ब्रह्माण्ड का विस्तार हो रहा है. लेकिन हम जहां देखते हैं उसके आधार पर, यह आश्चर्यजनक रूप से भिन्न गति से ऐसा कर रहा है।
समस्या को हबल तनाव के रूप में जाना जाता है, और यह ब्रह्मांड की विस्तार दर के लिए एक संख्या का पता लगाने पर केंद्रित है, जिसे हबल स्थिरांक कहा जाता है। इसे खोजने के लिए, वैज्ञानिकों ने कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (सीएमबी) – ब्रह्मांड की पहली रोशनी का एक प्राचीन अवशेष – में छोटे उतार-चढ़ाव पर ध्यान दिया है और सेफिड वेरिएबल्स नामक दूरस्थ, स्पंदित सितारों तक ब्रह्मांडीय दूरी की सीढ़ियां बनाई हैं।
लेकिन इन दो तरीकों का उपयोग करने वाले सर्वोत्तम प्रयोग असहमत हैं। परिणामों में अंतर छोटा लग सकता है, लेकिन यह ब्रह्मांड विज्ञान में एक बड़े संकट को जन्म देने के लिए पर्याप्त था।
शिकागो विश्वविद्यालय के खगोल भौतिकीविद् वेंडी फ्रीडमैन ने हबल स्थिरांक का अध्ययन करने में चार दशक बिताए हैं।
अब, वह हबल स्थिरांक का अब तक का सबसे सटीक माप प्राप्त करने के लिए खगोल विज्ञान में सबसे शक्तिशाली उपकरणों में से एक – जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) का उपयोग कर रही है। उनकी टीम पृथ्वी से समान दूरी पर कई खगोलीय पिंडों को देख रही है। आशा है कि कई मापों के साथ, तनाव को अंततः किसी न किसी तरह से हल किया जा सकता है।
लाइव साइंस ने फ्रीडमैन से बात की कि तनाव कैसे पैदा होता है, यह क्यों मायने रखता है, और वह उत्तर खोजने के लिए JWST का उपयोग कैसे कर रही है।
हबल स्थिरांक आपको ब्रह्मांड के आकार का माप देता है, और यह संभवतः सबसे बुनियादी पैरामीटर है जिसे हम माप सकते हैं जो हमें ब्रह्मांड के विकास के बारे में बताता है।
जिस बात ने मुझे इसकी ओर आकर्षित किया वह यह तथ्य है कि आप हमारे स्थानीय पड़ोस में माप कर सकते हैं – जो, निश्चित रूप से, खगोलीय रूप से कहें तो, एक बड़ा पड़ोस है – और उनका उपयोग प्रारंभिक ब्रह्मांड के बारे में चीजें जानने और यह कैसे विकसित हुआ, यह जानने के लिए कर सकते हैं। इसने मुझे वास्तव में चकित कर दिया।
बीटी: ब्रह्माण्ड विज्ञान का मानक मॉडल कितना महत्वपूर्ण है? हबल तनाव क्या है?
डब्ल्यूएफ: मानक मॉडल [जो बताता है कि बिग बैंग के बाद ब्रह्मांड का विस्तार कैसे हुआ है] इस अर्थ में एक दिलचस्प मॉडल है कि हम ब्रह्मांड में पदार्थ और ऊर्जा की कुल मात्रा के एक बहुत छोटे अंश से बने हैं।
और इसलिए बहुत बुनियादी चीजें हैं जिन्हें हम समझ नहीं पाते हैं। हम अभी तक नहीं जानते कि डार्क मैटर क्या है। हम यह भी नहीं जानते कि डार्क एनर्जी क्या है, सिवाय इसके कि यह ब्रह्मांड की गति बढ़ा रही है। लेकिन मॉडल उल्लेखनीय रूप से अच्छी तरह से काम करता है, यह देखते हुए कि हम इसकी मूलभूत संरचना को नहीं समझते हैं।
हबल स्थिरांक हमें उस तरह से ब्रह्मांड के बारे में कुछ और जानने का अवसर देता है। हम स्थानीय स्तर पर माप करके मानक मॉडल का परीक्षण करते हैं, और फिर ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि में तापमान में उतार-चढ़ाव को मापकर प्रारंभिक ब्रह्मांड में हमने जो पाया उससे उनकी तुलना करते हैं।
आप मानक मॉडल को उन ब्रह्मांडीय माइक्रोवेव पृष्ठभूमि मापों में फिट कर सकते हैं, और यह आश्चर्यजनक रूप से अच्छा फिट है। और क्योंकि मानक मॉडल एक पूर्वानुमानित मॉडल है, आप ब्रह्मांडीय पृष्ठभूमि विकिरण से डेटा का उपयोग करके यह अनुमान लगा सकते हैं कि हबल स्थिरांक आज क्या होना चाहिए।
लेकिन अगर हम हबल स्थिरांक के अनुमानित मूल्य की तुलना सेफिड वेरिएबल्स नामक सितारों का उपयोग करके मापते हैं, तो वे मेल नहीं खाते हैं – यही हबल तनाव है।
बीटी: अगर हम स्वीकार करते हैं कि हबल तनाव वास्तविक है और किसी तरह से व्यवस्थित त्रुटि नहीं है, तो ब्रह्मांड विज्ञान के मानक मॉडल के लिए यह कितनी बड़ी चुनौती है?
