The Cosmic Microwave Background (CMB)

कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB)

जब ब्रह्मांड पारदर्शी हुआ तब से बचा हुआ विकिरण ~380,000 वर्ष बाद Big Bang

Cosmic Microwave Background (CMB) को अक्सर ब्रह्मांड में हम जो सबसे पुरानी रोशनी देख सकते हैं के रूप में वर्णित किया जाता है—एक मंद, लगभग समान चमक जो पूरे अंतरिक्ष में व्याप्त है। यह एक महत्वपूर्ण युग के दौरान उत्पन्न हुआ, जो Big Bang के लगभग 380,000 वर्ष बाद था, जब प्राचीन इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन का प्लाज्मा न्यूट्रल परमाणुओं में बदल गया। इस समय से पहले, फोटॉन स्वतंत्र इलेक्ट्रॉनों से बार-बार टकराते थे, जिससे ब्रह्मांड अपारदर्शी था। जब पर्याप्त संख्या में न्यूट्रल परमाणु बने, तो टकराव कम हो गया, और फोटॉन स्वतंत्र रूप से यात्रा कर सकते थे—इस क्षण को recombination कहा जाता है। इस युग में जारी फोटॉन तब से अंतरिक्ष में यात्रा कर रहे हैं, धीरे-धीरे ठंडे होते और ब्रह्मांड के विस्तार के साथ तरंगदैर्ध्य में फैलते हुए।

आज, हम इन फोटॉनों का पता लगभग पूर्ण ब्लैकबॉडी स्पेक्ट्रम के साथ लगभग 2.725 K तापमान पर माइक्रोवेव विकिरण के रूप में लगाते हैं। CMB का अध्ययन ब्रह्मांड विज्ञान में क्रांति ला चुका है, जो ब्रह्मांड की संरचना, ज्यामिति, और विकास के बारे में अंतर्दृष्टि प्रदान करता है—प्रारंभिक घनत्व असमानताओं से जो आकाशगंगाओं के बीज थे, लेकर मौलिक ब्रह्मांडीय मापदंडों के सटीक मानों तक।

इस लेख में, हम कवर करेंगे:

  1. ऐतिहासिक खोज
  2. पुनर्संयोजन से पहले और दौरान ब्रह्मांड
  3. CMB के प्रमुख गुण
  4. असमानताएँ और पावर स्पेक्ट्रम
  5. प्रमुख CMB प्रयोग
  6. CMB से ब्रह्मांडीय प्रतिबंध
  7. वर्तमान और भविष्य के मिशन
  8. निष्कर्ष

2. ऐतिहासिक खोज

2.1 सैद्धांतिक भविष्यवाणियाँ

यह विचार कि प्रारंभिक ब्रह्मांड गर्म और सघन था, 1940 के दशक में George Gamow, Ralph Alpher, और Robert Herman के कार्यों तक जाता है। उन्होंने महसूस किया कि यदि ब्रह्मांड "hot Big Bang" में शुरू हुआ था, तो उस युग में मूल रूप से जारी विकिरण अभी भी मौजूद होना चाहिए लेकिन ठंडा होकर माइक्रोवेव क्षेत्र में रेडशिफ्ट हो गया होगा। उन्होंने कुछ केल्विन तापमान पर एक ब्लैकबॉडी स्पेक्ट्रम की भविष्यवाणी की, लेकिन इन भविष्यवाणियों को शुरू में व्यापक प्रयोगात्मक ध्यान नहीं मिला।

2.2 प्रेक्षणीय खोज

1964–1965 में, बेल लैब्स में Arno Penzias और Robert Wilson एक अत्यंत संवेदनशील, हॉर्न-आकार के रेडियो एंटीना में शोर के स्रोतों की जांच कर रहे थे। उन्होंने एक स्थायी पृष्ठभूमि शोर पाया जो समदिश (सभी दिशाओं में समान) था और कैलिब्रेशन प्रयासों के बावजूद कम नहीं हुआ। इसी समय, प्रिंसटन विश्वविद्यालय की एक टीम (जिसका नेतृत्व Robert Dicke और Jim Peebles कर रहे थे) प्रारंभिक ब्रह्मांड से पूर्वानुमानित “remnant radiation” की खोज के लिए तैयारी कर रही थी। जब दोनों समूह जुड़े, तो यह स्पष्ट हो गया कि Penzias और Wilson ने CMB की खोज की (Penzias & Wilson, 1965 [1])। इस खोज के लिए उन्हें 1978 में भौतिकी का नोबेल पुरस्कार मिला और इसने बिग बैंग मॉडल को ब्रह्मांडीय उत्पत्ति के प्रमुख सिद्धांत के रूप में स्थापित किया।

