डार्क एनर्जी: तेजी से विस्तार

Linas Juozenas

दूरस्थ सुपरनोवा के अवलोकन और ब्रह्मांडीय त्वरण को प्रेरित करने वाली रहस्यमय प्रतिकर्षक शक्ति

ब्रह्मांडीय विकास में एक आश्चर्यजनक मोड़

20वीं सदी के अधिकांश समय तक, ब्रह्मांड विज्ञानी मानते थे कि ब्रह्मांड का विस्तार—जो बिग बैंग से शुरू हुआ—माध्यम के गुरुत्वाकर्षण के कारण धीरे-धीरे धीमा हो रहा था। मुख्य बहस इस बात पर केंद्रित थी कि ब्रह्मांड हमेशा के लिए फैलता रहेगा या अंततः पुनः संकुचित हो जाएगा, जो इसकी कुल द्रव्यमान घनत्व पर निर्भर करता था। हालांकि, 1998 में, उच्च रेडशिफ्ट पर टाइप Ia सुपरनोवा का अध्ययन कर रहे दो स्वतंत्र दलों ने एक चौंकाने वाली खोज की: धीमा होने के बजाय, ब्रह्मांडीय विस्तार वास्तव में तेज हो रहा है. इस अप्रत्याशित त्वरण ने एक नई ऊर्जा घटक—डार्क एनर्जी—की ओर इशारा किया, जो ब्रह्मांड की ऊर्जा घनत्व का लगभग 68% हिस्सा है।

डार्क एनर्जी के अस्तित्व ने हमारे ब्रह्मांडीय दृष्टिकोण को गहराई से बदल दिया है। यह सुझाव देता है कि बड़े पैमाने पर, पदार्थ के गुरुत्वाकर्षण प्रभाव पर प्रतिकर्षक प्रभाव हावी है, जिससे विस्तार की दर तेज हो रही है। सबसे सरल व्याख्या एक कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट (Λ) है जो स्पेसटाइम की वैक्यूम ऊर्जा का प्रतिनिधित्व करता है। लेकिन वैकल्पिक सिद्धांत एक गतिशील स्केलर क्षेत्र या अन्य अजीब भौतिकी का प्रस्ताव करते हैं। जबकि हम डार्क एनर्जी के प्रभाव को माप सकते हैं, इसका मौलिक स्वभाव अभी भी ब्रह्मांड विज्ञान में एक प्रमुख रहस्य बना हुआ है, जो यह दर्शाता है कि हमें ब्रह्मांड के भाग्य के बारे में अभी बहुत कुछ सीखना बाकी है।

2. ब्रह्मांडीय त्वरण के लिए प्रेक्षणीय साक्ष्य

2.1 टाइप Ia सुपरनोवा मानकीकृत कैंडल के रूप में

खगोलविद टाइप Ia सुपरनोवा—द्वि-तारकीय प्रणालियों में विस्फोटित सफेद बौने—पर निर्भर करते हैं, जिन्हें "मानकीकृत कैंडल" कहा जाता है। उनकी चरम चमक, कैलिब्रेशन के बाद, इतनी सुसंगत होती है कि प्रकट चमक बनाम रेडशिफ्ट मापकर, कोई ब्रह्मांडीय दूरी और विस्तार इतिहास का अनुमान लगा सकता है। 1990 के दशक के अंत में, High-z Supernova Search Team (आदम रीस, ब्रायन श्मिट के नेतृत्व में) और Supernova Cosmology Project (सौल पर्लमटर के नेतृत्व में) ने खोजा कि दूरस्थ सुपरनोवा (~रेडशिफ्ट 0.5–0.8) अपेक्षा से धीमे दिखे, जो मंदी या यहां तक कि कोस्टिंग ब्रह्मांड के तहत थे। सर्वोत्तम फिट ने एक त्वरणकारी विस्तार संकेत दिया [1,2]।

