Baryon Acoustic Oscillations

बैरीऑन ध्वनिक दोलन

प्रारंभिक प्लाज्मा में ध्वनि तरंगें जिन्होंने विशिष्ट दूरी पैमाने छोड़े, जिन्हें "मानक पैमाना" के रूप में उपयोग किया जाता है।

प्रारंभिक ध्वनि तरंगों की भूमिका

प्रारंभिक ब्रह्मांड में (प्रारंभिक ब्रह्मांड) (लगभग 380,000 वर्ष बाद बिग बैंग के पुनर्संयोजन से पहले), ब्रह्मांड फोटॉनों, इलेक्ट्रॉनों, प्रोटॉनों के गर्म प्लाज्मा से भरा था—"फोटॉन-बैरियन द्रव।" इस अवधि के दौरान, गुरुत्वाकर्षण (मामले को अधिक घनत्व की ओर खींचना) और फोटॉन दबाव (बाहर की ओर धकेलना) की प्रतिस्पर्धी ताकतों ने इस प्लाज्मा के भीतर ध्वनिक दोलन—मूल रूप से ध्वनि तरंगें—उत्पन्न कीं। जब ब्रह्मांड इतना ठंडा हो गया कि प्रोटॉन और इलेक्ट्रॉन न्यूट्रल हाइड्रोजन में संयोजित हो गए, तो फोटॉन अलग हो गए (जो CMB का निर्माण करते हैं)। इन ध्वनिक तरंगों के प्रसार ने एक विशिष्ट दूरी पैमाना छोड़ा—आज के सह-चलन निर्देशांक में लगभग 150 Mpc—जो CMB के कोणीय पैमाने और बाद के बड़े पैमाने पर पदार्थ के वितरण दोनों में निहित है। ये बैरियन ध्वनिक दोलन (BAOs) ब्रह्मांडीय मापों में एक महत्वपूर्ण आधार हैं, जो समय के साथ ब्रह्मांडीय विस्तार को ट्रैक करने के लिए एक मानक पैमाना के रूप में कार्य करते हैं।

आकाशगंगा सर्वेक्षणों में BAOs का अवलोकन करना और उस पैमाने की तुलना प्रारंभिक ब्रह्मांड भौतिकी से अनुमानित आकार से करना खगोलविदों को हबल पैरामीटर मापने और इस प्रकार डार्क एनर्जी के प्रभावों को समझने की अनुमति देता है। इस प्रकार BAOs मानक ब्रह्मांडीय मॉडल (ΛCDM) को परिष्कृत करने में एक केंद्रीय उपकरण के रूप में कार्य करते हैं। नीचे, हम BAOs की सैद्धांतिक उत्पत्ति, प्रेक्षणात्मक पता लगाना, और सटीक ब्रह्मांड विज्ञान में उपयोग का विवरण देते हैं।

2. भौतिक उत्पत्ति: फोटॉन-बैरियन तरल

2.1 पुनः संयोजन पूर्व गतिशीलता

गर्म, घने प्रारंभिक प्लाज्मा में (~z = 1100 से पहले), फोटॉन अक्सर मुक्त इलेक्ट्रॉनों से टकराते थे, जिससे बैरियनों (प्रोटॉन + इलेक्ट्रॉन) का विकिरण के साथ कड़ा जुड़ाव होता था। गुरुत्वाकर्षण पदार्थ को अतिप्रसारित क्षेत्रों में खींचने की कोशिश करता है, लेकिन फोटॉन दबाव संपीड़न का विरोध करता है, जिससे ध्वनिक दोलन उत्पन्न होते हैं। इन्हें उच्च ध्वनि गति (फोटॉन प्रभुत्व के कारण c / √3 के करीब) वाले तरल में घनत्व विक्षेपों के लिए तरंग समीकरण द्वारा वर्णित किया जा सकता है।