3. recombination से पहले और दौरान ब्रह्मांड

3.1 प्रारंभिक प्लाज्मा

बिग बैंग के बाद पहले कई लाख वर्षों के दौरान, ब्रह्मांड प्रोटॉन, इलेक्ट्रॉन, फोटॉन, और (थोड़े कम) हीलियम नाभिकों के गर्म प्लाज्मा से भरा था। फोटॉन लगातार मुक्त इलेक्ट्रॉनों से बिखरते थे (जिस प्रक्रिया को Thomson scattering कहा जाता है), जिससे ब्रह्मांड प्रभावी रूप से opaque हो गया था—जैसे सूर्य के प्लाज्मा के माध्यम से प्रकाश आसानी से नहीं गुजर पाता।

3.2 recombination

जैसे-जैसे ब्रह्मांड का विस्तार हुआ, यह ठंडा हुआ। बिग बैंग के लगभग 380,000 वर्ष बाद, तापमान लगभग 3,000 K तक गिर गया था। इन ऊर्जा स्तरों पर, इलेक्ट्रॉन प्रोटॉन के साथ मिलकर तटस्थ हाइड्रोजन परमाणु बना सकते थे —जिस प्रक्रिया को recombination कहा जाता है। एक बार जब मुक्त इलेक्ट्रॉन तटस्थ परमाणुओं में बंध गए, तो फोटॉन का बिखराव नाटकीय रूप से कम हो गया, और ब्रह्मांड विकिरण के लिए पारदर्शी हो गया। आज हम जो CMB फोटॉन मापते हैं वे वही फोटॉन हैं जो इस क्षण छोड़े गए थे, हालांकि वे 13 अरब से अधिक वर्षों से यात्रा कर रहे हैं और रेडशिफ्ट हो रहे हैं।

3.3 surface of last scattering

जिस युग में फोटॉन ने अंतिम बार महत्वपूर्ण रूप से बिखराव किया था, उसे surface of last scattering कहा जाता है। व्यवहार में, पुनर्संयोजन एक तात्कालिक घटना नहीं थी; अधिकांश इलेक्ट्रॉनों के प्रोटॉनों के साथ बंधने में कुछ निश्चित समय (और रेडशिफ्ट अंतराल) लगा। फिर भी, हम इस प्रक्रिया को समय में एक अपेक्षाकृत पतली “शेल” के रूप में अनुमानित कर सकते हैं—CMB का वह मूल बिंदु जिसे हम पता लगाते हैं।

4. CMB के मुख्य गुण

4.1 काले शरीर का स्पेक्ट्रम

CMB के बारे में सबसे उल्लेखनीय टिप्पणियों में से एक यह है कि यह लगभग पूर्ण काले शरीर के वितरण का पालन करता है, जिसकी तापमान लगभग 2.72548 K है (जो COBE-FIRAS उपकरण [2] द्वारा सटीक रूप से मापा गया है)। यह अब तक मापा गया सबसे सटीक काले शरीर का स्पेक्ट्रम है। लगभग पूर्ण काले शरीर की प्रकृति बिग बैंग मॉडल का दृढ़ समर्थन करती है: एक अत्यधिक थर्मलाइज्ड, प्रारंभिक ब्रह्मांड जो विस्तार हुआ और एडियाबैटिक रूप से ठंडा हुआ।

