំពីសកលលោកគឺផ្អែកលើមេកានិចញូតុន និងធរណីមាត្រ Euclidean ។ សូម្បីតែអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រមួយចំនួនដូចជា Lobachevsky និង Gauss ដែលបានទទួលស្គាល់ (គ្រាន់តែជាសម្មតិកម្មមួយ!) ការពិតរូបវិទ្យានៃធរណីមាត្រដែលមិនមែនជា Euclidean បានចាត់ទុកលំហខាងក្រៅថាមានភាពអស់កល្បជានិច្ច និងមិនផ្លាស់ប្តូរ។ 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 Vesto Slifer ដែលជាបុគ្គលិកនៃក្រុមអង្កេតការណ៍ Flagstaff នៅរដ្ឋ Arizona បានប្រើឱកាសនេះតាមរបៀបថ្មីមួយ ដែលតាំងពីឆ្នាំ 1912 បានសិក្សាពីកែវយឺតនៃ nebulae ជាមួយនឹងតេឡេស្កុបទំហំ 24 អ៊ីញជាមួយនឹងវិសាលគមដ៏ល្អ។ ដើម្បីទទួលបានរូបភាពដែលមានគុណភាពខ្ពស់ ផ្លាករូបថតដូចគ្នាត្រូវបានលាតត្រដាងអស់ជាច្រើនយប់ ដូច្នេះហើយ គម្រោងនេះបានផ្លាស់ប្តូរបន្តិចម្តងៗ។ ចាប់ពីខែកញ្ញា ដល់ខែធ្នូ ឆ្នាំ 1913 Slifer បានសិក្សាទៅលើ ណុប៊ីឡា Andromeda ហើយដោយប្រើរូបមន្ត Doppler-Fizo បានសម្រេចថា វាកំពុងខិតមកជិតផែនដី 300 គីឡូម៉ែត្ររាល់វិនាទី។
នៅឆ្នាំ 1917 គាត់បានបោះពុម្ពផ្សាយទិន្នន័យអំពីល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃ 25 nebulae ដែលបង្ហាញពីភាពមិនស៊ីមេទ្រីគួរឱ្យកត់សម្គាល់ក្នុងទិសដៅរបស់ពួកគេ។ មានតែ nebulae បួនប៉ុណ្ណោះដែលកំពុងខិតជិតព្រះអាទិត្យ ហើយនៅសល់កំពុងរត់ទៅឆ្ងាយ (ហើយខ្លះទៀតយ៉ាងលឿន)។
Slifer មិនបានស្វែងរកកិត្តិនាម ឬផ្សព្វផ្សាយលទ្ធផលរបស់គាត់ជាសាធារណៈទេ។ ហេតុដូច្នេះហើយ ពួកគេបានស្គាល់នៅក្នុងរង្វង់តារាសាស្ត្រ លុះត្រាតែអ្នករូបវិទ្យាដ៏ល្បីល្បាញរបស់អង់គ្លេសឈ្មោះ Arthur Eddington យកចិត្តទុកដាក់ចំពោះពួកគេ។
នៅឆ្នាំ 1924 គាត់បានបោះពុម្ភអក្សរកាត់មួយស្តីពីទ្រឹស្តីនៃទំនាក់ទំនង ដែលគាត់បានបញ្ចូលបញ្ជីនៃល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃ 41 nebulae ដែលបានរកឃើញដោយ Slifer ។ nebulae blueshift បួនដូចគ្នាមានវត្តមាននៅទីនោះ ខណៈពេលដែល 37 ផ្សេងទៀតមានខ្សែវិសាលគមរបស់ពួកគេផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហម។ ល្បឿនរ៉ាឌីកាល់របស់ពួកគេប្រែប្រួលក្នុងចន្លោះពី 150-1800 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង ហើយជាមធ្យមគឺខ្ពស់ជាង 25 ដងនៃល្បឿននៃផ្កាយនៃមីលគីវ៉េដែលគេស្គាល់នៅពេលនោះ។ នេះបានបង្ហាញថា nebulae ត្រូវបានចូលរួមនៅក្នុងចលនាផ្សេងទៀតជាង luminaries "បុរាណ" ។
កោះអវកាស
នៅដើមទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 អ្នកតារាវិទូភាគច្រើនបានជឿថា ណុប៊ីឡាវង់ស្ថិតនៅលើបរិវេណនៃមីលគីវេយ ហើយលើសពីនេះទៅទៀត គ្មានអ្វីក្រៅពីកន្លែងងងឹតទទេនោះទេ។ ពិតហើយ នៅសតវត្សរ៍ទី១៨ អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រខ្លះបានឃើញចង្កោមផ្កាយយក្សនៅក្នុង nebulae (Immanuel Kant ហៅពួកគេថា សកលលោកកោះ)។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ សម្មតិកម្មនេះមិនមានប្រជាប្រិយភាពទេ ព្រោះវាមិនអាចទៅរួចទេក្នុងការកំណត់ចម្ងាយដ៏គួរឱ្យទុកចិត្តនៃ nebulae ។
បញ្ហានេះត្រូវបានដោះស្រាយដោយ Edwin Hubble ដែលធ្វើការលើកែវយឺតឆ្លុះទំហំ 100 អ៊ីញនៅឯ Mount Wilson Observatory នៃរដ្ឋកាលីហ្វ័រញ៉ា។ នៅឆ្នាំ 1923-1924 គាត់បានរកឃើញថា Andromeda Nebula មានវត្ថុភ្លឺជាច្រើន ដែលក្នុងនោះមានផ្កាយអថេរនៃគ្រួសារ Cepheid ។ បន្ទាប់មកវាត្រូវបានគេដឹងរួចហើយថារយៈពេលនៃការផ្លាស់ប្តូរនៅក្នុងពន្លឺជាក់ស្តែងរបស់ពួកគេគឺទាក់ទងទៅនឹងពន្លឺដាច់ខាត ហើយដូច្នេះ Cepheids គឺសមរម្យសម្រាប់ការក្រិតតាមខ្នាតចម្ងាយលោហធាតុ។ ដោយមានជំនួយរបស់ពួកគេ Hubble បានប៉ាន់ប្រមាណចម្ងាយទៅ Andromeda នៅ 285,000 parsecs (យោងតាមទិន្នន័យទំនើបវាគឺ 800,000 parsecs) ។ អង្កត់ផ្ចិតនៃ Milky Way ត្រូវបានគេជឿថាមានប្រហែលស្មើនឹង 100,000 parsecs (តាមពិតវាតូចជាងបីដង)។ វាធ្វើតាមពីនេះដែល Andromeda និង Milky Way ត្រូវតែត្រូវបានចាត់ទុកថាជាក្រុមផ្កាយឯករាជ្យ។ មិនយូរប៉ុន្មាន Hubble បានកំណត់អត្តសញ្ញាណកាឡាក់ស៊ីឯករាជ្យចំនួនពីរបន្ថែមទៀត ដែលទីបំផុតបានបញ្ជាក់ពីសម្មតិកម្មនៃ "កោះសកល" ។
ដោយយុត្តិធម៌ វាគួរតែត្រូវបានកត់សម្គាល់ថាពីរឆ្នាំមុន Hubble ចម្ងាយទៅ Andromeda ត្រូវបានគណនាដោយតារាវិទូជនជាតិអេស្តូនី Ernst Opik ដែលលទ្ធផល - 450,000 parsecs - គឺជិតទៅនឹងត្រឹមត្រូវ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយគាត់បានប្រើការពិចារណាទ្រឹស្តីមួយចំនួនដែលមិនគួរឱ្យជឿជាក់ដូចការសង្កេតផ្ទាល់របស់ Hubble ។
នៅឆ្នាំ 1926 Hubble បានធ្វើការវិភាគស្ថិតិនៃការសង្កេតនៃ "extra-galactic nebulae" ចំនួនបួនរយ (គាត់បានប្រើពាក្យនេះយូរមកហើយ ជៀសវាងការហៅពួកវាថាកាឡាក់ស៊ី) ហើយបានស្នើរូបមន្តដើម្បីទាក់ទងចម្ងាយទៅ nebula ទៅនឹងពន្លឺជាក់ស្តែងរបស់វា។ . ទោះបីជាមានកំហុសដ៏ធំនៃវិធីសាស្រ្តនេះក៏ដោយ ទិន្នន័យថ្មីបានបញ្ជាក់ថា nebulae ត្រូវបានចែកចាយច្រើនឬតិចស្មើៗគ្នានៅក្នុងលំហ ហើយមានទីតាំងនៅឆ្ងាយហួសពីព្រំដែននៃ Milky Way ។ ឥឡូវនេះលែងមានការងឿងឆ្ងល់ថា កន្លែងទំនេរមិនត្រូវបានកំណត់ចំពោះ Galaxy របស់យើង និងអ្នកជិតខាងដែលនៅជិតបំផុតនោះទេ។
អ្នករចនាម៉ូដអវកាស
Eddington បានចាប់អារម្មណ៍លើលទ្ធផលរបស់ Slipher សូម្បីតែមុនពេលការបញ្ជាក់ចុងក្រោយនៃធម្មជាតិនៃ nebulae វង់។ មកដល់ពេលនេះ មានគំរូលោហធាតុវិទ្យារួចហើយ ដែលតាមន័យជាក់លាក់មួយ បានព្យាករណ៍ពីឥទ្ធិពលដែលកំណត់ដោយ Slifer ។ 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 ។ ដូច្នេះយើងកំពុងដោះស្រាយជាមួយគំរូពីរផ្សេងគ្នានៅទីនេះ។
Hubble មិនដឹងថាពួកគេទាក់ទងគ្នាយ៉ាងណាទេ ប៉ុន្តែតើវិទ្យាសាស្ត្រសព្វថ្ងៃនិយាយអ្វីខ្លះ?
ដូចដែល Lemaitre បានបង្ហាញ ទំនាក់ទំនងលីនេអ៊ែររវាងលោហធាតុវិទ្យា (បណ្តាលមកពីការពង្រីកសកលលោក) redshifts and distances គឺមិនមានលក្ខណៈដាច់ខាត។ នៅក្នុងការអនុវត្ត វាត្រូវបានគេសង្កេតឃើញយ៉ាងល្អសម្រាប់តែអុហ្វសិតតិចជាង 0.1 ប៉ុណ្ណោះ។ ដូច្នេះច្បាប់ Hubble empirical គឺមិនពិតប្រាកដ ប៉ុន្តែប្រហាក់ប្រហែល ហើយរូបមន្ត Doppler-Fizo មានសុពលភាពសម្រាប់តែការផ្លាស់ប្តូរវិសាលគមតូចប៉ុណ្ណោះ។
ប៉ុន្តែច្បាប់ទ្រឹស្តីដែលទាក់ទងនឹងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃវត្ថុឆ្ងាយទៅចម្ងាយទៅពួកវា (ជាមួយមេគុណសមាមាត្រក្នុងទម្រង់នៃប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble V=Hd) មានសុពលភាពសម្រាប់ការផ្លាស់ប្តូរក្រហមណាមួយ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ល្បឿន V ដែលបង្ហាញនៅក្នុងវាមិនមែននៅគ្រប់ល្បឿននៃសញ្ញារូបវន្ត ឬរូបកាយពិតនៅក្នុងលំហរាងកាយនោះទេ។ នេះគឺជាអត្រានៃការកើនឡើងនៃចម្ងាយរវាងកាឡាក់ស៊ី និងចង្កោមកាឡាក់ស៊ី ដែលបណ្តាលមកពីការពង្រីកសកលលោក។ យើងអាចវាស់វាបានលុះត្រាតែយើងអាចបញ្ឈប់ការពង្រីកសកលលោក ពង្រីកខ្សែអាត់វាស់រវាងកាឡាក់ស៊ីភ្លាមៗ អានចម្ងាយរវាងពួកវា និងបែងចែកវាទៅជាចន្លោះពេលរវាងការវាស់វែង។ ជាធម្មតាច្បាប់នៃរូបវិទ្យាមិនអនុញ្ញាតឱ្យរឿងនេះទេ។ ដូច្នេះ អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុនិយមចូលចិត្តប្រើប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble H នៅក្នុងរូបមន្តមួយផ្សេងទៀត ដែលកត្តាមាត្រដ្ឋាននៃចក្រវាឡលេចឡើង ដែលគ្រាន់តែពិពណ៌នាអំពីកម្រិតនៃការពង្រីករបស់វានៅក្នុងសម័យអវកាសផ្សេងៗគ្នា (ចាប់តាំងពីប៉ារ៉ាម៉ែត្រនេះផ្លាស់ប្តូរទៅតាមពេលវេលា តម្លៃទំនើបរបស់វាត្រូវបានតំណាងដោយ H0 ។ ) ឥឡូវនេះសកលលោកកំពុងពង្រីកក្នុងអត្រាបង្កើនល្បឿន ដូច្នេះតម្លៃនៃប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble កំពុងកើនឡើង។
តាមរយៈការវាស់ស្ទង់ការផ្លាស់ប្តូរ cosmological redshifts យើងទទួលបានព័ត៌មានអំពីកម្រិតនៃការពង្រីកលំហ។ ពន្លឺនៃកាឡាក់ស៊ីដែលបានមករកយើងជាមួយនឹង cosmological redshift z បានទុកវានៅពេលដែលចម្ងាយលោហធាតុទាំងអស់មានទំហំតូចជាង 1+z ដងនៃយុគសម័យរបស់យើង។ ដើម្បីទទួលបានព័ត៌មានបន្ថែមអំពីកាឡាក់ស៊ីនេះ ដូចជាចម្ងាយបច្ចុប្បន្នរបស់វា ឬល្បឿននៃការដកចេញរបស់វាពីមីលគីវ៉េ គឺអាចធ្វើទៅបានលុះត្រាតែមានជំនួយពីគំរូលោហធាតុជាក់លាក់មួយ។ 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 តាមស្មារតីនៃសម័យនោះ ជឿថាសកលលោកទាំងមូលគឺឋិតិវន្ត (គាត់បានព្យាយាមធ្វើឱ្យវាគ្មានដែនកំណត់នៅក្នុងលំហ ប៉ុន្តែមិនអាចរកឃើញលក្ខខណ្ឌព្រំដែនត្រឹមត្រូវសម្រាប់សមីការរបស់គាត់)។ ជាលទ្ធផល គាត់បានបង្កើតគំរូនៃចក្រវាឡបិទជិត ដែលលំហដែលមានកោងវិជ្ជមានថេរ (ហើយដូច្នេះវាមានកាំកំណត់ថេរ)។ ពេលវេលានៅក្នុងសកលលោកនេះ ផ្ទុយទៅវិញ ហូរក្នុងលក្ខណៈញូតុន ក្នុងទិសដៅដូចគ្នា និងក្នុងល្បឿនដូចគ្នា។ ចន្លោះពេលនៃគំរូនេះគឺកោងដោយសារតែធាតុផ្សំនៃលំហ ខណៈពេលដែលផ្នែកខាងសាច់ឈាមមិនខូចទ្រង់ទ្រាយតាមមធ្យោបាយណាមួយឡើយ។ ធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃពិភពលោកនេះផ្តល់នូវ "ការបញ្ចូល" ពិសេសនៅក្នុងសមីការសំខាន់ដែលការពារការដួលរលំទំនាញ ហើយដូច្នេះដើរតួជាវាលប្រឆាំងទំនាញផែនដីទាំងមូល។ អាំងតង់ស៊ីតេរបស់វាគឺសមាមាត្រទៅនឹងថេរពិសេស ដែលអែងស្តែងហៅថា ថេរសកល (ឥឡូវហៅថា ថេរលោហធាតុ)។
គំរូលោហធាតុរបស់ Lemaitre ដែលពិពណ៌នាអំពីការពង្រីកសកលលោកគឺនៅឆ្ងាយជាងពេលវេលារបស់វា។ សកលលោក Lemaitre ចាប់ផ្តើមជាមួយនឹង Big Bang បន្ទាប់ពីនោះការពង្រីកដំបូងថយចុះ ហើយបន្ទាប់មកចាប់ផ្តើមបង្កើនល្បឿន។
គំរូរបស់ Einstein បានធ្វើឱ្យវាអាចគណនាទំហំនៃសកលលោក ចំនួនសរុបនៃរូបធាតុ និងសូម្បីតែតម្លៃនៃថេរ cosmological ។ ចំពោះបញ្ហានេះ ត្រូវការតែដង់ស៊ីតេមធ្យមនៃរូបធាតុលោហធាតុប៉ុណ្ណោះ ដែលតាមគោលការណ៍អាចកំណត់បានពីការសង្កេត។ វាមិនមែនជារឿងចៃដន្យទេដែលគំរូនេះត្រូវបានកោតសរសើរដោយ Eddington ហើយត្រូវបានប្រើប្រាស់ក្នុងការអនុវត្តដោយ Hubble ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ វាត្រូវបានបំផ្លិចបំផ្លាញដោយអស្ថិរភាពដែលអែងស្តែងគ្រាន់តែមិនបានកត់សម្គាល់ឃើញ៖ នៅគម្លាតតិចតួចបំផុតនៃកាំពីតម្លៃលំនឹង ពិភពលោករបស់អែងស្តែងអាចពង្រីក ឬឆ្លងកាត់ទំនាញទំនាញ។ ដូច្នេះហើយ គំរូបែបនេះមិនមានពាក់ព័ន្ធនឹងសកលលោកពិតនោះទេ។