2.2 ध्वनि क्षितिज

बिग बैंग से पुनः संयोजन तक ये ध्वनि तरंगें अधिकतम दूरी तय कर सकती थीं, जो विशेष ध्वनि क्षितिज पैमाने को निर्धारित करती है। जब ब्रह्मांड तटस्थ हो जाता है (फोटॉन अलग हो जाते हैं), तो तरंग संचरण रुक जाता है, लगभग ~150 Mpc (सह-चलन) पर एक अतिप्रसार शेल "फ्रीज" हो जाती है। यह "ड्रैग युग पर ध्वनि क्षितिज" वह मौलिक पैमाना है जो दोनों CMB और आकाशगंगा सहसंबंधों में देखा जाता है। CMB में, यह ध्वनिक शिखर पैमाने के रूप में प्रकट होता है (~आसमान पर 1 डिग्री)। आकाशगंगा सर्वेक्षणों में, BAO पैमाना दो-बिंदु सहसंबंध फ़ंक्शन या पावर स्पेक्ट्रम में ~100–150 Mpc पर उभरता है।

2.3 पुनः संयोजन के बाद

एक बार फोटॉन अलग हो जाने के बाद, बैरियनों को विकिरण द्वारा खींचा नहीं जाता, इसलिए आगे की ध्वनिक दोलन प्रभावी रूप से समाप्त हो जाती हैं। समय के साथ, डार्क मैटर और बैरियन गुरुत्वाकर्षण के तहत हैलोज़ में संकुचित होते रहते हैं, जिससे ब्रह्मांडीय संरचना बनती है। लेकिन उस प्रारंभिक तरंग पैटर्न की छाप एक मामूली प्राथमिकता के रूप में बनी रहती है कि आकाशगंगाएँ उस पैमाने (~150 Mpc) द्वारा अधिक बार अलग होती हैं जितना कि यादृच्छिक वितरण सुझाता है। इसलिए बड़े पैमाने पर आकाशगंगा सहसंबंध कार्यों में "baryon acoustic oscillations" दिखाई देते हैं।

3. BAOs का प्रेक्षणात्मक पता लगाना

3.1 प्रारंभिक भविष्यवाणियाँ और खोज

BAO हस्ताक्षर 1990-2000 के दशक में डार्क एनर्जी मापन के साधन के रूप में पहचाना गया था। SDSS (स्लून डिजिटल स्काई सर्वे) और 2dF (टू डिग्री फील्ड सर्वे) ने लगभग 2005 में आकाशगंगा सहसंबंध फलन में BAO “बम्प” की खोज की, जो बड़े पैमाने की संरचना में पहली मजबूत खोज थी [1,2]। इसने एक स्वतंत्र “मानक पैमाना” प्रदान किया, जो सुपरनोवा दूरी मापों के पूरक था।

3.2 आकाशगंगा सहसंबंध फलन और पावर स्पेक्ट्रा

प्रेक्षणीय रूप से, कोई माप सकता है:

  • दो-बिंदु सहसंबंध फलन ξ(r) आकाशगंगा स्थितियों का। BAO r ∼ 100–110 h-1 Mpc के आसपास एक छोटा शिखर के रूप में प्रकट होते हैं।
  • पावर स्पेक्ट्रम P(k) फूरियर स्थान में। BAO P(k) में सौम्य दोलनात्मक विशेषताओं के रूप में प्रकट होते हैं।

ये संकेत सूक्ष्म होते हैं (~कुछ प्रतिशत मापदंड), जिसके लिए ब्रह्मांड के बड़े आयतन को उच्च पूर्णता और अच्छी तरह नियंत्रित प्रणालीगत त्रुटियों के साथ मानचित्रित करना आवश्यक है।

3.3 आधुनिक सर्वेक्षण

BOSS (बैरीऑन ऑस्सीलेशन स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वे), SDSS-III का हिस्सा, ने लगभग 1.5 मिलियन चमकीली लाल आकाशगंगाओं (LRGs) को मापा, BAO पैमाने के प्रतिबंधों को परिष्कृत किया। eBOSS और DESI और आगे बढ़ते हैं, उच्च रेडशिफ्ट को कवर करते हैं (उत्सर्जन-रेखा आकाशगंगाओं, क्वासर, Lyα फॉरेस्ट का उपयोग करते हुए)। निकट भविष्य में Euclid और Roman Space Telescope अरबों आकाशगंगाओं का मानचित्रण करेंगे, BAO को प्रतिशत स्तर या उससे बेहतर सटीकता से मापेंगे, इस प्रकार ब्रह्मांडीय समय के साथ विस्तार इतिहास को पिन करेंगे और डार्क एनर्जी मॉडल का परीक्षण करेंगे।

4. BAO एक मानक पैमाना के रूप में

4.1 सिद्धांत

क्योंकि पुनर्संयोजन पर ध्वनि क्षितिज की भौतिक लंबाई ज्ञात भौतिकी (CMB डेटा + नाभिकीय अभिक्रिया दरें, आदि) से गणना की जा सकती है, BAO पैमाने का प्रेक्षित कोणीय आकार (आड़ा दिशा में) और रेडशिफ्ट पृथक्करण (रेखा-दृष्टि दिशा में) दूरी-रेडशिफ्ट मापन प्रदान करते हैं। एक समतल ΛCDM ब्रह्मांड में, ये कोणीय व्यास दूरी DA(z) और हबल पैरामीटर H(z) मापते हैं। सिद्धांत की तुलना डेटा से करके, हम डार्क एनर्जी के अवस्था समीकरण या वक्रता को हल कर सकते हैं।

4.2 सुपरनोवा के पूरक

टाइप Ia सुपरनोवा “मानक मोमबत्तियाँ” के रूप में कार्य करते हैं, जबकि BAO “मानक पैमाना” के रूप में कार्य करते हैं। दोनों ब्रह्मांडीय विस्तार की जांच करते हैं, लेकिन विभिन्न प्रणालीगत त्रुटियों के साथ: SNe में चमक कैलिब्रेशन में अनिश्चितताएँ हो सकती हैं, जबकि BAO आकाशगंगा पूर्वाग्रह और बड़े पैमाने की संरचना पर निर्भर करते हैं। इन्हें मिलाकर डार्क एनर्जी, ब्रह्मांडीय ज्यामिति, और पदार्थ घनत्व पर क्रॉस-चेक और मजबूत प्रतिबंध मिलते हैं।

4.3 हाल के प्रतिबंध

BOSS/eBOSS से वर्तमान BAO डेटा, Planck CMB के साथ संयोजन में, Ω पर कड़े प्रतिबंध प्रदान करता हैm, ΩΛ, और हबल स्थिरांक। स्थानीय H के साथ कुछ तनाव0 माप में तनाव बना रहता है, हालांकि यह सीधे बनाम CMB तनाव से छोटा है। BAO दूरी z ≈ 2.3 तक ΛCDM फ्रेमवर्क की मजबूत पुष्टि करती हैं, बिना विकसित हो रही डार्क एनर्जी या बड़ी वक्रता के कोई प्रमुख प्रमाण।

5. BAO का सैद्धांतिक मॉडलिंग

5.1 रैखिक और गैर-रैखिक विकास

रेखीय सिद्धांत में, BAO पैमाना पुनः संयोजन पर अंकित एक निश्चित सह-चल दूरी रहता है। समय के साथ, संरचना विकास इसे थोड़ा विकृत करता है। गैर-रेखीय प्रभाव, विचित्र वेग, और गैलेक्सी पूर्वाग्रह BAO पीक को स्थानांतरित या धुंधला कर सकते हैं। शोधकर्ता इन्हें सावधानीपूर्वक मॉडल करते हैं (पर्टर्बेशन थ्योरी या N-बॉडी सिमुलेशन का उपयोग करके) ताकि प्रणालीगत विचलन से बचा जा सके। पुनर्निर्माण तकनीकें बड़े पैमाने पर प्रवाह को उलटने का प्रयास करती हैं, जिससे BAO पीक तेज़ होते हैं और दूरी मापन अधिक सटीक होता है।

