کوانٹم فلیکچوئیشنز اور انفلیشن

Linas Juozenas

جدید فلکیات میں سب سے دلچسپ اور طاقتور خیالات میں سے ایک یہ ہے کہ ہماری کائنات نے اپنی تاریخ کے ابتدائی دور میں ایک مختصر لیکن غیر معمولی تیز توسیع کا تجربہ کیا—ایک واقعہ جسے انفلیشن کہا جاتا ہے۔ یہ انفلیشنری دور، جو 1970 کی دہائی کے آخر اور 1980 کی دہائی کے شروع میں ایلن گتھ، آندرے لنڈے، اور دیگر فزکسدانوں نے پیش کیا، فلکیات میں کئی گہرے پہیلیوں جیسے ہوریزن اور فلیٹنس مسائل کے شاندار حل فراہم کرتا ہے۔ اس سے بھی اہم بات یہ ہے کہ انفلیشن وضاحت پیش کرتا ہے کہ کائنات کی بڑی ساختیں (کہکشائیں، کہکشائی جھرمٹ، اور کائناتی جال) کس طرح چھوٹے، خوردبینی کوانٹم اتار چڑھاؤ سے وجود میں آ سکتی ہیں۔

اس مضمون میں، ہم کوانٹم اتار چڑھاؤ کے تصور میں غوطہ لگائیں گے اور بیان کریں گے کہ یہ کس طرح تیز کائناتی انفلیشن کے ذریعے پھیلتے اور بڑھتے ہیں، جو آخرکار کائناتی مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) پر نقوش چھوڑتے ہیں اور کہکشاؤں اور دیگر کائناتی ساختوں کی تشکیل کے بیج بوتے ہیں۔

2. منظرنامہ ترتیب دینا: ابتدائی کائنات اور انفلیشن کی ضرورت

2.1 اسٹینڈرڈ بگ بینگ ماڈل

انفلیشن متعارف کرانے سے پہلے، ماہرین فلکیات نے کائنات کی ارتقاء کو اسٹینڈرڈ بگ بینگ ماڈل کے ذریعے سمجھایا۔ اس فریم ورک کے مطابق:

کائنات ایک انتہائی گھنے، گرم ابتدائی حالت سے شروع ہوئی۔
جب یہ پھیلا، تو یہ ٹھنڈا ہوا، جس سے مادہ اور تابکاری مختلف طریقوں سے ارتقاء پذیر اور باہم تعامل کرنے کے قابل ہوئے (ہلکے عناصر کی نیوکلیوسنتھیسس، فوٹونز کا الگ ہونا، وغیرہ)۔
وقت کے ساتھ، ثقلی کشش نے ستاروں، کہکشاؤں، اور بڑے پیمانے پر ساختوں کی تشکیل کی راہ ہموار کی۔

تاہم، صرف اسٹینڈرڈ بگ بینگ ماڈل یہ وضاحت کرنے میں مشکل پیش آیا:

ہوریزن مسئلہ: کائناتی مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) تقریباً ایک جیسا کیوں دکھائی دیتا ہے (بہت چھوٹے درجہ حرارت کے فرق کے ساتھ) ایسے خلائی علاقوں میں جو بظاہر کائنات کے آغاز سے کبھی معلومات (روشنی کے سگنلز) کا تبادلہ کرنے کا موقع نہیں پائے؟
فلیٹنس مسئلہ: کائنات کی جیومیٹری اتنی قریب کیوں ہے مکانی فلیٹنس کے، جس کے لیے مادہ اور توانائی کی انتہائی باریک بینی سے ترتیب دی گئی کثافت کی ضرورت ہوتی ہے؟
مونوپول مسئلہ (اور دیگر باقیات): کچھ متوقع عجیب باقیات (مثلاً، مقناطیسی مونوپولز) کیوں مشاہدہ نہیں کی جاتیں، حالانکہ کچھ عظیم متحدہ نظریات کے تحت ان کی توقع کی جاتی ہے؟