ពិភពលោកទទេ
De Sitter ក៏បានសាងសង់ដូចដែលគាត់ផ្ទាល់បានជឿ ពិភពលោកឋិតិវន្តនៃកោងថេរ ប៉ុន្តែមិនវិជ្ជមាន ប៉ុន្តែអវិជ្ជមាន។ ថេរលោហធាតុរបស់អែងស្តែងមានវត្តមាននៅក្នុងវា ប៉ុន្តែរូបធាតុគឺអវត្តមានទាំងស្រុង។ នៅពេលដែលភាគល្អិតសាកល្បងនៃម៉ាស់តូចតាមអំពើចិត្តត្រូវបានណែនាំ ពួកវាខ្ចាត់ខ្ចាយ ហើយទៅគ្មានដែនកំណត់។ លើសពីនេះទៀត ពេលវេលានៅបរិវេណនៃសកលលោក de Sitter ហូរយឺតជាងនៅកណ្តាលរបស់វា។ ដោយសារតែនេះ ពីចម្ងាយដ៏ធំ រលកពន្លឺមកដល់ជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហម បើទោះបីជាប្រភពរបស់វាស្ថិតនៅស្ថានីទាក់ទងទៅនឹងអ្នកសង្កេតការណ៍ក៏ដោយ។ ដូច្នេះនៅក្នុងទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 Eddington និងអ្នកតារាវិទូផ្សេងទៀតបានងឿងឆ្ងល់ថាតើគំរូរបស់ de Sitter មានទំនាក់ទំនងជាមួយការពិតដែលឆ្លុះបញ្ចាំងនៅក្នុងការសង្កេតរបស់ Slifer ដែរឬទេ។
ការសង្ស័យទាំងនេះត្រូវបានបញ្ជាក់ ទោះបីជាតាមរបៀបផ្សេងក៏ដោយ។ ធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃចក្រវាឡ de Sitter ប្រែទៅជាការស្រមើលស្រមៃ ព្រោះវាត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងជម្រើសមិនល្អនៃប្រព័ន្ធកូអរដោណេ។ បន្ទាប់ពីកែកំហុសនេះ លំហ de Sitter បានប្រែទៅជារាងសំប៉ែត រាងអេក្វាឌាន ប៉ុន្តែមិនឋិតិវន្ត។ សូមអរគុណដល់ថេរលោហធាតុប្រឆាំងទំនាញផែនដី វាពង្រីកខណៈពេលដែលរក្សាបាននូវភាពកោងសូន្យ។ ដោយសារតែការពង្រីកនេះ ប្រវែងរលកនៃហ្វូតុងកើនឡើង ដែលនាំឱ្យមានការផ្លាស់ប្តូរនៃបន្ទាត់វិសាលគមដែលព្យាករណ៍ដោយ de Sitter ។ គួរកត់សំគាល់ថា នេះជារបៀបដែលការផ្លាស់ប្តូរខាងលោហធាតុនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយត្រូវបានពន្យល់នៅថ្ងៃនេះ។
ពីស្ថិតិទៅថាមវន្ត
ប្រវត្តិនៃទ្រឹស្តីលោហធាតុមិនឋិតិវន្តដោយបើកចំហចាប់ផ្តើមដោយឯកសារចំនួនពីរដោយអ្នករូបវិទ្យាសូវៀត Alexander Fridman ដែលបានបោះពុម្ពនៅក្នុងទស្សនាវដ្តីអាល្លឺម៉ង់ Zeitschrift fur Physik ក្នុងឆ្នាំ 1922 និង 1924 ។ លោក Friedman បានគណនាគំរូនៃសកលលោក ជាមួយនឹងភាពប្រែប្រួលនៃពេលវេលាវិជ្ជមាន និងអវិជ្ជមាន ដែលបានក្លាយជាមូលនិធិមាសនៃទ្រឹស្ដី cosmology ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ស្នាដៃទាំងនេះមិនត្រូវបានគេកត់សម្គាល់ឃើញដោយសហសម័យទេ (ដំបូងបង្អស់ Einstein ថែមទាំងបានចាត់ទុកអត្ថបទដំបូងរបស់ Friedman ថាជាកំហុសគណិតវិទ្យា)។ Friedman ខ្លួនឯងបានជឿថាតារាសាស្ត្រមិនទាន់មានឃ្លាំងសម្ងាត់នៃការសង្កេតដើម្បីសម្រេចថាតើគំរូនៃលោហធាតុមួយណាដែលសមស្របជាងទៅនឹងការពិត ហេតុដូច្នេះហើយបានកំណត់ខ្លួនឯងចំពោះគណិតវិទ្យាសុទ្ធ។ ប្រហែលជាគាត់នឹងធ្វើខុសប្រសិនបើគាត់បានអានលទ្ធផលរបស់ Slipher ប៉ុន្តែវាមិនបានកើតឡើងទេ។
Georges Lemaitre ដែលជាអ្នកជំនាញខាងលោហធាតុដ៏អស្ចារ្យបំផុតនៃពាក់កណ្តាលទីមួយនៃសតវត្សទី 20 បានគិតខុសគ្នា។ នៅផ្ទះនៅប្រទេសបែលហ្សិក គាត់បានការពារនិក្ខេបបទរបស់គាត់ក្នុងគណិតវិទ្យា ហើយបន្ទាប់មកនៅពាក់កណ្តាលទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 បានសិក្សាផ្នែកតារាសាស្ត្រ - នៅ Cambridge ក្រោម Eddington និងនៅ Harvard Observatory ជាមួយ Harlow Shapley (កំឡុងពេលស្នាក់នៅក្នុងសហរដ្ឋអាមេរិក ជាកន្លែងដែលគាត់រៀបចំវគ្គទីពីរនៅ MIT គាត់បានជួប Slipher និង Hubble) ។ ត្រលប់ទៅឆ្នាំ 1925 Lemaitre គឺជាមនុស្សដំបូងដែលបង្ហាញថាធម្មជាតិឋិតិវន្តនៃគំរូ de Sitter គឺជាការស្រមើលស្រមៃ។ នៅពេលត្រឡប់ទៅស្រុកកំណើតរបស់គាត់វិញក្នុងនាមជាសាស្រ្តាចារ្យនៅសកលវិទ្យាល័យ Louvain លោក Lemaitre បានសាងសង់គំរូដំបូងនៃចក្រវាឡដែលពង្រីកជាមួយនឹងយុត្តិកម្មតារាសាស្ត្រច្បាស់លាស់។ បើគ្មានការបំផ្លើសទេ ការងារនេះបានក្លាយទៅជារបកគំហើញបដិវត្តន៍នៅក្នុងវិទ្យាសាស្ត្រអវកាស។
បដិវត្តន៍សកល
នៅក្នុងគំរូរបស់គាត់ Lemaitre រក្សាថេរ cosmological ជាមួយនឹងតម្លៃលេខ Einstein ។ ដូច្នេះសាកលលោកចាប់ផ្តើមក្នុងស្ថានភាពឋិតិវន្ត ប៉ុន្តែយូរៗទៅ ដោយសារភាពប្រែប្រួល ចូលទៅក្នុងផ្លូវនៃការពង្រីកឥតឈប់ឈរជាមួយនឹងល្បឿនកើនឡើង។ នៅដំណាក់កាលនេះវារក្សាកោងវិជ្ជមានដែលថយចុះនៅពេលដែលកាំកើនឡើង។ Lemaitre រួមបញ្ចូលនៅក្នុងសកលលោករបស់គាត់មិនត្រឹមតែបញ្ហាប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែក៏មានវិទ្យុសកម្មអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិចផងដែរ។ ទាំង Einstein និង de Sitter ដែលការងាររបស់គាត់ Lemaitre បានដឹង និង Friedmann ដែលគាត់មិនដឹងអ្វីទាំងអស់នៅពេលនោះបានធ្វើរឿងនេះ។
កូអរដោនេដែលពាក់ព័ន្ធ
នៅក្នុងការគណនាលោហធាតុ វាងាយស្រួលប្រើប្រព័ន្ធកូអរដោណេដែលពង្រីកដោយឯកឯងជាមួយនឹងការពង្រីកសកលលោក។ នៅក្នុងគំរូឧត្តមគតិ ដែលកាឡាក់ស៊ី និងចង្កោមកាឡាក់ស៊ីមិនចូលរួមក្នុងចលនាត្រឹមត្រូវណាមួយ កូអរដោនេនៃចលនារបស់ពួកវាមិនផ្លាស់ប្តូរទេ។ ប៉ុន្តែចម្ងាយរវាងវត្ថុពីរនៅចំណុចដែលបានផ្តល់ឱ្យក្នុងពេលវេលាគឺស្មើនឹងចម្ងាយថេររបស់ពួកគេនៅក្នុងកូអរដោណេ comoving គុណនឹងទំហំនៃកត្តាមាត្រដ្ឋានសម្រាប់ពេលនោះ។ ស្ថានភាពនេះអាចត្រូវបានបង្ហាញយ៉ាងងាយស្រួលនៅលើផែនដីដែលអាចបំប៉ោងបាន៖ រយៈទទឹង និងរយៈបណ្តោយនៃចំណុចនីមួយៗមិនផ្លាស់ប្តូរ ហើយចម្ងាយរវាងចំណុចណាមួយកើនឡើងជាមួយនឹងកាំកើនឡើង។
ការប្រើប្រាស់កូអរដោណេ comoving ជួយឱ្យយល់ពីភាពខុសគ្នាយ៉ាងជ្រាលជ្រៅរវាង cosmology នៃសកលលោកដែលពង្រីក ទំនាក់ទំនងពិសេស និងរូបវិទ្យា Newtonian ។ ដូច្នេះ នៅក្នុងមេកានិចញូវតុន ចលនាទាំងអស់គឺទាក់ទងគ្នា ហើយភាពមិនអាចចល័តបានដាច់ខាតមិនមានអត្ថន័យរាងកាយទេ។ ផ្ទុយទៅវិញ នៅក្នុងលោហធាតុវិទ្យា ភាពអចល័តនៃកូអរដោណេគឺដាច់ខាត ហើយជាគោលការណ៍អាចត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយការសង្កេត។ ទ្រឹស្ដីពិសេសនៃការពឹងផ្អែក ពិពណ៌នាអំពីដំណើរការក្នុងចន្លោះពេល ដែលវាអាចធ្វើទៅបានដើម្បីញែកសមាសធាតុ spatial និង temporal ដោយប្រើការបំប្លែង Lorentz ក្នុងវិធីជាច្រើនដែលគ្មានកំណត់។ Cosmological space-time ផ្ទុយទៅវិញ តាមធម្មជាតិ បំបែកទៅជាលំហពង្រីកកោង និងពេលវេលាលោហធាតុតែមួយ។ ក្នុងករណីនេះល្បឿននៃការធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយអាចលើសពីល្បឿននៃពន្លឺច្រើនដង។
Lemaitre ត្រលប់មកសហរដ្ឋអាមេរិកវិញបានស្នើថាការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយកើតឡើងដោយសារតែការពង្រីកលំហដែល "លាតសន្ធឹង" រលកពន្លឺ។ ឥឡូវនេះ គាត់បានបង្ហាញវាតាមគណិតវិទ្យា។ 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 ជាភាសាបារាំងនៅក្នុងទស្សនាវដ្តី Annals of the Brussels Scientific Society ។ វាត្រូវបានគេជឿថានេះជាហេតុផលចម្បងដែលដំបូងឡើយនាងស្ទើរតែមិនមាននរណាកត់សម្គាល់ (សូម្បីតែដោយគ្រូរបស់គាត់ Eddington) ។ ពិតហើយ នៅរដូវស្លឹកឈើជ្រុះឆ្នាំនោះ Lemaitre អាចពិភាក្សាពីការរកឃើញរបស់គាត់ជាមួយ Einstein ហើយបានរៀនពីគាត់អំពីលទ្ធផលរបស់ Friedmann ។ អ្នកបង្កើតទំនាក់ទំនងទូទៅមិនមានការជំទាស់ខាងបច្ចេកទេសទេ ប៉ុន្តែគាត់ពិតជាមិនជឿលើការពិតជាក់ស្តែងនៃគំរូរបស់ Lemaître (ដូចជាគាត់មិនទទួលយកការសន្និដ្ឋានរបស់ Friedmann មុននេះទេ)។
តារាង Hubble
ទន្ទឹមនឹងនេះដែរនៅចុងទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 Hubble និង Humason បានបង្ហាញទំនាក់ទំនងលីនេអ៊ែររវាងចម្ងាយរហូតដល់ 24 កាឡាក់ស៊ី និងល្បឿនរ៉ាឌីកាល់របស់ពួកគេដែលត្រូវបានគណនា (ភាគច្រើនដោយ Slifer) ពី redshifts ។ Hubble បានសន្និដ្ឋានពីនេះថាល្បឿនរ៉ាឌីកាល់នៃកាឡាក់ស៊ីគឺសមាមាត្រដោយផ្ទាល់ទៅនឹងចម្ងាយរបស់វា។ មេគុណនៃសមាមាត្រនេះឥឡូវនេះត្រូវបានកំណត់ H0 ហើយត្រូវបានគេហៅថាប៉ារ៉ាម៉ែត្រ Hubble (យោងតាមទិន្នន័យចុងក្រោយបង្អស់វាខ្ពស់ជាងបន្តិច 70 (km / s) / megaparsec) ។
ក្រដាសរបស់ Hubble ដែលមានទំនាក់ទំនងលីនេអ៊ែររវាងល្បឿនកាឡាក់ស៊ី និងចម្ងាយត្រូវបានបោះពុម្ពនៅដើមឆ្នាំ 1929 ។ កាលពីមួយឆ្នាំមុន គណិតវិទូជនជាតិអាមេរិកវ័យក្មេងម្នាក់ឈ្មោះ Howard Robertson បានដើរតាម Lemaitre ក្នុងការទាញយកទំនាក់ទំនងនេះពីគំរូនៃសកលលោកដែលកំពុងពង្រីក ដែល Hubble ប្រហែលជាបានដឹង។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយគំរូនេះមិនត្រូវបានលើកឡើងដោយផ្ទាល់ឬដោយប្រយោលនៅក្នុងអត្ថបទដ៏ល្បីល្បាញរបស់គាត់ទេ។ ក្រោយមក Hubble បានសម្តែងការងឿងឆ្ងល់ថា ល្បឿនដែលលេចឡើងក្នុងរូបមន្តរបស់គាត់ពិតជាពិពណ៌នាអំពីចលនារបស់កាឡាក់ស៊ីក្នុងលំហខាងក្រៅ 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 ។ ក្នុងឆ្នាំដដែលនោះ Einstein បានយល់ស្របនឹងការសន្និដ្ឋានរបស់ Lemaitre ហើយមួយឆ្នាំក្រោយមក រួមជាមួយ de Sitter គាត់បានបង្កើតគំរូនៃសកលលោកដែលពង្រីកជាមួយនឹងលំហរ និងពេលវេលាកោង។ ម៉ូដែលនេះដោយសារតែភាពសាមញ្ញរបស់វា មានការពេញនិយមយ៉ាងខ្លាំងក្នុងចំណោមអ្នកជំនាញខាងលោហធាតុ។
ក្នុងឆ្នាំ 1931 ដូចគ្នា Lemaitre បានបោះពុម្ពផ្សាយសង្ខេប (និងដោយគ្មានគណិតវិទ្យាណាមួយ) ការពិពណ៌នាអំពីគំរូមួយផ្សេងទៀតនៃសកលលោកដែលរួមបញ្ចូលគ្នារវាង cosmology និង quantum mechanics ។ នៅក្នុងគំរូនេះ គ្រាដំបូងគឺការផ្ទុះនៃអាតូមបឋម (Lemaitre ហៅវាថា quantum) ដែលបណ្តាលឱ្យកើនឡើងទាំងលំហ និងពេលវេលា។ ដោយសារទំនាញផែនដីបន្ថយល្បឿននៃការពង្រីកចក្រវាឡដែលទើបនឹងកើត ល្បឿនរបស់វាថយចុះ - វាអាចទៅរួចដែលស្ទើរតែដល់សូន្យ។ Lemaitre ក្រោយមកបានណែនាំនូវថេរលោហធាតុទៅក្នុងគំរូរបស់គាត់ ដែលបណ្តាលឱ្យសកលលោកចូលទៅក្នុងស្ថានភាពស្ថិរភាពនៃការពន្លឿនការពង្រីកតាមពេលវេលា។ ដូច្នេះគាត់បានគិតទុកជាមុនទាំងគំនិតនៃ Big Bang និងគំរូលោហធាតុទំនើបដែលគិតគូរពីវត្តមាននៃថាមពលងងឹត។ ហើយនៅឆ្នាំ 1933 គាត់បានកំណត់អត្តសញ្ញាណថេរនៃលោហធាតុវិទ្យាជាមួយនឹងដង់ស៊ីតេថាមពលទំនេរ ដែលគ្មាននរណាម្នាក់ធ្លាប់គិតពីមុនមក។ វាពិតជាអស្ចារ្យណាស់ដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រម្នាក់នេះ ពិតជាសក្តិសមនឹងចំណងជើងនៃអ្នករកឃើញការពង្រីកចក្រវាឡ នៅមុនពេលវេលារបស់គាត់!
