स्फीति अवधि: Difference between revisions

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भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान में, स्फीति युग प्रारंभिक [[ब्रह्मांड]] के विकास की अवधि थी, जब [[मुद्रास्फीति (ब्रह्मांड विज्ञान)]] के अनुसार, ब्रह्मांड अंतरिक्ष के एक अत्यंत तीव्र घातीय मीट्रिक विस्तार से गुज़रा। इस तेजी से विस्तार ने प्रारंभिक ब्रह्मांड के रैखिक आयामों को कम से कम 10 के कारक से बढ़ा दिया<sup>26</sup> (और संभवतः एक बहुत बड़ा कारक), और इसलिए इसकी मात्रा में कम से कम 10 के कारक की वृद्धि हुई<sup>78</sup>. 10 के कारक द्वारा विस्तार<sup>26</sup> एक वस्तु को 1 [[नैनोमीटर]] तक फैलाने के बराबर है (10<sup>−9</sup> [[मीटर]], [[डीएनए]] के एक [[अणु]] की चौड़ाई का लगभग आधा) लंबाई में लगभग 10.6 [[प्रकाश वर्ष]] (लगभग 62 ट्रिलियन मील) लंबा।


== विवरण ==
== विवरण ==
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निर्वात अवस्था क्वांटम क्षेत्रों का एक विन्यास है जो स्थानीय न्यूनतम ऊर्जा का प्रतिनिधित्व करता है (लेकिन जरूरी नहीं कि यह एक वैश्विक न्यूनतम हो)।
निर्वात स्थिति क्वांटम क्षेत्रों का एक विन्यास है जो ऊर्जा के एक स्थानीय न्यूनतम (लेकिन आवश्यक रूप से एक वैश्विक न्यूनतम नहीं) का प्रतिनिधित्व करता है।


मुद्रास्फीति के मॉडल का प्रस्ताव है कि लगभग 10<sup>-36</sup> [[महा विस्फोट]] के बाद, ब्रह्मांड की निर्वात स्थिति वर्तमान समय में देखी गई स्थिति से भिन्न थी: स्फीतिकारी निर्वात में बहुत अधिक ऊर्जा घनत्व था।
स्फीति मॉडल प्रस्तावित करते हैं कि बिग बैंग के लगभग 10<sup>-36</sup> सेकंड के बाद, ब्रह्मांड की निर्वात स्थिति वर्तमान समय में देखी गई स्थिति से भिन्न थी: स्फीतिकारी निर्वात में ऊर्जा घनत्व बहुत अधिक था।


[[सामान्य सापेक्षता]] के अनुसार, गैर-शून्य ऊर्जा घनत्व वाला कोई भी निर्वात राज्य एक प्रतिकारक बल उत्पन्न करता है जो अंतरिक्ष के विस्तार की ओर जाता है। मुद्रास्फीति के मॉडल में, शुरुआती उच्च-ऊर्जा निर्वात अवस्था बहुत तेजी से विस्तार का कारण बनती है। यह विस्तार वर्तमान ब्रह्मांड के विभिन्न गुणों की व्याख्या करता है जो कि इस तरह के मुद्रास्फीति युग के बिना हिसाब करना मुश्किल है।
[[सामान्य सापेक्षता]] के अनुसार, गैर-शून्य ऊर्जा घनत्व वाला कोई भी निर्वात अवस्था एक प्रतिकारक बल उत्पन्न करता है जो अंतरिक्ष के विस्तार की ओर जाता है। स्फीतिकारी मॉडल में, प्रारंभिक उच्च-ऊर्जा निर्वात स्थिति बहुत तेजी से विस्तार का कारण बनती है। यह विस्तार वर्तमान समय के ब्रह्माण्ड के विभिन्न गुणों की व्याख्या करता है, जिनकी ऐसी स्फीति  अवधि के बिना गणना करना कठिन है।


अधिकांश स्फीतिकारी मॉडल एक [[अदिश क्षेत्र]] का प्रस्ताव करते हैं जिसे [[inflaton]] क्षेत्र कहा जाता है, जिसमें दो निर्वात अवस्थाओं (कम से कम) के लिए आवश्यक गुण होते हैं।
अधिकांश स्फीति मॉडल [[अदिश क्षेत्र]] का प्रस्ताव करते हैं जिसे स्फीति क्षेत्र कहा जाता है, जिसमें (न्यूनतम) दो निर्वात अवस्थाओं के लिए आवश्यक गुण हों।


यह निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है कि मुद्रास्फीति का युग कब समाप्त हुआ, लेकिन ऐसा माना जाता है कि यह 10 के बीच रहा होगा<sup>−33</sup> और 10<sup>-32</sup> बिग बैंग के बाद सेकंड। अंतरिक्ष के तेजी से विस्तार का मतलब था कि कोई भी संभावित प्राथमिक कण (या अन्य अवांछित कलाकृतियां, जैसे कि टोपोलॉजिकल दोष) मुद्रास्फीति से पहले समय से शेष थे, अब ब्रह्मांड में बहुत कम वितरित किए गए थे।
यह ज्ञात नहीं है कि स्फीति का युग कब समाप्त हुआ, लेकिन ऐसा माना जाता है कि यह बिग बैंग के बाद 10<sup>-33</sup> और 10<sup>-32</sup> सेकंड के मध्य रहा होगा। अंतरिक्ष के तेजी से विस्तार का अर्थ है कि कोई भी संभावित प्राथमिक कण (या अन्य अवांछित कलाकृतियाँ, जैसे कि स्थलीय दोष) जो स्फीति से पहले कई बार बचे थे, अब ब्रह्मांड में बहुत कम वितरित किए गए थे।


जब इन्फ़्लटन क्षेत्र ने खुद को निम्न-ऊर्जा निर्वात अवस्था में पुन: कॉन्फ़िगर किया, जिसे हम वर्तमान में देखते हैं, तो संभावित ऊर्जा का बड़ा अंतर क्वार्क-ग्लूऑन प्लाज्मा के घने, गर्म मिश्रण के रूप में जारी किया गया था। क्वार्क, एंटी-क्वार्क और ग्लून्स में प्रवेश करते ही [[इलेक्ट्रोवीक युग]]।
जब स्फीति क्षेत्र स्वतः को निम्न-ऊर्जा निर्वात स्थिति में पुन: विन्यस्त करता है, जिसे हम वर्तमान में देखते हैं, तो सघनतम, सबसे सघन क्वार्क, एंटी-क्वार्क और ग्लून्स के बीच संभावित ऊर्जा में एक बड़ा अंतर होता है। [[इलेक्ट्रोवीक युग|इलेक्ट्रोवीक अवधि]] में प्रवेश करते ही इसे एक गर्म मिश्रण के रूप में प्रचलित किया गया था।


== [[ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि]] विकिरण के ध्रुवीकरण के माध्यम से पता लगाना ==
== [[ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि]] विकिरण के ध्रुवीकरण के माध्यम से अन्वेषण ==
स्फीतिकारी युग की पुष्टि करने का एक दृष्टिकोण कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) विकिरण पर इसके प्रभाव को सीधे मापना है। सीएमबी बहुत कमजोर रूप से ध्रुवीकृत है (कुछ केल्विन के स्तर तक। μK) दो अलग-अलग मोड में ई-मोड और बी-मोड | बी-मोड (विद्युत क्षेत्र के अनुरूप | ई-फील्ड और चुंबकीय क्षेत्र | बी-) कहा जाता है। [[ इलेक्ट्रोस्टाटिक्स ]] में फ़ील्ड)। ई-मोड ध्रुवीकरण साधारण [[थॉमसन प्रकीर्णन]] से आता है,<ref>
स्फीति अवधि की पुष्टि करने के लिए एक दृष्टिकोण कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (सीएमबी) विकिरण पर इसके प्रभाव को प्रत्यक्ष रूप से मापा जाना है। सीएमबी बहुत दुर्बल रूप से ध्रुवीकृत है (कुछ μK के स्तर तक) दो अलग-अलग मोड में ''E''-मोड और ''B''-मोड (स्थिरवैद्युतिकी में ''E''-फील्ड और ''B''-फील्ड के अनुरूप) कहा जाता है। ''E''-मोड ध्रुवीकरण सामान्य [[थॉमसन प्रकीर्णन]] से प्राप्त होता है,<ref>
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यदि [[गुरुत्वाकर्षण तरंग]]ों से बी-मोड ध्रुवीकरण को मापा जा सकता है, तो यह ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति का प्रत्यक्ष प्रमाण प्रदान करेगा और पता लगाए गए स्तर के आधार पर विभिन्न मुद्रास्फीति मॉडल को समाप्त या समर्थन कर सकता है।
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== यह भी देखें ==
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Latest revision as of 18:11, 15 June 2023

भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान में, स्फीति अवधि (मुद्रास्फीति की अवधि) प्रारंभिक ब्रह्मांड के विकास की अवधि थी, स्फीति सिद्धांत के अनुसार, ब्रह्माण्ड का अत्यधिक तीव्र घातीय विस्तार हुआ। इस गति से विस्तार ने प्रारंभिक ब्रह्मांड के रैखिक आयामों को न्यूनतम 1026 (और संभवतः एक बहुत बड़ा कारक) के कारक से बढ़ा दिया, और इसलिए इसकी मात्रा में न्यूनतम 1078 के कारक की वृद्धि हुई थी। 1026 के एक कारक द्वारा विस्तार वस्तु 1 नैनोमीटर (10−9 मीटर, डीएनए के अणु की लगभग आधी चौड़ाई) के विस्तार के बराबर है जिसकी लंबाई लगभग 10.6 प्रकाश वर्ष (लगभग 62 ट्रिलियन मील) दीर्घ है।


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Components
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विवरण

निर्वात अवस्था क्वांटम क्षेत्रों का एक विन्यास है जो स्थानीय न्यूनतम ऊर्जा का प्रतिनिधित्व करता है (लेकिन जरूरी नहीं कि यह एक वैश्विक न्यूनतम हो)।

स्फीति मॉडल प्रस्तावित करते हैं कि बिग बैंग के लगभग 10-36 सेकंड के बाद, ब्रह्मांड की निर्वात स्थिति वर्तमान समय में देखी गई स्थिति से भिन्न थी: स्फीतिकारी निर्वात में ऊर्जा घनत्व बहुत अधिक था।

सामान्य सापेक्षता के अनुसार, गैर-शून्य ऊर्जा घनत्व वाला कोई भी निर्वात अवस्था एक प्रतिकारक बल उत्पन्न करता है जो अंतरिक्ष के विस्तार की ओर जाता है। स्फीतिकारी मॉडल में, प्रारंभिक उच्च-ऊर्जा निर्वात स्थिति बहुत तेजी से विस्तार का कारण बनती है। यह विस्तार वर्तमान समय के ब्रह्माण्ड के विभिन्न गुणों की व्याख्या करता है, जिनकी ऐसी स्फीति अवधि के बिना गणना करना कठिन है।

अधिकांश स्फीति मॉडल अदिश क्षेत्र का प्रस्ताव करते हैं जिसे स्फीति क्षेत्र कहा जाता है, जिसमें (न्यूनतम) दो निर्वात अवस्थाओं के लिए आवश्यक गुण हों।

यह ज्ञात नहीं है कि स्फीति का युग कब समाप्त हुआ, लेकिन ऐसा माना जाता है कि यह बिग बैंग के बाद 10-33 और 10-32 सेकंड के मध्य रहा होगा। अंतरिक्ष के तेजी से विस्तार का अर्थ है कि कोई भी संभावित प्राथमिक कण (या अन्य अवांछित कलाकृतियाँ, जैसे कि स्थलीय दोष) जो स्फीति से पहले कई बार बचे थे, अब ब्रह्मांड में बहुत कम वितरित किए गए थे।

जब स्फीति क्षेत्र स्वतः को निम्न-ऊर्जा निर्वात स्थिति में पुन: विन्यस्त करता है, जिसे हम वर्तमान में देखते हैं, तो सघनतम, सबसे सघन क्वार्क, एंटी-क्वार्क और ग्लून्स के बीच संभावित ऊर्जा में एक बड़ा अंतर होता है। इलेक्ट्रोवीक अवधि में प्रवेश करते ही इसे एक गर्म मिश्रण के रूप में प्रचलित किया गया था।

ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण के ध्रुवीकरण के माध्यम से अन्वेषण

स्फीति अवधि की पुष्टि करने के लिए एक दृष्टिकोण कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (सीएमबी) विकिरण पर इसके प्रभाव को प्रत्यक्ष रूप से मापा जाना है। सीएमबी बहुत दुर्बल रूप से ध्रुवीकृत है (कुछ μK के स्तर तक) दो अलग-अलग मोड में E-मोड और B-मोड (स्थिरवैद्युतिकी में E-फील्ड और B-फील्ड के अनुरूप) कहा जाता है। E-मोड ध्रुवीकरण सामान्य थॉमसन प्रकीर्णन से प्राप्त होता है,[1] लेकिन B-मोड दो तंत्रों द्वारा बनाया जा सकता है:

  1. E-मोड के गुरुत्वीय लेंसिंग द्वारा; या
  2. ब्रह्मांडीय स्फीति द्वारा उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण तरंगें।

यदि गुरुत्वाकर्षण तरंगों से B-मोड ध्रुवीकरण को मापा जा सकता है, तो यह ब्रह्मांडीय स्फीति का समर्थन करने वाले प्रत्यक्ष प्रमाण प्रदान करेगा और पता लगाए गए स्तर के आधार पर विभिन्न स्फीति मॉडल का समर्थन या समाप्त कर सकता है।

