[{"data":1,"prerenderedAt":-1},["ShallowReactive",2],{"_public_topic_publications_m%C3%B4%20h%C3%ACnh%20v%C5%A9%20tr%E1%BB%A5%20h%E1%BB%8Dc{\"limit\":5}":3,"_public_topic_byId_mô hình vũ trụ học":11},{"code":4,"data":5,"meta":10},"SUCCESS",{"latest":6,"mostCited":7,"vietnamFeatured":8,"vietnamLatest":9},[],[],[],[],null,{"code":4,"data":12,"meta":10},{"id":13,"title":14,"description":15,"content":16,"term":17,"englishTitle":18,"synonyms":19,"definition":23,"discipline":24,"references":25,"faqs":47,"createUser":57,"publishUser":61,"keywords":65,"keywordCount":76,"enrichTopicLink":77,"status":78,"createTime":79,"updateTime":80,"publishTime":81,"linkEnrichedTime":82,"publicationScanTime":10,"contentErrorMessage":10,"viewCount":83,"relateTopics":84},"mô hình vũ trụ học","Mô hình vũ trụ học: Mô hình chuẩn Lambda-CDM và bức xạ CMB","Tìm hiểu Mô hình vũ trụ học (cosmological model): định nghĩa khoa học chuẩn mực, cơ chế vận hành, các thông số thực nghiệm và ứng dụng chuyên sâu.","\u003Cp>\u003Cstrong>Mô hình vũ trụ học\u003C\u002Fstrong> (\u003Cem>cosmological model\u003C\u002Fem>) là khung lý thuyết toán học và vật lý dựa trên thuyết tương đối rộng và vật lý hạt mô tả cấu trúc quy mô lớn, thành phần vật chất - năng lượng, nguồn gốc và sự tiến hóa của toàn bộ vũ trụ.\u003C\u002Fp>\n\u003Ch2>Định nghĩa mô hình vũ trụ học\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Mô hình vũ trụ học là tập hợp các phương trình toán học và tham số vật lý được thiết lập trên nền tảng thuyết tương đối rộng của Einstein, nhằm mô tả cấu trúc, thành phần và tiến hóa của vũ trụ ở quy mô lớn nhất. Mỗi mô hình xác định cách thức tỷ lệ giãn nở của vũ trụ (được thể hiện qua hàm tỉ số giãn nở a(t)) phụ thuộc vào các thành phần năng lượng – vật chất khác nhau như baryon, {{topic|%7B%22topic%22%3A%22v%E1%BA%ADt%20ch%E1%BA%A5t%20t%E1%BB%91i%22%7D}}, bức xạ và {{topic|%7B%22topic%22%3A%22n%C4%83ng%20l%C6%B0%E1%BB%A3ng%20t%E1%BB%91i%22%7D}}.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Khung lý thuyết chủ đạo sử dụng metric Friedmann–Lemaître–Robertson–Walker (FLRW) với hệ số cong không gian k ∈ {–1,0,+1}, thể hiện vũ trụ mở, phẳng hoặc khép kín. Các giả thiết đồng nhất (homogeneity) và đẳng hướng (isotropy) cho phép đơn giản hóa metric và chuyển hóa các phương trình trường Einstein thành các phương trình Friedmann tổng quát.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Mô hình vũ trụ học không chỉ giải thích dữ liệu quan sát như dịch chuyển đỏ của siêu tân tinh loại Ia hay anisotropy của bức xạ phông vi sóng (CMB), mà còn dự báo các giai đoạn quan trọng như thời kỳ inflation (giãn nở nhanh ban đầu), kỷ nguyên bức xạ, kỷ nguyên vật chất và giai đoạn chịu chi phối bởi năng lượng tối.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Các thành phần cơ bản của vũ trụ\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Vũ trụ được mô hình hóa gồm bốn thành phần chính, mỗi thành phần chiếm một tỷ lệ năng lượng (tham số mật độ Ω) khác nhau:\u003C\u002Fp>\n\u003Cul>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Vật chất baryon (Ω\u003Csub>b\u003C\u002Fsub>):\u003C\u002Fstrong> gồm proton, neutron và electron trong nguyên tử – vật chất “thường” chiếm khoảng 5% tổng năng lượng vũ trụ.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Vật chất tối (Ω\u003Csub>m\u003C\u002Fsub> − Ω\u003Csub>b\u003C\u002Fsub>):\u003C\u002Fstrong> thành phần vô hình chỉ tương tác hấp dẫn, chiếm khoảng 25%.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Năng lượng tối (Ω\u003Csub>Λ\u003C\u002Fsub>):\u003C\u002Fstrong> thành phần áp suất âm, gây gia tốc giãn nở, chiếm ~70%.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>\u003Cstrong>Bức xạ (Ω\u003Csub>r\u003C\u002Fsub>):\u003C\u002Fstrong> photon và neutrino – thành phần quan trọng ở thời kỳ sớm, hiện nay nhỏ hơn 0.01%.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\u003Ctable>\n  \u003Ctbody>\u003Ctr>\u003Cth>Thành phần\u003C\u002Fth>\u003Cth>Biểu tượng\u003C\u002Fth>\u003Cth>Ω hiện tại\u003C\u002Fth>\u003Cth>Chú thích\u003C\u002Fth>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>Vật chất baryon\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Ω\u003Csub>b\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>≈0.05\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Nguyên tử thông thường\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>Vật chất tối\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Ω\u003Csub>m\u003C\u002Fsub>−Ω\u003Csub>b\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>≈0.25\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Không tương tác điện từ\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>Năng lượng tối\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Ω\u003Csub>Λ\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>≈0.70\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Áp suất âm\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>Bức xạ\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Ω\u003Csub>r\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd><0.0001\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Photon, neutrino\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n\u003C\u002Ftbody>\u003C\u002Ftable>\n\u003Cp>Độ cong không gian Ω\u003Csub>k\u003C\u002Fsub> xác định hình dạng tổng thể: Ω\u003Csub>k\u003C\u002Fsub> = 1 − (Ω\u003Csub>b\u003C\u002Fsub>+Ω\u003Csub>m\u003C\u002Fsub>+Ω\u003Csub>Λ\u003C\u002Fsub>+Ω\u003Csub>r\u003C\u002Fsub>). Quan sát CMB từ Planck cho thấy Ω\u003Csub>k\u003C\u002Fsub> rất gần 0, khẳng định vũ trụ phẳng ở độ chính xác cao (ESA Planck).\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Phương trình Friedmann\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Từ métric FLRW, các phương trình Friedmann–Lemaître cho vận tốc giãn nở và gia tốc a(t) được viết:\u003C\u002Fp>\n\u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">\n  H^2(t) \\;=\\;\\left(\\frac{\\dot a}{a}\\right)^2 \\;=\\;\\frac{8\\pi G}{3}\\,\\rho \\;-\\;\\frac{k}{a^2}\\;+\\;\\frac{\\Lambda}{3}\n\u003C\u002Fscript>\n\u003Cp>với H(t) là hệ số Hubble, ρ tổng mật độ năng lượng, k độ cong không gian và Λ {{topic|%7B%22topic%22%3A%22h%E1%BA%B1ng%20s%E1%BB%91%20v%C5%A9%20tr%E1%BB%A5%22%7D}}. Phương trình gia tốc:\u003C\u002Fp>\n\u003Cscript type=\"math\u002Ftex\">\n  \\frac{\\ddot a}{a} \\;=\\; -\\frac{4\\pi G}{3}(\\rho + 3p)\\;+\\;\\frac{\\Lambda}{3}\n\u003C\u002Fscript>\n\u003Cp>trong đó p là áp suất của thành phần tương ứng (p=0 cho vật chất, p=ρ\u002F3 cho bức xạ, p=−ρ cho năng lượng tối). Các phương trình này liên kết {{topic|%7B%22topic%22%3A%22%C4%91%E1%BB%99ng%20l%E1%BB%B1c%20h%E1%BB%8Dc%22%7D}} giãn nở với thành phần vũ trụ, cho phép mô phỏng tiến hóa a(t) qua các giai đoạn khác nhau.