संरचना निर्माण: Difference between revisions
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{{short description|Formation of galaxies, galaxy clusters and larger structures from small early density fluctuations}} | {{short description|Formation of galaxies, galaxy clusters and larger structures from small early density fluctuations}}[[भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान]] में, '''संरचना निर्माण''' छोटे प्रारंभिक घनत्व के उतार-चढ़ाव से आकाशगंगाओं, आकाशगंगा समूहों और बड़ी संरचनाओं का निर्माण है। [[ब्रह्मांड]], जैसा कि अब [[ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि]] विकिरण के अवलोकन से ज्ञात होता है, जो लगभग 13.8 अरब वर्ष पहले गर्म, घने, लगभग समान अवस्था में प्रारंभ हुआ था।<ref>{{cite web | ||
[[भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान]] में, '''संरचना निर्माण''' छोटे प्रारंभिक घनत्व के उतार-चढ़ाव से आकाशगंगाओं, आकाशगंगा समूहों और बड़ी संरचनाओं का निर्माण है। [[ब्रह्मांड]], जैसा कि अब [[ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि]] विकिरण के अवलोकन से ज्ञात होता है, जो लगभग 13.8 अरब वर्ष पहले गर्म, घने, लगभग समान अवस्था में प्रारंभ हुआ था।<ref>{{cite web | |||
|title = Cosmic Detectives | |title = Cosmic Detectives | ||
|url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives | |url=http://www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Cosmic_detectives | ||
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वर्तमान मॉडल के अनुसार , दृश्यमान ब्रह्मांड की संरचना निम्नलिखित चरणों में बनी: | वर्तमान मॉडल के अनुसार , दृश्यमान ब्रह्मांड की संरचना निम्नलिखित चरणों में बनी: | ||
=== अति प्रारंभिक ब्रह्माण्ड === | === अति प्रारंभिक ब्रह्माण्ड === | ||
इस चरण में, कुछ तंत्र, जैसे कि ब्रह्मांडीय | इस चरण में, कुछ तंत्र, जैसे कि ब्रह्मांडीय स्फ़ीति, ब्रह्मांड की प्रारंभिक स्थितियों को स्थापित करने के लिए उत्तरदाई थे: जो कि समरूपता, आइसोट्रॉपी और समतलता है ।<ref name="liddle2" /><ref name="kolb2">{{cite book | first = Edward | last = Kolb |author2=Michael Turner | title = प्रारंभिक ब्रह्मांड| publisher = [[Addison-Wesley]] | date = 1988 | isbn = 978-0-201-11604-5 }}</ref> ब्रह्मांडीय स्फ़ीति ने भी सूक्ष्म क्वांटम उतार-चढ़ाव (स्फ़ीति के पूर्व) को अतिघनत्व और न्यूनघनत्व (स्फ़ीति के बाद) के सामान्य घनत्व तरंगों में बदल दिया होगा। | ||
=== संरचना का विकास === | === संरचना का विकास === | ||
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ब्रह्मांड के पहले 400,000 वर्षों के पश्चात् क्या हुआ इसका सिद्धांत पदानुक्रमित संरचना निर्माण में से है: जो कि छोटी गुरुत्वाकर्षण से बंधी संरचनाएं जैसे कि पदार्थ की चोटियां जिनमें पहले तारे और तारकीय समूह सम्मिलित थे, जो पहले बने थे, और ये पश्चात् में गैस और डार्क मैटर के साथ विलीन होकर आकाशगंगाएँ बनीं, इसके पश्चात् आकाशगंगा समूह और समूह बने है आकाशगंगाओं के समूह, समूह और [[सुपरक्लस्टर]] बने। | ब्रह्मांड के पहले 400,000 वर्षों के पश्चात् क्या हुआ इसका सिद्धांत पदानुक्रमित संरचना निर्माण में से है: जो कि छोटी गुरुत्वाकर्षण से बंधी संरचनाएं जैसे कि पदार्थ की चोटियां जिनमें पहले तारे और तारकीय समूह सम्मिलित थे, जो पहले बने थे, और ये पश्चात् में गैस और डार्क मैटर के साथ विलीन होकर आकाशगंगाएँ बनीं, इसके पश्चात् आकाशगंगा समूह और समूह बने है आकाशगंगाओं के समूह, समूह और [[सुपरक्लस्टर]] बने। | ||
==बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड== | ==बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड== | ||
मौलिक भौतिकी के दृष्टिकोण से, बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड अभी भी कम समझा जाने वाला युग है। प्रचलित सिद्धांत, ब्रह्मांडीय | मौलिक भौतिकी के दृष्टिकोण से, बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड अभी भी कम समझा जाने वाला युग है। प्रचलित सिद्धांत, ब्रह्मांडीय स्फ़ीति, देखी गई [[समतलता (ब्रह्मांड विज्ञान)]], ब्रह्मांड की समरूपता और [[आइसोट्रॉपी]], साथ ही विदेशी [[अवशेष कण]] (जैसे [[चुंबकीय मोनोपोल]]) की अनुपस्थिति को समझाने में अच्छा काम करती है। अवलोकन से सामने आई और पूर्वानुमान यह है कि आदिकालीन ब्रह्मांड में छोटी-छोटी अस्पष्टता पश्चात् में संरचना के निर्माण का बीजारोपण करती हैं। ये उतार-चढ़ाव, चूँकि वे सभी संरचनाओं की नींव बनाते हैं, 100,000 में से भाग में छोटे [[तापमान]] के उतार-चढ़ाव के रूप में सबसे स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं। (इसे परिप्रेक्ष्य में रखने के लिए, संयुक्त राज्य अमेरिका के स्थलाकृतिक मानचित्र पर उतार-चढ़ाव का समान स्तर कुछ सेंटीमीटर से अधिक लंबा कोई फीचर नहीं दिखाएगा।) ये उतार-चढ़ाव महत्वपूर्ण हैं, क्योंकि वे ऐसे बीज प्रदान करते हैं जिनसे सबसे बड़ी संरचनाएं विकसित हो सकती हैं और अंततः ढहकर आकाशगंगाएं और तारे बन सकती हैं। कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर (कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर) ने 1990 के दशक में कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड रेडिएशन में आंतरिक उतार-चढ़ाव का पहला पता लगाया। | ||
ऐसा माना जाता है कि इन अस्पष्टता | ऐसा माना जाता है कि इन अस्पष्टता का बहुत ही विशिष्ट चरित्र होता है: वे गॉसियन यादृच्छिक क्षेत्र बनाते हैं जिसका सहप्रसरण कार्य विकर्ण और लगभग स्केल-अपरिवर्तनीय होता है। देखे गए उतार-चढ़ाव बिल्कुल इसी रूप में प्रतीत होते हैं, और इसके अतिरिक्त [[WMAP|डब्लूएमएपी]] द्वारा मापा गया वर्णक्रमीय सूचकांक - वर्णक्रमीय सूचकांक [[स्केल अपरिवर्तनीयता]] या स्केल-इनवेरिएंट (या हैरिसन-ज़ेल्डोविच) स्पेक्ट्रम से विचलन को मापता है - जो अनुमानित मूल्य के बहुत निकट है स्फ़ीति का सबसे सरल और सबसे शसक्त मॉडल है जो कि मौलिक अस्पष्टता की और महत्वपूर्ण गुण है, कि वे रुद्धोष्म हैं (या ब्रह्मांड की रचना करने वाले विभिन्न प्रकार के पदार्थों के बीच [[आइसेंट्रोपिक]]), ब्रह्मांडीय स्फ़ीति द्वारा पूर्वानुमान की गई है और टिप्पणियों द्वारा इसकी पुष्टि की गई है। | ||
बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड के अन्य सिद्धांत प्रस्तावित किए गए हैं जिनके बारे में समान पूर्वानुमान करने का प्रमाण | बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड के अन्य सिद्धांत प्रस्तावित किए गए हैं जिनके बारे में समान पूर्वानुमान करने का प्रमाण किया गया है, जैसे ब्रैन गैस कॉस्मोलॉजी, [[चक्रीय मॉडल]], [[प्री-बिग बैंग मॉडल]] और [[होलोग्राफिक ब्रह्मांड]], किन्तु वे अभी भी नवजात हैं और व्यापक रूप से स्वीकार नहीं किए गए हैं। कुछ सिद्धांत, जैसे कि [[ब्रह्मांडीय तार]], को तेजी से स्पष्ट डेटा द्वारा बड़े मापदंड पर अस्वीकार कर दिया गया है। | ||
===क्षितिज समस्या=== | ===क्षितिज समस्या=== | ||
