Galaxy Clusters และ Cosmic Web

Linas Juozenas

เส้นใย แผ่น และช่องว่างของสสารที่ทอดยาวในขนาดใหญ่ สะท้อนเมล็ดพันธุ์ความหนาแน่นในยุคแรก

เมื่อเรามองข้ามท้องฟ้ายามค่ำคืน ดาวนับพันล้านดวงที่เราเห็นส่วนใหญ่เป็นของกาแล็กซีทางช้างเผือกของเราเอง อย่างไรก็ตาม นอกขอบฟ้ากาแล็กซีของเรา จักรวาลนำเสนอผืนผ้าทอที่ยิ่งใหญ่กว่า—โครงข่ายจักรวาล—เครือข่ายขนาดใหญ่ของกลุ่มกาแล็กซี เส้นใย และช่องว่างว่างเปล่าขนาดมหึมาที่ทอดยาวข้ามหลายร้อยล้านปีแสง โครงสร้างขนาดใหญ่นี้สะท้อนเมล็ดพันธุ์เล็ก ๆ ของความผันแปรความหนาแน่นในจักรวาลยุคแรก ซึ่งถูกขยายโดยแรงโน้มถ่วงตลอดเวลาจักรวาล

ในบทความนี้ เราจะสำรวจว่ากระจุกดาราจักรก่อตัวอย่างไร พวกมันอยู่ในโครงข่ายจักรวาลของเส้นใยและแผ่นอย่างไร และลักษณะของช่องว่างใหญ่ที่อยู่ระหว่างโครงสร้างเหล่านี้เป็นอย่างไร โดยการเข้าใจว่ามวลสารจัดเรียงตัวอย่างไรในระดับใหญ่ที่สุด เราจะเปิดเผยข้อมูลเชิงลึกสำคัญเกี่ยวกับวิวัฒนาการและองค์ประกอบของจักรวาลเอง

1. การเกิดขึ้นของโครงสร้างขนาดใหญ่

1.1 จากความผันผวนดั้งเดิมสู่โครงข่ายจักรวาล

ไม่นานหลังจากบิ๊กแบง จักรวาลร้อนและหนาแน่นอย่างมาก ความผันผวนควอนตัมเล็กๆ ที่อาจเกิดขึ้นในช่วงการพองตัว สร้างความหนาแน่นมากและน้อยเล็กน้อยในกระจายตัวของสสารและรังสีที่เกือบสม่ำเสมอ เมื่อเวลาผ่านไป สสารมืด รวมตัวรอบพื้นที่ที่มีความหนาแน่นสูงเหล่านี้ ขณะที่จักรวาลขยายตัวและเย็นลง สสารบารีออน (ปกติ) ก็ไหลเข้าสู่ “หลุมศักย์” ของสสารมืด เพิ่มความแตกต่างของความหนาแน่น

ผลลัพธ์คือ โครงข่ายจักรวาล ที่เราเห็นในปัจจุบัน:

เส้นใย: โซ่ยาวและบางของดาราจักรและกลุ่มดาราจักรที่เรียงตัวตาม “กระดูกสันหลัง” ของสสารมืด
แผ่น (หรือผนัง): โครงสร้างสองมิติของสสารที่ยืดตัวระหว่างเส้นใย
ช่องว่าง: พื้นที่ที่มีความหนาแน่นต่ำมาก มีดาราจักรน้อย ครอบครองพื้นที่ส่วนใหญ่ของจักรวาล

1.2 กรอบงาน ΛCDM

ในแบบจำลองจักรวาลวิทยาที่เป็นที่ยอมรับ ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) พลังงานมืด (Λ) เป็นตัวขับเคลื่อนการขยายตัวเร่งของจักรวาล ขณะที่สสารมืดที่ไม่สัมพัทธ์ (เย็น) มีบทบาทหลักในการก่อตัวของโครงสร้าง ในสถานการณ์นี้ โครงสร้างจะก่อตัวแบบ ลำดับชั้น—ฮาโลขนาดเล็กจะรวมตัวเป็นฮาโลขนาดใหญ่ขึ้น สร้างคุณลักษณะขนาดใหญ่ที่เราสังเกตเห็น การกระจายตัวของดาราจักรในระดับนี้สอดคล้องอย่างมากกับผลลัพธ์จากการจำลองจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ ยืนยันแบบจำลอง ΛCDM