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Mô hình chuẩn ΛCDM\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Mô hình ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) là phiên bản tối giản và phù hợp nhất với các quan sát hiện đại. Tên gọi thể hiện hằng số vũ trụ Λ (đại diện năng lượng tối) và vật chất tối lạnh (Cold Dark Matter) không tương tác nhiệt động mạnh.\u003C\u002Fp>\n\u003Cul>\n  \u003Cli>Giải thích chính xác quang phổ anisotropy CMB, sự phân bố thiên hà qua BAO và phản hồi giãn nở từ SN Ia (NASA WMAP).\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Chỉ cần sáu tham số cơ bản: H\u003Csub>0\u003C\u002Fsub>, Ω\u003Csub>b\u003C\u002Fsub>h², Ω\u003Csub>c\u003C\u002Fsub>h², A\u003Csub>s\u003C\u002Fsub>, n\u003Csub>s\u003C\u002Fsub>, τ (độ mờ Thomson).\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Ưu điểm: đơn giản, cho phép dự báo độ tuổi vũ trụ ≈13.8 tỷ năm, phân bố khối lượng năng lượng nhất quán với nhiều phép đo độc lập.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\u003Cp>Các kết quả quan sát Planck 2018: H\u003Csub>0\u003C\u002Fsub>=67.4±0.5 km\u002Fs\u002FMpc, Ω\u003Csub>m\u003C\u002Fsub>=0.315±0.007, Ω\u003Csub>Λ\u003C\u002Fsub>=0.685±0.007. Mặc dù xuất hiện “Hubble tension” với phép đo địa phương (~73 km\u002Fs\u002FMpc), mô hình ΛCDM vẫn là khung lý thuyết chủ đạo cho nghiên cứu vũ trụ học hiện nay.\u003C\u002Fp>\n\u003Ch2>Các quan sát chủ chốt\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Bức xạ phông vi sóng vũ trụ (CMB) cung cấp bản đồ nhiệt độ và phân cực tại {{topic|%7B%22topic%22%3A%22%C4%91%E1%BB%99%20ph%C3%A2n%20gi%E1%BA%A3i%20cao%22%7D}}, phản ánh sự dao động mật độ ban đầu. Các quan sát từ Planck và WMAP xác định phổ đa tần số anisotropy và cung cấp các tham số vũ trụ với độ chính xác phần trăm (ESA Planck).\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Siêu tân tinh loại Ia (SN Ia) đóng vai trò “chuẩn bầu trời” đo khoảng cách tương đối, cho phép xác định tốc độ giãn nở tại các redshift khác nhau. Dữ liệu từ Supernova Cosmology Project và High-z SN Search Team khẳng định vũ trụ đang giãn nở gia tốc.\u003C\u002Fp>\n\u003Cul>\n  \u003Cli>Baryon Acoustic Oscillations (BAO): dấu vết xung động âm thanh trong bức xạ sớm, đo qua phân bố thiên hà, xác định độ lớn của tiêu chuẩn chiều dài (SDSS).\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Quan sát thiên hà và cụm thiên hà: phép đo quang phổ và khối lượng từ lensing hấp dẫn, đánh giá tốc độ tăng sinh thiên hà.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\n\u003Ch2>Các tham số vũ trụ\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hằng số Hubble H\u003Csub>0\u003C\u002Fsub> thể hiện tốc độ giãn nở hiện tại, đo bằng phương pháp CMB (~67.4 km\u002Fs\u002FMpc) và phương pháp khoảng cách chuẩn (~73 km\u002Fs\u002FMpc), dẫn đến “Hubble tension” đang tranh luận.