5.2 बैरियन-फोटॉन कूपलिंग

BAO की आयाम बैरियन अंश (fb) बनाम डार्क मैटर अंश। यदि बैरियन्स नगण्य होते, तो ध्वनिक हस्ताक्षर गायब हो जाता। BAO की देखी गई आयाम, साथ ही CMB ध्वनिक चोटियाँ, बैरियन्स को ~5% महत्वपूर्ण घनत्व पर और डार्क मैटर को ~26% पर सेट करती हैं—यह डार्क मैटर के महत्व की पुष्टि करने के तरीकों में से एक है।

5.3 संभावित विचलन

वैकल्पिक सिद्धांत (जैसे संशोधित गुरुत्वाकर्षण, वार्म DM, या प्रारंभिक डार्क एनर्जी) BAO विशेषताओं या डैम्पिंग को स्थानांतरित कर सकते हैं। अब तक, मानक ΛCDM ठंडे DM के साथ डेटा से सबसे अच्छा मेल खाता है। भविष्य के उच्च-सटीक अवलोकन छोटे विसंगतियों का पता लगा सकते हैं यदि नई भौतिकी प्रारंभिक ब्रह्मांडीय विस्तार या संरचना निर्माण को बदलती है।

6. 21 सेमी इंटेंसिटी मैपिंग में BAO

ऑप्टिकल/IR गैलेक्सी सर्वेक्षणों से परे, एक उभरता हुआ तरीका है 21 सेमी इंटेंसिटी मैपिंग, जो व्यक्तिगत गैलेक्सियों को अलग किए बिना बड़े पैमाने पर HI ब्राइटनेस टेम्परेचर में उतार-चढ़ाव को मापता है। यह तरीका विशाल ब्रह्मांडीय आयामों में BAO संकेतों का पता लगा सकता है, संभवतः उच्च रेडशिफ्ट (z > 2) तक। आगामी एरे जैसे CHIME, HIRAX, और SKA प्रारंभिक युगों में विस्तार को अधिक कुशलता से माप सकते हैं, जिससे नए ब्रह्मांडीय घटनाओं की खोज या सुधार संभव हो।

7. व्यापक संदर्भ और भविष्य

7.1 डार्क एनर्जी प्रतिबंध

विभिन्न रेडशिफ्ट्स में BAO पैमानों को सटीक रूप से मापकर, ब्रह्मांड विज्ञानी DA(z) और H(z) का मानचित्रण करते हैं। यह डेटा सुपरनोवा दूरी माप, CMB प्रतिबंधों, और गुरुत्वाकर्षण लेंसिंग के साथ मजबूती से पूरक है। संयुक्त विश्लेषण “डार्क एनर्जी अवस्था समीकरण” प्रतिबंध उत्पन्न करते हैं, यह जांचते हुए कि क्या w = -1 (ब्रह्मांडीय स्थिरांक) है या कोई विकास w(z) मौजूद है। अब तक, डेटा लगभग स्थिर w = -1 के अनुरूप है।

7.2 क्रॉस-सहसंबंध

गैलेक्सी सर्वेक्षणों में BAO को अन्य डेटासेट्स—CMB लेंसिंग मानचित्र, Lyα फॉरेस्ट फ्लक्स सहसंबंध, क्लस्टर कैटलॉग—के साथ सहसंबद्ध करना सटीकता बढ़ाता है और डीजेनेरेसी को समाप्त करता है। यह तालमेल सिस्टमैटिक्स को सब-प्रतिशत स्तर तक कम करने के लिए महत्वपूर्ण है, संभवतः हबल तनाव को स्पष्ट करने या हल्की वक्रता या गैर-तुलनात्मक डार्क एनर्जी गतिशीलता का पता लगाने में।

7.3 अगली पीढ़ी की संभावनाएं

DESI, वेरा रुबिन वेधशाला (फोटोमेट्रिक BAO के लिए?), Euclid, Roman जैसे सर्वेक्षण दसियों लाख रेडशिफ्ट का वादा करते हैं, जो BAO संकेतों को अविश्वसनीय सटीकता से चिन्हित करते हैं। इससे z ≈ 2 तक ~1% या बेहतर दूरी मापन प्राप्त होंगे। आगे के विस्तार (जैसे, SKA 21 cm सर्वेक्षण) और भी उच्च रेडशिफ्ट तक पहुंच सकते हैं, CMB अंतिम विकिरण और वर्तमान के बीच ब्रह्मांडीय अंतर को पाटते हुए। BAO सटीक ब्रह्मांड विज्ञान के लिए एक महत्वपूर्ण आधार बने रहेंगे।

8. निष्कर्ष

बैरियन एकॉस्टिक ऑस्सीलेशन—वे प्रारंभिक ध्वनि तरंगें जो फोटॉन-बैरियन द्रव में थीं—ने CMB और गैलेक्सी वितरण दोनों पर एक विशिष्ट पैमाना अंकित किया। यह पैमाना (~150 Mpc सह-गतिशील) ब्रह्मांडीय विस्तार इतिहास में एक मानक पैमाना के रूप में कार्य करता है, जो मजबूत दूरी मापन की अनुमति देता है। सरल बिग बैंग ध्वनिक भौतिकी से प्रारंभ में पूर्वानुमानित, BAO को बड़े गैलेक्सी सर्वेक्षणों में विश्वसनीय रूप से देखा गया है और अब यह सटीक ब्रह्मांड विज्ञान का केंद्र है।

प्रेक्षणीय रूप से, BAO सुपरनोवा डेटा को पूरक करते हैं, डार्क एनर्जी, डार्क मैटर घनत्वों और ब्रह्मांडीय ज्यामिति पर प्रतिबंधों को परिष्कृत करते हैं। इस पैमाने की कई प्रणालीगत अनिश्चितताओं के प्रति सापेक्ष प्रतिरक्षा BAO को सबसे विश्वसनीय ब्रह्मांडीय जांचों में से एक बनाती है। जैसे-जैसे नए सर्वेक्षण रेडशिफ्ट कवरेज का विस्तार करते हैं और डेटा गुणवत्ता को निखारते हैं, BAO विश्लेषण एक कोने का पत्थर विधि के रूप में जारी रहेगा—हमें यह पता लगाने में मदद करता है कि क्या डार्क एनर्जी वास्तव में एक स्थिरांक है या ब्रह्मांडीय दूरी सीढ़ी में नई भौतिकी सूक्ष्म रूप से प्रकट हो सकती है। वास्तव में, प्रारंभिक ब्रह्मांड की भौतिकी को आकाशगंगाओं के देर समय वितरण से जोड़कर, BAO ब्रह्मांडीय इतिहास की एकता का एक उल्लेखनीय प्रमाण प्रस्तुत करते हैं—प्रारंभिक ध्वनि तरंगों को अरबों वर्षों बाद देखे जाने वाले बड़े पैमाने के ब्रह्मांडीय जाल से जोड़ते हैं।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

  1. Eisenstein, D. J., et al. (2005). “SDSS Luminous Red Galaxies के Large-Scale Correlation Function में Baryon Acoustic Peak का पता लगाना।” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
  2. कोल, एस., एट अल. (2005). “2dF गैलेक्सी रेडशिफ्ट सर्वे: अंतिम डेटा सेट का पावर-स्पेक्ट्रम विश्लेषण और ब्रह्मांडीय निहितार्थ।” मंथली नोटिसेस ऑफ द रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसाइटी, 362, 505–534.
  3. वेनबर्ग, डी. एच., एट अल. (2013). “कॉस्मिक त्वरण के प्रेक्षणीय जांच।” फिजिक्स रिपोर्ट्स, 530, 87–255.
  4. आलम, एस., एट अल. (2021). “पूर्ण SDSS-IV विस्तारित बैरियन ऑस्सीलेशन स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वे: अपाचे पॉइंट वेधशाला में दो दशकों के स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वेक्षणों से ब्रह्मांडीय निहितार्थ।” फिजिकल रिव्यू डी, 103, 083533.
  5. एडिसन, जी. ई., एट अल. (2023). “BAO मापन और हबल तनाव।” arXiv प्रीप्रिंट arXiv:2301.06613.

 

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