2. กระจุกดาราจักร: ยักษ์ใหญ่แห่งโครงข่ายจักรวาล

2.1 คำจำกัดความและลักษณะเด่น

กระจุกดาราจักร เป็นโครงสร้างที่มีแรงโน้มถ่วงยึดเหนี่ยวใหญ่ที่สุดในจักรวาล โดยปกติจะประกอบด้วยดาราจักรนับร้อยหรือแม้แต่พันดาราจักรภายในพื้นที่กว้างไม่กี่เมกะพาร์เซก คุณสมบัติสำคัญของกระจุกดาราจักรได้แก่:

ปริมาณสสารมืดสูง: สูงถึง ~80–90% ของมวลรวมของกระจุกเป็นสสารมืด
สื่อกลางร้อนภายในกระจุก (ICM): การสังเกตด้วยรังสีเอกซ์เผยให้เห็นก๊าซร้อนจำนวนมาก (อุณหภูมิ 10⁷–10⁸ K) ที่เติมเต็มช่องว่างระหว่างดาราจักรในกระจุก
แรงดึงดูดโน้มถ่วง: มวลรวมของกระจุกดาราจักรมีเพียงพอที่จะยึดสมาชิกไว้ด้วยกันแม้ในขณะที่จักรวาลขยายตัว ทำให้พวกมันเป็น “ระบบปิด” อย่างแท้จริงในช่วงเวลาคอสมิก

2.2 การก่อตัวผ่านการเติบโตแบบลำดับชั้น

กลุ่มเติบโตผ่านการสะสมกลุ่มเล็กและการรวมตัวกับกลุ่มอื่น — กระบวนการนี้ยังดำเนินอยู่ในยุคปัจจุบัน เนื่องจากพวกมันก่อตัวที่ จุดเชื่อม ของโครงข่ายจักรวาล (ที่เส้นใยตัดกัน) กลุ่มกาแล็กซีจึงทำหน้าที่เป็น “เมือง” ของจักรวาล แต่ละเมืองล้อมรอบด้วยเครือข่ายเส้นใยที่ให้อาหารสสารและกาแล็กซีแก่พวกมัน

2.3 เทคนิคการสังเกต

นักดาราศาสตร์ใช้วิธีต่างๆ ในการระบุและศึกษากลุ่มกาแล็กซี:

การสำรวจด้วยแสง: การรวมตัวของกาแล็กซีหลายร้อยดวงที่ผูกพันกัน พบในสำรวจ redshift ขนาดใหญ่เช่น SDSS, DES, หรือ DESI
การสังเกตด้วยรังสีเอกซ์: ก๊าซร้อนในกลุ่มปล่อยรังสีเอกซ์อย่างเข้มข้น ทำให้อุปกรณ์อย่าง Chandra และ XMM-Newton มีความสำคัญในการตรวจจับกลุ่ม
เลนส์โน้มถ่วง: มวลมหาศาลของกลุ่มทำให้แสงจากแหล่งเบื้องหลังโค้งงอ ให้การวัดมวลรวมของกลุ่มอย่างอิสระ

กลุ่มทำหน้าที่เป็นห้องปฏิบัติการจักรวาลสำคัญ — โดยการวัดจำนวนและการกระจายตัวตาม redshift นักวิทยาศาสตร์สรุปพารามิเตอร์จักรวาลวิทยาที่สำคัญ รวมถึงความแปรปรวนของความหนาแน่น (σ₈), ความหนาแน่นของสสาร (Ω_m), และลักษณะของพลังงานมืด

3. โครงข่ายจักรวาล: เส้นใย, แผ่น, และ Void

3.1 เส้นใย: ทางหลวงของสสาร

เส้นใย คือโครงสร้างยาวคล้ายเชือกของสสารมืดและบาเรียนที่นำทางการไหลของกาแล็กซีและก๊าซไปยังศูนย์กลางกลุ่ม พวกมันมีขนาดตั้งแต่ไม่กี่เมกะพาร์เซกจนถึงสิบหรือร้อยเมกะพาร์เซก ตามเส้นใยเหล่านี้ กลุ่มกาแล็กซีขนาดเล็กและกลุ่มก่อตัวเป็น “ไข่มุกบนเส้นด้าย” — แต่ละบริเวณมีมวลเพิ่มขึ้นเมื่อเส้นใยตัดกัน