4.2 समदिशता और समरूपता

प्रारंभिक अवलोकनों ने दिखाया कि CMB लगभग isotropic था (सभी दिशाओं में समान तीव्रता) लगभग 105 के भाग में। यह लगभग समानता दर्शाती है कि ब्रह्मांड पुनः संयोजन पर बहुत समरूप और तापीय संतुलन में था। हालांकि, isotropy से छोटे विचलन—जिन्हें anisotropies कहा जाता है—महत्वपूर्ण हैं। वे संरचना निर्माण के सबसे प्रारंभिक बीज का प्रतिनिधित्व करते हैं।

5. विषमताएँ और पावर स्पेक्ट्रम

5.1 तापमान उतार-चढ़ाव

1992 में, COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) प्रयोग ने CMB में 10−5 स्तर के छोटे तापमान उतार-चढ़ाव का पता लगाया। ये उतार-चढ़ाव आकाश के “तापमान मानचित्र” में दर्शाए गए हैं, जो छोटे “गर्म” और “ठंडे” स्थान दिखाते हैं जो प्रारंभिक ब्रह्मांड में थोड़े अधिक या कम घने क्षेत्रों के अनुरूप हैं।

5.2 ध्वनिक दोलन

पुनः संयोजन से पहले, फोटॉन और बैरियन्स (प्रोटॉन और न्यूट्रॉन) कड़ाई से जुड़े हुए थे, जो एक photon-baryon fluid बनाते थे। घनत्व तरंगें (acoustic oscillations) इस द्रव में फैलती थीं, जिन्हें गुरुत्वाकर्षण द्वारा पदार्थ को अंदर की ओर खींचना और विकिरण दबाव द्वारा बाहर की ओर धकेलना प्रेरित करता था। जब ब्रह्मांड पारदर्शी हुआ, तो ये दोलन “फ्रीज” हो गए, जिससे CMB power spectrum में विशिष्ट चोटियाँ बनीं—जो तापमान उतार-चढ़ाव के कोणीय पैमाने के साथ कैसे बदलते हैं इसका माप है। मुख्य विशेषताएँ शामिल हैं:

  • First Acoustic Peak: उस सबसे बड़े मोड से संबंधित है जिसे पुनः संयोजन से पहले आधा दोलन पूरा करने का समय मिला; यह ब्रह्मांड की ज्यामिति का माप प्रदान करता है।
  • Subsequent Peaks: बैरियन घनत्व, डार्क मैटर घनत्व, और अन्य ब्रह्मांडीय मापदंडों की जानकारी देते हैं।
  • Damping Tail: बहुत छोटे कोणीय पैमानों पर, उतार-चढ़ाव photon diffusion (Silk damping) द्वारा दबाए जाते हैं।

5.3 ध्रुवीकरण

तापमान उतार-चढ़ाव के अलावा, CMB आंशिक रूप से polarized है क्योंकि अनिसोट्रॉपिक विकिरण क्षेत्र में Thomson scattering होता है। दो मुख्य ध्रुवीकरण मोड हैं:

  • E-mode Polarization: स्केलर घनत्व विक्षेपणों द्वारा उत्पन्न; पहली बार 2002 में DASI प्रयोग द्वारा पता लगाया गया और WMAP तथा Planck द्वारा सटीक मापा गया।
  • B-mode Polarization: प्रारंभिक गुरुत्वाकर्षण तरंगों (जैसे, inflation से) या E-modes के लेंसिंग से उत्पन्न हो सकता है। प्रारंभिक B-modes का पता लगना inflation के लिए एक “smoking gun” हो सकता है। जबकि लेंसिंग B-modes का पता लग चुका है (जैसे, POLARBEAR, SPT, और Planck सहयोग), प्रारंभिक B-modes की खोज जारी है।

6. प्रमुख CMB प्रयोग

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • 1989 में NASA द्वारा लॉन्च किया गया।
  • FIRAS instrument ने CMB की ब्लैकबॉडी प्रकृति को असाधारण सटीकता से पुष्टि की।
  • DMR instrument ने पहली बार बड़े पैमाने पर तापमान विषमताएँ पता कीं।
  • बिग बैंग सिद्धांत को संदेह से परे स्थापित करने में एक बड़ा कदम।
  • प्रमुख अन्वेषकों John Mather और George Smoot को COBE पर उनके कार्य के लिए भौतिकी में नोबेल पुरस्कार (2006) मिला।