17 मार्च 2014 को, बाइसेप और केक ऐरे खगोल भौतिकीविदों ने B-मोड ध्रुवीकरण का पता लगाने की घोषणा की, जो कि स्फीति से संबंधित गुरुत्वाकर्षण तरंगों के लिए उत्तरदायी है, जो ब्रह्माण्ड संबंधी स्फीति और बिग बैंग का समर्थन करता प्रतीत होता है,[2][3][4][5][6] हालांकि, 19 जून 2014 को, उन्होंने विश्वास स्तर को कम कर दिया कि B-मोड माप वास्तव में गुरुत्वाकर्षण तरंगों से थे और धूल से कोई पृष्ठभूमि शोर नहीं था।[7][8][9]

प्लैंक अंतरिक्ष यान में ऐसे उपकरण हैं जो उच्च स्तर की संवेदनशीलता (57 एनके) के लिए सीएमबी विकिरण को मापते हैं। बाइसेप अन्वेषण के बाद, दोनों परियोजनाओं के वैज्ञानिकों ने दोनों परियोजनाओं के डेटा का विश्लेषण करने के लिए मिलकर काम किया। उस विश्लेषण ने उच्च स्तर की निश्चितता का निष्कर्ष निकाला कि मूल बाइसेप संकेत पूरी तरह से आकाशगंगा (मिल्की वे) में धूल के लिए उत्तरदायी ठहराया जा सकता है और इसलिए यह स्फीति के युग के सिद्धांत का समर्थन करने के लिए किसी भी तरह से प्रमाण प्रदान नहीं करता है।[10][11][12][13]

यह भी देखें

टिप्पणियाँ

  1. ↑ Tizchang, S.; Batebi, S.; Haghighat, M.; Mohammadi, R. (2016). "Cosmic microwave background polarization in non-commutative space-time". The European Physical Journal C. 76 (9): 478. Bibcode:2016EPJC...76..478T. doi:10.1140/epjc/s10052-016-4312-5. S2CID 123613107.
  2. ↑ "BICEP2 2014 results released" (Press release). National Science Foundation. 17 March 2014. Retrieved 18 March 2014.
  3. ↑ Clavin, Whitney (17 March 2014). "NASA technology views birth of the universe" (Press release). NASA. Retrieved 17 March 2014.
  4. ↑ Overbye, Dennis (17 March 2014). "Detection of waves in space buttresses landmark theory of Big Bang". The New York Times. Retrieved 17 March 2014.
  5. ↑ Ade, P.A.R.; Aikin, R.W.; Barkats, D.; Benton, S.J.; Bischoff, C.A.; Bock, J.J.; et al. (17 March 2014). "BICEP2 I: Detection of B-mode polarization at degree angular scales" (PDF). Physical Review Letters. 112 (24): 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014PhRvL.112x1101B. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078. S2CID 22780831. Archived from the original (PDF) on 17 March 2014.{{cite journal}}: CS1 maint: multiple names: authors list (link)
  6. ↑ Woit, Peter (13 May 2014). "BICEP2 News". Not Even Wrong. Columbia University. Retrieved 19 January 2014.
  7. ↑ Overbye, Dennis (19 June 2014). "Astronomers hedge on Big Bang detection claim". New York Times. Retrieved 20 June 2014.
  8. ↑ Amos, Jonathan (19 June 2014). "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal". BBC News. Retrieved 20 June 2014.
  9. ↑ Ade, P.A.R.; et al. (BICEP2 Collaboration) (19 June 2014). "Detection of B-mode polarization at degree angular scales by BICEP2". Physical Review Letters. 112 (24): 241101. arXiv:1403.3985. Bibcode:2014PhRvL.112x1101B. doi:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078. S2CID 22780831.
  10. ↑ Adam, R.; Ade, P.A.R.; et al. (Planck Collaboration) (2016). "Planck intermediate results. XXX. The angular power spectrum of polarized dust emission at intermediate and high Galactic latitudes". Astronomy & Astrophysics. 586 (133): A133. arXiv:1409.5738. Bibcode:2016A&A...586A.133P. doi:10.1051/0004-6361/201425034. S2CID 9857299.
  11. ↑ Overbye, D. (22 September 2014). "Study confirms criticism of Big Bang finding". New York Times. Retrieved 2014-09-22.
  12. ↑ Cowen, Ron (30 January 2015). "Gravitational waves discovery now officially dead". Nature. doi:10.1038/nature.2015.16830. S2CID 124938210.
  13. ↑ BICEP2, Keck Array, and Planck Collaborations (2015). "Joint analysis of BICEP2/Keck array and Planck data". Physical Review Letters. 114 (10): 101301. arXiv:1502.00612. Bibcode:2015PhRvL.114j1301B. doi:10.1103/PhysRevLett.114.101301. PMID 25815919. S2CID 218078264.{{cite journal}}: CS1 maint: uses authors parameter (link)


संदर्भ


बाहरी संबंध

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