Current Debates and Outstanding Questions

การถกเถียงปัจจุบันและคำถามที่ยังค้างคา

ปริศนาที่ยังไม่ได้คำตอบในจักรวาลวิทยา: ธรรมชาติที่แท้จริงของภาวะเงินเฟ้อ สสารมืด พลังงานมืด และโทโพโลยีจักรวาล

1. บทนำ: ความสำเร็จและข้อจำกัดของ ΛCDM

จักรวาลวิทยาร่วมสมัยตั้งอยู่บนโมเดล ΛCDM:

ภาวะเงินเฟ้อ เป็นเมล็ดพันธุ์ของความแปรปรวนแบบเกือบไม่ขึ้นกับสเกลและอะดีอาบาติกในช่วงต้น
สสารมืดเย็น (CDM) เป็นส่วนใหญ่ของสสาร (~26% ของความหนาแน่นพลังงานทั้งหมด)
พลังงานมืด (ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา Λ) คิดเป็นประมาณ 70% ของงบพลังงานปัจจุบัน
สสารบาเรีย อยู่ที่ประมาณ 5% โดยมีส่วนร่วมจากรังสีหรือสปีชีส์สัมพัทธ์น้อยมาก

โมเดลนี้สอดคล้องกับความไม่สม่ำเสมอของพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล (CMB) โครงสร้างขนาดใหญ่ (LSS) และการวัดเช่นการสั่นสะเทือนอะคูสติกของบาเรีย (BAOs) อย่างไรก็ตาม ยังมี ปริศนา บางอย่างที่ยังไม่แก้ไข ได้แก่

กลไกและฟิสิกส์โดยละเอียดของ ภาวะเงินเฟ้อ—เรามั่นใจหรือไม่ว่ามันเกิดขึ้น และถ้าใช่ เกิดขึ้นอย่างไร?
ธรรมชาติของสสารมืด—โดยเฉพาะตัวตนและมวลของอนุภาคที่ไม่รู้จัก หรือคำอธิบายแรงโน้มถ่วงทางเลือก
ธรรมชาติของพลังงานมืด—มันเป็นค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาจริงหรือ หรือเป็นสิ่งที่เปลี่ยนแปลงได้หรือการดัดแปลงแรงโน้มถ่วง?
โทโพโลยีจักรวาล—จักรวาลของเราเป็นอนันต์และเชื่อมต่ออย่างง่ายจริงหรือ หรืออาจมีเรขาคณิตทั่วโลกที่ซับซ้อน?

ด้านล่างนี้ เราจะเจาะลึกแต่ละปริศนา โดยเน้นข้อเสนอเชิงทฤษฎี ความตึงเครียดทางสังเกต และเส้นทางที่เป็นไปได้ในทศวรรษหน้า

2. ธรรมชาติที่แท้จริงของภาวะเงินเฟ้อ

2.1 ความสำเร็จและส่วนที่ขาดหายของภาวะเงินเฟ้อ

ภาวะเงินเฟ้อ เสนอช่วงเวลาสั้น ๆ ของการขยายตัวแบบเอ็กซ์โพเนนเชียล (หรือใกล้เคียง) ในจักรวาลยุคแรก แก้ปัญหาเรื่องขอบฟ้า ความเรียบ และโมโนโพลล์ ทำนายความแปรปรวนแบบเกาส์เซียนที่เกือบจะไม่ขึ้นกับสเกล—สอดคล้องกับข้อมูล CMB อย่างไรก็ตาม สนาม อินแฟลตอน เฉพาะเจาะจง ศักย์ V(φ) และฟิสิกส์พลังงานสูงเบื้องหลังภาวะเงินเฟ้อยังคงไม่ทราบ

ความท้าทายที่เปิดอยู่:

ระดับพลังงาน ของภาวะเงินเฟ้อ: จนถึงตอนนี้มีเพียงขีดจำกัดบนของแอมพลิจูดคลื่นความโน้มถ่วง (อัตราส่วนเทนเซอร์ต่อสเกลาร์ r) เท่านั้น การตรวจจับโพลาไรเซชัน B-mode ดั้งเดิมอาจระบุระดับพลังงานของภาวะเงินเฟ้อได้ (อาจประมาณ ~10¹⁶ GeV)
เงื่อนไขเริ่มต้น: ภาวะเงินเฟ้อเป็นสิ่งที่หลีกเลี่ยงไม่ได้จริงหรือ หรือขึ้นอยู่กับการตั้งค่าพิเศษบางอย่าง?
ภาวะเงินเฟ้อแบบหลายส่วนหรือไม่มีที่สิ้นสุด: บางโมเดลสร้าง “มัลติเวิร์ส” โดยมีภาวะเงินเฟ้อที่ไม่สิ้นสุดในบางพื้นที่ ทางสังเกตยังไม่มีหลักฐานโดยตรง ทำให้แนวคิดภาวะเงินเฟ้อไม่มีที่สิ้นสุดเป็นเรื่องเชิงปรัชญามากกว่า

2.2 การทดสอบภาวะเงินเฟ้อด้วย B-Modes และ Non-Gaussianities

การตรวจจับ โหมด B เริ่มแรก ถือเป็น “หลักฐานเด็ด” สำหรับคลื่นความโน้มถ่วงจากการพองตัวของจักรวาล การทดลองปัจจุบัน (BICEP, POLARBEAR, SPT) และภารกิจในอนาคต (LiteBIRD, CMB-S4) มุ่งลดขีดจำกัดบนของ r ลงสู่ ~10^-3 ขณะเดียวกัน การค้นหา ความไม่เป็นเกาส์เซียน (f_NL) ในข้อมูล CMB/LSS สามารถแยกแยะระหว่างการพองตัวแบบช้าในสนามเดียวกับแบบหลายสนามหรือแบบไม่ปกติได้ จนถึงตอนนี้ยังไม่มีการตรวจพบความไม่เป็นเกาส์เซียนขนาดใหญ่ ซึ่งสอดคล้องกับแบบจำลองการพองตัวแบบช้าอย่างง่าย การยืนยันหรือปฏิเสธศักยภาพการพองตัวในช่วงต่าง ๆ ยังคงเป็นภารกิจที่ดำเนินต่อไป

3. สสารมืด: คลี่คลายมวลที่ซ่อนอยู่

3.1 หลักฐานและแบบจำลอง

สสารมืด ถูกสรุปจากเส้นโค้งการหมุนของกาแล็กซี, พลวัตของกระจุกกาแล็กซี, เลนส์แรงโน้มถ่วง และสเปกตรัมพลังงานพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล มันน่าจะเป็นโครงสร้างพื้นฐานสำหรับโครงสร้างขนาดใหญ่ โดยมีมวลมากกว่าบาเรียนประมาณห้าเท่า อย่างไรก็ตาม อนุภาค หรือ ฟิสิกส์ ที่อยู่เบื้องหลังสสารมืดยังคงไม่ทราบ ชนิดของผู้สมัครชั้นนำ:

WIMP (อนุภาคมวลมากที่มีปฏิสัมพันธ์อ่อน): ถูกจำกัดอย่างเข้มงวดจากการตรวจจับโดยตรงและยังไม่มีสัญญาณชัดเจน
แอกซิออน หรือสเกลาร์น้ำหนักเบามาก: กำลังถูกค้นหาโดย ADMX, HAYSTAC หรือข้อจำกัดจากรังสีจักรวาล
นิวตริโนสเตอไรล์, โฟตอนมืด หรือข้อเสนอแปลกใหม่อื่น ๆ

3.2 รอยร้าวหรือทางเลือกที่เป็นไปได้

ความตึงเครียดในการสังเกตที่ขนาดเล็ก เช่น ปัญหาปลายยอด–แกนกลาง ดาวบริวารที่หายไป และระนาบของดาวบริวาร ก่อให้เกิดการถกเถียงว่าคำอธิบายของ สสารมืดเย็น (CDM) ครบถ้วนหรือไม่ ทางแก้ที่เสนอรวมถึงปฏิกิริยาคืนกลับของบาเรียน, สสารมืด อุ่น หรือ มีปฏิสัมพันธ์กับตัวเอง อีกทางเลือกหนึ่งคือกรอบ แรงโน้มถ่วงดัดแปลง (MOND, แรงโน้มถ่วงเกิดใหม่) ที่ไม่ต้องการสสารมืด แต่โดยทั่วไปมักมีปัญหาในการอธิบายข้อมูลเลนส์ของกระจุกดาวหรือโครงข่ายจักรวาลได้ดีเท่า CDM

3.3 ขั้นตอนถัดไป

การทดลองตรวจจับโดยตรงที่กำลังจะมาถึงผลักดันค่าตัดขวางของ WIMP ไปสู่ “ระดับนิวตริโน” หากไม่มีการค้นพบใด ๆ อาจเป็นไปได้ว่า WIMP ที่มีมวลต่ำกว่า อนุภาคที่คล้ายแอกซิออน หรือคำอธิบายที่ไม่ใช่อนุภาคจะได้รับความสนใจ ในขณะเดียวกัน การทำแผนที่จักรวาลอย่างแม่นยำ (เช่น DESI, Euclid, SKA) อาจตรวจจับผลกระทบเล็กน้อยของปฏิสัมพันธ์ของสสารมืด หรือเปิดเผยโครงสร้าง “ซับฮาโล” ขนาดเล็ก ช่วยชี้ชัดว่าสสารมืดเย็นแบบมาตรฐาน (CDM) ทำงานได้อย่างราบรื่นหรือไม่ คำถาม “สสารมืดคืออะไรจริง ๆ?” ยังคงเป็นหนึ่งในปริศนาที่ยิ่งใหญ่ที่สุดในฟิสิกส์

4. พลังงานมืด: Λ คือแค่จุดเริ่มต้นหรือไม่?

4.1 สถานะการสังเกตการณ์

การเร่งความเร็วของจักรวาลมักถูกพารามิเตอร์ด้วย สมการสถานะ w = p/ρ พลังงานสุญญากาศที่คงที่สมบูรณ์ให้ค่า w = -1 ข้อมูลปัจจุบัน (CMB, BAO, ซูเปอร์โนวา, เลนส์) วัดค่า w = -1 ± 0.03 ดังนั้นจึงไม่มีหลักฐานชัดเจนสำหรับพลังงานมืดแบบไดนามิกหรือฟิสิกส์ใหม่ แต่ยังมีความไม่แน่นอนเหลืออยู่ เปิดโอกาสสำหรับควินเทสเซนซ์หรือการปรับเปลี่ยนแรงโน้มถ่วงทั่วไป

4.2 การปรับแต่งอย่างละเอียดและปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา

ถ้า Λ เกิดจากพลังงานสุญญากาศ การประมาณทางทฤษฎีจะสูงกว่าค่าที่สังเกตได้ถึง 10⁵⁰–10¹²⁰ เท่า กลไกในการลดพลังงานสุญญากาศหรือปรับแต่งให้ใกล้ศูนย์ยังไม่เป็นที่รู้จัก บางคนใช้เหตุผลเชิงมนุษยนิยม (multiverse) บางคนเสนอสนามไดนามิกหรือกลไกการยกเลิกที่พลังงานต่ำ ปัญหา “ค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา” นี้ถือเป็นปริศนาที่ใหญ่ที่สุดในฟิสิกส์พื้นฐาน

4.3 การค้นหาการเปลี่ยนแปลงหรือทางเลือกอื่น

การสำรวจในอนาคต (DESI, Euclid, Nancy Grace Roman Telescope) จะเพิ่มข้อจำกัดเกี่ยวกับ w(z)≠ค่าคงที่ หรืออีกทางหนึ่ง การวัดการเติบโตของจักรวาล—การบิดเบือนในพื้นที่เรดชิฟต์, เลนส์อ่อน—ทดสอบว่าการเร่งความเร็วของจักรวาลอาจเกิดจากแรงโน้มถ่วงที่ปรับเปลี่ยนหรือไม่ จนถึงตอนนี้ยังไม่มีสัญญาณชัดเจนของการเบี่ยงเบนจาก ΛCDM แต่แม้การเปลี่ยนแปลงเล็กน้อยหรือส่วนประกอบใหม่ที่ละเอียดอ่อน (เช่น พลังงานมืดในช่วงต้น) ก็อาจแก้ปัญหาเช่น ความตึงเครียดฮับเบิล การยืนยันหรือปฏิเสธสถานการณ์เหล่านี้นอกเหนือจาก ΛCDM มาตรฐานเป็นแนวหน้าที่สำคัญ

5. โทโพโลยีจักรวาล: รูปทรงอนันต์, จำกัด หรือแปลกใหม่?

