भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान: Difference between revisions
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'''भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान''' ब्रह्माण्ड विज्ञान की एक ऐसी शाखा है जो ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडलों के अध्ययन से संबंधित है। '''ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल''', या मात्र '''ब्रह्माण्ड विज्ञान''', [[ब्रह्मांड]] की सबसे बड़े पैमाने की संरचनाओं और गतिशीलता का विवरण प्रदान करता है और इसके [[ब्रह्मांड विज्ञान]], संरचना, ब्रह्मांड के कालक्रम और अंतिम भाग्य के विषय में आधारभूत प्रश्नों के अध्ययन की अनुमति देता है।<ref name=GFR_Ellis>एक सिंहावलोकन के लिए, देखें {{cite book |chapter=Issues in the Philosophy of Cosmology |author=George FR Ellis |arxiv=astro-ph/0602280 |isbn=978-0-444-51560-5 |publisher=North Holland |title=भौतिकी का दर्शन (विज्ञान के दर्शन की पुस्तिका) 3 खंड सेट|editor=Jeremy Butterfield & John Earman|bibcode = 2006astro.ph..2280E |year=2006 }}</ref> [[विज्ञान]] के रूप में ब्रह्मांड विज्ञान की उत्पत्ति [[कोपर्निकन सिद्धांत]] से हुई, जिसका अर्थ है कि [[खगोलीय वस्तु]] पृथ्वी पर समान भौतिक नियमों का पालन करती है, और [[न्यूटोनियन यांत्रिकी]], जिसने सर्वप्रथम उन भौतिक नियमों को समझने की अनुमति दी थी। | '''भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान''' ब्रह्माण्ड विज्ञान की एक ऐसी शाखा है जो ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडलों के अध्ययन से संबंधित है। '''ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल''', या मात्र '''ब्रह्माण्ड विज्ञान''', [[ब्रह्मांड]] की सबसे बड़े पैमाने की संरचनाओं और गतिशीलता का विवरण प्रदान करता है और इसके [[ब्रह्मांड विज्ञान]], संरचना, ब्रह्मांड के कालक्रम और अंतिम भाग्य के विषय में आधारभूत प्रश्नों के अध्ययन की अनुमति देता है।<ref name=GFR_Ellis>एक सिंहावलोकन के लिए, देखें {{cite book |chapter=Issues in the Philosophy of Cosmology |author=George FR Ellis |arxiv=astro-ph/0602280 |isbn=978-0-444-51560-5 |publisher=North Holland |title=भौतिकी का दर्शन (विज्ञान के दर्शन की पुस्तिका) 3 खंड सेट|editor=Jeremy Butterfield & John Earman|bibcode = 2006astro.ph..2280E |year=2006 }}</ref> [[विज्ञान]] के रूप में ब्रह्मांड विज्ञान की उत्पत्ति [[कोपर्निकन सिद्धांत]] से हुई, जिसका अर्थ है कि [[खगोलीय वस्तु]] पृथ्वी पर समान भौतिक नियमों का पालन करती है, और [[न्यूटोनियन यांत्रिकी]], जिसने सर्वप्रथम उन भौतिक नियमों को समझने की अनुमति दी थी। | ||
भौतिक ब्रह्मांड विज्ञान, जैसा कि अब समझा जाता है, 1915 में [[अल्बर्ट आइंस्टीन]] के [[सामान्य सापेक्षता]] के विकास के साथ प्रारंभ हुआ, इसके बाद 1920 के दशक में प्रमुख अवलोकन संबंधी खोजें हुईं: सर्वप्रथम, [[एडविन हबल]] ने पाया कि ब्रह्मांड में [[आकाशगंगा]] के अतिरिक्त बड़ी संख्या में बाहरी आकाशगंगाएं हैं; फिर, [[पोशाक फिसलनदार]] और अन्य लोगों के | भौतिक ब्रह्मांड विज्ञान, जैसा कि अब समझा जाता है, 1915 में [[अल्बर्ट आइंस्टीन]] के [[सामान्य सापेक्षता]] के विकास के साथ प्रारंभ हुआ, इसके बाद 1920 के दशक में प्रमुख अवलोकन संबंधी खोजें हुईं: सर्वप्रथम, [[एडविन हबल]] ने यह पाया कि ब्रह्मांड में [[आकाशगंगा]] के अतिरिक्त बड़ी संख्या में बाहरी आकाशगंगाएं हैं; फिर, [[पोशाक फिसलनदार|वेस्टो स्लिफर]] और अन्य लोगों के कार्य से ज्ञात हुआ कि [[ब्रह्मांड का विस्तार]] हो रहा है। इन प्रगतियों ने ब्रह्मांड की उत्पत्ति के विषय में अनुमान लगाना संभव बना दिया, और प्रमुख ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल के रूप में जॉर्जेस लेमेत्रे द्वारा बिग बैंग सिद्धांत की स्थापना की अनुमति दी। कुछ शोधकर्ता अभी भी मुट्ठी भर [[गैर-मानक ब्रह्माण्ड विज्ञान]] का प्रतिवादकरते हैं;<ref>{{Cite web|url=http://cosmologystatement.org/|archive-url=https://web.archive.org/web/20140401081546/http://cosmologystatement.org/|title=वैज्ञानिक समुदाय के लिए एक खुला पत्र, जैसा कि न्यू साइंटिस्ट में 22 मई 2004 को प्रकाशित हुआ|date=2014-04-01|website=cosmologystatement.org|archive-date=1 April 2014|url-status=dead|access-date=2017-09-27}}</ref> यद्यपि, अधिकांश ब्रह्मांड विज्ञानी इस बात से सहमत हैं कि बिग बैंग सिद्धांत अवलोकनों की सबसे स्पष्ट व्याख्या करता है। | ||
1990 के दशक से अवलोकन संबंधी ब्रह्मांड विज्ञान में नाटकीय प्रगति, जिसमें | 1990 के दशक से अवलोकन संबंधी ब्रह्मांड विज्ञान में नाटकीय प्रगति, जिसमें ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व, दूर के [[सुपरनोवा]] और आकाशगंगा [[रेडशिफ्ट सर्वेक्षण|लाल विस्थापन सर्वेक्षण]] सम्मिलित हैं, इन्होंने [[लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल]] के विकास को जन्म दिया है। इस मॉडल के लिए ब्रह्मांड में बड़ी मात्रा में [[ गहरे द्रव्य |गहन द्रव्य]] और [[काली ऊर्जा|गहन]] [[ काली ऊर्जा |ऊर्जा]] की आवश्यकता होती है, जिनकी प्रकृति को वर्तमान में ठीक रूप से समझा नहीं गया है, परंतु मॉडल विस्तृत भविष्यवाणियां देता है जो कई विविध टिप्पणियों के साथ उत्कृष्ट समझौते में हैं।<ref>{{cite journal | url=http://pdg.ge.infn.it/2011/reviews/rpp2011-rev-cosmological-parameters.pdf |archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20221009/http://pdg.ge.infn.it/2011/reviews/rpp2011-rev-cosmological-parameters.pdf |archive-date=2022-10-09 |url-status=live | title=2013 कण भौतिकी की समीक्षा| author=Beringer, J. | author2=et al. (Particle Data Group) | journal=Phys. Rev. D | date=2012 | volume=86 | issue=1 | page=010001|doi=10.1103/PhysRevD.86.010001|bibcode = 2012PhRvD..86a0001B | doi-access=free }}</ref> | ||
ब्रह्माण्ड विज्ञान [[सैद्धांतिक भौतिकी]] और [[अनुप्रयुक्त भौतिकी]] में अनुसंधान के कई अलग-अलग क्षेत्रों के | ब्रह्माण्ड विज्ञान [[सैद्धांतिक भौतिकी]] और [[अनुप्रयुक्त भौतिकी]] में अनुसंधान के कई अलग-अलग क्षेत्रों के कार्य पर बहुत अधिक निर्भर करता है। ब्रह्माण्ड विज्ञान से संबंधित क्षेत्रों में [[कण भौतिकी]] प्रयोग और [[कण भौतिकी घटना विज्ञान]], सैद्धांतिक और अवलोकन संबंधी [[खगोल भौतिकी]], सामान्य सापेक्षता, [[क्वांटम यांत्रिकी]] और [[प्लाज्मा भौतिकी]] सम्मिलित हैं। | ||
== विषय इतिहास == | == विषय इतिहास == | ||
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आधुनिक ब्रह्माण्ड विज्ञान सिद्धांत और अवलोकन के साथ-साथ विकसित हुआ। 1916 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने सामान्य सापेक्षता का अपना सिद्धांत प्रकाशित किया, जिसने अंतरिक्ष और समय की ज्यामितीय | |||
[[File:History of the Universe.svg|thumb|left|350px|ब्रह्मांड का इतिहास - [[गुरुत्वाकर्षण तरंग]]ों के [[मुद्रास्फीति (ब्रह्मांड विज्ञान)]] से उत्पन्न होने की परिकल्पना की गई है, जो बिग बैंग के ठीक बाद | आधुनिक ब्रह्माण्ड विज्ञान सिद्धांत और अवलोकन के साथ-साथ विकसित हुआ। 1916 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने सामान्य सापेक्षता का अपना सिद्धांत प्रकाशित किया, जिसने अंतरिक्ष और समय की ज्यामितीय गुण के रूप में गुरुत्वाकर्षण का एकीकृत विवरण प्रदान किया।<ref>{{cite web|title=नोबेल पुरस्कार जीवनी|url=http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1921/einstein-bio.html|publisher=Nobel Prize|access-date=25 February 2011}}</ref> उस समय, आइंस्टीन [[स्थिर ब्रह्मांड]] में विश्वास करते थे, परंतु उन्होंने पाया कि उनके सिद्धांत का मूल सूत्रीकरण इसकी अनुमति नहीं देता था।<ref name="Liddle, A. 51">{{cite book | author = Liddle, A. | title = आधुनिक ब्रह्माण्ड विज्ञान का परिचय| url = https://archive.org/details/introductiontomo00lidd_717 | url-access = limited | publisher = Wiley | page=[https://archive.org/details/introductiontomo00lidd_717/page/n67 51] | isbn =978-0-470-84835-7 | date = 2003 }}</ref> ऐसा इसलिए है क्योंकि सम्पूर्ण ब्रह्मांड में वितरित द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण से आकर्षित होते हैं, और समय के साथ एक-दूसरे की ओर बढ़ते हैं।<ref>{{cite book | last = Vilenkin | first = Alex | title = Many worlds in one: the search for other universes | publisher = Hill and Wang, A division of Farrar, Straus and Giroux | location = New York | date = 2007 | isbn = 978-0-8090-6722-0 | page=19}}</ref> यद्यपि, उन्हें एहसास हुआ कि उनके समीकरण स्थिर शब्द के प्रारंभ की अनुमति देते हैं जो ब्रह्मांडीय पैमाने पर गुरुत्वाकर्षण के आकर्षक बल का प्रतिकार कर सकता है। आइंस्टीन ने 1917 में सापेक्षतावादी ब्रह्मांड विज्ञान पर अपना प्रथम लेख प्रकाशित किया, जिसमें उन्होंने स्थिर ब्रह्मांड का मॉडल बनाने के लिए विवश करने के लिए अपने क्षेत्र समीकरणों में इस [[ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक]] को जोड़ा था।<ref>{{cite book |last1=Jones |first1=Mark |last2=Lambourne |first2=Robert | title = आकाशगंगाओं और ब्रह्मांड विज्ञान का परिचय| publisher = Open University Cambridge University Press | location = Milton Keynes Cambridge, UK; New York | date = 2004 | isbn = 978-0-521-54623-2 | page= 228}}</ref> आइंस्टीन मॉडल स्थिर ब्रह्मांड का वर्णन करता है; अंतरिक्ष परिमित और असीमित है (एक गोले की सतह के समान, जिसका क्षेत्र सीमित है परंतु कोई किनारा नहीं है)। यद्यपि, यह तथाकथित आइंस्टीन मॉडल छोटी त्रुटि के प्रति अस्थिर है - यह अंततः विस्तार या अनुबंध करना प्रारंभ कर देगा।<ref name="Liddle, A. 51"/> बाद में यह समझा गया कि आइंस्टीन का मॉडल संभावनाओं के बड़े समूह में से एक था, जो सभी सामान्य सापेक्षता और [[ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत]] के अनुरूप थे। सामान्य सापेक्षता के ब्रह्माण्ड संबंधी हल 1920 के दशक के प्रारंभ में [[अलेक्जेंडर फ्रीडमैन]] द्वारा पाए गए थे।<ref>{{cite book |last1=Jones |first1=Mark |last2=Lambourne |first2=Robert | title = आकाशगंगाओं और ब्रह्मांड विज्ञान का परिचय| publisher = Open University Cambridge University Press | location = Milton Keynes Cambridge, UK; New York | date = 2004 | isbn = 978-0-521-54623-2 |page=232 }}</ref> उनके समीकरण फ्राइडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर ब्रह्मांड का वर्णन करते हैं, जो विस्तारित या सिकुड़ सकता है, और जिसकी ज्यामिति विवृत, सपाट या संवृत हो सकती है। | ||
[[File:History of the Universe.svg|thumb|left|350px|ब्रह्मांड का इतिहास - [[गुरुत्वाकर्षण तरंग]]ों के [[मुद्रास्फीति (ब्रह्मांड विज्ञान)]] से उत्पन्न होने की परिकल्पना की गई है, जो बिग बैंग के ठीक बाद तीव्रता से होने वाला विस्तार है।<ref name="BICEP2-2014" /><ref name="NASA-20140317" /><ref name="NYT-20140317" />]]1910 के दशक में, [[मेल्विन स्लिपर ड्रेस|मेल्विन स्लिफर ड्रेस]] (और बाद में [[कार्ल विल्हेम वर्त्ज़]]) ने [[ नाब्युला |नेब्यूला]] की [[लाल शिफ्ट|लाल विस्थापन]] की व्याख्या [[डॉपलर शिफ्ट|डॉपलर विस्थापन]] के रूप में की, जिससे संकेत मिलता है कि वे पृथ्वी से पीछे हट रहे थे।<ref>{{cite journal | last1=Slipher | first1=V. M. | title=नीहारिकाओं और समूहों के स्पेक्ट्रोग्राफिक अवलोकनों पर आगे के नोट्स| journal=Publications of the American Astronomical Society| volume=4| date=1922 | pages=284–286 | bibcode=1922PAAS....4..284S }}</ref><ref>{{cite book | last1=Seitter | first1=Waltraut C. | last2=Duerbeck | first2=Hilmar W. | title=Carl Wilhelm Wirtz – Pioneer in Cosmic Dimensions | journal=Harmonizing Cosmic Distance Scales in a Post-Hipparcos Era | series=ASP Conference Series | volume=167 | editor1-first=Daniel | editor1-last=Egret | editor2-first=Andre | editor2-last=Heck | isbn=978-1-886733-88-6 | date=1999 | pages=237–242 | bibcode=1999ASPC..167..237S }}</ref> यद्यपि, खगोलीय पिंडों की दूरी निर्धारित करना कठिन है। एक विधि यह है कि किसी वस्तु के भौतिक आकार की तुलना उसके [[कोणीय आकार]] से की जाए, परंतु ऐसा करने के लिए भौतिक आकार की कल्पना की जानी चाहिए। अन्य विधि किसी वस्तु की [[चमक]] को मापना और आंतरिक चमक मान लेना है, जिससे व्युत्क्रम-वर्ग नियम का उपयोग करके दूरी निर्धारित की जा सकती है। इन विधियों का उपयोग करने में कठिनाई के कारण, उन्हें यह एहसास नहीं हुआ कि निहारिकाएँ वस्तुतः हमारी अपनी आकाशगंगा के बाहर की आकाशगंगाएँ थीं, न ही उन्होंने ब्रह्माण्ड संबंधी निहितार्थों के विषय में अनुमान लगाया था। 1927 में, [[बेल्जियम]] के [[रोमन कैथोलिक]] पादरी जॉर्जेस लेमैत्रे ने स्वतंत्र रूप से फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर समीकरण निकाले और सर्पिल निहारिकाओं की मंदी के आधार पर प्रस्तावित किया कि ब्रह्मांड के प्रारंभ आदिम परमाणु के विस्फोट से हुई थी।<ref>{{cite journal | last1=Lemaître | first1=G. | title=Un Univers homogène de masse constante et de rayon croissant rendant compte de la vitesse radiale des nébuleuses extra-galactiques | journal=Annales de la Société Scientifique de Bruxelles | volume=A47 | pages=49–59 | date=1927 | language=fr | bibcode=1927ASSB...47...49L }}</ref>-जिसे बाद में बिग बैंग कहा गया। 1929 में, एडविन हबल ने लेमेत्रे के सिद्धांत के लिए अवलोकन आधार प्रदान किया। हबल ने [[सेफिड चर]] सितारों की चमक के माप का उपयोग करके उनकी दूरी निर्धारित करके दिखाया कि सर्पिल नीहारिकाएं आकाशगंगाएं थीं। उन्होंने आकाशगंगा के लाल विस्थापन और उसकी दूरी के बीच संबंध की खोज की। उन्होंने इसकी व्याख्या इस प्रमाण के रूप में की कि आकाशगंगाएँ पृथ्वी से प्रत्येक दिशा में अपनी दूरी के अनुपात में गति से पीछे हट रही हैं।<ref>{{cite journal | last1=Hubble | first1=Edwin | title=एक्स्ट्रा-गैलेक्टिक नेबुला के बीच दूरी और रेडियल वेग के बीच एक संबंध| journal=Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America | volume=15 | issue=3 | pages=168–173 | date=March 1929 | doi=10.1073/pnas.15.3.168 | bibcode=1929PNAS...15..168H | pmid=16577160 | pmc=522427| doi-access=free }}</ref> इस तथ्य को अब हबल के नियम के रूप में जाना जाता है, यद्यपि सेफिड चर के प्रकारों के विषय में न जानने के कारण, हबल ने पुनरावर्ती वेग और दूरी से संबंधित जो संख्यात्मक कारक पाया था, वह दस के कारक से कम था। | |||
ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत को देखते हुए, हबल के नियम ने सुझाव दिया कि ब्रह्मांड का विस्तार हो रहा है। विस्तार के लिए दो प्राथमिक स्पष्टीकरण प्रस्तावित किए गए थे। लेमेत्रे का बिग बैंग सिद्धांत था, जिसका प्रतिवादऔर विकास जॉर्ज गामो ने किया था। दूसरी व्याख्या [[फ्रेड हॉयल]] का [[स्थिर अवस्था मॉडल]] था जिसमें आकाशगंगाओं के दूसरे से दूर जाने पर नवीन पदार्थ बनता है। इस मॉडल में, ब्रह्मांड किसी भी समय लगभग जैसा है।<ref>{{cite journal | last1=Hoyle | first1=F. | title=विस्तारित ब्रह्मांड के लिए एक नया मॉडल| journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=108 | issue=5 | pages=372–382 | date=1948 | bibcode=1948MNRAS.108..372H | doi=10.1093/mnras/108.5.372| doi-access=free }}</ref><ref name="aip">{{cite web | title=Big Bang or Steady State? | work=Ideas of Cosmology | publisher=American Institute of Physics | url=https://www.aip.org/history/cosmology/ideas/bigbang.htm | access-date=2015-07-29 | archive-date=12 June 2015 | archive-url=https://web.archive.org/web/20150612115523/http://www.aip.org/history/cosmology/ideas/bigbang.htm | url-status=dead }}</ref> | |||