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • NASA द्वारा 2001 में लॉन्च किया गया।
  • CMB तापमान (और बाद में ध्रुवीकरण) के विस्तृत पूर्ण-आकाश मानचित्र प्रदान किए, लगभग 13 आर्कमिनट तक कोणीय संकल्प प्राप्त किया।
  • अभूतपूर्व सटीकता के साथ प्रमुख ब्रह्मांडीय पैरामीटर्स को परिष्कृत किया, जैसे ब्रह्मांड की आयु, हबल स्थिरांक, डार्क मैटर घनत्व, और डार्क एनर्जी अंश।

6.3 Planck (ESA मिशन)

  • 2009 से 2013 तक संचालित।
  • WMAP की तुलना में बेहतर कोणीय संकल्प (~5 आर्कमिनट तक) और तापमान संवेदनशीलता।
  • पूरे आकाश में कई आवृत्तियों (30–857 GHz) पर तापमान और ध्रुवीकरण विषमताओं का मानचित्रण किया।
  • अब तक के सबसे विस्तृत CMB मानचित्र बनाए, ब्रह्मांडीय पैरामीटर्स को और संकीर्ण किया और ΛCDM मॉडल की मजबूत पुष्टि प्रदान की।

7. CMB से ब्रह्मांडीय प्रतिबंध

इन मिशनों (और अन्य) के कारण, CMB अब ब्रह्मांडीय पैरामीटर्स को सीमित करने के लिए एक आधारशिला बन गया है:

  1. ब्रह्मांड की ज्यामिति: पहली ध्वनिक चोटी का स्थान सुझाव देता है कि ब्रह्मांड स्थानिक रूप से लगभग समतल है (Ωtotal ≈ 1)।
  2. डार्क मैटर: ध्वनिक चोटियों की सापेक्ष ऊँचाई डार्क मैटर (Ωc) की घनत्व की तुलना बैरियोनिक मैटर (Ωb) से सीमित करती है।
  3. डार्क एनर्जी: CMB डेटा को अन्य अवलोकनों (जैसे सुपरनोवा दूरी और बैरियन ध्वनिक दोलन) के साथ मिलाकर ब्रह्मांड में डार्क एनर्जी (ΩΛ) के अंश को निर्धारित किया जाता है।
  4. हबल स्थिरांक (H0): ध्वनिक चोटियों के कोणीय पैमाने के मापन H0 का अप्रत्यक्ष निर्धारण प्रदान करते हैं। वर्तमान CMB-आधारित परिणाम (Planck से) सुझाव देते हैं कि H0 ≈ 67.4 ± 0.5 किमी/सेकंड/मेगापार्सेक है, हालांकि यह कुछ स्थानीय दूरी-सीढ़ी मापों से टकराव में है जो H0 ≈ 73 पाते हैं। इस असंगति को सुलझाना—जिसे हबल तनाव कहा जाता है—वर्तमान ब्रह्मांडीय अनुसंधान का एक प्रमुख केंद्र है।
  5. इन्फ्लेशनरी पैरामीटर्स: प्रारंभिक उतार-चढ़ाव की आयाम और स्पेक्ट्रल इंडेक्स (As, ns) CMB विषमताओं द्वारा सीमित हैं, जो इन्फ्लेशनरी मॉडलों पर प्रतिबंध लगाते हैं।

8. वर्तमान और भविष्य के मिशन

8.1 ग्राउंड-आधारित और गुब्बारे-आधारित अवलोकन

WMAP और Planck के बाद, कई उच्च-संवेदनशीलता वाले ग्राउंड-आधारित और गुब्बारे-आधारित टेलीस्कोप CMB तापमान और ध्रुवीकरण की हमारी समझ को और परिष्कृत करते रहते हैं:

  • Atacama Cosmology Telescope (ACT) और South Pole Telescope (SPT): बड़े-छिद्र वाले टेलीस्कोप जो छोटे पैमाने के CMB विषमताओं और ध्रुवीकरण को मापने के लिए डिज़ाइन किए गए हैं।
  • बलून-आधारित प्रयोग: जैसे BOOMERanG, Archeops, और SPIDER, जो निकट-अंतरिक्ष ऊंचाइयों से उच्च-रिज़ॉल्यूशन मापन प्रदान करते हैं।