2.2 افراط زر کا حل

افراط زر یہ مفروضہ پیش کرتا ہے کہ بہت ابتدائی وقت میں—تقریباً 10⁻³⁶ بگ بینگ کے بعد سیکنڈ، کچھ ماڈلز کے لیے—ایک مرحلہ تبدیلی نے خلا کی زبردست تیز رفتار توسیع کو متحرک کیا۔ اس مختصر دورانیے کے دوران (جو شاید 10 کے قریب تک جاری رہا)⁻³² سیکنڈ)، کائنات کا حجم کم از کم 10 گنا بڑھ گیا²⁶ (اور اکثر بہت بڑے کے طور پر حوالہ دیا جاتا ہے)، مؤثر طریقے سے حل کرتے ہوئے:

افق کا مسئلہ: وہ علاقے جو آج تک کبھی بھی سببی رابطے میں نہیں لگتے، درحقیقت افراط زر کے پھٹنے سے پہلے رابطے میں تھے۔
چپٹائی کا مسئلہ: تیز پھیلاؤ کسی بھی ابتدائی خم کو مؤثر طریقے سے ہموار کر دیتا ہے، جس سے کائنات چپٹی نظر آتی ہے۔
بقایا مسائل: کچھ غیر مطلوبہ بقایا مادے کی کثافت اتنی کم ہو جاتی ہے کہ وہ تقریباً موجود نہیں رہتے۔

اگرچہ یہ وضاحتی طاقتیں متاثر کن ہیں، افراط زر ایک گہری بصیرت بھی فراہم کرتا ہے: کائناتی ساخت کے بیج۔

3. کوانٹم اتار چڑھاؤ: ساخت کے بیج

3.1 سب سے چھوٹے پیمانوں پر کوانٹم غیر یقینی

کوانٹم طبیعیات میں، ہائزنبرگ غیر یقینی اصول یہ طے کرتا ہے کہ بہت چھوٹے (ذراتی) پیمانوں پر میدانوں میں ناقابل کمی اتار چڑھاؤ ہوتے ہیں۔ یہ اتار چڑھاؤ خاص طور پر کائنات میں پھیلے ہوئے کسی بھی میدان کے لیے اہم ہیں—خاص طور پر وہ "انفلیٹون" میدان جو افراط زر کو چلانے کے لیے مفروضہ ہے یا افراط زر کے نظریے کے کچھ متبادلات میں دیگر میدان۔

خلا کے اتار چڑھاؤ: حتیٰ کہ خلا کی حالت میں بھی، کوانٹم میدان صفر نقطہ توانائی اور اتار چڑھاؤ ظاہر کرتے ہیں جو وقت کے ساتھ توانائی یا شدت میں معمولی فرق پیدا کرتے ہیں۔

3.2 خوردبینی لہروں سے بڑے پیمانے پر خلل تک

افراط زر کے دوران، خلا تیزی سے (یا کم از کم انتہائی تیزی سے) پھیلتا ہے۔ ایک چھوٹا سا اتار چڑھاؤ جو اصل میں پروٹون سے بہت چھوٹے علاقے تک محدود ہو سکتا تھا، فلکیاتی پیمانوں تک پھیل سکتا ہے۔ خاص طور پر:

ابتدائی کوانٹم اتار چڑھاؤ: سب-پلینک یا قریب پلینک پیمانوں پر، میدانوں میں کوانٹم اتار چڑھاؤ شدت میں چھوٹے بے ترتیب تغیرات ہوتے ہیں۔
افراط زر کے ذریعے پھیلاؤ: چونکہ کائنات تیزی سے پھیل رہی ہے، یہ اتار چڑھاؤ افراط زر کے افق کو عبور کرتے ہوئے "جم جاتے ہیں" (جیسے روشنی ایک پھیلتے ہوئے علاقے کے افق کو عبور کرنے کے بعد واپس نہیں آ سکتی)۔ جب خلل کا پیمانہ افراط زر کے دوران ہبل رداس سے بڑا ہو جاتا ہے، تو یہ ایک عام کوانٹم موج کی طرح ارتعاش کرنا بند کر دیتا ہے اور مؤثر طریقے سے میدان کی کثافت میں ایک کلاسیکی خلل بن جاتا ہے۔
کثافت میں خلل: افراط زر کے ختم ہونے کے بعد، میدان کی توانائی عام مادہ اور تابکاری میں تبدیل ہو جاتی ہے۔ وہ علاقے جن میں میدان کی شدت میں معمولی فرق تھا (کوانٹم اتار چڑھاؤ کی وجہ سے) مادہ اور تابکاری کی تھوڑی مختلف کثافتوں میں تبدیل ہو جاتے ہیں۔ یہ زیادہ یا کم کثافت والے علاقے کشش ثقل کے لیے بیج بن جاتے ہیں اور بعد میں ساخت کی تشکیل کا باعث بنتے ہیں۔

یہ عمل وضاحت کرتا ہے کہ کس طرح بے ترتیب خوردبینی اتار چڑھاؤ آج کے کائنات میں بڑے پیمانے پر کثافت کی غیر یکسانیتیں پیدا کرتے ہیں۔

4. تفصیل میں میکانزم

4.1 انفلیٹون فیلڈ اور ممکنہ توانائی

زیادہ تر انفلیشنری ماڈلز میں ایک فرضی اسکیلر فیلڈ شامل ہوتا ہے جسے انفلیٹون کہا جاتا ہے۔ اس فیلڈ کی ایک ممکنہ توانائی V(φ) ہوتی ہے۔ انفلیشن کے دوران، ممکنہ توانائی کائنات کی توانائی کی کثافت پر غالب ہوتی ہے، جو تقریباً نمایاں توسیع کا باعث بنتی ہے۔

سلو-رول شرط: انفلیشن کے کافی دیر تک جاری رہنے کے لیے، فیلڈ φ کو اپنے ممکنہ میدان سے آہستہ آہستہ نیچے آنا چاہیے، تاکہ ممکنہ توانائی ایک نمایاں مدت کے لیے تقریباً مستقل رہے۔
انفلیٹون میں کوانٹم اتار چڑھاؤ: انفلیٹون فیلڈ، تمام کوانٹم فیلڈز کی طرح، اپنے ویکیوم توقعاتی قدر کے گرد اتار چڑھاؤ کرتا ہے۔ یہ کوانٹم اتار چڑھاؤ علاقے سے علاقے توانائی کی کثافت میں معمولی فرق پیدا کرتے ہیں۔

4.2 ہوریژن کراسنگ اور ارتعاشات کا منجمد ہونا

ایک اہم خیال انفلیشن کے دوران ہبل ہوریژن (یا ہبل ریڈیئس) کا تصور ہے، R_H ~ 1/H، جہاں H ہبل پیرامیٹر ہے۔

سب-ہوریژن مرحلہ: جب ارتعاشات ہبل ریڈیئس سے چھوٹے ہوتے ہیں، تو وہ عام کوانٹم لہروں کی طرح برتاؤ کرتے ہیں، تیزی سے ارتعاش کرتے ہیں۔
ہوریژن کو عبور کرنا: تیز رفتار توسیع ان ارتعاشات کی طبعی طول موج کو تیزی سے بڑھاتی ہے۔ آخر کار، طول موج ہبل ریڈیئس سے بڑا ہو جاتا ہے—اس عمل کو ہوریژن کراسنگ کہا جاتا ہے۔
سپر-ہوریژن مرحلہ: ایک بار ہوریژن سے باہر، ارتعاشات مؤثر طریقے سے منجمد ہو جاتے ہیں، جس سے تقریباً مستقل شدت رہ جاتی ہے۔ اس نقطہ پر، کوانٹم اتار چڑھاؤ ایک کلاسیکی پہلو اختیار کر لیتے ہیں، جو بعد میں کثافت کی تبدیلیوں کے لیے ایک "بلو پرنٹ" بناتے ہیں۔

4.3 انفلیشن کے بعد ہوریژن میں دوبارہ داخل ہونا

جب انفلیشن ختم ہوتا ہے (تقریباً 10 پر⁻³² کئی ماڈلز میں سیکنڈز کے اندر)، ری ہیٹنگ ہوتی ہے، جو انفلیٹون کی توانائی کو معیاری ذرات کے گرم پلازما میں تبدیل کر دیتی ہے۔ پھر کائنات ایک زیادہ روایتی بگ بینگ ارتقاء کے مرحلے میں داخل ہوتی ہے، جو پہلے تابکاری اور بعد میں مادہ کی حکمرانی میں ہوتا ہے۔ چونکہ ہبل ریڈیئس انفلیشن کے دوران کی نسبت آہستہ بڑھتا ہے، یہ کبھی سپر-ہوریژن اتار چڑھاؤ آخر کار دوبارہ سب-ہوریژن بن جاتے ہیں اور مادے کی حرکیات پر اثر انداز ہونا شروع کر دیتے ہیں، جو کششی عدم استحکام کے ذریعے بڑھتے ہیں۔

5. مشاہدات سے تعلق

5.1 کائناتی مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) کی غیر یکسانیتیں

انفلیشن کی سب سے نمایاں کامیابیوں میں سے ایک یہ پیش گوئی ہے کہ ابتدائی کائنات میں کثافت کے اتار چڑھاؤ کائناتی مائیکروویو بیک گراؤنڈ میں مخصوص درجہ حرارت کے اتار چڑھاؤ کو نقش کریں گے۔

اسکیل-انویریئنٹ اسپیکٹرم: انفلیشن قدرتی طور پر تقریباً اسکیل-انویریئنٹ اسپیکٹرم آف پرٹربیشنز کی پیش گوئی کرتا ہے۔ اس کا مطلب ہے کہ اتار چڑھاؤ تقریباً تمام لمبائی کے پیمانوں پر ایک جیسی شدت کے ہوتے ہیں، جس میں ایک ہلکی سی جھکاؤ ہوتی ہے جسے موجودہ پیمائشیں معلوم کر سکتی ہیں۔
آکوستک چوٹیوں: انفلیشن کے بعد، فوٹون-بیرون سیال میں آکوستک لہریں CMB پاور اسپیکٹرم میں واضح چوٹیوں کو پیدا کرتی ہیں۔ COBE، WMAP، اور Planck جیسے مشنوں کی مشاہدات نے ان چوٹیوں کو انتہائی درستگی کے ساتھ دکھایا ہے، جو انفلیشنری خلل کے نظریہ کے کئی پہلوؤں کی تصدیق کرتے ہیں۔

5.2 بڑے پیمانے کی ساخت

وہی ابتدائی اتار چڑھاؤ جو CMB میں ناپے گئے، اربوں سالوں میں ترقی کر کے کہکشاؤں اور کلسٹروں کے کائناتی جال میں بدل جاتے ہیں جو بڑے پیمانے پر سروے (مثلاً، سلون ڈیجیٹل اسکائی سروے) میں دیکھے جاتے ہیں۔ کشش ثقل کی غیر استحکام زیادہ گھنے علاقوں کو بڑھاتی ہے، جو ریشوں، ہیلوز، اور کلسٹروں میں گر جاتے ہیں، جبکہ کم گھنے علاقے خالی جگہوں میں پھیل جاتے ہیں۔ اس بڑے پیمانے کی ساخت کی شماریاتی خصوصیات (مثلاً، کہکشاؤں کی تقسیم کا پاور اسپیکٹرم) انفلیشنری پیش گوئیوں کے ساتھ حیرت انگیز حد تک مطابقت رکھتی ہیں۔

6. نظریہ سے ملٹیورس تک؟

6.1 ہمیشہ جاری رہنے والی انفلیشن

کچھ ماڈلز تجویز کرتے ہیں کہ انفلیشن ہر جگہ بیک وقت ختم نہیں ہوتی۔ اس کے بجائے، انفلیٹون میدان میں کوانٹم اتار چڑھاؤ بعض اوقات خلا کے علاقوں کو دوبارہ ممکنہ توانائی کی طرف دھکیل سکتے ہیں، جس کی وجہ سے وہ انفلیٹ ہوتے رہتے ہیں۔ اس سے انفلیٹ ہوتے ہوئے بلبلوں کا ایک پیچیدہ نقشہ بنتا ہے، ہر ایک اپنی مقامی حالتوں کے ساتھ—اس منظر نامے کو کبھی کبھار ہمیشہ جاری رہنے والی انفلیشن یا "ملٹیورس" مفروضہ کہا جاتا ہے۔

6.2 دیگر ماڈلز اور متبادل

اگرچہ انفلیشن سب سے نمایاں وضاحت ہے، کئی متبادل ماڈلز بھی وہی کاسمولوجیکل پہیلیاں حل کرنے کی کوشش کرتے ہیں۔ یہ ایکیپروٹک/سائکلک ماڈلز (جو سٹرنگ تھیوری میں ٹکراؤ والے برینز پر مبنی ہیں) سے لے کر کشش ثقل کی خود تبدیلیوں تک پھیلے ہوئے ہیں۔ تاہم، کوئی بھی حریف انفلیشن کی سادگی اور ڈیٹا کے ساتھ تفصیلی مطابقت کی وسعت کا مقابلہ نہیں کر سکا۔ کوانٹم اتار چڑھاؤ کی تقویت زیادہ تر نظریاتی حسابات میں ساخت کی تشکیل کا بنیادی ستون بنی ہوئی ہے۔

7. اہمیت اور مستقبل کی سمتیں

7.1 انفلیشن کی طاقت

انفلیشن نہ صرف بڑے کائناتی پہیلیوں کو واضح کرتا ہے بلکہ بیج کی اتار چڑھاؤ کے لیے ایک مربوط میکانزم بھی فراہم کرتا ہے۔ یہ حقیقت کہ یہ چھوٹے کوانٹم واقعات اتنا بڑا اثر چھوڑ سکتے ہیں، کوانٹم فزکس اور کاسمولوجی کے درمیان تعامل کو اجاگر کرتی ہے۔

7.2 چیلنجز اور کھلے سوالات

انفلیٹون کی نوعیت: بالکل کون سا ذرات یا میدان نے انفلیشن کو چلایا؟ کیا یہ کسی عظیم متحدہ نظریہ، سپرسمیٹری، یا سٹرنگ تھیوری کے تصور سے منسلک ہے؟
انفلیشن کی توانائی کا پیمانہ: مشاہداتی پابندیاں، جن میں کشش ثقل کی لہروں کی پیمائشیں شامل ہیں، اس توانائی کے پیمانے کی جانچ کر سکتی ہیں جس پر انفلیشن واقع ہوا۔
گریویٹی ویوز کی جانچ: بہت سے انفلیشنری ماڈلز کی ایک اہم پیش گوئی ابتدائی کشش ثقل کی لہروں کا پس منظر ہے۔ BICEP/Keck، سیمونز آبزرویٹری، اور مستقبل کے CMB پولرائزیشن تجربات جیسے اقدامات "ٹینسر-ٹو-سکیلر تناسب" r کا پتہ لگانے یا اس کی حد بندی کا مقصد رکھتے ہیں، جو انفلیشن کی توانائی کے پیمانے کا براہ راست امتحان فراہم کرتے ہیں۔

7.3 نئے مشاہداتی دریچے

21 سینٹی میٹر کاسمولوجی: اعلی ریڈ شفٹ پر نیوٹرل ہائیڈروجن کی 21 سینٹی میٹر لائن کا مشاہدہ کائناتی ساخت کی تشکیل اور انفلیشنری خلل کی جانچ کا نیا طریقہ فراہم کر سکتا ہے۔
اگلی نسل کے سروے: ویرا سی۔ روبن آبزرویٹری (LSST)، یولِڈ، اور دیگر جیسے منصوبے کہکشاؤں اور تاریک مادے کی تقسیم کا نقشہ بنائیں گے، انفلیشنری پیرامیٹرز پر پابندیاں سخت کریں گے۔

8. نتیجہ

انفلیشن کا نظریہ خوبصورتی سے وضاحت کرتا ہے کہ کائنات اپنے پہلے سیکنڈ کے چند حصوں میں کس طرح تیزی سے بڑھ سکتی تھی، کلاسیکی بگ بینگ منظرنامے کے اہم مسائل کو حل کرتے ہوئے۔ اسی وقت، انفلیشن اہم طور پر پیش گوئی کرتا ہے کہ کوانٹم اتار چڑھاؤ، جو عام طور پر ذراتی دنیا تک محدود ہوتے ہیں، کائناتی پیمانے پر بڑھ گئے۔ یہ اتار چڑھاؤ ان کثافت کی تبدیلیوں کی بنیاد رکھتے ہیں جنہوں نے بالآخر وہ کائناتی ڈھانچے جنم دیے جو ہم آج دیکھتے ہیں—کہکشائیں، کلسٹرز، اور وسیع کائناتی جال۔

کوسمک مائیکروویو بیک گراؤنڈ اور بڑے پیمانے پر ساخت کے بڑھتے ہوئے درست مشاہدات کے ذریعے، ہم نے اس انفلیشنری تصویر کی حمایت میں وسیع شواہد جمع کیے ہیں۔ پھر بھی، انفلیٹون کی بالکل نوعیت، انفلیشنری پوٹینشل کی حقیقی شکل، اور آیا ہمارا قابل مشاہدہ کائنات ایک بہت بڑے ملٹیورس کا صرف ایک علاقہ ہے، کے بارے میں اہم راز باقی ہیں۔ جیسے جیسے نئے ڈیٹا آتا ہے، ہمارا فہم اس بات کا کہ کس طرح سب سے چھوٹے کوانٹم جھٹکے ستاروں اور کہکشاؤں کے جال میں تبدیل ہوئے، مزید گہرا ہوتا جائے گا، جو کوانٹم فزکس اور میکروکوسم کے درمیان گہرا تعلق سب سے بڑے ممکنہ پیمانوں پر واضح کرے گا۔

ذرائع:

ہاکنگ، ایس۔ ڈبلیو۔، اور ایلس، جی۔ ایف۔ آر۔ (1973). The Large Scale Structure of Space-Time. کیمبرج یونیورسٹی پریس۔
– ایک کلاسیکی کام جو عمومی اضافیت کے سیاق و سباق میں اسپیس ٹائم کے خم اور سنگولیریٹیز کے تصور کا جائزہ لیتا ہے۔

پینروز، آر۔ (1965). "ثقلی انحطاط اور خلاء-وقت کی سنگینیات۔" Physical Review Letters، 14(3)، 57–59۔
– ایک مضمون جو کشش ثقل کے زوال کے دوران سنگولیریٹیز کی تشکیل کے حالات پر بحث کرتا ہے۔

گتھ، اے۔ ایچ۔ (1981). "انفلیشنری کائنات: افق اور فلیٹنس مسائل کا ممکنہ حل۔" Physical Review D، 23(2)، 347–356۔
– ایک بنیادی کام جو کائناتی انفلیشن کے تصور کا تعارف کراتا ہے، جو ہورائزن اور فلیٹنس کے مسائل کو حل کرنے میں مدد دیتا ہے۔

لینڈے، اے۔ (1983). "چاؤٹک انفلیشن۔" Physics Letters B، 129(3–4)، 177–181۔
– ایک متبادل انفلیشن ماڈل جو ممکنہ انفلیشنری منظرناموں اور کائنات کی ابتدائی حالتوں کے سوالات کا جائزہ لیتا ہے۔

بینٹ، سی۔ ایل۔، وغیرہ۔ (2003). "پہلا سال ولکنسن مائیکروویو اینیسوٹروپی پروب (WMAP) مشاہدات: ابتدائی نقشے اور بنیادی نتائج۔" The Astrophysical Journal Supplement Series، 148(1)، 1۔
– کاسمی بیک گراؤنڈ ریڈی ایشن کے مشاہدات کے نتائج پیش کرتا ہے جو انفلیشن کی پیش گوئیوں کی تصدیق کرتے ہیں۔

پلینک کولیبریشن۔ (2018). "پلینک 2018 کے نتائج۔ VI۔ کاسمولوجیکل پیرامیٹرز۔" Astronomy & Astrophysics۔
– جدید ترین کاسمولوجیکل ڈیٹا جو کائنات کی جیومیٹری اور اس کی ارتقاء کی درست تعریف ممکن بناتا ہے۔

روولی، سی۔ (2004). Quantum Gravity. کیمبرج یونیورسٹی پریس۔
– کوانٹم گریویٹی پر ایک جامع کام، جو سنگولیریٹیز کے روایتی نظریے کے متبادل پر بحث کرتا ہے۔

اشٹیکر، اے۔، پاولوسکی، ٹی۔، اور سنگھ، پی۔ (2006). "بگ بینگ کی کوانٹم نوعیت: بہتر شدہ حرکیات۔" Physical Review D، 74(8)، 084003۔
– ایک مقالہ جو جائزہ لیتا ہے کہ کوانٹم گریویٹی نظریات کس طرح بگ بینگ سنگولیریٹی کے کلاسیکی نظریے میں ترمیم کر سکتے ہیں، اور ایک کوانٹم "باؤنس" کو متبادل کے طور پر پیش کرتا ہے۔

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان