Big Bang Nucleosynthesis

بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسز

بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسس (BBN) اس مختصر مدت کو کہتے ہیں—تقریباً بگ بینگ کے 1 سیکنڈ سے 20 منٹ کے درمیان—جب کائنات اتنی گرم اور گھنی تھی کہ نیوکلیئر فیوژن کے ذریعے ہائیڈروجن، ہیلیم، اور تھوڑی مقدار میں لیتھیم کے پہلے مستحکم نیوکلیائی بن سکے۔ اس دور کے اختتام تک، ابتدائی کائنات کی بنیادی کیمیائی ساخت طے ہو گئی تھی جب تک کہ اربوں سال بعد ستارے بھاری عناصر بنانے لگے۔

1. بی بی این کیوں اہم ہے

  1. بگ بینگ ماڈل کی جانچ
    ہلکے عناصر (ہائیڈروجن، ہیلیم، ڈییوٹیریم، اور لیتھیم) کی متوقع مقدار کو قدیم، تقریباً صاف گیس کے بادلوں میں مشاہدات سے موازنہ کیا جا سکتا ہے۔ مضبوط مطابقت ہمارے کاسمولوجیکل ماڈلز کا براہ راست امتحان فراہم کرتی ہے۔
  2. بیریون کثافت کا تعین
    ابتدائی ڈییوٹیریم کی پیمائشیں ہمیں یہ تعین کرنے میں مدد دیتی ہیں کہ کائنات میں کتنے بیریونز (یعنی پروٹونز اور نیوٹرانز) موجود ہیں، جو وسیع تر کاسمولوجیکل نظریات کے لیے ایک اہم ان پٹ ہے۔
  3. ابتدائی کائناتی طبیعیات
    بی بی این انتہائی درجہ حرارت اور کثافتوں کی جانچ کرتا ہے، جو جدید لیبارٹریوں میں نقل نہ کیے جا سکنے والے ذراتی طبیعیات کی جھلک پیش کرتا ہے۔

2. منظرنامہ ترتیب دینا: نیوکلیوسنتھیسس سے پہلے کی کائنات

  • انفلیشن کا اختتام
    کوسمک انفلیشن کے ختم ہونے کے بعد، کائنات ذرات (فوٹونز، کوارکس، نیوٹریونز، الیکٹرانز، وغیرہ) کا ایک گرم، گھنا پلازما تھی۔
  • ٹھنڈا ہونا
    جب خلا پھیلا، درجہ حرارت تقریباً 1012 K (100 MeV توانائی) سے نیچے آ گیا، جس سے کوارکس پروٹونز اور نیوٹرانز میں ضم ہو سکے۔
  • نیوٹران-پروٹون تناسب
    آزاد نیوٹرانز اور پروٹونز کمزور تعاملات کے ذریعے ایک دوسرے میں تبدیل ہو رہے تھے۔ جب کائنات ایک مخصوص توانائی کی حد سے نیچے ٹھنڈی ہوئی، تو یہ تعاملات رک گئے، جس سے نیوٹران سے پروٹون (n/p) کا تناسب تقریباً 1 نیوٹران فی 6–7 پروٹونز مقرر ہوا۔ اس تناسب نے بالآخر ہیلیم کی مقدار پر گہرا اثر ڈالا۔

3. بگ بینگ نکلیوسنتھیسس کا ٹائم لائن

  1. تقریباً 1 سیکنڈ سے 1 منٹ تک
    درجہ حرارت انتہائی زیادہ رہا (1010 K سے 109 K تک)۔ نیوٹریں پلازما سے الگ ہو گئے، اور n/p تناسب تقریباً مقرر ہو گیا۔
  2. 1 منٹ کے بعد سے
    جب کائنات تقریباً 109 K (تقریباً 0.1 MeV) پر ٹھنڈی ہوئی، تو پروٹونز اور نیوٹرانز ڈییوٹیریم بنانے کے لیے ضم ہونا شروع ہوئے (ایک پروٹون اور ایک نیوٹران پر مشتمل نیوکلئیس)۔ تاہم، ان توانائیوں پر فوٹونز اب بھی ڈییوٹیریم کو توڑ سکتے تھے۔ صرف جب کائنات مزید ٹھنڈی ہوئی تو ڈییوٹیریم اتنا مستحکم ہوا کہ مزید فیوژن کے عمل ممکن ہوئے۔
  3. نکلیوسنتھیسس کا عروج (تقریباً 3–20 منٹ)
    • ڈییوٹیریم فیوژن
      جب مستحکم ڈییوٹیریم نیوکلئی تشکیل پائے، تو وہ جلد ہی ہیلیم-3 اور ٹرائٹیم (ہائڈروجن-3) میں ضم ہو گئے۔
    • ہیلیم-4 کی تشکیل
      ہیلیم-3 اور ٹرائٹیم دوسرے پروٹونز یا نیوٹرانز (یا ایک دوسرے) کے ساتھ مل کر ہیلیم-4 (دو پروٹون + دو نیوٹران) بنا سکتے تھے۔
    • نادر لیتھیئم
      لیتھیئم-7 کی چھوٹی مقداریں بھی مختلف فیوژن اور تحلیل کے عمل سے پیدا ہوئیں۔
  4. بی بی این کا اختتام
    تقریباً 20 منٹ کے بعد، کائنات کی کثافت اور درجہ حرارت اتنا کم ہو گیا کہ مسلسل فیوژن ممکن نہ رہا۔ ہلکے عناصر کی مقدار اس وقت مؤثر طریقے سے "لاک" ہو گئی۔

4. اہم نیوکلیئر ردعمل

آئیے آئسوٹوپس کو آسان شکلوں میں ظاہر کریں:

  • H (ہائیڈروجن-1): 1 پروٹون
  • D (ڈییوٹیریم، یا ہائیڈروجن-2): 1 پروٹون + 1 نیوٹران
  • T (ٹریٹیم، یا ہائیڈروجن-3): 1 پروٹون + 2 نیوٹران
  • He-3 (ہیلیم-3): 2 پروٹون + 1 نیوٹران
  • He-4 (ہیلیم-4): 2 پروٹون + 2 نیوٹران
  • Li-7 (لیتھیم-7): 3 پروٹون + 4 نیوٹران

4.1. ڈییوٹیریم (D) کی تشکیل

  • پروٹون (p) + نیوٹران (n) → ڈییوٹیریم (D) + فوٹون (γ)
    یہ مرحلہ ابتدا میں توانائی والے فوٹونز کی وجہ سے رکاوٹ کا شکار تھا جو ڈییوٹیریم کو توڑ دیتے تھے۔ صرف مزید ٹھنڈک کے بعد ڈییوٹیریم زندہ رہ سکا۔

4.2. ہیلیم کی تشکیل

  • D + D → He-3 + n (یا T + p)
  • He-3 + n → He-4 (درمیانی ردعمل کے ذریعے)
  • T + p → He-4

جیسے ہی ڈییوٹیریم مستحکم ہوا، وہ تیزی سے ہیلیم-4 میں ضم ہو گیا، جو سب سے مستحکم ہلکا نیوکلئیس ہے (ہائیڈروجن کے علاوہ) اور اس میں دو پروٹون اور دو نیوٹران ہوتے ہیں۔

4.3. لیتھیم کی ترکیب

کچھ ہیلیم-4 نیوکلیائی ٹریٹیم یا ہیلیم-3 کے ساتھ مل کر بیریلیم-7 (Be-7) بناتے ہیں، جو پھر لیتھیم-7 (Li-7) میں تبدیل ہو جاتا ہے۔ کل پیدا ہونے والی Li-7 کی مقدار ہائیڈروجن اور ہیلیم کے مقابلے میں بہت کم تھی۔

5. حتمی مقداریں

بی بی این کے اختتام تک، کائنات کے ہلکے عناصر کی ترکیب تقریباً یوں تھی:

  • ہائیڈروجن-1: تقریباً 75% (وزنی لحاظ سے)
  • ہیلیم-4: تقریباً 25% (وزنی لحاظ سے)
  • ڈیوٹیریئم: ہائیڈروجن کے مقابلے میں 105 کے چند حصے
  • ہیلیم-3: اس سے بھی کم
  • لیتھیم-7: ہائیڈروجن کے مقابلے میں تقریباً 109 یا 1010 کے چند حصے

یہ تناسب اربوں سالوں میں ستاروں کے عمل سے تھوڑا سا تبدیل ہوئے ہیں، لیکن کم ستاروں کی نیوکلیوسنتھیسس والے علاقوں (مثلاً کچھ قدیم گیس کے بادل) میں ابتدائی تناسب زیادہ تر محفوظ رہتے ہیں۔

6. مشاہداتی شواہد

  1. ہیلیم-4 کی پیمائشیں
    ماہرین فلکیات دھات سے کم بونے کہکشاؤں میں ہیلیم کی مقدار دیکھتے ہیں اور 24–25% ماس کے قریب اقدار پاتے ہیں، جو بی بی این کی پیش گوئیوں سے میل کھاتی ہیں۔
  2. ڈیوٹیریئم بطور "بیریومیٹر"
    ڈیوٹیریئم کی مقدار پروٹونز اور نیوٹرانز کی تعداد کے لیے بہت حساس ہے۔ دور دراز گیس کے بادلوں میں ڈیوٹیریئم کے مشاہدات (کوازار جذب لائنوں کا استعمال کرتے ہوئے) کائنات کی بیریون کثافت کا تعین کرنے میں مدد دیتے ہیں۔ یہ پیمائشیں کاسمی مائیکروویو بیک گراؤنڈ (سی ایم بی) کے ڈیٹا کے ساتھ قریبی مطابقت رکھتی ہیں، جو معیاری کاسمولوجیکل ماڈل کو مضبوط کرتی ہیں۔
  3. لیتھیم مسئلہ
    اگرچہ ہیلیم اور ڈیوٹیریئم کی پیمائشیں پیش گوئیوں سے اچھی طرح میل کھاتی ہیں، لیتھیم-7 کے لیے ایک تضاد موجود ہے۔ پرانے ستاروں میں مشاہدہ شدہ مقداریں پیش گوئی سے کم ہیں، جسے "لیتھیم مسئلہ" کہا جاتا ہے۔ ممکنہ وضاحتوں میں ستاروں میں لیتھیم کا تباہ ہونا، نیوکلیئر ردعمل کی شرحوں میں غلطیاں، یا انکشاف نہ ہونے والی طبیعیات شامل ہیں۔

7. کیوں بی بی این کاسمولوجی کے لیے مرکزی ہے

  • بگ بینگ کی کراس چیکنگ
    بی بی این معیاری ماڈل کا واضح امتحان فراہم کرتا ہے کیونکہ یہ ہلکے عناصر کی مخصوص مقدار کی پیش گوئی کرتا ہے۔ مشاہدات ہیلیم اور ڈیوٹیریئم کے لیے ان پیش گوئیوں سے بہت اچھی طرح میل کھاتے ہیں۔
  • سی ایم بی کے ساتھ مطابقت
    بی بی این سے حاصل شدہ بیریون کثافت سی ایم بی کے درجہ حرارت میں اتار چڑھاؤ کی تفصیلی مطالعات سے مطابقت رکھتی ہے، جو بگ بینگ کے فریم ورک کی ایک مضبوط، آزاد تصدیق پیش کرتی ہے۔
  • نئی طبیعیات پر پابندیاں
    بی بی این کی ذراتی طبیعیات پر اعلیٰ درجہ حرارت پر حساسیت کا مطلب ہے کہ یہ غیر معمولی ذرات، اضافی نیوٹرینو اقسام، یا بنیادی مستقلوں میں معمولی تبدیلیوں کو ظاہر یا مسترد کر سکتا ہے جو ابتدائی عنصر کی پیداوار کو بدل دیتے۔

8. بڑی تصویر: کائناتی ارتقا

بی بی این دور کے ختم ہونے کے بعد، کائنات پھیلتی اور ٹھنڈی ہوتی رہی:

  • غیر جانبدار ایٹمز کی تشکیل
    تقریباً 380,000 سال بعد، الیکٹران اور نیوکلیائی مل کر کائناتی مائیکروویو پس منظر کی پیدائش کی۔
  • ستارے اور کہکشاؤں کی تشکیل
    سینکڑوں لاکھوں سالوں میں، تھوڑی زیادہ کثافت والے علاقے کشش ثقل کے تحت منہدم ہو کر ستارے اور کہکشائیں بنائیں۔ ستاروں کے مرکز میں، بھاری عناصر (کاربن، آکسیجن، لوہا، وغیرہ) بنائے جاتے، جو کائنات کو مزید مالا مال کرتے۔

لہٰذا، بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسس نے ابتدائی کیمیائی خاکہ مرتب کیا۔ تمام بعد کی کائناتی ترقی—پہلے ستاروں سے لے کر زمین پر زندگی تک—ان ابتدائی مقداروں پر مبنی تھی۔

بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسس کاسمولوجی کا ایک بنیادی ستون ہے، جو کائنات کے ابتدائی اعلی توانائی والے مراحل کو قدیم گیس کے بادلوں اور جدید ستاروں کی آبادیوں میں دیکھی جانے والی کیمیائی ترکیب سے جوڑتا ہے۔ ہائیڈروجن، ہیلیم، ڈییوٹیریم، اور معمولی لیتھیم کی نسبتی مقدار کی پیش گوئی میں اس کی کامیابی بگ بینگ نظریہ کے لیے سب سے زیادہ قائل کرنے والی شواہد میں سے ایک فراہم کرتی ہے۔ اگرچہ کچھ معمہ جات باقی ہیں—جیسے کہ ابتدائی لیتھیم کی درست سطح—بی بی این کے حسابات اور مشاہدات کے درمیان وسیع اتفاق ہمارے گہرے فہم کو ظاہر کرتا ہے کہ کائنات نے اپنے ابتدائی منٹوں میں کس طرح شکل اختیار کی۔

ذرائع:

Steigman, G. (2007). “Primordial Nucleosynthesis in the Precision Cosmology Era.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 57, 463–491.
– بی بی این کا جامع جائزہ، نظریاتی فریم ورک اور مشاہداتی ڈیٹا (مثلاً ہلکے عناصر کی مقدار) کے ذریعے ہمارے کاسمولوجیکل ماڈلز کی جانچ پر تبادلہ خیال کرتا ہے۔

Olive, K. A., Steigman, G., & Walker, T. P. (2000). “Primordial Nucleosynthesis: Theory and Observations.” Physics Reports, 333–334, 389–407.
– یہ مقالہ ہلکے عناصر کی مقدار کی پیش گوئیوں کا جائزہ لیتا ہے اور انہیں مشاہدات سے موازنہ کرتا ہے، بیریون کثافت اور ابتدائی کائناتی طبیعیات کے بارے میں بصیرت فراہم کرتا ہے۔

Cyburt, R. H., Fields, B. D., & Olive, K. A. (2008). “An Update on the Big Bang Nucleosynthesis Prediction for 7Li: The Problem Worsens.” Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, 11, 012.
– بی بی این میں لیتھیم کے مسئلے پر توجہ مرکوز کرتا ہے اور پیش گوئی شدہ اور مشاہدہ شدہ لیتھیم-7 کی مقدار میں اختلافات پر بحث کرتا ہے۔

Fields, B. D. (2011). “The Primordial Lithium Problem.” Annual Review of Nuclear and Particle Science, 61, 47–68.
– لیتھیم-7 کی پیش گوئیوں کی موجودہ صورتحال اور چیلنجز کا جائزہ لیتا ہے، بی بی این کے ایک نمایاں معمہ پر تفصیلی بحث پیش کرتا ہے۔

Kolb, E. W. & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley.
– ایک کلاسیکی درسی کتاب جو ابتدائی کائناتی طبیعیات میں مضبوط بنیاد فراہم کرتی ہے، بشمول بی بی این، اس کے نیوکلیئر ردعمل، اور کاسمولوجی میں اس کے کردار کی تفصیلی تشریحات۔

Sarkar, S. (1996). “Big Bang Nucleosynthesis and Physics Beyond the Standard Model.” Reports on Progress in Physics, 59(12), 1493–1610.
– بی بی این نئے طبیعیات (مثلاً اضافی نیوٹرینو اقسام، عجیب ذرات) کو کس طرح محدود کرتا ہے اس پر تبادلہ خیال کرتا ہے اور ابتدائی کائنات کی حالتوں کے لیے نیوکلیوسنتھیسس کی حساسیت کا خاکہ پیش کرتا ہے۔

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس