Dark Energy Surveys

डार्क एनर्जी सर्वेक्षण

डार्क एनर्जी की प्रकृति की जांच के लिए सुपरनोवा, आकाशगंगा समूह, और गुरुत्वीय लेंसिंग का अवलोकन

एक रहस्यमय ब्रह्मांडीय त्वरण

1998 में, दो स्वतंत्र टीमों ने एक अप्रत्याशित खोज की: दूरस्थ टाइप Ia सुपरनोवा अपेक्षित से कम चमकीले दिखाई दिए जब ब्रह्मांड की गति मंद या स्थिर विस्तार पर थी, जिससे पता चला कि ब्रह्मांड का विस्तार तेज हो रहा है. इस खुलासे ने “डार्क एनर्जी” की अवधारणा को जन्म दिया, जो उस अज्ञात “प्रतिरोधी” प्रभाव को दर्शाता है जो ब्रह्मांडीय त्वरण को बढ़ावा देता है। सबसे सरल व्याख्या एक कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट (Λ) है जिसका स्थिति समीकरण w = -1 है, लेकिन हम अभी तक नहीं जानते कि डार्क एनर्जी वास्तव में स्थिर है या गतिशील रूप से विकसित हो रही है। दांव बहुत बड़ा है: डार्क एनर्जी की प्रकृति को समझना मौलिक भौतिकी में क्रांति ला सकता है, जो ब्रह्मांडीय पैमाने पर प्रेक्षणों को क्वांटम क्षेत्र सिद्धांत या नए गुरुत्वाकर्षण मॉडल से जोड़ता है।

डार्क एनर्जी सर्वेक्षण समर्पित प्रेक्षण कार्यक्रम हैं जो डार्क एनर्जी के ब्रह्मांडीय विस्तार और संरचना विकास पर प्रभाव को मापने के लिए कई तरीकों का उपयोग करते हैं। इन तरीकों में प्रमुख हैं:

  1. टाइप Ia सुपरनोवा (मानक कैंडल) दूरी बनाम रेडशिफ्ट मापने के लिए।
  2. गैलेक्सी क्लस्टर्स समय के साथ पदार्थ अधिप्रचुरता की वृद्धि को ट्रैक करने के लिए।
  3. गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग (मजबूत और कमजोर दोनों) द्रव्यमान वितरण और ब्रह्मांडीय ज्यामिति की जांच के लिए।

प्रेक्षित डेटा की तुलना सैद्धांतिक मॉडलों (जैसे ΛCDM) से करके, ये सर्वे डार्क एनर्जी के समीकरण की स्थिति (w), संभावित समय विकास w(z), और ब्रह्मांडीय गतिशीलता के लिए अन्य महत्वपूर्ण पैरामीटरों को प्रतिबंधित करने का प्रयास करते हैं।

2. टाइप Ia सुपरनोवा: विस्तार के लिए मानक कैंडल

2.1 विस्तार की खोज

टाइप Ia सुपरनोवा—व्हाइट ड्वार्फ़ के थर्मोन्यूक्लियर विस्फोट—की चरम चमक काफी समान होती है, जिसे लाइट-कर्व आकार और रंग सुधार के माध्यम से “मानकीकृत” किया जा सकता है। 1990 के दशक के अंत में, हाई-Z सुपरनोवा सर्च टीम और सुपरनोवा कॉस्मोलॉजी प्रोजेक्ट ने z ∼ 0.8 तक के रेडशिफ्ट पर सुपरनोवा को उस ब्रह्मांड की तुलना में मंद पाया जो ब्रह्मांडीय विस्तार के बिना होता। इस परिणाम ने त्वरित विस्तार का संकेत दिया, जिसके लिए 2011 में इन सहयोगों के प्रमुख सदस्यों को भौतिकी में नोबेल पुरस्कार मिला [1,2]।