2.2 CMB और बड़े पैमाने पर संरचना

WMAP और Planck उपग्रहों से कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड विषमता के बाद के अवलोकन सटीक ब्रह्मांडीय पैरामीटर प्रदान करते हैं, पुष्टि करते हैं कि केवल पदार्थ (डार्क + बैरियोनिक) ~31% महत्वपूर्ण घनत्व के लिए जिम्मेदार है, और एक रहस्यमय डार्क ऊर्जा या "Λ" शेष (~69%) के लिए। बड़े पैमाने पर संरचना सर्वेक्षण (जैसे, स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे) भी बैरियन ध्वनिक दोलनों को ट्रैक करते हैं, जो एक त्वरणकारी विस्तार के साथ संगति दिखाते हैं। डेटा सामूहिक रूप से ΛCDM मॉडल बनाते हैं: एक ब्रह्मांड जिसमें ~5% बैरियोनिक पदार्थ, ~26% डार्क मैटर, और ~69% डार्क ऊर्जा है [3,4]।

2.3 बैरियन ध्वनिक दोलन और वृद्धि दर

बैरियन ध्वनिक दोलन (BAO) जो बड़े पैमाने पर आकाशगंगा समूहों पर अंकित होते हैं, एक "मानक पैमाना" के रूप में कार्य करते हैं, जो विभिन्न युगों में विस्तार को मापते हैं। उनका पैटर्न यह भी दर्शाता है कि पिछले कुछ अरब वर्षों में, विस्तार तेज हुआ है, जिससे ब्रह्मांडीय संरचना की वृद्धि दर शुद्ध रूप से पदार्थ-प्रधान परिदृश्य की तुलना में कम हो गई है। ये कई साक्ष्य एक ही निष्कर्ष पर पहुंचते हैं: एक त्वरणकारी घटक है जिसने पदार्थ के मंदी को पार कर लिया है।

3. कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट: सबसे सरल व्याख्या

3.1 आइंस्टीन का Λ और वैक्यूम ऊर्जा

अल्बर्ट आइंस्टीन ने 1917 में कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट Λ पेश किया, शुरू में स्थिर ब्रह्मांड समाधान प्राप्त करने के लिए। जब हबल के विस्तार की खोज हुई, तो आइंस्टीन ने कथित तौर पर Λ को "सबसे बड़ी गलती" कहा। फिर भी विडंबना यह है कि Λ ने ब्रह्मांडीय त्वरण के लिए प्रमुख उम्मीदवार के रूप में पुनरुत्थान किया— वैक्यूम ऊर्जा के साथ एक स्थिति समीकरण (p = -ρc²), जो नकारात्मक दबाव और विकर्षक गुरुत्वाकर्षण प्रभाव प्रदान करता है। यदि Λ वास्तव में स्थिर है, तो यह दूर भविष्य में घातीय विस्तार देता है, जो एक "de Sitter" चरण में समाप्त होता है जहाँ पदार्थ का घनत्व नगण्य हो जाता है।

3.2 परिमाण और सूक्ष्म-संतुलन

प्रेक्षित डार्क एनर्जी घनत्व लगभग ρ_Λ ≈ (10^-12 GeV)⁴ के क्रम का है। क्वांटम क्षेत्र सिद्धांत कई आदेशों से अधिक वैक्यूम ऊर्जा की भविष्यवाणी करते हैं, जिससे कुख्यात ब्रह्मांडीय स्थिरांक समस्या उत्पन्न होती है: मापा गया Λ प्लांक-स्केल वैक्यूम ऊर्जा की तुलना में इतना छोटा क्यों है? प्रयास किए गए समाधान (जैसे, किसी अज्ञात तंत्र द्वारा रद्दीकरण) असंतोषजनक या अपूर्ण हैं। यह सैद्धांतिक भौतिकी में सबसे बड़ी सूक्ष्म-संतुलन पहेलियों में से एक है।

4. गतिशील डार्क एनर्जी: क्विंटेसेंस और विकल्प

4.1 क्विंटेसेंस क्षेत्र

कठोर स्थिरांक के बजाय, कुछ लोग एक गतिशील स्केलर क्षेत्र φ का प्रस्ताव करते हैं, जिसकी संभाव्यता V(φ) होती है, जो ब्रह्मांडीय समय के साथ विकसित होती है—जिसे अक्सर “क्विंटेसेंस” कहा जाता है। इसका अवस्था समीकरण w = p / ρ -1 (शुद्ध ब्रह्मांडीय स्थिरांक के लिए मान) से भिन्न हो सकता है। अवलोकन वर्तमान में w ≈ -1 ± 0.05 मापते हैं, जो -1 से मामूली विचलन की गुंजाइश छोड़ता है। यदि w समय के साथ बदलता है, तो हम विस्तार दर में भविष्य के बदलाव देख सकते हैं। लेकिन अभी तक समय-परिवर्तनीय w के लिए कोई स्पष्ट अवलोकनीय प्रमाण नहीं है।

4.2 फैंटम एनर्जी या k-एसेंस

कुछ विदेशी मॉडल w < -1 (“फैंटम एनर्जी”) प्रस्तावित करते हैं, जो “बिग रिप” परिदृश्य की ओर ले जाता है जहाँ ब्रह्मांड का विस्तार इतना तेज़ हो जाता है कि अंततः परमाणु भी टूट जाते हैं। या “k-एसेंस” सिद्धांत गैर-मानक गतिज पदों को शामिल करते हैं। ये सभी अनुमानित हैं, मुख्य रूप से सुपरनोवा, BAO, और CMB डेटा के साथ भविष्यवाणी किए गए ब्रह्मांडीय विस्तार इतिहास की तुलना करके परीक्षण किए गए हैं, जिनमें से किसी ने भी लगभग स्थिर Λ के मुकाबले कोई पसंदीदा विकल्प नहीं चुना है।

4.3 संशोधित गुरुत्वाकर्षण

एक अन्य दृष्टिकोण है बड़े पैमाने पर सामान्य सापेक्षता को संशोधित करना बजाय डार्क एनर्जी को पेश करने के। अतिरिक्त आयाम, f(R) सिद्धांत, या ब्रेनवर्ल्ड परिदृश्य प्रभावी त्वरण उत्पन्न कर सकते हैं। हालांकि, सौर-मंडल की सटीकता परीक्षणों और ब्रह्मांडीय डेटा को मेल करना चुनौतीपूर्ण है। वर्तमान में, इन संशोधनों में से कोई भी Λ की तुलना में व्यापक अवलोकनों के मेल में स्पष्ट श्रेष्ठता नहीं दिखाता।

5. “अब क्यों?” पहेली और संयोग

5.1 ब्रह्मांडीय संयोग

डार्क एनर्जी में ऊर्जा घनत्व का अंश केवल पिछले कुछ अरब वर्षों में प्रमुख हुआ—तो ब्रह्मांड अब क्यों तेज़ी से फैल रहा है, पहले या बाद में क्यों नहीं? यह “संयोग समस्या” या तो मानव-केंद्रित तर्क (बुद्धिमान पर्यवेक्षक लगभग उसी युग में उत्पन्न होते हैं जब पदार्थ और Λ समान क्रम के होते हैं), या अज्ञात भौतिकी का सुझाव देती है जो डार्क एनर्जी के आरंभ के लिए एक समय सीमा निर्धारित करती है। मानक ΛCDM मॉडल स्वाभाविक रूप से इस पहेली को हल नहीं करता लेकिन इसे व्यापक मानव-केंद्रित दृष्टिकोण के भीतर समायोजित करता है।

5.2 एंथ्रोपिक सिद्धांत और मल्टीवर्स

कुछ का तर्क है कि यदि Λ बहुत बड़ा होता, तो संरचना निर्माण नहीं होता क्योंकि तेज विस्तार पदार्थ के समूह बनने से पहले ही उसे पार कर जाता; यदि Λ नकारात्मक या छोटा होता, तो हमारा ब्रह्मांडीय समयरेखा अलग होती। एंथ्रोपिक सिद्धांत कहता है कि हम Λ को उस संकीर्ण सीमा में पाते हैं जो आकाशगंगाओं और पर्यवेक्षकों को अस्तित्व में आने देती है। मल्टीवर्स विचारों के साथ, प्रत्येक क्षेत्र में अलग वैक्यूम ऊर्जा हो सकती है, और हम उस क्षेत्र में रहते हैं जो जटिलता को बढ़ावा देता है। यद्यपि यह सैद्धांतिक है, यह स्पष्ट संयोगों को तर्कसंगत बनाने का एक तरीका है।

6. ब्रह्मांड के भविष्य के लिए निहितार्थ

6.1 शाश्वत त्वरण?

यदि डार्क एनर्जी एक स्थिर Λ बनी रहती है, तो ब्रह्मांड का विस्तार घातीय रूप से तेज होता है। वे आकाशगंगाएँ जो गुरुत्वाकर्षण से बंधी नहीं हैं (जैसे हमारी स्थानीय समूह के बाहर) अंततः हमारे ब्रह्मांडीय क्षितिज से परे चली जाएंगी, जिससे एक "द्वीप ब्रह्मांड" बन जाएगा जिसमें स्थानीय संरचनाएँ होंगी। दशकों अरबों वर्षों में, उस क्षितिज के बाहर की ब्रह्मांडीय संरचनाएँ दृष्टि से गायब हो जाएंगी, जिससे स्थानीय आकाशगंगाएँ दूर की आकाशगंगाओं से प्रभावी रूप से अलग हो जाएंगी।

6.2 अन्य परिदृश्य

गतिशील क्विंटेसेंस: यदि w > -1, तो भविष्य का विस्तार घातीय से धीमा होगा। यह लगभग डे सिटर स्थिति के करीब पहुँच सकता है लेकिन कम "तेज"।
फैंटम ऊर्जा (w < -1): ब्रह्मांड "बिग रिप" में समाप्त हो सकता है, जहाँ विस्तार अंततः बंधे हुए सिस्टम (आकाशगंगाएँ, सौरमंडल, परमाणु) को भी पार कर जाता है। प्रेक्षणीय डेटा मजबूत फैंटम व्यवहार को थोड़ा नापसंद करता है लेकिन पूरी तरह से अस्वीकार नहीं करता।
वैक्यूम का क्षय: यदि वैक्यूम ऊर्जा अस्थिर है, तो यह स्वाभाविक रूप से कम ऊर्जा वाले वैक्यूम में संक्रमण कर सकती है—स्थानीय भौतिकी के लिए आपदा। अत्यंत सैद्धांतिक, लेकिन ज्ञात भौतिकी द्वारा निषिद्ध नहीं।

7. वर्तमान और भविष्य के खोज

7.1 उच्च-सटीकता ब्रह्मांडीय सर्वे

DES (डार्क एनर्जी सर्वे), eBOSS, Euclid (ESA), और आगामी Vera C. Rubin Observatory (LSST) जैसे सर्वे अरबों आकाशगंगाओं को मापते हैं, सुपरनोवा, BAO, कमजोर लेंसिंग, और संरचना की वृद्धि के माध्यम से विस्तार इतिहास को परिष्कृत करते हैं। वे स्थिति समीकरण पैरामीटर w की जांच करके यह देखना चाहते हैं कि क्या यह -1 से भिन्न है। w पर ~1% या बेहतर सटीकता से यह पता चल सकता है कि डार्क एनर्जी वास्तव में स्थिर है या गतिशील।

7.2 गुरुत्वाकर्षण तरंगें और मल्टी-मैसेंजर

भविष्य के गुरुत्वाकर्षण तरंग अवलोकन स्टैंडर्ड सायरन (मर्जिंग न्यूट्रॉन स्टार्स) के माध्यम से ब्रह्मांडीय विस्तार को विद्युतचुंबकीय विधियों से स्वतंत्र रूप से माप सकते हैं। विद्युतचुंबकीय संकेतों के साथ मिलकर, स्टैंडर्ड सायरन डार्क एनर्जी के विकास पर प्रतिबंधों को कड़ा कर सकते हैं। इसी तरह, कॉस्मिक डॉन या पुनःआयनन युग की 21 सेमी टोमोग्राफी उच्च रेडशिफ्ट पर ब्रह्मांडीय विस्तार मापने में मदद कर सकती है, जिससे डार्क एनर्जी मॉडल का अधिक गहराई से परीक्षण हो सके।

7.3 सैद्धांतिक प्रगति?

कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट समस्या को हल करना या quintessence के लिए एक मजबूत सूक्ष्मभौतिक आधार की खोज उन्नत क्वांटम गुरुत्वाकर्षण या स्ट्रिंग थ्योरी फ्रेमवर्क से आ सकती है। वैकल्पिक रूप से, नए सममिति सिद्धांत (जैसे supersymmetry, हालांकि अब तक LHC में नहीं देखा गया) या मानव-केंद्रित तर्क डार्क एनर्जी की छोटी मात्रा को स्पष्ट कर सकते हैं। यदि “डार्क एनर्जी उत्तेजनाओं” या पांचवीं शक्तियों का प्रत्यक्ष पता चलता (हालांकि अब तक नहीं), तो यह हमारे दृष्टिकोण में क्रांति ला सकता है।

8. निष्कर्ष

डार्क एनर्जी ब्रह्मांड विज्ञान में सबसे गूढ़ रहस्यों में से एक है: एक प्रतिकर्षक घटक जो तेजी से विस्तार को ऊर्जा देता है जिसे 1990 के दशक के अंत में दूरस्थ टाइप Ia सुपरनोवा प्रेक्षणों के माध्यम से अप्रत्याशित रूप से खोजा गया था। CMB, BAO, lensing, और संरचना विकास जैसे व्यापक डेटा द्वारा समर्थित, डार्क एनर्जी मानक ΛCDM मॉडल के तहत ब्रह्मांड की ऊर्जा बजट का लगभग 68–70% बनाती है। सबसे सरल उम्मीदवार, एक कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट, मौजूदा डेटा से मेल खाता है लेकिन कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट समस्या और मानव-केंद्रित संयोग जैसी सैद्धांतिक पहेलियाँ उठाता है।

वैकल्पिक विचार (quintessence, संशोधित गुरुत्वाकर्षण, holographic scenarios) अभी भी अनुमानित हैं लेकिन सक्रिय जांच के अधीन हैं। 2020 के दशक और उसके बाद के लिए नियोजित प्रेक्षण अभियान— Euclid, LSST, Roman Space Telescope—डार्क एनर्जी के समीकरण की स्थिति पर प्रतिबंधों को परिष्कृत करेंगे, संभवतः यह प्रकट करेंगे कि क्या ब्रह्मांडीय त्वरण वास्तव में समय के साथ स्थिर है या नई भौतिकी का संकेत देता है। डार्क एनर्जी की पहेली को सुलझाना न केवल ब्रह्मांड के भाग्य (अनंत विस्तार, बिग रिप, या कुछ और) को स्पष्ट करेगा बल्कि क्वांटम क्षेत्रों, गुरुत्वाकर्षण, और स्पेसटाइम की मौलिक प्रकृति के बीच अंतर्संबंध को भी समझाएगा। संक्षेप में, डार्क एनर्जी की पहचान को उजागर करना हमारे ब्रह्मांड के विकास, अस्तित्व और अंततः क्षितिज के परे दूरस्थ आकाशगंगाओं को ले जाने वाले त्वरण के कारण दृश्य से गायब होने की ब्रह्मांडीय जासूसी कहानी में एक महत्वपूर्ण कदम है।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

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.
Perlmutter, S., et al. (1999). “42 उच्च-रेडशिफ्ट सुपरनोवा से Ω और Λ के मापन।” The Astrophysical Journal, 517, 565–586.
Planck Collaboration (2018). “Planck 2018 परिणाम। VI. कॉस्मोलॉजिकल पैरामीटर्स।” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
Weinberg, S. (1989). “कॉस्मोलॉजिकल कॉन्स्टेंट समस्या।” Reviews of Modern Physics, 61, 1–23.
Frieman, J. A., Turner, M. S., & Huterer, D. (2008). “डार्क एनर्जी और तेजी से बढ़ता ब्रह्मांड।” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 46, 385–432.

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