សម្ភារៈពី Uncyclopedia
ការវិភាគលទ្ធផលនៃការសង្កេតនៃកាឡាក់ស៊ី និងវិទ្យុសកម្ម relic តារាវិទូបានសន្និដ្ឋានថាការចែកចាយរូបធាតុនៅក្នុងសកលលោក (តំបន់នៃអវកាសដែលបានសិក្សាលើសពី 100 Mpc នៅក្នុងអង្កត់ផ្ចិត) គឺឯកសណ្ឋាន និង isotropic ពោលគឺមិនអាស្រ័យលើទីតាំង និង ទិសដៅក្នុងលំហ (សូមមើល Cosmology) ។ ហើយលក្ខណៈសម្បត្តិនៃលំហបែបនេះ យោងតាមទ្រឹស្ដីនៃទំនាក់ទំនង ជៀសមិនផុតពីការផ្លាស់ប្តូរតាមពេលវេលានៅក្នុងចម្ងាយរវាងសាកសពដែលបំពេញសកលលោក ពោលគឺ សកលលោកត្រូវតែពង្រីក ឬចុះកិច្ចសន្យា ហើយការសង្កេតបង្ហាញពីការពង្រីក។
ការពង្រីកសកលលោកមានភាពខុសប្លែកគ្នាយ៉ាងខ្លាំងពីការពង្រីកធម្មតានៃរូបធាតុ ឧទាហរណ៍ពីការពង្រីកឧស្ម័ននៅក្នុងស៊ីឡាំង។ ឧស្ម័នពង្រីកផ្លាស់ប្តូរទីតាំងរបស់ piston នៅក្នុងស៊ីឡាំងប៉ុន្តែស៊ីឡាំងនៅតែមិនផ្លាស់ប្តូរ។ នៅក្នុងសកលលោកមានការពង្រីកនៃលំហទាំងអស់ទាំងមូល។ ដូច្នេះហើយ សំណួរដែលការពង្រីកកើតឡើងបាត់បង់អត្ថន័យរបស់វានៅក្នុងសកលលោក។ ការពង្រីកនេះធ្វើឡើងក្នុងទ្រង់ទ្រាយធំ។ នៅក្នុងប្រព័ន្ធផ្កាយ កាឡាក់ស៊ី ចង្កោម និង superclusters នៃកាឡាក់ស៊ី ការពង្រីកមិនកើតឡើងទេ។ ប្រព័ន្ធទំនាញទំនាញបែបនេះគឺដាច់ឆ្ងាយពីការពង្រីកទូទៅនៃសកលលោក។
ការសន្និដ្ឋានដែលចក្រវាឡកំពុងពង្រីកត្រូវបានគាំទ្រដោយការសង្កេតនៃការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនៅក្នុងវិសាលគមនៃកាឡាក់ស៊ី។
អនុញ្ញាតឱ្យសញ្ញាពន្លឺត្រូវបានបញ្ជូនពីចំណុចខ្លះក្នុងលំហនៅពីរវិនាទី ដែលត្រូវបានសង្កេតឃើញនៅចំណុចមួយផ្សេងទៀតក្នុងលំហ។
ដោយសារតែការផ្លាស់ប្តូរមាត្រដ្ឋាននៃសកលលោក ពោលគឺការកើនឡើងនៃចម្ងាយរវាងចំណុចនៃការបំភាយ និងការសង្កេតពន្លឺ សញ្ញាទីពីរត្រូវតែធ្វើដំណើរទៅចម្ងាយធំជាងសញ្ញាទីមួយ។ ហើយចាប់តាំងពីល្បឿននៃពន្លឺគឺថេរ, សញ្ញាទីពីរត្រូវបានពន្យារពេល; ចន្លោះពេលរវាងសញ្ញានៅចំណុចសង្កេតនឹងធំជាងនៅចំណុចនៃការចាកចេញរបស់ពួកគេ។ ការពន្យាពេលគឺកាន់តែធំ ចម្ងាយរវាងប្រភពនិងអ្នកសង្កេតកាន់តែធំ។ ស្តង់ដារធម្មជាតិនៃប្រេកង់គឺជាប្រេកង់នៃវិទ្យុសកម្មក្នុងអំឡុងពេលការផ្លាស់ប្តូរអេឡិចត្រូម៉ាញ៉េទិចនៅក្នុងអាតូម។ ដោយសារឥទ្ធិពលដែលបានពិពណ៌នានៃការពង្រីកសកលលោក ប្រេកង់នេះមានការថយចុះ។ ដូច្នេះ នៅពេលសង្កេតមើលវិសាលគមនៃការបំភាយនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗ ខ្សែទាំងអស់របស់វាគួរតែប្រែជាក្រហម បើប្រៀបធៀបទៅនឹងវិសាលគមមន្ទីរពិសោធន៍។ បាតុភូត redshift នេះគឺជាឥទ្ធិពល Doppler (សូមមើល Radial Velocity) ពី "ការដកថយ" ទៅវិញទៅមកនៃកាឡាក់ស៊ី ហើយត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងការពិត។
តម្លៃ redshift ត្រូវបានវាស់ដោយសមាមាត្រនៃប្រេកង់វិទ្យុសកម្មដែលបានផ្លាស់ប្តូរទៅកម្រិតដើម។ ការផ្លាស់ប្តូរប្រេកង់កាន់តែធំ ចម្ងាយកាន់តែច្រើនទៅកាន់កាឡាក់ស៊ីដែលបានសង្កេត។
ដូច្នេះ ដោយការវាស់ស្ទង់ redshift ពី spectra វាប្រែថាអាចកំណត់ល្បឿន v នៃកាឡាក់ស៊ី ដែលពួកវាផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីអ្នកសង្កេត។ ល្បឿនទាំងនេះទាក់ទងនឹងចម្ងាយ r ទៅកាន់អ្នកសង្កេតដោយច្បាប់ Hubble v = Hr; តម្លៃនៃ H ត្រូវបានគេហៅថាថេរ Hubble ។
ការកំណត់ពិតប្រាកដនៃតម្លៃនៃ H ត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងការលំបាកដ៏អស្ចារ្យ។ ដោយផ្អែកលើការសង្កេតរយៈពេលវែង តម្លៃ H ≈ (0.5÷1) 10 -10 ឆ្នាំ -1 បច្ចុប្បន្នត្រូវបានទទួលយក។
តម្លៃនៃ H នេះត្រូវគ្នាទៅនឹងការកើនឡើងនៃល្បឿនធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ី ដែលស្មើនឹងប្រហែល 50-100 គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោងសម្រាប់ចម្ងាយ megaparsec នីមួយៗ។
ច្បាប់របស់ Hubble ធ្វើឱ្យវាអាចប៉ាន់ប្រមាណចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយនៅចម្ងាយដ៏អស្ចារ្យពីការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនៃបន្ទាត់ដែលបានវាស់នៅក្នុងវិសាលគមរបស់ពួកគេ។
ច្បាប់នៃកាឡាក់ស៊ីធ្លាក់ចុះគឺបានមកពីការសង្កេតពីផែនដី (ឬអាចនិយាយបានថាមកពីកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង) ហើយដូច្នេះវាពិពណ៌នាអំពីការដកកាឡាក់ស៊ីចេញពីផែនដី (កាឡាក់ស៊ីរបស់យើង)។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ គេមិនអាចសន្និដ្ឋានបានថាវាជាផែនដី (កាឡាក់ស៊ីរបស់យើង) ដែលស្ថិតនៅចំកណ្តាលនៃការពង្រីកចក្រវាឡនោះទេ។ សំណង់ធរណីមាត្រសាមញ្ញបញ្ចុះបញ្ចូលយើងថាច្បាប់របស់ Hubble មានសុពលភាពសម្រាប់អ្នកសង្កេតការណ៍ដែលមានទីតាំងនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីណាមួយដែលចូលរួមក្នុងវិបត្តិសេដ្ឋកិច្ច។
ច្បាប់ពង្រីក Hubble បង្ហាញថានៅពេលដែលបញ្ហានៅក្នុងសកលលោកស្ថិតក្នុងលក្ខខណ្ឌនៃដង់ស៊ីតេខ្ពស់ខ្លាំង។ ពេលវេលាដែលបំបែកយើងចេញពីរដ្ឋនេះអាចត្រូវបានគេហៅថាជាយុគសម័យនៃសកលលោក។ វាត្រូវបានកំណត់ដោយតម្លៃ
t V ~ 1/H ≈ (10÷20) 10 9 ឆ្នាំ។
ដោយសារល្បឿននៃពន្លឺមានកំណត់ យុគសម័យកំណត់នៃសាកលលោកត្រូវគ្នាទៅនឹងតំបន់កំណត់នៃចក្រវាឡ ដែលយើងអាចសង្កេតឃើញនៅពេលបច្ចុប្បន្ន។ ក្នុងករណីនេះ ផ្នែកដែលអាចសង្កេតបានដាច់ស្រយាលបំផុតនៃសកលលោក ទាក់ទងទៅនឹងពេលវេលាដំបូងបំផុតនៃការវិវត្តរបស់វា។ នៅពេលនេះ ភាគល្អិតបឋមចម្រុះអាចកើត និងធ្វើអន្តរកម្មនៅក្នុងសកលលោក។ ការវិភាគដំណើរការដែលបានកើតឡើងដោយមានការចូលរួមពីភាគល្អិតបែបនេះនៅក្នុងវិនាទីទីមួយនៃការពង្រីកចក្រវាឡ ទ្រឹស្ដី cosmology ដោយផ្អែកលើទ្រឹស្ដីនៃភាគល្អិតបឋម ស្វែងរកចម្លើយចំពោះសំណួរថាហេតុអ្វីបានជាគ្មានវត្ថុធាតុនៅក្នុងសកលលោក និងសូម្បីតែហេតុអ្វី។ សកលលោកកំពុងពង្រីក។
ការទស្សន៍ទាយជាច្រើននៃទ្រឹស្ដីអំពីដំណើរការរូបវិទ្យានៃភាគល្អិតបឋមសំដៅទៅលើតំបន់ថាមពលដែលមិនអាចទទួលបាននៅក្នុងលក្ខខណ្ឌមន្ទីរពិសោធន៍ដីគោកទំនើប ឧទាហរណ៍នៅក្នុងឧបករណ៍បង្កើនល្បឿន។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅក្នុងរយៈពេលរហូតដល់វិនាទីដំបូងនៃការពង្រីកសកលលោក ភាគល្អិតដែលមានថាមពលបែបនេះគួរតែមាន។ ដូច្នេះ អ្នករូបវិទ្យាចាត់ទុកចក្រវាឡដែលកំពុងពង្រីកជាមន្ទីរពិសោធន៍ធម្មជាតិនៃភាគល្អិតបឋម។
នៅក្នុងមន្ទីរពិសោធន៍នេះ មនុស្សម្នាក់អាចអនុវត្ត "ការពិសោធគំនិត" វិភាគពីរបៀបដែលអត្ថិភាពនៃភាគល្អិតជាក់លាក់មួយនឹងប៉ះពាល់ដល់ដំណើរការរូបវិទ្យានៅក្នុងសកលលោក របៀបដែលការទស្សន៍ទាយទ្រឹស្តីមួយ ឬមួយផ្សេងទៀតនឹងបង្ហាញឱ្យឃើញដោយខ្លួនវាផ្ទាល់នៅក្នុងការសង្កេតតារាសាស្ត្រ។
ទ្រឹស្តីនៃភាគល្អិតបឋមគឺពាក់ព័ន្ធនឹងការពន្យល់នៃ "ម៉ាស់លាក់" នៃសកលលោក។ ដើម្បីពន្យល់ពីរបៀបដែលកាឡាក់ស៊ីបង្កើតឡើង របៀបដែលពួកវាផ្លាស់ទីក្នុងចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ី និងលក្ខណៈពិសេសជាច្រើនទៀតនៃការចែកចាយរូបធាតុដែលមើលឃើញ វាចាំបាច់ណាស់ក្នុងការសន្មត់ថា ជាង 80% នៃម៉ាសនៃសកលលោកត្រូវបានលាក់ក្នុងទម្រង់ជា មើលមិនឃើញ ភាគល្អិតអន្តរកម្មខ្សោយ។ ក្នុងន័យនេះ នឺត្រុយណូសដែលមានម៉ាសមិនសូន្យ ក៏ដូចជាភាគល្អិតសម្មតិកម្មថ្មី ត្រូវបានពិភាក្សាយ៉ាងទូលំទូលាយនៅក្នុងលោហធាតុវិទ្យា។
សូម្បីតែតារាវិទូក៏មិនតែងតែទទួលបានការពង្រីកចក្រវាឡត្រឹមត្រូវដែរ។ ប៉េងប៉ោងបំប៉ោងគឺជាការប្រៀបធៀបដ៏ចំណាស់ ប៉ុន្តែល្អសម្រាប់ការពង្រីកសកលលោក។ កាឡាក់ស៊ីដែលមានទីតាំងនៅលើផ្ទៃបាល់គឺគ្មានចលនា ប៉ុន្តែនៅពេលដែលសកលលោកពង្រីក ចម្ងាយរវាងពួកវាក៏កើនឡើង ហើយទំហំនៃកាឡាក់ស៊ីខ្លួនឯងក៏មិនកើនឡើងដែរ។
នៅខែកក្កដា ឆ្នាំ 1965 អ្នកវិទ្យាសាស្ត្របានប្រកាសពីការរកឃើញសញ្ញាច្បាស់លាស់នៃការពង្រីកសកលលោកពីស្ថានភាពដំបូងដែលក្តៅជាង និងក្រាស់ជាង។ ពួកគេបានរកឃើញពន្លឺត្រជាក់នៃ Big Bang - CMB ។ ចាប់ពីពេលនោះមក ការពង្រីកនិងភាពត្រជាក់នៃសកលលោកបានបង្កើតមូលដ្ឋាននៃលោហធាតុវិទ្យា។ ការពង្រីក cosmological អនុញ្ញាតឱ្យយើងយល់ពីរបៀបដែលរចនាសម្ព័ន្ធសាមញ្ញត្រូវបានបង្កើតឡើងនិងរបៀបដែលពួកគេបានអភិវឌ្ឍបន្តិចម្តងទៅជាស្មុគស្មាញ។ 75 ឆ្នាំបន្ទាប់ពីការរកឃើញនៃការពង្រីកសកលលោក អ្នកវិទ្យាសាស្ត្រជាច្រើនមិនអាចជ្រាបចូលទៅក្នុងអត្ថន័យពិតរបស់វាបានទេ។ លោក James Peebles អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុនៅសាកលវិទ្យាល័យ Princeton ដែលសិក្សា CMB បានសរសេរក្នុងឆ្នាំ 1993 ថា "វាហាក់ដូចជាខ្ញុំថា សូម្បីតែអ្នកជំនាញក៏មិនដឹងថាសារៈសំខាន់ និងលទ្ធភាពនៃគំរូ Big Bang គឺជាអ្វីដែរ" ។
អ្នករូបវិទ្យាដ៏ល្បីល្បាញ អ្នកនិពន្ធសៀវភៅសិក្សាអំពីតារាសាស្ត្រ និងអ្នកនិយមវិទ្យាសាស្ត្រ ជួនកាលផ្តល់ការបកស្រាយមិនត្រឹមត្រូវ ឬបង្ខូចទ្រង់ទ្រាយនៃការពង្រីកចក្រវាឡ ដែលបង្កើតជាមូលដ្ឋាននៃគំរូ Big Bang ។ តើយើងមានន័យយ៉ាងណាពេលយើងនិយាយថាសកលលោកកំពុងពង្រីក? ដោយមិនសង្ស័យ កាលៈទេសៈដែលពួកគេកំពុងនិយាយអំពីការបង្កើនល្បឿននៃការពង្រីកគឺមានភាពច្របូកច្របល់ ហើយនេះធ្វើឱ្យយើងឆ្ងល់។
ទិដ្ឋភាពទូទៅ៖ កំហុសផ្នែកគ្រឿងសំអាង
* ការពង្រីកសកលលោក ដែលជាគោលគំនិតជាមូលដ្ឋានមួយនៃវិទ្យាសាស្រ្តសម័យទំនើប នៅតែត្រូវបានបកស្រាយខុសគ្នា។
* ពាក្យ "Big Bang" មិនគួរត្រូវបានយកតាមព្យញ្ជនៈទេ។ គាត់មិនមែនជាគ្រាប់បែកដែលផ្ទុះនៅចំកណ្តាលចក្រវាឡនោះទេ។ វាជាការផ្ទុះនៃលំហដោយខ្លួនវាដែលបានកើតឡើងនៅគ្រប់ទីកន្លែង ដូចជាផ្ទៃនៃប៉េងប៉ោងដែលរីកធំ។
* ការស្វែងយល់ពីភាពខុសគ្នារវាងការពង្រីកលំហ និងការពង្រីកលំហគឺមានសារៈសំខាន់ក្នុងការយល់ដឹងពីទំហំនៃចក្រវាឡ អត្រាដែលកាឡាក់ស៊ីកំពុងស្រកចុះ ក៏ដូចជាលទ្ធភាពនៃការសង្កេតតារាសាស្ត្រ និងលក្ខណៈនៃការបង្កើនល្បឿនពង្រីកដែលសកលលោកទំនងជាជួបប្រទះ។ .
* ម៉ូដែល Big Bang គ្រាន់តែពណ៌នាអំពីអ្វីដែលបានកើតឡើងបន្ទាប់ពីវា។
តើផ្នែកបន្ថែមគឺជាអ្វី?
នៅពេលដែលអ្វីមួយដែលធ្លាប់ស្គាល់បានពង្រីក ដូចជាកន្លែងសើម ឬចក្រភពរ៉ូម៉ាំង ពួកវាកាន់តែធំ ព្រំដែនរបស់ពួកគេផ្លាស់ទីដាច់ពីគ្នា ហើយពួកគេចាប់ផ្តើមកាន់កាប់ទំហំធំជាងនៅក្នុងលំហ។ ប៉ុន្តែសកលលោកហាក់បីដូចជាគ្មានដែនកំណត់ខាងរូបវន្ត ហើយវាគ្មានកន្លែងណាដែលអាចផ្លាស់ទីបានទេ។ ការពង្រីកសកលលោករបស់យើងគឺដូចជាការបំប៉ោងប៉េងប៉ោង។ ចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយកំពុងកើនឡើង។ ជាធម្មតា តារាវិទូនិយាយថា កាឡាក់ស៊ីកំពុងស្រកចុះ ឬរត់ចេញពីយើង ប៉ុន្តែមិនផ្លាស់ទីតាមលំហ ដូចជាបំណែកនៃ "គ្រាប់បែក Big Bang" នោះទេ។ តាមពិត ចន្លោះរវាងយើង និងកាឡាក់ស៊ីកំពុងពង្រីក ដោយផ្លាស់ទីយ៉ាងច្របូកច្របល់នៅខាងក្នុងក្រុមដែលមិនមានចលនា។ CMB បំពេញសកលលោក និងបម្រើជាស៊ុមយោង ដូចជាផ្ទៃកៅស៊ូនៃប៉េងប៉ោង ដែលប្រឆាំងនឹងចលនាដែលអាចវាស់វែងបាន។
ដោយនៅខាងក្រៅបាល់ យើងឃើញថាការពង្រីកផ្ទៃកោងពីររបស់វាអាចធ្វើទៅបានលុះត្រាតែវាស្ថិតនៅក្នុងលំហបីវិមាត្រ។ នៅក្នុងវិមាត្រទីបី ចំណុចកណ្តាលនៃបាល់មានទីតាំងនៅ ហើយផ្ទៃរបស់វាពង្រីកទៅក្នុងបរិមាណជុំវិញវា។ ដោយផ្អែកលើចំណុចនេះ គេអាចសន្និដ្ឋានបានថា ការពង្រីកនៃពិភពលោកបីវិមាត្ររបស់យើង ទាមទារឱ្យមានវត្តមាននៃវិមាត្រទីបួននៅក្នុងលំហ។ ប៉ុន្តែយោងទៅតាមទ្រឹស្ដីទូទៅរបស់អែងស្តែង លំហគឺថាមវន្ត៖ វាអាចពង្រីក បង្រួម និងពត់បាន។
ស្ទះចរាចរណ៍
សកលលោកគឺគ្រប់គ្រាន់ដោយខ្លួនឯង។ វាមិនតម្រូវឱ្យមានមជ្ឈមណ្ឌលដើម្បីពង្រីកពីវា ឬកន្លែងទំនេរនៅខាងក្រៅ (កន្លែងណាក៏ដោយ) ដើម្បីពង្រីកនៅទីនោះ។ វាជាការពិតដែលថាទ្រឹស្ដីថ្មីមួយចំនួនដូចជាទ្រឹស្តីខ្សែអក្សរ កំណត់វិមាត្របន្ថែម ប៉ុន្តែពួកគេមិនត្រូវការទេ នៅពេលដែលសកលលោកបីវិមាត្ររបស់យើងពង្រីក។
នៅក្នុងសកលលោករបស់យើង ដូចជានៅលើផ្ទៃនៃប៉េងប៉ោងមួយ វត្ថុទាំងអស់ផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីវត្ថុផ្សេងទៀត។ ដូច្នេះ Big Bang មិនមែនជាការផ្ទុះនៅក្នុងលំហទេ ប៉ុន្តែជាការផ្ទុះនៃលំហរដោយខ្លួនវាផ្ទាល់ ដែលមិនបានកើតឡើងនៅទីតាំងជាក់លាក់ណាមួយ ហើយបន្ទាប់មកពង្រីកចូលទៅក្នុងចន្លោះប្រហោងជុំវិញនោះ។ វាបានកើតឡើងនៅគ្រប់ទីកន្លែងក្នុងពេលតែមួយ។
តើ BIG BANG មានលក្ខណៈបែបណា?
