Physics, Mathematics &amp; Mechanical Engineering

Friday, April 3, 2020

What is Gravitational Lens? | गुरुत्वाकर्षण लेंस क्या है?

एक गुरुत्वाकर्षण लेंस एक दूर के प्रकाश स्रोत और एक पर्यवेक्षक के बीच पदार्थ का एक वितरण है, जो स्रोत से प्रकाश को झुकने में सक्षम है क्योंकि प्रकाश पर्यवेक्षक की ओर यात्रा करता है। इस प्रभाव को गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग के रूप में जाना जाता है, और झुकने की मात्रा अल्बर्ट आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत की भविष्यवाणियों में से एक है।

हालांकि आइंस्टीन ने 1912 में इस विषय पर अप्रकाशित गणना की, ऑर्स्ट ख्वोलसन (1924) और फ्रांटिसेक लिंक (1936) को आम तौर पर प्रिंट में प्रभाव पर चर्चा करने के लिए सबसे पहले श्रेय दिया जाता है। हालांकि, यह प्रभाव आमतौर पर आइंस्टीन के साथ जुड़ा हुआ है, जिन्होंने 1936 में इस विषय पर एक लेख प्रकाशित किया था।

1937 में फ्रिट्ज़ ज़्विकी ने कहा कि प्रभाव आकाशगंगा समूहों को गुरुत्वाकर्षण लेंस के रूप में कार्य करने की अनुमति दे सकता है। यह 1979 तक तथाकथित ट्विन QSO SBS 0957 + 561 के अवलोकन से इस आशय की पुष्टि नहीं हुई थी।

एक ऑप्टिकल लेंस के विपरीत, एक गुरुत्वाकर्षण लेंस प्रकाश का अधिकतम विक्षेपण पैदा करता है जो इसके केंद्र के सबसे करीब से गुजरता है, और प्रकाश का एक न्यूनतम विक्षेपण जो इसके केंद्र से सबसे दूर की यात्रा करता है। नतीजतन, एक गुरुत्वाकर्षण लेंस का कोई एकल केंद्र बिंदु नहीं है, बल्कि एक फोकल रेखा है। गुरुत्वाकर्षण प्रकाश के विक्षेपण के संदर्भ में "लेंस" शब्द का पहली बार उपयोग ओ.जे. लॉज, जिन्होंने टिप्पणी की कि यह "यह कहने की अनुमति नहीं है कि सौर गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र एक लेंस की तरह काम करता है, क्योंकि इसकी कोई फोकल लंबाई नहीं है"। यदि स्रोत, विशाल लेंसिंग ऑब्जेक्ट, और प्रेक्षक एक सीधी रेखा में स्थित है, तो मूल प्रकाश स्रोत बड़े पैमाने पर लेंसिंग ऑब्जेक्ट के चारों ओर एक रिंग के रूप में दिखाई देगा। यदि कोई मिसलिग्न्मेंट है, तो पर्यवेक्षक इसके बजाय एक आर्क सेगमेंट देखेगा। इस घटना का उल्लेख पहली बार 1924 में सेंट पीटर्सबर्ग के भौतिक विज्ञानी ऑरेस्ट ख्वोलसन द्वारा किया गया था, और 1936 में अल्बर्ट आइंस्टीन द्वारा इसकी मात्रा निर्धारित की गई थी। इसे आमतौर पर साहित्य में आइंस्टीन की अंगूठी के रूप में संदर्भित किया जाता है, क्योंकि ख्वोलसन को प्रवाह या त्रिज्या के साथ खुद की चिंता नहीं है। रिंग इमेज। अधिक सामान्यतः, जहां लेंसिंग द्रव्यमान जटिल है और स्पेसटाइम के गोलाकार विरूपण का कारण नहीं है, स्रोत लेंस के चारों ओर बिखरे हुए आंशिक आर्क्स जैसा होगा। पर्यवेक्षक तब उसी स्रोत के कई विकृत चित्र देख सकता है; स्रोत, लेंस और प्रेक्षक के सापेक्ष पदों और लेंसिंग ऑब्जेक्ट के गुरुत्वाकर्षण कुएं के आकार के आधार पर इन की संख्या और आकार।

गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग के तीन वर्ग हैं:

1. मजबूत लेंसिंग: जहां आसानी से दिखाई देने वाली विकृतियां होती हैं जैसे कि आइंस्टीन के छल्ले, आर्क, और कई छवियों का निर्माण।

2. कमजोर लेंसिंग: जहां पृष्ठभूमि स्रोतों की विकृतियां बहुत छोटी होती हैं और केवल कुछ प्रतिशत के सुसंगत विकृतियों का पता लगाने के लिए सांख्यिकीय तरीके से बड़ी संख्या में स्रोतों का विश्लेषण करके इसका पता लगाया जा सकता है। लेंसिंग सांख्यिकीय रूप से दिखाई देता है जो कि लेंस के केंद्र की दिशा में लंबवत पृष्ठभूमि वस्तुओं के पसंदीदा खिंचाव के रूप में होता है। बड़ी संख्या में दूर की आकाशगंगाओं की आकृतियों और झुकावों को मापकर, किसी भी क्षेत्र में लेंसिंग क्षेत्र के कतरे को मापने के लिए उनकी अभिविन्यासों को औसत किया जा सकता है। यह, बदले में, क्षेत्र में बड़े पैमाने पर वितरण को फिर से संगठित करने के लिए इस्तेमाल किया जा सकता है: विशेष रूप से, अंधेरे पदार्थ की पृष्ठभूमि वितरण को फिर से संगठित किया जा सकता है। चूँकि आकाशगंगाएँ आंतरिक रूप से अण्डाकार होती हैं और कमजोर गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग सिग्नल छोटा होता है, इसलिए इन सर्वेक्षणों में बड़ी संख्या में आकाशगंगाओं का उपयोग किया जाना चाहिए। इन कमजोर लेंसिंग सर्वेक्षणों को सावधानीपूर्वक व्यवस्थित त्रुटि के कई महत्वपूर्ण स्रोतों से बचना चाहिए: आकाशगंगाओं की आंतरिक आकृति, एक आकाशगंगा के आकार को विकृत करने के लिए एक कैमरा के बिंदु प्रसार की प्रवृत्ति और छवियों को विकृत करने के लिए वायुमंडलीय देखने की प्रवृत्ति को समझना चाहिए और ध्यान से हिसाब लगाया। इन सर्वेक्षणों के परिणाम लाम्बडा-सीडीएम मॉडल को बेहतर ढंग से समझने और सुधारने के लिए, और अन्य ब्रह्माण्ड संबंधी टिप्पणियों पर एक स्थिरता की जांच प्रदान करने के लिए, कॉस्मोलॉजिकल पैरामीटर आकलन के लिए महत्वपूर्ण हैं। वे अंधेरे ऊर्जा पर भविष्य की एक महत्वपूर्ण बाधा भी प्रदान कर सकते हैं।

3. माइक्रोलाइनिंग: जहां आकार में कोई विकृति नहीं देखी जा सकती है, लेकिन एक पृष्ठभूमि वस्तु से प्राप्त प्रकाश की मात्रा समय में बदल जाती है। लेंसिंग ऑब्जेक्ट एक विशिष्ट मामले में मिल्की वे में सितारे हो सकते हैं, पृष्ठभूमि स्रोत एक दूरस्थ आकाशगंगा में सितारों के होने के साथ, या किसी अन्य मामले में, एक और भी दूर के क्वासर में। इसका प्रभाव छोटा है, जैसे कि एक आकाशगंगा जो 100 बिलियन से अधिक बार बड़े पैमाने पर होती है, जो सूर्य के केवल कुछ चापों द्वारा अलग-अलग कई छवियों का उत्पादन करेगी। गैलेक्सी क्लस्टर कई आर्कमिन्यूट्स के पृथक्करण का उत्पादन कर सकते हैं। दोनों ही मामलों में आकाशगंगाएं और स्रोत काफी दूर हैं, हमारे गैलेक्सी से कई सैकड़ों मेगापरसेक दूर हैं।

गुरुत्वाकर्षण लेंस सभी प्रकार के विद्युत चुम्बकीय विकिरण पर समान रूप से कार्य करते हैं, न कि केवल दृश्य प्रकाश। कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड के साथ-साथ आकाशगंगा सर्वेक्षणों के लिए कमजोर लेंसिंग प्रभावों का अध्ययन किया जा रहा है। मजबूत लेंस रेडियो और एक्स-रे शासनों में भी देखे गए हैं। यदि एक मजबूत लेंस कई छवियों का उत्पादन करता है, तो दो रास्तों के बीच एक सापेक्ष समय देरी होगी: अर्थात्, एक छवि में लेंस वाली वस्तु को दूसरी छवि से पहले मनाया जाएगा।

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Thursday, April 2, 2020

What is Dark Energy? | डार्क एनर्जी क्या है

What is Dark Energy? | डार्क एनर्जी क्या है?

Dark Energy, डार्क एनर्जी

भौतिक ब्रह्मांड विज्ञान और खगोल विज्ञान में, अंधेरे ऊर्जा एक शब्द है जो ऊर्जा के एक अज्ञात रूप का वर्णन करता है जो ब्रह्मांड को सबसे बड़े पैमाने पर प्रभावित करता है। अपने अस्तित्व के लिए पहला अवलोकन संबंधी प्रमाण सुपरनोवा माप से आया था, जिसने दिखाया कि ब्रह्मांड एक स्थिर दर पर विस्तार नहीं करता है; बल्कि, ब्रह्मांड का विस्तार तेज हो रहा है। ब्रह्मांड के विकास को समझने के लिए प्रारंभिक परिस्थितियों और इसमें क्या शामिल है, के ज्ञान की आवश्यकता होती है। इन अवलोकनों से पहले, पदार्थ-ऊर्जा के एकमात्र रूप को जाना जाता था जो सामान्य पदार्थ, डार्क मैटर और विकिरण थे। कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड के मापों से पता चलता है कि ब्रह्मांड एक गर्म बिग बैंग में शुरू हुआ था, जहां से सामान्य सापेक्षता इसके विकास और इसके बाद के पैमाने की गति को बताती है। ऊर्जा के एक नए रूप को पेश किए बिना, यह समझाने का कोई तरीका नहीं था कि एक त्वरित ब्रह्मांड को कैसे मापा जा सकता है। 1990 के दशक के बाद से, त्वरित विस्तार के लिए अंधेरे ऊर्जा को सबसे अधिक स्वीकार किया गया है। 2020 तक, ब्रह्मांडीय अनुसंधान के सक्रिय क्षेत्र हैं, जिसका उद्देश्य अंधेरे ऊर्जा की मौलिक प्रकृति को समझना है: क्या यह माप त्रुटियों की एक विशेषता है, या सामान्य सापेक्षता में संशोधन करने की आवश्यकता है?

यह मानते हुए कि ब्रह्मांड विज्ञान का समरूपता मॉडल सही है, सबसे अच्छा वर्तमान माप बताता है कि अंधेरे ऊर्जा वर्तमान ब्रह्मांड में कुल ऊर्जा का 68% योगदान देती है। डार्क मैटर और साधारण पदार्थ की द्रव्यमान-ऊर्जा क्रमशः 27% और 5% योगदान देती है, और अन्य घटक जैसे न्यूट्रिनो और फोटॉन बहुत कम मात्रा में योगदान करते हैं। अंधेरे ऊर्जा का घनत्व बहुत कम है (~ 7e-30 g/ cu. cm.), आकाशगंगाओं के भीतर सामान्य पदार्थ या अंधेरे पदार्थ के घनत्व की तुलना में बहुत कम है। हालांकि, यह ब्रह्मांड के द्रव्यमान-ऊर्जा पर हावी है क्योंकि यह अंतरिक्ष में समान है।

डार्क एनर्जी के दो प्रस्तावित रूप ब्रह्माण्डीय स्थिरांक हैं, जो एक निरंतर ऊर्जा घनत्व का प्रतिनिधित्व करते हैं, जो अंतरिक्ष को एकरूपता से भरते हैं, और स्केलर फ़ील्ड जैसे क्विंटेसेंस या मोडुली, गतिशील मात्रा जिनकी ऊर्जा घनत्व समय और स्थान में भिन्न हो सकती है। अंतरिक्ष में स्थिर रहने वाले स्केलर फ़ील्ड से योगदान आमतौर पर कॉस्मोलॉजिकल कॉन्टिन्यू में भी शामिल होते हैं। ब्रह्माण्ड संबंधी स्थिरांक को अंतरिक्ष के शून्य-बिंदु विकिरण के बराबर होने के लिए तैयार किया जा सकता है यानी वैक्यूम ऊर्जा। अंतरिक्ष में परिवर्तन करने वाले स्केलर क्षेत्र एक ब्रह्मांडीय स्थिरांक से अलग करना मुश्किल हो सकता है क्योंकि परिवर्तन अत्यंत धीमा हो सकता है।

समसामयिक ब्रह्मांड विज्ञान के खिलौना मॉडल प्रकृति के कारण, कुछ विशेषज्ञों का मानना है कि वास्तविक ब्रह्मांड में सभी पैमानों पर मौजूद संरचनाओं का एक अधिक सटीक सामान्य सापेक्ष उपचार, अंधेरे ऊर्जा को आह्वान करने की आवश्यकता के साथ दूर कर सकता है। अशुभ ब्रह्माण्ड विज्ञान, जो मीट्रिक पर संरचना के गठन की प्रतिक्रिया के लिए हिसाब करने का प्रयास करता है, आमतौर पर ब्रह्मांड के ऊर्जा घनत्व के लिए किसी भी अंधेरे ऊर्जा योगदान को स्वीकार नहीं करता है।

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What is Dark Matter? | डार्क मैटर क्या है?

Dark Matter, डार्क मैटर

डार्क मैटर ब्रह्मांड में इस मामले का लगभग 85% हिस्सा है और इसके कुल ऊर्जा घनत्व का लगभग एक चौथाई है। इसकी उपस्थिति गुरुत्वाकर्षण प्रभावों के विभिन्न प्रकारों में निहित है, जिसमें गुरुत्वाकर्षण प्रभाव शामिल हैं जो कि गुरुत्वाकर्षण के स्वीकृत सिद्धांतों द्वारा समझाया नहीं जा सकता है जब तक कि इससे अधिक मामला मौजूद नहीं है। इस कारण से, अधिकांश विशेषज्ञ सोचते हैं कि ब्रह्मांड में डार्क मैटर प्रचुर मात्रा में है और इसकी संरचना और विकास पर इसका गहरा प्रभाव पड़ा है। डार्क मैटर को डार्क कहा जाता है क्योंकि यह प्रकाश के रूप में अवलोकनीय इलेक्ट्रोमैग्नेटिक रेडिएशन के साथ बातचीत नहीं करता है, और इसलिए यह मौजूदा खगोलीय उपकरणों द्वारा अवांछनीय है।

डार्क मैटर के लिए प्राथमिक साक्ष्य गणना से पता चलता है कि कई आकाशगंगाएं अलग-अलग उड़ जाएंगी, या कि वे गठन नहीं करेंगी या नहीं चलेंगी जैसा कि वे करती हैं, अगर उनमें बड़ी मात्रा में अनदेखी पदार्थ नहीं होते हैं। साक्ष्य की अन्य लाइनों में गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग और कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि में अवलोकन शामिल हैं, साथ ही साथ अवलोकन ब्रह्मांड की वर्तमान संरचना की खगोलीय टिप्पणियों, आकाशगंगाओं के निर्माण और विकास, गांगेय टकराव के दौरान बड़े पैमाने पर स्थान और आकाशगंगा समूहों के भीतर आकाशगंगाओं की गति। ब्रह्माण्ड विज्ञान के मानक लैंबडा-सीडीएम मॉडल में, ब्रह्मांड के कुल द्रव्यमान-ऊर्जा में 5% साधारण पदार्थ और ऊर्जा, 27% डार्क मैटर और 68% अज्ञात ऊर्जा का रूप है जिसे डार्क एनर्जी कहा जाता है। इस प्रकार, डार्क मैटर कुल द्रव्यमान का 85% बनता है, जबकि डार्क एनर्जी और डार्क मैटर कुल द्रव्यमान ऊर्जा का 95% बनता है।

क्योंकि डार्क मैटर अभी तक प्रत्यक्ष रूप से नहीं देखा गया है, अगर यह मौजूद है, तो गुरुत्वाकर्षण के अलावा, इसे साधारण बैरोनिक पदार्थ और विकिरण के साथ बमुश्किल बातचीत करनी चाहिए। ज्यादातर काले पदार्थ को प्रकृति में गैर-बायोरोनिक माना जाता है; यह कुछ अभी तक अनदेखे उपपरमाण्विक कणों से बना हो सकता है। डार्क मैटर के लिए प्राथमिक उम्मीदवार कुछ नए तरह के प्राथमिक कण होते हैं, जिन्हें अभी तक नहीं खोजा जा सका है, विशेष रूप से, कमजोर कणों का परस्पर संपर्क। डार्क मैटर के कणों का प्रत्यक्ष रूप से पता लगाने और उनका अध्ययन करने के कई प्रयोग सक्रिय रूप से किए जा रहे हैं, लेकिन कोई भी अभी तक सफल नहीं हुआ है। डार्क मैटर को उसके वेग के अनुसार "कोल्ड", "वार्म" या "हॉट" के रूप में वर्गीकृत किया गया है। वर्तमान मॉडल ठंडे ठंडे पदार्थ के परिदृश्य का पक्ष लेते हैं, जिसमें संरचनाएं कणों के क्रमिक संचय द्वारा उभरती हैं।

यद्यपि डार्क मैटर के अस्तित्व को आम तौर पर वैज्ञानिक समुदाय द्वारा स्वीकार किया जाता है, कुछ एस्ट्रोफिजिसिस्ट्स, जो कुछ टिप्पणियों से घिरे हुए हैं, जो डार्क मैटर सिद्धांत के अनुकूल नहीं हैं, सामान्य सापेक्षता के मानक कानूनों के विभिन्न संशोधनों के लिए तर्क देते हैं, जैसे कि संशोधित न्यूटन डायनामिक्स, टेंसोर- वेक्टर-स्केलर गुरुत्वाकर्षण, या एन्ट्रोपिक गुरुत्वाकर्षण। ये मॉडल पूरक गैर-बायोरोनिक मामले को लागू किए बिना सभी टिप्पणियों के लिए खाते का प्रयास करते हैं।

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What is Negative Mass? | नकारात्मक द्रव्यमान क्या है?

सैद्धांतिक भौतिकी में, नकारात्मक द्रव्यमान वह होता है जिसका द्रव्यमान सामान्य द्रव्यमान के विपरीत होता है, उदा। −1 किग्रा। ऐसा मामला एक या एक से अधिक ऊर्जा स्थितियों का उल्लंघन करता है और कुछ अजीब गुणों को दर्शाता है, अस्पष्टता से उपजा है कि क्या आकर्षण को बल का उल्लेख करना चाहिए या नकारात्मक द्रव्यमान के लिए विरोधात्मक त्वरण। इसका उपयोग कुछ सट्टा परिकल्पनाओं में किया जाता है, जैसे कि ट्रैवर्सेबल वर्महोल और एल्क्यूबियर ड्राइव के निर्माण पर। प्रारंभ में, इस तरह के विदेशी मामले के सबसे करीबी ज्ञात प्रतिनिधि कासिमिर प्रभाव द्वारा निर्मित नकारात्मक दबाव घनत्व का एक क्षेत्र है।

सामान्य सापेक्षता गुरुत्वाकर्षण और सकारात्मक और नकारात्मक ऊर्जा कणों दोनों के लिए गति के नियमों का वर्णन करती है, इसलिए नकारात्मक द्रव्यमान, लेकिन अन्य मूलभूत बलों को शामिल नहीं करता है। दूसरी ओर, स्टैंडर्ड मॉडल प्राथमिक कणों और अन्य मौलिक बलों का वर्णन करता है, लेकिन इसमें गुरुत्वाकर्षण शामिल नहीं है। एक एकीकृत सिद्धांत जिसमें स्पष्ट रूप से गुरुत्वाकर्षण शामिल है, अन्य मूलभूत बलों के साथ नकारात्मक द्रव्यमान की अवधारणा की बेहतर समझ के लिए आवश्यक हो सकता है।

दिसंबर 2018 में, ऑक्सफोर्ड विश्वविद्यालय के खगोल भौतिकीविद जेमी फ़र्नेस ने एक "डार्क फ्लुइड" सिद्धांत का प्रस्ताव दिया, जो संबंधित है, गुरुत्वाकर्षण नकारात्मक प्रतिकृतियों की धारणाओं में, जो पहले अल्बर्ट आइंस्टीन द्वारा प्रस्तुत किया गया था, जो बेहतर तरीके से समझने में मदद कर सकता है। ब्रह्मांड में अज्ञात डार्क मैटर और डार्क एनर्जी की काफी मात्रा है।

सामान्य सापेक्षता में, ऋणात्मक द्रव्यमान अंतरिक्ष का कोई क्षेत्र है जिसमें कुछ पर्यवेक्षकों के लिए द्रव्यमान घनत्व को नकारात्मक होने के लिए मापा जाता है। यह अंतरिक्ष के एक क्षेत्र के कारण हो सकता है जिसमें आइंस्टीन तनाव-ऊर्जा टेंसर का तनाव घटक द्रव्यमान घनत्व की तुलना में परिमाण में बड़ा है। ये सभी आइंस्टीन के सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत की सकारात्मक ऊर्जा स्थिति के एक या दूसरे प्रकार के उल्लंघन हैं; हालांकि, सकारात्मक ऊर्जा की स्थिति सिद्धांत की गणितीय स्थिरता के लिए एक आवश्यक शर्त नहीं है।

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Wednesday, April 1, 2020

Quasistatic Process | Part 2 of 2 | Engineering Thermodynamics

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Quasistatic Process | Part 1 of 2 | Engineering Thermodynamics

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Tuesday, March 31, 2020

Milky Way Galaxy | আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

মিল্কিওয়ে হল ছায়াপথ যা আমাদের সৌরজগতকে ধারণ করে, যার নামটি পৃথিবী থেকে ছায়াপথের উপস্থিতি বর্ণনা করে: রাতের আকাশে দেখা আলোর একটি আড়ম্বরপূর্ণ ব্যান্ড তারা থেকে তৈরি হয় যা খালি চোখের দ্বারা পৃথকভাবে পৃথক করা যায় না। পৃথিবী থেকে, মিল্কিওয়ে ব্যান্ড হিসাবে উপস্থিত হয় কারণ এর ডিস্ক-আকৃতির কাঠামোটি ভিতর থেকে দেখা হয়। গ্যালিলিও গ্যালিলি 1610 সালে তার টেলিস্কোপ দিয়ে আলোর ব্যান্ডটি প্রথম পৃথক তারার মধ্যে সমাধান করেছিলেন। 1920 এর দশকের আগ পর্যন্ত বেশিরভাগ জ্যোতির্বিজ্ঞানীরা ভেবেছিলেন যে মিল্কি ওয়েতে মহাবিশ্বে সমস্ত তারা রয়েছে। জ্যোতির্বিদ হারলো শাপেলি এবং হেবার কার্টিসের মধ্যে 1920 সালের মহা বিতর্কের পরে, এডউইন হাবলের পর্যবেক্ষণগুলি প্রমাণ করেছে যে মিল্কিওয়ে অনেকগুলি ছায়াপথের মধ্যে একটি।

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

মিল্কিওয়েটি একটি প্রতিবন্ধী সর্পিল ছায়াপথ, যার ব্যাস 150,000 থেকে 200,000 আলোক-বছরের মধ্যে রয়েছে। এটি 100-400 বিলিয়ন তারা এবং 100 বিলিয়নেরও বেশি গ্রহ ধারণ করে বলে অনুমান করা হয়। সৌরজগৎ গ্যালাকটিক সেন্টার থেকে প্রায় 27000 আলোক-বছরের ব্যাসার্ধে অবস্থিত, ওরিয়ন আর্মের অভ্যন্তরীণ প্রান্তে, গ্যাস এবং ধূলিকণায় সর্পিল আকারের ঘনত্বগুলির মধ্যে একটি। অন্তঃস্থল 10,000 আলোক-বছরের তারাগুলি একটি বাল্জ এবং এক বা একাধিক বার গঠন করে যা বাল্জ থেকে প্রসারিত হয়। গ্যালাকটিক কেন্দ্রটি একটি তীব্র রেডিও উত্স যা ধনু A* নামে পরিচিত, যা 4.100 (± 0.034) মিলিয়ন সৌর জনতার একটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল।

Milky Way Galaxy, আকাশগঙ্গা ছায়াপথ

গ্যালাকটিক সেন্টার কক্ষপথ থেকে প্রতি সেকেন্ডে প্রায় 220 কিলোমিটারে বিস্তৃত দূরত্বে তারা এবং গ্যাসগুলি। ধ্রুবক ঘূর্ণন গতি কেপলিরীয় গতিবিদ্যার বিধিগুলির বিরোধিতা করে এবং পরামর্শ দেয় যে মিল্কিওয়ের ভরগুলির প্রায় (প্রায় 90%) দূরবীন থেকে অদৃশ্য, বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণ নির্গত বা শোষণও করতে পারে না। এই অনুমানক ভরকে "গা dark় বিষয়" হিসাবে অভিহিত করা হয়েছে। ঘূর্ণন কাল সূর্যের ব্যাসার্ধে প্রায় 240 মিলিয়ন বছর is সামগ্রিকভাবে মিল্কিওয়ে রেফারেন্সের বহির্মুখী ফ্রেমের প্রতি সেকেন্ডে প্রায় 600 কিলোমিটার বেগে গতিতে চলেছে। মিল্কিওয়ের প্রাচীনতম তারাগুলি মহাবিশ্বের মতোই প্রায় পুরানো এবং সম্ভবত এটি বিগ ব্যাংয়ের অন্ধকার যুগের পরে তৈরি হয়েছিল।

মিল্কিওয়েতে বেশ কয়েকটি উপগ্রহ ছায়াপথ রয়েছে এবং এটি ছায়াপথের স্থানীয় গ্রুপের একটি অংশ, যা ভার্জো সুপারক্র্লাস্টারের অংশ, যা নিজেই ল্যানিয়াকা সুপারক্র্লাস্টারের একটি উপাদান।

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Monday, March 30, 2020

What is Gravitational Wave | মহাকর্ষ তরঙ্গ কি?

Gravitational Wave | মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

আইনস্টাইনের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বে মহাকর্ষকে মহাকাশকালীন বক্রতার ফলস্বরূপ হিসাবে বিবেচনা করা হয়। এই বক্রতা ভরের উপস্থিতি দ্বারা সৃষ্ট হয়। সাধারণত, স্থানের একটি নির্দিষ্ট পরিমাণের মধ্যে যত বেশি ভর থাকে, স্পেসটাইমের বক্রতা তত বেশি তার ভলিউমের সীমানায় থাকবে। মহাশূন্য বস্তুগুলি মহাশূন্য সময়ে ঘোরাফেরা করার সাথে সাথে, বক্ররেখার পরিবর্তন হয় অবজেক্টগুলির পরিবর্তিত অবস্থানগুলি প্রতিফলিত করতে। কিছু পরিস্থিতিতে ত্বকী বস্তুগুলি এই বক্ররেখার পরিবর্তন সাধন করে, যা তরঙ্গের মতো আলোর গতিতে বাইরের দিকে প্রচার করে। এই প্রচারের ঘটনাটি মহাকর্ষীয় তরঙ্গ হিসাবে পরিচিত।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ যেমন কোনও পর্যবেক্ষককে পাশ কাটিয়ে যায়, সেই পর্যবেক্ষক স্ট্রেনের প্রভাব দ্বারা স্পেসটাইমকে বিকৃত করে খুঁজে পাবেন। তরঙ্গটির সমতুল্য ফ্রিকোয়েন্সিতে তরঙ্গ চলে যাওয়ার সাথে সাথে বস্তুর মধ্যে দূরত্ব ছন্দবদ্ধভাবে বৃদ্ধি এবং হ্রাস পায়। উত্স থেকে বিপরীত দূরত্বের অনুপাতে এই প্রভাবটির প্রস্থতা হ্রাস পায়। অনুপ্রেরণামূলক বাইনারি নিউট্রন তারাগুলি একে অপরের নিকটে ঘুরতে যাওয়ার ফলে তাদের জনসাধারণের খুব বড় ত্বরণের কারণে তারা মিলিত হওয়ার সাথে সাথে মহাকর্ষ তরঙ্গগুলির একটি শক্তিশালী উত্স বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়। যাইহোক, এই উত্সগুলির জ্যোতির্বিজ্ঞানীয় দূরত্বের কারণে, পৃথিবীতে যখন পরিমাপ করা হয় তখন তার প্রভাবগুলি খুব কম হবে বলে পূর্বাভাস দেওয়া হয়, 1020 সালে 1 টিরও কম অংশের স্ট্রেন রয়েছে। বিজ্ঞানীরা আরও তীব্র সংবেদনশীল ডিটেক্টর দিয়ে এই তরঙ্গের অস্তিত্ব প্রমাণ করেছেন। সর্বাধিক সংবেদনশীল ডিটেক্টর LIGO এবং VIRGO পর্যবেক্ষণাগুলি দ্বারা সরবরাহিত 5e22 (2012 হিসাবে) এর প্রায় এক অংশের সংবেদনশীলতা পরিমাপের কাজটি সম্পন্ন করেছিলেন। একটি স্পেস ভিত্তিক অবজারভেটরি, লেজার ইন্টারফেরোমিটার স্পেস অ্যান্টেনা বর্তমানে ESA দ্বারা বিকাশাধীন।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

মাধ্যাকর্ষণ তরঙ্গগুলি এমন জায়গাগুলিতে প্রবেশ করতে পারে যা বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় তরঙ্গগুলি পারে না। তারা ব্ল্যাক হোল এবং সম্ভবত অন্য বহিরাগতের অন্যান্য বহিরাগত বস্তুর সংশ্লেষণের পর্যবেক্ষণের অনুমতি দিতে সক্ষম হয়। এই জাতীয় সিস্টেমগুলি আরও ঐতিহ্যগত উপায়ে যেমন অপটিক্যাল টেলিস্কোপ বা রেডিও টেলিস্কোপগুলি দিয়ে পর্যবেক্ষণ করা যায় না, এবং তাই মহাকর্ষ তরঙ্গ জ্যোতির্বিজ্ঞানটি বিশ্বজগতের কার্যকারিতা সম্পর্কে নতুন অন্তর্দৃষ্টি দেয়। বিশেষত, মহাকর্ষীয় তরঙ্গগুলি মহাজাগতিকদের পক্ষে আগ্রহী হতে পারে কারণ তারা খুব প্রথম দিকে মহাবিশ্ব পর্যবেক্ষণের একটি সম্ভাব্য উপায় সরবরাহ করে। প্রচলিত জ্যোতির্বিদ্যার দ্বারা এটি সম্ভব নয়, যেহেতু পুনর্নির্মাণের আগে মহাবিশ্ব বৈদ্যুতিন চৌম্বকীয় বিকিরণের জন্য অস্বচ্ছ ছিল। মাধ্যাকর্ষণ তরঙ্গের যথাযথ পরিমাপ বিজ্ঞানীদের আপেক্ষিকতার সাধারণ তত্ত্বকে আরও ভালভাবে পরীক্ষা করার অনুমতি দেবে।

মহাকর্ষীয় তরঙ্গ

নীতিগতভাবে, মহাকর্ষীয় তরঙ্গ যে কোনও ফ্রিকোয়েন্সিতে থাকতে পারে। তবে, খুব কম ফ্রিকোয়েন্সি তরঙ্গগুলি সনাক্ত করা অসম্ভব এবং খুব উচ্চ ফ্রিকোয়েন্সি সনাক্তকরণযোগ্য তরঙ্গের কোনও বিশ্বাসযোগ্য উত্স নেই। স্টিফেন হকিং এবং ভার্নার ইস্রায়েল গ্রাভিটেশনাল ওয়েভগুলির জন্য বিভিন্ন ফ্রিকোয়েন্সি ব্যান্ডের তালিকা দেয় যেগুলি যথাযথভাবে সনাক্ত করা যায়, 10e−7 Hz থেকে 10e11 Hz পর্যন্ত।

জলের তরঙ্গ, শব্দ তরঙ্গ এবং তড়িৎ চৌম্বকীয় তরঙ্গ শক্তি, গতিবেগ এবং কৌণিক গতি বহন করতে সক্ষম হয় এবং এটি করে তারা সেই উত্স থেকে দূরে নিয়ে যায়। মহাকর্ষীয় তরঙ্গ একই কার্য সম্পাদন করে। সুতরাং, উদাহরণস্বরূপ, একটি বাইনারি সিস্টেম দুটি প্রদক্ষিণকারী বস্তু একে অপরের দিকে সর্পিল হিসাবে কৌণিক গতি হারায় — কৌণিক গতিবেগ মহাকর্ষীয় তরঙ্গ দ্বারা সরে যায়।

তরঙ্গগুলি লিনিয়ার গতিও বহন করতে পারে, এমন একটি সম্ভাবনা যা জ্যোতির্বিদ্যায় কিছু আকর্ষণীয় প্রভাব ফেলে। দুটি সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাক হোল একত্রিত হওয়ার পরে, রৈখিক গতির প্রসারণ 4000 km/s মতো প্রশস্ততার সাথে একটি "কিক" তৈরি করতে পারে। এটির হোস্ট গ্যালাক্সি থেকে সম্পূর্ণরূপে কয়েলসড ব্ল্যাকহোলকে বের করে দেওয়ার জন্য এটি যথেষ্ট দ্রুত। এমনকি যদি কিকটি সম্পূর্ণরূপে ব্ল্যাক হোলটি নির্গত করতে খুব ছোট হয়, তবে এটি গ্যালাক্সির নিউক্লিয়াস থেকে সাময়িকভাবে এটি সরিয়ে ফেলতে পারে, এর পরে এটি কেন্দ্রের দিকে দোলায় একটি লাথিযুক্ত ব্ল্যাকহোল এটির সাথে একটি স্টার ক্লাস্টারও বহন করতে পারে, একটি হাইপার-কমপ্যাক্ট স্টার্লার সিস্টেম গঠন করে। অথবা এটি গ্যাস বহন করতে পারে, সংঘবদ্ধ ব্ল্যাক হোলকে "নগ্ন কোয়াসার" হিসাবে অস্থায়ীভাবে প্রদর্শিত হতে পারে। কোয়াসার SDSS J092712.65+294344.0 তে একটি সঙ্কুচিত সুপারম্যাসিভ ব্ল্যাকহোল রয়েছে বলে মনে করা হয়।

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Sunday, March 29, 2020

What is Quantum Gravity? | কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ কি?

Albert Einstein

কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তাত্ত্বিক পদার্থবিজ্ঞানের একটি ক্ষেত্র যা কোয়ান্টাম মেকানিক্সের নীতিমালা অনুসারে মাধ্যাকর্ষণ বর্ণনা করতে চায় এবং যেখানে কোয়ান্টাম প্রভাবগুলি উপেক্ষা করা যায় না, যেমন কমপ্যাক্ট অ্যাস্ট্রোফিজিকাল বস্তুগুলির নিকটে যেখানে মহাকর্ষের প্রভাব প্রবল।

Energy - Mass Equivalence Formula

মহাকর্ষের বর্তমান উপলব্ধি আলবার্ট আইনস্টাইনের সাধারণ আপেক্ষিক তত্ত্বের উপর ভিত্তি করে তৈরি করা হয়েছে, যা শাস্ত্রীয় পদার্থবিজ্ঞানের কাঠামোর মধ্যে তৈরি করা হয়। অন্যদিকে পদার্থবিদ্যার অপর তিনটি মৌলিক শক্তিগুলি কোয়ান্টাম মেকানিক্স এবং কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্বের কাঠামোর মধ্যে বর্ণিত হয়েছে, শারীরিক ঘটনা বর্ণনা করার জন্য মূলত বিভিন্ন আনুষ্ঠানিকতা। কখনও কখনও যুক্তি দেওয়া হয় যে মহাকর্ষের কোয়ান্টাম মেকানিকাল বিবরণ এমন কারণে প্রয়োজনীয় যে যে কোনও একটি ক্লাসিকাল সিস্টেমকে একটি কোয়ান্টামের সাথে ধারাবাহিকভাবে জোড়া দিতে পারে না।

Mathematical Science

কোয়ান্টাম মেকানিক্সের নীতিগুলির সাথে সাধারণ আপেক্ষিকতার পুনর্মিলন করার জন্য মহাকর্ষের একটি কোয়ান্টাম তত্ত্বের প্রয়োজন হতে পারে, তবে অনুমানকৃত গ্র্যাভিটন বোসনের মাধ্যমে মাধ্যাকর্ষণ বল প্রয়োগের ক্ষেত্রে কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্বের স্বাভাবিক প্রেসক্রিপশন প্রয়োগ করার সময় অসুবিধা দেখা দেয়। সমস্যাটি হচ্ছে যে তত্ত্বটি এইভাবে পায় তা পুনর্নবীকরণযোগ্য নয় - এটি কিছু পর্যবেক্ষণযোগ্য বৈশিষ্ট্যের জন্য অসীম মানগুলির পূর্বাভাস দেয় যেমন কণাগুলির ভর, এবং তাই এই বৈশিষ্ট্যগুলির অর্থপূর্ণ শারীরিক ভবিষ্যদ্বাণী করতে ব্যবহার করা যায় না। ফলস্বরূপ, তাত্ত্বিকরা কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ সমস্যার জন্য আরও মূলসূত্র গ্রহণ করেছেন, সর্বাধিক জনপ্রিয় পদ্ধতি স্ট্রিং থিয়োরি এবং লুপ কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ। যদিও স্ট্রিং থিওরির মতো কিছু কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তত্ত্ব, অন্যান্য মৌলিক শক্তির সাথে মাধ্যাকর্ষণকে একীভূত করার চেষ্টা করে, অন্যরা যেমন লুপ কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ, এ জাতীয় কোনও প্রচেষ্টা করে না; পরিবর্তে, তারা মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রের পরিমাণ নির্ধারণ করার চেষ্টা করে যখন এটি অন্য বাহিনী থেকে পৃথক রাখা হয়।

কড়া কথায় বলতে গেলে কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ লক্ষ্য কেবল মহাকর্ষ ক্ষেত্রের কোয়ান্টাম আচরণের বর্ণনা দেওয়া এবং সমস্ত মৌলিক মিথস্ক্রিয়াটিকে একক গাণিতিক কাঠামোর সাথে একীকরণের উদ্দেশ্য নিয়ে বিভ্রান্ত হওয়া উচিত নয়। মহাকর্ষের একটি কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্ব যা গ্র্যান্ড ইউনিফাইড তত্ত্বের সাথে একীভূত হয় কখনও কখনও সব কিছুর তত্ত্ব হিসাবে অভিহিত হয়। যদিও মহাকর্ষের বর্তমান বোঝার ক্ষেত্রে উল্লেখযোগ্য উন্নতি একীকরণের দিকে আরও কাজ করতে সহায়তা করবে, কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ গবেষণা একটি নিজস্ব ক্ষেত্র যা বিভিন্ন শাখাগুলির একীকরণের জন্য বিভিন্ন পন্থা রয়েছে।

কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ তত্ত্ব গঠনের একটি অসুবিধা হ'ল কোয়ান্টাম মাধ্যাকর্ষণ প্রভাব কেবল প্ল্যানক স্কেলের কাছাকাছি দৈর্ঘ্যের স্কেলগুলিতে দেখা যায়, প্রায় 10e-35 মিটার, একটি স্কেল অনেক ছোট এবং সমানভাবে উচ্চতর শক্তির তুলনায় অনেক বেশি বড়, উচ্চতর শক্তি দ্বারা অ্যাক্সেসযোগ্যগুলির তুলনায় কণা ত্বক। অতএব, পদার্থবিজ্ঞানীদের পরীক্ষামূলক উপাত্তগুলির অভাব রয়েছে যা প্রতিযোগিতামূলক তত্ত্বগুলির মধ্যে পার্থক্য করতে পারে যা প্রস্তাবিত হয়েছিল এবং এইভাবে এই তত্ত্বগুলির পরীক্ষার হাতিয়ার হিসাবে পরীক্ষামূলক পদ্ধতির পরামর্শ দেওয়া হয়েছিল।

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