ความแตกต่างของความหนาแน่น: เส้นใยมักมีความหนาแน่นเฉลี่ยของจักรวาลสูงกว่าปกติหลายเท่าถึงสิบเท่า แม้จะมีความหนาแน่นน้อยกว่าศูนย์กลางกลุ่ม
การไหลของก๊าซและกาแล็กซี: แรงโน้มถ่วงขับเคลื่อนก๊าซและกาแล็กซีตามเส้นใยเหล่านี้ไปยังจุดมวลสูง (กลุ่ม)

3.2 แผ่นหรือผนัง

ตั้งอยู่ระหว่างหรือเชื่อมต่อเส้นใย, แผ่น (บางครั้งเรียกว่า “ผนัง”) เป็นโครงสร้างแบนขนาดใหญ่ ตัวอย่างที่สังเกตได้ เช่น Great Wall ที่ค้นพบในการสำรวจกาแล็กซี ยืดออกไปหลายร้อยเมกะพาร์เซก แม้จะไม่แคบหรือหนาแน่นเท่าเส้นใย แต่แผ่นเหล่านี้ทำหน้าที่เป็นโซนเปลี่ยนผ่าน เชื่อมต่อเส้นใยที่มีความหนาแน่นต่ำกว่าและ void ที่มีความหนาแน่นต่ำอย่างมาก

3.3 Void: ถ้ำจักรวาล

Void คือบริเวณอวกาศขนาดใหญ่ที่แทบว่างเปล่า มีจำนวนกาแล็กซีเพียงส่วนน้อยเมื่อเทียบกับเส้นใยหรือกลุ่มกาแล็กซี พวกมันสามารถมีขนาดกว้างเป็นสิบเมกะพาร์เซก ครอบครองปริมาตรส่วนใหญ่ของจักรวาลแต่มีมวลเพียงส่วนน้อยเท่านั้น

โครงสร้างภายในช่องว่าง: ช่องว่างไม่ได้ว่างเปล่าทั้งหมด กาแล็กซีแคระและเส้นใยเล็ก ๆ สามารถมีอยู่ภายใน แต่มีความหนาแน่นต่ำกว่าค่าเฉลี่ยของจักรวาลประมาณ 5–10 เท่า
ความเกี่ยวข้องกับจักรวาลวิทยา: ช่องว่างไวต่อธรรมชาติของพลังงานมืด ทฤษฎีแรงโน้มถ่วงทางเลือก และความผันผวนของความหนาแน่นขนาดเล็ก ช่องว่างจึงกลายเป็นแนวหน้าสำหรับการทดสอบความเบี่ยงเบนจาก ΛCDM มาตรฐาน

4. หลักฐานสำหรับเว็บจักรวาล

4.1 การสำรวจเรดชิฟต์กาแล็กซี

การค้นพบเส้นใยและช่องว่างขนาดใหญ่ชัดเจนขึ้นด้วย การสำรวจเรดชิฟต์ ในทศวรรษ 1970 และ 80 (เช่น CfA Redshift Survey) เผยให้เห็น “กำแพงใหญ่” ของกาแล็กซีและช่องว่างกว้าง โครงการสมัยใหม่ที่ใหญ่กว่า—2dFGRS, SDSS, DESI—ได้ทำแผนที่กาแล็กซีหลายล้านดวง แสดงให้เห็นอย่างชัดเจนถึงการจัดเรียงแบบเว็บที่สอดคล้องกับการจำลองจักรวาล

4.2 พื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB)

การสังเกตความไม่สม่ำเสมอของ CMB โดย Planck, WMAP และภารกิจก่อนหน้า ยืนยันสเปกตรัมเริ่มต้นของความผันผวน เมื่อพัฒนาในอนาคตผ่านการจำลอง ความผันผวนเหล่านี้เติบโตเป็นรูปแบบเว็บจักรวาล ความแม่นยำสูงของ CMB จึงให้ข้อจำกัดสำคัญเกี่ยวกับเมล็ดพันธุ์ของโครงสร้างขนาดใหญ่

