स्फीति अवधि: Difference between revisions

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भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान में, मुद्रास्फीति (महंगाई का दौर) युग प्रारंभिक [[ब्रह्मांड]] के विकास की अवधि थी, [[मुद्रास्फीति (ब्रह्मांड विज्ञान)|मुद्रास्फीति]] सिद्धांत के अनुसार, ब्रह्माण्ड का अत्यधिक तीव्र घातीय विस्तार हुआ। इस तेजी से विस्तार ने प्रारंभिक ब्रह्मांड के रैखिक आयामों को कम से कम 10<sup>26</sup> (और संभवतः एक बहुत बड़ा कारक) के कारक से बढ़ा दिया, और इसलिए इसकी मात्रा में कम से कम 10<sup>78</sup> के कारक की वृद्धि हुई। 10<sup>26</sup> के एक कारक द्वारा विस्तार एक वस्तु 1 [[नैनोमीटर]] (10<sup>−9</sup> [[मीटर]], [[डीएनए]] के एक [[अणु]] की लगभग आधी चौड़ाई) के विस्तार के बराबर है जिसकी लंबाई लगभग 10.6 [[प्रकाश वर्ष]] (लगभग 62 ट्रिलियन मील) लंबी है।
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== विवरण ==
== विवरण ==
एक निर्वात स्थिति ऊर्जा के स्थानीय न्यूनतम (लेकिन आवश्यक रूप से वैश्विक न्यूनतम नहीं) का प्रतिनिधित्व करने वाले क्वांटम क्षेत्रों का एक विन्यास है।
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)।


मुद्रास्फीति 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: मुद्रास्फीति निर्वात में ऊर्जा घनत्व बहुत अधिक 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 वाली कोई भी निर्वात अवस्था एक प्रतिकर्षण बल उत्पन्न करती है जो अंतरिक्ष के विस्तार की ओर ले जाती है। मुद्रास्फीति मॉडल में, प्रारंभिक उच्च-ऊर्जा निर्वात अवस्था बहुत तेजी से विस्तार का कारण बनती है। यह विस्तार वर्तमान समय के ब्रह्मांड के विभिन्न गुणों की व्याख्या करता है, जो कि इस तरह के मुद्रास्फीति युग के बिना गणना करना कठिन 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 मुद्रास्फीति मॉडल एक [[अदिश क्षेत्र]] का प्रस्ताव करते हैं जिसे इन्फ्लैटन क्षेत्र कहा जाता है, जिसमें दो निर्वात अवस्थाओं (कम से कम) के लिए आवश्यक गुण 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 ज्ञात नहीं है कि मुद्रास्फीति 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 बीच रहा होगा। अंतरिक्ष के तेजी से विस्तार का अर्थ था कि कोई भी संभावित प्राथमिक कण (या अन्य अवांछित कलाकृतियां, जैसे कि सांस्थितिक दोष) जो मुद्रास्फीति से पहले के समय से बचे हुए थे, ब्रह्मांड में अब 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 मुद्रास्फीति क्षेत्र स्वयं को निम्न-ऊर्जा निर्वात स्थिति में पुनर्संरूपित करता है जिसे हम वर्तमान में देखते हैं, संभावित ऊर्जा में एक बड़ा अंतर क्वार्क, एंटी-क्वार्क और ग्लून्स के घने, गर्म मिश्रण के रूप में जारी किया गया था क्योंकि यह [[इलेक्ट्रोवीक युग]] (विद्युत शक्तिहीन युग) में प्रवेश कर चुका था।
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 ==
मुद्रास्फीति युग की पुष्टि करने के लिए एक दृष्टिकोण कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (सीएमबी) विकिरण पर सीधे इसके प्रभाव को मापना है। सीएमबी बहुत दुर्बल रूप से ध्रुवीकृत है (कुछ μK के स्तर तक) दो अलग-अलग मोड में ''E''-मोड और ''B''-मोड (इलेक्ट्रोस्टैटिक्स में ''E''-फील्ड और ''B''-फील्ड के अनुरूप) कहा जाता है। ''E''-मोड ध्रुवीकरण सामान्य [[थॉमसन प्रकीर्णन]] से प्राप्त होता 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|गुरुत्वाकर्षण तरंगों]] से ''B''-मोड ध्रुवीकरण को मापा जा सकता है, तो यह ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति का समर्थन करने वाले प्रत्यक्ष साक्ष्य प्रदान करेगा और पता लगाए गए स्तर के आधार पर विभिन्न मुद्रास्फीति मॉडल को समाप्त या समर्थन कर सकता है।
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17 मार्च 2014 को, बाइसेप और केक ऐरे खगोल भौतिकीविदों ने ''B''-मोड ध्रुवीकरण का पता लगाने की घोषणा की, जो कि मुद्रास्फीति से संबंधित गुरुत्वाकर्षण तरंगों के लिए उत्तरदायी है, जो ब्रह्माण्ड संबंधी मुद्रास्फीति और बिग बैंग का समर्थन करता प्रतीत होता है,<ref name="BICEP2-2014">
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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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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 (1