कई वर्षों तक, इन सिद्धांतों के लिए समर्थन समान रूप से विभाजित था। यद्यपि, अवलोकन संबंधी साक्ष्य इस विचार का समर्थन करने लगे कि ब्रह्मांड उष्ण सघन अवस्था से विकसित हुआ है। 1965 में ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व की खोज ने बिग बैंग मॉडल को दृढ़ समर्थन दिया,<ref name="aip" />और 1990 के दशक के प्रारंभ में [[कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर|ब्रह्मांडीय पार्श्व अन्वेषक]] द्वारा ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व के यथार्थ माप के बाद से, कुछ ब्रह्मांड विज्ञानियों ने ब्रह्मांड की उत्पत्ति और विकास के अन्य सिद्धांतों को गंभीरता से प्रस्तावित किया है। इसका परिणाम यह है कि मानक सामान्य सापेक्षता में, ब्रह्मांड गुरुत्वाकर्षण विलक्षणता के साथ प्रारंभ हुआ, जैसा कि 1960 के दशक में [[रोजर पेनरोज़]] और [[स्टीफन हॉकिंग]] द्वारा प्रदर्शित किया गया था।<ref name="Earman1999">{{cite book | last1=Earman | first1=John | title=The Penrose-Hawking Singularity Theorems: History and Implications – The expanding worlds of general relativity | journal=The Expanding Worlds of General Relativity | pages=235–267 | editor1-first=Hubert | editor1-last=Goenner | editor2-last=Jürgen | editor3-first=Jim | editor3-last=Ritter | editor4-first=Tilman | editor4-last=Sauer | series=Birk presentations of the fourth conference on the and gravitation | year=1999 | bibcode=1999ewgr.book..235E | doi=10.1007/978-1-4612-0639-2_7 | isbn=978-1-4612-6850-5 }}</ref> | |||
बिग बैंग मॉडल का विस्तार करने के लिए वैकल्पिक दृष्टिकोण प्रस्तुत किया गया है, जिसमें सुझाव दिया गया है कि ब्रह्मांड का कोई प्रारंभ या विलक्षणता नहीं है और ब्रह्मांड की आयु अनंत है।<ref name="LS-20150226">{{cite web |last=Ghose |first=Tia |title=Big Bang, Deflated? Universe May Have Had No Beginning |url=http://www.livescience.com/49958-theory-no-big-bang.html |date=26 February 2015 |website=[[Live Science]] |access-date=28 February 2015 }}</ref><ref name="PL-20150204">{{cite journal |last=Ali |first=Ahmed Faraq |title=क्वांटम क्षमता से ब्रह्मांड विज्ञान|journal=[[Physics Letters B]] |volume=741 |issue=2015 |pages=276–279 |doi=10.1016/j.physletb.2014.12.057 |date=4 February 2015 |arxiv=1404.3093 |bibcode=2015PhLB..741..276F |s2cid=55463396 }}</ref><ref name="AR-20141118">{{cite journal|last1=Das|first1=Saurya|last2=Bhaduri|first2=Rajat K|title=Dark matter and dark energy from a Bose–Einstein condensate|journal=Classical and Quantum Gravity|date=21 May 2015|volume=32|issue=10|pages=105003|doi=10.1088/0264-9381/32/10/105003|arxiv = 1411.0753 |bibcode = 2015CQGra..32j5003D |s2cid=119247745}}</ref> | |||
सितंबर 2023 में, खगोल भौतिकीविदों ने नवीनतम [[जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप]] अध्ययनों के आधार पर, ब्रह्मांड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में ब्रह्मांड के समग्र वर्तमान दृष्टिकोण पर प्रश्न उठाया।<ref name="NYT-20230902">{{cite news |last1=Frank |first1=Adam |last2=Gleiser |first2=Marcelo |title=हमारे ब्रह्मांड की कहानी सुलझनी शुरू हो सकती है|url=https://www.nytimes.com/2023/09/02/opinion/cosmology-crisis-webb-telescope.html |date=2 September 2023 |work=[[The New York Times]] |url-status=live |archiveurl=https://archive.today/20230902161629/https://www.nytimes.com/2023/09/02/opinion/cosmology-crisis-webb-telescope.html |archivedate=2 September 2023 |accessdate=3 September 2023 }}</ref> | सितंबर 2023 में, खगोल भौतिकीविदों ने नवीनतम [[जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप]] अध्ययनों के आधार पर, ब्रह्मांड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में ब्रह्मांड के समग्र वर्तमान दृष्टिकोण पर प्रश्न उठाया।<ref name="NYT-20230902">{{cite news |last1=Frank |first1=Adam |last2=Gleiser |first2=Marcelo |title=हमारे ब्रह्मांड की कहानी सुलझनी शुरू हो सकती है|url=https://www.nytimes.com/2023/09/02/opinion/cosmology-crisis-webb-telescope.html |date=2 September 2023 |work=[[The New York Times]] |url-status=live |archiveurl=https://archive.today/20230902161629/https://www.nytimes.com/2023/09/02/opinion/cosmology-crisis-webb-telescope.html |archivedate=2 September 2023 |accessdate=3 September 2023 }}</ref> | ||
==ब्रह्माण्ड की ऊर्जा== | ==ब्रह्माण्ड की ऊर्जा== | ||
सबसे हल्के [[रासायनिक तत्व]], मुख्य रूप से [[हाइड्रोजन]] और [[हीलियम]], [[न्यूक्लियोसिंथेसिस]] की प्रक्रिया के माध्यम से बिग बैंग के | सबसे हल्के [[रासायनिक तत्व]], मुख्य रूप से [[हाइड्रोजन]] और [[हीलियम]], [[न्यूक्लियोसिंथेसिस]] की प्रक्रिया के माध्यम से बिग बैंग के समय बनाए गए थे।<ref name=Burles2001/> [[तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस]] प्रतिक्रियाओं के अनुक्रम में, छोटे परमाणु नाभिक फिर बड़े परमाणु नाभिक में संयोजित होते हैं, अंततः लौह और [[निकल|निकिल]] जैसे स्थिर [[लौह समूह]] तत्वों का निर्माण करते हैं, जिनमें उच्चतम परमाणु बंधन ऊर्जा होती है।<ref name=B2FH>{{cite journal | last1=Burbidge | first1=E. M. | last2=Burbidge | first2=G. R. | last3=Fowler | first3=W. A. | last4=Hoyle | first4=F. | year=1957 | title=तारों में तत्वों का संश्लेषण| journal=[[Reviews of Modern Physics]] | volume=29 | issue=4 | pages=547–650 | bibcode=1957RvMP...29..547B | doi=10.1103/RevModPhys.29.547 | doi-access=free }}</ref> शुद्ध प्रक्रिया के परिणामस्वरूप बाद में ऊर्जा जारी होती है, जिसका अर्थ है बिग बैंग के बाद।<ref name=Frautschi1982>{{cite journal | title=विस्तारित ब्रह्माण्ड में एन्ट्रॉपी| last1=Frautschi | first1=S. | journal=Science | volume=217 | issue=4560 | pages=593–599 | date=13 August 1982 | doi=10.1126/science.217.4560.593 | pmid=17817517 | bibcode=1982Sci...217..593F | s2cid=27717447 }}</ref> परमाणु कणों की ऐसी प्रतिक्रियाओं से नोवा जैसे प्रलयकारी परिवर्तनशील तारों से अचानक ऊर्जा निकल सकती है। [[ब्लैक होल]] में पदार्थ का गुरुत्वाकर्षण पतन सबसे ऊर्जावान प्रक्रियाओं को भी शक्ति प्रदान करता है, जो सामान्यतः आकाशगंगाओं के परमाणु क्षेत्रों में देखी जाती है, जिससे [[ कैसर |कैसर]] और [[सक्रिय आकाशगंगाएँ]] बनती हैं। | ||
ब्रह्मांडविज्ञानी पारंपरिक [[ऊर्जा रूप]] | ब्रह्मांडविज्ञानी पारंपरिक [[ऊर्जा रूप|ऊर्जा रूपों]] का उपयोग करके सभी ब्रह्मांडीय घटनाओं, जैसे कि त्वरित ब्रह्मांड से संबंधित, की यथार्थ व्याख्या नहीं कर सकते हैं। इसके अतिरिक्त, ब्रह्मांडविज्ञानी ऊर्जा का [[नया|नवीन]] रूप प्रस्तावित करते हैं जिसे '''डार्क एनर्जी (गहन ऊर्जा)''' कहा जाता है जो सम्पूर्ण अंतरिक्ष में व्याप्त है।<ref>{{Cite journal |doi = 10.1126/science.1086879|pmid = 12817141|bibcode = 2003Sci...300.1914K|title = डार्क एनर्जी पर प्रकाश डालना|year = 2003|last1 = Kirshner|first1 = R. P.|journal = Science|volume = 300|issue = 5627|pages = 1914–1918|s2cid = 43859435}}</ref> परिकल्पना यह है कि गहन ऊर्जा मात्र [[निर्वात ऊर्जा]] है, रिक्त स्थान का घटक जो [[आभासी कण|आभासी कणों]] से जुड़ा होता है जो अनिश्चितता सिद्धांत के कारण स्थित होते हैं।<ref name=Frieman2008>{{cite journal | title=डार्क एनर्जी और त्वरित ब्रह्मांड| last1=Frieman | first1=Joshua A. | last2=Turner | first2=Michael S. | last3=Huterer | first3=Dragan | journal=[[Annual Review of Astronomy & Astrophysics]] | volume=46 | issue=1 | pages=385–432 | year=2008 | doi=10.1146/annurev.astro.46.060407.145243 | bibcode=2008ARA&A..46..385F | arxiv=0803.0982 | s2cid=15117520 }}</ref> | ||
जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार होता है, पदार्थ और विकिरण दोनों पतले हो जाते हैं। | गुरुत्वाकर्षण के सबसे व्यापक रूप से स्वीकृत सिद्धांत, सामान्य सापेक्षता का उपयोग करके ब्रह्मांड में कुल ऊर्जा को परिभाषित करने का कोई स्पष्ट विधि नहीं है। इसलिए, यह विवादास्पद बना हुआ है कि क्या विस्तारित ब्रह्मांड में कुल ऊर्जा संरक्षित है। उदाहरण के लिए, प्रत्येक फोटॉन जो अंतरिक्षीय अंतरिक्ष से यात्रा करता है, [[ लाल शिफ्ट |लाल विस्थापन]] प्रभाव के कारण ऊर्जा नष्ट हो जाती है। यह ऊर्जा किसी अन्य प्रणाली में स्थानांतरित नहीं होती है, इसलिए स्थायी रूप से नष्ट हो जाती है। दूसरी ओर, कुछ ब्रह्माण्डविज्ञानी इस बात पर बल देते हैं कि ऊर्जा कुछ अर्थों में संरक्षित है; यह [[ऊर्जा संरक्षण]] के नियम का पालन करता है।<ref>e.g. {{cite book | author = Liddle, A. | title = An Introduction to Modern Cosmology | publisher = Wiley | isbn =978-0-470-84835-7 |year=2003 }} This argues cogently "Energy is always, always, always conserved."</ref> | ||
ऊर्जा के विभिन्न रूप ब्रह्मांड पर प्रभावी हो सकते हैं - एक [[सापेक्ष कण]] जिन्हें [[विकिरण]] कहा जाता है, या गैर-सापेक्ष कण जिन्हें पदार्थ कहा जाता है। सापेक्ष कण वे कण होते हैं जिनका शेष द्रव्यमान उनकी [[गतिज ऊर्जा]] की तुलना में शून्य या नगण्य होता है, और इसलिए प्रकाश की गति से या उसके बहुत निकट चलते हैं; गैर-सापेक्षतावादी कणों का विश्राम द्रव्यमान उनकी ऊर्जा की तुलना में बहुत अधिक होता है और इसलिए वे प्रकाश की गति से बहुत मंद गति से चलते हैं। | |||
जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार होता है, पदार्थ और विकिरण दोनों पतले हो जाते हैं। यद्यपि, विकिरण और पदार्थ का [[ऊर्जा घनत्व]] अलग-अलग दरों पर पतला होता है। जैसे-जैसे विशेष आयतन फैलता है, द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व मात्र आयतन में वृद्धि से परिवर्तन होता है, परंतु विकिरण का ऊर्जा घनत्व आयतन में वृद्धि और इसे बनाने वाले फोटॉनों की [[तरंग दैर्ध्य]] में वृद्धि दोनों से परिवर्तन होता है। इस प्रकार जैसे-जैसे ब्रह्मांड फैलता है, विकिरण की ऊर्जा पदार्थ की तुलना में ब्रह्मांड की कुल ऊर्जा का छोटा भाग बन जाती है। ऐसा कहा जाता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड 'विकिरण प्रधान' था और विकिरण ने विस्तार की मंदी को नियंत्रित किया था। बाद में, जैसे ही प्रति फोटॉन औसत ऊर्जा लगभग 10 [[इलेक्ट्रॉनवोल्ट]] और उससे कम हो जाती है, पदार्थ मंदी की दर निर्धारित करता है और ब्रह्मांड को 'पदार्थ प्रधान' कहा जाता है। मध्यवर्ती स्थिति का ठीक रूप से [[विश्लेषणात्मक समाधान|विश्लेषणात्मक हल]] नहीं किया जाता है। जैसे-जैसे ब्रह्माण्ड का विस्तार जारी रहता है, पदार्थ और भी पतला होता जाता है और ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक प्रभावी होता जाता है, जिससे ब्रह्माण्ड के विस्तार में तीव्रता आती है। | |||
==ब्रह्माण्ड का इतिहास== | ==ब्रह्माण्ड का इतिहास== | ||
{{see also| | {{see also|बिग बैंग की समयरेखा}} | ||
ब्रह्मांड का इतिहास ब्रह्मांड विज्ञान में केंद्रीय | |||
ब्रह्मांड का इतिहास ब्रह्मांड विज्ञान में केंद्रीय निर्गम है। ब्रह्माण्ड के इतिहास को प्रत्येक काल में प्रमुख शक्तियों और प्रक्रियाओं के अनुसार विभिन्न कालों में विभाजित किया गया है जिन्हें युग कहा जाता है। मानक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल को लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के रूप में जाना जाता है। | |||
===गति के समीकरण=== | ===गति के समीकरण=== | ||
{{main| | {{main|फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर मापन}} | ||
[[मानक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल]] के भीतर, संपूर्ण ब्रह्माण्ड को नियंत्रित करने वाली [[गति के समीकरण]] छोटे, सकारात्मक ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ सामान्य सापेक्षता से प्राप्त होते हैं।<ref> | [[मानक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल]] के भीतर, संपूर्ण ब्रह्माण्ड को नियंत्रित करने वाली [[गति के समीकरण]] छोटे, सकारात्मक ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ सामान्य सापेक्षता से प्राप्त होते हैं।<ref> | ||
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| issue = 6 | s2cid = 119496918 | | issue = 6 | s2cid = 119496918 | ||
}} | }} | ||
</ref> | </ref> हल विस्तारित ब्रह्मांड है; इस विस्तार के कारण ब्रह्मांड में विकिरण और पदार्थ ठंडे और पतले हो जाते हैं। सर्वप्रथम, ब्रह्मांड में विकिरण और पदार्थ को आकर्षित करने वाले गुरुत्वाकर्षण द्वारा विस्तार मंद हो जाता है। यद्यपि, जैसे-जैसे ये पतला होते जाते हैं, ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक अधिक प्रभावी होता जाता है और ब्रह्मांड का विस्तार कम होने के अतिरिक्त तेज होने लगता है। हमारे ब्रह्मांड में यह अरबों साल पहले हुआ था।<ref name=Springel2006>{{cite journal | title=ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना| last1=Springel | first1=Volker | last2=Frenk | first2=Carlos S. | last3=White | first3=Simon D.M. | journal=Nature | volume=440 | issue=7088 | pages=1137–1144 | year=2006 | doi=10.1038/nature04805 | pmid=16641985 | bibcode=2006Natur.440.1137S | arxiv=astro-ph/0604561 | citeseerx=10.1.1.255.8877 | s2cid=8900982 }}</ref> | ||
===ब्रह्माण्ड विज्ञान में कण भौतिकी=== | ===ब्रह्माण्ड विज्ञान में कण भौतिकी=== | ||
{{main|Particle physics in cosmology}} | {{main|Particle physics in cosmology}} | ||
ब्रह्मांड के शुरुआती क्षणों के | ब्रह्मांड के शुरुआती क्षणों के समय, औसत ऊर्जा घनत्व बहुत अधिक था, जिससे इस पर्यावरण को समझने के लिए कण भौतिकी का ज्ञान महत्वपूर्ण हो गया। इसलिए, अस्थिर [[प्राथमिक कण]]ों की [[बिखरने]] की प्रक्रिया और [[कण क्षय]] इस अवधि के ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल के लिए महत्वपूर्ण हैं। | ||
एक नियम के रूप में, प्रकीर्णन या क्षय प्रक्रिया निश्चित युग में ब्रह्माण्ड संबंधी रूप से महत्वपूर्ण होती है यदि उस प्रक्रिया का वर्णन करने वाला समय पैमाना ब्रह्मांड के विस्तार के समय पैमाने से छोटा या तुलनीय हो। | एक नियम के रूप में, प्रकीर्णन या क्षय प्रक्रिया निश्चित युग में ब्रह्माण्ड संबंधी रूप से महत्वपूर्ण होती है यदि उस प्रक्रिया का वर्णन करने वाला समय पैमाना ब्रह्मांड के विस्तार के समय पैमाने से छोटा या तुलनीय हो। ब्रह्माण्ड के विस्तार का वर्णन करने वाला समय पैमाना है <math>1/H</math> साथ <math>H</math> [[हबल पैरामीटर]] है, जो समय के साथ परिवर्तन होता रहता है। विस्तार का समयमान <math>1/H</math> समय के प्रत्येक बिंदु पर ब्रह्मांड की आयु के लगभग बराबर है। | ||
===बिग बैंग की समयरेखा=== | ===बिग बैंग की समयरेखा=== | ||
{{main|Timeline of the Big Bang}} | {{main|Timeline of the Big Bang}} | ||
अवलोकनों से | अवलोकनों से ज्ञात होता है कि ब्रह्मांड के प्रारंभ लगभग 13.8 अरब वर्ष पहले हुई थी।<ref>{{cite web | ||
|title = Cosmic Detectives | |title = Cosmic Detectives | ||