[[Image:Horizonte inflacionario.svg|thumb|right|300px|ब्रह्मांड के मापदंड कारक के कार्य के रूप में हबल त्रिज्या (ठोस रेखा) का भौतिक आकार। अस्पष्टता मोड (धराशायी रेखा) की भौतिक तरंग दैर्ध्य भी दिखाया गया है। कथानक दर्शाता है कि किस प्रकार ब्रह्मांडीय | [[Image:Horizonte inflacionario.svg|thumb|right|300px|ब्रह्मांड के मापदंड कारक के कार्य के रूप में हबल त्रिज्या (ठोस रेखा) का भौतिक आकार। अस्पष्टता मोड (धराशायी रेखा) की भौतिक तरंग दैर्ध्य भी दिखाया गया है। कथानक दर्शाता है कि किस प्रकार ब्रह्मांडीय स्फ़ीति के समय विकिरण वर्चस्व के समय पुनः प्रवेश करने के लिए अस्पष्टता मोड क्षितिज से बाहर निकलता है। यदि ब्रह्मांडीय स्फ़ीति कभी नहीं हुई, और विकिरण का वर्चस्व [[गुरुत्वाकर्षण विलक्षणता]] तक जारी रहा, तो यह मोड बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड में कभी भी क्षितिज से बाहर नहीं निकला होगा।]]संरचना निर्माण में एक महत्वपूर्ण अवधारणा हबल त्रिज्या की धारणा है, जिसे अधिकांशत: केवल क्षितिज कहा जाता है, क्योंकि यह कण क्षितिज से निकटता से संबंधित है। हबल त्रिज्या, जो हबल पैरामीटर <math>H</math> से <math>R=c/H</math> के रूप में संबंधित है, जहां c प्रकाश की गति है, समान्य रूप से कहें तो, पास के ब्रह्मांड के आयतन को परिभाषित करता है जो वर्तमान ही में (अंतिम विस्तार समय में) रहा है। किसी पर्यवेक्षक के साथ आकस्मिक संपर्क. चूँकि ब्रह्माण्ड का निरंतर विस्तार हो रहा है, इसका ऊर्जा घनत्व निरंतर कम हो रहा है (प्रेत ऊर्जा जैसे वास्तव में विदेशी पदार्थ की अनुपस्थिति में)। फ्रीडमैन समीकरण ब्रह्मांड के ऊर्जा घनत्व को हबल पैरामीटर से जोड़ता है और दर्शाता है कि हबल त्रिज्या निरंतर बढ़ रही है। | ||
बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान की [[क्षितिज समस्या]] कहती है कि, | बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान की [[क्षितिज समस्या]] कहती है कि, स्फ़ीति के बिना, अस्पष्टता क्षितिज में प्रवेश करने से पहले कभी भी कारण संपर्क में नहीं थी और इस प्रकार, उदाहरण के लिए, बड़े मापदंड पर आकाशगंगा वितरण की एकरूपता और आइसोट्रॉपी को समझाया नहीं जा सकता है। ऐसा इसलिए है, क्योंकि सामान्य फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर ब्रह्मांड विज्ञान में, हबल त्रिज्या अंतरिक्ष के विस्तार की तुलना में अधिक तेजी से बढ़ती है, इसलिए अस्पष्टता केवल हबल त्रिज्या में प्रवेश करती है, और विस्तार से बाहर नहीं होती है। इस विरोधाभास को ब्रह्मांडीय स्फ़ीति द्वारा हल किया गया है, जो बताता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में तेजी से विस्तार के चरण के समय हबल त्रिज्या लगभग स्थिर थी। इस प्रकार, बड़े मापदंड पर आइसोट्रॉपी ब्रह्मांडीय स्फ़ीति के समय उत्पन्न क्वांटम उतार-चढ़ाव के कारण होती है जो क्षितिज से बाहर धकेल दी जाती है। | ||
==प्राइमर्डियल प्लाज़्मा== | ==प्राइमर्डियल प्लाज़्मा== | ||
स्फ़ीति के अंत को स्फ़ीति (ब्रह्मांड विज्ञान) या रीहीटिंग कहा जाता है, जब स्फ़ीति के कण अन्य कणों के गर्म, थर्मल प्लाज्मा में क्षय हो जाते हैं। इस युग में, ब्रह्मांड की ऊर्जा सामग्री पूरी तरह से विकिरण है, जिसमें मानक मॉडल कणों में सापेक्ष वेग होते हैं। जैसा कि प्लाज्मा ठंडा होता है, [[बैरियोजेनेसिस]] और [[लेप्टोजेनेसिस (भौतिकी)]] होने के बारे में सोचा जाता है, जैसे ही क्वार्क-ग्लूऑन प्लाज्मा ठंडा होता है, इलेक्ट्रोवीक समरूपता टूट जाती है और ब्रह्मांड मुख्य रूप से साधारण [[प्रोटोन]], [[न्यूट्रॉन]] और [[इलेक्ट्रॉन]] से बना हो जाता है। जैसे-जैसे ब्रह्मांड और अधिक ठंडा होता है, [[बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस]] होता है और छोटी मात्रा में [[ड्यूटेरियम]], [[हीलियम]] और [[लिथियम]] [[परमाणु नाभिक]] बनते हैं। जैसे-जैसे ब्रह्मांड ठंडा और विस्तारित होता है, फोटॉनों में ऊर्जा दूर जाने लगती है, कण गैर-सापेक्षिक हो जाते हैं और सामान्य पदार्थ ब्रह्मांड पर प्रभावित होने लगते हैं। अंततः, परमाणु बनने लगते हैं क्योंकि मुक्त इलेक्ट्रॉन नाभिक से जुड़ जाते हैं। यह फोटॉनों के थॉमसन प्रकीर्णन को दबा देता है। ब्रह्मांड के विरलीकरण (और इसके परिणामस्वरूप फोटॉन के औसत मुक्त पथ में वृद्धि) के साथ मिलकर, यह ब्रह्मांड को पारदर्शी बनाता है और ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि पुनर्संयोजन (अंतिम प्रकीर्णन की सतह) पर उत्सर्जित होती है। | |||
===ध्वनिक दोलन=== | ===ध्वनिक दोलन=== | ||
{{main|बेरियन ध्वनिक दोलन}} | {{main|बेरियन ध्वनिक दोलन}} | ||
प्राइमर्डियल प्लाज़्मा में पदार्थ का घनत्व बहुत कम रहा होगा, ऐसा माना जाता है कि यह | प्राइमर्डियल प्लाज़्मा में पदार्थ का घनत्व बहुत कम रहा होगा, ऐसा माना जाता है कि यह स्फ़ीति के समय क्वांटम उतार-चढ़ाव के बढ़ने से उत्पन्न हुआ है। स्रोत जो भी हो, ये अत्यधिक घनत्व पदार्थ को गुरुत्वाकर्षण की ओर आकर्षित करते हैं। किन्तु इस युग के लगभग स्थिर फोटॉन-पदार्थ इंटरैक्शन की तीव्र गर्मी किन्तु थर्मल संतुलन की खोज करती है, जो बड़ी मात्रा में बाहरी दबाव बनाती है। गुरुत्वाकर्षण और दबाव की ये प्रतिकारक शक्तियां दबाव के अंतर से हवा में उत्पन्न ध्वनि तरंगों के समान दोलन उत्पन्न करती हैं। | ||
ये अस्पष्टता महत्वपूर्ण हैं, क्योंकि वे सूक्ष्म भौतिकी के लिए उत्तरदाई हैं जिसके परिणामस्वरूप ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि अनिसोट्रॉपी होती है। इस युग में, क्षितिज में प्रवेश करने वाली अस्पष्टता का आयाम साइनसॉइडल रूप से दोलन करता है, जो कि घने क्षेत्र अधिक दुर्लभ हो जाते हैं और फिर से घने हो जाते हैं, आवृत्ति के साथ जो अस्पष्टता के आकार से संबंधित होती है। यदि अस्पष्टता क्षितिज में आने और पुनर्संयोजन के बीच अभिन्न या अर्ध-अभिन्न संख्या में दोलन करती है, तो यह ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि अनिसोट्रॉपी के ध्वनिक शिखर के रूप में प्रकट होती है। (एक अर्ध-दोलन, जिसमें सघन क्षेत्र विरल क्षेत्र बन जाता है या इसके विपरीत, शिखर के रूप में प्रकट होता है क्योंकि अनिसोट्रॉपी को पावर स्पेक्ट्रम के रूप में प्रदर्शित किया जाता है, इसलिए कम घनत्व भी शक्ति में उतना ही योगदान देता है जितना कि अति घनत्व।) भौतिकी जो निर्धारित करती है माइक्रोवेव पृष्ठभूमि की विस्तृत शिखर संरचना सम्मिश्र है, किन्तु ये दोलन सार प्रदान करते हैं।<ref>{{cite journal | last1 = Harrison | first1 = E. R. | date = 1970 | title = शास्त्रीय ब्रह्माण्ड विज्ञान की दहलीज पर उतार-चढ़ाव| journal = Phys. Rev. | volume = D1 | issue = 10| page = 2726| bibcode=1970PhRvD...1.2726H |doi = 10.1103/PhysRevD.1.2726 }}</ref><ref>{{cite journal | last1 = Peebles | first1 = P. J. E. | last2 = Yu | first2 = J. T. | date = 1970 | title = विस्तारित ब्रह्माण्ड में आदिम रुद्धोष्म विक्षोभ|bibcode=1970ApJ...162..815P| journal = Astrophysical Journal | volume = 162 | page = 815 | doi=10.1086/150713}}</ref><ref>{{cite journal | first = Yaa B.| last = Zel'dovich | title = एक परिकल्पना, ब्रह्मांड की संरचना और एन्ट्रापी को एकीकृत करती है| journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume = 160 | date = 1972 | bibcode=1972MNRAS.160P...1Z | pages = 1P–3P | doi=10.1093/mnras/160.1.1p| doi-access = free }}</ref><ref>R. A. Sunyaev, "Fluctuations of the microwave background radiation", in ''Large Scale Structure of the Universe'' ed. M. S. Longair and J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978.</ref><ref>{{cite journal | author = U. Seljak | author2 = M. Zaldarriaga | name-list-style = amp | title = कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड अनिसोट्रॉपियों के लिए एक लाइन-ऑफ़-विज़न एकीकरण दृष्टिकोण| journal = Astrophys. J. | volume = 469 | pages = 437–444 | date = 1996 | arxiv = astro-ph/9603033 | doi = 10.1086/177793 | bibcode=1996ApJ...469..437S | s2cid = 3015599 }}</ref> | ये अस्पष्टता महत्वपूर्ण हैं, क्योंकि वे सूक्ष्म भौतिकी के लिए उत्तरदाई हैं जिसके परिणामस्वरूप ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि अनिसोट्रॉपी होती है। इस युग में, क्षितिज में प्रवेश करने वाली अस्पष्टता का आयाम साइनसॉइडल रूप से दोलन करता है, जो कि घने क्षेत्र अधिक दुर्लभ हो जाते हैं और फिर से घने हो जाते हैं, आवृत्ति के साथ जो अस्पष्टता के आकार से संबंधित होती है। यदि अस्पष्टता क्षितिज में आने और पुनर्संयोजन के बीच अभिन्न या अर्ध-अभिन्न संख्या में दोलन करती है, तो यह ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि अनिसोट्रॉपी के ध्वनिक शिखर के रूप में प्रकट होती है। (एक अर्ध-दोलन, जिसमें सघन क्षेत्र विरल क्षेत्र बन जाता है या इसके विपरीत, शिखर के रूप में प्रकट होता है क्योंकि अनिसोट्रॉपी को पावर स्पेक्ट्रम के रूप में प्रदर्शित किया जाता है, इसलिए कम घनत्व भी शक्ति में उतना ही योगदान देता है जितना कि अति घनत्व।) भौतिकी जो निर्धारित करती है माइक्रोवेव पृष्ठभूमि की विस्तृत शिखर संरचना सम्मिश्र है, किन्तु ये दोलन सार प्रदान करते हैं।<ref>{{cite journal | last1 = Harrison | first1 = E. R. | date = 1970 | title = शास्त्रीय ब्रह्माण्ड विज्ञान की दहलीज पर उतार-चढ़ाव| journal = Phys. Rev. | volume = D1 | issue = 10| page = 2726| bibcode=1970PhRvD...1.2726H |doi = 10.1103/PhysRevD.1.2726 }}</ref><ref>{{cite journal | last1 = Peebles | first1 = P. J. E. | last2 = Yu | first2 = J. T. | date = 1970 | title = विस्तारित ब्रह्माण्ड में आदिम रुद्धोष्म विक्षोभ|bibcode=1970ApJ...162..815P| journal = Astrophysical Journal | volume = 162 | page = 815 | doi=10.1086/150713}}</ref><ref>{{cite journal | first = Yaa B.| last = Zel'dovich | title = एक परिकल्पना, ब्रह्मांड की संरचना और एन्ट्रापी को एकीकृत करती है| journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] | volume = 160 | date = 1972 | bibcode=1972MNRAS.160P...1Z | pages = 1P–3P | doi=10.1093/mnras/160.1.1p| doi-access = free }}</ref><ref>R. A. Sunyaev, "Fluctuations of the microwave background radiation", in ''Large Scale Structure of the Universe'' ed. M. S. Longair and J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978.</ref><ref>{{cite journal | author = U. Seljak | author2 = M. Zaldarriaga | name-list-style = amp | title = कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड अनिसोट्रॉपियों के लिए एक लाइन-ऑफ़-विज़न एकीकरण दृष्टिकोण| journal = Astrophys. J. | volume = 469 | pages = 437–444 | date = 1996 | arxiv = astro-ph/9603033 | doi = 10.1086/177793 | bibcode=1996ApJ...469..437S | s2cid = 3015599 }}</ref> | ||
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==रैखिक संरचना== | ==रैखिक संरचना== | ||
[[Image:Structure mode history.svg|thumb|300px|Λसीडीएम सजातीय बिग बैंग मॉडल। क्षितिज में प्रवेश करने और डिकम्प्लिंग के बीच, पदार्थ के वर्चस्व में वृद्धि तेज होने से पहले, डार्क मैटर अस्पष्टता (धराशायी रेखा) लघुगणकीय रूप से बढ़ती है। दूसरी ओर, क्षितिज में प्रवेश करने और वियुग्मन के बीच, बैरियन-फोटॉन द्रव (ठोस रेखा) में अस्पष्टता तेजी से दोलन करती है। डिकम्प्लिंग के बाद, यह प्रमुख पदार्थ अस्पष्टता , डार्क मैटर मोड से मेल खाने के लिए तेजी से बढ़ता है।]]1970 और 1980 के दशक में ब्रह्माण्ड विज्ञानियों द्वारा की गई प्रमुख अनुभूतियों में से यह थी कि ब्रह्माण्ड की अधिकांश पदार्थ सामग्री [[परमाणुओं]] से नहीं बनी थी, किन्तु पदार्थ के रहस्यमय रूप से बनी थी जिसे डार्क | [[Image:Structure mode history.svg|thumb|300px|Λसीडीएम सजातीय बिग बैंग मॉडल। क्षितिज में प्रवेश करने और डिकम्प्लिंग के बीच, पदार्थ के वर्चस्व में वृद्धि तेज होने से पहले, डार्क मैटर अस्पष्टता (धराशायी रेखा) लघुगणकीय रूप से बढ़ती है। दूसरी ओर, क्षितिज में प्रवेश करने और वियुग्मन के बीच, बैरियन-फोटॉन द्रव (ठोस रेखा) में अस्पष्टता तेजी से दोलन करती है। डिकम्प्लिंग के बाद, यह प्रमुख पदार्थ अस्पष्टता , डार्क मैटर मोड से मेल खाने के लिए तेजी से बढ़ता है।]]1970 और 1980 के दशक में ब्रह्माण्ड विज्ञानियों द्वारा की गई प्रमुख अनुभूतियों में से यह थी कि ब्रह्माण्ड की अधिकांश पदार्थ सामग्री [[परमाणुओं]] से नहीं बनी थी, किन्तु पदार्थ के रहस्यमय रूप से बनी थी जिसे डार्क स्थिति के रूप में जाना जाता है। डार्क मैटर [[गुरुत्वाकर्षण]] बल के माध्यम से परस्पर क्रिया करता है, किन्तु यह [[बेरिऑन]] से बना नहीं है, और यह बहुत उच्च स्पष्टता के साथ ज्ञात है कि यह [[विकिरण]] उत्सर्जित या अवशोषित नहीं करता है। यह उन कणों से बना हो सकता है जो [[कमजोर अंतःक्रिया|अशक्त अंतःक्रिया]] के माध्यम से परस्पर क्रिया करते हैं, जैसे [[न्युट्रीनो]] ,<ref name="NYT-202004152">{{cite news |last=Overbye |first=Dennis |author-link=Dennis Overbye |title=Why The Big Bang Produced Something Rather Than Nothing - How did matter gain the edge over antimatter in the early universe? Maybe, just maybe, neutrinos. |url=https://www.nytimes.com/2020/04/15/science/physics-neutrino-antimatter-ichikawa-t2k.html |date=15 April 2020 |work=[[The New York Times]] |access-date=16 April 2020 }}</ref> किन्तु इसे पूरी तरह से तीन ज्ञात प्रकार के न्यूट्रिनो से नहीं बनाया जा सकता है (चूँकि कुछ लोगों ने सुझाव दिया है कि यह [[बाँझ न्यूट्रिनो]] है)। वर्तमान के साक्ष्यों से संकेत मिलता है कि बैरियोनिक पदार्थ की तुलना में लगभग पांच गुना अधिक डार्क मैटर है, और इस प्रकार इस युग में ब्रह्मांड की गतिशीलता डार्क मैटर पर प्रभावित है। | ||
डार्क मैटर संरचना निर्माण में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है क्योंकि यह केवल गुरुत्वाकर्षण बल को अनुभव करता है: गुरुत्वाकर्षण जीन्स अस्थिरता जो कॉम्पैक्ट संरचनाओं को बनाने की अनुमति देती है, किसी भी बल, जैसे [[विकिरण दबाव]], द्वारा विरोध नहीं किया जाता है। परिणामस्वरूप, डार्क मैटर साधारण पदार्थ से अधिक पहले [[डार्क मैटर हेलो]] के सम्मिश्र नेटवर्क में ढहना प्रारंभ हो जाता है, जो दबाव बलों द्वारा बाधित होता है। डार्क मैटर के बिना, ब्रह्मांड में [[आकाशगंगा निर्माण]] का युग अनुमान से अधिक देर से घटित होगा। | डार्क मैटर संरचना निर्माण में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है क्योंकि यह केवल गुरुत्वाकर्षण बल को अनुभव करता है: गुरुत्वाकर्षण जीन्स अस्थिरता जो कॉम्पैक्ट संरचनाओं को बनाने की अनुमति देती है, किसी भी बल, जैसे [[विकिरण दबाव]], द्वारा विरोध नहीं किया जाता है। परिणामस्वरूप, डार्क मैटर साधारण पदार्थ से अधिक पहले [[डार्क मैटर हेलो]] के सम्मिश्र नेटवर्क में ढहना प्रारंभ हो जाता है, जो दबाव बलों द्वारा बाधित होता है। डार्क मैटर के बिना, ब्रह्मांड में [[आकाशगंगा निर्माण]] का युग अनुमान से अधिक देर से घटित होगा। | ||
इस युग में संरचना निर्माण की भौतिकी विशेष रूप से सरल है, क्योंकि विभिन्न [[तरंग दैर्ध्य]] के साथ डार्क मैटर अस्पष्टता स्वतंत्र रूप से विकसित होती है। जैसे-जैसे हबल त्रिज्या विस्तारित ब्रह्मांड में बढ़ती है, यह बड़े और बड़े विक्षोभों को घेर लेती है। पदार्थ के प्रभुत्व के समय , सभी कारणात्मक डार्क मैटर अस्पष्टता गुरुत्वाकर्षण क्लस्टरिंग के माध्यम से बढ़ती हैं। चूँकि , विकिरण प्रभुत्व के समय | इस युग में संरचना निर्माण की भौतिकी विशेष रूप से सरल है, क्योंकि विभिन्न [[तरंग दैर्ध्य]] के साथ डार्क मैटर अस्पष्टता स्वतंत्र रूप से विकसित होती है। जैसे-जैसे हबल त्रिज्या विस्तारित ब्रह्मांड में बढ़ती है, यह बड़े और बड़े विक्षोभों को घेर लेती है। पदार्थ के प्रभुत्व के समय , सभी कारणात्मक डार्क मैटर अस्पष्टता गुरुत्वाकर्षण क्लस्टरिंग के माध्यम से बढ़ती हैं। चूँकि , विकिरण प्रभुत्व के समय सम्मिलित होने वाली छोटी-तरंगदैर्ध्य अस्पष्टता पदार्थ के प्रभुत्व तक उनकी वृद्धि को धीमा कर देती है। इस स्तर पर, प्रकाशित , बैरोनिक पदार्थ से डार्क मैटर के विकास को प्रतिबिंबित करने की अपेक्षा की जाती है, और उनके वितरण को दूसरे का निकटता से पता लगाना चाहिए। | ||
इस रैखिक शक्ति स्पेक्ट्रम की गणना करना सीधा है और, ब्रह्मांड विज्ञान के लिए उपकरण के रूप में, यह ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के लिए तुलनीय महत्व का है। गैलेक्सी सर्वेक्षणों ने पावर स्पेक्ट्रम को मापा है, जैसे कि [[स्लोअन डिजिटल स्काई सर्वे]], और लिमन-अल्फा वन या | इस रैखिक शक्ति स्पेक्ट्रम की गणना करना सीधा है और, ब्रह्मांड विज्ञान के लिए उपकरण के रूप में, यह ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के लिए तुलनीय महत्व का है। गैलेक्सी सर्वेक्षणों ने पावर स्पेक्ट्रम को मापा है, जैसे कि [[स्लोअन डिजिटल स्काई सर्वे]], और लिमन-अल्फा वन या लिमन-α वन के सर्वेक्षणों द्वारा। चूंकि ये अध्ययन आकाशगंगाओं और क्वासरों से उत्सर्जित विकिरण का निरीक्षण करते हैं, इसलिए वे सीधे रूप से डार्क मैटर को नहीं मापते हैं, किन्तु आकाशगंगाओं के बड़े मापदंड पर वितरण (और लिमन-α वन में अवशोषण रेखाएं) से डार्क मैटर के वितरण को निकट ता से प्रतिबिंबित करने की उम्मीद है। . यह इस तथ्य पर निर्भर करता है कि ब्रह्मांड के सघन भागों में आकाशगंगाएँ बड़ी और अधिक संख्या में होंगी, जबकि दुर्लभ क्षेत्रों में वे तुलनात्मक रूप से दुर्लभ होंगी। | ||
==अरेखीय संरचना== | ==अरेखीय संरचना== | ||
जब अस्पष्टता पर्याप्त रूप से बढ़ जाती है, तो छोटा क्षेत्र ब्रह्मांड के औसत घनत्व से अधिक अधिक सघन हो सकता है। इस बिंदु पर, इसमें सम्मिलित भौतिकी अधिक अधिक सम्मिश्र हो जाती है। जब समरूपता से विचलन छोटा होता है, तो डार्क मैटर को दबाव रहित तरल पदार्थ के रूप में माना जा सकता है और बहुत सरल समीकरणों द्वारा विकसित होता है। उन क्षेत्रों में जो पृष्ठभूमि की तुलना में अधिक सघन हैं, गुरुत्वाकर्षण के पूर्ण न्यूटोनियन सिद्धांत को सम्मिलित किया जाना चाहिए। (न्यूटोनियन सिद्धांत उपयुक्त है क्योंकि इसमें सम्मिलित द्रव्यमान [[ब्लैक होल]] बनाने के लिए आवश्यक द्रव्यमान से बहुत कम है, और [[गुरुत्वाकर्षण की गति]] को अनदेखा | जब अस्पष्टता पर्याप्त रूप से बढ़ जाती है, तो छोटा क्षेत्र ब्रह्मांड के औसत घनत्व से अधिक अधिक सघन हो सकता है। इस बिंदु पर, इसमें सम्मिलित भौतिकी अधिक अधिक सम्मिश्र हो जाती है। जब समरूपता से विचलन छोटा होता है, तो डार्क मैटर को दबाव रहित तरल पदार्थ के रूप में माना जा सकता है और बहुत सरल समीकरणों द्वारा विकसित होता है। उन क्षेत्रों में जो पृष्ठभूमि की तुलना में अधिक सघन हैं, गुरुत्वाकर्षण के पूर्ण न्यूटोनियन सिद्धांत को सम्मिलित किया जाना चाहिए। (न्यूटोनियन सिद्धांत उपयुक्त है क्योंकि इसमें सम्मिलित द्रव्यमान [[ब्लैक होल]] बनाने के लिए आवश्यक द्रव्यमान से बहुत कम है, और [[गुरुत्वाकर्षण की गति]] को अनदेखा किया जा सकता है क्योंकि संरचना के लिए प्रकाश-पार करने का समय विशेषता गतिशील समय से अभी भी छोटा है।) संकेत है कि रैखिक और द्रव सन्निकटन अमान्य हो जाते हैं, यह है कि डार्क मैटर [[कास्टिक (प्रकाशिकी)]] बनाना प्रारंभ कर देता है जिसमें आसन्न कणों के प्रक्षेपवक्र पार हो जाते हैं, या कण कक्षाएँ बनाना प्रारंभ कर देते हैं। इन गतिशीलता को एन-बॉडी सिमुलेशन या एन-बॉडी सिमुलेशन का उपयोग करके सबसे अच्छी तरह से समझा जाता है (चूँकि अनेक प्रकार की अर्ध-विश्लेषणात्मक योजनाएं, जैसे कि प्रेस-शेचटर औपचारिकता, कुछ स्थितियों में उपयोग की जा सकती हैं)। चूँकि सिद्धांत रूप में ये सिमुलेशन अधिक सरल हैं, व्यवहार में इन्हें प्रयुक्त करना कठिन है, क्योंकि इन्हें लाखों या अरबों कणों के अनुकरण की आवश्यकता होती है। इसके अतिरिक्त , कणों की बड़ी संख्या के अतिरिक्त , प्रत्येक कण का वजन आम तौर पर 10<sup>9</sup> होता है [[सौर द्रव्यमान]] और विवेकाधीन प्रभाव महत्वपूर्ण हो सकते हैं। 2005 तक का सबसे बड़ा सिमुलेशन [[सहस्राब्दी अनुकरण]] है।<ref>{{cite journal | ||
| author = Springel, V. | | author = Springel, V. | ||
| title = Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars | | title = Simulations of the formation, evolution and clustering of galaxies and quasars | ||
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}}</ref> एन-बॉडी सिमुलेशन के परिणाम से पता चलता है कि ब्रह्मांड अधिक सीमा तक [[शून्य (खगोल विज्ञान)]] से बना है, जिसका घनत्व ब्रह्माण्ड संबंधी माध्य के दसवें भाग जितना कम हो सकता है। पदार्थ बड़े आकाशगंगा तंतुओं और [[आकाशगंगा प्रभामंडल]] में संघनित होता है जिनकी सम्मिश्र वेब जैसी संरचना होती है। ये आकाशगंगा आकाशगंगा समूह और समूह या समूह, समूह और [[सुपर क्लस्टर]] बनाते हैं। जबकि सिमुलेशन समान्य रूप से | }}</ref> एन-बॉडी सिमुलेशन के परिणाम से पता चलता है कि ब्रह्मांड अधिक सीमा तक [[शून्य (खगोल विज्ञान)]] से बना है, जिसका घनत्व ब्रह्माण्ड संबंधी माध्य के दसवें भाग जितना कम हो सकता है। पदार्थ बड़े आकाशगंगा तंतुओं और [[आकाशगंगा प्रभामंडल]] में संघनित होता है जिनकी सम्मिश्र वेब जैसी संरचना होती है। ये आकाशगंगा आकाशगंगा समूह और समूह या समूह, समूह और [[सुपर क्लस्टर]] बनाते हैं। जबकि सिमुलेशन समान्य रूप से टिप्पणियों से सहमत प्रतीत होते हैं, उनकी व्याख्या इस समझ से सम्मिश्र है कि डार्क मैटर का सघन संचय आकाशगंगा निर्माण को कैसे प्रेरित करता है। विशेष रूप से, हम जितना देखते हैं उससे कहीं अधिक छोटे प्रभामंडल बनते हैं खगोलीय प्रेक्षणों में [[बौनी आकाशगंगा]] और गोलाकार समूहों के रूप में है इसे [[बौनी आकाशगंगा समस्या]] के रूप में जाना जाता है, और अनेक तरह के स्पष्टीकरण प्रस्तावित किए गए हैं। अधिकांश लोग इसे आकाशगंगा निर्माण की सम्मिश्र भौतिकी में प्रभाव के रूप में मानते हैं, किन्तु कुछ ने सुझाव दिया है कि यह [[गहरे द्रव्य]] के हमारे मॉडल के साथ समस्या है और कुछ प्रभाव, जैसे [[गर्म अंधेरा पदार्थ]], सबसे छोटे हेलो के गठन को रोकते हैं। | ||
==गैस विकास== | ==गैस विकास== | ||
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===ब्रह्माण्ड संबंधी अस्पष्टता === | ===ब्रह्माण्ड संबंधी अस्पष्टता === | ||
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ब्रह्मांड की बड़े मापदंड की संरचना को समझने में अधिकांश कठिनाई और अनेक विवादों को सामान्य सापेक्षता में [[गेज सिद्धांत]] की पसंद को व्यवस्थित रूप से | ब्रह्मांड की बड़े मापदंड की संरचना को समझने में अधिकांश कठिनाई और अनेक विवादों को सामान्य सापेक्षता में [[गेज सिद्धांत]] की पसंद को व्यवस्थित रूप से समझकर हल किया जा सकता है। [[स्केलर-वेक्टर-टेंसर अपघटन]] द्वारा, मीट्रिक में चार [[अदिश क्षेत्र]] अस्पष्टता , दो [[वेक्टर फ़ील्ड]] अस्पष्टता और [[टेंसर फ़ील्ड]] अस्पष्टता सम्मिलित होती है। केवल अदिश अस्पष्टता महत्वपूर्ण हैं: प्रारंभिक ब्रह्मांड में वैक्टर तेजी से दबाए जाते हैं, और टेंसर मोड प्राइमर्डियल [[गुरुत्वाकर्षण विकिरण]] और ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि ध्रुवीकरण के बी-मोड के रूप में केवल छोटा (किन्तु महत्वपूर्ण) योगदान देता है। भौतिक रूप से अर्थहीन समन्वय परिवर्तन द्वारा चार स्केलर मोड में से दो को हटाया जा सकता है। कौन से मोड समाप्त हो गए हैं, संभावित [[गेज फिक्सिंग]] की अनंत संख्या निर्धारित करते हैं। सबसे लोकप्रिय गेज [[न्यूटोनियन गेज]] (और निकट से संबंधित अनुरूप न्यूटोनियन गेज) है, जिसमें बनाय स्केलर न्यूटोनियन क्षमता Φ और Ψ हैं, जो न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण से न्यूटोनियन संभावित ऊर्जा के बिल्कुल अनुरूप हैं। [[तुल्यकालिक गेज]] सहित अनेक अन्य गेजों का उपयोग किया जाता है, जो संख्यात्मक गणना के लिए कुशल गेज हो सकता है (इसका उपयोग [[सीएमबीफास्ट]] द्वारा किया जाता है)। प्रत्येक गेज में अभी भी स्वतंत्रता की कुछ अभौतिक डिग्री सम्मिलित हैं। तथाकथित गेज-अपरिवर्तनीय औपचारिकता है, जिसमें केवल चर के गेज अपरिवर्तनीय संयोजनों पर विचार किया जाता है। | ||
===महंगाई और प्रारंभिक स्थितियाँ=== | ===महंगाई और प्रारंभिक स्थितियाँ=== | ||
ऐसा माना जाता है कि ब्रह्मांड की प्रारंभिक स्थितियाँ ब्रह्मांडीय | ऐसा माना जाता है कि ब्रह्मांड की प्रारंभिक स्थितियाँ ब्रह्मांडीय स्फ़ीति के मापदंड के अपरिवर्तनीय क्वांटम यांत्रिक उतार-चढ़ाव से उत्पन्न हुई हैं। किसी दिए गए बिंदु पर पृष्ठभूमि ऊर्जा घनत्व की अस्पष्टता <math>\rho(\mathbf{x},t)</math> अंतरिक्ष में फिर आइसोट्रॉपी, माध्य शून्य का [[सजातीय स्थान]] गॉसियन यादृच्छिक क्षेत्र द्वारा दिया जाता है। इसका अर्थ है कि स्थानिक फूरियर रूपांतरण <math>\rho</math> – <math>\hat{\rho}(\mathbf{k},t)</math> निम्नलिखित सहसंबंध कार्य हैं | ||
:<math>\langle\hat{\rho}(\mathbf{k},t)\hat{\rho}(\mathbf{k}',t)\rangle=f(k)\delta^{(3)}(\mathbf{k}-\mathbf{k'})</math>, | :<math>\langle\hat{\rho}(\mathbf{k},t)\hat{\rho}(\mathbf{k}',t)\rangle=f(k)\delta^{(3)}(\mathbf{k}-\mathbf{k'})</math>, | ||
जहाँ <math>\delta^{(3)}</math> त्रि-आयामी [[डिराक डेल्टा फ़ंक्शन]] है और <math>k=|\mathbf{k}|</math> की लम्बाई <math>\mathbf{k}</math>.है इसके अतिरिक्त , | जहाँ <math>\delta^{(3)}</math> त्रि-आयामी [[डिराक डेल्टा फ़ंक्शन]] है और <math>k=|\mathbf{k}|</math> की लम्बाई <math>\mathbf{k}</math>.है इसके अतिरिक्त , स्फ़ीति द्वारा अनुमानित स्पेक्ट्रम लगभग मापदंड पर अपरिवर्तनीय है, जिसका अर्थ है | ||
:<math>\langle\hat{\rho}(\mathbf{k},t)\hat{\rho}(\mathbf{k}',t)\rangle=k^{n_s-1}\delta^{(3)}(\mathbf{k}-\mathbf{k'})</math>, | :<math>\langle\hat{\rho}(\mathbf{k},t)\hat{\rho}(\mathbf{k}',t)\rangle=k^{n_s-1}\delta^{(3)}(\mathbf{k}-\mathbf{k'})</math>, | ||
जहाँ <math>n_s-1</math> छोटी संख्या है. अंत में, प्रारंभिक स्थितियाँ रुद्धोष्म या आइसेंट्रोपिक हैं, जिसका अर्थ है कि कण की प्रत्येक प्रजाति की एन्ट्रापी में आंशिक अस्पष्टता समान है। परिणामी पूर्वानुमान अवलोकनों के साथ बहुत अच्छी तरह फिट बैठती हैं। | जहाँ <math>n_s-1</math> छोटी संख्या है. अंत में, प्रारंभिक स्थितियाँ रुद्धोष्म या आइसेंट्रोपिक हैं, जिसका अर्थ है कि कण की प्रत्येक प्रजाति की एन्ट्रापी में आंशिक अस्पष्टता समान है। परिणामी पूर्वानुमान अवलोकनों के साथ बहुत अच्छी तरह फिट बैठती हैं। | ||
==यह भी देखें== | ==यह भी देखें== | ||
* बिग बैंग | * बिग बैंग - गर्म, सघन अवस्था से ब्रह्मांड का विस्तार कैसे हुआ | ||
* ब्रह्माण्ड का कालक्रम | * ब्रह्माण्ड का कालक्रम - ब्रह्माण्ड का इतिहास और भविष्य | ||
* आकाशगंगाओं का निर्माण और विकास | * आकाशगंगाओं का निर्माण और विकास - एक सजातीय प्रारंभ से, पहली आकाशगंगाओं का निर्माण, जिस तरह से समय के साथ आकाशगंगाएँ बदलती हैं | ||
* इलस्ट्रिस प्रोजेक्ट | * इलस्ट्रिस प्रोजेक्ट - कंप्यूटर-सिम्युलेटेड ब्रह्मांड | ||
* तारकीय विकास | * तारकीय विकास - तारों में उनके जीवन काल में परिवर्तन | ||
* बिग बैंग की समयरेखा | * बिग बैंग की समयरेखा - ब्रह्मांड का इतिहास और भविष्य | ||
==संदर्भ== | ==संदर्भ== | ||
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भौतिक ब्रह्माण्ड विज्ञान में, संरचना निर्माण छोटे प्रारंभिक घनत्व के उतार-चढ़ाव से आकाशगंगाओं, आकाशगंगा समूहों और बड़ी संरचनाओं का निर्माण है। ब्रह्मांड, जैसा कि अब ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि विकिरण के अवलोकन से ज्ञात होता है, जो लगभग 13.8 अरब वर्ष पहले गर्म, घने, लगभग समान अवस्था में प्रारंभ हुआ था।[1] चूँकि , आज रात्रि के आकाश को देखने पर, तारों और ग्रह से लेकर आकाशगंगा या आकाशगंगाओं तक, सभी मापदंड पर संरचनाएँ देखी जा सकती हैं। और भी बड़े मापदंड पर, आकाशगंगा समूह और आकाशगंगाओं की शीट जैसी संरचनाओं को कुछ आकाशगंगाओं वाले विशाल रिक्तियों द्वारा अलग किया जाता है।[2] जो कि संरचना निर्माण यह मॉडल करने का प्रयास करता है कि स्पेसटाइम घनत्व में छोटे प्रारंभिक तरंगों की गुरुत्वाकर्षण अस्थिरता द्वारा इन संरचनाओं का निर्माण कैसे किया गया था[3][4][5][6] या कोई अन्य उद्भव है [7]
आधुनिक लैम्डा-सीडीएम मॉडल आकाशगंगाओं, समूहों और रिक्तियों के बड़े मापदंड पर वितरण की पूर्वानुमान करने में सफल है; किन्तु अलग-अलग आकाशगंगाओं के मापदंड पर बैरोनिक भौतिकी, गैस तापन और शीतलन, तारा निर्माण और प्रतिक्रिया से जुड़ी अत्यधिक अरैखिक प्रक्रियाओं के कारण अनेक जटिलताएँ हैं। आकाशगंगा निर्माण की प्रक्रियाओं को समझना आधुनिक ब्रह्माण्ड विज्ञान अनुसंधान का प्रमुख विषय है, हबल अल्ट्रा-डीप फील्ड जैसे अवलोकनों और बड़े कंप्यूटर सिमुलेशन के माध्यम से है ।
अवलोकन
वर्तमान मॉडल के अनुसार , दृश्यमान ब्रह्मांड की संरचना निम्नलिखित चरणों में बनी:
अति प्रारंभिक ब्रह्माण्ड
इस चरण में, कुछ तंत्र, जैसे कि ब्रह्मांडीय स्फ़ीति, ब्रह्मांड की प्रारंभिक स्थितियों को स्थापित करने के लिए उत्तरदाई थे: जो कि समरूपता, आइसोट्रॉपी और समतलता है ।[4][8] ब्रह्मांडीय स्फ़ीति ने भी सूक्ष्म क्वांटम उतार-चढ़ाव (स्फ़ीति के पूर्व) को अतिघनत्व और न्यूनघनत्व (स्फ़ीति के बाद) के सामान्य घनत्व तरंगों में बदल दिया होगा।
संरचना का विकास
प्रारंभिक ब्रह्मांड में विकिरण का प्रभुत्व था; इस स्थिति में ब्रह्मांडीय क्षितिज से बड़े घनत्व में उतार-चढ़ाव स्केल कारक के आनुपातिक रूप से बढ़ता है, क्योंकि गुरुत्वाकर्षण संभावित उतार-चढ़ाव स्थिर रहता है। विकिरण प्रभुत्व के कारण विकास में बाधा उत्पन्न होने के कारण क्षितिज से छोटी संरचनाएं अनिवार्य रूप से जमी रहीं। जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार हुआ, विकिरण का घनत्व पदार्थ की तुलना में तेजी से कम हो गया (फोटॉन ऊर्जा के लाल स्थानांतरण के कारण); इससे बिग बैंग के लगभग 50,000 साल पश्चात् पदार्थ-विकिरण समानता नामक क्रॉसओवर का जन्म हुआ। इसके पश्चात् सभी डार्क मैटर तरंगें स्वतंत्र रूप से विकसित हो सकती हैं, जिससे बीज बनते हैं जिनमें पश्चात् में बेरियन गिर सकते हैं। इस युग में कण क्षितिज पदार्थ शक्ति स्पेक्ट्रम में परिवर्तन को प्रेरित करता है जिसे बड़े रेडशिफ्ट सर्वेक्षण में मापा जा सकता है।
पुनर्संयोजन
इस चरण के अधिकांश समय में ब्रह्मांड पर विकिरण का प्रभुत्व था, और तीव्र गर्मी और विकिरण के कारण, प्राइमर्डियल हाइड्रोजन और हीलियम पूरी तरह से नाभिक और मुक्त इलेक्ट्रॉनों में आयनित हो गए थे। इस गर्म और घनी स्थिति में, थॉमसन द्वारा इलेक्ट्रॉन को प्रकीर्णन से पहले विकिरण (फोटॉन) अधिक दूर तक नहीं जा सकता है । ब्रह्मांड बहुत गर्म और घना था, किन्तु तेजी से फैल रहा था और इसलिए ठंडा हो रहा था। अंततः, 'धमाके' के पश्चात् 400,000 से कुछ कम वर्षों में, यह प्रोटॉन के लिए ऋणात्मक रूप से चार्ज किए गए इलेक्ट्रॉनों को पकड़ने के लिए पर्याप्त ठंडा (लगभग 3000 K) हो गया, जिससे तटस्थ हाइड्रोजन परमाणु बने है । (हीलियम परमाणु अपनी बड़ी बंधन ऊर्जा के कारण कुछ समय पहले बने थे)। एक बार जब लगभग सभी आवेशित कण तटस्थ परमाणुओं में बंध गए, तो फोटॉनों ने उनके साथ वार्तालाप नहीं की और अगले 13.8 अरब वर्षों तक फैलने के लिए स्वतंत्र थे; वर्तमान में हम आज के ब्रह्मांड को भरने वाले कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड रेडिएशन (सीएमबी) के रूप में कारक 1090 से 2.725 K तक कम हो गए उन फोटॉनों का पता लगाते हैं। अनेक उल्लेखनीय अंतरिक्ष-आधारित मिशनों (कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर, विल्किंसन माइक्रोवेव अनिसोट्रॉपी जांच, प्लैंक (अंतरिक्ष यान)) ने सीएमबी के घनत्व और तापमान में बहुत सामान्य परिवर्तन का पता लगाया है। ये विविधताएँ सूक्ष्म थीं, और सीएमबी हर दिशा में लगभग समान रूप से समान दिखाई देता है। चूँकि , 100,000 में कुछ भागों के क्रम में सामान्य तापमान भिन्नताएं बहुत महत्वपूर्ण हैं, क्योंकि वे अनिवार्य रूप से प्रारंभिक बीज थे जिनसे ब्रह्मांड में सभी पश्चात् की सम्मिश्र संरचनाएं अंततः विकसित हुईं।
ब्रह्मांड के पहले 400,000 वर्षों के पश्चात् क्या हुआ इसका सिद्धांत पदानुक्रमित संरचना निर्माण में से है: जो कि छोटी गुरुत्वाकर्षण से बंधी संरचनाएं जैसे कि पदार्थ की चोटियां जिनमें पहले तारे और तारकीय समूह सम्मिलित थे, जो पहले बने थे, और ये पश्चात् में गैस और डार्क मैटर के साथ विलीन होकर आकाशगंगाएँ बनीं, इसके पश्चात् आकाशगंगा समूह और समूह बने है आकाशगंगाओं के समूह, समूह और सुपरक्लस्टर बने।
बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड
मौलिक भौतिकी के दृष्टिकोण से, बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड अभी भी कम समझा जाने वाला युग है। प्रचलित सिद्धांत, ब्रह्मांडीय स्फ़ीति, देखी गई समतलता (ब्रह्मांड विज्ञान), ब्रह्मांड की समरूपता और आइसोट्रॉपी, साथ ही विदेशी अवशेष कण (जैसे चुंबकीय मोनोपोल) की अनुपस्थिति को समझाने में अच्छा काम करती है। अवलोकन से सामने आई और पूर्वानुमान यह है कि आदिकालीन ब्रह्मांड में छोटी-छोटी अस्पष्टता पश्चात् में संरचना के निर्माण का बीजारोपण करती हैं। ये उतार-चढ़ाव, चूँकि वे सभी संरचनाओं की नींव बनाते हैं, 100,000 में से भाग में छोटे तापमान के उतार-चढ़ाव के रूप में सबसे स्पष्ट रूप से दिखाई देते हैं। (इसे परिप्रेक्ष्य में रखने के लिए, संयुक्त राज्य अमेरिका के स्थलाकृतिक मानचित्र पर उतार-चढ़ाव का समान स्तर कुछ सेंटीमीटर से अधिक लंबा कोई फीचर नहीं दिखाएगा।) ये उतार-चढ़ाव महत्वपूर्ण हैं, क्योंकि वे ऐसे बीज प्रदान करते हैं जिनसे सबसे बड़ी संरचनाएं विकसित हो सकती हैं और अंततः ढहकर आकाशगंगाएं और तारे बन सकती हैं। कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर (कॉस्मिक बैकग्राउंड एक्सप्लोरर) ने 1990 के दशक में कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड रेडिएशन में आंतरिक उतार-चढ़ाव का पहला पता लगाया।
ऐसा माना जाता है कि इन अस्पष्टता का बहुत ही विशिष्ट चरित्र होता है: वे गॉसियन यादृच्छिक क्षेत्र बनाते हैं जिसका सहप्रसरण कार्य विकर्ण और लगभग स्केल-अपरिवर्तनीय होता है। देखे गए उतार-चढ़ाव बिल्कुल इसी रूप में प्रतीत होते हैं, और इसके अतिरिक्त डब्लूएमएपी द्वारा मापा गया वर्णक्रमीय सूचकांक - वर्णक्रमीय सूचकांक स्केल अपरिवर्तनीयता या स्केल-इनवेरिएंट (या हैरिसन-ज़ेल्डोविच) स्पेक्ट्रम से विचलन को मापता है - जो अनुमानित मूल्य के बहुत निकट है स्फ़ीति का सबसे सरल और सबसे शसक्त मॉडल है जो कि मौलिक अस्पष्टता की और महत्वपूर्ण गुण है, कि वे रुद्धोष्म हैं (या ब्रह्मांड की रचना करने वाले विभिन्न प्रकार के पदार्थों के बीच आइसेंट्रोपिक), ब्रह्मांडीय स्फ़ीति द्वारा पूर्वानुमान की गई है और टिप्पणियों द्वारा इसकी पुष्टि की गई है।
बहुत प्रारंभिक ब्रह्मांड के अन्य सिद्धांत प्रस्तावित किए गए हैं जिनके बारे में समान पूर्वानुमान करने का प्रमाण किया गया है, जैसे ब्रैन गैस कॉस्मोलॉजी, चक्रीय मॉडल, प्री-बिग बैंग मॉडल और होलोग्राफिक ब्रह्मांड, किन्तु वे अभी भी नवजात हैं और व्यापक रूप से स्वीकार नहीं किए गए हैं। कुछ सिद्धांत, जैसे कि ब्रह्मांडीय तार, को तेजी से स्पष्ट डेटा द्वारा बड़े मापदंड पर अस्वीकार कर दिया गया है।
क्षितिज समस्या
संरचना निर्माण में एक महत्वपूर्ण अवधारणा हबल त्रिज्या की धारणा है, जिसे अधिकांशत: केवल क्षितिज कहा जाता है, क्योंकि यह कण क्षितिज से निकटता से संबंधित है। हबल त्रिज्या, जो हबल पैरामीटर से के रूप में संबंधित है, जहां c प्रकाश की गति है, समान्य रूप से कहें तो, पास के ब्रह्मांड के आयतन को परिभाषित करता है जो वर्तमान ही में (अंतिम विस्तार समय में) रहा है। किसी पर्यवेक्षक के साथ आकस्मिक संपर्क. चूँकि ब्रह्माण्ड का निरंतर विस्तार हो रहा है, इसका ऊर्जा घनत्व निरंतर कम हो रहा है (प्रेत ऊर्जा जैसे वास्तव में विदेशी पदार्थ की अनुपस्थिति में)। फ्रीडमैन समीकरण ब्रह्मांड के ऊर्जा घनत्व को हबल पैरामीटर से जोड़ता है और दर्शाता है कि हबल त्रिज्या निरंतर बढ़ रही है।
बिग बैंग ब्रह्माण्ड विज्ञान की क्षितिज समस्या कहती है कि, स्फ़ीति के बिना, अस्पष्टता क्षितिज में प्रवेश करने से पहले कभी भी कारण संपर्क में नहीं थी और इस प्रकार, उदाहरण के लिए, बड़े मापदंड पर आकाशगंगा वितरण की एकरूपता और आइसोट्रॉपी को समझाया नहीं जा सकता है। ऐसा इसलिए है, क्योंकि सामान्य फ्रीडमैन-लेमैत्रे-रॉबर्टसन-वॉकर ब्रह्मांड विज्ञान में, हबल त्रिज्या अंतरिक्ष के विस्तार की तुलना में अधिक तेजी से बढ़ती है, इसलिए अस्पष्टता केवल हबल त्रिज्या में प्रवेश करती है, और विस्तार से बाहर नहीं होती है। इस विरोधाभास को ब्रह्मांडीय स्फ़ीति द्वारा हल किया गया है, जो बताता है कि प्रारंभिक ब्रह्मांड में तेजी से विस्तार के चरण के समय हबल त्रिज्या लगभग स्थिर थी। इस प्रकार, बड़े मापदंड पर आइसोट्रॉपी ब्रह्मांडीय स्फ़ीति के समय उत्पन्न क्वांटम उतार-चढ़ाव के कारण होती है जो क्षितिज से बाहर धकेल दी जाती है।
प्राइमर्डियल प्लाज़्मा
स्फ़ीति के अंत को स्फ़ीति (ब्रह्मांड विज्ञान) या रीहीटिंग कहा जाता है, जब स्फ़ीति के कण अन्य कणों के गर्म, थर्मल प्लाज्मा में क्षय हो जाते हैं। इस युग में, ब्रह्मांड की ऊर्जा सामग्री पूरी तरह से विकिरण है, जिसमें मानक मॉडल कणों में सापेक्ष वेग होते हैं। जैसा कि प्लाज्मा ठंडा होता है, बैरियोजेनेसिस और लेप्टोजेनेसिस (भौतिकी) होने के बारे में सोचा जाता है, जैसे ही क्वार्क-ग्लूऑन प्लाज्मा ठंडा होता है, इलेक्ट्रोवीक समरूपता टूट जाती है और ब्रह्मांड मुख्य रूप से साधारण प्रोटोन, न्यूट्रॉन और इलेक्ट्रॉन से बना हो जाता है। जैसे-जैसे ब्रह्मांड और अधिक ठंडा होता है, बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस होता है और छोटी मात्रा में ड्यूटेरियम, हीलियम और लिथियम परमाणु नाभिक बनते हैं। जैसे-जैसे ब्रह्मांड ठंडा और विस्तारित होता है, फोटॉनों में ऊर्जा दूर जाने लगती है, कण गैर-सापेक्षिक हो जाते हैं और सामान्य पदार्थ ब्रह्मांड पर प्रभावित होने लगते हैं। अंततः, परमाणु बनने लगते हैं क्योंकि मुक्त इलेक्ट्रॉन नाभिक से जुड़ जाते हैं। यह फोटॉनों के थॉमसन प्रकीर्णन को दबा देता है। ब्रह्मांड के विरलीकरण (और इसके परिणामस्वरूप फोटॉन के औसत मुक्त पथ में वृद्धि) के साथ मिलकर, यह ब्रह्मांड को पारदर्शी बनाता है और ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि पुनर्संयोजन (अंतिम प्रकीर्णन की सतह) पर उत्सर्जित होती है।
ध्वनिक दोलन
प्राइमर्डियल प्लाज़्मा में पदार्थ का घनत्व बहुत कम रहा होगा, ऐसा माना जाता है कि यह स्फ़ीति के समय क्वांटम उतार-चढ़ाव के बढ़ने से उत्पन्न हुआ है। स्रोत जो भी हो, ये अत्यधिक घनत्व पदार्थ को गुरुत्वाकर्षण की ओर आकर्षित करते हैं। किन्तु इस युग के लगभग स्थिर फोटॉन-पदार्थ इंटरैक्शन की तीव्र गर्मी किन्तु थर्मल संतुलन की खोज करती है, जो बड़ी मात्रा में बाहरी दबाव बनाती है। गुरुत्वाकर्षण और दबाव की ये प्रतिकारक शक्तियां दबाव के अंतर से हवा में उत्पन्न ध्वनि तरंगों के समान दोलन उत्पन्न करती हैं।
ये अस्पष्टता महत्वपूर्ण हैं, क्योंकि वे सूक्ष्म भौतिकी के लिए उत्तरदाई हैं जिसके परिणामस्वरूप ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि अनिसोट्रॉपी होती है। इस युग में, क्षितिज में प्रवेश करने वाली अस्पष्टता का आयाम साइनसॉइडल रूप से दोलन करता है, जो कि घने क्षेत्र अधिक दुर्लभ हो जाते हैं और फिर से घने हो जाते हैं, आवृत्ति के साथ जो अस्पष्टता के आकार से संबंधित होती है। यदि अस्पष्टता क्षितिज में आने और पुनर्संयोजन के बीच अभिन्न या अर्ध-अभिन्न संख्या में दोलन करती है, तो यह ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि अनिसोट्रॉपी के ध्वनिक शिखर के रूप में प्रकट होती है। (एक अर्ध-दोलन, जिसमें सघन क्षेत्र विरल क्षेत्र बन जाता है या इसके विपरीत, शिखर के रूप में प्रकट होता है क्योंकि अनिसोट्रॉपी को पावर स्पेक्ट्रम के रूप में प्रदर्शित किया जाता है, इसलिए कम घनत्व भी शक्ति में उतना ही योगदान देता है जितना कि अति घनत्व।) भौतिकी जो निर्धारित करती है माइक्रोवेव पृष्ठभूमि की विस्तृत शिखर संरचना सम्मिश्र है, किन्तु ये दोलन सार प्रदान करते हैं।[9][10][11][12][13]
रैखिक संरचना
1970 और 1980 के दशक में ब्रह्माण्ड विज्ञानियों द्वारा की गई प्रमुख अनुभूतियों में से यह थी कि ब्रह्माण्ड की अधिकांश पदार्थ सामग्री परमाणुओं से नहीं बनी थी, किन्तु पदार्थ के रहस्यमय रूप से बनी थी जिसे डार्क स्थिति के रूप में जाना जाता है। डार्क मैटर गुरुत्वाकर्षण बल के माध्यम से परस्पर क्रिया करता है, किन्तु यह बेरिऑन से बना नहीं है, और यह बहुत उच्च स्पष्टता के साथ ज्ञात है कि यह विकिरण उत्सर्जित या अवशोषित नहीं करता है। यह उन कणों से बना हो सकता है जो अशक्त अंतःक्रिया के माध्यम से परस्पर क्रिया करते हैं, जैसे न्युट्रीनो ,[14] किन्तु इसे पूरी तरह से तीन ज्ञात प्रकार के न्यूट्रिनो से नहीं बनाया जा सकता है (चूँकि कुछ लोगों ने सुझाव दिया है कि यह बाँझ न्यूट्रिनो है)। वर्तमान के साक्ष्यों से संकेत मिलता है कि बैरियोनिक पदार्थ की तुलना में लगभग पांच गुना अधिक डार्क मैटर है, और इस प्रकार इस युग में ब्रह्मांड की गतिशीलता डार्क मैटर पर प्रभावित है।
डार्क मैटर संरचना निर्माण में महत्वपूर्ण भूमिका निभाता है क्योंकि यह केवल गुरुत्वाकर्षण बल को अनुभव करता है: गुरुत्वाकर्षण जीन्स अस्थिरता जो कॉम्पैक्ट संरचनाओं को बनाने की अनुमति देती है, किसी भी बल, जैसे विकिरण दबाव, द्वारा विरोध नहीं किया जाता है। परिणामस्वरूप, डार्क मैटर साधारण पदार्थ से अधिक पहले डार्क मैटर हेलो के सम्मिश्र नेटवर्क में ढहना प्रारंभ हो जाता है, जो दबाव बलों द्वारा बाधित होता है। डार्क मैटर के बिना, ब्रह्मांड में आकाशगंगा निर्माण का युग अनुमान से अधिक देर से घटित होगा।
इस युग में संरचना निर्माण की भौतिकी विशेष रूप से सरल है, क्योंकि विभिन्न तरंग दैर्ध्य के साथ डार्क मैटर अस्पष्टता स्वतंत्र रूप से विकसित होती है। जैसे-जैसे हबल त्रिज्या विस्तारित ब्रह्मांड में बढ़ती है, यह बड़े और बड़े विक्षोभों को घेर लेती है। पदार्थ के प्रभुत्व के समय , सभी कारणात्मक डार्क मैटर अस्पष्टता गुरुत्वाकर्षण क्लस्टरिंग के माध्यम से बढ़ती हैं। चूँकि , विकिरण प्रभुत्व के समय सम्मिलित होने वाली छोटी-तरंगदैर्ध्य अस्पष्टता पदार्थ के प्रभुत्व तक उनकी वृद्धि को धीमा कर देती है। इस स्तर पर, प्रकाशित , बैरोनिक पदार्थ से डार्क मैटर के विकास को प्रतिबिंबित करने की अपेक्षा की जाती है, और उनके वितरण को दूसरे का निकटता से पता लगाना चाहिए।
इस रैखिक शक्ति स्पेक्ट्रम की गणना करना सीधा है और, ब्रह्मांड विज्ञान के लिए उपकरण के रूप में, यह ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के लिए तुलनीय महत्व का है। गैलेक्सी सर्वेक्षणों ने पावर स्पेक्ट्रम को मापा है, जैसे कि स्लोअन डिजिटल स्काई सर्वे, और लिमन-अल्फा वन या लिमन-α वन के सर्वेक्षणों द्वारा। चूंकि ये अध्ययन आकाशगंगाओं और क्वासरों से उत्सर्जित विकिरण का निरीक्षण करते हैं, इसलिए वे सीधे रूप से डार्क मैटर को नहीं मापते हैं, किन्तु आकाशगंगाओं के बड़े मापदंड पर वितरण (और लिमन-α वन में अवशोषण रेखाएं) से डार्क मैटर के वितरण को निकट ता से प्रतिबिंबित करने की उम्मीद है। . यह इस तथ्य पर निर्भर करता है कि ब्रह्मांड के सघन भागों में आकाशगंगाएँ बड़ी और अधिक संख्या में होंगी, जबकि दुर्लभ क्षेत्रों में वे तुलनात्मक रूप से दुर्लभ होंगी।
अरेखीय संरचना
जब अस्पष्टता पर्याप्त रूप से बढ़ जाती है, तो छोटा क्षेत्र ब्रह्मांड के औसत घनत्व से अधिक अधिक सघन हो सकता है। इस बिंदु पर, इसमें सम्मिलित भौतिकी अधिक अधिक सम्मिश्र हो जाती है। जब समरूपता से विचलन छोटा होता है, तो डार्क मैटर को दबाव रहित तरल पदार्थ के रूप में माना जा सकता है और बहुत सरल समीकरणों द्वारा विकसित होता है। उन क्षेत्रों में जो पृष्ठभूमि की तुलना में अधिक सघन हैं, गुरुत्वाकर्षण के पूर्ण न्यूटोनियन सिद्धांत को सम्मिलित किया जाना चाहिए। (न्यूटोनियन सिद्धांत उपयुक्त है क्योंकि इसमें सम्मिलित द्रव्यमान ब्लैक होल बनाने के लिए आवश्यक द्रव्यमान से बहुत कम है, और गुरुत्वाकर्षण की गति को अनदेखा किया जा सकता है क्योंकि संरचना के लिए प्रकाश-पार करने का समय विशेषता गतिशील समय से अभी भी छोटा है।) संकेत है कि रैखिक और द्रव सन्निकटन अमान्य हो जाते हैं, यह है कि डार्क मैटर कास्टिक (प्रकाशिकी) बनाना प्रारंभ कर देता है जिसमें आसन्न कणों के प्रक्षेपवक्र पार हो जाते हैं, या कण कक्षाएँ बनाना प्रारंभ कर देते हैं। इन गतिशीलता को एन-बॉडी सिमुलेशन या एन-बॉडी सिमुलेशन का उपयोग करके सबसे अच्छी तरह से समझा जाता है (चूँकि अनेक प्रकार की अर्ध-विश्लेषणात्मक योजनाएं, जैसे कि प्रेस-शेचटर औपचारिकता, कुछ स्थितियों में उपयोग की जा सकती हैं)। चूँकि सिद्धांत रूप में ये सिमुलेशन अधिक सरल हैं, व्यवहार में इन्हें प्रयुक्त करना कठिन है, क्योंकि इन्हें लाखों या अरबों कणों के अनुकरण की आवश्यकता होती है। इसके अतिरिक्त , कणों की बड़ी संख्या के अतिरिक्त , प्रत्येक कण का वजन आम तौर पर 109 होता है सौर द्रव्यमान और विवेकाधीन प्रभाव महत्वपूर्ण हो सकते हैं। 2005 तक का सबसे बड़ा सिमुलेशन सहस्राब्दी अनुकरण है।[15] एन-बॉडी सिमुलेशन के परिणाम से पता चलता है कि ब्रह्मांड अधिक सीमा तक शून्य (खगोल विज्ञान) से बना है, जिसका घनत्व ब्रह्माण्ड संबंधी माध्य के दसवें भाग जितना कम हो सकता है। पदार्थ बड़े आकाशगंगा तंतुओं और आकाशगंगा प्रभामंडल में संघनित होता है जिनकी सम्मिश्र वेब जैसी संरचना होती है। ये आकाशगंगा आकाशगंगा समूह और समूह या समूह, समूह और सुपर क्लस्टर बनाते हैं। जबकि सिमुलेशन समान्य रूप से टिप्पणियों से सहमत प्रतीत होते हैं, उनकी व्याख्या इस समझ से सम्मिश्र है कि डार्क मैटर का सघन संचय आकाशगंगा निर्माण को कैसे प्रेरित करता है। विशेष रूप से, हम जितना देखते हैं उससे कहीं अधिक छोटे प्रभामंडल बनते हैं खगोलीय प्रेक्षणों में बौनी आकाशगंगा और गोलाकार समूहों के रूप में है इसे बौनी आकाशगंगा समस्या के रूप में जाना जाता है, और अनेक तरह के स्पष्टीकरण प्रस्तावित किए गए हैं। अधिकांश लोग इसे आकाशगंगा निर्माण की सम्मिश्र भौतिकी में प्रभाव के रूप में मानते हैं, किन्तु कुछ ने सुझाव दिया है कि यह गहरे द्रव्य के हमारे मॉडल के साथ समस्या है और कुछ प्रभाव, जैसे गर्म अंधेरा पदार्थ, सबसे छोटे हेलो के गठन को रोकते हैं।
गैस विकास
विकास में अंतिम चरण तब आता है जब बैरियन आकाशगंगा के केंद्र में संघनित होकर आकाशगंगा, तारे और कैसर बनाते हैं। डार्क मैटर घने प्रभामंडल के निर्माण को बहुत तेज कर देता है। चूंकि डार्क मैटर में विकिरण का दबाव नहीं होता है, इसलिए डार्क मैटर से छोटी संरचनाओं का निर्माण असंभव है। ऐसा इसलिए है क्योंकि डार्क मैटर कोणीय गति को नष्ट नहीं कर सकता है, जबकि साधारण बैरोनिक पदार्थ विकिरण शीतलन के माध्यम से कोणीय गति को नष्ट करके घनी वस्तुओं का निर्माण कर सकता है। इन प्रक्रियाओं को समझना अधिक कठिन कम्प्यूटेशनल समस्या है, क्योंकि इनमें गुरुत्वाकर्षण, मैग्नेटोहाइड्रोडायनामिक्स, परमाणु भौतिकी, परमाणु प्रतिक्रियाएं, अशांति और यहां तक कि सामान्य सापेक्षता की भौतिकी भी सम्मिलित हो सकती है। ज्यादातर स्थितियों में, ऐसे सिमुलेशन करना अभी तक संभव नहीं है जिनकी तुलना अवलोकनों के साथ मात्रात्मक रूप से की जा सकती है, और जो सबसे अच्छा प्राप्त किया जा सकता है वह अनुमानित सिमुलेशन है जो किसी प्रक्रिया की मुख्य गुणात्मक विशेषताओं जैसे कि स्टार गठन को चित्रित करता है।
मॉडलिंग संरचना निर्माण
ब्रह्माण्ड संबंधी अस्पष्टता
ब्रह्मांड की बड़े मापदंड की संरचना को समझने में अधिकांश कठिनाई और अनेक विवादों को सामान्य सापेक्षता में गेज सिद्धांत की पसंद को व्यवस्थित रूप से समझकर हल किया जा सकता है। स्केलर-वेक्टर-टेंसर अपघटन द्वारा, मीट्रिक में चार अदिश क्षेत्र अस्पष्टता , दो वेक्टर फ़ील्ड अस्पष्टता और टेंसर फ़ील्ड अस्पष्टता सम्मिलित होती है। केवल अदिश अस्पष्टता महत्वपूर्ण हैं: प्रारंभिक ब्रह्मांड में वैक्टर तेजी से दबाए जाते हैं, और टेंसर मोड प्राइमर्डियल गुरुत्वाकर्षण विकिरण और ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि ध्रुवीकरण के बी-मोड के रूप में केवल छोटा (किन्तु महत्वपूर्ण) योगदान देता है। भौतिक रूप से अर्थहीन समन्वय परिवर्तन द्वारा चार स्केलर मोड में से दो को हटाया जा सकता है। कौन से मोड समाप्त हो गए हैं, संभावित गेज फिक्सिंग की अनंत संख्या निर्धारित करते हैं। सबसे लोकप्रिय गेज न्यूटोनियन गेज (और निकट से संबंधित अनुरूप न्यूटोनियन गेज) है, जिसमें बनाय स्केलर न्यूटोनियन क्षमता Φ और Ψ हैं, जो न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण से न्यूटोनियन संभावित ऊर्जा के बिल्कुल अनुरूप हैं। तुल्यकालिक गेज सहित अनेक अन्य गेजों का उपयोग किया जाता है, जो संख्यात्मक गणना के लिए कुशल गेज हो सकता है (इसका उपयोग सीएमबीफास्ट द्वारा किया जाता है)। प्रत्येक गेज में अभी भी स्वतंत्रता की कुछ अभौतिक डिग्री सम्मिलित हैं। तथाकथित गेज-अपरिवर्तनीय औपचारिकता है, जिसमें केवल चर के गेज अपरिवर्तनीय संयोजनों पर विचार किया जाता है।
महंगाई और प्रारंभिक स्थितियाँ
ऐसा माना जाता है कि ब्रह्मांड की प्रारंभिक स्थितियाँ ब्रह्मांडीय स्फ़ीति के मापदंड के अपरिवर्तनीय क्वांटम यांत्रिक उतार-चढ़ाव से उत्पन्न हुई हैं। किसी दिए गए बिंदु पर पृष्ठभूमि ऊर्जा घनत्व की अस्पष्टता अंतरिक्ष में फिर आइसोट्रॉपी, माध्य शून्य का सजातीय स्थान गॉसियन यादृच्छिक क्षेत्र द्वारा दिया जाता है। इसका अर्थ है कि स्थानिक फूरियर रूपांतरण – निम्नलिखित सहसंबंध कार्य हैं
- ,
जहाँ त्रि-आयामी डिराक डेल्टा फ़ंक्शन है और की लम्बाई .है इसके अतिरिक्त , स्फ़ीति द्वारा अनुमानित स्पेक्ट्रम लगभग मापदंड पर अपरिवर्तनीय है, जिसका अर्थ है
- ,
जहाँ छोटी संख्या है. अंत में, प्रारंभिक स्थितियाँ रुद्धोष्म या आइसेंट्रोपिक हैं, जिसका अर्थ है कि कण की प्रत्येक प्रजाति की एन्ट्रापी में आंशिक अस्पष्टता समान है। परिणामी पूर्वानुमान अवलोकनों के साथ बहुत अच्छी तरह फिट बैठती हैं।
यह भी देखें
- बिग बैंग - गर्म, सघन अवस्था से ब्रह्मांड का विस्तार कैसे हुआ
- ब्रह्माण्ड का कालक्रम - ब्रह्माण्ड का इतिहास और भविष्य
- आकाशगंगाओं का निर्माण और विकास - एक सजातीय प्रारंभ से, पहली आकाशगंगाओं का निर्माण, जिस तरह से समय के साथ आकाशगंगाएँ बदलती हैं
- इलस्ट्रिस प्रोजेक्ट - कंप्यूटर-सिम्युलेटेड ब्रह्मांड
- तारकीय विकास - तारों में उनके जीवन काल में परिवर्तन
- बिग बैंग की समयरेखा - ब्रह्मांड का इतिहास और भविष्य
संदर्भ
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