4.3 การเลนส์โน้มถ่วงและการเลนส์อ่อน

การเลนส์อ่อน ศึกษาการบิดเบือนเล็กน้อยของรูปร่างกาแล็กซีพื้นหลังโดยมวลที่อยู่ระหว่างกลาง การสำรวจเช่น CFHTLenS และ KiDS แสดงให้เห็นว่ามวลติดตามรูปแบบเว็บจักรวาลที่สรุปจากการกระจายตัวของกาแล็กซี เสริมความเชื่อว่ามวลมืดมีโครงสร้างคล้ายกับสสารบาเรียลในระดับใหญ่

5. มุมมองทางทฤษฎีและการจำลอง

5.1 การจำลอง N-Body

โครงร่างของเว็บจักรวาลเกิดขึ้นโดยธรรมชาติใน การจำลอง N-body ของสสารมืด ซึ่งอนุภาคพันล้านตัวยุบตัวด้วยแรงโน้มถ่วงเพื่อก่อตัวเป็นฮาโลและเส้นใย จุดสำคัญ:

การเกิดเว็บ: เส้นใยเชื่อมต่อบริเวณที่มีความหนาแน่นสูง (กระจุก, กลุ่ม) ตามการไหลของแรงโน้มถ่วงของสสารตามความชันศักย์
ช่องว่าง: ก่อตัวในบริเวณที่มีความหนาแน่นต่ำซึ่งการไหลของแรงโน้มถ่วงทำให้สสารถูกอพยพออกไป เพิ่มความว่างเปล่าให้มากขึ้น

5.2 ไฮโดรไดนามิกส์และการก่อตัวของกาแล็กซี

การเพิ่ม ไฮโดรไดนามิกส์ (ฟิสิกส์ก๊าซ, การก่อตัวของดาว, ป้อนกลับ) ลงในโค้ด N-body ช่วยปรับปรุงวิธีที่กาแล็กซีเติมเต็มเว็บจักรวาลได้ดีขึ้น:

การไหลเข้าของก๊าซเส้นใย: ในการจำลองหลายครั้ง ก๊าซเย็นจะไหลตามเส้นใยเข้าสู่กาแล็กซีที่กำลังก่อตัว เพื่อเป็นเชื้อเพลิงสำหรับการก่อตัวของดาว
กระบวนการป้อนกลับ: ซูเปอร์โนวาและการไหลออกของ AGN สามารถรบกวนหรือทำให้ก๊าซที่ไหลเข้าร้อนขึ้น ซึ่งอาจเปลี่ยนแปลงโครงสร้างเว็บท้องถิ่นได้

5.3 ความท้าทายที่ยังดำเนินอยู่

ความตึงเครียดขนาดเล็ก: ปัญหาเช่นความแตกต่างระหว่างแกนกลางกับคอร์ป หรือปัญหา “too-big-to-fail” เน้นความแตกต่างระหว่างการทำนายมาตรฐาน ΛCDM กับการสังเกตกาแล็กซีในท้องถิ่น
วอยด์จักรวาล: การจำลองรายละเอียดของพลวัตวอยด์และโครงสร้างย่อยภายในยังคงเป็นพื้นที่วิจัยที่ดำเนินอยู่

6. วิวัฒนาการของโครงข่ายจักรวาลตามกาลเวลา

6.1 ยุคแรก: เรดชิฟต์สูง

ไม่นานหลังการรีไอออไนเซชัน (เรดชิฟต์ z ∼ 6–10) โครงข่ายจักรวาลยังไม่ชัดเจนมากนักแต่ยังเห็นได้ในกระจายของฮาโลขนาดเล็กและกาแล็กซีเริ่มต้น เส้นใยอาจจะแคบและกระจายมากขึ้น แต่ก็ชี้นำกระแสก๊าซแรกเข้าสู่ศูนย์กลางโปรโตกาแล็กซี

6.2 โครงข่ายที่เจริญ: เรดชิฟต์ช่วงกลาง

เมื่อเรดชิฟต์ประมาณ z ∼ 1–3 เส้นใยได้เติบโตแข็งแกร่งขึ้น ป้อนก๊าซให้กาแล็กซีที่ก่อตัวดาวอย่างรวดเร็ว กลุ่มดาวกำลังอยู่ในช่วงรวมตัวขนาดใหญ่ โดยมีการรวมตัวกันอย่างต่อเนื่องที่กำหนดโครงสร้างของพวกมัน

6.3 ปัจจุบัน: จุดเชื่อมโยงและวอยด์ที่ขยายตัว

ปัจจุบัน กลุ่มดาวเป็นจุดเชื่อมโยงที่เจริญเต็มที่ในโครงข่าย ขณะที่วอยด์ขยายตัวอย่างมากภายใต้อิทธิพลของพลังงานมืด กาแล็กซีจำนวนมากอาศัยอยู่ในเส้นใยหนาแน่นหรือสภาพแวดล้อมของกลุ่มดาว แต่บางส่วนยังคงแยกตัวในภายในวอยด์ วิวัฒนาการไปในเส้นทางที่แตกต่างกันอย่างมาก

7. กลุ่มดาวเป็นเครื่องมือสำรวจจักรวาล

เนื่องจากกลุ่มดาวเป็นโครงสร้างที่มีมวลมากที่สุด การมีอยู่ของพวกมันในยุคจักรวาลต่าง ๆ จึงไวต่อ:

ความหนาแน่นของสสารมืด (Ω_m): สสารมากขึ้นนำไปสู่การก่อตัวของกลุ่มดาวมากขึ้น
ความแปรปรวนของความหนาแน่น (σ₈): ความแปรปรวนที่แรงขึ้นทำให้เกิดฮาโลมวลมากขึ้นในช่วงต้น
พลังงานมืด: มีอิทธิพลต่ออัตราการเติบโตของโครงสร้าง จักรวาลที่มีความหนาแน่นของพลังงานมืดสูงกว่าหรือการขยายตัวที่เร่งมากขึ้นอาจชะลอการก่อตัวของกลุ่มดาวในช่วงเวลาต่อมา

ดังนั้น การนับจำนวนกลุ่มดาว การวัดมวลของพวกมัน (ผ่านรังสีเอกซ์ เลนซิ่ง หรือผลซันยาเอฟ-เซลด์วิช) และการติดตามการเปลี่ยนแปลงความอุดมสมบูรณ์ของกลุ่มดาวตามเรดชิฟต์ จึงให้ข้อจำกัดทางจักรวาลวิทยาที่แข็งแกร่ง

8. โครงข่ายจักรวาลและวิวัฒนาการของกาแล็กซี

8.1 ผลกระทบจากสิ่งแวดล้อม

สภาพแวดล้อมของโครงข่ายจักรวาลมีอิทธิพลต่อวิวัฒนาการของกาแล็กซี:

ในแกนกลางของกลุ่มดาว: การปะทะด้วยความเร็วสูง การลอกก๊าซด้วยแรงดันลม และการรวมตัวกันสามารถยับยั้งการก่อตัวดาว นำไปสู่กาแล็กซีวงรีขนาดใหญ่
การ "ป้อน" เส้นใย: กาแล็กซีเกลียวอาจยังคงก่อตัวดาวได้อย่างมีประสิทธิภาพหากพวกมันดูดซับก๊าซสดใหม่จากเส้นใยอย่างต่อเนื่อง
กาแล็กซีวอยด์: มักจะแยกตัวออกมา กาแล็กซีเหล่านี้อาจมีเส้นทางวิวัฒนาการที่ช้ากว่า รักษาก๊าซไว้มากขึ้นและยังคงก่อตัวดาวได้ยาวนานขึ้นในช่วงเวลาคอสมิก

8.2 การเสริมธาตุเคมี

กาแล็กซีที่ก่อตัวในโหนดที่หนาแน่นประสบกับการระเบิดดาวและปฏิกิริยาตอบกลับซ้ำๆ กระจายธาตุหนักเข้าสู่สื่อระหว่างกลุ่มก้อนหรือไปตามเส้นใย แม้แต่กาแล็กซีในช่องว่างก็ได้รับการเสริมธาตุบางส่วนผ่านการไหลออกเป็นครั้งคราวหรือการไหลของจักรวาล แม้จะในอัตราที่ต่ำกว่าโดยทั่วไป