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</ref> तब से, ब्रह्मांड का विकास तीन चरणों से होकर गुजरा है। सबसे प्रारंभिक ब्रह्मांड, जिसे अभी भी कम समझा जाता है, वह विभाजन सेकंड था जिसमें ब्रह्मांड इतना | </ref> तब से, ब्रह्मांड का विकास तीन चरणों से होकर गुजरा है। सबसे प्रारंभिक ब्रह्मांड, जिसे अभी भी कम समझा जाता है, वह विभाजन सेकंड था जिसमें ब्रह्मांड इतना उष्ण था कि उप-परमाणु कण में पृथ्वी पर [[कण त्वरक]] में वर्तमान में उपलब्ध ऊर्जा की तुलना में अधिक ऊर्जा थी। इसलिए, जबकि इस युग की आधारभूत विशेषताओं पर बिग बैंग सिद्धांत में कार्य किया गया है, विवरण काफी हद तक शिक्षित अनुमानों पर आधारित हैं। | ||
इसके बाद, प्रारंभिक ब्रह्मांड में, ब्रह्मांड का विकास ज्ञात [[उच्च ऊर्जा भौतिकी]] के अनुसार आगे बढ़ा। यह तब हुआ जब पहले प्रोटॉन, इलेक्ट्रॉन और न्यूट्रॉन बने, फिर नाभिक और अंत में परमाणु। तटस्थ हाइड्रोजन के निर्माण के साथ, ब्रह्मांडीय | इसके बाद, प्रारंभिक ब्रह्मांड में, ब्रह्मांड का विकास ज्ञात [[उच्च ऊर्जा भौतिकी]] के अनुसार आगे बढ़ा। यह तब हुआ जब पहले प्रोटॉन, इलेक्ट्रॉन और न्यूट्रॉन बने, फिर नाभिक और अंत में परमाणु। तटस्थ हाइड्रोजन के निर्माण के साथ, ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व उत्सर्जित हुई। अंततः, संरचना निर्माण का युग प्रारंभ हुआ, जब पदार्थ पहले सितारों और क्वासरों में एकत्र होना प्रारंभ हुआ, और अंततः आकाशगंगाएँ, [[आकाशगंगाओं के समूह]] और [[ सुपर क्लस्टर |सुपर क्लस्टर]] बने। ब्रह्मांड का भविष्य अभी तक निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है, परंतु ΛCDM मॉडल के अनुसार इसका हमेशा विस्तार होता रहेगा। | ||
==अध्ययन के क्षेत्र== | ==अध्ययन के क्षेत्र== | ||
नीचे, ब्रह्माण्ड विज्ञान में जांच के कुछ सबसे सक्रिय क्षेत्रों का मोटे तौर पर कालानुक्रमिक क्रम में वर्णन किया गया है। इसमें संपूर्ण बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान | नीचे, ब्रह्माण्ड विज्ञान में जांच के कुछ सबसे सक्रिय क्षेत्रों का मोटे तौर पर कालानुक्रमिक क्रम में वर्णन किया गया है। इसमें संपूर्ण बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान सम्मिलित नहीं है, जो [[बिग बैंग की समयरेखा]] में प्रस्तुत किया गया है। | ||
===बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड=== | ===बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड=== | ||
ऐसा प्रतीत होता है कि प्रारंभिक, | ऐसा प्रतीत होता है कि प्रारंभिक, उष्ण ब्रह्मांड को लगभग 10 से बिग बैंग द्वारा ठीक रूप से समझाया गया है<sup>−33</sup> सेकंड आगे, परंतु कई बिग बैंग#समस्याएं हैं। यह है कि वर्तमान कण भौतिकी का उपयोग करते हुए, ब्रह्मांड के ब्रह्मांड का आकार, सजातीय और [[ समदैशिक |समदैशिक]] (ब्रह्मांड संबंधी सिद्धांत देखें) होने का कोई अनिवार्य कारण नहीं है। इसके अलावा, कण भौतिकी का [[भव्य एकीकृत सिद्धांत]] बताता है कि ब्रह्मांड में [[चुंबकीय मोनोपोल]] होने चाहिए, जो नहीं मिले हैं। इन समस्याओं को ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति की संक्षिप्त अवधि द्वारा हल किया जाता है, जो ब्रह्मांड को [[समतलता (ब्रह्मांड विज्ञान)]] की ओर ले जाता है, [[एनिसोट्रॉपिक]] और अमानवीयताओं को प्रेक्षित स्तर तक सुचारू करता है, और तीव्रता से मोनोपोल को पतला करता है।<ref name=Guth1981>{{cite journal | title=Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems | last1=Guth | first1=Alan H. | journal=Physical Review D | volume=23 | issue=2 | date=15 January 1981 | pages=347–356 | doi=10.1103/PhysRevD.23.347 | bibcode=1981PhRvD..23..347G | doi-access=free }}</ref> ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति के पीछे का भौतिक मॉडल बेहद सरल है, परंतु कण भौतिकी द्वारा अभी तक इसकी पुष्टि नहीं की गई है, और मुद्रास्फीति और [[क्वांटम क्षेत्र सिद्धांत]] में सामंजस्य स्थापित करने में कठिन समस्याएं हैं।{{Vague|date=April 2018}} कुछ ब्रह्माण्ड विज्ञानी सोचते हैं कि [[स्ट्रिंग सिद्धांत]] और [[ब्रैन ब्रह्माण्ड विज्ञान]] मुद्रास्फीति का विकल्प प्रदान करेगा।<ref name=Pogosian2003>{{cite journal | title=ब्रैन मुद्रास्फीति के दौरान कॉस्मिक स्ट्रिंग उत्पादन पर अवलोकन संबंधी बाधाएं| last1=Pogosian | first1=Levon | last2=Tye | first2=S.-H. Henry | last3=Wasserman | first3=Ira | last4=Wyman | first4=Mark | journal=Physical Review D | volume=68 | issue=2 | page=023506 | year=2003 | doi=10.1103/PhysRevD.68.023506 | bibcode=2003PhRvD..68b3506P | arxiv=hep-th/0304188 }}</ref> | ||
ब्रह्मांड विज्ञान में और बड़ी समस्या यह है कि ब्रह्मांड में [[ antimatter |antimatter]] की तुलना में कहीं अधिक पदार्थ | ब्रह्मांड विज्ञान में और बड़ी समस्या यह है कि ब्रह्मांड में [[ antimatter |antimatter]] की तुलना में कहीं अधिक पदार्थ स्थित है। ब्रह्मांडविज्ञानी अवलोकनपूर्वक यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि ब्रह्मांड पदार्थ और एंटीमैटर के क्षेत्रों में विभाजित नहीं है। यदि ऐसा होता, तो [[विनाश]] के परिणामस्वरूप [[एक्स-रे]] और [[गामा किरण]]ें उत्पन्न होतीं, परंतु ऐसा नहीं देखा गया है। इसलिए, प्रारंभिक ब्रह्मांड में किसी प्रक्रिया ने एंटीमैटर पर पदार्थ की थोड़ी अधिकता पैदा की होगी, और इस (वर्तमान में समझ में नहीं आई) प्रक्रिया को [[बैरियोजेनेसिस]] कहा जाता है। 1967 में [[आंद्रेई सखारोव]] द्वारा बैरियोजेनेसिस के लिए तीन आवश्यक शर्तें निकाली गई थीं, और पदार्थ और एंटीमैटर के बीच कण भौतिकी समरूपता #भौतिकी में, जिसे [[सीपी-समरूपता]] कहा जाता है, के उल्लंघन की आवश्यकता होती है।<ref name=Canetti2012>{{cite journal | title=ब्रह्मांड में पदार्थ और प्रतिपदार्थ| display-authors=1 | first1=Laurent | last1=Canetti | first2=Marco | last2=Drewes | first3=Mikhail | last3=Shaposhnikov | journal=New Journal of Physics | volume=14 | issue=9 | pages=095012 | date=September 2012 | doi=10.1088/1367-2630/14/9/095012 | bibcode=2012NJPh...14i5012C | arxiv=1204.4186 | s2cid=119233888 }}</ref> यद्यपि, कण त्वरक बेरियन असममिति के लिए सीपी-समरूपता के बहुत छोटे उल्लंघन को मापते हैं। ब्रह्मांड विज्ञानी और कण भौतिक विज्ञानी प्रारंभिक ब्रह्मांड में सीपी-समरूपता के अतिरिक्त उल्लंघनों की तलाश कर रहे हैं जो बेरियोन विषमता के लिए जिम्मेदार हो सकते हैं।<ref name=Pandolfi2017>{{cite web | title=पदार्थ और प्रतिपदार्थ के बीच विषमता का नया स्रोत| first1=Stefania | last1=Pandolfi | date=30 January 2017 | publisher=CERN | url=https://home.cern/about/updates/2017/01/new-source-asymmetry-between-matter-and-antimatter | access-date=2018-04-09 }}</ref> | ||
बैरियोजेनेसिस और ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति की दोनों समस्याएं कण भौतिकी से बहुत निकटता से संबंधित हैं, और उनका | बैरियोजेनेसिस और ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति की दोनों समस्याएं कण भौतिकी से बहुत निकटता से संबंधित हैं, और उनका हल ब्रह्मांड के अवलोकन के अतिरिक्त उच्च ऊर्जा सिद्धांत और कण त्वरक से आ सकता है। | ||
===बिग बैंग सिद्धांत=== | ===बिग बैंग सिद्धांत=== | ||
{{Main|Big Bang nucleosynthesis}} | {{Main|Big Bang nucleosynthesis}} | ||
बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रारंभिक ब्रह्मांड में तत्वों के निर्माण का सिद्धांत है। यह तब समाप्त हुआ जब ब्रह्मांड लगभग तीन मिनट पुराना था और इसका [[तापमान]] उस तापमान से नीचे चला गया जिस पर [[परमाणु संलयन]] हो सकता था। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस की संक्षिप्त अवधि थी जिसके | बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रारंभिक ब्रह्मांड में तत्वों के निर्माण का सिद्धांत है। यह तब समाप्त हुआ जब ब्रह्मांड लगभग तीन मिनट पुराना था और इसका [[तापमान]] उस तापमान से नीचे चला गया जिस पर [[परमाणु संलयन]] हो सकता था। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस की संक्षिप्त अवधि थी जिसके समय यह कार्य कर सकता था, इसलिए मात्र सबसे हल्के तत्वों का उत्पादन किया गया था। हाइड्रोजन [[आयन]]ों ([[प्रोटोन]]) से प्रारंभ होकर, इसने मुख्य रूप से [[ड्यूटेरियम]], हीलियम|हीलियम-4 और [[लिथियम]] का उत्पादन किया। अन्य तत्व मात्र अल्प मात्रा में ही उत्पादित हुए। न्यूक्लियोसिंथेसिस का मूल सिद्धांत 1948 में [[ जॉर्ज गामो |जॉर्ज गामो]] , [[राल्फ एशर अल्फ़र]] और [[रॉबर्ट हरमन]] द्वारा विकसित किया गया था।<ref name=Peebles2014>{{cite journal | title=Discovery of the hot Big Bang: What happened in 1948 | last1=Peebles | first1=Phillip James Edwin | journal=The European Physical Journal H | volume=39 | issue=2 | pages=205–223 | date=April 2014 | doi=10.1140/epjh/e2014-50002-y | bibcode=2014EPJH...39..205P | arxiv=1310.2146 | s2cid=118539956 }}</ref> बिग बैंग के समय भौतिकी की जांच के रूप में इसका उपयोग कई वर्षों तक किया गया था, क्योंकि बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस का सिद्धांत प्रारंभिक ब्रह्मांड की विशेषताओं के साथ मौलिक प्रकाश तत्वों की प्रचुरता को जोड़ता है।<ref name=Burles2001>{{cite journal | title=परिशुद्ध ब्रह्मांड विज्ञान के लिए बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस भविष्यवाणियाँ| last1=Burles | first1=Scott | last2=Nollett | first2=Kenneth M. | last3=Turner | first3=Michael S. | journal=The Astrophysical Journal | volume=552 | issue=1 | pages=L1–L5 | date=May 2001 | doi=10.1086/320251 | bibcode=2001ApJ...552L...1B | arxiv=astro-ph/0010171 | s2cid=118904816 }}</ref> विशेष रूप से, इसका उपयोग [[तुल्यता सिद्धांत]] का परीक्षण करने के लिए किया जा सकता है,<ref name=Boucher2004>{{cite journal | title=ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि मजबूत तुल्यता सिद्धांत पर प्रतिबंध लगाती है| last1=Boucher | first1=V. | last2=Gérard | first2=J.-M. | last3=Vandergheynst | first3=P. | last4=Wiaux | first4=Y. | journal=Physical Review D | volume=70 | issue=10 | page=103528 | date=November 2004 | doi=10.1103/PhysRevD.70.103528 | bibcode=2004PhRvD..70j3528B | arxiv=astro-ph/0407208 | s2cid=1197376 }}</ref> डार्क मैटर की जांच करना और [[ न्युट्रीनो |न्युट्रीनो]] भौतिकी का परीक्षण करना।<ref name=Cyburt2016>{{cite journal | title=Big bang nucleosynthesis: Present status | last1=Cyburt | first1=Richard H. | last2=Fields | first2=Brian D. | last3=Olive | first3=Keith A. | last4=Yeh | first4=Tsung-Han | journal=Reviews of Modern Physics | volume=88 | issue=1 | page=015004 | date=January 2016 | doi=10.1103/RevModPhys.88.015004 | bibcode=2016RvMP...88a5004C | arxiv=1505.01076 | s2cid=118409603}}</ref> कुछ ब्रह्माण्ड विज्ञानियों ने प्रस्तावित किया है कि बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस से ज्ञात होता है कि न्यूट्रिनो की चौथी बाँझ प्रजाति है।<ref name=Lucente2018>{{cite arXiv| title=लेप्टोजेनेसिस, डार्क मैटर और न्यूट्रिनो द्रव्यमान| last1=Lucente | first1=Michele | last2=Abada | first2=Asmaa | last3=Arcadi | first3=Giorgio | last4=Domcke | first4=Valerie | eprint=1803.10826 | date=March 2018| class=hep-ph }}</ref> | ||
====बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान का मानक मॉडल==== | ====बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान का मानक मॉडल==== | ||
ΛCDM ([[लैम्ब्डा]] [[ ठंडा काला पदार्थ |ठंडा काला पदार्थ]] ) या [[लैम्डा-सीडीएम]] मॉडल बिग बैंग ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल का [[पैरामीट्रिक समीकरण]] है जिसमें ब्रह्मांड में ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक होता है, जिसे लैम्ब्डा ([[ग्रीक वर्णमाला]] Λ) द्वारा दर्शाया जाता है, जो | ΛCDM ([[लैम्ब्डा]] [[ ठंडा काला पदार्थ |ठंडा काला पदार्थ]] ) या [[लैम्डा-सीडीएम]] मॉडल बिग बैंग ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल का [[पैरामीट्रिक समीकरण]] है जिसमें ब्रह्मांड में ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक होता है, जिसे लैम्ब्डा ([[ग्रीक वर्णमाला]] Λ) द्वारा दर्शाया जाता है, जो गहन ऊर्जा और ठंडे डार्क मैटर से जुड़ा होता है। (संक्षिप्त सीडीएम)। इसे अक्सर बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में जाना जाता है।<ref name=Planck2015>{{cite journal | title=Planck 2015 Results. XIII. Cosmological Parameters | arxiv=1502.01589 | last1=Collaboration | first1=Planck | last2=Ade | first2=P. A. R. | last3=Aghanim | first3=N.|author3-link=Nabila Aghanim | last4=Arnaud | first4=M. | last5=Ashdown | first5=M. |last6=Aumont | first6=J. | last7=Baccigalupi | first7=C. | last8=Banday | first8=A. J. | last9=Barreiro | first9=R. B. | last10=Bartlett | first10=J. G. | last11=Bartolo | first11=N. | last12=Battaner | first12=E. | last13=Battye | first13=R. | last14=Benabed | first14=K. | last15=Benoit | first15=A. | last16=Benoit-Levy | first16=A. | last17=Bernard | first17=J. -P. | last18=Bersanelli | first18=M. | last19=Bielewicz | first19=P. | last20=Bonaldi | first20=A. | last21=Bonavera | first21=L. | last22=Bond | first22=J. R. | last23=Borrill | first23=J. | last24=Bouchet | first24=F. R. | last25=Boulanger | first25=F. | last26=Bucher | first26=M. | last27=Burigana | first27=C. | last28=Butler | first28=R. C. | last29=Calabrese | first29=E. | last30=Cardoso | first30=J.-F. | display-authors=29 | year=2016 | doi=10.1051/0004-6361/201525830 | volume=594 | issue=13 | journal=Astronomy & Astrophysics | page=A13 | bibcode=2016A&A...594A..13P | s2cid=119262962 }}</ref><ref name=Carlisle>{{cite journal | title=प्लैंक मानक ब्रह्माण्ड विज्ञान का समर्थन करता है| first1=Camille M. | last1=Carlisle | journal=Sky and Telescope | date=10 February 2015 | volume=130 | issue=1 | page=28 | publisher=Sky & Telescope Media | bibcode=2015S&T...130a..28C | url=http://www.skyandtelescope.com/astronomy-news/planck-upholds-standard-cosmology-0210201523/ | access-date=2018-04-09 }}</ref> | ||
=== | ===ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व=== | ||
{{Main|Cosmic microwave background}} | {{Main|Cosmic microwave background}} | ||
ब्रह्मांडीय | ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व [[पुनर्संयोजन (ब्रह्मांड विज्ञान)]] के युग के बाद [[डिकॉउलिंग (ब्रह्मांड विज्ञान)]] से बचा हुआ विकिरण है जब तटस्थ परमाणु पहली बार बने थे। इस बिंदु पर, बिग बैंग में उत्पन्न विकिरण ने थॉमसन को आवेशित आयनों से बिखरने से रोक दिया। विकिरण, जिसे पहली बार 1965 में [[अर्नो पेन्ज़ियास]] और [[रॉबर्ट वुडरो विल्सन]] द्वारा देखा गया था, में आदर्श थर्मल [[ काला शरीर |काला शरीर]] | ब्लैक-बॉडी स्पेक्ट्रम है। आज इसका तापमान 2.7 [[केल्विन]] है और 10 में से भाग आइसोट्रोपिक है<sup>5</sup>. [[ब्रह्माण्ड संबंधी गड़बड़ी सिद्धांत|ब्रह्माण्ड संबंधी त्रुटि सिद्धांत]], जो प्रारंभिक ब्रह्मांड में मामूली असमानताओं के विकास का वर्णन करता है, ने ब्रह्मांड विज्ञानियों को विकिरण के कोणीय शक्ति स्पेक्ट्रम की यथार्थ गणना करने की अनुमति दी है, और इसे हाल के उपग्रह प्रयोगों (ब्रह्मांडीय पार्श्व अन्वेषक और [[ WMAP |WMAP]] ) द्वारा मापा गया है।<ref name=Lamarre2010>{{cite book | chapter=The Cosmic Microwave Background | last1=Lamarre | first1=Jean-Michel | title=अंतरिक्ष में फोटॉनों का अवलोकन| volume=9 | editor1-first=M. C. E. | editor1-last=Huber | editor2-first=A. | editor2-last=Pauluhn | editor3-first=J. L. | editor3-last=Culhane | editor4-first=J. G. | editor4-last=Timothy | editor5-first=K. | editor5-last=Wilhelm | editor6-first=A. | editor6-last=Zehnder | series=ISSI Scientific Reports Series | year=2010 | pages=149–162 | bibcode=2010ISSIR...9..149L }}</ref> और कई ज़मीनी और गुब्बारा-आधारित प्रयोग (जैसे [[ डिग्री कोणीय स्केल इंटरफेरोमीटर |डिग्री कोणीय स्केल इंटरफेरोमीटर]] , [[ ब्रह्मांडीय पृष्ठभूमि इमेजर |ब्रह्मांडीय पार्श्व इमेजर]] , और [[बूमरैंग प्रयोग]])।<ref name=Sievers2003>{{cite journal | title=कॉस्मिक बैकग्राउंड इमेजर अवलोकन से ब्रह्माण्ड संबंधी पैरामीटर और बूमरैंग, डीएएसआई और मैक्सिमा के साथ तुलना| display-authors=1 | last1=Sievers | first1=J. L. | last2=Bond | first2=J. R. | last3=Cartwright | first3=J. K. | last4=Contaldi | first4=C. R. | last5=Mason | first5=B. S. | last6=Myers | first6=S. T. | last7=Padin | first7=S. | last8=Pearson | first8=T. J. | last9=Pen | first9=U.-L. | last10=Pogosyan | first10=D. | last11=Prunet | first11=S. | last12=Readhead | first12=A. C. S. | last13=Shepherd | first13=M. C. | last14=Udomprasert | first14=P. S. | last15=Bronfman | first15=L. | last16=Holzapfel | first16=W. L. | last17=May | first17=J. | journal=The Astrophysical Journal | volume=591 | issue=2 | pages=599–622 | year=2003 | doi=10.1086/375510 | bibcode=2003ApJ...591..599S | arxiv=astro-ph/0205387 | s2cid=14939106 }}</ref> इन प्रयासों का लक्ष्य लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के आधारभूत मापदंडों को बढ़ती यथार्थता के साथ मापना है, साथ ही बिग बैंग मॉडल की भविष्यवाणियों का परीक्षण करना और नई भौतिकी की तलाश करना है। उदाहरण के लिए, WMAP द्वारा किए गए माप के परिणामों ने न्यूट्रिनो द्रव्यमान पर सीमाएं लगा दी हैं।<ref name=Hinshaw2013>{{cite journal | title=Nine-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Cosmological Parameter Results | display-authors=1 | last1=Hinshaw | first1=G. | last2=Larson | first2=D. | last3=Komatsu | first3=E. | last4=Spergel | first4=D. N. | last5=Bennett | first5=C. L. | last6=Dunkley | first6=J. | last7=Nolta | first7=M. R. | last8=Halpern | first8=M. | last9=Hill | first9=R. S. | last10=Odegard | first10=N. | last11=Page | first11=L. | last12=Smith | first12=K. M. | last13=Weiland | first13=J. L. | last14=Gold | first14=B. | last15=Jarosik | first15=N. | last16=Kogut | first16=A. | last17=Limon | first17=M. | last18=Meyer | first18=S. S. | last19=Tucker | first19=G. S. | last20=Wollack | first20=E. | last21=Wright | first21=E. L. | journal=The Astrophysical Journal Supplement | volume=208 | issue=2 | page=19 | date=October 2013 | doi=10.1088/0067-0049/208/2/19 | bibcode=2013ApJS..208...19H | arxiv=1212.5226 | s2cid=37132863 }}</ref> | ||
नए प्रयोग, जैसे कि [[QUIET]] और [[अटाकामा कॉस्मोलॉजी टेलीस्कोप]], ब्रह्मांडीय | नए प्रयोग, जैसे कि [[QUIET]] और [[अटाकामा कॉस्मोलॉजी टेलीस्कोप|अटाकार्या कॉस्मोलॉजी टेलीस्कोप]], ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व के ध्रुवीकरण (तरंगों) को मापने की कोशिश कर रहे हैं।<ref name=Naess2014>{{cite journal | title=The Atacama Cosmology Telescope: CMB polarization at 200 < l < 9000 | display-authors=4 | last1=Naess | first1=Sigurd | last2=Hasselfield | first2=Matthew | last3=McMahon | first3=Jeff | last4=Niemack | first4=Michael D. | last5=Addison | first5=Graeme E. | last6=Ade | first6=Peter A. R. | last7=Allison | first7=Rupert | last8=Amiri | first8=Mandana | last9=Battaglia | first9=Nick | last10=Beall | first10=James A. | last11=de Bernardis | first11=Francesco | last12=Bond | first12=J. Richard | last13=Britton | first13=Joe | last14=Calabrese | first14=Erminia | last15=Cho | first15=Hsiao-mei | last16=Coughlin | first16=Kevin | last17=Crichton | first17=Devin | last18=Das | first18=Sudeep | last19=Datta | first19=Rahul | last20=Devlin | first20=Mark J. | last21=Dicker | first21=Simon R. | last22=Dunkley | first22=Joanna | last23=Dünner | first23=Rolando | last24=Fowler | first24=Joseph W. | last25=Fox | first25=Anna E. | last26=Gallardo | first26=Patricio | last27=Grace | first27=Emily | last28=Gralla | first28=Megan | last29=Hajian | first29=Amir | last30=Halpern | first30=Mark | last31=Henderson | first31=Shawn | last32=Hill | first32=J. Colin | last33=Hilton | first33=Gene C. | last34=Hilton | first34=Matt | last35=Hincks | first35=Adam D. | last36=Hlozek | first36=Renée | last37=Ho | first37=Patty | last38=Hubmayr | first38=Johannes | last39=Huffenberger | first39=Kevin M. | last40=Hughes | first40=John P. | last41=Infante | first41=Leopoldo | last42=Irwin | first42=Kent | last43=Jackson | first43=Rebecca | last44=Muya Kasanda | first44=Simon | last45=Klein | first45=Jeff | last46=Koopman | first46=Brian | last47=Kosowsky | first47=Arthur | last48=Li | first48=Dale | last49=Louis | first49=Thibaut | last50=Lungu | first50=Marius | last51=Madhavacheril | first51=Mathew | last52=Marriage | first52=Tobias A. | last53=Maurin | first53=Loïc | last54=Menanteau | first54=Felipe | last55=Moodley | first55=Kavilan | last56=Munson | first56=Charles | last57=Newburgh | first57=Laura | last58=Nibarger | first58=John | last59=Nolta | first59=Michael R. | last60=Page | first60=Lyman A. | last61=Pappas | first61=Christine | last62=Partridge | first62=Bruce | last63=Rojas | first63=Felipe | last64=Schmitt | first64=Benjamin L. | last65=Sehgal | first65=Neelima | last66=Sherwin | first66=Blake D. | last67=Sievers | first67=Jon | last68=Simon | first68=Sara | last69=Spergel | first69=David N. | last70=Staggs | first70=Suzanne T. | last71=Switzer | first71=Eric R. | last72=Thornton | first72=Robert | last73=Trac | first73=Hy | last74=Tucker | first74=Carole | last75=Uehara | first75=Masao | last76=Van Engelen | first76=Alexander | last77=Ward | first77=Jonathan T. | last78=Wollack | first78=Edward J. | journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics | volume=2014 | issue=10 | pages=007 | date=October 2014 | doi=10.1088/1475-7516/2014/10/007 | bibcode=2014JCAP...10..007N | arxiv=1405.5524 | s2cid=118593572 }}</ref> इन मापों से सिद्धांत की और पुष्टि के साथ-साथ ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति और तथाकथित माध्यमिक अनिसोट्रॉपियों के विषय में जानकारी मिलने की उम्मीद है।<ref name=Jackson2009>{{Cite conference |title=सीएमबी ध्रुवीकरण के साथ मुद्रास्फीति की जांच| display-authors=1 | last1=Baumann | first1=Daniel | last2=Jackson | first2=Mark G. | last3=Adshead | first3=Peter | last4=Amblard | first4=Alexandre | last5=Ashoorioon | first5=Amjad | last6=Bartolo | first6=Nicola | last7=Bean | first7=Rachel | last8=Beltrán | first8=Maria | last9=de Bernardis | first9=Francesco | last10=Bird | first10=Simeon | last11=Chen | first11=Xingang | last12=Chung | first12=Daniel J. H. | last13=Colombo | first13=Loris | last14=Cooray | first14=Asantha | last15=Creminelli | first15=Paolo | last16=Dodelson | first16=Scott | last17=Dunkley | first17=Joanna | last18=Dvorkin | first18=Cora | last19=Easther | first19=Richard | last20=Finelli | first20=Fabio | last21=Flauger | first21=Raphael | last22=Hertzberg | first22=Mark P. | last23=Jones-Smith | first23=Katherine | last24=Kachru | first24=Shamit | last25=Kadota | first25=Kenji | last26=Khoury | first26=Justin | last27=Kinney | first27=William H. | last28=Komatsu | first28=Eiichiro | last29=Krauss | first29=Lawrence M. | last30=Lesgourgues | first30=Julien | last31=Liddle | first31=Andrew | last32=Liguori | first32=Michele | last33=Lim | first33=Eugene | last34=Linde | first34=Andrei | last35=Matarrese | first35=Sabino | last36=Mathur | first36=Harsh | last37=McAllister | first37=Liam | last38=Melchiorri | first38=Alessandro | last39=Nicolis | first39=Alberto | last40=Pagano | first40=Luca | last41=Peiris | first41=Hiranya V. | last42=Peloso | first42=Marco | last43=Pogosian | first43=Levon | last44=Pierpaoli | first44=Elena | last45=Riotto | first45=Antonio | last46=Seljak | first46=Uroš | last47=Senatore | first47=Leonardo | last48=Shandera | first48=Sarah | last49=Silverstein | first49=Eva | last50=Smith | first50=Tristan | last51=Vaudrevange | first51=Pascal | last52=Verde | first52=Licia | last53=Wandelt | first53=Ben | last54=Wands | first54=David | last55=Watson | first55=Scott | last56=Wyman | first56=Mark | last57=Yadav | first57=Amit | last58=Valkenburg | first58=Wessel | last59=Zaldarriaga | first59=Matias |book-title=CMB Polarization Workshop: Theory and Foregrounds: CMBPol Mission Concept Study | volume=1141 | pages=10–120 | year=2009 | doi=10.1063/1.3160885 | bibcode=2009AIPC.1141...10B | arxiv=0811.3919 }}</ref> जैसे कि सुनयेव-ज़ेल्डोविच प्रभाव और सैक्स-वोल्फ प्रभाव, जो ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व के साथ आकाशगंगा और [[आकाशगंगा समूह]] के बीच बातचीत के कारण होते हैं।<ref name=Scranton2003>{{cite arXiv | title=डार्क एनर्जी के लिए भौतिक साक्ष्य| display-authors=6 | last1=Scranton | first1=R. | last2=Connolly | first2=A. J. | last3=Nichol | first3=R. C. | last4=Stebbins | first4=A. | last5=Szapudi | first5=I. | last6=Eisenstein | first6=D. J. | last7=Afshordi | first7=N. | last8=Budavari | first8=T. | last9=Csabai | first9=I. | last10=Frieman | first10=J. A. | last11=Gunn | first11=J. E. | last12=Johnston | first12=D. | last13=Loh | first13=Y. | last14=Lupton | first14=R. H. | last15=Miller | first15=C. J. | last16=Sheldon | first16=E. S. | last17=Sheth | first17=R. S. | last18=Szalay | first18=A. S. | last19=Tegmark | first19=M. | last20=Xu | first20=Y. | eprint=astro-ph/0307335 | date=July 2003}}</ref><ref name=Refregier1999>{{cite book | chapter=Overview of Secondary Anisotropies of the CMB | last1=Refregier | first1=A. | title=माइक्रोवेव अग्रभूमि| series=ASP Conference Series | volume=181 | editor1-first=A. | editor1-last=de Oliveira-Costa | editor2-first=M. | editor2-last=Tegmark | isbn=978-1-58381-006-4 | page=219 | year=1999 | bibcode=1999ASPC..181..219R | arxiv=astro-ph/9904235 }}</ref> | ||
17 मार्च 2014 को, BICEP और केक एरे#BICEP2 के खगोलविदों ने सीएमबी के बी-मोड|बी-मोड ध्रुवीकरण का स्पष्ट | 17 मार्च 2014 को, BICEP और केक एरे#BICEP2 के खगोलविदों ने सीएमबी के बी-मोड|बी-मोड ध्रुवीकरण का स्पष्ट ज्ञात करने की घोषणा की, जिसे आदिम गुरुत्वाकर्षण तरंगों का प्रमाण माना जाता है, जिसकी भविष्यवाणी मुद्रास्फीति के सिद्धांत (ब्रह्मांड विज्ञान) द्वारा की जाती है। बिग बैंग के प्रारंभिक चरण के समय घटित होना।<ref name="BICEP2-2014">{{cite web |title=BICEP2 2014 Results Release |url=http://bicepkeck.org/bicep2_2014_release.html |date=17 March 2014 |website=The BICEP / Keck CMB Experiments |access-date=18 March 2014 }}</ref><ref name="NASA-20140317">{{cite web |last=Clavin |first=Whitney |title=नासा प्रौद्योगिकी ब्रह्मांड के जन्म को देखती है|url=http://www.jpl.nasa.gov/news/news.php?release=2014-082 |date=17 March 2014 |website=NASA |access-date=17 March 2014 }}</ref><ref name="NYT-20140317">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye | ||
|title=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang | |title=Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang | ||
|url=https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |archive-date=2022-01-01 |url-access=limited |date=17 March 2014 |work=[[The New York Times]] |access-date=17 March 2014 }}{{cbignore}}</ref><ref name="NYT-20140324">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=बिग बैंग से तरंगें|url=https://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html |archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html |archive-date=2022-01-01 |url-access=limited |date=25 March 2014 |work=[[The New York Times]] |access-date=24 March 2014 }}{{cbignore}}</ref> | |url=https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2014/03/18/science/space/detection-of-waves-in-space-buttresses-landmark-theory-of-big-bang.html |archive-date=2022-01-01 |url-access=limited |date=17 March 2014 |work=[[The New York Times]] |access-date=17 March 2014 }}{{cbignore}}</ref><ref name="NYT-20140324">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=बिग बैंग से तरंगें|url=https://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html |archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2014/03/25/science/space/ripples-from-the-big-bang.html |archive-date=2022-01-01 |url-access=limited |date=25 March 2014 |work=[[The New York Times]] |access-date=24 March 2014 }}{{cbignore}}</ref> यद्यपि, उस वर्ष बाद में [[प्लैंक अंतरिक्ष यान]] सहयोग ने [[ब्रह्मांडीय धूल]] का अधिक यथार्थ माप प्रदान किया, जिससे यह निष्कर्ष निकला कि धूल से बी-मोड सिग्नल वही ताकत है जो BICEP2 से रिपोर्ट की गई थी।<ref name="AXV-20140919">{{cite journal | ||
|author=Planck Collaboration | |author=Planck Collaboration | ||
|year=2016 | |year=2016 | ||
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===बड़े पैमाने की संरचना का निर्माण और विकास=== | ===बड़े पैमाने की संरचना का निर्माण और विकास=== | ||
{{Main|Large-scale structure of the cosmos|Structure formation|Galaxy formation and evolution}} | {{Main|Large-scale structure of the cosmos|Structure formation|Galaxy formation and evolution}} | ||
सबसे बड़ी और सबसे प्रारंभिक संरचनाओं (जैसे, क्वासर, आकाशगंगा, आकाशगंगा समूह और क्लस्टर और सुपरक्लस्टर) के गठन और विकास को समझना ब्रह्मांड विज्ञान में सबसे बड़े प्रयासों में से है। ब्रह्माण्डविज्ञानी पदानुक्रमित संरचना निर्माण के मॉडल का अध्ययन करते हैं जिसमें संरचनाएं नीचे से ऊपर की ओर बनती हैं, जिसमें छोटी वस्तुएं पहले बनती हैं, जबकि सबसे बड़ी वस्तुएं, जैसे सुपरक्लस्टर, अभी भी एकत्रित हो रही हैं।<ref name=Hess2013>{{cite journal | title=स्थानीय ब्रह्मांड की संरचना निर्माण का अनुकरण| last1=Heß | first1=Steffen | last2=Kitaura | first2=Francisco-Shu | last3=Gottlöber | first3=Stefan | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=435 | issue=3 | pages=2065–2076 | date=November 2013 | doi=10.1093/mnras/stt1428 | bibcode=2013MNRAS.435.2065H | arxiv=1304.6565 | s2cid=119198359 }}</ref> ब्रह्मांड में संरचना का अध्ययन करने का | सबसे बड़ी और सबसे प्रारंभिक संरचनाओं (जैसे, क्वासर, आकाशगंगा, आकाशगंगा समूह और क्लस्टर और सुपरक्लस्टर) के गठन और विकास को समझना ब्रह्मांड विज्ञान में सबसे बड़े प्रयासों में से है। ब्रह्माण्डविज्ञानी पदानुक्रमित संरचना निर्माण के मॉडल का अध्ययन करते हैं जिसमें संरचनाएं नीचे से ऊपर की ओर बनती हैं, जिसमें छोटी वस्तुएं पहले बनती हैं, जबकि सबसे बड़ी वस्तुएं, जैसे सुपरक्लस्टर, अभी भी एकत्रित हो रही हैं।<ref name=Hess2013>{{cite journal | title=स्थानीय ब्रह्मांड की संरचना निर्माण का अनुकरण| last1=Heß | first1=Steffen | last2=Kitaura | first2=Francisco-Shu | last3=Gottlöber | first3=Stefan | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=435 | issue=3 | pages=2065–2076 | date=November 2013 | doi=10.1093/mnras/stt1428 | bibcode=2013MNRAS.435.2065H | arxiv=1304.6565 | s2cid=119198359 }}</ref> ब्रह्मांड में संरचना का अध्ययन करने का विधि दृश्यमान आकाशगंगाओं का सर्वेक्षण करना है, ताकि ब्रह्मांड में आकाशगंगाओं की त्रि-आयामी तस्वीर बनाई जा सके और पदार्थ शक्ति स्पेक्ट्रम को मापा जा सके। यह [[स्लोअन डिजिटल स्काई सर्वे]] और [[2dF गैलेक्सी रेडशिफ्ट सर्वेक्षण|2dF गैलेक्सी लाल विस्थापन सर्वेक्षण]] का दृष्टिकोण है।<ref name=Cole2005>{{cite journal | title=The 2dF Galaxy Redshift Survey: power-spectrum analysis of the final data set and cosmological implications | display-authors=6 | last1=Cole | first1=Shaun | last2=Percival | first2=Will J. | last3=Peacock | first3=John A. | last4=Norberg | first4=Peder | last5=Baugh | first5=Carlton M. | last6=Frenk | first6=Carlos S. | last7=Baldry | first7=Ivan | last8=Bland-Hawthorn | first8=Joss | last9=Bridges | first9=Terry | last10=Cannon | first10=Russell | last11=Colless | first11=Matthew | last12=Collins | first12=Chris | last13=Couch | first13=Warrick | last14=Cross | first14=Nicholas J. G. | last15=Dalton | first15=Gavin | last16=Eke | first16=Vincent R. | last17=De Propris | first17=Roberto | last18=Driver | first18=Simon P. | last19=Efstathiou | first19=George | last20=Ellis | first20=Richard S. | last21=Glazebrook | first21=Karl | last22=Jackson | first22=Carole | last23=Jenkins | first23=Adrian | last24=Lahav | first24=Ofer | last25=Lewis | first25=Ian | last26=Lumsden | first26=Stuart | last27=Maddox | first27=Steve | last28=Madgwick | first28=Darren | last29=Peterson | first29=Bruce A. | last30=Sutherland | first30=Will | last31=Taylor | first31=Keith | journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | volume=362 | issue=2 | pages=505–534 | year=2005 | doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09318.x | bibcode=2005MNRAS.362..505C | arxiv=astro-ph/0501174 | s2cid=6906627 }}</ref><ref name=Nichol2007>{{cite journal | title=The Shape of the Sloan Digital Sky Survey Data Release 5 Galaxy Power Spectrum | display-authors=1 | last1=Percival | first1=Will J. | last2=Nichol | first2=Robert C. | last3=Eisenstein | first3=Daniel J. | last4=Frieman | first4=Joshua A. | last5=Fukugita | first5=Masataka | last6=Loveday | first6=Jon | last7=Pope | first7=Adrian C. | last8=Schneider | first8=Donald P. | last9=Szalay | first9=Alex S. | last10=Tegmark | first10=Max | last11=Vogeley | first11=Michael S. | last12=Weinberg | first12=David H. | last13=Zehavi | first13=Idit | last14=Bahcall | first14=Neta A. | last15=Brinkmann | first15=Jon | last16=Connolly | first16=Andrew J. | last17=Meiksin | first17=Avery | journal=The Astrophysical Journal | volume=657 | issue=2 | pages=645–663 | year=2007 | doi=10.1086/510615 | bibcode=2007ApJ...657..645P | arxiv=astro-ph/0608636 | s2cid=53141475 }}</ref> | ||
संरचना निर्माण को समझने के लिए अन्य उपकरण सिमुलेशन है, जिसका उपयोग ब्रह्मांड विज्ञानी ब्रह्मांड में पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण एकत्रीकरण का अध्ययन करने के लिए करते हैं, क्योंकि यह [[ आकाशगंगा फिलामेंट |आकाशगंगा फिलामेंट]] , सुपरक्लस्टर और [[शून्य (खगोल विज्ञान)]] में क्लस्टर होता है। अधिकांश सिमुलेशन में | संरचना निर्माण को समझने के लिए अन्य उपकरण सिमुलेशन है, जिसका उपयोग ब्रह्मांड विज्ञानी ब्रह्मांड में पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण एकत्रीकरण का अध्ययन करने के लिए करते हैं, क्योंकि यह [[ आकाशगंगा फिलामेंट |आकाशगंगा फिलामेंट]] , सुपरक्लस्टर और [[शून्य (खगोल विज्ञान)]] में क्लस्टर होता है। अधिकांश सिमुलेशन में मात्र गैर-बैरोनिक ठंडा डार्क मैटर होता है, जो ब्रह्मांड को सबसे बड़े पैमाने पर समझने के लिए पर्याप्त होना चाहिए, क्योंकि ब्रह्मांड में दृश्य, बैरोनिक पदार्थ की तुलना में बहुत अधिक डार्क मैटर है। अधिक उन्नत सिमुलेशन में बेरिऑन को सम्मिलित करना और व्यक्तिगत आकाशगंगाओं के निर्माण का अध्ययन करना प्रारंभ हो रहा है। ब्रह्माण्डविज्ञानी इन सिमुलेशन का अध्ययन यह देखने के लिए करते हैं कि क्या वे आकाशगंगा सर्वेक्षणों से सहमत हैं, और किसी भी विसंगति को समझने के लिए।<ref name=Kuhlen2012>{{cite journal | title=Numerical simulations of the dark universe: State of the art and the next decade | journal=Physics of the Dark Universe | volume=1 | issue=1–2 | date=November 2012 | pages=50–93 | first1=Michael | last1=Kuhlen | first2=Mark | last2=Vogelsberger | first3=Raul | last3=Angulo | doi=10.1016/j.dark.2012.10.002 | arxiv=1209.5745 | bibcode=2012PDU.....1...50K | s2cid=119232040 }}</ref> | ||
सुदूर ब्रह्मांड में पदार्थ के वितरण को मापने और [[पुनर्आयनीकरण]] की जांच के लिए अन्य पूरक टिप्पणियों में | सुदूर ब्रह्मांड में पदार्थ के वितरण को मापने और [[पुनर्आयनीकरण]] की जांच के लिए अन्य पूरक टिप्पणियों में सम्मिलित हैं: | ||
* [[लाइमन-अल्फा वन]], जो गैस द्वारा दूर के क्वासर से प्रकाश के अवशोषण को मापकर, ब्रह्मांड विज्ञानियों को प्रारंभिक ब्रह्मांड में तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन गैस के वितरण को मापने की अनुमति देता है।<ref name=Weinberg2003>{{Cite book | last1=Weinberg | first1=David H. | last2=Davé | first2=Romeel | last3=Katz | first3=Neal | last4=Kollmeier | first4=Juna A. | chapter=The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool | title=AIP Conference Proceedings: The Emergence of Cosmic Structure | date=May 2003 | series=AIP Conference Series | volume=666 | issue=2003 | editor1-first=S.H. | editor1-last=Holt | editor2-first=C. S. | editor2-last=Reynolds | pages=157–169 | arxiv=astro-ph/0301186 | doi=10.1063/1.1581786 | bibcode=2003AIPC..666..157W | citeseerx=10.1.1.256.1928 | s2cid=118868536 }}</ref> | * [[लाइमन-अल्फा वन]], जो गैस द्वारा दूर के क्वासर से प्रकाश के अवशोषण को मापकर, ब्रह्मांड विज्ञानियों को प्रारंभिक ब्रह्मांड में तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन गैस के वितरण को मापने की अनुमति देता है।<ref name=Weinberg2003>{{Cite book | last1=Weinberg | first1=David H. | last2=Davé | first2=Romeel | last3=Katz | first3=Neal | last4=Kollmeier | first4=Juna A. | chapter=The Lyman-α Forest as a Cosmological Tool | title=AIP Conference Proceedings: The Emergence of Cosmic Structure | date=May 2003 | series=AIP Conference Series | volume=666 | issue=2003 | editor1-first=S.H. | editor1-last=Holt | editor2-first=C. S. | editor2-last=Reynolds | pages=157–169 | arxiv=astro-ph/0301186 | doi=10.1063/1.1581786 | bibcode=2003AIPC..666..157W | citeseerx=10.1.1.256.1928 | s2cid=118868536 }}</ref> | ||
* तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन की [[हाइड्रोजन रेखा]]|21-सेंटीमीटर [[अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)]] रेखा भी ब्रह्मांड विज्ञान का संवेदनशील परीक्षण प्रदान करती है।<ref name=Furlanetto2006>{{cite journal | title=Cosmology at low frequencies: The 21 cm transition and the high-redshift Universe | last1=Furlanetto | first1=Steven R. | last2=Oh | first2=S. Peng | last3=Briggs | first3=Frank H. | journal=Physics Reports | volume=433 | issue=4–6 | pages=181–301 | date=October 2006 | doi=10.1016/j.physrep.2006.08.002 | bibcode=2006PhR...433..181F | arxiv=astro-ph/0608032 | citeseerx=10.1.1.256.8319 | s2cid=118985424 }}</ref> | * तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन की [[हाइड्रोजन रेखा]]|21-सेंटीमीटर [[अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण)]] रेखा भी ब्रह्मांड विज्ञान का संवेदनशील परीक्षण प्रदान करती है।<ref name=Furlanetto2006>{{cite journal | title=Cosmology at low frequencies: The 21 cm transition and the high-redshift Universe | last1=Furlanetto | first1=Steven R. | last2=Oh | first2=S. Peng | last3=Briggs | first3=Frank H. | journal=Physics Reports | volume=433 | issue=4–6 | pages=181–301 | date=October 2006 | doi=10.1016/j.physrep.2006.08.002 | bibcode=2006PhR...433..181F | arxiv=astro-ph/0608032 | citeseerx=10.1.1.256.8319 | s2cid=118985424 }}</ref> | ||
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===डार्क मैटर=== | ===डार्क मैटर=== | ||
{{Main|Dark matter}} | {{Main|Dark matter}} | ||
[[बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस]], ब्रह्मांडीय | [[बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस]], ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व, संरचना निर्माण और [[आकाशगंगा घूर्णन वक्र]] के साक्ष्य से ज्ञात होता है कि ब्रह्मांड के द्रव्यमान का लगभग 23% गैर-बैरोनिक डार्क मैटर से बना है, जबकि मात्र 4% में दृश्यमान, बैरोनिक पदार्थ है। डार्क मैटर के गुरुत्वाकर्षण प्रभावों को ठीक रूप से समझा जाता है, क्योंकि यह ठंडे, [[रेडियोधर्मी क्षय]]|गैर-विकिरणशील तरल पदार्थ की तरह व्यवहार करता है जो आकाशगंगाओं के चारों ओर गैलेक्टिक प्रभामंडल बनाता है। प्रयोगशाला में कभी भी डार्क मैटर का पता नहीं लगाया गया है, और डार्क मैटर की कण भौतिकी प्रकृति पूरी तरह से अज्ञात है। अवलोकन संबंधी बाधाओं के बिना, कई उम्मीदवार हैं, जैसे कि स्थिर [[अतिसममिति]] कण, कमजोर रूप से इंटरैक्ट करने वाला विशाल कण, गुरुत्वाकर्षण-इंटरैक्ट करने वाला विशाल कण, अक्ष, और [[विशाल सघन प्रभामंडल वस्तु]] डार्क मैटर परिकल्पना के विकल्पों में छोटे त्वरण ([[MOND]]) पर गुरुत्वाकर्षण का संशोधन या ब्रैन कॉस्मोलॉजी का प्रभाव सम्मिलित है। [[TeVeS]] MOND का संस्करण है जो गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग की व्याख्या कर सकता है।<ref name=Klasen2015>{{cite journal | title=डार्क मैटर की अप्रत्यक्ष और प्रत्यक्ष खोज| last1=Klasen | first1=M. | last2=Pohl | first2=M. | last3=Sigl | first3=G. | journal=Progress in Particle and Nuclear Physics | volume=85 | pages=1–32 | date=November 2015 | doi=10.1016/j.ppnp.2015.07.001 | arxiv=1507.03800 | bibcode=2015PrPNP..85....1K | s2cid=118359390 }}</ref> | ||
=== | ===गहन ऊर्जा=== | ||
{{Main|Dark energy}} | {{Main|Dark energy}} | ||
यदि ब्रह्मांड सपाट है (ब्रह्मांड विज्ञान), तो ब्रह्मांड के ऊर्जा घनत्व का 73% (23% डार्क मैटर और 4% बेरिऑन के अलावा) बनाने वाला अतिरिक्त घटक होना चाहिए। इसे | यदि ब्रह्मांड सपाट है (ब्रह्मांड विज्ञान), तो ब्रह्मांड के ऊर्जा घनत्व का 73% (23% डार्क मैटर और 4% बेरिऑन के अलावा) बनाने वाला अतिरिक्त घटक होना चाहिए। इसे गहन ऊर्जा कहा जाता है। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस और ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व में हस्तक्षेप न करने के लिए, इसे बैरियन और डार्क मैटर जैसे प्रभामंडल में एकत्रित नहीं होना चाहिए। गहन ऊर्जा के लिए दृढ़ अवलोकन संबंधी प्रमाण हैं, क्योंकि ब्रह्मांड की कुल ऊर्जा घनत्व को ब्रह्मांड की समतलता पर बाधाओं के माध्यम से जाना जाता है, परंतु क्लस्टरिंग पदार्थ की मात्रा को कसकर मापा जाता है, और यह इससे बहुत कम है। गहन ऊर्जा का मामला 1999 में दृढ़ हुआ, जब मापों से पता चला कि ब्रह्मांड का विस्तार धीरे-धीरे तेज होना प्रारंभ हो गया है।<ref name=Perlmutter1999>{{cite journal | title=टाइप Ia सुपरनोवा और बड़े पैमाने की संरचना के साथ डार्क एनर्जी को नियंत्रित करना| last1=Perlmutter | first1=Saul | last2=Turner | first2=Michael S. | last3=White | first3=Martin | journal=Physical Review Letters | volume=83 | issue=4 | year=1999 | pages=670–673 | doi=10.1103/PhysRevLett.83.670 | bibcode=1999PhRvL..83..670P | arxiv=astro-ph/9901052 | s2cid=119427069 | url=https://zenodo.org/record/1233929 }}</ref> | ||
इसके घनत्व और इसके क्लस्टरिंग गुणों के अलावा, | इसके घनत्व और इसके क्लस्टरिंग गुणों के अलावा, गहन ऊर्जा के विषय में कुछ भी ज्ञात नहीं है। क्वांटम क्षेत्र सिद्धांत गहन ऊर्जा की तरह ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक (सीसी) की भविष्यवाणी करता है, परंतु देखे गए परिमाण से 120 ऑर्डर बड़ा है।<ref name=Adler1995>{{cite journal | title=Vacuum catastrophe: An elementary exposition of the cosmological constant problem | last1=Adler | first1=Ronald J. | last2=Casey | first2=Brendan | last3=Jacob | first3=Ovid C. | journal=American Journal of Physics | volume=63 | issue=7 | pages=620–626 | date=July 1995 | doi=10.1119/1.17850 | bibcode=1995AmJPh..63..620A | doi-access=free }}</ref> [[स्टीवन वेनबर्ग]] और कई स्ट्रिंग सिद्धांतकारों ([[स्ट्रिंग परिदृश्य]] देखें) ने 'कमजोर मानव सिद्धांत' का आह्वान किया है: यानी भौतिकविदों द्वारा इतने छोटे ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक वाले ब्रह्मांड का निरीक्षण करने का कारण यह है कि कोई भी भौतिक विज्ञानी (या कोई भी जीवन) ब्रह्मांड में स्थित नहीं हो सकता है बड़े ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ। कई ब्रह्माण्डविज्ञानियों को यह असंतोषजनक स्पष्टीकरण लगता है: शायद इसलिए क्योंकि कमजोर [[मानवशास्त्रीय सिद्धांत]] स्वयं-स्पष्ट है (यह देखते हुए कि जीवित पर्यवेक्षक स्थित हैं, ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ कम से कम ब्रह्मांड होना चाहिए जो जीवन के अस्तित्व की अनुमति देता है) यह समझाने का प्रयास नहीं करता है उस ब्रह्मांड का संदर्भ.<ref name=Siegfried2006>{{cite journal | title=A 'Landscape' Too Far? | first1=Tom | last1=Siegfried | journal=Science | date=11 August 2006 | volume=313 | issue=5788 | pages=750–753 | doi=10.1126/science.313.5788.750 | pmid=16902104 | s2cid=118891996 }}</ref> उदाहरण के लिए, कमजोर मानवशास्त्रीय सिद्धांत अकेले इनमें अंतर नहीं करता है: | ||
* | * मात्र ही ब्रह्मांड अस्तित्व में रहेगा और कुछ अंतर्निहित सिद्धांत हैं जो सीसी को हमारे द्वारा देखे जाने वाले मूल्य तक सीमित करते हैं। | ||
* | * मात्र ही ब्रह्मांड अस्तित्व में रहेगा और यद्यपि सीसी को ठीक करने वाला कोई अंतर्निहित सिद्धांत नहीं है, हम भाग्यशाली हैं। | ||
* सीसी मानों की श्रृंखला के साथ बहुत सारे ब्रह्मांड | * सीसी मानों की श्रृंखला के साथ बहुत सारे ब्रह्मांड स्थित हैं (एक साथ या क्रमिक रूप से), और निश्चित रूप से हमारा जीवन-समर्थक में से है। | ||
गहन ऊर्जा के लिए अन्य संभावित स्पष्टीकरणों में [[सर्वोत्कृष्टता (भौतिकी)]] सम्मिलित है<ref name=Sahni2002>{{cite journal | title=ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक समस्या और सर्वोत्कृष्टता| last1=Sahni | first1=Varun | journal=Classical and Quantum Gravity | volume=19 | issue=13 | pages=3435–3448 | year=2002 | doi=10.1088/0264-9381/19/13/304 | bibcode=2002CQGra..19.3435S | arxiv=astro-ph/0202076 | s2cid=13532332 }}</ref> या सबसे बड़े पैमाने पर गुरुत्वाकर्षण का संशोधन।<ref name=Nojiri2007>{{cite journal | title=डार्क एनर्जी के लिए संशोधित गुरुत्वाकर्षण और गुरुत्वाकर्षण विकल्प का परिचय| last1=Nojiri | first1=S. | last2=Odintsov | first2=S. D. | journal=International Journal of Geometric Methods in Modern Physics | volume=04 | issue=1 | pages=115–146 | year=2006 | doi=10.1142/S0219887807001928 | arxiv=hep-th/0601213 | bibcode=2007IJGMM..04..115N | s2cid=119458605 }}</ref> इन मॉडलों में वर्णित गहन ऊर्जा के ब्रह्मांड विज्ञान पर प्रभाव गहन ऊर्जा की स्थिति के समीकरण (ब्रह्मांड विज्ञान) द्वारा दिया गया है, जो सिद्धांत के आधार पर भिन्न होता है। ब्रह्माण्ड विज्ञान में गहन ऊर्जा की प्रकृति सबसे चुनौतीपूर्ण समस्याओं में से है। | |||
गहन ऊर्जा की बेहतर समझ से ब्रह्मांड के अंतिम भाग्य की समस्या का हल होने की संभावना है। वर्तमान ब्रह्माण्ड संबंधी युग में, गहन ऊर्जा के कारण त्वरित विस्तार सुपरक्लस्टर से बड़ी संरचनाओं को बनने से रोक रहा है। यह ज्ञात नहीं है कि क्या त्वरण अनिश्चित काल तक जारी रहेगा, शायद बड़े विस्फोट तक बढ़ भी जाएगा, या क्या यह अंततः उलट जाएगा, ब्रह्मांड की गर्मी से मृत्यु हो जाएगी, या किसी अन्य परिदृश्य का पालन करेगा।<ref name=Jambrina2014>{{cite journal | title=Grand rip and grand bang/crunch cosmological singularities | last1=Fernández-Jambrina | first1=L. | journal=Physical Review D | volume=90 | issue=6 | page=064014 | date=September 2014 | doi=10.1103/PhysRevD.90.064014 | bibcode=2014PhRvD..90f4014F | arxiv=1408.6997 | s2cid=118328824 }}</ref> | |||
===गुरुत्वाकर्षण तरंगें=== | ===गुरुत्वाकर्षण तरंगें=== | ||
गुरुत्वाकर्षण तरंगें अंतरिक्ष-समय की [[वक्रता]] में तरंगें हैं जो प्रकाश की गति से तरंगों के रूप में फैलती हैं, जो कुछ गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रियाओं में उत्पन्न होती हैं जो अपने स्रोत से बाहर की ओर फैलती हैं। [[गुरुत्वाकर्षण-तरंग खगोल विज्ञान]] [[अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान]] की उभरती हुई शाखा है जिसका उद्देश्य सफेद बौनों, [[न्यूट्रॉन स्टार]] और ब्लैक होल से बने [[बाइनरी स्टार]] सिस्टम जैसे | गुरुत्वाकर्षण तरंगें अंतरिक्ष-समय की [[वक्रता]] में तरंगें हैं जो प्रकाश की गति से तरंगों के रूप में फैलती हैं, जो कुछ गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रियाओं में उत्पन्न होती हैं जो अपने स्रोत से बाहर की ओर फैलती हैं। [[गुरुत्वाकर्षण-तरंग खगोल विज्ञान]] [[अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान]] की उभरती हुई शाखा है जिसका उद्देश्य सफेद बौनों, [[न्यूट्रॉन स्टार]] और ब्लैक होल से बने [[बाइनरी स्टार]] सिस्टम जैसे ज्ञात करने योग्य गुरुत्वाकर्षण तरंगों के स्रोतों के विषय में अवलोकन संबंधी डेटा एकत्र करने के लिए गुरुत्वाकर्षण तरंगों का उपयोग करना है; और [[सुपरनोवा]] जैसी घटनाएं, और बिग बैंग के तुरंत बाद ब्रह्मांड के कालक्रम का निर्माण।<ref name=Colpi2017>{{cite book | chapter=Gravitational Wave Sources in the Era of Multi-Band Gravitational Wave Astronomy | last1=Colpi | first1=Monica | last2=Sesana | first2=Alberto | title=An Overview of Gravitational Waves: Theory, Sources and Detection | editor1-first=Augar | editor1-last=Gerard | editor2-first=Plagnol | editor2-last=Eric | isbn=978-981-314-176-6 | pages=43–140 | year=2017 | doi=10.1142/9789813141766_0002 | bibcode=2017ogw..book...43C | arxiv=1610.05309 | s2cid=119292265 }}</ref> | ||
2016 में, [[LIGO]] वैज्ञानिक सहयोग और [[कन्या इंटरफेरोमीटर]] सहयोग टीमों ने घोषणा की कि उन्होंने उन्नत LIGO डिटेक्टरों का उपयोग करके तारकीय टकराव वाले ब्लैक होल के [[बाइनरी ब्लैक होल]] से उत्पन्न होने वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों का | 2016 में, [[LIGO]] वैज्ञानिक सहयोग और [[कन्या इंटरफेरोमीटर]] सहयोग टीमों ने घोषणा की कि उन्होंने उन्नत LIGO डिटेक्टरों का उपयोग करके तारकीय टकराव वाले ब्लैक होल के [[बाइनरी ब्लैक होल]] से उत्पन्न होने वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों का प्रथम अवलोकन किया है।<ref name="Discovery 2016">{{cite journal |title=आइंस्टीन की गुरुत्वाकर्षण तरंगें आखिरकार मिल गईं|journal=Nature News| url=http://www.nature.com/news/einstein-s-gravitational-waves-found-at-last-1.19361 |date=11 February 2016 |last1=Castelvecchi |first1=Davide |last2=Witze |first2=Witze |doi=10.1038/nature.2016.19361 |s2cid=182916902|access-date=2016-02-11 }}</ref><ref name="Abbot">{{cite journal |title=बाइनरी ब्लैक होल विलय से गुरुत्वाकर्षण तरंगों का अवलोकन| author=B. P. Abbott |collaboration=LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration | journal=Physical Review Letters| year=2016| volume=116|issue=6| pages=061102| doi=10.1103/PhysRevLett.116.061102| pmid=26918975| bibcode=2016PhRvL.116f1102A|arxiv = 1602.03837 | s2cid=124959784|display-authors=etal}}</ref><ref name="NSF">{{cite web|title = आइंस्टीन की भविष्यवाणी के 100 साल बाद गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पता चला|publisher=National Science Foundation|url = https://www.nsf.gov/news/news_summ.jsp?cntn_id=137628|website = www.nsf.gov|access-date = 11 February 2016}}</ref> 15 जून 2016 को, आपस में मिलने वाले ब्लैक होल से गुरुत्वाकर्षण तरंगों की [[GW151226]] की घोषणा की गई थी।<ref name="NYT-20160615">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=वैज्ञानिकों ने टकराते हुए ब्लैक होल से दूसरी चहचहाहट सुनी|url=https://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html |archive-url=https://ghostarchive.org/archive/20220101/https://www.nytimes.com/2016/06/16/science/ligo-gravitational-waves-einstein.html |archive-date=2022-01-01 |url-access=limited |date=15 June 2016 |work=[[The New York Times]] |access-date=15 June 2016 }}{{cbignore}}</ref> LIGO के अलावा, कई अन्य [[गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशाला]]एं|गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशालाएं (डिटेक्टर) निर्माणाधीन हैं।<ref>{{cite web|title=गुरुत्वाकर्षण तरंगों की नवीनतम खोज शुरू हो गई है|url=https://ligo.caltech.edu/news/ligo20150918|website=LIGO Caltech|publisher=[[LIGO]]|access-date=29 November 2015|date=18 September 2015}}</ref> | ||
===जांच के अन्य क्षेत्र=== | ===जांच के अन्य क्षेत्र=== | ||
ब्रह्माण्डविज्ञानी यह भी अध्ययन करते हैं: | ब्रह्माण्डविज्ञानी यह भी अध्ययन करते हैं: | ||
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* GZK कटऑफ से ऊपर ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणों का | * GZK कटऑफ से ऊपर ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणों का ज्ञात करना,<ref name=Takeda1998>{{cite journal | title=अनुमानित ग्रीसेन-ज़त्सेपिन-कुज़'मिन कटऑफ से परे कॉस्मिक-रे ऊर्जा स्पेक्ट्रम का विस्तार| display-authors=1 | last1=Takeda | first1=M. | last2=Hayashida | first2=N. | last3=Honda | first3=K. | last4=Inoue | first4=N. | last5=Kadota | first5=K. | last6=Kakimoto | first6=F. | last7=Kamata | first7=K. | last8=Kawaguchi | first8=S. | last9=Kawasaki | first9=Y. | last10=Kawasumi | first10=N. | last11=Kitamura | first11=H. | last12=Kusano | first12=E. | last13=Matsubara | first13=Y. | last14=Murakami | first14=K. | last15=Nagano | first15=M. | last16=Nishikawa | first16=D. | last17=Ohoka | first17=H. | last18=Sakaki | first18=N. | last19=Sasaki | first19=M. | last20=Shinozaki | first20=K. | last21=Souma | first21=N. | last22=Teshima | first22=M. | last23=Torii | first23=R. | last24=Tsushima | first24=I. | last25=Uchihori | first25=Y. | last26=Yamamoto | first26=T. | last27=Yoshida | first27=S. | last28=Yoshii | first28=H. | journal=Physical Review Letters | volume=81 | issue=6 | date=10 August 1998 | pages=1163–1166 | doi=10.1103/PhysRevLett.81.1163 | bibcode=1998PhRvL..81.1163T | arxiv=astro-ph/9807193 | s2cid=14864921 }}</ref> और क्या यह उच्च ऊर्जा पर [[विशेष सापेक्षता]] की विफलता का संकेत देता है। | ||
* समतुल्यता सिद्धांत,<ref name=Boucher2004/>आइंस्टीन का सापेक्षता का सामान्य सिद्धांत गुरुत्वाकर्षण का सही सिद्धांत है या नहीं,<ref name=Turyshev2008>{{cite journal | title=सामान्य सापेक्षता के प्रायोगिक परीक्षण| last1=Turyshev | first1=Slava G. | journal=[[Annual Review of Nuclear and Particle Science]] | volume=58 | issue=1 | pages=207–248 | year=2008 | doi=10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839| doi-access=free | bibcode=2008ARNPS..58..207T | arxiv=0806.1731 | s2cid=119199160 }}</ref> और यदि भौतिकी के मूलभूत नियम ब्रह्मांड में | * समतुल्यता सिद्धांत,<ref name=Boucher2004/>आइंस्टीन का सापेक्षता का सामान्य सिद्धांत गुरुत्वाकर्षण का सही सिद्धांत है या नहीं,<ref name=Turyshev2008>{{cite journal | title=सामान्य सापेक्षता के प्रायोगिक परीक्षण| last1=Turyshev | first1=Slava G. | journal=[[Annual Review of Nuclear and Particle Science]] | volume=58 | issue=1 | pages=207–248 | year=2008 | doi=10.1146/annurev.nucl.58.020807.111839| doi-access=free | bibcode=2008ARNPS..58..207T | arxiv=0806.1731 | s2cid=119199160 }}</ref> और यदि भौतिकी के मूलभूत नियम ब्रह्मांड में प्रत्येक जगह समान हैं।<ref name=Uzan2011>{{cite journal | title=भिन्न-भिन्न स्थिरांक, गुरुत्वाकर्षण और ब्रह्माण्ड विज्ञान| last1=Uzan | first1=Jean-Philippe | journal=Living Reviews in Relativity | volume=14 | issue=1 | pages=2 | date=March 2011 | doi=10.12942/lrr-2011-2 | pmid=28179829 | pmc=5256069 | bibcode=2011LRR....14....2U | arxiv=1009.5514 }}</ref> | ||
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Revision as of 17:03, 29 November 2023
महा विस्फोट ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल की कलाकार अवधारणा, भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान में सबसे व्यापक रूप से स्वीकृत (न तो समय और न ही पैमाने के आकार)
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| Physical cosmology |
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भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान ब्रह्माण्ड विज्ञान की एक ऐसी शाखा है जो ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडलों के अध्ययन से संबंधित है। ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल, या मात्र ब्रह्माण्ड विज्ञान, ब्रह्मांड की सबसे बड़े पैमाने की संरचनाओं और गतिशीलता का विवरण प्रदान करता है और इसके ब्रह्मांड विज्ञान, संरचना, ब्रह्मांड के कालक्रम और अंतिम भाग्य के विषय में आधारभूत प्रश्नों के अध्ययन की अनुमति देता है।[1] विज्ञान के रूप में ब्रह्मांड विज्ञान की उत्पत्ति कोपर्निकन सिद्धांत से हुई, जिसका अर्थ है कि खगोलीय वस्तु पृथ्वी पर समान भौतिक नियमों का पालन करती है, और न्यूटोनियन यांत्रिकी, जिसने सर्वप्रथम उन भौतिक नियमों को समझने की अनुमति दी थी।
भौतिक ब्रह्मांड विज्ञान, जैसा कि अब समझा जाता है, 1915 में अल्बर्ट आइंस्टीन के सामान्य सापेक्षता के विकास के साथ प्रारंभ हुआ, इसके बाद 1920 के दशक में प्रमुख अवलोकन संबंधी खोजें हुईं: सर्वप्रथम, एडविन हबल ने यह पाया कि ब्रह्मांड में आकाशगंगा के अतिरिक्त बड़ी संख्या में बाहरी आकाशगंगाएं हैं; फिर, वेस्टो स्लिफर और अन्य लोगों के कार्य से ज्ञात हुआ कि ब्रह्मांड का विस्तार हो रहा है। इन प्रगतियों ने ब्रह्मांड की उत्पत्ति के विषय में अनुमान लगाना संभव बना दिया, और प्रमुख ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल के रूप में जॉर्जेस लेमेत्रे द्वारा बिग बैंग सिद्धांत की स्थापना की अनुमति दी। कुछ शोधकर्ता अभी भी मुट्ठी भर गैर-मानक ब्रह्माण्ड विज्ञान का प्रतिवादकरते हैं;[2] यद्यपि, अधिकांश ब्रह्मांड विज्ञानी इस बात से सहमत हैं कि बिग बैंग सिद्धांत अवलोकनों की सबसे स्पष्ट व्याख्या करता है।
1990 के दशक से अवलोकन संबंधी ब्रह्मांड विज्ञान में नाटकीय प्रगति, जिसमें ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व, दूर के सुपरनोवा और आकाशगंगा लाल विस्थापन सर्वेक्षण सम्मिलित हैं, इन्होंने लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के विकास को जन्म दिया है। इस मॉडल के लिए ब्रह्मांड में बड़ी मात्रा में गहन द्रव्य और गहन ऊर्जा की आवश्यकता होती है, जिनकी प्रकृति को वर्तमान में ठीक रूप से समझा नहीं गया है, परंतु मॉडल विस्तृत भविष्यवाणियां देता है जो कई विविध टिप्पणियों के साथ उत्कृष्ट समझौते में हैं।[3]
ब्रह्माण्ड विज्ञान सैद्धांतिक भौतिकी और अनुप्रयुक्त भौतिकी में अनुसंधान के कई अलग-अलग क्षेत्रों के कार्य पर बहुत अधिक निर्भर करता है। ब्रह्माण्ड विज्ञान से संबंधित क्षेत्रों में कण भौतिकी प्रयोग और कण भौतिकी घटना विज्ञान, सैद्धांतिक और अवलोकन संबंधी खगोल भौतिकी, सामान्य सापेक्षता, क्वांटम यांत्रिकी और प्लाज्मा भौतिकी सम्मिलित हैं।
विषय इतिहास
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आधुनिक ब्रह्माण्ड विज्ञान सिद्धांत और अवलोकन के साथ-साथ विकसित हुआ। 1916 में, अल्बर्ट आइंस्टीन ने सामान्य सापेक्षता का अपना सिद्धांत प्रकाशित किया, जिसने अंतरिक्ष और समय की ज्यामितीय गुण के रूप में गुरुत्वाकर्षण का एकीकृत विवरण प्रदान किया।[4] उस समय, आइंस्टीन स्थिर ब्रह्मांड में विश्वास करते थे, परंतु उन्होंने पाया कि उनके सिद्धांत का मूल सूत्रीकरण इसकी अनुमति नहीं देता था।[5] ऐसा इसलिए है क्योंकि सम्पूर्ण ब्रह्मांड में वितरित द्रव्यमान गुरुत्वाकर्षण से आकर्षित होते हैं, और समय के साथ एक-दूसरे की ओर बढ़ते हैं।[6] यद्यपि, उन्हें एहसास हुआ कि उनके समीकरण स्थिर शब्द के प्रारंभ की अनुमति देते हैं जो ब्रह्मांडीय पैमाने पर गुरुत्वाकर्षण के आकर्षक बल का प्रतिकार कर सकता है। आइंस्टीन ने 1917 में सापेक्षतावादी ब्रह्मांड विज्ञान पर अपना प्रथम लेख प्रकाशित किया, जिसमें उन्होंने स्थिर ब्रह्मांड का मॉडल बनाने के लिए विवश करने के लिए अपने क्षेत्र समीकरणों में इस ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक को जोड़ा था।[7] आइंस्टीन मॉडल स्थिर ब्रह्मांड का वर्णन करता है; अंतरिक्ष परिमित और असीमित है (एक गोले की सतह के समान, जिसका क्षेत्र सीमित है परंतु कोई किनारा नहीं है)। यद्यपि, यह तथाकथित आइंस्टीन मॉडल छोटी त्रुटि के प्रति अस्थिर है - यह अंततः विस्तार या अनुबंध करना प्रारंभ कर देगा।[5] बाद में यह समझा गया कि आइंस्टीन का मॉडल संभावनाओं के बड़े समूह में से एक था, जो सभी सामान्य सापेक्षता और ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत के अनुरूप थे। सामान्य सापेक्षता के ब्रह्माण्ड संबंधी हल 1920 के दशक के प्रारंभ में अलेक्जेंडर फ्रीडमैन द्वारा पाए गए थे।[8] उनके समीकरण फ्राइडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर ब्रह्मांड का वर्णन करते हैं, जो विस्तारित या सिकुड़ सकता है, और जिसकी ज्यामिति विवृत, सपाट या संवृत हो सकती है।
ब्रह्मांड का इतिहास - गुरुत्वाकर्षण तरंगों के मुद्रास्फीति (ब्रह्मांड विज्ञान) से उत्पन्न होने की परिकल्पना की गई है, जो बिग बैंग के ठीक बाद तीव्रता से होने वाला विस्तार है।[9][10][11]
1910 के दशक में, मेल्विन स्लिफर ड्रेस (और बाद में कार्ल विल्हेम वर्त्ज़) ने नेब्यूला की लाल विस्थापन की व्याख्या डॉपलर विस्थापन के रूप में की, जिससे संकेत मिलता है कि वे पृथ्वी से पीछे हट रहे थे।[12][13] यद्यपि, खगोलीय पिंडों की दूरी निर्धारित करना कठिन है। एक विधि यह है कि किसी वस्तु के भौतिक आकार की तुलना उसके कोणीय आकार से की जाए, परंतु ऐसा करने के लिए भौतिक आकार की कल्पना की जानी चाहिए। अन्य विधि किसी वस्तु की चमक को मापना और आंतरिक चमक मान लेना है, जिससे व्युत्क्रम-वर्ग नियम का उपयोग करके दूरी निर्धारित की जा सकती है। इन विधियों का उपयोग करने में कठिनाई के कारण, उन्हें यह एहसास नहीं हुआ कि निहारिकाएँ वस्तुतः हमारी अपनी आकाशगंगा के बाहर की आकाशगंगाएँ थीं, न ही उन्होंने ब्रह्माण्ड संबंधी निहितार्थों के विषय में अनुमान लगाया था। 1927 में, बेल्जियम के रोमन कैथोलिक पादरी जॉर्जेस लेमैत्रे ने स्वतंत्र रूप से फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर समीकरण निकाले और सर्पिल निहारिकाओं की मंदी के आधार पर प्रस्तावित किया कि ब्रह्मांड के प्रारंभ आदिम परमाणु के विस्फोट से हुई थी।[14]-जिसे बाद में बिग बैंग कहा गया। 1929 में, एडविन हबल ने लेमेत्रे के सिद्धांत के लिए अवलोकन आधार प्रदान किया। हबल ने सेफिड चर सितारों की चमक के माप का उपयोग करके उनकी दूरी निर्धारित करके दिखाया कि सर्पिल नीहारिकाएं आकाशगंगाएं थीं। उन्होंने आकाशगंगा के लाल विस्थापन और उसकी दूरी के बीच संबंध की खोज की। उन्होंने इसकी व्याख्या इस प्रमाण के रूप में की कि आकाशगंगाएँ पृथ्वी से प्रत्येक दिशा में अपनी दूरी के अनुपात में गति से पीछे हट रही हैं।[15] इस तथ्य को अब हबल के नियम के रूप में जाना जाता है, यद्यपि सेफिड चर के प्रकारों के विषय में न जानने के कारण, हबल ने पुनरावर्ती वेग और दूरी से संबंधित जो संख्यात्मक कारक पाया था, वह दस के कारक से कम था।
ब्रह्माण्ड संबंधी सिद्धांत को देखते हुए, हबल के नियम ने सुझाव दिया कि ब्रह्मांड का विस्तार हो रहा है। विस्तार के लिए दो प्राथमिक स्पष्टीकरण प्रस्तावित किए गए थे। लेमेत्रे का बिग बैंग सिद्धांत था, जिसका प्रतिवादऔर विकास जॉर्ज गामो ने किया था। दूसरी व्याख्या फ्रेड हॉयल का स्थिर अवस्था मॉडल था जिसमें आकाशगंगाओं के दूसरे से दूर जाने पर नवीन पदार्थ बनता है। इस मॉडल में, ब्रह्मांड किसी भी समय लगभग जैसा है।[16][17]
कई वर्षों तक, इन सिद्धांतों के लिए समर्थन समान रूप से विभाजित था। यद्यपि, अवलोकन संबंधी साक्ष्य इस विचार का समर्थन करने लगे कि ब्रह्मांड उष्ण सघन अवस्था से विकसित हुआ है। 1965 में ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व की खोज ने बिग बैंग मॉडल को दृढ़ समर्थन दिया,[17]और 1990 के दशक के प्रारंभ में ब्रह्मांडीय पार्श्व अन्वेषक द्वारा ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व के यथार्थ माप के बाद से, कुछ ब्रह्मांड विज्ञानियों ने ब्रह्मांड की उत्पत्ति और विकास के अन्य सिद्धांतों को गंभीरता से प्रस्तावित किया है। इसका परिणाम यह है कि मानक सामान्य सापेक्षता में, ब्रह्मांड गुरुत्वाकर्षण विलक्षणता के साथ प्रारंभ हुआ, जैसा कि 1960 के दशक में रोजर पेनरोज़ और स्टीफन हॉकिंग द्वारा प्रदर्शित किया गया था।[18]
बिग बैंग मॉडल का विस्तार करने के लिए वैकल्पिक दृष्टिकोण प्रस्तुत किया गया है, जिसमें सुझाव दिया गया है कि ब्रह्मांड का कोई प्रारंभ या विलक्षणता नहीं है और ब्रह्मांड की आयु अनंत है।[19][20][21]
सितंबर 2023 में, खगोल भौतिकीविदों ने नवीनतम जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप अध्ययनों के आधार पर, ब्रह्मांड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में ब्रह्मांड के समग्र वर्तमान दृष्टिकोण पर प्रश्न उठाया।[22]
ब्रह्माण्ड की ऊर्जा
सबसे हल्के रासायनिक तत्व, मुख्य रूप से हाइड्रोजन और हीलियम, न्यूक्लियोसिंथेसिस की प्रक्रिया के माध्यम से बिग बैंग के समय बनाए गए थे।[23] तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रतिक्रियाओं के अनुक्रम में, छोटे परमाणु नाभिक फिर बड़े परमाणु नाभिक में संयोजित होते हैं, अंततः लौह और निकिल जैसे स्थिर लौह समूह तत्वों का निर्माण करते हैं, जिनमें उच्चतम परमाणु बंधन ऊर्जा होती है।[24] शुद्ध प्रक्रिया के परिणामस्वरूप बाद में ऊर्जा जारी होती है, जिसका अर्थ है बिग बैंग के बाद।[25] परमाणु कणों की ऐसी प्रतिक्रियाओं से नोवा जैसे प्रलयकारी परिवर्तनशील तारों से अचानक ऊर्जा निकल सकती है। ब्लैक होल में पदार्थ का गुरुत्वाकर्षण पतन सबसे ऊर्जावान प्रक्रियाओं को भी शक्ति प्रदान करता है, जो सामान्यतः आकाशगंगाओं के परमाणु क्षेत्रों में देखी जाती है, जिससे कैसर और सक्रिय आकाशगंगाएँ बनती हैं।
ब्रह्मांडविज्ञानी पारंपरिक ऊर्जा रूपों का उपयोग करके सभी ब्रह्मांडीय घटनाओं, जैसे कि त्वरित ब्रह्मांड से संबंधित, की यथार्थ व्याख्या नहीं कर सकते हैं। इसके अतिरिक्त, ब्रह्मांडविज्ञानी ऊर्जा का नवीन रूप प्रस्तावित करते हैं जिसे डार्क एनर्जी (गहन ऊर्जा) कहा जाता है जो सम्पूर्ण अंतरिक्ष में व्याप्त है।[26] परिकल्पना यह है कि गहन ऊर्जा मात्र निर्वात ऊर्जा है, रिक्त स्थान का घटक जो आभासी कणों से जुड़ा होता है जो अनिश्चितता सिद्धांत के कारण स्थित होते हैं।[27]
गुरुत्वाकर्षण के सबसे व्यापक रूप से स्वीकृत सिद्धांत, सामान्य सापेक्षता का उपयोग करके ब्रह्मांड में कुल ऊर्जा को परिभाषित करने का कोई स्पष्ट विधि नहीं है। इसलिए, यह विवादास्पद बना हुआ है कि क्या विस्तारित ब्रह्मांड में कुल ऊर्जा संरक्षित है। उदाहरण के लिए, प्रत्येक फोटॉन जो अंतरिक्षीय अंतरिक्ष से यात्रा करता है, लाल विस्थापन प्रभाव के कारण ऊर्जा नष्ट हो जाती है। यह ऊर्जा किसी अन्य प्रणाली में स्थानांतरित नहीं होती है, इसलिए स्थायी रूप से नष्ट हो जाती है। दूसरी ओर, कुछ ब्रह्माण्डविज्ञानी इस बात पर बल देते हैं कि ऊर्जा कुछ अर्थों में संरक्षित है; यह ऊर्जा संरक्षण के नियम का पालन करता है।[28]
ऊर्जा के विभिन्न रूप ब्रह्मांड पर प्रभावी हो सकते हैं - एक सापेक्ष कण जिन्हें विकिरण कहा जाता है, या गैर-सापेक्ष कण जिन्हें पदार्थ कहा जाता है। सापेक्ष कण वे कण होते हैं जिनका शेष द्रव्यमान उनकी गतिज ऊर्जा की तुलना में शून्य या नगण्य होता है, और इसलिए प्रकाश की गति से या उसके बहुत निकट चलते हैं; गैर-सापेक्षतावादी कणों का विश्राम द्रव्यमान उनकी ऊर्जा की तुलना में बहुत अधिक होता है और इसलिए वे प्रकाश की गति से बहुत मंद गति से चलते हैं।
जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार होता है, पदार्थ और विकिरण दोनों पतले हो जाते हैं। यद्यपि, विकिरण और पदार्थ का ऊर्जा घनत्व अलग-अलग दरों पर पतला होता है। जैसे-जैसे विशेष आयतन फैलता है, द्रव्यमान-ऊर्जा घनत्व मात्र आयतन में वृद्धि से परिवर्तन होता है, परंतु विकिरण का ऊर्जा घनत्व आयतन में वृद्धि और इसे बनाने वाले फोटॉनों की तरंग दैर्ध्य में वृद्धि दोनों से परिवर्तन होता है। इस प्रकार जैसे-जैसे ब्रह्मांड फैलता है, विकिरण की ऊर्जा पदार्थ की तुलना में ब्रह्मांड की कुल ऊर्जा का छोटा भाग बन जाती है। ऐसा कहा जाता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड 'विकिरण प्रधान' था और विकिरण ने विस्तार की मंदी को नियंत्रित किया था। बाद में, जैसे ही प्रति फोटॉन औसत ऊर्जा लगभग 10 इलेक्ट्रॉनवोल्ट और उससे कम हो जाती है, पदार्थ मंदी की दर निर्धारित करता है और ब्रह्मांड को 'पदार्थ प्रधान' कहा जाता है। मध्यवर्ती स्थिति का ठीक रूप से विश्लेषणात्मक हल नहीं किया जाता है। जैसे-जैसे ब्रह्माण्ड का विस्तार जारी रहता है, पदार्थ और भी पतला होता जाता है और ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक प्रभावी होता जाता है, जिससे ब्रह्माण्ड के विस्तार में तीव्रता आती है।
ब्रह्माण्ड का इतिहास
ब्रह्मांड का इतिहास ब्रह्मांड विज्ञान में केंद्रीय निर्गम है। ब्रह्माण्ड के इतिहास को प्रत्येक काल में प्रमुख शक्तियों और प्रक्रियाओं के अनुसार विभिन्न कालों में विभाजित किया गया है जिन्हें युग कहा जाता है। मानक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल को लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के रूप में जाना जाता है।
गति के समीकरण
मानक ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल के भीतर, संपूर्ण ब्रह्माण्ड को नियंत्रित करने वाली गति के समीकरण छोटे, सकारात्मक ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ सामान्य सापेक्षता से प्राप्त होते हैं।[29] हल विस्तारित ब्रह्मांड है; इस विस्तार के कारण ब्रह्मांड में विकिरण और पदार्थ ठंडे और पतले हो जाते हैं। सर्वप्रथम, ब्रह्मांड में विकिरण और पदार्थ को आकर्षित करने वाले गुरुत्वाकर्षण द्वारा विस्तार मंद हो जाता है। यद्यपि, जैसे-जैसे ये पतला होते जाते हैं, ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक अधिक प्रभावी होता जाता है और ब्रह्मांड का विस्तार कम होने के अतिरिक्त तेज होने लगता है। हमारे ब्रह्मांड में यह अरबों साल पहले हुआ था।[30]
ब्रह्माण्ड विज्ञान में कण भौतिकी
ब्रह्मांड के शुरुआती क्षणों के समय, औसत ऊर्जा घनत्व बहुत अधिक था, जिससे इस पर्यावरण को समझने के लिए कण भौतिकी का ज्ञान महत्वपूर्ण हो गया। इसलिए, अस्थिर प्राथमिक कणों की बिखरने की प्रक्रिया और कण क्षय इस अवधि के ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल के लिए महत्वपूर्ण हैं।
एक नियम के रूप में, प्रकीर्णन या क्षय प्रक्रिया निश्चित युग में ब्रह्माण्ड संबंधी रूप से महत्वपूर्ण होती है यदि उस प्रक्रिया का वर्णन करने वाला समय पैमाना ब्रह्मांड के विस्तार के समय पैमाने से छोटा या तुलनीय हो। ब्रह्माण्ड के विस्तार का वर्णन करने वाला समय पैमाना है साथ हबल पैरामीटर है, जो समय के साथ परिवर्तन होता रहता है। विस्तार का समयमान समय के प्रत्येक बिंदु पर ब्रह्मांड की आयु के लगभग बराबर है।
बिग बैंग की समयरेखा
अवलोकनों से ज्ञात होता है कि ब्रह्मांड के प्रारंभ लगभग 13.8 अरब वर्ष पहले हुई थी।[31] तब से, ब्रह्मांड का विकास तीन चरणों से होकर गुजरा है। सबसे प्रारंभिक ब्रह्मांड, जिसे अभी भी कम समझा जाता है, वह विभाजन सेकंड था जिसमें ब्रह्मांड इतना उष्ण था कि उप-परमाणु कण में पृथ्वी पर कण त्वरक में वर्तमान में उपलब्ध ऊर्जा की तुलना में अधिक ऊर्जा थी। इसलिए, जबकि इस युग की आधारभूत विशेषताओं पर बिग बैंग सिद्धांत में कार्य किया गया है, विवरण काफी हद तक शिक्षित अनुमानों पर आधारित हैं। इसके बाद, प्रारंभिक ब्रह्मांड में, ब्रह्मांड का विकास ज्ञात उच्च ऊर्जा भौतिकी के अनुसार आगे बढ़ा। यह तब हुआ जब पहले प्रोटॉन, इलेक्ट्रॉन और न्यूट्रॉन बने, फिर नाभिक और अंत में परमाणु। तटस्थ हाइड्रोजन के निर्माण के साथ, ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व उत्सर्जित हुई। अंततः, संरचना निर्माण का युग प्रारंभ हुआ, जब पदार्थ पहले सितारों और क्वासरों में एकत्र होना प्रारंभ हुआ, और अंततः आकाशगंगाएँ, आकाशगंगाओं के समूह और सुपर क्लस्टर बने। ब्रह्मांड का भविष्य अभी तक निश्चित रूप से ज्ञात नहीं है, परंतु ΛCDM मॉडल के अनुसार इसका हमेशा विस्तार होता रहेगा।
अध्ययन के क्षेत्र
नीचे, ब्रह्माण्ड विज्ञान में जांच के कुछ सबसे सक्रिय क्षेत्रों का मोटे तौर पर कालानुक्रमिक क्रम में वर्णन किया गया है। इसमें संपूर्ण बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान सम्मिलित नहीं है, जो बिग बैंग की समयरेखा में प्रस्तुत किया गया है।
बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड
ऐसा प्रतीत होता है कि प्रारंभिक, उष्ण ब्रह्मांड को लगभग 10 से बिग बैंग द्वारा ठीक रूप से समझाया गया है−33 सेकंड आगे, परंतु कई बिग बैंग#समस्याएं हैं। यह है कि वर्तमान कण भौतिकी का उपयोग करते हुए, ब्रह्मांड के ब्रह्मांड का आकार, सजातीय और समदैशिक (ब्रह्मांड संबंधी सिद्धांत देखें) होने का कोई अनिवार्य कारण नहीं है। इसके अलावा, कण भौतिकी का भव्य एकीकृत सिद्धांत बताता है कि ब्रह्मांड में चुंबकीय मोनोपोल होने चाहिए, जो नहीं मिले हैं। इन समस्याओं को ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति की संक्षिप्त अवधि द्वारा हल किया जाता है, जो ब्रह्मांड को समतलता (ब्रह्मांड विज्ञान) की ओर ले जाता है, एनिसोट्रॉपिक और अमानवीयताओं को प्रेक्षित स्तर तक सुचारू करता है, और तीव्रता से मोनोपोल को पतला करता है।[32] ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति के पीछे का भौतिक मॉडल बेहद सरल है, परंतु कण भौतिकी द्वारा अभी तक इसकी पुष्टि नहीं की गई है, और मुद्रास्फीति और क्वांटम क्षेत्र सिद्धांत में सामंजस्य स्थापित करने में कठिन समस्याएं हैं।[vague] कुछ ब्रह्माण्ड विज्ञानी सोचते हैं कि स्ट्रिंग सिद्धांत और ब्रैन ब्रह्माण्ड विज्ञान मुद्रास्फीति का विकल्प प्रदान करेगा।[33] ब्रह्मांड विज्ञान में और बड़ी समस्या यह है कि ब्रह्मांड में antimatter की तुलना में कहीं अधिक पदार्थ स्थित है। ब्रह्मांडविज्ञानी अवलोकनपूर्वक यह निष्कर्ष निकाल सकते हैं कि ब्रह्मांड पदार्थ और एंटीमैटर के क्षेत्रों में विभाजित नहीं है। यदि ऐसा होता, तो विनाश के परिणामस्वरूप एक्स-रे और गामा किरणें उत्पन्न होतीं, परंतु ऐसा नहीं देखा गया है। इसलिए, प्रारंभिक ब्रह्मांड में किसी प्रक्रिया ने एंटीमैटर पर पदार्थ की थोड़ी अधिकता पैदा की होगी, और इस (वर्तमान में समझ में नहीं आई) प्रक्रिया को बैरियोजेनेसिस कहा जाता है। 1967 में आंद्रेई सखारोव द्वारा बैरियोजेनेसिस के लिए तीन आवश्यक शर्तें निकाली गई थीं, और पदार्थ और एंटीमैटर के बीच कण भौतिकी समरूपता #भौतिकी में, जिसे सीपी-समरूपता कहा जाता है, के उल्लंघन की आवश्यकता होती है।[34] यद्यपि, कण त्वरक बेरियन असममिति के लिए सीपी-समरूपता के बहुत छोटे उल्लंघन को मापते हैं। ब्रह्मांड विज्ञानी और कण भौतिक विज्ञानी प्रारंभिक ब्रह्मांड में सीपी-समरूपता के अतिरिक्त उल्लंघनों की तलाश कर रहे हैं जो बेरियोन विषमता के लिए जिम्मेदार हो सकते हैं।[35] बैरियोजेनेसिस और ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति की दोनों समस्याएं कण भौतिकी से बहुत निकटता से संबंधित हैं, और उनका हल ब्रह्मांड के अवलोकन के अतिरिक्त उच्च ऊर्जा सिद्धांत और कण त्वरक से आ सकता है।
बिग बैंग सिद्धांत
बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रारंभिक ब्रह्मांड में तत्वों के निर्माण का सिद्धांत है। यह तब समाप्त हुआ जब ब्रह्मांड लगभग तीन मिनट पुराना था और इसका तापमान उस तापमान से नीचे चला गया जिस पर परमाणु संलयन हो सकता था। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस की संक्षिप्त अवधि थी जिसके समय यह कार्य कर सकता था, इसलिए मात्र सबसे हल्के तत्वों का उत्पादन किया गया था। हाइड्रोजन आयनों (प्रोटोन) से प्रारंभ होकर, इसने मुख्य रूप से ड्यूटेरियम, हीलियम|हीलियम-4 और लिथियम का उत्पादन किया। अन्य तत्व मात्र अल्प मात्रा में ही उत्पादित हुए। न्यूक्लियोसिंथेसिस का मूल सिद्धांत 1948 में जॉर्ज गामो , राल्फ एशर अल्फ़र और रॉबर्ट हरमन द्वारा विकसित किया गया था।[36] बिग बैंग के समय भौतिकी की जांच के रूप में इसका उपयोग कई वर्षों तक किया गया था, क्योंकि बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस का सिद्धांत प्रारंभिक ब्रह्मांड की विशेषताओं के साथ मौलिक प्रकाश तत्वों की प्रचुरता को जोड़ता है।[23] विशेष रूप से, इसका उपयोग तुल्यता सिद्धांत का परीक्षण करने के लिए किया जा सकता है,[37] डार्क मैटर की जांच करना और न्युट्रीनो भौतिकी का परीक्षण करना।[38] कुछ ब्रह्माण्ड विज्ञानियों ने प्रस्तावित किया है कि बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस से ज्ञात होता है कि न्यूट्रिनो की चौथी बाँझ प्रजाति है।[39]
बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान का मानक मॉडल
ΛCDM (लैम्ब्डा ठंडा काला पदार्थ ) या लैम्डा-सीडीएम मॉडल बिग बैंग ब्रह्माण्ड संबंधी मॉडल का पैरामीट्रिक समीकरण है जिसमें ब्रह्मांड में ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक होता है, जिसे लैम्ब्डा (ग्रीक वर्णमाला Λ) द्वारा दर्शाया जाता है, जो गहन ऊर्जा और ठंडे डार्क मैटर से जुड़ा होता है। (संक्षिप्त सीडीएम)। इसे अक्सर बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान के मानक मॉडल के रूप में जाना जाता है।[40][41]
ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व
ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व पुनर्संयोजन (ब्रह्मांड विज्ञान) के युग के बाद डिकॉउलिंग (ब्रह्मांड विज्ञान) से बचा हुआ विकिरण है जब तटस्थ परमाणु पहली बार बने थे। इस बिंदु पर, बिग बैंग में उत्पन्न विकिरण ने थॉमसन को आवेशित आयनों से बिखरने से रोक दिया। विकिरण, जिसे पहली बार 1965 में अर्नो पेन्ज़ियास और रॉबर्ट वुडरो विल्सन द्वारा देखा गया था, में आदर्श थर्मल काला शरीर | ब्लैक-बॉडी स्पेक्ट्रम है। आज इसका तापमान 2.7 केल्विन है और 10 में से भाग आइसोट्रोपिक है5. ब्रह्माण्ड संबंधी त्रुटि सिद्धांत, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड में मामूली असमानताओं के विकास का वर्णन करता है, ने ब्रह्मांड विज्ञानियों को विकिरण के कोणीय शक्ति स्पेक्ट्रम की यथार्थ गणना करने की अनुमति दी है, और इसे हाल के उपग्रह प्रयोगों (ब्रह्मांडीय पार्श्व अन्वेषक और WMAP ) द्वारा मापा गया है।[42] और कई ज़मीनी और गुब्बारा-आधारित प्रयोग (जैसे डिग्री कोणीय स्केल इंटरफेरोमीटर , ब्रह्मांडीय पार्श्व इमेजर , और बूमरैंग प्रयोग)।[43] इन प्रयासों का लक्ष्य लैम्ब्डा-सीडीएम मॉडल के आधारभूत मापदंडों को बढ़ती यथार्थता के साथ मापना है, साथ ही बिग बैंग मॉडल की भविष्यवाणियों का परीक्षण करना और नई भौतिकी की तलाश करना है। उदाहरण के लिए, WMAP द्वारा किए गए माप के परिणामों ने न्यूट्रिनो द्रव्यमान पर सीमाएं लगा दी हैं।[44] नए प्रयोग, जैसे कि QUIET और अटाकार्या कॉस्मोलॉजी टेलीस्कोप, ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व के ध्रुवीकरण (तरंगों) को मापने की कोशिश कर रहे हैं।[45] इन मापों से सिद्धांत की और पुष्टि के साथ-साथ ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति और तथाकथित माध्यमिक अनिसोट्रॉपियों के विषय में जानकारी मिलने की उम्मीद है।[46] जैसे कि सुनयेव-ज़ेल्डोविच प्रभाव और सैक्स-वोल्फ प्रभाव, जो ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व के साथ आकाशगंगा और आकाशगंगा समूह के बीच बातचीत के कारण होते हैं।[47][48] 17 मार्च 2014 को, BICEP और केक एरे#BICEP2 के खगोलविदों ने सीएमबी के बी-मोड|बी-मोड ध्रुवीकरण का स्पष्ट ज्ञात करने की घोषणा की, जिसे आदिम गुरुत्वाकर्षण तरंगों का प्रमाण माना जाता है, जिसकी भविष्यवाणी मुद्रास्फीति के सिद्धांत (ब्रह्मांड विज्ञान) द्वारा की जाती है। बिग बैंग के प्रारंभिक चरण के समय घटित होना।[9][10][11][49] यद्यपि, उस वर्ष बाद में प्लैंक अंतरिक्ष यान सहयोग ने ब्रह्मांडीय धूल का अधिक यथार्थ माप प्रदान किया, जिससे यह निष्कर्ष निकला कि धूल से बी-मोड सिग्नल वही ताकत है जो BICEP2 से रिपोर्ट की गई थी।[50][51] 30 जनवरी 2015 को, BICEP2 और प्लैंक (अंतरिक्ष यान) डेटा का संयुक्त विश्लेषण प्रकाशित किया गया था और यूरोपीय अंतरिक्ष एजेंसी ने घोषणा की कि सिग्नल को पूरी तरह से आकाशगंगा में अंतरतारकीय धूल के लिए जिम्मेदार ठहराया जा सकता है।[52]
बड़े पैमाने की संरचना का निर्माण और विकास
सबसे बड़ी और सबसे प्रारंभिक संरचनाओं (जैसे, क्वासर, आकाशगंगा, आकाशगंगा समूह और क्लस्टर और सुपरक्लस्टर) के गठन और विकास को समझना ब्रह्मांड विज्ञान में सबसे बड़े प्रयासों में से है। ब्रह्माण्डविज्ञानी पदानुक्रमित संरचना निर्माण के मॉडल का अध्ययन करते हैं जिसमें संरचनाएं नीचे से ऊपर की ओर बनती हैं, जिसमें छोटी वस्तुएं पहले बनती हैं, जबकि सबसे बड़ी वस्तुएं, जैसे सुपरक्लस्टर, अभी भी एकत्रित हो रही हैं।[53] ब्रह्मांड में संरचना का अध्ययन करने का विधि दृश्यमान आकाशगंगाओं का सर्वेक्षण करना है, ताकि ब्रह्मांड में आकाशगंगाओं की त्रि-आयामी तस्वीर बनाई जा सके और पदार्थ शक्ति स्पेक्ट्रम को मापा जा सके। यह स्लोअन डिजिटल स्काई सर्वे और 2dF गैलेक्सी लाल विस्थापन सर्वेक्षण का दृष्टिकोण है।[54][55] संरचना निर्माण को समझने के लिए अन्य उपकरण सिमुलेशन है, जिसका उपयोग ब्रह्मांड विज्ञानी ब्रह्मांड में पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण एकत्रीकरण का अध्ययन करने के लिए करते हैं, क्योंकि यह आकाशगंगा फिलामेंट , सुपरक्लस्टर और शून्य (खगोल विज्ञान) में क्लस्टर होता है। अधिकांश सिमुलेशन में मात्र गैर-बैरोनिक ठंडा डार्क मैटर होता है, जो ब्रह्मांड को सबसे बड़े पैमाने पर समझने के लिए पर्याप्त होना चाहिए, क्योंकि ब्रह्मांड में दृश्य, बैरोनिक पदार्थ की तुलना में बहुत अधिक डार्क मैटर है। अधिक उन्नत सिमुलेशन में बेरिऑन को सम्मिलित करना और व्यक्तिगत आकाशगंगाओं के निर्माण का अध्ययन करना प्रारंभ हो रहा है। ब्रह्माण्डविज्ञानी इन सिमुलेशन का अध्ययन यह देखने के लिए करते हैं कि क्या वे आकाशगंगा सर्वेक्षणों से सहमत हैं, और किसी भी विसंगति को समझने के लिए।[56] सुदूर ब्रह्मांड में पदार्थ के वितरण को मापने और पुनर्आयनीकरण की जांच के लिए अन्य पूरक टिप्पणियों में सम्मिलित हैं:
- लाइमन-अल्फा वन, जो गैस द्वारा दूर के क्वासर से प्रकाश के अवशोषण को मापकर, ब्रह्मांड विज्ञानियों को प्रारंभिक ब्रह्मांड में तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन गैस के वितरण को मापने की अनुमति देता है।[57]
- तटस्थ परमाणु हाइड्रोजन की हाइड्रोजन रेखा|21-सेंटीमीटर अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) रेखा भी ब्रह्मांड विज्ञान का संवेदनशील परीक्षण प्रदान करती है।[58]
- कमजोर लेंसिंग, काले पदार्थ के कारण गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग द्वारा दूर की छवि का विरूपण।[59]
इनसे ब्रह्मांड विज्ञानियों को इस प्रश्न को सुलझाने में मदद मिलेगी कि ब्रह्मांड में संरचना कब और कैसे बनी।
डार्क मैटर
बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस, ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व, संरचना निर्माण और आकाशगंगा घूर्णन वक्र के साक्ष्य से ज्ञात होता है कि ब्रह्मांड के द्रव्यमान का लगभग 23% गैर-बैरोनिक डार्क मैटर से बना है, जबकि मात्र 4% में दृश्यमान, बैरोनिक पदार्थ है। डार्क मैटर के गुरुत्वाकर्षण प्रभावों को ठीक रूप से समझा जाता है, क्योंकि यह ठंडे, रेडियोधर्मी क्षय|गैर-विकिरणशील तरल पदार्थ की तरह व्यवहार करता है जो आकाशगंगाओं के चारों ओर गैलेक्टिक प्रभामंडल बनाता है। प्रयोगशाला में कभी भी डार्क मैटर का पता नहीं लगाया गया है, और डार्क मैटर की कण भौतिकी प्रकृति पूरी तरह से अज्ञात है। अवलोकन संबंधी बाधाओं के बिना, कई उम्मीदवार हैं, जैसे कि स्थिर अतिसममिति कण, कमजोर रूप से इंटरैक्ट करने वाला विशाल कण, गुरुत्वाकर्षण-इंटरैक्ट करने वाला विशाल कण, अक्ष, और विशाल सघन प्रभामंडल वस्तु डार्क मैटर परिकल्पना के विकल्पों में छोटे त्वरण (MOND) पर गुरुत्वाकर्षण का संशोधन या ब्रैन कॉस्मोलॉजी का प्रभाव सम्मिलित है। TeVeS MOND का संस्करण है जो गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग की व्याख्या कर सकता है।[60]
गहन ऊर्जा
यदि ब्रह्मांड सपाट है (ब्रह्मांड विज्ञान), तो ब्रह्मांड के ऊर्जा घनत्व का 73% (23% डार्क मैटर और 4% बेरिऑन के अलावा) बनाने वाला अतिरिक्त घटक होना चाहिए। इसे गहन ऊर्जा कहा जाता है। बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस और ब्रह्मांडीय सूक्ष्म तरंग पार्श्व में हस्तक्षेप न करने के लिए, इसे बैरियन और डार्क मैटर जैसे प्रभामंडल में एकत्रित नहीं होना चाहिए। गहन ऊर्जा के लिए दृढ़ अवलोकन संबंधी प्रमाण हैं, क्योंकि ब्रह्मांड की कुल ऊर्जा घनत्व को ब्रह्मांड की समतलता पर बाधाओं के माध्यम से जाना जाता है, परंतु क्लस्टरिंग पदार्थ की मात्रा को कसकर मापा जाता है, और यह इससे बहुत कम है। गहन ऊर्जा का मामला 1999 में दृढ़ हुआ, जब मापों से पता चला कि ब्रह्मांड का विस्तार धीरे-धीरे तेज होना प्रारंभ हो गया है।[61] इसके घनत्व और इसके क्लस्टरिंग गुणों के अलावा, गहन ऊर्जा के विषय में कुछ भी ज्ञात नहीं है। क्वांटम क्षेत्र सिद्धांत गहन ऊर्जा की तरह ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक (सीसी) की भविष्यवाणी करता है, परंतु देखे गए परिमाण से 120 ऑर्डर बड़ा है।[62] स्टीवन वेनबर्ग और कई स्ट्रिंग सिद्धांतकारों (स्ट्रिंग परिदृश्य देखें) ने 'कमजोर मानव सिद्धांत' का आह्वान किया है: यानी भौतिकविदों द्वारा इतने छोटे ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक वाले ब्रह्मांड का निरीक्षण करने का कारण यह है कि कोई भी भौतिक विज्ञानी (या कोई भी जीवन) ब्रह्मांड में स्थित नहीं हो सकता है बड़े ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ। कई ब्रह्माण्डविज्ञानियों को यह असंतोषजनक स्पष्टीकरण लगता है: शायद इसलिए क्योंकि कमजोर मानवशास्त्रीय सिद्धांत स्वयं-स्पष्ट है (यह देखते हुए कि जीवित पर्यवेक्षक स्थित हैं, ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक के साथ कम से कम ब्रह्मांड होना चाहिए जो जीवन के अस्तित्व की अनुमति देता है) यह समझाने का प्रयास नहीं करता है उस ब्रह्मांड का संदर्भ.[63] उदाहरण के लिए, कमजोर मानवशास्त्रीय सिद्धांत अकेले इनमें अंतर नहीं करता है:
- मात्र ही ब्रह्मांड अस्तित्व में रहेगा और कुछ अंतर्निहित सिद्धांत हैं जो सीसी को हमारे द्वारा देखे जाने वाले मूल्य तक सीमित करते हैं।
- मात्र ही ब्रह्मांड अस्तित्व में रहेगा और यद्यपि सीसी को ठीक करने वाला कोई अंतर्निहित सिद्धांत नहीं है, हम भाग्यशाली हैं।
- सीसी मानों की श्रृंखला के साथ बहुत सारे ब्रह्मांड स्थित हैं (एक साथ या क्रमिक रूप से), और निश्चित रूप से हमारा जीवन-समर्थक में से है।
गहन ऊर्जा के लिए अन्य संभावित स्पष्टीकरणों में सर्वोत्कृष्टता (भौतिकी) सम्मिलित है[64] या सबसे बड़े पैमाने पर गुरुत्वाकर्षण का संशोधन।[65] इन मॉडलों में वर्णित गहन ऊर्जा के ब्रह्मांड विज्ञान पर प्रभाव गहन ऊर्जा की स्थिति के समीकरण (ब्रह्मांड विज्ञान) द्वारा दिया गया है, जो सिद्धांत के आधार पर भिन्न होता है। ब्रह्माण्ड विज्ञान में गहन ऊर्जा की प्रकृति सबसे चुनौतीपूर्ण समस्याओं में से है।
गहन ऊर्जा की बेहतर समझ से ब्रह्मांड के अंतिम भाग्य की समस्या का हल होने की संभावना है। वर्तमान ब्रह्माण्ड संबंधी युग में, गहन ऊर्जा के कारण त्वरित विस्तार सुपरक्लस्टर से बड़ी संरचनाओं को बनने से रोक रहा है। यह ज्ञात नहीं है कि क्या त्वरण अनिश्चित काल तक जारी रहेगा, शायद बड़े विस्फोट तक बढ़ भी जाएगा, या क्या यह अंततः उलट जाएगा, ब्रह्मांड की गर्मी से मृत्यु हो जाएगी, या किसी अन्य परिदृश्य का पालन करेगा।[66]
गुरुत्वाकर्षण तरंगें
गुरुत्वाकर्षण तरंगें अंतरिक्ष-समय की वक्रता में तरंगें हैं जो प्रकाश की गति से तरंगों के रूप में फैलती हैं, जो कुछ गुरुत्वाकर्षण अंतःक्रियाओं में उत्पन्न होती हैं जो अपने स्रोत से बाहर की ओर फैलती हैं। गुरुत्वाकर्षण-तरंग खगोल विज्ञान अवलोकन संबंधी खगोल विज्ञान की उभरती हुई शाखा है जिसका उद्देश्य सफेद बौनों, न्यूट्रॉन स्टार और ब्लैक होल से बने बाइनरी स्टार सिस्टम जैसे ज्ञात करने योग्य गुरुत्वाकर्षण तरंगों के स्रोतों के विषय में अवलोकन संबंधी डेटा एकत्र करने के लिए गुरुत्वाकर्षण तरंगों का उपयोग करना है; और सुपरनोवा जैसी घटनाएं, और बिग बैंग के तुरंत बाद ब्रह्मांड के कालक्रम का निर्माण।[67]
2016 में, LIGO वैज्ञानिक सहयोग और कन्या इंटरफेरोमीटर सहयोग टीमों ने घोषणा की कि उन्होंने उन्नत LIGO डिटेक्टरों का उपयोग करके तारकीय टकराव वाले ब्लैक होल के बाइनरी ब्लैक होल से उत्पन्न होने वाली गुरुत्वाकर्षण तरंगों का प्रथम अवलोकन किया है।[68][69][70] 15 जून 2016 को, आपस में मिलने वाले ब्लैक होल से गुरुत्वाकर्षण तरंगों की GW151226 की घोषणा की गई थी।[71] LIGO के अलावा, कई अन्य गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशालाएं|गुरुत्वाकर्षण-तरंग वेधशालाएं (डिटेक्टर) निर्माणाधीन हैं।[72]
जांच के अन्य क्षेत्र
ब्रह्माण्डविज्ञानी यह भी अध्ययन करते हैं:
- क्या हमारे ब्रह्मांड में आदिकालीन ब्लैक होल बने थे और उनका क्या हुआ।[73]
- GZK कटऑफ से ऊपर ऊर्जा वाली ब्रह्मांडीय किरणों का ज्ञात करना,[74] और क्या यह उच्च ऊर्जा पर विशेष सापेक्षता की विफलता का संकेत देता है।
- समतुल्यता सिद्धांत,[37]आइंस्टीन का सापेक्षता का सामान्य सिद्धांत गुरुत्वाकर्षण का सही सिद्धांत है या नहीं,[75] और यदि भौतिकी के मूलभूत नियम ब्रह्मांड में प्रत्येक जगह समान हैं।[76]
यह भी देखें
- अभिवृद्धि (खगोल भौतिकी)
- हबल का नियम
- शानदार प्रोजेक्ट
- ब्रह्माण्ड विज्ञानियों की सूची
- भौतिक ऑन्टोलॉजी
- क्वांटम ब्रह्माण्ड विज्ञान
- स्ट्रिंग ब्रह्माण्ड विज्ञान
- यूनिवर्सल रोटेशन वक्र
संदर्भ
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बाहरी संबंध
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समूहों से
- कैम्ब्रिज कॉस्मोलॉजी - कैम्ब्रिज यूनिवर्सिटी से (सार्वजनिक होम पेज)
- कॉस्मोलॉजी 101 - NASA WMAP समूह से
- ब्रह्माण्ड संबंधी भौतिकी केंद्र। शिकागो विश्वविद्यालय, शिकागो।
- ऑरिजिंस, नोवा ऑनलाइन - सार्वजनिक प्रसारण सेवा द्वारा प्रदान किया गया।
व्यक्तियों से
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- मैडोर, बैरी एफ., लेवल 5: एक्स्ट्रागैलेक्टिक एस्ट्रोनॉमी और कॉस्मोलॉजी के लिए नॉलेजबेस। कैल्टेक और कार्नेगी। पासाडेना, कैलिफ़ोर्निया।
- टायलर, पैट, और फिल न्यूमैन बियॉन्ड आइंस्टीन। उच्च ऊर्जा खगोल भौतिकी प्रयोगशाला (एलएचईए) नासा गोडार्ड अंतरिक्ष उड़ान केंद्र।
- एडवर्ड एल. राइट|राइट, नेड। ब्रह्माण्ड विज्ञान ट्यूटोरियल और अक्सर पूछे जाने वाले प्रश्न। खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी प्रभाग, यूसीएलए।
- George Musser (February 2004). "ब्रह्माण्ड विज्ञान की चार कुंजियाँ". Scientific American. Retrieved 22 March 2015.
- Cliff Burgess; Fernando Quevedo (November 2007). "महान ब्रह्मांडीय रोलर-कोस्टर सवारी". Scientific American (print). pp. 52–59.
(उपशीर्षक) क्या ब्रह्मांडीय मुद्रास्फीति इस बात का संकेत हो सकती है कि हमारा ब्रह्मांड कहीं अधिक विशाल क्षेत्र में अंतर्निहित है?
श्रेणी:भौतिक ब्रह्मांड विज्ञान
श्रेणी:भौतिकी का दर्शन
श्रेणी:समय का दर्शन
श्रेणी:खगोलीय उप-विषय
श्रेणी:खगोलभौतिकी