ខុស៖ សកលលោកបានកើតនៅពេលដែលរូបធាតុ ដូចជាគ្រាប់បែកបានផ្ទុះនៅកន្លែងជាក់លាក់មួយ។ សម្ពាធគឺខ្ពស់នៅកណ្តាល និងទាបនៅក្នុងចន្លោះប្រហោងជុំវិញ ដែលបណ្តាលឱ្យបញ្ហាពង្រីក។
ស្តាំ៖ វាជាការផ្ទុះនៃលំហដោយខ្លួនវាដែលកំណត់រូបធាតុក្នុងចលនា។ លំហ និងពេលវេលារបស់យើងមានប្រភពចេញពី Big Bang ហើយចាប់ផ្តើមពង្រីក។ មិនមានមជ្ឈមណ្ឌលនៅកន្លែងណាទេ ពីព្រោះ លក្ខខណ្ឌគឺដូចគ្នានៅគ្រប់ទីកន្លែង មិនមានសម្ពាធធ្លាក់ចុះលក្ខណៈនៃការផ្ទុះធម្មតា។
ប្រសិនបើយើងស្រមៃថាយើងកំពុងដំណើរការខ្សែភាពយន្តនេះក្នុងលំដាប់បញ្ច្រាស យើងនឹងឃើញពីរបៀបដែលគ្រប់តំបន់នៃសកលលោកត្រូវបានបង្រួម ហើយកាឡាក់ស៊ីបញ្ចូលគ្នារហូតដល់ពួកគេទាំងអស់បុកគ្នាជា Big Bang ដូចជារថយន្តដែលកំពុងស្ទះចរាចរណ៍។ ប៉ុន្តែការប្រៀបធៀបមិនពេញលេញទេ។ ប្រសិនបើវាជាឧបទ្ទវហេតុនោះ អ្នកអាចជៀសវាងការកកស្ទះចរាចរណ៍ដោយស្តាប់របាយការណ៍អំពីវាតាមវិទ្យុ។ ប៉ុន្តែ Big Bang គឺជាមហន្តរាយដែលមិនអាចជៀសបាន។ វាដូចជាផ្ទៃផែនដី និងផ្លូវទាំងអស់នៅលើវាត្រូវបានកំទេច ប៉ុន្តែរថយន្តនៅតែមានទំហំដូចគ្នា។ នៅទីបំផុតរថយន្តនឹងបុកគ្នា ហើយគ្មានវិទ្យុទាក់ទងណាអាចរារាំងវាបានឡើយ។ បន្ទុះក៏ដូចគ្នាដែរ៖ វាបានកើតឡើងនៅគ្រប់ទីកន្លែង មិនដូចការបំផ្ទុះគ្រាប់បែក ដែលកើតឡើងនៅចំណុចជាក់លាក់មួយ ហើយបំណែកខ្ចាត់ខ្ចាយនៅគ្រប់ទិសទី។
ទ្រឹស្ដី Big Bang មិនផ្តល់ឱ្យយើងនូវព័ត៌មានអំពីទំហំនៃចក្រវាឡ ឬសូម្បីតែថាតើវាមានកំណត់ ឬគ្មានកំណត់នោះទេ។ ទ្រឹស្ដីនៃការពឹងផ្អែក ពិពណ៌នាអំពីរបៀបដែលតំបន់នីមួយៗនៃលំហរពង្រីក ប៉ុន្តែមិននិយាយអំពីទំហំ ឬរូបរាងទេ។ ជួនកាល អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុវិទ្យាអះអាងថា ចក្រវាឡពីមុនមិនធំជាងផ្លែក្រូចថ្លុងទេ ប៉ុន្តែពួកគេគ្រាន់តែមានន័យថាផ្នែករបស់វា ដែលយើងអាចសង្កេតឃើញឥឡូវនេះ។
ប្រជាជននៅ Andromeda Nebula ឬកាឡាក់ស៊ីផ្សេងទៀតមានចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតបាន។ អ្នកសង្កេតការណ៍នៅ Andromeda អាចមើលឃើញកាឡាក់ស៊ីដែលមិនអាចចូលទៅដល់ពួកយើងបាន ដោយគ្រាន់តែពួកគេនៅជិតពួកគេបន្តិច។ ប៉ុន្តែពួកគេមិនអាចសញ្ជឹងគិតពីអ្វីដែលយើងពិចារណានោះទេ។ ចក្រវាឡដែលអាចសង្កេតមើលបានរបស់ពួកគេក៏មានទំហំប៉ុនផ្លែក្រូចថ្លុងដែរ។ អ្នកអាចស្រមៃថាចក្រវាឡដំបូងប្រៀបដូចជាផ្លែឈើមួយបាច់ដែលលាតសន្ធឹងមិនដាច់ពីគ្នាគ្រប់ទិសទី។ ដូច្នេះការយល់ឃើញថា Big Bang គឺ "តូច" គឺខុស។ លំហនៃសកលលោកគឺគ្មានដែនកំណត់។ ហើយមិនថាអ្នកបង្ហាប់វាដោយរបៀបណាទេ វានឹងនៅតែដដែល។
លឿនជាងពន្លឺ
ការយល់ខុសក៏ត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់ជាមួយនឹងការពិពណ៌នាបរិមាណនៃផ្នែកបន្ថែមផងដែរ។ អត្រាចម្ងាយរវាងកាឡាក់ស៊ីកំពុងកើនឡើងតាមលំនាំសាមញ្ញដែលកំណត់ដោយតារាវិទូអាមេរិក Edwin Hubble ក្នុងឆ្នាំ 1929៖ ល្បឿនធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ី v គឺសមាមាត្រដោយផ្ទាល់ទៅនឹងចម្ងាយរបស់វាពីយើង d ឬ v = Hd ។ មេគុណនៃសមាមាត្រ H ត្រូវបានគេហៅថាថេរ Hubble និងកំណត់អត្រានៃការពង្រីកលំហទាំងជុំវិញខ្លួនយើង និងជុំវិញអ្នកសង្កេតការណ៍ណាមួយនៅក្នុងសកលលោក។
អ្នកខ្លះយល់ច្រលំដោយការពិតដែលថាមិនមែនកាឡាក់ស៊ីទាំងអស់គោរពច្បាប់របស់ Hubble នោះទេ។ កាឡាក់ស៊ីដ៏ធំដែលនៅជិតយើងបំផុត (Andromeda) ជាទូទៅផ្លាស់ទីឆ្ពោះទៅរកយើង ហើយមិនឆ្ងាយពីយើងទេ។ មានករណីលើកលែងបែបនេះ ចាប់តាំងពីច្បាប់របស់ Hubble ពិពណ៌នាអំពីអាកប្បកិរិយាជាមធ្យមនៃកាឡាក់ស៊ី។ ប៉ុន្តែពួកវានីមួយៗក៏អាចមានចលនាតូចមួយរបស់វាដែរ ចាប់តាំងពីឥទ្ធិពលទំនាញរបស់កាឡាក់ស៊ីមកលើគ្នាទៅវិញទៅមក ដូចជាឧទាហរណ៍ Galaxy និង Andromeda របស់យើង។ កាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗក៏មានល្បឿនច្របូកច្របល់តូចដែរ ប៉ុន្តែនៅចម្ងាយដ៏ច្រើនពីយើង (សម្រាប់តម្លៃដ៏ច្រើននៃ d) ល្បឿនចៃដន្យទាំងនេះមានតិចតួចតិចតួចប្រឆាំងនឹងផ្ទៃខាងក្រោយនៃល្បឿនធ្លាក់ចុះដ៏ធំ (v) ។ ដូច្នេះសម្រាប់កាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ ច្បាប់របស់ Hubble ត្រូវបានបំពេញដោយភាពត្រឹមត្រូវខ្ពស់។
យោងទៅតាមច្បាប់របស់ Hubble សកលលោកមិនពង្រីកក្នុងអត្រាថេរទេ។ កាឡាក់ស៊ីមួយចំនួនកំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងក្នុងល្បឿន 1 ពាន់គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង កាឡាក់ស៊ីខ្លះទៀតនៅឆ្ងាយជាងពីរដងក្នុងល្បឿន 2 ពាន់គីឡូម៉ែត្រក្នុងមួយម៉ោង។ល។ ដូច្នេះ ច្បាប់របស់ Hubble បង្ហាញថា ចាប់ផ្តើមពីចម្ងាយជាក់លាក់មួយ ដែលហៅថាចម្ងាយ Hubble កាឡាក់ស៊ីផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយក្នុងល្បឿន superluminal ។ សម្រាប់តម្លៃវាស់នៃថេរ Hubble ចម្ងាយនេះគឺប្រហែល 14 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។
ប៉ុន្តែតើទ្រឹស្តីនៃទំនាក់ទំនងពិសេសរបស់អែងស្តែងនិយាយថា គ្មានវត្ថុណាអាចធ្វើដំណើរលឿនជាងល្បឿននៃពន្លឺទេ? សំណួរនេះបានធ្វើឱ្យសិស្សជាច្រើនជំនាន់មានការងឿងឆ្ងល់។ ហើយចម្លើយគឺថាទ្រឹស្តីពិសេសនៃទំនាក់ទំនងគឺអាចអនុវត្តបានតែចំពោះល្បឿន "ធម្មតា" ប៉ុណ្ណោះ - ចលនាក្នុងលំហ។ ច្បាប់របស់ Hubble គឺនិយាយអំពីអត្រានៃការដកចេញដែលបណ្តាលមកពីការពង្រីកលំហដោយខ្លួនវា មិនមែនចលនាតាមរយៈលំហ។ ឥទ្ធិពលនៃទ្រឹស្តីទូទៅនៃការពឹងផ្អែកនេះ មិនមែនជាកម្មវត្ថុនៃទ្រឹស្តីពិសេសនៃទំនាក់ទំនង។ វត្តមាននៃល្បឿនដកយកលើសពីល្បឿននៃពន្លឺ មិនបំពានលើទ្រឹស្តីឯកជននៃទំនាក់ទំនងទេ។ វានៅតែជាការពិតដែលគ្មាននរណាម្នាក់អាចចាប់បានជាមួយនឹងធ្នឹមនៃពន្លឺ។
តើកាឡាក់ស៊ីអាចចូលនិវត្តន៍ក្នុងល្បឿនខ្ពស់ជាងល្បឿនពន្លឺបានទេ?
ខុស៖ ទ្រឹស្ដីពិសេសនៃការទាក់ទងគ្នារបស់អែងស្តែងហាមមិនឱ្យមានការនេះ។ ពិចារណាតំបន់នៃលំហដែលមានកាឡាក់ស៊ីជាច្រើន។ ដោយសារតែការពង្រីករបស់វា កាឡាក់ស៊ីកំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើង។ កាឡាក់ស៊ីកាន់តែឆ្ងាយ ល្បឿនរបស់វាកាន់តែធំ (ព្រួញក្រហម)។ ប្រសិនបើល្បឿននៃពន្លឺមានដែនកំណត់នោះ ល្បឿននៃការដកយកចេញគួរតែនៅជាយថាហេតុ។
ស្តាំ៖ ជាការពិតណាស់ពួកគេអាច។ ទ្រឹស្តីឯកជននៃទំនាក់ទំនងមិនគិតពីល្បឿននៃការដកចេញទេ។ ល្បឿននៃការដកចេញកើនឡើងឥតកំណត់ជាមួយនឹងចម្ងាយ។ លើសពីចម្ងាយជាក់លាក់មួយ ហៅថាចម្ងាយ Hubble វាលើសពីល្បឿនពន្លឺ។ នេះមិនមែនជាការរំលោភលើទ្រឹស្ដីនៃទំនាក់ទំនងទេ ព្រោះការដកចេញគឺមិនមែនដោយសារចលនាក្នុងលំហទេ ប៉ុន្តែដោយការពង្រីកលំហរខ្លួនឯង។
តើវាអាចទៅរួចទេក្នុងការមើលកាឡាក់ស៊ីថយក្រោយលឿនជាងពន្លឺ?
ខុស៖ មិនមែនជាការពិតទេ។ ពន្លឺពីកាឡាក់ស៊ីបែបនេះធ្វើដំណើរជាមួយពួកគេ។ អនុញ្ញាតឱ្យកាឡាក់ស៊ីនៅខាងក្រៅចម្ងាយ Hubble (ស្វ៊ែរ) i.e. ផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងលឿនជាងល្បឿនពន្លឺ។ វាបញ្ចេញ photon (សម្គាល់ពណ៌លឿង)។ នៅពេលដែល photon ហោះកាត់លំហ លំហរខ្លួនវាក៏ពង្រីក។ ចម្ងាយទៅផែនដីកើនឡើងលឿនជាងហ្វូតុងធ្វើដំណើរទៅទៀត។ គាត់នឹងមិនដែលទៅដល់យើងទេ។
ស្តាំ៖ ជាការពិតណាស់អ្នកអាចធ្វើបានដោយសារតែអត្រានៃការពង្រីកផ្លាស់ប្តូរតាមរយៈពេលវេលា។ ដំបូងឡើយ ហ្វូតុនពិតជាត្រូវបានផ្លុំចេញដោយការពង្រីក។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ចម្ងាយ Hubble មិនថេរទេ៖ វាកើនឡើង ហើយនៅទីបំផុត ហ្វូតុនអាចធ្លាក់ចូលទៅក្នុងលំហ Hubble ។ នៅពេលដែលវាកើតឡើង ហ្វូតុននឹងធ្វើដំណើរលឿនជាងផែនដីកំពុងផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយ ហើយវានឹងអាចទៅដល់យើង។
ការលាតសន្ធឹង Photon
ការសង្កេតដំបូងដែលបង្ហាញថាសកលលោកកំពុងពង្រីកត្រូវបានធ្វើឡើងនៅចន្លោះឆ្នាំ 1910 និង 1930។ នៅក្នុងមន្ទីរពិសោធន៍ អាតូមបញ្ចេញ និងស្រូបពន្លឺជានិច្ចនៅកម្រិតរលកជាក់លាក់។ ដូចគ្នានេះដែរត្រូវបានគេសង្កេតឃើញនៅក្នុងវិសាលគមនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ ប៉ុន្តែជាមួយនឹងការផ្លាស់ប្តូរទៅតំបន់រលកវែង។ តារាវិទូនិយាយថា វិទ្យុសកម្មរបស់កាឡាក់ស៊ីមានការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហម។ ការពន្យល់គឺសាមញ្ញ៖ នៅពេលដែលលំហរពង្រីក រលកពន្លឺលាតសន្ធឹង ដូច្នេះហើយចុះខ្សោយ។ ប្រសិនបើក្នុងអំឡុងពេលដែលរលកពន្លឺបានមកដល់យើង សកលលោកកើនឡើងទ្វេដង នោះរលកពន្លឺកើនឡើងទ្វេដង ហើយថាមពលរបស់វាចុះខ្សោយពាក់កណ្តាល។
សម្មតិកម្មភាពអស់កម្លាំង
រាល់ពេលដែល Scientific American បោះពុម្ពអត្ថបទមួយស្តីពី cosmology អ្នកអានជាច្រើនសរសេរមកពួកយើងថាពួកគេគិតថាកាឡាក់ស៊ីពិតជាមិនផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងទេ ហើយថាការពង្រីកលំហគឺជាការបំភាន់។ ពួកគេជឿថាការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហមនៅក្នុងវិសាលគមនៃកាឡាក់ស៊ីគឺបណ្តាលមកពីអ្វីមួយដូចជា "អស់កម្លាំង" ពីការធ្វើដំណើរដ៏វែងឆ្ងាយ។ ដំណើរការដែលមិនស្គាល់មួយចំនួនបណ្តាលឱ្យពន្លឺដែលសាយភាយតាមរយៈលំហ បាត់បង់ថាមពល ហើយដូច្នេះប្រែទៅជាពណ៌ក្រហម។
សម្មតិកម្មនេះមានអាយុកាលជាងកន្លះសតវត្ស ហើយនៅ glance ដំបូងវាមើលទៅសមហេតុផល។ ប៉ុន្តែវាមិនស្របនឹងការសង្កេតទាំងស្រុងទេ។ ជាឧទាហរណ៍ នៅពេលដែលផ្កាយមួយផ្ទុះដូច supernova នោះវាឆេះឡើង ហើយបន្ទាប់មកក៏ស្រអាប់។ ដំណើរការទាំងមូលត្រូវចំណាយពេលប្រហែលពីរសប្តាហ៍សម្រាប់ supernova នៃប្រភេទដែលតារាវិទូប្រើដើម្បីកំណត់ចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ី។ ក្នុងអំឡុងពេលនេះ supernova បញ្ចេញស្ទ្រីមនៃ photons ។ សម្មតិកម្មភាពអស់កម្លាំងស្រាលនិយាយថា ក្នុងអំឡុងពេលធ្វើដំណើរ ហ្វូតុងនឹងបាត់បង់ថាមពល ប៉ុន្តែអ្នកសង្កេតការណ៍នឹងនៅតែទទួលបានស្ទ្រីមនៃហ្វូតុនដែលមានរយៈពេលពីរសប្តាហ៍។
ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅក្នុងការពង្រីកលំហ មិនត្រឹមតែហ្វូតុងខ្លួនឯងត្រូវបានលាតសន្ធឹង (ហើយដូច្នេះបាត់បង់ថាមពល) ប៉ុន្តែចរន្តរបស់ពួកគេក៏លាតសន្ធឹងផងដែរ។ ដូច្នេះហើយ វាត្រូវចំណាយពេលច្រើនជាងពីរសប្តាហ៍សម្រាប់ហ្វូតុងទាំងអស់ដើម្បីទៅដល់ផែនដី។ ការសង្កេតបញ្ជាក់ពីឥទ្ធិពលនេះ។ ការផ្ទុះ supernova នៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីដែលមានការផ្លាស់ប្តូរក្រហមនៃ 0.5 ត្រូវបានគេសង្កេតឃើញរយៈពេល 3 សប្តាហ៍ហើយនៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីដែលមានការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហមនៃ 1 - ក្នុងមួយខែ។