2.2 आधुनिक सुपरनोवा सर्वे

  • SNLS (सुपरनोवा लेगेसी सर्वे): कनाडा–फ्रांस–हवाई टेलीस्कोप का उपयोग कर z ∼ 1 तक सैकड़ों SNe एकत्रित किए।
  • ESSENCE: मध्य रेडशिफ्ट पर केंद्रित।
  • पैन-स्टार्स, DES सुपरनोवा कार्यक्रम: हजारों SNe Ia का पता लगाने के लिए चल रही व्यापक क्षेत्र इमेजिंग।

सुपरनोवा दूरी मापांक को रेडशिफ्ट डेटा के साथ मिलाकर “हबल आरेख” प्राप्त होता है, जो सीधे ब्रह्मांडीय समय के साथ विस्तार दर को दर्शाता है। परिणाम पुष्टि करते हैं कि डार्क एनर्जी लगभग w ≈ -1 के करीब है, लेकिन मामूली परिवर्तन को अस्वीकार नहीं करते। वर्तमान स्थानीय सुपरनोवा–सेफीड कैलिब्रेशन भी “हबल तनाव” बहस में योगदान देते हैं, जो CMB-आधारित पूर्वानुमानों की तुलना में उच्च H0 देते हैं।

2.3 भविष्य की संभावनाएं

आगामी गहरे ट्रांज़िएंट सर्वे—रुबिन ऑब्जर्वेटरी (LSST), रोमन स्पेस टेलीस्कोप—z > 1 तक के हजारों SNe Ia का पता लगाएंगे, w और संभावित विकास w(z) पर प्रतिबंधों को बढ़ावा देंगे। मुख्य चुनौती प्रणालीगत कैलिब्रेशन बनी रहती है: सुनिश्चित करना कि कोई अनदेखा चमक विकास, धूल, या जनसंख्या विचलन न हो जो डार्क एनर्जी में बदलाव का नकल कर सके।

3. गैलेक्सी क्लस्टर्स: ब्रह्मांडीय जांच के लिए विशाल हेलोज़

3.1 क्लस्टर की प्रचुरता और वृद्धि

गैलेक्सी क्लस्टर्स सबसे बड़े गुरुत्वाकर्षण से बंधे संरचनाएं हैं, जो मुख्य रूप से डार्क मैटर, गर्म इंट्राक्लस्टर गैस, और गैलेक्सियों से बने होते हैं। उनका ब्रह्मांडीय समय के साथ प्रचुरता पदार्थ घनत्व (Ωm) और संरचना निर्माण पर डार्क एनर्जी के प्रभाव के प्रति अत्यंत संवेदनशील होती है। यदि डार्क एनर्जी संरचना की वृद्धि को धीमा करती है, तो उच्च रेडशिफ्ट पर कम उच्च-द्रव्यमान क्लस्टर्स बनते हैं। इसलिए, विभिन्न रेडशिफ्ट पर क्लस्टर्स की गिनती और उनके द्रव्यमान मापन से Ωm, σ8, और w पर प्रतिबंध प्राप्त हो सकते हैं।

3.2 पता लगाने के तरीके और द्रव्यमान कैलिब्रेशन

क्लस्टर्स की पहचान निम्नलिखित तरीकों से की जा सकती है:

  • एक्स-रे उत्सर्जन गर्म इंट्राक्लस्टर गैस से (जैसे, ROSAT, Chandra)।
  • Sunyaev–Zel’dovich (SZ) प्रभाव: क्लस्टर में गर्म इलेक्ट्रॉनों से टकराने वाले CMB फोटॉनों में विरूपण (SPT, ACT, Planck)।
  • ऑप्टिकल या IR: रेड-सीक्वेंस आकाशगंगाओं का अधिभार (जैसे, SDSS, DES)।

इन प्रेक्षणीयों को कुल क्लस्टर द्रव्यमान से जोड़ने के लिए द्रव्यमान–प्रेक्षणीय स्केलिंग संबंध आवश्यक हैं। कमजोर लेंसिंग माप इन संबंधों को कैलिब्रेट करने में मदद करते हैं, प्रणालीगत त्रुटियों को कम करते हैं। SPT, ACT, और DES जैसे सर्वेक्षणों ने डार्क एनर्जी प्रतिबंधों के लिए क्लस्टर का उपयोग किया है, हालांकि संभावित द्रव्यमान पूर्वाग्रहों के प्रति सावधानी के साथ।

3.3 प्रमुख सर्वेक्षण और परिणाम

DES क्लस्टर कैटलॉग, eROSITA एक्स-रे सर्वे, और Planck SZ क्लस्टर कैटलॉग मिलकर z तक ~1 के हजारों क्लस्टर मापते हैं। वे ΛCDM ब्रह्मांड की पुष्टि करते हैं जिसमें कुछ विश्लेषणों में विकास आयाम बनाम CMB भविष्यवाणियों में हल्का तनाव होता है। क्लस्टर द्रव्यमान कैलिब्रेशन और चयन फ़ंक्शन में भविष्य के विस्तार क्लस्टर-आधारित डार्क एनर्जी प्रतिबंधों को परिष्कृत करेंगे।

4. गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग: द्रव्यमान और ज्यामिति की जांच

4.1 कमजोर लेंसिंग (कॉस्मिक शीयर)

दूर की आकाशगंगा के आकार अग्रभूमि पदार्थ वितरण द्वारा हल्के रूप से विकृत (शीयर) होते हैं। लाखों आकाशगंगा छवियों का विश्लेषण करके, पदार्थ घनत्व में उतार-चढ़ाव और विकास को पुनर्निर्मित किया जा सकता है, जो Ωm, σ8, और विस्तार पर डार्क एनर्जी के प्रभाव के प्रति संवेदनशील है। CFHTLenS, KiDS, DES, और भविष्य के Euclid या Roman जैसे प्रोजेक्ट्स कॉस्मिक शीयर को प्रतिशत स्तर की सटीकता से मापते हैं, संभावित विसंगतियों को उजागर करते हैं या मानक ΛCDM [3,4] की पुष्टि करते हैं।

4.2 मजबूत लेंसिंग

विशाल क्लस्टर या आकाशगंगाएं पृष्ठभूमि स्रोतों की कई छवियां या चाप बना सकती हैं, उन्हें बढ़ा सकती हैं। हालांकि अधिक स्थानीयकृत, मजबूत लेंसिंग द्रव्यमान वितरण को सटीक रूप से माप सकती है और समय-विलंब लेंसों (जैसे क्वासर लेंस सिस्टम) के साथ, हबल स्थिरांक का स्वतंत्र मापन प्रदान कर सकती है। कुछ परिणाम (H0LiCOW) H देखते हैं0 ≈ 72–74 किमी/सेकंड/मेगापार्सेक, स्थानीय सुपरनोवा परिणामों के अनुरूप, “हबल तनाव” में योगदान।

4.3 सुपरनोवा और क्लस्टर्स के साथ संयोजन

लेंसिंग डेटा क्लस्टर-आधारित प्रतिबंधों (लेंसिंग कैलिब्रेशन से क्लस्टर द्रव्यमान) और सुपरनोवा दूरी मापों के साथ अच्छी तरह से मेल खाता है, जो सभी कॉस्मिक पैरामीटर के लिए एक वैश्विक फिट में योगदान करते हैं। लेंसिंग, क्लस्टर, और SNe का संयोजन डीजेनेरेसी और प्रणालीगत अनिश्चितताओं को कम करने के लिए महत्वपूर्ण है, जिससे डार्क एनर्जी पर मजबूत प्रतिबंध मिलते हैं।

5. संचालन और योजना में प्रमुख डार्क एनर्जी सर्वे

5.1 द डार्क एनर्जी सर्वे (DES)

2013–2019 के बीच ब्लैंको 4 m टेलीस्कोप (सेरो टोलोलो) पर संचालित, DES ने लगभग 5,000 deg2 को पांच फिल्टर्स (grizY) में इमेज किया, साथ ही समर्पित क्षेत्रों में सुपरनोवा कार्यक्रम। यह उपयोग करता है:

  • सुपरनोवा नमूना (~हजारों SNe Ia) हबल आरेख के लिए।
  • कमजोर लेंसिंग (कॉस्मिक शीयर) पदार्थ वितरण को मापने के लिए।
  • क्लस्टर गणना और आकाशगंगा वितरण में BAO।

इसके वर्ष 3 और अंतिम विश्लेषणों ने ΛCDM के साथ लगभग संगत प्रतिबंध प्रदान किए हैं, जो w ≈ -1±0.04 का मान देते हैं। Planck + DES डेटा के संयोजन से त्रुटियाँ काफी कम हो जाती हैं, और विकसित हो रही डार्क एनर्जी का कोई मजबूत संकेत नहीं मिलता।

5.2 Euclid और नैन्सी ग्रेस रोमन स्पेस टेलीस्कोप

Euclid (ESA) लगभग 2023 में लॉन्च होने वाला है, जो ~15,000 deg2 पर नियर-IR इमेजिंग और स्पेक्ट्रोस्कोपी करेगा। यह दोनों कमजोर लेंसिंग (अरबों आकाशगंगाओं के आकार मापन) और BAO (स्पेक्ट्रोस्कोपिक रेडशिफ्ट्स) को मापेगा। यह तरीका z तक 2 पर ~1% दूरी सटीकता प्राप्त कर सकता है, जो किसी भी w(z)≠const के लिए अत्यंत संवेदनशील है।

रोमन टेलीस्कोप (NASA), जो 2020 के अंत में लॉन्च होगा, में एक वाइड-फील्ड IR इमेजर है और यह लेंसिंग और सुपरनोवा खोज दोनों के लिए हाई लैटिट्यूड सर्वे करेगा, ब्रह्मांडीय विस्तार का मानचित्रण करेगा। ये मिशन w पर सब-प्रतिशत प्रतिबंधों का लक्ष्य रखते हैं और संभावित विकास की खोज करते हैं, या पुष्टि करते हैं कि यह वास्तव में स्थिर है।

5.3 अन्य प्रयास: DESI, LSST, 21 cm

जबकि DESI मुख्य रूप से एक स्पेक्ट्रोस्कोपिक BAO परियोजना है, यह 35 मिलियन आकाशगंगाओं/क्वासरों के साथ कई रेडशिफ्ट्स पर दूरी पैमाने को मापकर डार्क एनर्जी सर्वेक्षणों की पूरक है। LSST (रूबिन वेधशाला) 10 वर्षों में लगभग 10 मिलियन सुपरनोवा की खोज करेगा, साथ ही ब्रह्मांडीय क्रीज के लिए आकाशगंगा के आकार भी। 21 cm इंटेंसिटी मैपिंग एरे (SKA, CHIME, HIRAX) भी उच्च रेडशिफ्ट्स पर बड़े पैमाने की संरचना और BAO संकेतों को मापने का वादा करते हैं, जिससे डार्क एनर्जी के विकास को और अधिक सटीक रूप से समझा जा सके।

6. वैज्ञानिक लक्ष्य और निहितार्थ

6.1 w और इसके विकास की सटीक पहचान

अधिकांश डार्क एनर्जी सर्वेक्षण समीकरण की स्थिति पैरामीटर w को मापने का लक्ष्य रखते हैं, जो -1 से विचलन की खोज करते हैं। यदि w≠-1 है या यदि w ब्रह्मांडीय समय के साथ बदलता है, तो यह एक गतिशील क्षेत्र (जैसे, क्विंटेसेंस) या गुरुत्वाकर्षण में संशोधनों की ओर संकेत करेगा। वर्तमान डेटा दिखाते हैं कि w = -1±0.03 है। अगली पीढ़ी के सर्वेक्षण इसे ±0.01 या बेहतर तक सीमित कर सकते हैं, या तो लगभग स्थिर वैक्यूम ऊर्जा की पुष्टि करते हुए या नई भौतिकी का खुलासा करते हुए।

6.2 बड़े पैमाने पर गुरुत्वाकर्षण का परीक्षण

संरचना की वृद्धि दर, रेडशिफ्ट-स्पेस विरूपण या कमजोर लेंसिंग के माध्यम से मापी गई, यह प्रकट कर सकती है कि गुरुत्वाकर्षण केवल सामान्य सापेक्षता (GR) है या नहीं। यदि ब्रह्मांडीय संरचना किसी दिए गए विस्तार इतिहास के लिए ΛCDM की भविष्यवाणी से तेज़ या धीमी बढ़ती है, तो सामान्य सापेक्षता में संशोधन या एक इंटरैक्टिंग डार्क सेक्टर शामिल हो सकता है। वृद्धि की तीव्रता में कुछ हल्के तनाव मौजूद हैं, लेकिन ठोस निष्कर्ष निकालने के लिए और डेटा आवश्यक है।

6.3 हबल तनाव का समाधान?

डार्क एनर्जी सर्वे मध्यवर्ती रेडशिफ्ट्स (z ∼ 0.3–2) से विस्तार का मानचित्रण करके मदद कर सकते हैं, जो स्थानीय दूरी-सीढ़ी विस्तार और प्रारंभिक ब्रह्मांड (CMB) विस्तार को जोड़ता है। यदि "तनाव" प्रारंभिक ब्रह्मांड में नई भौतिकी के कारण है, तो ये मध्य-श्रेणी जांच इसे पुष्टि या खारिज कर सकती हैं। वैकल्पिक रूप से, वे दिखा सकते हैं कि स्थानीय मापन ब्रह्मांडीय औसत से व्यवस्थित रूप से भिन्न हैं, जिससे तनाव स्पष्ट या तीव्र हो सकता है।

7. चुनौतियाँ और अगले कदम

7.1 प्रणालीगत त्रुटियाँ

प्रत्येक जांच को विशिष्ट प्रणालीगत त्रुटियों का सामना करना पड़ता है: सुपरनोवा कैलिब्रेशन (धूल का क्षय, मानकीकरण), क्लस्टर द्रव्यमान–प्रेक्षणीय संबंध, लेंसिंग आकार मापन पूर्वाग्रह, फोटोमेट्रिक रेडशिफ्ट त्रुटियाँ। सर्वेक्षण इन्हें नियंत्रित करने और मॉडल करने में काफी प्रयास करते हैं। कई स्वतंत्र जांचों का संयोजन परिणामों को पार-पुष्टि करने के लिए महत्वपूर्ण है।

7.2 बड़े डेटा प्रबंधन

आगामी सर्वेक्षण विशाल डेटा सेट उत्पन्न करेंगे: अरबों गैलेक्सियाँ, लाखों स्पेक्ट्रा, हजारों सुपरनोवा। स्वचालित पाइपलाइन, मशीन लर्निंग वर्गीकरण, और परिष्कृत सांख्यिकीय विश्लेषण आवश्यक हैं। बड़े टीमों (DES, LSST, Euclid, Roman) के बीच सहयोग मजबूत क्रॉस-कोरिलेशन और डेटा-साझाकरण को बढ़ावा देता है ताकि अधिकतम ब्रह्मांडीय अंतर्दृष्टि प्राप्त हो सके।

7.3 संभावित आश्चर्य

ऐतिहासिक रूप से, प्रत्येक प्रमुख ब्रह्मांडीय डेटा सेट या तो मानक मॉडल की पुष्टि कर सकता है या विसंगतियाँ खोज सकता है। यदि हम पाते हैं कि w(z) -1 से थोड़ा भी भिन्न है, या संरचना विकास में असंगति बनी रहती है, तो एक नया सैद्धांतिक ढांचा आवश्यक हो सकता है। कुछ प्रारंभिक डार्क एनर्जी, अतिरिक्त सापेक्षवादी प्रजातियाँ, या अजीब क्षेत्र प्रस्तावित करते हैं। जबकि ΛCDM प्रमुख बना हुआ है, लगातार विसंगतियाँ मानक मॉडल से परे सफलताओं का संकेत दे सकती हैं।

8. निष्कर्ष

डार्क एनर्जी सर्वेक्षण, सुपरनोवा, गैलेक्सी क्लस्टर, और गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग का उपयोग करते हुए, आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान के उस खोज के केंद्र में हैं जो ब्रह्मांड के त्वरित विस्तार को उजागर करती है। प्रत्येक विधि अलग-अलग ब्रह्मांडीय युगों और पहलुओं को प्रकट करती है:

  • SNe Ia दूरी को रेडशिफ्ट के मुकाबले सटीक रूप से मापते हैं, जो देर के समय के विस्तार को कैप्चर करता है।
  • क्लस्टर गणना यह मापती है कि डार्क एनर्जी के प्रतिकर्षण के तहत संरचना कैसे बनती है, जो पदार्थ घनत्व और विकास दर की जानकारी देती है।
  • कमजोर लेंसिंग कुल द्रव्यमान में उतार-चढ़ाव को मानचित्रित करती है, जो ब्रह्मांडीय ज्यामिति को संरचना विकास से जोड़ती है; मजबूत लेंसिंग समय-विलंब दूरी के माध्यम से हबल स्थिरांक को माप सकती है।

प्रमुख परियोजनाएँ—DES, Euclid, Roman, DESI, और अन्य—हमें ब्रह्मांडीय विस्तार के मानकों पर सब-प्रतिशत सटीकता की ओर ले जाती हैं, या तो ΛCDM को एक ब्रह्मांडीय स्थिरांक के साथ सुनिश्चित करते हुए या विकसित हो रही डार्क एनर्जी के सूक्ष्म संकेतों को उजागर करते हुए। ये सर्वेक्षण हबल तनाव को भी सुलझाने, गुरुत्वाकर्षण संशोधनों का परीक्षण करने, या छिपे हुए ब्रह्मांडीय घटनाओं की खोज में मदद कर सकते हैं। वास्तव में, जैसे-जैसे अगले दशक में अधिक डेटा आएगा, हम यह समझने के करीब पहुंचेंगे कि क्या डार्क एनर्जी वास्तव में एक सरल वैक्यूम ऊर्जा है या नई भौतिकी का आह्वान करती है—यह दर्शाता है कि कैसे ब्रह्मांडीय अवलोकन और उन्नत उपकरण खगोल भौतिकी में मौलिक खोजों को प्रेरित करते हैं।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

  1. Riess, A. G., et al. (1998). “सुपरनोवा से तेजी से बढ़ते ब्रह्मांड और कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट के लिए प्रेक्षणीय साक्ष्य।” The Astronomical Journal, 116, 1009–1038.
  2. Perlmutter, S., et al. (1999). “42 उच्च-रेडशिफ्ट सुपरनोवा से Ω और Λ के मापन।” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
  3. Bartelmann, M., & Schneider, P. (2001). “कमजोर गुरुत्वीय लेंसिंग।” Physics Reports, 340, 291–472.
  4. Abbott, T. M. C., et al. (DES Collaboration) (2019). “डार्क एनर्जी सर्वेयर वर्ष 1 के परिणाम: गैलेक्सी क्लस्टरिंग और कमजोर लेंसिंग से ब्रह्मांडीय प्रतिबंध।” Physical Review D, 99, 123505.
  5. Laureijs, R., et al. (2011). “Euclid Definition Study Report.” arXiv:1110.3193.

 

← पिछला लेख                    अगला लेख →

 

 

ऊपर वापस जाएं

वापस ब्लॉग पर