ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล จะมีหน้าตาเป็นเช่นไร & รูปร่างของเอกภพปิด, เอกภพเปิด และ เอกภพแบน คืออะไร

ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล จะมีหน้าตาเป็นเช่นไร & รูปร่างของเอกภพปิด, เอกภพเปิด และ เอกภพแบน คืออะไร

รายชื่อดาวเคราะห์นอกระบบ ที่น่าอยู่อาศัย และคล้ายกับโลกมากที่สุด 15 ดวง
รายชื่อดาวเคราะห์นอกระบบ ที่น่าอยู่อาศัย และคล้ายกับโลกมากที่สุด จำนวน 15 ดวง
สิงหาคม 22, 2021
ทฤษฎีที่เกี่ยวกับจุดจบของจักรวาล ทั้ง 5 แบบ
ทฤษฎีที่เกี่ยวกับจุดจบของจักรวาล ทั้ง 5 แบบ
กันยายน 2, 2021

ชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล เป็นหนึ่งในหัวข้อของการศึกษาในทางจักรวาลวิทยาเชิงกายภาพ ซึ่งจะรวมเอาทุกขีดสุดของความเป็นไปได้ในทฤษฎีต่างๆ มาร่วมประเมินสถานการณ์ของวิวัฒนาการของจักรวาล ว่าจะดำเนินต่อไปในทิศทางไหน แม้ว่าเรื่องนี้จะเป็นเรื่องไกลตัว แต่ด้วยความอยากรู้อยากเห็นของมนุษย์ ก็ไม่อาจมีสิ่งใดมาปิดกั้นจินตนาการของพวกเขาได้ เพื่อมาตอบคำถามสุดยิ่งใหญ่ที่มีมาตั้งแต่สมัยบรรพกาล นั่นคือ พวกเรามาอยู่ที่นี่ได้อย่างไร ทำไมจักรวาลถึงเกิดขึ้น แล้วเราจะพบกับจุดจบแบบไหน 

ปัจจุบันมีหลักฐานเชิงสังเกตการณ์อยู่ในอวกาศอยู่มากมาย ซึ่งสิ่งนี้สำคัญมากที่จะช่วยให้เราตัดสินใจได้ว่าจักรวาลจะพบกับชะตากรรมแบบใด อนาคตของจักรวาลไม่ใช่เรื่องของในช่วงร้อยปีหรือในอีกพันปีข้างหน้า แต่เป็นเรื่องของช่วงเวลาที่ยาวนานมากๆ หลายล้านๆปี หรือจนกระทั่งแสงของดาวฤกษ์ดวงสุดท้ายดับลง จึงทำให้มีสมมติฐานทางวิทยาศาสตร์อยู่หลายบทของความเป็นไปได้    

เช่นจากผลสังเกตการณ์โดย เอ็ดวิน ฮับเบิล ในช่วงทศวรรษที่ 1920 – 1950 ที่พบว่าดาราจักรดูเหมือนกำลังเคลื่อนหนีห่างออกจากกันเรื่อยๆ จนนำไปสู่การยอมรับกันอย่างกว้างขวางในทฤษฎีบิกแบงในปัจจุบัน และประเมินไว้ว่าจักรวาลนั้นเริ่มต้นขึ้นในสภาพที่มีขนาดเล็กและมีความหนาแน่นมาก เมื่อประมาณ 13,800 ล้านปีที่แล้ว ก่อนที่จะขยายตัวออกมาจนมีความหนาแน่นลดลงดังที่เห็นในทุกวันนี้ ดังนั้นการยืนยันในทฤษฎีบิกแบงอย่างที่เรารู้ก็จะยืนอยู่บนปัจจัยต่างๆ ดังนี้ เช่น อัตราการขยายตัว, ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสาร, และคุณสมบัติทางกายภาพของมวลและพลังงานในเอกภพ 

ในขณะที่รูปร่างของจักรวาล ก็มีความเห็นคล้อยตามกันในหมู่นักจักรวาลวิทยาว่า จักรวาลของเรานั้นมีรูปทรงที่แบนมาก และจะขยายตัวต่อไปตลอดกาล จากข้อมูลเบื้องต้นต่างๆ เหล่านี้ สำคัญมากต่อการวิเคราะห์เพื่อให้เข้าใจถึงชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลได้อย่างใกล้เคียง เช่นข้อมูลลักษณะการเคลื่อนที่ของดาราจักร, รูปร่างของจักรวาล และปริมาณของสสารมืดและพลังงานมืดที่มีอยู่ในจักรวาล