សម្មតិកម្មនៃភាពអស់កម្លាំងពន្លឺក៏ផ្ទុយនឹងការសង្កេតនៃវិសាលគម CMB និងការវាស់វែងនៃពន្លឺផ្ទៃនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ។ វាដល់ពេលដែលត្រូវដាក់ "ពន្លឺនឿយហត់" (Charles Lineweaver និង Tamara Davis) ដើម្បីសម្រាក។
Supernovae ដូចជាមួយនៅក្នុងចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ី Virgo ជួយវាស់ស្ទង់ការពង្រីកលោហធាតុ។ លក្ខណៈសម្បត្តិដែលអាចសង្កេតបានរបស់ពួកគេបានបដិសេធទ្រឹស្ដីលោហធាតុជំនួសដែលអវកាសមិនពង្រីក។
ដំណើរការអាចត្រូវបានពិពណ៌នានៅក្នុងលក្ខខណ្ឌនៃសីតុណ្ហភាព។ ហ្វូតុនដែលបញ្ចេញដោយរាងកាយមានការចែកចាយថាមពលដែលជាទូទៅត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយសីតុណ្ហភាពដែលបង្ហាញពីរបៀបដែលរាងកាយក្តៅ។ នៅពេលដែល photons ផ្លាស់ទីតាមរយៈកន្លែងពង្រីក ពួកវាបាត់បង់ថាមពល ហើយសីតុណ្ហភាពរបស់វាថយចុះ។ ដូច្នេះ សាកលលោកត្រជាក់នៅពេលវាពង្រីក ដូចជាខ្យល់ដែលបានបង្ហាប់ចេញពីប៉េងប៉ោងរបស់អ្នកមុជទឹក។ ជាឧទាហរណ៍ CMB ឥឡូវនេះមានសីតុណ្ហភាពប្រហែល 3 K ខណៈពេលដែលវាកើតនៅសីតុណ្ហភាពប្រហែល 3000 K។ ប៉ុន្តែចាប់តាំងពីពេលនោះមក សកលលោកបានបង្កើនទំហំដោយកត្តា 1000 ហើយសីតុណ្ហភាពនៃហ្វូតុងបានថយចុះ។ ដោយកត្តាដូចគ្នា។ ដោយការសង្កេតឧស្ម័ននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ តារាវិទូវាស់សីតុណ្ហភាពនៃវិទ្យុសកម្មនេះដោយផ្ទាល់នៅក្នុងអតីតកាលឆ្ងាយ។ ការវាស់វែងបញ្ជាក់ថាសកលលោកកំពុងត្រជាក់តាមពេលវេលា។
វាក៏មានភាពចម្រូងចម្រាសមួយចំនួននៅក្នុងទំនាក់ទំនងរវាង redshift និងល្បឿន។ Redshift ដែលបណ្តាលមកពីការពង្រីក ច្រើនតែច្រឡំជាមួយ redshift ដែលធ្លាប់ស្គាល់ដែលបណ្តាលមកពីឥទ្ធិពល Doppler ដែលជាទូទៅធ្វើឱ្យរលកសំឡេងកាន់តែយូរ ប្រសិនបើប្រភពសំឡេងត្រូវបានដកចេញ។ ដូចគ្នានេះដែរចំពោះរលកពន្លឺដែលកាន់តែយូរនៅពេលប្រភពពន្លឺផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយក្នុងលំហ។
Doppler redshift និង cosmological redshift គឺខុសគ្នាទាំងស្រុង ហើយត្រូវបានពិពណ៌នាដោយរូបមន្តផ្សេងៗគ្នា។ ទីមួយធ្វើតាមទ្រឹស្តីពិសេសនៃទំនាក់ទំនងដែលមិនគិតពីការពង្រីកលំហ ហើយទីពីរធ្វើតាមទ្រឹស្តីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង។ រូបមន្តទាំងពីរនេះគឺស្ទើរតែដូចគ្នាសម្រាប់កាឡាក់ស៊ីជិតៗ ប៉ុន្តែខុសគ្នាសម្រាប់កាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ។
យោងតាមរូបមន្ត Doppler ប្រសិនបើល្បឿននៃវត្ថុក្នុងលំហទៅជិតល្បឿននៃពន្លឺ នោះការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហមរបស់វាមានទំនោរទៅរកភាពគ្មានទីបញ្ចប់ ហើយប្រវែងរលកនឹងធំពេក ដូច្នេះហើយមិនអាចសង្កេតបាន។ ប្រសិនបើនេះជាការពិតសម្រាប់កាឡាក់ស៊ី នោះវត្ថុដែលមើលឃើញឆ្ងាយបំផុតនៅលើមេឃនឹងស្រកចុះក្នុងល្បឿនគួរឱ្យកត់សម្គាល់តិចជាងល្បឿននៃពន្លឺ។ ប៉ុន្តែរូបមន្ត cosmological សម្រាប់ redshift នាំឱ្យមានការសន្និដ្ឋានខុសគ្នា។ ក្នុងក្របខ័ណ្ឌនៃគំរូលោហធាតុស្តង់ដារ កាឡាក់ស៊ីដែលមានការផ្លាស់ប្តូរក្រហមប្រហែល 1.5 (ពោលគឺ រលកវិទ្យុសកម្មដែលទទួលបានគឺ 50% ធំជាងតម្លៃមន្ទីរពិសោធន៍) ផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយក្នុងល្បឿនពន្លឺ។ ក្រុមតារាវិទូបានរកឃើញកាឡាក់ស៊ីប្រហែល 1000 រួចហើយដែលមានការផ្លាស់ប្តូរពណ៌ក្រហមធំជាង 1.5 ។ ដូច្នេះ យើងដឹងអំពីវត្ថុចំនួន ១០០០ ដែលផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយលឿនជាងល្បឿនពន្លឺ។ CMB មកពីចម្ងាយកាន់តែឆ្ងាយ និងមានការផ្លាស់ប្តូរក្រហមប្រហែល 1000។ នៅពេលដែលប្លាស្មាក្តៅនៃចក្រវាឡវ័យក្មេងបញ្ចេញវិទ្យុសកម្មដែលយើងទទួលបាននៅថ្ងៃនេះ វាបានផ្លាស់ប្តូរឆ្ងាយពីយើងក្នុងល្បឿនជិត 50 ដងនៃល្បឿនពន្លឺ។
កំពុងរត់នៅនឹងកន្លែង
វាពិបាកក្នុងការជឿថាយើងអាចមើលឃើញកាឡាក់ស៊ីផ្លាស់ទីលឿនជាងល្បឿននៃពន្លឺ ប៉ុន្តែនេះគឺអាចធ្វើទៅបានដោយសារតែការផ្លាស់ប្តូរអត្រាពង្រីក។ ស្រមៃមើលថា ធ្នឹមពន្លឺមករកយើងពីចម្ងាយដែលធំជាងចម្ងាយរបស់ Hubble (14 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ)។ វាកំពុងធ្វើដំណើរមករកយើងក្នុងល្បឿនពន្លឺធៀបនឹងទីតាំងរបស់វា ប៉ុន្តែវាកំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងលឿនជាងល្បឿនពន្លឺ។ ទោះបីជាពន្លឺប្រញាប់ប្រញាល់មករកយើងក្នុងល្បឿនខ្ពស់បំផុតក៏ដោយ ក៏វាមិនអាចតាមទាន់ការពង្រីកលំហ។ វាដូចជាក្មេងដែលកំពុងព្យាយាមរត់ថយក្រោយនៅលើជណ្តើរយន្ត។ Photons នៅចម្ងាយ Hubble ផ្លាស់ទីក្នុងល្បឿនអតិបរមារបស់ពួកគេ ដើម្បីស្ថិតនៅកន្លែងដដែល។
មនុស្សម្នាក់ប្រហែលជាគិតថាពន្លឺពីតំបន់ឆ្ងាយជាងចម្ងាយ Hubble មិនអាចទៅដល់យើងទេ ហើយយើងនឹងមិនដែលឃើញវាទេ។ ប៉ុន្តែចម្ងាយ Hubble មិននៅដដែលទេ ពីព្រោះ Hubble ថេរ ដែលវាអាស្រ័យ ប្រែប្រួលតាមពេលវេលា។ តម្លៃនេះគឺសមាមាត្រទៅនឹងល្បឿនធ្លាក់ចុះនៃកាឡាក់ស៊ីពីរដែលបែងចែកដោយចម្ងាយរវាងពួកវា។ (កាឡាក់ស៊ីទាំងពីរអាចប្រើសម្រាប់ការគណនា។ ដូច្នេះចម្ងាយ Hubble កំពុងកើនឡើង។ ហើយប្រសិនបើដូច្នេះ ពន្លឺដែលមិនបានទៅដល់យើងពីដំបូងអាចនៅឆ្ងាយនៅ Hubble ។ បន្ទាប់មក ហ្វូតុននឹងរកឃើញខ្លួនឯងនៅក្នុងតំបន់ដែលផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយយឺតជាងល្បឿននៃពន្លឺ បន្ទាប់មកពួកវានឹងអាចទៅដល់យើង។
តើ CosmIC REDSHIFT ពិតជា DOPPLER SHIFT មែនទេ?
ខុស៖ បាទ ពីព្រោះកាឡាក់ស៊ីដែលកំពុងធ្លាក់ចុះកំពុងធ្វើដំណើរឆ្លងកាត់លំហ។ នៅក្នុងឥទ្ធិពល Doppler រលកពន្លឺលាតសន្ធឹង (ក្លាយជាពណ៌ក្រហម) នៅពេលដែលប្រភពរបស់វាផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីអ្នកសង្កេត។ រលកនៃពន្លឺមិនផ្លាស់ប្តូរទេ នៅពេលដែលវាធ្វើដំណើរឆ្លងកាត់លំហ។ អ្នកសង្កេតការណ៍ទទួលបានពន្លឺ វាស់ស្ទង់ការផ្លាស់ប្តូររបស់វា និងគណនាល្បឿននៃកាឡាក់ស៊ី។
ស្តាំ A: ទេ redshift មិនមានអ្វីដែលត្រូវធ្វើជាមួយឥទ្ធិពល Doppler ទេ។ កាឡាក់ស៊ីស្ទើរតែស្ថិតនៅទីតាំងក្នុងលំហ ដូច្នេះវាបញ្ចេញពន្លឺនៃរលកដូចគ្នានៅគ្រប់ទិសទី។ ក្នុងអំឡុងពេលនៃការធ្វើដំណើរ ប្រវែងរលកកាន់តែយូរនៅពេលដែលលំហរពង្រីក។ ដូច្នេះពន្លឺប្រែទៅជាពណ៌ក្រហមបន្តិចម្តង ៗ ។ អ្នកសង្កេតការណ៍ទទួលបានពន្លឺ វាស់ស្ទង់ការផ្លាស់ប្តូររបស់វា និងគណនាល្បឿននៃកាឡាក់ស៊ី។ cosmic redshift ខុសពី Doppler shift ដែលត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយការសង្កេត។
ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ កាឡាក់ស៊ីដែលបញ្ចេញពន្លឺអាចបន្តផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយក្នុងល្បឿន superluminal ។ ដូច្នេះហើយ យើងអាចសង្កេតឃើញពន្លឺពីកាឡាក់ស៊ី ដែលដូចពីមុន តែងតែផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយលឿនជាងល្បឿនពន្លឺ។ នៅក្នុងពាក្យមួយ ចម្ងាយ Hubble មិនត្រូវបានជួសជុល ហើយមិនបង្ហាញដល់យើងអំពីព្រំដែននៃសាកលលោកដែលអាចមើលឃើញនោះទេ។
ហើយតើអ្វីទៅជាកំណត់ព្រំដែននៃលំហដែលអាចសង្កេតបាន? នៅទីនេះផងដែរ មានការភ័ន្តច្រឡំខ្លះ។ ប្រសិនបើលំហអាកាសមិនបានពង្រីកទេ នោះយើងអាចសង្កេតឃើញវត្ថុដែលនៅឆ្ងាយបំផុតឥឡូវនេះនៅចម្ងាយប្រហែល 14 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺពីយើងពោលគឺឧ។ ពន្លឺចម្ងាយបានធ្វើដំណើរក្នុងរយៈពេល 14 ពាន់លានឆ្នាំចាប់តាំងពី Big Bang ។ ប៉ុន្តែនៅពេលដែលសកលលោកពង្រីក លំហដែលឆ្លងកាត់ដោយហ្វូតុនបានពង្រីកក្នុងអំឡុងពេលធ្វើដំណើររបស់វា។ ដូច្នេះចម្ងាយបច្ចុប្បន្នទៅឆ្ងាយបំផុតនៃវត្ថុដែលបានសង្កេតគឺធំជាងប្រហែល 3 ដង - ប្រហែល 46 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។
អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុធ្លាប់គិតថាយើងរស់នៅក្នុងចក្រវាឡដែលមានល្បឿនយឺត ដូច្នេះហើយយើងអាចសង្កេតមើលកាឡាក់ស៊ីកាន់តែច្រើនឡើងៗ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ នៅក្នុងការបង្កើនល្បឿននៃសាកលលោក យើងត្រូវបានហ៊ុមព័ទ្ធដោយព្រំដែនលើសពីនេះ ដែលយើងនឹងមិនដែលឃើញព្រឹត្តិការណ៍កើតឡើងនោះទេ - នេះគឺជាព្រឹត្តការណ៍លោហធាតុ។ ប្រសិនបើពន្លឺពីកាឡាក់ស៊ីស្រកលឿនជាងល្បឿនពន្លឺមកដល់យើង នោះចម្ងាយ Hubble នឹងកើនឡើង។ ប៉ុន្តែនៅក្នុងសកលលោកដែលបង្កើនល្បឿនការកើនឡើងរបស់វាត្រូវបានហាមឃាត់។ ព្រឹត្ដិការណ៍ឆ្ងាយអាចបញ្ជូនពន្លឺមកក្នុងទិសដៅរបស់យើង ប៉ុន្តែពន្លឺនេះនឹងនៅក្រៅចម្ងាយ Hubble ជារៀងរហូត ដោយសារការបង្កើនល្បឿននៃការពង្រីក។
ដូចដែលអ្នកអាចឃើញ ចក្រវាឡដែលបង្កើនល្បឿនប្រហាក់ប្រហែលនឹងប្រហោងខ្មៅ ដែលមានព្រឹត្តិការណ៏មួយផងដែរ ពីខាងក្រៅដែលយើងមិនទទួលសញ្ញា។ ចម្ងាយបច្ចុប្បន្នទៅកាន់ផ្តេកព្រឹត្តិការណ៍លោហធាតុរបស់យើង (16 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ) ស្ថិតនៅក្នុងតំបន់ដែលអាចសង្កេតបានរបស់យើង។ ពន្លឺដែលបញ្ចេញដោយកាឡាក់ស៊ីឥឡូវនេះហួសពីព្រឹត្តការណ៍លោហធាតុ នឹងមិនអាចទៅដល់យើងបានទេ។ ចម្ងាយដែលឥឡូវនេះត្រូវគ្នានឹង 16 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺនឹងពង្រីកលឿនពេក។ យើងនឹងអាចឃើញព្រឹត្តិការណ៍ដែលកើតឡើងក្នុងកាឡាក់ស៊ីមុនពេលវាឆ្លងកាត់ផ្តេក ប៉ុន្តែយើងនឹងមិនដឹងអំពីព្រឹត្តិការណ៍បន្ទាប់ទៀតឡើយ។
តើអ្វីគ្រប់យ៉ាងនៅក្នុងសកលលោករីកចម្រើនឬ?
មនុស្សតែងតែគិតថា ប្រសិនបើលំហរពង្រីក នោះអ្វីៗទាំងអស់ក៏រីកធំដែរ។ ប៉ុន្តែនេះមិនមែនជាការពិតទេ។ ការពង្រីកដូចនេះ (ឧ. ដោយនិចលភាព ដោយគ្មានការបង្កើនល្បឿន ឬបន្ថយល្បឿន) មិនបង្កើតកម្លាំងណាមួយឡើយ។ រលកនៃ ហ្វូតុង កើនឡើង រួមជាមួយនឹងការលូតលាស់នៃសាកលលោក ព្រោះថា មិនដូចអាតូម និងភពទេ ហ្វូតុងមិនមែនជាវត្ថុដែលភ្ជាប់គ្នាទេ វិមាត្រត្រូវបានកំណត់ដោយតុល្យភាពនៃកម្លាំង។ ការផ្លាស់ប្តូរអត្រានៃការពង្រីកនេះណែនាំកម្លាំងថ្មីមួយចូលទៅក្នុងលំនឹង ប៉ុន្តែវាមិនអាចធ្វើឱ្យវត្ថុពង្រីក ឬចុះកិច្ចសន្យាបានទេ។
ជាឧទាហរណ៍ ប្រសិនបើទំនាញផែនដីកាន់តែខ្លាំង ខួរឆ្អឹងខ្នងរបស់អ្នកនឹងរួមតូចរហូតដល់អេឡិចត្រុងនៅក្នុងឆ្អឹងខ្នងរបស់អ្នកឈានដល់ទីតាំងលំនឹងថ្មី ដែលនៅជិតគ្នាបន្តិច។ កម្ពស់របស់អ្នកនឹងថយចុះបន្តិច ប៉ុន្តែការកន្ត្រាក់នឹងឈប់នៅទីនោះ។ ដូចគ្នាដែរ ប្រសិនបើយើងរស់នៅក្នុងសកលលោកដែលគ្រប់គ្រងដោយទំនាញផែនដី ដូចដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ដ្រភាគច្រើនបានជឿកាលពីប៉ុន្មានឆ្នាំមុននោះ ការពង្រីកនឹងថយចុះ ហើយរូបកាយទាំងអស់នឹងទទួលរងនូវការកន្ត្រាក់បន្តិច ដោយបង្ខំឱ្យពួកគេឈានដល់ទំហំលំនឹងតូចជាង។ . ប៉ុន្តែដោយបានឈានដល់វា ពួកគេនឹងលែងរួញទៀតហើយ។
តើសាកលដែលអាចមើលឃើញបានធំប៉ុណ្ណា?