डब्ल्यूएफ: इस बिंदु पर मेरा दिमाग पूरी तरह से खुला है [इस पर कि क्या यह वास्तविक है]। मैं नहीं जानता कि यह किस रास्ते पर जाएगा। लेकिन हाँ, यह महत्वपूर्ण होगा। कितना महत्वपूर्ण? संभवतः मानक मॉडल जितना महत्वपूर्ण नहीं है। लेकिन अगर इससे एक नई, मौलिक समझ पैदा हुई जो इन चीजों के बारे में हमारे ज्ञान को बेहतर बनाती है जो इस समय वास्तव में रहस्य बनी हुई हैं, तो यह गहरा हो सकता है
एडविन हबल ने ब्रह्मांड के विस्तार की खोज करते समय सेफिड चर का उपयोग किया था। वे तारे हैं जो हमारे सूर्य से पांच से 20 गुना अधिक विशाल हैं, और उनके पास ऐसे वायुमंडल हैं जो वास्तव में समय के साथ स्पंदित हो रहे हैं – अंदर और बाहर जा रहे हैं। वे इसे कुछ दिनों की अवधि के लिए बहुत नियमित तरीके से करते हैं, अपने प्रकाश स्तर में 100 या उससे अधिक चक्रों तक चलते हैं।
1900 के दशक की शुरुआत में, हेनरीएटा लेविट ने पाया कि सेफिड तारे कितनी तेजी से स्पंदित हो रहे थे और वे कितने चमकीले हैं, इसके बीच एक संबंध था। यह हमें दूरी मापने का एक साधन देता है, और यह आज खगोलविदों के पास मौजूद सबसे सटीक साधनों में से एक है।
यदि हम पास के तारों को इस तरह से माप सकें कि हम उनकी दूरी निर्धारित कर सकें, मान लीजिए ज्यामिति से। फिर हम आकाशगंगाओं में सेफिड चर को देख सकते हैं, एक निश्चित अवधि में उनकी चमक की तुलना कर सकते हैं – अवधि चमक संबंध का उपयोग करके – और फिर प्रकाश के व्युत्क्रम वर्ग नियम द्वारा [किसी स्रोत से उसके दर्शक की दूरी के वर्ग के अनुपात में प्रकाश मंद हो जाता है ] हमें दूरी मिलती है।
एफ: मैं अभी इसलिए उत्साहित हूं क्योंकि हमारे पास जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप के साथ सेफिड्स और अन्य प्रकार के सितारों की माप करने का अवसर है।
हमने धूल और धात्विकता आदि से होने वाली व्यवस्थित त्रुटियों के बारे में बात की है। हम जिस प्रत्येक विधि का उपयोग करने जा रहे हैं, उसमें व्यवस्थित अनिश्चितताओं का अपना सेट होगा। इससे कोई फर्क नहीं पड़ता कि हम कितनी बार माप को अधिक सटीक बनाते हैं – यदि आप यह नहीं समझते हैं कि वे क्या हैं, तो वे व्यवस्थितताएँ अंततः आपको ही मिलेंगी।
इसलिए हमने अतीत में तुलना के तौर पर लाल विशाल शाखा [जो नियमित रूप से स्पंदित भी होती है] की नोक पर तारों का सटीक माप लिया था। हमें इसके परिणाम लगभग 70 पर मिले। अपनी अनिश्चितताओं के भीतर वे सेफिड्स के साथ काफी अच्छी तरह सहमत थे, लेकिन वे कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि के साथ भी काफी अच्छी तरह सहमत थे।
हमारा वर्तमान JWST कार्यक्रम एक ही आकाशगंगा में, एक ही दूरी पर, सेफिड्स, लाल विशाल शाखा सितारों की नोक और एक तीसरे तारे को JAGB तारे [लगभग निरंतर चमक के साथ उम्र बढ़ने वाले कार्बन तारे] के रूप में जाना जाता है, को मापने के लिए है। हम देखेंगे कि हम कितनी अच्छी तरह सहमत हैं और इससे हमें एक समग्र व्यवस्थित उत्तर का एहसास होगा।
वे पुराने तारे या कम द्रव्यमान वाले तारे हैं – उनमें धात्विकता पर अधिक निर्भरता नहीं होती है। हम सेफिड्स की धात्विकता निर्भरता को अच्छी तरह से नहीं समझते हैं, यह अभी भी कुछ ऐसा है जो अनसुलझा है।
इसके अलावा सेफिड्स युवा हैं, इसलिए उनके पास उन क्षेत्रों से दूर फैलने का समय नहीं है जहां वे बने थे। वे भीड़-भाड़ वाले उच्च सतह घनत्व वाले क्षेत्रों में हैं, जबकि लाल दानव अलग-थलग हैं। इसलिए उनकी चमक के संदर्भ में माप करना बहुत सरल है।
बीटी: क्या ऐसे कोई परिणाम हैं जिन्हें आप छेड़ सकते हैं? आप उन्हें कितनी जल्दी प्राप्त करेंगे?
डब्ल्यूएफ: अभी तक नहीं, हमारा समूह अभी अंधा है इसलिए हम दूरी क्षेत्र में पूर्ण अंशांकन नहीं करने जा रहे हैं जब तक कि हमारे पास सभी डेटा को मापा और विश्लेषण नहीं किया जाता है। हमें सेफिड्स की अवधि और चमक को मापना है, एक अवधि-चमकदार संबंध बनाना है और (जेएजीबी सितारों के साथ) इन चमक को मापना है। जब तक वह सारा विश्लेषण पूरा नहीं हो जाता, हम अनभिज्ञ नहीं होंगे। हम एक कमरे में बैठेंगे और हमें पता चलेगा।
इसलिए मैं पूर्ण [दूरी] अंशांकन के संदर्भ में नहीं जानता। लेकिन मैं अपने डेटाबेस के बारे में और जेडब्लूएसटी का उपयोग करने के लिए इस बड़े प्रस्ताव को रखने के कारण के बारे में जो कह सकता हूं, वह यह है कि इसे अवरक्त तरंग दैर्ध्य पर हबल स्पेस टेलीस्कोप का चार गुना रिज़ॉल्यूशन मिला है। इसका मतलब यह है कि स्टार क्राउडिंग की समस्या काफी हद तक कम हो गई है और जहां हम देख रहे हैं वहां सीधे धात्विकता प्रभावों को देखने के लिए हमारे पास एक अलग फ़िल्टर का उपयोग करके एक परीक्षण है। इसलिए मुझे लगता है कि हम इनमें से कई व्यवस्थित प्रभावों को प्राप्त करने में सक्षम होंगे।
इससे हबल स्थिरांक कहां गिरने वाला है, मैं अभी नहीं जानता। लेकिन हम वास्तव में उत्साहित हैं क्योंकि मुझे लगता है कि हमारे पास कहने के लिए वास्तव में कुछ दिलचस्प होगा। हमारी पहली आकाशगंगा में हम हबल [अंतरिक्ष टेलीस्कोप] माप से बहुत सारे अंतर देखते हैं – उन तारों में वास्तव में भीड़ थी। अब हम उन आकाशगंगाओं को देख रहे हैं जिनमें उतनी भीड़ नहीं है।
जैसा कि मैंने कहा, मैं पूरी तरह से खुला हूं। मुझे नहीं पता कि ये कहां गिरने वाला है. लेकिन यह एक सवाल है. यह एक अनुभवजन्य प्रश्न है.