รูปร่างของการขยายตัวของเอกภพ
รูปร่างของเอกภพทั้ง 3 แบบ ที่กำลังขยายตัว Illustration by Flavio Robles

พื้นฐานของวิทยาศาสตร์สมัยใหม่

การสำรวจในทางทฤษฎีวิทยาศาสตร์เพื่อศึกษาชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาล เริ่มเป็นรูปเป็นร่างมากขึ้น จากการมาของทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปของไอน์สไตน์ เมื่อปี 1915 สัมพัทธภาพทั่วไปนั้นสามารถอธิบายจักรวาลในขั้นสุดได้อย่างหลากหลาย และแต่ละคำตอบนั้นยังเป็นชะตากรรมสุดท้ายที่เป็นไปได้ของจักรวาลอีกด้วย โดยกลุ่มคนผู้ที่มีบทบาทสำคัญในการผลักดันให้ทฤษฎีบิกแบงเกิดขึ้นได้ก็คือ อเล็กซานเดอร์ ฟรีดแมน (Alexander Friedmann) ที่ได้เสนอวิธีการแก้ปัญหาเอาไว้หลายอย่าง ในปี 1922 เช่นเดียวกับ ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ (Georges Lemaître) ในปี 1927 การแก้ปัญหาบางส่วนจากสมการของพวกเขา สนับสนุนว่าจักรวาลนั้นขยายตัวออกมาจากภาวะเอกฐาน (singularity) ซึ่งต่อมาได้กลายเป็นเสาหลักที่แข็งแกร่งให้กับทฤษฎีบิกแบงมานับตั้งแต่นั้น เช่นเดียวกับผลสังเกตการณ์เชิงปฏิบัติการ ในปี 1929 โดย เอ็ดวิน ฮับเบิล ที่ใช้ดาวแปรแสงชนิดเซเฟอิด (Cepheid variable) ภายในแต่ละกาแล็กซีที่ห่างไกล มาเป็นจุดมาร์คเพื่อวัดระยะทางในอวกาศ ผลที่ได้คือเขาพบว่า กาแล็กซี่ในแต่ละแห่งอันไกลโพ้นกำลังเคลื่อนหนีห่างจากกัน หลักฐานนี้ได้สะท้อนภาพลักษณ์ของจักรวาลเป็นอย่างดี และยืนยันได้ว่าจักรวาลกำลังขยายตัว ในทางกลับกันหากเราย้อนกลับไปในเวลาเราจะพบว่าจักรวาลนันจะเริ่มมีขนาดเล็กลงเรื่อยๆ พร้อมกับความหนาแน่นที่เพิ่มขึ้น ทำให้หลีกเลี่ยงไม่ได้เลยที่ต้องพบกับคำทำนายในจุดเริ่มต้นของสรรพสิ่งในทฤษฎีบิกแบง เมื่อเราพอรู้ว่าจักรวาลในช่วงเริ่มแรกนั้นมีลักษณะเช่นไร ก็ทำให้เกิดความสงสัย (อย่างไม่อาจปิดกั้นได้) ต่อไปว่า แล้วจุดจบของจักรวาลจะมีหน้าตาเป็นอย่างไร จึงทำให้เกิดข้อสันนิษฐานต่างๆ มากมายตามมาหลังจากนี้


ทฤษฎีบิกแบง และทฤษฎีสภาวะคงตัว ของเอกภพ

ในปี 1927 นักบวชคาทอลิกชาวเบลเยียม และ นักคณิตศาสตร์ ฌอร์ฌ เลอแม็ทร์ ได้นำเสนอทฤษฎีกำเนิดจักรวาลซึ่งต่อมาเรียกว่า Big Bang theory และต่อมาในปี 1948 นักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ เฟรด ฮอยล์ (Fred Hoyle) ก็เริ่มมีความเห็นแย้ง และตั้งทฤษฎีตรงกันข้ามขึ้นมาที่ชื่อว่า “ทฤษฎีสภาวะคงตัว” (Steady State theory) ที่เสนอว่าแม้เอกภพจะมีการขยายตัวอย่างต่อเนื่อง แต่ขณะเดียวกันสสารใหม่ก็ถูกขึ้นมาทดแทนอย่างสม่ำเสมอ ทำให้เอกภพในสภาพเช่นนี้ ไร้จุดเริ่มต้น และจุดสิ้นสุด ในช่วงเวลาดังกล่าว ทั้ง 2 ทฤษฎีขับเคี่ยวกันอย่างดุเดือด และมีความน่าเชื่อถือพอๆ กันทั้งคู่ เนื่องจากสามารถอธิบายถึงปรากฏการณ์ต่างๆ ในทางดาราศาสตร์ได้เป็นอย่างดี แต่ต่อมาหลังจากการค้นพบการแผ่รังสีไมโครเวฟพื้นหลัง (cosmic microwave background) ของจักรวาล โดย อาร์โน เพนเซียส (Arno Penzias) และ โรเบิร์ต วิลสัน (Robert Wilson) ในปี 1965 ก็ทำให้ทฤษฎีบิกแบง ได้มากลายเป็นทฤษฎีหนึ่งเดียวที่สามารถให้คำอธิบายถึงปรากฏการณ์ประหลาดนี้ได้ ในขณะที่ ทฤษฎีสภาวะคงตัวนั้นต้องตกกระป๋องไปในที่สุด
อย่างไรก็ตาม อัลเบิร์ต ไอน์สไตน์ กลับมีความเชื่ออยู่ลึกๆ ว่าจักรวาลนั้นสถิตและนิรันดร์ (Static universe) แม้เขาจะพัฒนาทฤษฎีสัมพัทธภาพทั่วไปขึ้นมา แต่ก็ไม่อยากจะเชื่อว่าจักรวาลนั้นจะสามารถขยายตัวออกหรือหดตัวได้ในอนาคต เขาไม่ชอบจักรวาลที่มีพลวัตเช่นนี้เลย ดังนั้นเขาจึงแก้ปัญหาด้วยการเพิ่มสิ่งๆ หนึ่งเข้าไปในสมการของเขา และเขาเรียกว่า ค่าคงที่ของจักรวาล (Cosmological constant) ไอสไตน์เชื่อว่าด้วยการมีอยู่ของความหนาแน่นของพลังงานที่คงที่ ที่ไม่ได้รับผลกระทบจากการขยายตัวหรือหดตัวใดๆ ของปริภูมิและเวลา จะสามารถชดเชยผลกระทบต่อแรงโน้มถ่วงของจักรวาลโดยรวมได้ และทำให้จักรวาลนั้นสงบนิ่ง แต่ถึงกระนั้น ภายหลังจากที่ฮับเบิลแสดงให้ดูว่าจักรวาลมีการขยายตัวอยู่จริงๆ ไอสไตน์ก็ได้เขียนข้อสรุปของเขาว่า ค่าคงที่ของจักรวาลนั้นคือ “ความผิดพลาดครั้งใหญ่ที่สุดในชีวิตของฉัน” (the greatest blunder of my life.) ดังนั้นลักษณะพิเศษที่สำคัญของชาตาจักรวาลจึงขึ้นอยู่กับ ค่าพารามิเตอร์ของความหนาแน่น โอเมกา (Ω) ที่กำหนดให้เป็น ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารหารด้วยค่าวิกฤตของความหนาแน่นนั้น

ซึ่งผลลัพธ์ของค่าโอเมกา จะทำให้เกิดรูปทรงเรขาคณิตของจักรวาลที่เป็นไปได้ออกมา 3 แบบ ที่ขึ้นอยู่กับว่าค่าโอเมกานั้นจะมีค่าเท่ากับ 1, น้อยกว่า 1 หรือ มากกว่า 1 หรือไม่ อย่างใดอย่างหนึ่ง สิ่งเหล่านี้จะเป็นตัวกำหนดลักษณะว่าเป็นจักรวาลที่แบนราบ, จักรวาลเปิด, หรือจักรวาลปิดตามลำดับ