ខុស៖ ចក្រវាឡមានអាយុ 14 ពាន់លានឆ្នាំ ដូច្នេះផ្នែកដែលអាចសង្កេតបានរបស់វាគួរតែមានកាំ 14 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ សូមពិចារណាពីចម្ងាយបំផុតនៃកាឡាក់ស៊ីដែលអាចសង្កេតបាន ដែលជាផ្នែកដែល photons បញ្ចេញភ្លាមៗបន្ទាប់ពី Big Bang បានមកដល់យើងឥឡូវនេះ។ ឆ្នាំពន្លឺគឺជាចម្ងាយដែលធ្វើដំណើរដោយហ្វូតុនក្នុងមួយឆ្នាំ។ នេះមានន័យថា ហ្វូតុនបានយកឈ្នះលើ 14 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ
ស្តាំ៖ នៅពេលដែលលំហរពង្រីក តំបន់ដែលអាចសង្កេតបានមានកាំធំជាង 14 ពាន់លានឆ្នាំពន្លឺ។ នៅពេលដែល photon ធ្វើដំណើរ លំហដែលវាឆ្លងកាត់នឹងពង្រីក។ នៅពេលវាមកដល់យើង ចម្ងាយទៅកាឡាក់ស៊ីដែលបញ្ចេញវាលើសពីការគណនាពីពេលវេលាហោះហើរ - ប្រហែលបីដងច្រើនជាង
តាមពិត ការពង្រីកកំពុងបង្កើនល្បឿន ដែលបណ្តាលមកពីកម្លាំងខ្សោយដែល "បំប៉ោង" រាងកាយទាំងអស់។ ហេតុដូច្នេះហើយ វត្ថុដែលបានចងមានទំហំធំជាងបន្តិចនៅក្នុងចក្រវាឡដែលមិនបង្កើនល្បឿន ដោយសារតុល្យភាពនៃកម្លាំងត្រូវបានសម្រេចជាមួយនឹងពួកវាក្នុងទំហំធំជាងបន្តិច។ នៅលើផ្ទៃផែនដី ការបង្កើនល្បឿនពីចំណុចកណ្តាលនៃភពផែនដី គឺជាប្រភាគតូចមួយ ($10^(–30)$) នៃការបង្កើនល្បឿនទំនាញធម្មតាឆ្ពោះទៅកាន់កណ្តាល។ ប្រសិនបើការបង្កើនល្បឿននេះថេរ វានឹងមិនធ្វើឱ្យផែនដីរីកធំឡើយ។ វាគ្រាន់តែថា ភពផែនដីមានទំហំធំជាងបន្តិច ដោយគ្មានកម្លាំងដែលគួរឱ្យស្អប់ខ្ពើម។
ប៉ុន្តែអ្វីៗនឹងផ្លាស់ប្តូរប្រសិនបើការបង្កើនល្បឿនមិនថេរ ដូចដែលអ្នកវិទ្យាសាស្ដ្រខ្លះជឿ។ ប្រសិនបើការច្រានចេញកើនឡើង នោះនៅទីបំផុតវាអាចបណ្តាលឱ្យមានការបំផ្លិចបំផ្លាញនៃរចនាសម្ព័ន្ធទាំងអស់ និងនាំឱ្យមាន "ការច្រៀកធំ" ដែលមិនមែនដោយសារតែការពង្រីកឬការបង្កើនល្បឿនក្នុងមួយវិនាទីនោះទេ ប៉ុន្តែដោយសារតែការបង្កើនល្បឿននឹងកើនឡើង។
តើវត្ថុក្នុងសកលលោកក៏ពង្រីកដែរទេ?
ខុស៖ បាទ។ ការពង្រីកធ្វើឱ្យសកលលោក និងអ្វីៗទាំងអស់នៅក្នុងវាពង្រីក។ ពិចារណាចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ីជាវត្ថុមួយ។ នៅពេលដែលសកលលោកកាន់តែធំ ចង្កោមក៏ដូចគ្នាដែរ។ ព្រំដែនចង្កោម (បន្ទាត់ពណ៌លឿង) កំពុងពង្រីក។
ស្តាំ៖ ទេ។ សកលលោកកំពុងពង្រីក ប៉ុន្តែវត្ថុដែលពាក់ព័ន្ធនៅក្នុងវាមិនមានទេ។ កាឡាក់ស៊ីជិតខាងដំបូងផ្លាស់ទីទៅឆ្ងាយ ប៉ុន្តែនៅទីបំផុតការទាក់ទាញទៅវិញទៅមករបស់ពួកគេបានយកឈ្នះលើការពង្រីក។ ចង្កោមត្រូវបានបង្កើតឡើងនៃទំហំបែបនេះដែលត្រូវគ្នាទៅនឹងស្ថានភាពលំនឹងរបស់វា។
ដោយសារការវាស់វែងច្បាស់លាស់ថ្មីជួយឱ្យអ្នកជំនាញខាងលោហធាតុយល់កាន់តែច្បាស់អំពីការពង្រីក និងការបង្កើនល្បឿន ពួកគេអាចនឹងសួរសំណួរជាមូលដ្ឋានបន្ថែមទៀតអំពីគ្រាដំបូងបំផុត និងមាត្រដ្ឋានធំបំផុតនៃសកលលោក។ តើអ្វីបណ្តាលឱ្យមានការពង្រីក? អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុជាច្រើនជឿថាដំណើរការមួយហៅថា "អតិផរណា" (bloat) ដែលជាប្រភេទពិសេសនៃការពន្លឿនការពង្រីកគឺត្រូវស្តីបន្ទោស។ ប៉ុន្តែប្រហែលជានេះគ្រាន់តែជាចម្លើយមួយផ្នែកប៉ុណ្ណោះ៖ ដើម្បីឱ្យវាចាប់ផ្តើម វាហាក់បីដូចជាសកលលោកត្រូវតែពង្រីករួចហើយ។ ហើយចុះយ៉ាងណាចំពោះមាត្រដ្ឋានធំបំផុតលើសពីការសង្កេតរបស់យើង? តើផ្នែកផ្សេងៗនៃចក្រវាឡពង្រីកខុសគ្នា ដូចថាចក្រវាឡរបស់យើងគ្រាន់តែជាពពុះអតិផរណាតិចតួចនៅក្នុងមហាចក្រវាឡយក្សមែនទេ? គ្មាននរណាម្នាក់ដឹងទេ។ ប៉ុន្តែយើងសង្ឃឹមថាយូរ ៗ ទៅយើងនឹងអាចយល់អំពីដំណើរការនៃការពង្រីកសកលលោក។
អំពីអ្នកនិពន្ធ៖
Charles H. Lineweaver និង Tamara M. Davis គឺជាតារាវិទូនៅឯ Mount Stromlo Observatory របស់ប្រទេសអូស្ត្រាលី។ នៅដើមទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1990 នៅសាកលវិទ្យាល័យកាលីហ្វ័រញ៉ានៅ Berkeley Lineweaver គឺជាផ្នែកមួយនៃក្រុមអ្នកវិទ្យាសាស្ត្រដែលបានរកឃើញការប្រែប្រួលនៅក្នុង CMB ដោយប្រើផ្កាយរណប COBE ។ លោកបានការពារនិក្ខេបបទរបស់លោកមិនត្រឹមតែក្នុងរូបវិទ្យាប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែថែមទាំងក្នុងប្រវត្តិសាស្ត្រ និងអក្សរសាស្ត្រអង់គ្លេសផងដែរ។ Davis កំពុងធ្វើការសាងសង់កន្លែងសង្កេតលំហ Supernova/Acceleration Probe។
ការកត់សម្គាល់ចំពោះអត្ថបទ "ប៉ារ៉ាដូសនៃបន្ទុះ"
សាស្រ្តាចារ្យ Zasov Anatoly Vladimirovich, រូបវិទ្យា។ មហាវិទ្យាល័យនៃសាកលវិទ្យាល័យរដ្ឋមូស្គូ៖ ការយល់ខុសទាំងអស់ដែលអ្នកនិពន្ធអត្ថបទជជែកវែកញែកគឺទាក់ទងទៅនឹងការពិតដែលថាសម្រាប់ភាពច្បាស់លាស់ពួកគេភាគច្រើនពិចារណាលើការពង្រីកបរិមាណមានកំណត់នៃសកលលោកនៅក្នុងស៊ុមឯកសារយោងដ៏តឹងរឹងមួយ (លើសពីនេះទៅទៀត។ ការពង្រីកតំបន់តូចមួយគ្រប់គ្រាន់ ដោយមិនគិតពីភាពខុសគ្នានៃពេលវេលានៅលើផែនដី និងនៅលើកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗនៅក្នុងស៊ុមនៃសេចក្តីយោងរបស់ផែនដី)។ ហេតុដូច្នេះហើយ គំនិតនៃការផ្ទុះ និងការផ្លាស់ប្តូរ Doppler និងការយល់ច្រឡំយ៉ាងទូលំទូលាយជាមួយនឹងល្បឿននៃចលនា។ ម៉្យាងវិញទៀត អ្នកនិពន្ធសរសេរ និងសរសេរបានត្រឹមត្រូវ របៀបដែលអ្វីៗមើលទៅក្នុងប្រព័ន្ធកូអរដោណេដែលមិនមាននិចលភាព (ការមកដល់) ដែលជាធម្មតាអ្នកវិទ្យាសាស្ដ្រធ្វើការ ទោះបីជាអត្ថបទមិននិយាយដោយផ្ទាល់ក៏ដោយ (ជាគោលការណ៍ ចម្ងាយ និងល្បឿនទាំងអស់អាស្រ័យ នៅលើជម្រើសនៃស៊ុមឯកសារយោង ហើយនៅទីនេះតែងតែមាន arbitrariness មួយចំនួន) ។ រឿងតែមួយគត់ដែលមិនត្រូវបានសរសេរយ៉ាងច្បាស់នោះគឺថាវាមិនត្រូវបានកំណត់ថាមានន័យដោយចម្ងាយនៅក្នុងសកលលោកដែលពង្រីកនោះទេ។ ដំបូងអ្នកនិពន្ធនិយាយថានេះគឺជាល្បឿននៃពន្លឺគុណនឹងពេលវេលានៃការសាយភាយហើយបន្ទាប់មកវាត្រូវបានគេនិយាយថាវាក៏ចាំបាច់ផងដែរដើម្បីយកទៅក្នុងគណនីពង្រីកដែលដកចេញកាឡាក់ស៊ីកាន់តែច្រើនខណៈពេលដែលពន្លឺកំពុងធ្វើដំណើរ។ ដូច្នេះចម្ងាយត្រូវបានយល់រួចហើយថាជាល្បឿននៃពន្លឺគុណនឹងពេលវេលានៃការសាយភាយ ដែលវានឹងត្រូវការ ប្រសិនបើកាឡាក់ស៊ីឈប់ស្រក ហើយបញ្ចេញពន្លឺនៅពេលនេះ។ តាមពិតអ្វីៗគឺស្មុគស្មាញជាង។ ចម្ងាយគឺជាបរិមាណអាស្រ័យលើគំរូ ហើយមិនអាចទទួលបានដោយផ្ទាល់ពីការសង្កេត ដូច្នេះអ្នកលោហធាតុវិទូធ្វើបានល្អដោយគ្មានវា ដោយជំនួសវាដោយ redshift ។ ប៉ុន្តែប្រហែលជាវិធីសាស្រ្តតឹងរ៉ឹងជាងនេះគឺមិនសមរម្យនៅទីនេះ។
ភាពហួសចិត្តខ្លះនៃធម្មជាតិគឺថា ទម្រង់ថាមពលដ៏បរិបូរណ៍បំផុតនៅក្នុងសកលលោកក៏ជាអាថ៌កំបាំងបំផុតផងដែរ។ បន្ទាប់ពីការរកឃើញដ៏គួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលនៃការពន្លឿនការពង្រីកនៃសាកលលោក រូបភាពឯកភាពមួយបានលេចឡើងយ៉ាងឆាប់រហ័សដែលបង្ហាញថា 2/3 នៃ cosmos ត្រូវបាន "បង្កើត" នៃ "ថាមពលងងឹត" ដែលជាប្រភេទនៃវត្ថុធាតុដែលងាយនឹងទំនាញ។ ប៉ុន្តែតើភស្តុតាងរឹងមាំគ្រប់គ្រាន់ដើម្បីគាំទ្រដល់ច្បាប់ថ្មីនៃធម្មជាតិឬ? ប្រហែលជាមានការពន្យល់តារាសាស្ត្រសាមញ្ញជាងសម្រាប់លទ្ធផលទាំងនេះ?
គំរូនៃចំណាំនេះត្រូវបានបោះពុម្ពថ្មីៗនេះនៅក្នុងផ្នែកវិទ្យាសាស្ត្រដ៏ពេញនិយមរបស់ Habr ទោះបីជាស្ថិតនៅក្រោមសោ និងសោក៏ដោយ ដូច្នេះប្រហែលជាមិនមែនគ្រប់គ្នាដែលចាប់អារម្មណ៍ទទួលបានវានោះទេ។ នៅក្នុងកំណែនេះ ការបន្ថែមសំខាន់ៗជាច្រើនត្រូវបានធ្វើឡើង ដែលគួរជាទីចាប់អារម្មណ៍សម្រាប់មនុស្សគ្រប់គ្នា។
ប្រវត្តិសាស្រ្តនៃថាមពលងងឹតបានចាប់ផ្តើមនៅឆ្នាំ 1998 នៅពេលដែលក្រុមឯករាជ្យពីរកំពុងស៊ើបអង្កេត supernovae ឆ្ងាយ។ ដើម្បីរកឃើញអត្រានៃការបន្ថយល្បឿននៃការពង្រីកនៃសាកលលោក។មួយក្នុងចំណោមពួកគេ គម្រោង Supernova Cosmology បានចាប់ផ្តើមដំណើរការនៅឆ្នាំ 1988 ហើយត្រូវបានដឹកនាំដោយ Saul Perlmutter ។ មួយផ្សេងទៀតដែលដឹកនាំដោយ Brian Schmidt High-z Supernova Search Team បានចូលរួមក្នុងការស្រាវជ្រាវក្នុងឆ្នាំ 1994 ។ លទ្ធផលបានធ្វើឱ្យពួកគេភ្ញាក់ផ្អើល៖ សកលលោកស្ថិតនៅក្នុងរបៀបនៃការពន្លឿនការពង្រីកអស់រយៈពេលជាយូរ។
ដូចអ្នករាវរកដែរ អ្នកជំនាញខាងលោហធាតុជុំវិញពិភពលោកបាននឹងកំពុងប្រមូលឯកសារលើជនជាប់ចោទដែលទទួលខុសត្រូវចំពោះការបង្កើនល្បឿននេះ។ លក្ខណៈពិសេសរបស់វា៖ ទំនាញតាមទំនាញ ការពារការបង្កើតកាឡាក់ស៊ី (ការចង្កោមនៃរូបធាតុទៅជាកាឡាក់ស៊ី) បង្ហាញរាងខ្លួនវានៅក្នុងការលាតសន្ធឹងនៃពេលវេលាលំហ។ ឈ្មោះហៅក្រៅរបស់ចុងចោទគឺ "ថាមពលងងឹត" ។ អ្នកទ្រឹស្តីជាច្រើនបានសន្មត់ថាជនជាប់ចោទគឺជាថេរនៃលោហធាតុ។ វាពិតជាសាកសមនឹងសេណារីយ៉ូពង្រីកដែលបង្កើនល្បឿន។ ប៉ុន្តែតើមានភស្តុតាងគ្រប់គ្រាន់ដើម្បីកំណត់អត្តសញ្ញាណថាមពលងងឹតយ៉ាងពេញលេញជាមួយនឹងថេរនៃលោហធាតុដែរឬទេ?