5.1 ความเรียบแบนกับโทโพโลยี

เรขาคณิตท้องถิ่น ของจักรวาลใกล้เคียงกับความเรียบแบน ตามที่แสดงโดยจุดสูงสุดแรกในสเปกตรัมพลังงานของ CMB แต่ “ความเรียบแบน” ไม่ได้รับประกันว่ามีขอบเขตอนันต์หรือโทโพโลยีที่เรียบง่าย จักรวาลอาจถูก “พันรอบ” ทางโทโพโลยีในระดับที่ใหญ่กว่าขอบฟ้า สร้างพื้นที่ที่ ซ้ำกันเหมือนกัน การตรวจสอบทางสังเกตการณ์จะค้นหา วงกลมบนท้องฟ้า ใน CMB หรือรูปแบบที่ตรงกันในทิศทางที่แยกจากกันด้วยมุมกว้าง จนถึงตอนนี้ผลลัพธ์เป็นลบหรือไม่ชัดเจน

5.2 เบาะแสที่เป็นไปได้

ความผิดปกติบางอย่างที่มุมกว้างใน CMB (เช่น การจัดเรียงของมุมต่ำ, “จุดเย็น”) ได้สร้างแรงบันดาลใจให้เกิดการคาดเดาเกี่ยวกับโทโพโลยีจักรวาลที่ซับซ้อนหรือผนังโดเมน อย่างไรก็ตาม ข้อมูลส่วนใหญ่ยังคงสอดคล้องกับโทโพโลยีที่เชื่อมต่ออย่างง่ายและมีขนาดใหญ่ (อาจเป็นอนันต์) หากโทโพโลยีแปลกใหม่มีอยู่จริง จะต้องอยู่ในระดับที่เกินขอบเขตที่สังเกตได้ประมาณ 30 Gpc หรือสร้างสัญญาณที่ละเอียดอ่อนซึ่งขัดแย้งกับความผิดปกติทั่วไป การปรับปรุงข้อมูลโพลาไรเซชันของ CMB หรือโทโมกราฟี 21 ซม. อาจเปิดเผยข้อมูลเพิ่มเติมได้

5.3 ข้อจำกัดทางปรัชญาและการสังเกตการณ์

เนื่องจากโทโพโลยีของจักรวาลอาจทดสอบได้แน่ชัดเพียงแค่ระดับขอบฟ้า คำถามเกี่ยวกับโครงสร้างทั่วโลกที่อยู่นอกเหนือจึงยังคงเป็นปรัชญาบางส่วน บางแบบจำลอง (เช่น ภาวะเงินเฟ้อหรือจักรวาลหมุนเวียน) อาจสนับสนุนการขยายตัวไม่สิ้นสุดหรือวงจรซ้ำๆ ในเชิงสังเกต สิ่งที่ดีที่สุดที่เราทำได้คือปรับปรุงข้อจำกัดเกี่ยวกับ “ขนาดเซลล์” ขั้นต่ำหรือการระบุแบบโทรัส จนถึงตอนนี้ สมมติฐานที่ง่ายที่สุดคือจักรวาลเชื่อมต่ออย่างง่ายบนขนาดที่สังเกตได้ใหญ่ที่สุด

6. ความตึงเครียดฮับเบิล: อาการของฟิสิกส์ใหม่หรือระบบ?

6.1 ท้องถิ่นกับจักรวาลยุคต้น

หนึ่งในข้อโต้แย้งที่เร่งด่วนที่สุดคือ ความตึงเครียดฮับเบิล: การวัดระยะทางในท้องถิ่นที่ได้ H₀≈73 กม./วินาที/เมกะพาร์เซค เทียบกับการประมาณค่า ΛCDM จากแผนกที่ ~67 กม./วินาที/เมกะพาร์เซค หากเป็นจริง แสดงถึงฟิสิกส์ใหม่ เช่น พลังงานมืดในช่วงต้น สปีชีส์นิวตริโนเพิ่มเติม หรือเงื่อนไขเริ่มต้นของภาวะเงินเฟ้อที่เปลี่ยนแปลงไป อีกทางหนึ่ง ความตึงเครียดอาจเป็นระบบในกระบวนการสอบเทียบเซเฟอิด/ซูเปอร์โนวาหรือการตีความข้อมูล+แบบจำลองของแผนก

6.2 แนวทางแก้ไขที่เสนอ

พลังงานมืดในช่วงต้น: การฉีดพลังงานเล็กน้อยก่อนการรวมตัวใหม่ทำให้ค่าคงที่ฮับเบิลที่ได้จากข้อมูล CMB สูงขึ้น
สปีชีส์เร่งความเร็วพิเศษ: ΔN_eff เพิ่มเติมอาจเร่งการขยายตัวในช่วงต้น ส่งผลให้ขนาดเสียงอะคูสติกเปลี่ยนไป
ช่องว่างท้องถิ่น: ความหนาแน่นต่ำขนาดใหญ่ในท้องถิ่นอาจทำให้การวัดในท้องถิ่นสูงเกินจริง หลักฐานการสังเกตสำหรับช่องว่างขนาดใหญ่นี้ยังอ่อนแอ
ระบบ: จากการปรับมาตรฐานซูเปอร์โนวาหรือความสัมพันธ์ของโลหะในเซเฟอิด หรือจากการสอบเทียบลำแสงของแผนก แต่ดูเหมือนจะได้รับการตรวจสอบอย่างละเอียดโดยไม่พบข้อบกพร่องที่ชัดเจน

ยังไม่มีคำตอบเดียวที่ได้รับการยอมรับ หากความตึงเครียดยังคงอยู่กับข้อมูลในอนาคต การค้นพบฟิสิกส์ใหม่เป็นไปได้

7. โอกาสและแนวทางข้างหน้า

7.1 กล้องโทรทรรศน์รุ่นถัดไป

การสำรวจขนาดใหญ่ที่กำลังดำเนินการและในอนาคต—DESI, LSST (Rubin), Euclid, Roman—และการทดลอง CMB ขั้นสูง (CMB-S4, LiteBIRD) จะช่วยลดความไม่แน่นอนในการขยายตัวของจักรวาล การเติบโตของโครงสร้าง และความผิดปกติที่อาจเกิดขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ การล่าหาแอกซิออนหรือ WIMP จะยังคงดำเนินต่อไป ความร่วมมือระหว่างหลายเครื่องมือวัด (ซูเปอร์โนวา, BAO, เลนซิ่ง, ความหนาแน่นของกลุ่มดาว) เป็นกุญแจสำคัญในการตรวจสอบความสอดคล้องหรือค้นพบปรากฏการณ์ใหม่

7.2 ภูมิทัศน์ทางทฤษฎี

ความก้าวหน้าที่เป็นไปได้บางประการอาจเป็น:

ตรวจจับ คลื่นความโน้มถ่วงจากภาวะเงินเฟ้อ (B-mode) หรือความไม่เป็นแก๊สเซียนขนาดใหญ่ → ช่วยชี้แจงขนาดของภาวะเงินเฟ้อหรือโครงสร้างหลายสนาม
ตรวจจับโดยตรง สสารมืดในห้องปฏิบัติการใต้ดินหรือเครื่องเร่งอนุภาครุ่นถัดไป → แก้ไขข้อถกเถียงระหว่าง WIMP กับ axion
ยืนยัน หรือค้นพบสมการสถานะพลังงานมืดที่เปลี่ยนแปลงตามเวลา → ท้าทายสมมติฐานพลังงานสุญญากาศ
ทบทวน โทโพโลยีจักรวาลหากพบความผิดปกติขนาดใหญ่หรือรูปแบบวงกลมบนท้องฟ้าในข้อมูล CMB ที่ละเอียดขึ้น

7.3 การเปลี่ยนแปลงแบบแผนที่เป็นไปได้

หากปริศนาพื้นฐาน (กลไกการพองตัว การตรวจจับสสารมืด ตัวตนของพลังงานมืด ฯลฯ) ยังคงไม่ได้รับการแก้ไข บางคนคาดหวังกรอบแนวคิดที่รุนแรงขึ้นหรือข้อมูลเชิงลึกเกี่ยวกับแรงโน้มถ่วงควอนตัม เช่น แรงโน้มถ่วงเกิดใหม่หรือหลักการโฮโลกราฟิกอาจตีความการขยายตัวของจักรวาลใหม่ ข้อมูลในทศวรรษหน้าจะผลักดันแบบแผนที่มีอยู่ไปสู่ขีดสุด แสดงให้เห็นว่าแบบจำลองมาตรฐานยังคงใช้ได้หรือมีสิ่งที่แปลกใหม่ซ่อนอยู่

8. บทสรุป

แบบจำลองมาตรฐาน ของจักรวาลวิทยาประสบความสำเร็จอย่างน่าประทับใจในการอธิบายพื้นหลังไมโครเวฟจักรวาล การสังเคราะห์นิวเคลียร์บิกแบง การก่อตัวโครงสร้าง และการเร่งความเร็วของจักรวาล แต่คำถามสำคัญยังคงไม่มีคำตอบ สร้างความตื่นเต้นและความเป็นไปได้

การพองตัว: เราเห็นหลักฐานชัดเจนแต่ยังขาดแบบจำลองไมโครฟิสิกส์ที่ชัดเจน ปล่อยให้ตัวตนของ inflaton รูปแบบศักย์ และวิธีที่เมล็ดควอนตัมก่อตัวยังคงเปิดกว้าง
สสารมืด: สังเกตได้จากแรงโน้มถ่วงแต่ไม่สามารถมองเห็นด้วยคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้า ธรรมชาติของอนุภาคยังคงเป็นปริศนาแม้จะมีการค้นหา WIMP มาหลายสิบปี กระตุ้นแนวคิดทางเลือกเช่น axion หรือภาคที่ซ่อนอยู่
พลังงานมืด: มันเป็นเพียงค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยาหรือบางสิ่งที่เปลี่ยนแปลงได้? ความไม่ตรงกันพื้นฐานระหว่างระดับพลังงานสุญญากาศในฟิสิกส์อนุภาคกับ Λ ที่สังเกตได้เป็นปริศนาทางทฤษฎีที่สำคัญ
โทโพโลยีจักรวาล: แม้ว่าเราจะเห็นเรขาคณิตท้องถิ่นที่เกือบแบนชัดเจน รูปร่างโดยรวมของจักรวาลหรือการเชื่อมต่อหลายจุดยังไม่แน่นอน อาจซ่อนอยู่ไกลเกินขอบฟ้า
ความตึงเครียดฮับเบิล: ความไม่ตรงกันระหว่างอัตราการขยายตัวในท้องถิ่นและยุคเริ่มต้นของจักรวาลอาจสะท้อนฟิสิกส์ใหม่ที่ละเอียดอ่อนหรือระบบการสังเกตที่ยังไม่ถูกระบุ

แต่ละปริศนาอยู่ที่จุดตัดของข้อมูลการสังเกตและทฤษฎีพื้นฐาน ผลักดันดาราศาสตร์ ฟิสิกส์ และคณิตศาสตร์ไปสู่ขอบเขตใหม่ การสำรวจปัจจุบันและที่จะเกิดขึ้น—การทำแผนที่กาแล็กซีพันล้านดวง ปรับปรุงความไวของ CMB และปรับแต่งมาตราส่วนระยะทาง—สัญญาว่าจะให้ข้อมูลเชิงลึกที่ลึกซึ้งขึ้นหรือการเปิดเผยที่อาจเปลี่ยนมุมมองจักรวาลของเราอีกครั้ง

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

Guth, A. H. (1981). “จักรวาลพองตัว: ทางแก้ปัญหาเรื่องขอบฟ้าและความเรียบ.” Physical Review D, 23, 347–356.
Linde, A. (1982). “สถานการณ์จักรวาลพองตัวใหม่: ทางแก้ปัญหาเรื่องขอบฟ้า ความเรียบ ความสม่ำเสมอ ความสมมาตร และปัญหามอนอพอลยุคแรก.” Physics Letters B, 108, 389–393.
Planck Collaboration (2018). “ผลลัพธ์ Planck 2018. VI. พารามิเตอร์ทางจักรวาลวิทยา.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
Riess, A. G., et al. (2016). “การกำหนดค่าท้องถิ่นของค่าคงที่ฮับเบิลที่ 2.4%” The Astrophysical Journal, 826, 56.
Weinberg, S. (1989). “ปัญหาค่าคงที่ทางจักรวาลวิทยา.” Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.

← บทความก่อนหน้า

กลับไปด้านบน

กลับไปยังบล็อก

ประเทศ/ภูมิภาค

ภาษา