พัฒนาการของทฤษฎีบิกแบงยังคงดำเนินต่อไป จนกระทั่งในปี 1998 จากผลสังเกตการณ์ซูเปอร์โนวาในกาแล็กซีอันไกลโพ้นพบว่า จักรวาลมีการขยายตัวด้วยความเร่งอย่างมีนัยยะสำคัญ ราวกับว่ามีแรงอะไรบางอย่างมากระทำกับมัน และนักวิทยาศาสตร์ก็นิยามให้สิ่งนี้ไปแล้วว่า “พลังงานมืด” (dark energy) จนทำให้พวกเขาต้องกลับมาตระหนักถึงค่าคงที่ของจักรวาลที่ไอน์สไตน์ได้เคยเสนอไว้เมื่อเกือบร้อยปีที่แล้วอีกครั้ง และนี่อาจเป็นเบาะแสแรกๆ ที่บอกเป็นนัยว่ามีพลังงานมืดซ่อนตัวอยู่จริง โดยค่าคงที่ของจักรวาลนั้นได้ถูกใส่เพิ่มเข้ามาในสมการสนามของไอน์สไตน์ หรือมองเทียบว่าคือ มวลของพื้นที่ว่างเปล่า หรือ “พลังงานสูญญากาศ” (Vacuum energy) ก็ได้ และเดิมทีไอน์สไตน์ใช้สิ่งนี้เพื่อเป็นกลไกให้คำตอบของสมการสนามโน้มถ่วงของเขานำไปสู่ผลลัพธ์ของจักรวาลที่คงที่ โดยสัญลักษณ์ที่ไอน์สไตน์ได้เขียนกำกับเอาไว้ก็คือ แลมบ์ดา ‘Λ’ ซึ่งเขามองว่าค่าคงที่ของจักรวาลนั้นจำเป็นต้องอาศัยพื้นที่ที่ว่างเปล่ามาช่วยกระจายผลที่เกิดจากแรงโน้มถ่วงที่ติดลบ ที่จะผลักให้ทุกสิ่งทุกอย่างในจักรวาลเคลื่อนที่ออกจากกัน หรือไม่ก็มาบรรจบกันที่จุดสิ้นสุด โดยแต่เดิมนับตั้งแต่ที่ไอน์สไตน์ได้ละถึงแนวคิดนี้ไปในปี 1931 นักฟิสิกส์ส่วนใหญ่ก็เห็นตรงกันว่าค่าคงที่ของจักรวาลนั้นมีค่าเป็นศูนย์ จนกระทั่งถึงปี 1998 ความคิดนี้ก็เปลี่ยนไป เมื่อมีการค้นพบว่าจักรวาลมีการขยายตัวด้วยการเร่งอย่างน่าประหลาดใจ และเปลี่ยนให้ค่าคงที่ของจักรวาลมีค่าเป็นบวกมานับตั้งแต่นั้น


รูปร่างของจักรวาล 

ปัจจุบันนักจักรวาลวิทยาเกือบทั้งหมด เล็งเห็นว่าชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลนั้นจะขึ้นอยู่กับ รูปร่างโดยรวม, ปริมาณของพลังงานมืด และสมการสภาวะ (Equation of state (cosmology)) ที่กำหนดว่าความหนาแน่นของพลังงานมืด จะตอบสนองต่อการขยายตัวของจักรวาลอย่างไร และผลจากการสังเกตการณ์ล่าสุดสรุปว่า ภายหลังจากเกิดบิกแบงมาได้ 7,500 ล้านปี อัตราการขยายตัวของเอกภพมีแนวโน้มเพิ่มสูงขึ้น หากดำเนินต่อไปเช่นนี้เรื่อยๆ จักรวาลก็จะมีรูปร่างแบบเปิด อย่างไรก็ตามจากการตรวจวัดด้วยเครื่องมืออื่นๆ อย่างเช่น ดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) ก็ชี้ให้เห็นว่าจักรวาลนั้นแบนราบ หรือใกล้เคียงกับแบนมากที่สุด ถ้าเป็นเช่นนี้ต่อไปจักรวาลก็จะขยายตัวออกไปตลอดกาลอย่างไม่มีวันหวนกลับ 

รูปร่างของเอกภพถูกกำหนดโดย ‘โอเมกา’ (Ω) ที่กำหนดให้เป็น ความหนาแน่นเฉลี่ยของสสารหารด้วยค่าวิกฤตของความหนาแน่นนั้น – ภาพจาก wikipedia

เอกภพปิด (Closed Universe)

หากค่าความหนาแน่นของจักรวาล โอเมกา (Ω) > 1 รูปทรงเรขาคณิตของปริภูมิจะปิด เหมือนกับพื้นผิวของทรงกลม ซึ่งจะทำให้ผลรวมของมุมภายในสามเหลี่ยมมีค่าเกินกว่า 180 องศา และไม่มีเส้นขนานอยู่จริง เพราะท้ายที่สุดทุกเส้นสายเมื่อเดินทางออกจากกัน พวกมันจะมาบรรจบกัน ณ ที่จุดใดจุดหนึ่งปริภูมิและเวลา ทำให้รูปทรงของเอกภพในลักษณะแบบนี้ อย่างน้อยที่สุดก็จะเป็นทรงรีที่มีขนาดใหญ่มากๆ 

ในเอกภพปิด แรงโน้มถ่วงจะสามารถเอาชนะแรงผลัก เพื่อหยุดการขยายตัวของเอกภพได้ หลังจากนั้นเอกภพก็จะหดตัวลงมา ทำให้สสารและพลังงานทั้งหมดหวนคืนกลับมาที่จุดๆ หนึ่ง ที่เรียกว่าจุดสุดท้ายของภาวะเอกฐาน (singularity) ลักษณะของจักรวาลเช่นนี้จะคล้ายกับบิกแบง แต่ดำเนินการสวนกลับกัน และเราเรียกมันว่า “บิกครันช์” (Big Crunch) 

อย่างไรก็ตามทฤษฎีใหม่บางทฤษฎีสันนิษฐานว่า จักรวาลอาจมีพลังงานมืดอยู่เป็นจำนวนมาก ซึ่งจะส่งผลทำให้เกิดแรงผลักที่เพียงพอต่อการทำให้จักรวาลขยายตัวออกไปตลอดกาล แม้ว่า โอเมกา (Ω) จะมีค่ามากกว่า 1 ก็ตาม

เอกภพเปิด (Open universe)

หากค่าความหนาแน่นของจักรวาล โอเมกา (Ω) < 1 รูปทรงเรขาคณิตของปริภูมิจะเปิด ซึ่งจะทำให้เกิดการบิดโค้งเชิงลบจนพื้นผิวเหมือนกับอานม้า และผลรวมของมุมภายในรูปสามเหลี่ยมแห่งนี้ก็จะมีค่าน้อยกว่า 180 องศา และเส้นขนานใดๆ เมื่อถูกลากออกมา พวกมันจะไม่มีวันมาพบกัน ซึ่งจะเห็นได้อย่างชัดเจนจากในรูป เมื่อเริ่มต้น จุดเล็กๆเหล่านี้ จะถูกแยกออกมาเป็น 2 เส้นทาง และห่างออกจากกันอย่างรวดเร็วเมื่อเวลาผ่านไป รูปทรงเรขาคณิตของจักรวาลในลักษณะนี้คือไฮเพอร์โบลิก

แม้จะไม่มีพลังงานมืด ก็จะเห็นว่าจักรวาลก็ยังคงโค้งและขยายตัวต่อไป ในขณะที่แรงโน้มถ่วงจะชะลออัตราการขยายตัวลงมาเล็กน้อย แต่หากจักรวาลถูกเติมพลังงานมืดเข้ามา มันไม่เพียงแต่ขยายตัวต่อไปเรื่อยๆ เท่านั้น แต่มันยังมีความเร่งที่เพิ่มขึ้นอีกด้วย และท้ายที่สุดจักรวาลก็จะมาถึงจุดจบที่เรียกว่า “Big Freeze” หรือ “Big Rip” ทุกอย่างที่เหลืออยู่ขณะนั้นจะถูกแช่แข็ง และเมื่อเวลาผ่านไปอีกหลายล้านๆปีต่อจากนั้น พลังงานมืดก็จะรุนแรงมากขึ้น จนส่งผลทำให้แรงพื้นฐานต่างๆ ของจักรวาลแตกสลาย ทุกสิ่งจะสูญสิ้น และเหลือเพียงแต่จักรวาลที่ว่างเปล่า