9. ทิศทางและการสังเกตในอนาคต

9.1 การสำรวจขนาดใหญ่รุ่นถัดไป

โครงการอย่าง LSST, Euclid และ Nancy Grace Roman Space Telescope จะทำแผนที่กาแล็กซีพันล้านดวง ปรับปรุงมุมมอง 3 มิติของโครงสร้างจักรวาลให้แม่นยำอย่างไม่เคยมีมาก่อน ด้วยข้อมูลเลนส์ที่ดีขึ้น เราจะมีภาพที่ชัดเจนขึ้นว่ามวลสสารมืดกระจายอย่างไร

9.2 การสังเกตลึกของเส้นใยและช่องว่าง

การสังเกต สื่อระหว่างกาแล็กซีที่อบอุ่น-ร้อน (WHIM) ในเส้นใยยังคงเป็นความท้าทาย ภารกิจรังสีเอกซ์ในอนาคต (เช่น Athena) และข้อมูลสเปกโตรสโกปีที่ดีขึ้นในย่านอัลตราไวโอเลตหรือรังสีเอกซ์อาจตรวจจับก๊าซกระจายที่เชื่อมระหว่างกาแล็กซีได้ในที่สุด เปิดเผยบาเรียมที่หายไปในโครงข่ายจักรวาล

9.3 จักรวาลวิทยาช่องว่างความแม่นยำสูง

ในฐานะสาขาย่อยที่เกิดขึ้นใหม่ จักรวาลวิทยาช่องว่าง มีเป้าหมายที่จะใช้คุณสมบัติของช่องว่าง (การกระจายขนาด รูปร่าง การไหลของความเร็ว) เพื่อทดสอบทฤษฎีแรงโน้มถ่วงทางเลือก แบบจำลองพลังงานมืด และกรอบงานอื่นๆ ที่ไม่ใช่ ΛCDM

10. บทสรุป

กลุ่มกาแล็กซีที่ยึดโครงข่ายจักรวาลไว้และเส้นใย แผ่น และช่องว่างที่ถักทออยู่ระหว่างพวกมัน คือการออกแบบอันยิ่งใหญ่ของจักรวาลในระดับที่ใหญ่ที่สุด กำเนิดจากความผันผวนของความหนาแน่นเล็กน้อยในจักรวาลยุคแรก โครงสร้างเหล่านี้เติบโตขึ้นภายใต้แรงโน้มถ่วง ถูกกำหนดรูปร่างโดยคุณสมบัติการรวมตัวของสสารมืดและการขยายตัวที่เร่งขึ้นซึ่งขับเคลื่อนโดยพลังงานมืด

ปัจจุบัน เราได้เห็นโครงข่ายจักรวาลที่เคลื่อนไหวอย่างมีพลวัตเต็มไปด้วยกลุ่มก้อนขนาดมหึมา เส้นใยซับซ้อนที่เต็มไปด้วยกาแล็กซี และช่องว่างกว้างใหญ่ที่แทบจะว่างเปล่า โครงสร้างอันยิ่งใหญ่นี้ไม่เพียงแสดงให้เห็นพลังของฟิสิกส์แรงโน้มถ่วงในระดับระหว่างกาแล็กซีเท่านั้น แต่ยังทำหน้าที่เป็นห้องปฏิบัติการสำคัญในการทดสอบแบบจำลองจักรวาลวิทยาของเราและเพิ่มพูนความเข้าใจเกี่ยวกับวิธีที่กาแล็กซีวิวัฒนาการในมุมที่อุดมสมบูรณ์หรือว่างเปล่าที่สุดของจักรวาล

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “เส้นใยถูกถักทอเข้าสู่โครงข่ายจักรวาลอย่างไร.” Nature, 380, 603–606.
de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “ชิ้นส่วนของจักรวาล.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
Springel, V., et al. (2005). “การจำลองการก่อตัว วิวัฒนาการ และการรวมกลุ่มของกาแล็กซีและควาซาร์.” Nature, 435, 629–636.
Cautun, M., et al. (2014). “โครงข่ายสสารมืดเย็นในจักรวาล.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). “ช่องว่างจักรวาล: โครงสร้าง พลวัต และกาแล็กซี.” International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.

← บทความก่อนหน้า บทความถัดไป →

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา