Redshift Surveys and Mapping the Universe

रेडशिफ्ट सर्वेक्षण और ब्रह्मांड का मानचित्रण

मिलियनों आकाशगंगाओं का मानचित्रण करके बड़े पैमाने की संरचना, कॉस्मिक प्रवाह, और विस्तार को समझना

रेडशिफ्ट सर्वेक्षण क्यों महत्वपूर्ण हैं

सदियों तक, खगोल विज्ञान ने मुख्य रूप से वस्तुओं को दो-आयामी आकाश पर बिंदुओं के रूप में सूचीबद्ध किया। तीसरा आयाम, दूरी, आधुनिक युग तक अस्पष्ट रहा। जैसे ही हबल का नियम ने दिखाया कि एक आकाशगंगा की पलायन वेग (v) लगभग उसकी दूरी (d) के समानुपाती होती है (विशेषकर कम रेडशिफ्ट पर), आकाशगंगा के रेडशिफ्ट (इसके स्पेक्ट्रल रेखाओं में बदलाव) को मापना ब्रह्मांडीय दूरी मापने का व्यावहारिक तरीका बन गया। बड़ी संख्या में आकाशगंगाओं के रेडशिफ्ट को व्यवस्थित रूप से इकट्ठा करके, हम ब्रह्मांड की संरचना के त्रि-आयामी मानचित्र प्राप्त करते हैं—फिलामेंट्स, क्लस्टर्स, वॉइड्स, और सुपरक्लस्टर्स।

ये बड़े पैमाने के सर्वेक्षण आज प्रेक्षणीय ब्रह्मांड विज्ञान की आधारशिला हैं। ये कॉस्मिक वेब को प्रकट करते हैं, जो डार्क मैटर और प्रारंभिक घनत्व असमानताओं द्वारा आकारित है, और ये कॉस्मिक प्रवाहों, विस्तार इतिहास, और ब्रह्मांड की ज्यामिति और संरचना को मापने में मदद करते हैं। नीचे, हम रेडशिफ्ट सर्वेक्षण कैसे काम करते हैं, उन्होंने क्या खोजा है, और वे प्रमुख ब्रह्मांडीय मापदंडों (डार्क एनर्जी, डार्क मैटर सामग्री, हबल स्थिरांक, आदि) के निर्धारण में क्या भूमिका निभाते हैं, इसका अवलोकन करते हैं।

2. रेडशिफ्ट और ब्रह्मांडीय दूरी के मूल सिद्धांत

2.1 रेडशिफ्ट की परिभाषा

एक आकाशगंगा का रेडशिफ्ट (z) इस प्रकार परिभाषित है:

z = (λप्रेक्षित - λउत्सर्जित) / λउत्सर्जित,

यह दर्शाता है कि इसके स्पेक्ट्रल फीचर्स कितने लंबी तरंग दैर्ध्य की ओर स्थानांतरित हुए हैं। निकटवर्ती आकाशगंगाओं के लिए, z ≈ v/c, जो वेग (v) और प्रकाश की गति (c) को जोड़ता है। दूर के लिए, ब्रह्मांडीय विस्तार सीधे वेग की व्याख्या को जटिल बनाता है, लेकिन हम फिर भी z पर निर्भर रहते हैं यह मापने के लिए कि फोटॉन के उत्सर्जन के बाद से ब्रह्मांड कितना फैला है।

2.2 हबल का नियम और उससे आगे

कम रेडशिफ्ट (z ≪ 1) पर, हबल का नियम कहता है v ≈ H0 d। इसलिए, रेडशिफ्ट-आधारित वेग से दूरी का अनुमान d ≈ (c/H0) z लगाया जा सकता है। उच्च रेडशिफ्ट पर, z को सह-चल दूरी से जोड़ने के लिए एक पूर्ण कॉस्मोलॉजिकल मॉडल (जैसे ΛCDM) अपनाया जाता है। रेडशिफ्ट सर्वेक्षण इस प्रकार स्पेक्ट्रा मापने, ज्ञात रेखाओं (जैसे हाइड्रोजन बाल्मर रेखाएं, [O II], आदि) की पहचान करने, और रेडशिफ्ट को दूरी में बदलकर आकाशगंगाओं के 3D मानचित्र बनाने पर आधारित होते हैं।

3. रेडशिफ्ट सर्वेक्षणों का ऐतिहासिक विकास

3.1 CfA रेडशिफ्ट सर्वेक्षण

सबसे शुरुआती बड़े रेडशिफ्ट सर्वे में से एक था सेंटर फॉर एस्ट्रोफिजिक्स (CfA) सर्वे (1970s–1980s), जिसने हजारों गैलेक्सी रेडशिफ्ट्स एकत्र किए। इसके परिणामस्वरूप 2D "वेज" प्लॉट्स में दीवारें और खाली क्षेत्र दिखे, जिनमें "ग्रेट वॉल" भी शामिल था। इन विशेषताओं ने संकेत दिया कि गैलेक्सी वितरण समान नहीं था, और ~100 Mpc के पैमाने पर बड़े पैमाने की संरचना का खुलासा किया।

3.2 टू-डिग्री फील्ड (2dF) और 2000 के दशक की शुरुआत

2000 के दशक की शुरुआत में, 2dF गैलेक्सी रेडशिफ्ट सर्वे (2dFGRS) ने एंग्लो-ऑस्ट्रेलियन टेलीस्कोप पर 2dF मल्टी-फाइबर स्पेक्ट्रोग्राफ का उपयोग किया, लगभग 220,000 रेडशिफ्ट्स को z ∼ 0.3 तक मापा। इस सर्वे ने गैलेक्सी सहसंबंध फ़ंक्शन में बैरीऑन ऑस्सीलेशन (BAO) का मजबूत पता लगाया, जिससे पदार्थ घनत्व के अनुमान सुधरे। इसने अभूतपूर्व विस्तार से बड़े खाली क्षेत्र, फिलामेंट्स, और बड़े पैमाने के प्रवाहों का मानचित्रण भी किया।

3.3 SDSS: एक क्रांतिकारी कैटलॉग

2000 में लॉन्च किया गया, स्लोन डिजिटल स्काई सर्वे (SDSS) ने समर्पित 2.5 मीटर टेलीस्कोप का उपयोग किया जिसमें वाइड-फील्ड CCD इमेजिंग और मल्टी-फाइबर स्पेक्ट्रोस्कोपी थी। कई चरणों (SDSS-I, II, III, IV) में, इसने मिलियनों गैलेक्सी स्पेक्ट्रा एकत्र किए, उत्तरी आकाश के महत्वपूर्ण हिस्सों को कवर करते हुए। उप-परियोजनाओं में शामिल थे:

  • BOSS (बैरीऑन ऑस्सीलेशन स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वे): लगभग 1.5 मिलियन चमकीली लाल गैलेक्सियां, BAO डिटेक्शंस को उच्च सटीकता तक ले जाना।
  • eBOSS: उत्सर्जन-लाइन गैलेक्सियों, क्वासरों, और Lyα फॉरेस्ट का उपयोग करके उच्च रेडशिफ्ट तक विस्तारित BAO।
  • MaNGA: हजारों गैलेक्सियों का विस्तृत इंटीग्रल-फील्ड स्पेक्ट्रोस्कोपी।

SDSS का प्रभाव बहुत बड़ा था: 3D में कॉस्मिक वेब का खुलासा, गैलेक्सी क्लस्टरिंग के पावर स्पेक्ट्रम को परिष्कृत करना, और ΛCDM पैरामीटर की पुष्टि करना, डार्क एनर्जी के लिए मजबूत सबूत के साथ [1,2]।

3.4 DESI, यूक्लिड, रोमन, और भविष्य

DESI (डार्क एनर्जी स्पेक्ट्रोस्कोपिक इंस्ट्रूमेंट) 2020 में शुरू हुआ, लगभग 35 मिलियन गैलेक्सी/क्वासर रेडशिफ्ट्स को लक्षित करता है, ~z तक 3.5, जो कॉस्मिक मानचित्रण में क्रांति ला रहा है। भविष्य के मिशन:

  • यूक्लिड (ESA) का लक्ष्य z ∼ 2 तक वाइड-फील्ड इमेजिंग और स्पेक्ट्रोस्कोपी है।
  • नैंसी ग्रेस रोमन स्पेस टेलीस्कोप (NASA) भी इसी तरह निकट-IR में बड़े क्षेत्रों का मानचित्रण करेगा, BAO और कमजोर लेंसिंग को मापते हुए।

तीव्रता मैपिंग एरेज़ (SKA के 21 सेमी लाइनों के लिए) के साथ मिलकर, ये कार्यक्रम बड़े पैमाने की संरचना मापों को नए रेडशिफ्ट क्षेत्रों तक ले जाएंगे, जिससे डार्क एनर्जी और विस्तार इतिहास पर और अधिक प्रतिबंध लगेंगे।

4. बड़े पैमाने की संरचना: कॉस्मिक वेब

4.1 फिलामेंट्स और नोड्स

रेडशिफ्ट सर्वेक्षण फिलामेंट्स दिखाते हैं: लम्बी संरचनाएं, जो दसों से सैकड़ों Mpc लंबी होती हैं, जो घनी “नोड्स” या क्लस्टर्स को जोड़ती हैं। फिलामेंट्स के चौराहों पर क्लस्टर्स होते हैं—सबसे घने आकाशगंगा पर्यावरण—जबकि सुपरक्लस्टर्स बड़े, ढीले बंधे हुए संरचनाएं बनाते हैं। फिलामेंट्स में आकाशगंगाएं विशिष्ट प्रवाह का पालन कर सकती हैं, जो क्लस्टर नोड्स में सामग्री पहुंचाती हैं।

4.2 वॉइड्स

फिलामेंट्स के बीच वॉइड्स होते हैं: बड़े कम घनत्व वाले क्षेत्र जिनमें चमकीली आकाशगंगाएं नहीं होतीं। वॉइड्स लगभग 10–50 Mpc या उससे अधिक चौड़े हो सकते हैं, जो अधिकांश ब्रह्मांडीय आयतन घेरते हैं लेकिन उनमें कम आकाशगंगाएं होती हैं। वॉइड्स का मानचित्रण डार्क एनर्जी का परीक्षण करने में मदद करता है, क्योंकि इन खाली क्षेत्रों में विस्तार थोड़ा तेज हो सकता है, जो ब्रह्मांडीय प्रवाह और गुरुत्वाकर्षण पर पूरक प्रतिबंध प्रदान करता है।

4.3 टेपेस्ट्री

मिलकर, फिलामेंट्स, क्लस्टर्स, सुपरक्लस्टर्स, और वॉइड्स एक जाल बनाते हैं—एक “फोम जैसा” संरचना जो डार्क मैटर के N-बॉडी सिमुलेशनों द्वारा पूर्वानुमानित है। अवलोकन पुष्टि करते हैं कि डार्क मैटर अंतर्निहित गुरुत्वाकर्षण संरचना प्रदान करता है, जबकि बैरियोनिक पदार्थ (तारे, गैस) उस संरचना का पता लगाते हैं। रेडशिफ्ट सर्वेक्षणों ने इस ब्रह्मांडीय जाल को दृश्यात्मक और मात्रात्मक रूप से स्पष्ट किया।

5. रेडशिफ्ट सर्वेक्षणों से ब्रह्मांड विज्ञान

5.1 सहसंबंध फ़ंक्शन और पावर स्पेक्ट्रा

एक मुख्य उपकरण है दो-बिंदु सहसंबंध फ़ंक्शन ξ(r), जो यादृच्छिक की तुलना में दूरी r पर एक आकाशगंगा जोड़ी मिलने की अतिरिक्त संभावना को दर्शाता है। हम फूरियर स्थान में पावर स्पेक्ट्रम P(k) की भी जांच करते हैं। P(k) का आकार पदार्थ घनत्व, बैरियन अंश, न्यूट्रिनो द्रव्यमान पैमाना, और प्रारंभिक अस्थिरता स्पेक्ट्रम को प्रकट करता है। CMB डेटा के साथ संयोजन ΛCDM के सटीक फिट प्रदान करता है।

5.2 बैरियन ध्वनिक दोलन (BAO)

आकाशगंगा समूह में एक प्रमुख विशेषता BAO संकेत है—सहसंबंध फ़ंक्शन में लगभग 100–150 Mpc पैमाने पर एक कमजोर शिखर। चूंकि वह पैमाना प्रारंभिक ब्रह्मांड भौतिकी से अच्छी तरह जाना जाता है, यह ब्रह्मांडीय दूरी को रेडशिफ्ट के मुकाबले मापने के लिए एक “मानक पैमाना” के रूप में कार्य करता है। मापे गए BAO पैमाने की तुलना पूर्वानुमानित भौतिक आकार से करके, हम हबल पैरामीटर H(z) निकालते हैं। यह डार्क एनर्जी के अवस्था समीकरण, ज्यामिति, और ब्रह्मांडीय विस्तार इतिहास को सीमित करने में मदद करता है।

5.3 रेडशिफ्ट-स्पेस विरूपण (RSD)