8.2 B-मोड्स की खोज

BICEP, POLARBEAR, और CLASS जैसे प्रयास B-मोड ध्रुवीकरण का पता लगाने या सीमित करने पर केंद्रित हैं। यदि प्रारंभिक B-मोड्स एक निश्चित स्तर पर पुष्टि हो जाते हैं, तो वे मुद्रास्फीति युग से गुरुत्वाकर्षण तरंगों के प्रत्यक्ष प्रमाण प्रदान करेंगे। हालांकि प्रारंभिक दावे (जैसे, 2014 में BICEP2) बाद में गैलेक्टिक धूल संदूषण के कारण माने गए, मुद्रास्फीति B-मोड्स के साफ़ पता लगाने की खोज जारी है।

8.3 अगली पीढ़ी के मिशन

  • CMB-S4: एक योजना बद्ध ग्राउंड-आधारित परियोजना जो टेलीस्कोप की एक बड़ी श्रृंखला तैनात करेगी, जिसका उद्देश्य अभूतपूर्व संवेदनशीलता के साथ CMB ध्रुवीकरण को मापना है, विशेष रूप से छोटे कोणीय पैमानों पर।
  • LiteBIRD (योजना बद्ध JAXA मिशन): एक उपग्रह जो बड़े पैमाने पर CMB ध्रुवीकरण को मापने के लिए समर्पित है, विशेष रूप से प्रारंभिक B-मोड्स के संकेत की खोज के लिए।
  • CORE (प्रस्तावित ESA मिशन, वर्तमान में चयनित नहीं): प्लैंक की ध्रुवीकरण संवेदनशीलता में सुधार करेगा।

9. निष्कर्ष

कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि प्रारंभिक ब्रह्मांड की एक अनूठी खिड़की प्रदान करती है—जब यह केवल कुछ लाख वर्ष पुराना था। इसके तापमान, ध्रुवीकरण, और सूक्ष्म विषमताओं के मापन ने बिग बैंग मॉडल की पुष्टि की है, डार्क मैटर और डार्क एनर्जी के अस्तित्व को स्थापित किया है, और हमें ΛCDM के रूप में जाना जाने वाला एक सटीक ब्रह्मांडीय ढांचा दिया है। इसके अलावा, CMB भौतिकी की सीमाओं को आगे बढ़ाता रहता है: प्रारंभिक गुरुत्वाकर्षण तरंगों की खोज से लेकर मुद्रास्फीति मॉडल का परीक्षण करने और हबल तनाव से संबंधित संभावित नई भौतिकी की जांच तक।

जैसे-जैसे भविष्य के प्रयोग संवेदनशीलता और कोणीय संकल्प बढ़ाएंगे, हम खगोलीय डेटा की और भी समृद्ध फसल की उम्मीद करते हैं। चाहे वह हमारे मुद्रास्फीति के ज्ञान को परिष्कृत करना हो, डार्क एनर्जी की प्रकृति को सटीक रूप से पहचानना हो, या नई भौतिकी के सूक्ष्म संकेतों को उजागर करना हो, CMB आधुनिक खगोल भौतिकी और ब्रह्मांड विज्ञान के सबसे शक्तिशाली और ज्ञानवर्धक उपकरणों में से एक बना हुआ है।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “4080 Mc/s पर अतिरिक्त एंटीना तापमान का मापन।” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Link]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “COBE FIRAS उपकरण द्वारा कॉस्मिक माइक्रोवेव पृष्ठभूमि स्पेक्ट्रम का मापन।” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Link]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Link]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Link]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Finding the Big Bang. Cambridge University Press. – CMB की खोज और महत्व पर ऐतिहासिक और वैज्ञानिक दृष्टिकोण।
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley. – प्रारंभिक ब्रह्मांड के भौतिकी और CMB की भूमिका का व्यापक उपचार।
  8. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. Cambridge University Press. – कॉस्मिक इन्फ्लेशन, CMB असमानताओं, और आधुनिक ब्रह्मांड विज्ञान के सैद्धांतिक आधारों पर गहन चर्चा।

 

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