อย่างไรก็ตาม เมื่อถึงจุดๆหนึ่งของเหตุการณ์ หากค่าคงที่ของจักรวาลเชิงลบ (ซึ่งมีความสัมพันธ์กับความหนาแน่นของพลังงานเชิงลบและแรงดันบวก) กลับมามีบทบาทขึ้นอีกครั้ง แม้ตัวของจักรวาลจะมีสภาพเปิดก็ตาม ท้ายที่สุดจักรวาลทั้งหมดก็สามารถพังทลายลงกลับมาที่จุดเดิมได้ในวิกฤตการณ์ที่เรียกว่า “บิกครันช์”

เอกภพแบน (Flat Universe)

หากความหนาแน่นเฉลี่ยของจักรวาลเท่ากับความหนาแน่นวิกฤตพอดี หรือค่า โอเมกา (Ω) = 1 เมื่อนั้นจะทำให้รูปทรงของจักรวาลแบนราบ และเรขาคณิตแบบยูคลิดของผลรวมมุมภายในสามเหลี่ยมจะเท่ากับ 180 องศา พอดีด้วยเช่นกัน แล้วเมื่อเราลากเส้นออกมาจากจุดสองจุดใดๆ พร้อมกัน มันก็จะขนานกันไปเป็นระยะทางที่เท่ากันและต่อเนื่อง 

ในกรณีที่ไม่มีพลังงานมืดเข้ามาเกี่ยวข้อง จักรวาลที่แบนราบนี้จะขยายตัวออกไปในอัตราที่ช้าแต่ต่อเนื่อง แต่หากมีพลังงานมืดเข้ามาเกี่ยวข้องเมื่อไหร่ การขยายตัวของจักรวาลก็จะเร่งกำลังขึ้น (แม้จะเติบโตช้าในช่วงแรก เนื่องจากได้รับผลกระทบจากแรงโน้มถ่วง) แต่ในท้ายที่สุดจักรวาลจะขยายตัวออกอย่างรวดเร็ว และมีจุดจบเช่นเดียวกับเอกภพเปิด 

อันที่จริงก็ดูเหมือนว่าชะตากรรมของจักรวาลเราก็กำลังเผชิญอยู่ในลักษณะนี้ เนื่องจากมีสภาพที่ใกล้เคียงกันมากที่สุด เพราะจากการประมวลผลข้อมูลที่วัดได้จาก ดาวเทียมสำรวจคลื่นไมโครเวฟวิลกินสัน (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) นักดาราศาสตร์พบว่า จักรวาลของเรานั้นค่อนข้างแบนราบมาก และมีค่าความผิดพลาดเพียงร้อยละ 0.4 เท่านั้น

ในขณะที่พลังงานมืดเป็นยังคงมีบทบาทหลักอยู่ จักรวาลของเราก็จะยังคงเพิ่มกำลังการขยายตัวต่อไป และดูไม่มีทีท่าว่าจะสิ้นสุดเสียด้วย ดังนั้นชะตากรรมสุดท้ายของจักรวาลเรา ก็จะพบกับความมืดมิด และหนาวเหน็บ และหากยังมีอารยธรรมของสิ่งมีชีวิตฉลาดใดๆ ที่เหลือรอดอยู่จะถึงตอนนั้น พวกเขาก็จะพบกับจุดจบที่แสนทรมานอย่างหลีกเลี่ยงไม่ได้ 


แหล่งอ้างอิง

1-Einstein’s cosmological constant – https://en.wikipedia.org/wiki/Dark_energy#Einstein’s_cosmological_constant

2-Cosmological constant – https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmological_constant

3-Ultimate fate of the universe – https://en.wikipedia.org/wiki/Ultimate_fate_of_the_universe

4-Shape of the universe – https://en.wikipedia.org/wiki/Shape_of_the_universe

5-Dark Energy, Dark Matter – https://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy/

SCIWAYS
SCIWAYS
นักเดินทางข้ามกาลเวลา: ผมสนใจเรื่องราววิธีการทำงานของธรรมชาติเป็นอย่างยิ่ง อยากรู้ว่าจักรวาลกำเนิดขึ้นมาได้อย่างไร แล้วทำไมเราถึงมาอยู่ที่นี่
0 0 โหวต
คะแนนบทความ
guest
0 Comments
การตอบกลับแบบอินไลน์
ดูความคิดเห็นทั้งหมด
Facebook
กลับสู่บนสุด