आकाशगंगाओं की विशिष्ट वेग दृष्टि रेखा के साथ “रेडशिफ्ट-स्पेस विरूपण” उत्पन्न करते हैं, जो सहसंबंध फ़ंक्शन में विषमता पैदा करते हैं। RSD ब्रह्मांडीय संरचना की विकास दर को एन्कोड करता है, जिससे यह परीक्षण होता है कि गुरुत्वाकर्षण मानक (GR) है या संशोधित। अब तक देखे गए RSD डेटा GR भविष्यवाणियों के साथ अच्छी तरह मेल खाते हैं, लेकिन चल रहे/भविष्य के सर्वेक्षण सटीकता बढ़ाते हैं, संभवतः नए भौतिकी के उभरने पर छोटे विचलन का पता लगा सकते हैं।

6. ब्रह्मांडीय प्रवाहों का मानचित्रण

6.1 विशिष्ट वेग और स्थानीय समूह की गति

हबल प्रवाह के अलावा, आकाशगंगाओं के पास स्थानीय द्रव्यमान सघनताओं से विशिष्ट वेग होते हैं, जैसे विरगो क्लस्टर, ग्रेट अट्रैक्टर। रेडशिफ्ट और स्वतंत्र दूरी संकेतकों (टुली–फिशर, सुपरनोवा, सतह चमक में उतार-चढ़ाव) को मिलाकर सर्वेक्षण इन वेग क्षेत्रों को माप सकते हैं। परिणामी "कॉस्मिक फ्लो मैप" लगभग 100 Mpc पैमाने पर सैकड़ों किमी/सेकंड के बल्क फ्लो दिखाते हैं।

6.2 बल्क फ्लो बहसें

कुछ विश्लेषण बड़े पैमाने पर प्रवाहों का दावा करते हैं जो ΛCDM अपेक्षाओं से अधिक हैं, हालांकि प्रणालीगत अनिश्चितताएँ बनी हुई हैं। इन ब्रह्मांडीय प्रवाहों को स्पष्ट करना डार्क मैटर वितरण और संभावित नए गुरुत्वाकर्षण प्रभावों पर एक और पकड़ प्रदान करता है। रेडशिफ्ट सर्वेक्षणों का मजबूत दूरी मापन के साथ संयोजन ब्रह्मांडीय वेग मानचित्रों को लगातार परिष्कृत करता रहता है।

7. चुनौतियों और प्रणालीगत त्रुटियों को पार करना

7.1 चयन फ़ंक्शन और पूर्णता

रेडशिफ्ट सर्वेक्षण में आकाशगंगाएँ आमतौर पर मैग्निट्यूड-सीमित या रंग द्वारा चयनित होती हैं। चयन या लक्ष्य पूर्णता में भिन्नताएँ मापी गई क्लस्टरिंग को पक्षपाती बना सकती हैं। सर्वेक्षण टीमें आकाश के हिस्सों में पूर्णता का सावधानीपूर्वक मॉडल बनाती हैं और रेडियल चयन (बड़ी दूरी पर कम फीकी आकाशगंगाएँ) के लिए सुधार करती हैं। इससे अंतिम सहसंबंध फ़ंक्शन या पावर स्पेक्ट्रम कृत्रिम रूप से विकृत नहीं होता।

7.2 रेडशिफ्ट त्रुटियाँ और फोटोमेट्रिक दृष्टिकोण

स्पेक्ट्रोस्कोपिक रेडशिफ्ट Δz ≈ 10-4 तक सटीक हो सकते हैं। लेकिन बड़े फोटोमेट्रिक सर्वेक्षण (जैसे डार्क एनर्जी सर्वे, LSST) ब्रॉड-बैंड फिल्टर्स पर निर्भर करते हैं, जो Δz ≈ 0.01–0.1 देते हैं। जबकि फोटोमेट्रिक रेडशिफ्ट बड़े नमूना आकार सक्षम करते हैं, उनकी पंक्ति-दृष्टि दिशा में अनिश्चितता अधिक होती है। क्लस्टरिंग-आधारित रेडशिफ्ट कैलिब्रेशन या स्पेक्ट्रोस्कोपिक नमूनों के साथ क्रॉस-कोरिलेशन जैसी विधियाँ इन अनिश्चितताओं को कम करने में मदद करती हैं।

7.3 गैर-रेखीय विकास और गैलेक्सी बायस

छोटे पैमानों पर, आकाशगंगा का समूह बनना बहुत गैर-रेखीय हो जाता है, रेडशिफ्ट स्थान में "फिंगर-ऑफ-गॉड" प्रभाव और विलय से जटिलताएँ होती हैं। साथ ही, आकाशगंगाएँ डार्क मैटर का पूरी तरह से अनुसरण नहीं करतीं; एक "गैलेक्सी बायस" कारक होता है जो पर्यावरण और प्रकार पर निर्भर करता है। सावधानीपूर्वक मॉडलिंग या बड़े पैमानों पर ध्यान केंद्रित करना (जहाँ रैखिक अनुमान लागू होते हैं) अक्सर विश्वसनीय रूप से ब्रह्मांडीय जानकारी निकालने के लिए उपयोग किया जाता है।

8. नवीनतम और भविष्य के रेडशिफ्ट सर्वेक्षण

8.1 देसी

डार्क एनर्जी स्पेक्ट्रोस्कोपिक इंस्ट्रूमेंट (DESI) मेयाल 4 मी टेलीस्कोप (किट पीक) पर 2020 में सर्वेक्षण शुरू किया, जिसका लक्ष्य 35 मिलियन आकाशगंगा और क्वासर के स्पेक्ट्रा है। 5000 रोबोटिक पोजिशनर्स के साथ ऑप्टिकल फाइबर के लिए, यह प्रति एक्सपोजर हजारों रेडशिफ्ट माप सकता है, जो z ∼ 0.05–3.5 तक फैला है। DESI का अभूतपूर्व नमूना कई युगों में BAO दूरी माप को परिष्कृत करेगा, ब्रह्मांडीय विस्तार और संरचना के विकास को पिन करेगा, और आकाशगंगा विकास अध्ययनों के लिए अमूल्य डेटा प्रदान करेगा।

8.2 Euclid और नैन्सी ग्रेस रोमन स्पेस टेलीस्कोप

Euclid (ESA) और Roman स्पेस टेलीस्कोप (NASA) 2020 के अंत में निकट-IR इमेजिंग और स्पेक्ट्रोस्कोपी को मिलाकर z ∼ 2 तक अरबों आकाशगंगाओं का मानचित्र बनाएंगे। वे कमजोर लेंसिंग और BAO दोनों को मापेंगे, जो डार्क एनर्जी, संभावित ब्रह्मांडीय वक्रता, और न्यूट्रिनो द्रव्यमान पर मजबूत प्रतिबंध प्रदान करेंगे। इस बीच, ग्राउंड-आधारित स्पेक्ट्रोग्राफ और भविष्य के तीव्रता मानचित्रण एरे (जैसे SKA के लिए 21 सेमी रेखाएं) के साथ तालमेल ब्रह्मांडीय आयतन को और बढ़ाएगा।

8.3 21 सेमी तीव्रता मानचित्रण

एक उभरती तकनीक है 21 सेमी तीव्रता मानचित्रण, जो व्यक्तिगत आकाशगंगाओं को अलग किए बिना बड़े पैमाने पर HI उत्सर्जन को मापती है। CHIME, HIRAX, और SKA जैसे एरे न्यूट्रल हाइड्रोजन में BAO संकेतों को उच्च रेडशिफ्ट तक मैप कर सकते हैं, पुनःआयनन कालों को जोड़ते हुए। यह दृष्टिकोण ऑप्टिकल/IR रेडशिफ्ट सर्वेक्षणों से परे ब्रह्मांडीय विस्तार प्रतिबंधों के लिए एक और मार्ग प्रदान करता है, हालांकि कैलिब्रेशन चुनौतियां बनी हुई हैं।

9. व्यापक प्रभाव: डार्क एनर्जी, हबल तनाव, और अधिक

9.1 डार्क एनर्जी अवस्था समीकरण

विभिन्न रेडशिफ्ट पर BAO दूरी पैमानों को z = 1100 पर CMB के एंकर और कम z पर सुपरनोवा डेटा के साथ मिलाकर विस्तार इतिहास H(z) प्राप्त होता है। यह निर्धारित करता है कि डार्क एनर्जी वास्तव में एक ब्रह्मांडीय स्थिरांक (w = -1) है या समय के साथ बदलती है। अब तक, w ≠ -1 के लिए कोई मजबूत सबूत नहीं मिला है, लेकिन बेहतर BAO डेटा सूक्ष्म विचलन दिखा सकता है।

9.2 हबल तनाव

कुछ स्थानीय दूरी-सीढ़ी मापन H0 के ~67–68 किमी/सेकंड/मेगापार्सेक के प्लांक + BAO फिट्स से 4–5σ अधिक हैं। यह “हबल तनाव” या तो प्रणालीगत त्रुटियों या नई भौतिकी (जैसे, प्रारंभिक डार्क एनर्जी) को उजागर कर सकता है। DESI, Euclid आदि से अधिक सटीक BAO मध्यम रेडशिफ्ट पर ब्रह्मांडीय विस्तार को और स्पष्ट करेंगे, संभवतः तनाव को कम या बढ़ाएंगे।

9.3 आकाशगंगा विकास

रेडशिफ्ट सर्वेक्षण आकाशगंगा विकास अध्ययनों को भी सक्षम बनाते हैं: तारा निर्माण इतिहास, आकृतिक परिवर्तन, पर्यावरण निर्भरता। ब्रह्मांडीय समय के पार आकाशगंगा गुणों की तुलना करके, हम समझते हैं कि क्वेंचिंग, विलय, और गैस प्रवाह आबादी वितरण को कैसे आकार देते हैं। ब्रह्मांडीय वेब संदर्भ (फिलामेंट्स बनाम वॉइड्स) इन प्रक्रियाओं को प्रभावित करता है, जो छोटे पैमाने पर आकाशगंगा विकास को बड़े पैमाने की संरचना से जोड़ता है।

10. निष्कर्ष

रेडशिफ्ट सर्वेक्षण प्रेक्षणीय ब्रह्मांड विज्ञान का एक आवश्यक उपकरण हैं, जो लाखों गैलेक्सियों के त्रि-आयामी मानचित्र प्रदान करते हैं। यह 3D दृष्टिकोण कॉस्मिक वेब—फिलामेंट्स, क्लस्टर, और रिक्त स्थान—को प्रकट करता है और बड़े पैमाने की संरचना के मजबूत माप प्रदान करता है। प्रमुख उपलब्धियों में शामिल हैं:

  • बैरीऑन ध्वनिक दोलन (BAO): ब्रह्मांडीय दूरी के लिए एक मानक पैमाना, डार्क एनर्जी को सीमित करना।
  • रेडशिफ्ट-स्पेस विरूपण: संरचना विकास और गुरुत्वाकर्षण का मापन।
  • गैलेक्सी प्रवाह और पर्यावरण: ब्रह्मांडीय वेग क्षेत्रों का पता लगाना, पर्यावरण-प्रेरित विकास।

CfA से लेकर 2dF, SDSS, और BOSS/eBOSS तक के प्रमुख सर्वेक्षणों ने ΛCDM को ब्रह्मांडीय वेब को विस्तार से पकड़कर मान्य किया। अगली पीढ़ी के प्रयास—DESI, Euclid, Roman, 21 सेमी मानचित्रण—रेडशिफ्ट कवरेज बढ़ाने, BAO दूरी मापों को तेज करने, और संभवतः हबल स्थिरांक में तनावों को सुलझाने या नई भौतिकी का पता लगाने का वादा करते हैं। इस प्रकार, रेडशिफ्ट सर्वेक्षण सटीक ब्रह्मांड विज्ञान के अग्रिम पंक्ति में बने हुए हैं, यह दर्शाते हुए कि ब्रह्मांड की बड़े पैमाने की संरचना कैसे बढ़ती है और कैसे ब्रह्मांडीय विस्तार डार्क मैटर और डार्क एनर्जी द्वारा संचालित होता है।

संदर्भ और आगे पढ़ाई

  1. डे लापरेंट, वी., गेलर, एम. जे., & हुचरा, जे. पी. (1986). “ब्रह्मांड का एक टुकड़ा।” द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल लेटर्स, 302, L1–L5।
  2. आइज़ेनस्टीन, डी. जे., और अन्य (2005). “SDSS चमकीली लाल गैलेक्सियों के बड़े पैमाने पर सहसंबंध फ़ंक्शन में बैरीऑन ध्वनिक शिखर का पता लगाना।” द एस्ट्रोफिजिकल जर्नल, 633, 560–574।
  3. कोल, एस., और अन्य (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।
  4. आलम, एस., और अन्य (2021). “पूरा हुआ SDSS-IV विस्तारित बैरीऑन ऑस्सीलेशन स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वे: दो दशकों के स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वेक्षणों से ब्रह्मांडीय निहितार्थ।” फिजिकल रिव्यू डी, 103, 083533।
  5. DESI सहयोग: desi.lbl.gov (2023 में पहुँचा गया)।

 

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