អត្ថិភាពនៃថាមពលងងឹតដែលគួរឱ្យស្អប់ខ្ពើមនឹងទំនាញនឹងមានផលប៉ះពាល់យ៉ាងខ្លាំងចំពោះរូបវិទ្យាជាមូលដ្ឋាន។ ការសន្មត់បែបអភិរក្សបំផុតគឺថា សកលលោកត្រូវបានបំពេញដោយសមុទ្រដូចគ្នានៃថាមពល quantum zero-point ឬ condensate នៃភាគល្អិតថ្មី ដែលម៉ាស់គឺ $((10)^(39))$ ដងតិចជាងអេឡិចត្រុង។ អ្នកស្រាវជ្រាវមួយចំនួនក៏បានស្នើឱ្យមានការផ្លាស់ប្ដូរទ្រឹស្ដីទូទៅនៃទំនាក់ទំនង ជាពិសេសកម្លាំងរយៈចម្ងាយឆ្ងាយថ្មី ដែលធ្វើឲ្យឥទ្ធិពលទំនាញផែនដីចុះខ្សោយ។ ប៉ុន្តែសូម្បីតែសំណើអភិរក្សនិយមបំផុតក៏មានការខ្វះខាតធ្ងន់ធ្ងរដែរ។ ជាឧទាហរណ៍ ដង់ស៊ីតេថាមពលនៃលំយោលចំណុចសូន្យបានប្រែទៅជា 120 លំដាប់មិនអាចទៅរួចនៃរ៉ិចទ័រតិចជាងការព្យាករណ៍តាមទ្រឹស្តី។ តាមទស្សនៈនៃការសន្មត់ដ៏ខ្លាំងទាំងនេះ វាហាក់ដូចជាធម្មជាតិជាងក្នុងការស្វែងរកដំណោះស្រាយក្នុងក្របខ័ណ្ឌនៃគោលគំនិតតារាសាស្ត្របែបបុរាណ៖ ធូលី intergalactic (ការខ្ចាត់ខ្ចាយនៃហ្វូតុងនៅលើវា និងការបន្ថយលទ្ធផលនៃលំហូរ photon) ឬភាពខុសគ្នារវាងថ្មី និង supernovae ចាស់។ លទ្ធភាពនេះត្រូវបានគាំទ្រដោយ cosmologists ជាច្រើនភ្ញាក់នៅពេលយប់។
ការសង្កេតនៃ supernovae និងការវិភាគរបស់ពួកគេធ្វើឡើងដោយ S. Perlmutter, B. Schmidt និង A. Riess បានបញ្ជាក់យ៉ាងច្បាស់ថាការថយចុះនៃពន្លឺរបស់ពួកគេជាមួយនឹងចម្ងាយកើតឡើងលឿនជាងអ្វីដែលគួររំពឹងទុក នេះបើយោងតាមគំរូលោហធាតុដែលទទួលយកនៅពេលនោះ។ ថ្មីៗនេះ ការរកឃើញនេះត្រូវបានកត់សម្គាល់។ ការបន្ថយបន្ថែមនេះមានន័យថាការបន្ថែមចម្ងាយដ៏មានប្រសិទ្ធភាពមួយចំនួនត្រូវគ្នាទៅនឹងការផ្លាស់ប្តូរដែលបានផ្តល់ឱ្យ។ ប៉ុន្តែនេះ, នៅក្នុងវេន, គឺអាចធ្វើទៅបានតែនៅពេលដែលការពង្រីក cosmological កើតឡើងជាមួយនឹងការបង្កើនល្បឿន, i.e. ល្បឿនដែលប្រភពពន្លឺផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងមិនថយចុះទេ ប៉ុន្តែកើនឡើងតាមពេលវេលា។ លក្ខណៈពិសេសដ៏សំខាន់បំផុតនៃការពិសោធន៍ថ្មីគឺថា ពួកគេបានធ្វើឱ្យវាអាចធ្វើទៅបានមិនត្រឹមតែដើម្បីកំណត់ការពិតនៃការពន្លឿនការពង្រីកប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែថែមទាំងអាចធ្វើការសន្និដ្ឋានដ៏សំខាន់មួយអំពីការរួមចំណែកនៃសមាសធាតុផ្សេងៗចំពោះដង់ស៊ីតេនៃរូបធាតុនៅក្នុងសកលលោក។
រហូតមកដល់ពេលថ្មីៗនេះ supernovae គឺជាភស្តុតាងផ្ទាល់តែមួយគត់នៃការពន្លឿនការពង្រីក និងជាសសរស្តម្ភតែមួយគត់នៃថាមពលងងឹត។ ការវាស់វែងច្បាស់លាស់នៃផ្ទៃខាងក្រោយមីក្រូវ៉េវលោហធាតុ រួមទាំងទិន្នន័យ WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) បានផ្តល់ការបញ្ជាក់ឯករាជ្យអំពីការពិតនៃថាមពលងងឹត។ ដូចគ្នានេះដែរត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយទិន្នន័យនៃគម្រោងដែលមានថាមពលខ្លាំងជាងពីរ: ការចែកចាយទ្រង់ទ្រាយធំនៃកាឡាក់ស៊ីនៅក្នុងសកលលោក និងការស្ទង់មតិ Sloan Digital Sky (SDSS) ។
ការរួមបញ្ចូលគ្នានៃទិន្នន័យពី WMAP, SDSS និងប្រភពផ្សេងទៀត បានរកឃើញថា ទំនាញទំនាញដែលបង្កើតដោយថាមពលងងឹត បន្ថយល្បឿននៃការដួលរលំនៃតំបន់ superdense នៃរូបធាតុនៅក្នុងសកលលោក។ ការពិតនៃថាមពលងងឹតភ្លាមៗបានក្លាយជាការទទួលយកបានច្រើន។
ការពង្រីកលំហ
ការពង្រីកលោហធាតុត្រូវបានរកឃើញដោយ Edwin Hubble នៅចុងទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1920 ហើយជាលក្ខណៈពិសេសដ៏សំខាន់បំផុតនៃសកលលោករបស់យើង។ មិនត្រឹមតែរូបកាយតារាសាស្ត្រផ្លាស់ទីក្រោមឥទ្ធិពលនៃអន្តរកម្មទំនាញរបស់អ្នកជិតខាងរបស់ពួកគេប៉ុណ្ណោះទេ ប៉ុន្តែរចនាសម្ព័ន្ធទ្រង់ទ្រាយធំកាន់តែលាតសន្ធឹងដោយការពង្រីកលោហធាតុ។ ភាពស្រដៀងគ្នាដ៏ពេញនិយមមួយគឺចលនារបស់ raisins នៅក្នុងនំដ៏ធំមួយនៅក្នុងឡ។ នៅពេលដែលនំខិតជិតមកដល់ ចម្ងាយរវាងផ្លែ raisins មួយគូដែលជ្រលក់ក្នុងចំណិតនឹងកើនឡើង។ ប្រសិនបើយើងស្រមៃថា zest ជាក់លាក់មួយតំណាងឱ្យកាឡាក់ស៊ីរបស់យើង នោះយើងនឹងឃើញថា zest ផ្សេងទៀតទាំងអស់ (កាឡាក់ស៊ី) កំពុងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងគ្រប់ទិសទី។ សាកលលោករបស់យើងបានពង្រីកពីស៊ុបលោហធាតុដ៏ក្តៅគគុកដែលបង្កើតឡើងដោយក្រុម Big Bang ទៅជាបណ្តុំនៃកាឡាក់ស៊ី និងចង្កោមនៃកាឡាក់ស៊ីដែលត្រជាក់ជាង និងកម្រជាច្រើនដែលយើងឃើញសព្វថ្ងៃនេះ។
ពន្លឺដែលបញ្ចេញដោយផ្កាយ និងឧស្ម័ននៅក្នុងកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយៗ ក៏លាតសន្ធឹងស្រដៀងគ្នាដែរ ដែលពង្រីកប្រវែងរលករបស់វា នៅពេលដែលវាធ្វើដំណើរមកផែនដី។ ការផ្លាស់ប្តូរនៃប្រវែងរលកនេះត្រូវបានផ្តល់ដោយ redshift $z=\left(\lambda_(obs)-\lambda_0\right)/\lambda_0$ ដែល $\lambda_(obs)$ ជាប្រវែងពន្លឺនៅលើផែនដី និង $\lambda_( 0) $ គឺជារលកនៃពន្លឺដែលបញ្ចេញ។ ឧទាហរណ៍ ការផ្លាស់ប្តូរអាល់ហ្វា Lyman នៅក្នុងអាតូមអ៊ីដ្រូសែនត្រូវបានកំណត់លក្ខណៈដោយរលកនៃ $\lambda_0=121.6$ nanometers (នៅពេលត្រឡប់ទៅស្ថានភាពដីវិញ)។ ការផ្លាស់ប្តូរនេះអាចត្រូវបានរកឃើញនៅក្នុងវិទ្យុសកម្មនៃកាឡាក់ស៊ីឆ្ងាយ។ ជាពិសេស វាត្រូវបានគេប្រើដើម្បីស្វែងរកកំណត់ត្រា redshift ខ្ពស់៖ z=10 ដ៏គួរឱ្យភ្ញាក់ផ្អើលជាមួយនឹងបន្ទាត់អាល់ហ្វា Lyman នៅ $\lambda_(obs)=1337.6$ nanometers ។ ប៉ុន្តែ redshift គ្រាន់តែពណ៌នាអំពីការផ្លាស់ប្តូរនៃមាត្រដ្ឋាននៃ cosmos នៅពេលដែលពន្លឺត្រូវបានបញ្ចេញ និងស្រូប និងមិនផ្តល់ព័ត៌មានផ្ទាល់អំពីចម្ងាយទៅ emitter ឬអាយុនៃសកលលោក នៅពេលដែលពន្លឺត្រូវបានបញ្ចេញ។ ប្រសិនបើយើងដឹងទាំងចម្ងាយទៅកាន់វត្ថុ និង redshift យើងអាចព្យាយាមទទួលបានព័ត៌មានសំខាន់ៗអំពីថាមវន្តនៃការពង្រីកសកលលោក។
ការសង្កេតនៃ supernovae បានបង្ហាញនូវសារធាតុទំនាញ - ច្រំដែលដែលគ្រប់គ្រងការបង្កើនល្បឿននៃសាកលលោក។ តារាវិទូមិនមែនជាលើកទីមួយទេដែលប្រឈមមុខនឹងបញ្ហាបាត់រូបធាតុ។ ម៉ាស់ពន្លឺនៃកាឡាក់ស៊ីប្រែជាតិចជាងម៉ាស់ទំនាញ។ ភាពខុសគ្នានេះត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយរូបធាតុងងឹត - ធាតុត្រជាក់ដែលមិនមែនជាទំនាក់ទំនងដែលភាគច្រើនប្រហែលជាមានភាគល្អិតដែលមានអន្តរកម្មខ្សោយជាមួយអាតូម និងពន្លឺ។
ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ការសង្កេតបានបង្ហាញថា បរិមាណរូបធាតុសរុបនៅក្នុងសកលលោក រួមទាំងរូបធាតុងងឹត គឺមានត្រឹមតែ 1/3 នៃថាមពលសរុបប៉ុណ្ណោះ។ នេះត្រូវបានបញ្ជាក់ដោយការសិក្សានៃកាឡាក់ស៊ីរាប់លាននៅក្នុងក្របខ័ណ្ឌនៃគម្រោង 2DF និង SDSS ។ ប៉ុន្តែទំនាក់ទំនងទូទៅព្យាករណ៍ថាមានទំនាក់ទំនងច្បាស់លាស់រវាងការពង្រីក និងមាតិកាថាមពលនៃសកលលោក។ ដូច្នេះហើយ យើងដឹងថា ដង់ស៊ីតេថាមពលសរុបនៃហ្វូតុង អាតូម និងរូបធាតុងងឹតទាំងអស់ ត្រូវតែបន្ថែមរហូតដល់តម្លៃសំខាន់មួយចំនួន ដែលកំណត់ដោយថេរ Hubble $H_(0)$: $((\rho)_(crit))=3H_( 0 )^(2)/8\pi\cdot(G)$ ។ ការចាប់គឺជាអ្វីដែលមិនមាននៅទីនោះ ប៉ុន្តែនោះជារឿងមួយទៀតទាំងស្រុង។
ម៉ាស់ ថាមពល និងភាពកោងនៃពេលវេលាក្នុងលំហគឺទាក់ទងផ្ទាល់ក្នុងទំនាក់ទំនងទូទៅ។ ដូច្នេះ ការពន្យល់មួយអាចថា គម្លាតរវាងដង់ស៊ីតេសំខាន់ និងដង់ស៊ីតេសារធាតុដែលបានសង្កេតត្រូវបានបំពេញដោយដង់ស៊ីតេថាមពលមួយចំនួនដែលទាក់ទងនឹងការខូចទ្រង់ទ្រាយនៃលំហនៅលើមាត្រដ្ឋានធំ ហើយសង្កេតឃើញតែលើមាត្រដ្ឋាននៃលំដាប់ $c/((H) ប៉ុណ្ណោះ។ _(0)) \sim 4000\ Mpc$ ។ ជាសំណាងល្អ ភាពកោងនៃសកលលោកអាចត្រូវបានកំណត់ដោយប្រើការវាស់វែង ICF ដ៏ជាក់លាក់។ សារីរិកធាតុដែលមានប្រភពដើម 400.000 បន្ទាប់ពី Big Bang ICF គឺជាវិទ្យុសកម្មនៃរាងកាយខ្មៅទាំងស្រុងដែលជាប្រភពនៃប្លាស្មាចម្បង។ នៅពេលដែលចក្រវាឡចុះត្រជាក់ចុះក្រោម $3000\K$ ប្លាស្មាបានក្លាយទៅជាថ្លាសម្រាប់ photons ហើយពួកគេអាចបន្តពូជដោយសេរីនៅក្នុងលំហ។ សព្វថ្ងៃនេះ ស្ទើរតែ 15 ពាន់លានឆ្នាំក្រោយមក យើងសង្កេតឃើញអាងស្តុកទឹកកម្ដៅនៃ photons នៅសីតុណ្ហភាព $2.726\K$ ដែលជាលទ្ធផលនៃ redshift ដោយសារតែការពង្រីក cosmic ។
រូបភាពដ៏អស្ចារ្យនៃ ICF ត្រូវបានគេទទួលបានដោយប្រើផ្កាយរណប WMAP ដែលបង្ហាញពីការផ្លាស់ប្តូរតិចតួចបំផុតនៃសីតុណ្ហភាព photon នៃ "មេឃ" ។ ការប្រែប្រួលទាំងនេះ ដែលគេស្គាល់ថាជា ICF anisotropy ឆ្លុះបញ្ចាំងពីការប្រែប្រួលតូចៗនៅក្នុងដង់ស៊ីតេ និងចលនានៃសកលលោកដំបូង។ ការប្រែប្រួលទាំងនេះដែលកើតឡើងនៅកម្រិត $((10)^(-5))$ គឺជាគ្រាប់ពូជនៃរចនាសម្ព័ន្ធខ្នាតធំ (galaxies, clusters) ដែលយើងសង្កេតឃើញសព្វថ្ងៃនេះ។
ចំណុចត្រជាក់បំផុត/ក្តៅបំផុតនៅក្នុងផ្ទៃខាងក្រោយមីក្រូវ៉េវលោហធាតុគឺដោយសារតែ ហ្វូតុន ដែលបានគេចចេញពីតំបន់នៃសក្តានុពលទំនាញនៃដង់ស៊ីតេខ្ពស់បំផុត/ទាបបំផុត។ វិមាត្រនៃតំបន់ទាំងនេះត្រូវបានកំណត់យ៉ាងល្អដោយរូបវិទ្យាប្លាស្មា។ នៅពេលដែលយើងពិចារណាលើសកលលោកទាំងមូល ទំហំមុំជាក់ស្តែងនៃ anisotropies ទាំងនេះគួរតែមានប្រហែល $((0.5)^(0))$ ប្រសិនបើសកលលោកមានកោងគ្រប់គ្រាន់ដើម្បីបំពេញចន្លោះថាមពល និងទំហំមុំពីរដង ប្រសិនបើគ្មានចន្លោះណាមួយ កោង។ វិធីសាមញ្ញបំផុតដើម្បីស្រមៃមើលបែបផែនធរណីមាត្រនេះគឺមានដូចខាងក្រោម៖ ស្រមៃមើលត្រីកោណដែលមានមូលដ្ឋានថេរ និងជ្រុង (គ្រាន់តែចំហៀង?) ដែលគូរលើផ្ទៃនៃកោងខុសៗគ្នា។ សម្រាប់ផ្ទៃ/ស្វ៊ែរ មុំខាងក្នុងនឹងតូចជាង/ធំជាងត្រីកោណដូចគ្នាដែលគូរលើផ្ទៃរាបស្មើ (ជាមួយធរណីមាត្រ Euclidean)។
ចាប់តាំងពីឆ្នាំ 1999 ការពិសោធន៍មួយចំនួនត្រូវបានអនុវត្ត (TOCO, MAXIMA, BOOMERANG, WMAP) ដែលបានបង្ហាញថាកន្លែង ICF មានទំហំនៃលំដាប់ $((1)^(0))$ ។ នេះមានន័យថាធរណីមាត្រនៃសកលលោកមានរាងសំប៉ែត។ នៅក្នុងលក្ខខណ្ឌនៃបញ្ហាថាមពលដែលបាត់នេះមានន័យថាអ្វីមួយក្រៅពីកោងត្រូវតែទទួលខុសត្រូវចំពោះការបំពេញចន្លោះ។ ចំពោះ cosmologists មួយចំនួន លទ្ធផលនេះមើលទៅដូចជា déjà vu ។ អតិផរណា ដែលជាទ្រឹស្ដីដ៏ល្អបំផុតសម្រាប់ប្រភពដើមនៃការប្រែប្រួលបឋមរបស់ ICF បានបង្ហាញថា នៅដើមដំបូងបំផុតនៅលើសកលលោកបានជួបប្រទះនឹងរយៈពេលនៃការពន្លឿនការពង្រីកដែលត្រូវបានជំរុញដោយភាគល្អិតដែលហៅថា inflaton ។ inflaton ត្រូវពង្រីកកោងទ្រង់ទ្រាយធំណាមួយដែលធ្វើឱ្យធរណីមាត្រនៃសកលលោកមានរាងសំប៉ែត ឬ Euclidean ។ ភ័ស្តុតាងបង្ហាញអំពីអត្ថិភាពនៃទម្រង់ថាមពលដែលការពារការចង្កោមកាឡាក់ស៊ី ដែលជាទំនាញទំនាញ ហើយនោះអាចមកពីភាគល្អិតក្រៅពីបំប៉ោង។
ភាពសុខដុមនៃលោហធាតុ
ទិន្នន័យ CMB និង supernova បានបញ្ជាក់ជាប់លាប់ថាថាមពលងងឹតគឺជាប្រភពនៃការបង្កើនល្បឿននៃលោហធាតុ។ ប៉ុន្តែនោះគ្រាន់តែជាការចាប់ផ្តើមប៉ុណ្ណោះ។ ដោយការរួមបញ្ចូលការវាស់ស្ទង់ ICF ដ៏ជាក់លាក់របស់ WMAP ជាមួយនឹងសំឡេងវិទ្យុ អុបទិក និងកាំរស្មី X នៃការចែកចាយរូបធាតុទ្រង់ទ្រាយធំ តារារូបវិទ្យាមានភស្តុតាងបន្ថែមទៀតសម្រាប់អត្រាបង្កើនល្បឿននៃការពង្រីកសកលលោក។ វាបានប្រែក្លាយថាអណ្តូងសក្តានុពលទំនាញនៃដង់ស៊ីតេ និងការបង្រួមនៅក្នុងសកលលោកត្រូវបានលាតសន្ធឹង និងរលោងតាមពេលវេលា ដូចជាស្ថិតនៅក្រោមឥទ្ធិពលនៃទំនាញដែលច្រានចោល។ ឥទ្ធិពលនេះត្រូវបានគេស្គាល់ថាជាឥទ្ធិពលអាំងតេក្រាល (Sachs-Wolfe (ISW))។ វានាំឱ្យមានការជាប់ទាក់ទងគ្នារវាងសីតុណ្ហភាព anisotropy នៅក្នុង CMB និងរចនាសម្ព័ន្ធទ្រង់ទ្រាយធំនៃសកលលោក។ ទោះបីជាប្លាស្មាបឋមបានក្លាយជាថ្លាទៅជាហ្វូតុងនៅពេលដែលសាកលលោកចុះត្រជាក់ក៏ដោយ ហ្វូតុងមិនធ្វើដំណើរដោយគ្មានឧបសគ្គទេ។ cosmos ត្រូវបានប្រេះឆាជាមួយនឹងភាពមិនប្រក្រតីដែលខ្លាំងនៅចម្ងាយខ្លី (កន្លែងដែលបញ្ហាក្លាយជាក្រុមផ្កាយ កាឡាក់ស៊ី និង nebulae) ហើយចុះខ្សោយបន្តិចម្តងៗតាមខ្នាតធំនៃប្រវែង...
បន្ទាប់ពីវិទ្យុសកម្មលោហធាតុត្រូវបានរកឃើញជាលើកដំបូង (ប្រហែល 40 ឆ្នាំមុន) Sacks និង Wolf បានបង្ហាញថាសក្តានុពលផ្លាស់ប្តូរពេលវេលាគួរតែនាំឱ្យមានការផ្លាស់ប្តូរថាមពលនៅក្នុង ICF នៃ photons ឆ្លងកាត់វា។ photon ទទួលបានថាមពលនៅពេលដែលវាធ្លាក់ចូលទៅក្នុងអណ្តូងទំនាញ ហើយចំណាយវានៅពេលដែលវាចេញពីវា។ ប្រសិនបើសក្តានុពលកាន់តែស៊ីជម្រៅក្នុងអំឡុងពេលដំណើរការនេះ នោះ photon ទាំងមូលនឹងបាត់បង់ថាមពល។ ប្រសិនបើសក្ដានុពលកាន់តែតូច ហ្វូតុននឹងទទួលបានថាមពល។
នៅក្នុងសកលលោកដែលដង់ស៊ីតេសរុបត្រូវបានបង្កើតឡើងដោយអាតូម និងរូបធាតុងងឹត សក្ដានុពលទំនាញខ្សោយនៅលើមាត្រដ្ឋានលំហធំខ្លាំង (ដែលត្រូវនឹងរលកដង់ស៊ីតេនៃរូបធាតុទន់ភ្លន់) វិវឌ្ឍយឺតពេកដើម្បីបន្សល់ទុកដានគួរឱ្យកត់សម្គាល់នៅលើ ICF photons ។ តំបន់ក្រាស់គ្រាន់តែចាប់យកវត្ថុជុំវិញក្នុងអត្រាដូចគ្នា នៅពេលដែលការពង្រីកលោហធាតុធ្វើឱ្យរលកវែងៗ ដោយបន្សល់ទុកសក្តានុពលមិនផ្លាស់ប្តូរ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ជាមួយនឹងការពង្រីកកាន់តែលឿននៃសាកលលោក ដោយសារតែថាមពលងងឹត ការបង្កើនរូបធាតុមិនអាចប្រកួតប្រជែងជាមួយនឹងការលាតសន្ធឹងបានទេ។ វាប្រែចេញយ៉ាងមានប្រសិទ្ធភាពថាការដួលរលំទំនាញផែនដីត្រូវបានថយចុះដោយសារធាតុងងឹតដែលគួរឱ្យស្អប់ខ្ពើម។ អាស្រ័យហេតុនេះ សក្តានុពលទំនាញទំនងនឹងរលាយ ហើយហ្វូតុនទទួលបានថាមពលនៅពេលវាឆ្លងកាត់តំបន់ទាំងនេះ។ ស្រដៀងគ្នានេះដែរ ហ្វូតុនបាត់បង់ថាមពល នៅពេលដែលវាឆ្លងកាត់តំបន់ដែលមានដង់ស៊ីតេទាប។ (មិនមែនជារឿងតូចតាចទេ!)
សម្ពាធអវិជ្ជមាន
អាថ៌កំបាំងដ៏អស្ចារ្យបំផុតនៃការបង្កើនល្បឿនលោហធាតុ មិនមែនថាវាបង្ហាញថាយើងមិនអាចមើលឃើញ 2/3 នៃសារធាតុដែលបំពេញចក្រវាឡនោះទេ ប៉ុន្តែថាវាដាក់អត្ថិភាពនៃរូបធាតុដោយទំនាញទំនាញ។ ដើម្បីពិចារណាអំពីលក្ខណៈចម្លែកនៃថាមពលងងឹតនេះ វាមានប្រយោជន៍ក្នុងការណែនាំតម្លៃ $w=((p)_(dark))/((\rho)_(dark))$។ កន្សោមនេះប្រហាក់ប្រហែលនឹងសមីការនៃរដ្ឋសម្រាប់ឧស្ម័ន។ នៅក្នុងទំនាក់ទំនងទូទៅ អត្រានៃការផ្លាស់ប្តូរនៃការពង្រីកលោហធាតុគឺសមាមាត្រទៅនឹង $-\left(((\rho )_(សរុប))+3((p)_(total)) \right)$ ។ សម្រាប់ការពន្លឿនការពង្រីក តម្លៃនេះត្រូវតែជាវិជ្ជមាន។ ដោយហេតុថា $((\rho )_(សរុប))$ គឺវិជ្ជមាន ហើយសម្ពាធមធ្យមនៃរូបធាតុធម្មតា និងងងឹតគឺមានភាពធ្វេសប្រហែស (ព្រោះវាត្រជាក់ និងមិនមានទំនាក់ទំនងគ្នា) យើងមកដល់តម្រូវការ $3w\ដង ((\ rho)_(ងងឹត))+((\rho)_(សរុប))
ហេតុអ្វីបានជាសម្ពាធប៉ះពាល់ដល់ការពង្រីកសកលលោក? Einstein បានបង្ហាញថារូបធាតុ និងថាមពល ពត់ពេលវេលាអវកាស។ ដូច្នេះសម្រាប់ឧស្ម័នក្តៅ ថាមពល kinetic នៃអាតូមរបស់វារួមចំណែកដល់កម្លាំងទំនាញរបស់វា ដូចដែលបានវាស់ដោយការវាស់ស្ទង់ការបង្កើនល្បឿននៃសាកសពឆ្ងាយ។ ទោះជាយ៉ាងណាក៏ដោយ កម្លាំងដែលតម្រូវឱ្យផ្ទុក ឬញែកឧស្ម័នចេញធ្វើការប្រឆាំងនឹងសម្ពាធលើសនេះ។ ម្យ៉ាងវិញទៀត សកលលោកមិនឯកោ ឬមានកម្រិតនោះទេ។ ការពង្រីកលំហដែលពោរពេញទៅដោយឧស្ម័នក្តៅនឹងមានប្រសិទ្ធភាពយឺតជាង (ដោយសារទំនាញខ្លួនឯង) ជាងការពង្រីកសកលលោកដែលពោរពេញទៅដោយឧស្ម័នត្រជាក់។ តាមតក្កវិជ្ជាដូចគ្នា ឧបករណ៍ផ្ទុកដែលមានសម្ពាធអវិជ្ជមានដូចជា $((\rho )_(សរុប))+3p
សម្ពាធអវិជ្ជមានមិនមែនជារឿងចម្លែកទេ។ សម្ពាធទឹកនៅក្នុងដើមឈើខ្ពស់ខ្លះក្លាយទៅជាអវិជ្ជមាន នៅពេលដែលអាហារូបត្ថម្ភផ្លាស់ទីឡើងតាមប្រព័ន្ធសរសៃឈាមរបស់ពួកគេ។ នៅក្នុងវាលអគ្គីសនីឬម៉ាញេទិកឯកសណ្ឋាន ការកំណត់រចនាសម្ព័ន្ធដែលមានសម្ពាធអវិជ្ជមានក៏អាចត្រូវបានរកឃើញផងដែរ។ នៅក្នុងករណីទាំងនេះ សម្ពាធគឺជាអ្វីមួយដូចជានិទាឃរដូវដែលលាតសន្ធឹងក្រោមភាពតានតឹងដែលបណ្តាលមកពីកម្លាំងខាងក្នុង។ នៅលើកម្រិតមីក្រូទស្សន៍ អាងស្តុកទឹកនៃ Higgs bosons (ភាគល្អិតសម្មតិកម្មដែលបង្កើតម៉ាស់ភាគល្អិតនៅក្នុងគំរូស្តង់ដារ) បង្កើតសម្ពាធអវិជ្ជមាននៅពេលដែលការរំភើបចិត្តកម្ដៅ ឬ kinetic របស់វាតូច។ ពិតហើយ អតិផរណាអាចត្រូវបានមើលថាជាកំណែធ្ងន់នៃ Higgs boson ។ កំណែមួយដែលបានស្នើឡើងនៃថាមពលងងឹត, quintessence, អាចជាកំណែដែលស្រាលជាងមុននៃ Higgs ។
ជាគោលការណ៍ វាគ្មានដែនកំណត់ទាបជាងសម្ពាធនៅក្នុងសកលលោកទេ។ ទោះបីជាមានរឿងចម្លែកកើតឡើងប្រសិនបើ $w$ ធ្លាក់ចុះដល់តម្លៃតិចជាង $-1.$ បំណែកដាច់ដោយឡែកនៃសម្ភារៈបែបនេះអាចមានម៉ាស់អវិជ្ជមាន។ ..... ប៉ុន្តែរឿងមួយគឺច្បាស់។ សម្ពាធអវិជ្ជមានខ្លាំងបែបនេះមិនកើតឡើងចំពោះភាគល្អិតធម្មតា និងវាលនៅក្នុងទំនាក់ទំនងទូទៅទេ។ ការសង្កេតជាច្រើននាំទៅរកជួរដ៏តូចចង្អៀតនៃប៉ារ៉ាម៉ែត្រថាមពលងងឹតជាងអ្វីដែលធ្វើតាមហេតុផលទូទៅខាងលើ។
ការរួមបញ្ចូលគ្នានៃការទស្សន៍ទាយពីគំរូទ្រឹស្ដីផ្សេងៗ និងការសង្កេតដ៏ល្អបំផុតនៃ CMB រចនាសម្ព័ន្ធខ្នាតធំ និង supernovae នាំមកនូវលទ្ធផល $$\Omega_(dark)= 0.728^(+0.015)_(-0.016)$$$$w= -0.980 \pm0.053$
ប្រវត្តិសង្ខេបនៃថាមពលងងឹត
ថាមពលងងឹត ឬអ្វីដែលស្រដៀងនឹងវាបានកើតឡើងជាច្រើនដងក្នុងប្រវត្តិសាស្ត្រលោហធាតុ។ ប្រអប់របស់ Pandora ត្រូវបានបើកដោយ Einstein ដែលបានណែនាំវាលទំនាញទៅក្នុងសមីការរបស់គាត់។ ការពង្រីកលោហធាតុមិនទាន់ត្រូវបានរកឃើញនៅពេលនោះទេ ហើយសមីការបានណែនាំយ៉ាងត្រឹមត្រូវថាចក្រវាឡដែលមានរូបធាតុមិនអាចឋិតិវន្តដោយគ្មានការបន្ថែមគណិតវិទ្យាទេ - ថេរលោហធាតុ ដែលជាទូទៅត្រូវបានតំណាងដោយ $\Lambda$ ។ ឥទ្ធិពលគឺស្មើនឹងការបំពេញសកលលោកជាមួយនឹងសមុទ្រនៃថាមពលអវិជ្ជមាន ដែលនៅក្នុងនោះផ្កាយ និង nebulae រសាត់ទៅ។ របកគំហើញនៃផ្នែកបន្ថែមបានលុបបំបាត់តម្រូវការសម្រាប់ការបន្ថែមពិសេសនេះទៅនឹងទ្រឹស្តី។
ក្នុងទសវត្សរ៍បន្ទាប់ អ្នកទ្រឹស្តីដែលអស់សង្ឃឹមបានណែនាំ $\Lambda$ ជាទៀងទាត់ក្នុងការប៉ុនប៉ងពន្យល់ពីបាតុភូតតារាសាស្ត្រថ្មី។ ការត្រឡប់មកវិញទាំងនេះតែងតែមានរយៈពេលខ្លី ហើយជាធម្មតាត្រូវបានបញ្ចប់ដោយការពន្យល់ដែលអាចជឿជាក់បានបន្ថែមទៀតសម្រាប់ការរកឃើញ។ ទោះបីជាយ៉ាងណាក៏ដោយ ចាប់តាំងពីទសវត្សរ៍ឆ្នាំ 1960 មក គំនិតដែលថាថាមពលទំនេរ (សូន្យ) នៃភាគល្អិត និងវាលទាំងអស់ត្រូវតែបង្កើតពាក្យស្រដៀងនឹង $\Lambda$ ដោយជៀសមិនរួចបានចាប់ផ្តើមលេចឡើង។ លើសពីនេះ មានហេតុផលដើម្បីជឿថា ថេរលោហធាតុវិទ្យាអាចកើតឡើងដោយធម្មជាតិនៅដំណាក់កាលដំបូងនៃការវិវត្តន៍នៃសកលលោក។
នៅឆ្នាំ 1980 ទ្រឹស្តីនៃអតិផរណាត្រូវបានបង្កើតឡើង។ នៅក្នុងទ្រឹស្ដីនេះ សកលលោកដំបូងបានជួបប្រទះរយៈពេលនៃការពន្លឿនការពង្រីកអិចស្ប៉ូណង់ស្យែល។ ការពង្រីកនេះគឺដោយសារតែសម្ពាធអវិជ្ជមានដោយសារតែភាគល្អិតថ្មី - . Inflaton បានបង្ហាញថាទទួលបានជោគជ័យយ៉ាងខ្លាំង។ គាត់អនុញ្ញាតច្រើន។ ភាពផ្ទុយគ្នាទាំងនេះរួមមានបញ្ហានៃជើងមេឃនិងភាពរាបស្មើនៃសកលលោក។ ការទស្សន៍ទាយនៃទ្រឹស្ដីគឺស្របគ្នាល្អជាមួយនឹងការសង្កេតខាងលោហធាតុផ្សេងៗ។
ថាមពលងងឹត និងអនាគតនៃសកលលោក
ជាមួយនឹងការរកឃើញនៃថាមពលងងឹត គំនិតអំពីអនាគតដ៏ឆ្ងាយនៃសកលលោករបស់យើងអាចមានការផ្លាស់ប្តូរយ៉ាងខ្លាំង។ មុនពេលការរកឃើញនេះ សំណួរអំពីអនាគតត្រូវបានផ្សារភ្ជាប់យ៉ាងច្បាស់ជាមួយនឹងសំណួរនៃកោងនៃលំហរបីវិមាត្រ។ ប្រសិនបើ ដូចដែលមនុស្សជាច្រើនធ្លាប់បានជឿ ភាពកោងនៃលំហដោយ 2/3 បានកំណត់អត្រាបច្ចុប្បន្ននៃការពង្រីកចក្រវាឡ ហើយមិនមានថាមពលងងឹតទេ នោះចក្រវាឡនឹងពង្រីកដោយគ្មានកំណត់ ដោយបន្ថយបន្តិចម្តងៗ។ ឥឡូវនេះវាច្បាស់ណាស់ថាអនាគតត្រូវបានកំណត់ដោយលក្ខណៈសម្បត្តិនៃថាមពលងងឹត។
ដោយសារឥឡូវយើងស្គាល់អចលនទ្រព្យទាំងនេះមិនល្អ យើងមិនទាន់អាចទស្សន៍ទាយអនាគតបានទេ។ អ្នកអាចពិចារណាតែជម្រើសផ្សេងគ្នាប៉ុណ្ណោះ។ វាពិបាកក្នុងការនិយាយអំពីអ្វីដែលកើតឡើងនៅក្នុងទ្រឹស្តីជាមួយនឹងទំនាញផែនដីថ្មី ប៉ុន្តែមានឱកាសដើម្បីពិភាក្សាអំពីសេណារីយ៉ូផ្សេងទៀតនៅពេលនេះ។ ប្រសិនបើថាមពលងងឹតមានថេរក្នុងពេលវេលា ដូចទៅនឹងថាមពលបូមធូលី នោះសកលលោកនឹងជួបប្រទះនឹងការពន្លឿនការពង្រីកជានិច្ច។ នៅទីបំផុតកាឡាក់ស៊ីភាគច្រើននឹងផ្លាស់ទីឆ្ងាយពីយើងក្នុងចម្ងាយដ៏ច្រើន ហើយ Galaxy របស់យើង រួមជាមួយនឹងប្រទេសជិតខាងមួយចំនួននឹងប្រែទៅជាកោះមួយនៅក្នុងភាពទទេ។ ប្រសិនបើថាមពលងងឹតគឺជាថាមពលដ៏ច្រើន នោះនៅពេលអនាគតការពន្លឿនការពង្រីកអាចនឹងឈប់ ហើយថែមទាំងត្រូវបានជំនួសដោយការកន្ត្រាក់។ ក្នុងករណីចុងក្រោយ ចក្រវាឡនឹងត្រលប់ទៅស្ថានភាពដែលមានបញ្ហាក្តៅ និងក្រាស់ វានឹងមាន "Big Bang in reverse" ត្រឡប់មកវិញ។
ថវិកាថាមពលនៃសកលលោករបស់យើង។ វាគួរអោយយកចិត្តទុកដាក់ចំពោះការពិតដែលថាចំណែកនៃវត្ថុដែលធ្លាប់ស្គាល់ (ភពផ្កាយពិភពលោកជុំវិញយើង) មានត្រឹមតែ 4 ភាគរយប៉ុណ្ណោះដែលនៅសល់គឺជាទម្រង់ថាមពល "ងងឹត" ។
ជោគវាសនាកាន់តែអស្ចារ្យកំពុងរង់ចាំចក្រវាឡ ប្រសិនបើថាមពលងងឹតគឺជាខ្មោច ហើយដែលដង់ស៊ីតេថាមពលរបស់វាកើនឡើងឥតកំណត់។ ការពង្រីកសកលលោកនឹងកាន់តែលឿន វានឹងបង្កើនល្បឿនយ៉ាងខ្លាំង ដែលកាឡាក់ស៊ីនឹងត្រូវបានទាញចេញពីចង្កោម ផ្កាយពីកាឡាក់ស៊ី ភពនានាពីប្រព័ន្ធព្រះអាទិត្យ។ អ្វីៗនឹងមកដល់ចំណុចដែលអេឡិចត្រុងនឹងបំបែកចេញពីអាតូម ហើយស្នូលអាតូមនឹងត្រូវបែងចែកទៅជាប្រូតុង និងនឺត្រុង។ ដូចដែលពួកគេនិយាយ នឹងមានគម្លាតដ៏ធំមួយ។
យ៉ាងណាក៏ដោយ សេណារីយ៉ូបែបនេះហាក់មិនទំនងទាល់តែសោះ។ ភាគច្រើនទំនងជាដង់ស៊ីតេថាមពលនៃ phantom នឹងនៅមានកម្រិត។ ប៉ុន្តែសូម្បីតែពេលនោះ សកលលោកអាចរំពឹងថានឹងមានអនាគតមិនធម្មតា។ ការពិតគឺថានៅក្នុងទ្រឹស្ដីជាច្រើន ឥរិយាបទ phantom - ការកើនឡើងនៃដង់ស៊ីតេថាមពលជាមួយនឹងពេលវេលា - ត្រូវបានអមដោយអស្ថិរភាព។ ក្នុងករណីនេះ វាលខ្មោចនៅក្នុងសកលលោកនឹងក្លាយទៅជាមិនដូចគ្នាទេ ដង់ស៊ីតេថាមពលរបស់វានៅក្នុងផ្នែកផ្សេងៗនៃចក្រវាឡនឹងខុសគ្នា ផ្នែកខ្លះនឹងពង្រីកយ៉ាងឆាប់រហ័ស ហើយផ្នែកខ្លះអាចនឹងដួលរលំ។ ជោគវាសនារបស់ Galaxy របស់យើងនឹងអាស្រ័យលើតំបន់ដែលវាធ្លាក់ចូលទៅក្នុង។
ទោះជាយ៉ាងនេះក្តី ទាំងអស់នេះសំដៅទៅលើអនាគតដ៏ឆ្ងាយ សូម្បីតែតាមស្តង់ដារលោហធាតុ។ សម្រាប់រយៈពេល 20 ពាន់លានឆ្នាំខាងមុខ សកលលោកនឹងនៅតែដដែលដូចបច្ចុប្បន្ន។ យើងមានពេលដើម្បីយល់ពីលក្ខណៈសម្បត្តិនៃថាមពលងងឹត ហើយដោយហេតុនេះកាន់តែច្បាស់ជាទស្សន៍ទាយអំពីអនាគត ហើយប្រហែលជាមានឥទ្ធិពលលើវាទៀតផង។