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Tham số mật độ Ω\u003Csub>m\u003C\u002Fsub>, Ω\u003Csub>Λ\u003C\u002Fsub>, Ω\u003Csub{k> và hằng số quang phổ ban đầu n\u003Csub>s\u003C\u002Fsub>, biên độ A\u003Csub>s\u003C\u002Fsub> mô tả phổ dao động ban đầu của vũ trụ. Bảng tóm tắt tham số Planck 2018:\u003C\u002Fsub{k>\u003C\u002Fp>\n\u003Ctable>\n  \u003Ctbody>\u003Ctr>\u003Cth>Tham số\u003C\u002Fth>\u003Cth>Giá trị\u003C\u002Fth>\u003Cth>Ý nghĩa\u003C\u002Fth>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>H\u003Csub>0\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>67.4 ± 0.5 km\u002Fs\u002FMpc\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Tốc độ giãn nở hiện tại\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>Ω\u003Csub>m\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>0.315 ± 0.007\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Mật độ vật chất toàn phần\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>Ω\u003Csub>Λ\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>0.685 ± 0.007\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Mật độ năng lượng tối\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n  \u003Ctr>\u003Ctd>n\u003Csub>s\u003C\u002Fsub>\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>0.9649 ± 0.0042\u003C\u002Ftd>\u003Ctd>Chỉ số độ dốc phổ ban đầu\u003C\u002Ftd>\u003C\u002Ftr>\n\u003C\u002Ftbody>\u003C\u002Ftable>\n\n\u003Ch2>Mở rộng và biến thể của mô hình\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Mô hình inflation giải thích vấn đề horizon và flatness qua giai đoạn giãn nở nhanh ban đầu, thường được mô tả bằng một {{topic|%7B%22topic%22%3A%22tr%C6%B0%E1%BB%9Dng%20v%C3%B4%20h%C6%B0%E1%BB%9Bng%22%7D}} (inflaton) với tiềm năng V(φ).\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Các lý thuyết năng lượng tối động như quintessence và k-essence cho phép {{topic|%7B%22topic%22%3A%22ph%C6%B0%C6%A1ng%20tr%C3%ACnh%20tr%E1%BA%A1ng%20th%C3%A1i%22%7D}} w = p\u002Fρ thay đổi theo thời gian, khác biệt so với hằng số vũ trụ w = −1 (Nature Review).\u003C\u002Fp>\n\u003Cul>\n  \u003Cli>Biến thể f(R) gravity: mở rộng Einstein–Hilbert action bằng hàm bậc cao của độ cong R.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Mô hình cyclic hoặc ekpyrotic: vũ trụ trải qua chu kỳ co giãn lặp đi lặp lại.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Mô hình đa vũ trụ (multiverse) xuất phát từ lý thuyết inflation vĩnh cửu.\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>\n\n\u003Ch2>Thử nghiệm và kiểm định mô hình\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Phân tích thống kê chi-square và likelihood sử dụng tập dữ liệu Planck, WMAP, DES (Dark Energy Survey) và ACTPol để so sánh dự báo mô hình ΛCDM với quan sát.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Biểu đồ residuals giữa dữ liệu SN Ia, BAO và CMB giúp nhận diện sai lệch hệ thống hoặc tín hiệu mới. Sự kết hợp cross-correlation giữa lensing CMB và bản đồ thiên hà cung cấp phép thử độc lập về phân bố vật chất tối.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Thách thức và vấn đề mở\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Hubble tension: sự khác biệt có hệ thống giữa phương pháp đo H\u003Csub>0\u003C\u002Fsub> từ CMB và phương pháp tiêu chuẩn khoảng cách địa phương. Nhiều giả thuyết đưa ra bao gồm sai số hệ thống, nền vật lý mới, hoặc tương tác tối giữa năng lượng tối và vật chất tối.\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Bản chất năng lượng tối và vật chất tối vẫn chưa rõ: chưa có hạt vật chất tối nào được phát hiện trực tiếp, và cơ chế gây gia tốc bằng trường động cơ học hoặc vacuum energy còn đang tranh cãi.\u003C\u002Fp>\n\n\u003Ch2>Hướng nghiên cứu tương lai\u003C\u002Fh2>\n\u003Cp>Khảo sát DESI, Euclid và Roman Space Telescope sẽ mở rộng phạm vi đo BAO, weak lensing và SN Ia đến redshift cao hơn, giúp giảm sai số tham số và kiểm tra Hubble tension (ESA Euclid).\u003C\u002Fp>\n\u003Cp>Phương pháp model-independent như Gaussian Processes và {{topic|%7B%22topic%22%3A%22machine%20learning%22%7D}} ({{topic|%7B%22topic%22%3A%22deep%20learning%22%7D}} cosmology) được ứng dụng để {{topic|%7B%22topic%22%3A%22%C6%B0%E1%BB%9Bc%20l%C6%B0%E1%BB%A3ng%20tham%20s%E1%BB%91%22%7D}} mà không dựa hoàn toàn vào giả thuyết ΛCDM.\u003C\u002Fp>\n\u003Cul>\n  \u003Cli>Multi-messenger astronomy: kết hợp sóng hấp dẫn, neutrino và photon để khảo sát vũ trụ sâu.\u003C\u002Fli>\n  \u003Cli>Phát triển các thí nghiệm trực tiếp dò tìm vật chất tối (LUX-ZEPLIN, Xenon-nT).\u003C\u002Fli>\n\u003C\u002Ful>","Mô hình vũ trụ học","cosmological model",[20,18,21,22],"mô hình vũ trụ chuẩn","Lambda-CDM","vũ trụ học Big Bang","Mô hình vũ trụ học là khung lý thuyết toán học và vật lý dựa trên thuyết tương đối rộng và vật lý hạt mô tả cấu trúc quy mô lớn, thành phần vật chất - năng lượng, nguồn gốc và sự tiến hóa của toàn bộ vũ trụ.","NATURAL_SCIENCES",[26,33,40],{"citationText":27,"title":28,"authors":29,"source":30,"year":31,"doi":32,"url":10},"Lukash (1987). Anisotropy of The Microwave Background and Cosmological Dark Matter. Dark Matter in the Universe.","Anisotropy of The Microwave Background and Cosmological Dark Matter","Lukash","Dark Matter in the Universe",1987,"10.1007\u002F978-94-009-4772-6_79",{"citationText":34,"title":35,"authors":36,"source":37,"year":38,"doi":39,"url":10},"Kamionkowski (2001). The Second Peak: The Dark-Energy Density and the Cosmic Microwave Background. Sources and Detection of Dark Matter and Dark Energy in the Universe.","The Second Peak: The Dark-Energy Density and the Cosmic Microwave Background","Kamionkowski, Buchalter","Sources and Detection of Dark Matter and Dark Energy in the Universe",2001,"10.1007\u002F978-3-662-04587-9_11",{"citationText":41,"title":42,"authors":43,"source":44,"year":45,"doi":46,"url":10},"Lindesay (2004). Cosmic Microwave Background Fluctuation Amplitude from Dark Energy De-Coherence. Office of Scientific and Technical Information (OSTI).","Cosmic Microwave Background Fluctuation Amplitude from Dark Energy De-Coherence","Lindesay","Office of Scientific and Technical Information (OSTI)",2004,"10.2172\u002F839978",[48,51,54],{"question":49,"answer":50},"Mô hình chuẩn vũ trụ học hiện đại Lambda-CDM dựa trên những thành phần nào?","Bao gồm Hằng số vũ trụ học Lambda (đại diện cho Năng lượng tối chiếm ~68%), Vật chất tối lạnh (Cold Dark Matter chiếm ~27%), và Vật chất baryon thông thường (~5%).",{"question":52,"answer":53},"Bức xạ phông vi sóng vũ trụ (CMB) cung cấp bằng chứng then chốt gì?","CMB là tàn dư ánh sáng bức xạ nhiệt từ thời kỳ vũ trụ sơ khai (khoảng 380.000 năm sau Big Bang), chứng minh vũ trụ từng trải qua trạng thái cực kỳ nóng đặc và đồng nhất.",{"question":55,"answer":56},"Căng thẳng Hubble (Hubble tension) trong vũ trụ học đương đại là gì?","Là sự sai lệch có ý nghĩa thống kê giữa tốc độ giãn nở vũ trụ H0 đo trực tiếp từ siêu tân tinh lân cận (~73 km\u002Fs\u002FMpc) với giá trị suy luận từ dữ liệu CMB của vệ tinh Planck (~67 km\u002Fs\u002FMpc).",{"id":58,"researcherId":10,"name":59,"imageUrl":60},1,"Nguyễn Ngọc Sơn","https:\u002F\u002Flh3.googleusercontent.com\u002Fa\u002FACg8ocLGfGsF1nYQqYK5BasTLhNu1dBrBXg2fcEgBNPXJ0p2gqLQnO7i=s96-c",{"id":62,"researcherId":10,"name":63,"imageUrl":64},2633,"Hoài Đặng","https:\u002F\u002Flh3.googleusercontent.com\u002Fa\u002FACg8ocLVXVafUxrnnC_H60UeQdpLE3UgeKGCSesypz_6Vi59B-n9C41A=s96-c",[66,67,68,69,70,71,72,73,74,75],"vật chất tối","năng lượng tối","hằng số vũ trụ","động lực học","độ phân giải cao","trường vô hướng","phương trình trạng thái","machine learning","deep learning","ước lượng tham số",10,true,"PUBLISHED","2025-07-13T02:20:29.389+00:00","2026-09-03T11:10:01.801+00:00","2025-07-14T10:31:41.933+00:00","2026-09-03T11:10:01.525+00:00",294,[85,88,91,94,97,100,103,106,109,112],{"id":86,"title":87,"term":86,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"vật liệu nano","Vật liệu nano là gì? Các công bố khoa học về Vật liệu nano",{"id":89,"title":90,"term":89,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"số reynolds","Số reynolds là gì? Các nghiên cứu khoa học về Số reynolds",{"id":92,"title":93,"term":92,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"điều khiển trượt","Điều khiển trượt là gì? Các nghiên cứu khoa học về Điều khiển trượt",{"id":95,"title":96,"term":95,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"tối ưu hoá","Tối ưu hoá là gì? Các nghiên cứu khoa học về Tối ưu hoá",{"id":98,"title":99,"term":98,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"chỉ thị phân tử","Chỉ thị phân tử là gì? Các nghiên cứu khoa học về Chỉ thị phân tử",{"id":101,"title":102,"term":101,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"phương trình chuyển động","Phương trình chuyển động là gì? Các bài nghiên cứu khoa học",{"id":104,"title":105,"term":104,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"phương pháp mô hình hóa","Phương pháp mô hình hóa là gì? Các công bố khoa học",{"id":107,"title":108,"term":107,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"hệ thống phi tuyến","Hệ thống phi tuyến là gì? Các nghiên cứu khoa học liên quan",{"id":110,"title":111,"term":110,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"cấu trúc tinh thể","Cấu trúc tinh thể là gì? Các nghiên cứu về Cấu trúc tinh thể",{"id":113,"title":114,"term":113,"englishTitle":10,"definition":10,"discipline":10,"disciplineCode":10,"disciplineLabel":10,"disciplineColor":10,"disciplineIcon":10},"trường hấp dẫn","Trường hấp dẫn là gì? Nghiên cứu khoa học về Trường hấp dẫn"]