ٹھنڈک اور بنیادی ذرات کی تشکیل

جب کائنات انتہائی بلند درجہ حرارت سے ٹھنڈی ہوئی تو کوارکس نے کس طرح پروٹونز اور نیوٹرانز میں اتحاد کیا

ابتدائی کائنات کے اہم ادوار میں سے ایک وہ مرحلہ تھا جب کوارکس اور گلوونز کا گرم، گھنا محلول ایک ایسی حالت میں تبدیل ہوا جس میں یہ کوارکس مرکب ذرات یعنی پروٹونز اور نیوٹرانز میں بندھ گئے۔ اس تبدیلی نے بنیادی طور پر آج ہم جو کائنات دیکھتے ہیں اس کی تشکیل کی، جو نیوکلئی، ایٹمز، اور تمام مادے کی ساختوں کی تشکیل کے لیے بنیاد فراہم کرتی ہے۔ نیچے، ہم جائزہ لیتے ہیں:

1. کوارک-گلوون پلازما (QGP)
2. پھیلاؤ، ٹھنڈک، اور قید
3. پروٹونز اور نیوٹرانز کی تشکیل
4. ابتدائی کائنات پر اثر
5. کھلے سوالات اور جاری تحقیق

یہ سمجھ کر کہ کوارکس نے کائنات کے ٹھنڈا ہونے کے دوران ہادرونز (پروٹون، نیوٹران، اور دیگر مختصر عمر کے ذرات) میں کیسے اتحاد کیا، ہم مادے کی بنیادوں کی بصیرت حاصل کرتے ہیں۔

---

1. کوارک-گلوون پلازما (QGP)

1.1 اعلی توانائی کی حالت

بگ بینگ کے فوراً بعد کے ابتدائی لمحات میں—تقریباً چند مائیکرو سیکنڈ (10⁻⁶ سیکنڈ) تک—کائنات اتنے شدید درجہ حرارت اور کثافت پر تھی کہ پروٹون اور نیوٹران بند حالتوں میں موجود نہیں ہو سکتے تھے۔ اس کے بجائے، کوارکس (نیوکلیونز کے بنیادی اجزاء) اور گلوونز (مضبوط قوت کے ذرائع) ایک کوارک-گلوون پلازما (QGP) میں موجود تھے۔ اس پلازما میں:

• کوارکس اور گلوونز آزاد تھے، یعنی وہ مرکب ذرات میں بندھے ہوئے نہیں تھے۔
• درجہ حرارت ممکنہ طور پر 10¹² K سے تجاوز کر گیا (توانائی کے یونٹس میں تقریباً 100–200 MeV)، جو QCD (کوانٹم کروموڈائنامکس) قید کے پیمانے سے کہیں زیادہ تھا۔

1.2 ذراتی کولائیڈرز سے شواہد

اگرچہ ہم بگ بینگ کو خود دوبارہ پیدا نہیں کر سکتے، بھاری آئن کولائیڈر تجربات—جیسے کہ ریلیٹیوسٹک ہیوی آئن کولائیڈر (RHIC) بروک ہیون نیشنل لیبارٹری میں اور لارج ہیڈرون کولائیڈر (LHC) CERN میں—نے QGP کی موجودگی اور خصوصیات کے لیے مضبوط شواہد فراہم کیے ہیں۔ یہ تجربات:

• بھاری آئنز (مثلاً سونا یا سیسہ) کو تقریباً روشنی کی رفتار تک تیز کریں۔
• انہیں ٹکرائیں تاکہ عارضی طور پر انتہائی کثافت اور درجہ حرارت کے حالات پیدا کیے جا سکیں۔
• نتیجہ خیز “فائر بال” کا مطالعہ کریں، جو ابتدائی کائنات کے کوارک دور کے مشابہ حالات کی نقل کرتا ہے۔

---

2. پھیلاؤ، ٹھنڈک، اور قید

2.1 کائناتی پھیلاؤ

بگ بینگ کے بعد، کائنات تیزی سے پھیلی۔ جیسے جیسے یہ پھیلی، یہ ٹھنڈی ہوئی، درجہ حرارت T اور کائنات کے اسکیل فیکٹر a(t) کے درمیان عمومی تعلق کی پیروی کرتے ہوئے، تقریباً T ∝ 1/a(t)۔ عملی طور پر، بڑی کائنات کا مطلب ہے ایک ٹھنڈی کائنات—جو مختلف ادوار میں نئے طبیعی عمل کو غالب آنے کی اجازت دیتی ہے۔

2.2 کیو سی ڈی فیز ٹرانزیشن

تقریباً 10⁻⁵ سے 10⁻⁶ بگ بینگ کے چند سیکنڈ بعد، درجہ حرارت ایک اہم حد سے نیچے گر گیا (~150–200 MeV، یا تقریباً 10¹² K). اس مقام پر:

1. ہیڈرونائزیشن: کوارکس مضبوط تعامل کے ذریعے ہیڈرونز کے اندر محدود ہو گئے۔
2. کلر کنفائنمنٹ: QCD یہ حکم دیتا ہے کہ رنگین کوارکس کم توانائی پر تنہا موجود نہیں ہو سکتے۔ وہ رنگ-نیوٹرل مجموعوں میں بندھ جاتے ہیں (مثلاً بیریونز کے لیے تین کوارکس، میسونس کے لیے کوارک-اینٹی کوارک جوڑے)۔

---

3. پروٹونز اور نیوٹرانز کی تشکیل

3.1 ہیڈرونز: بیریونز اور میسونس

بیریونز (مثلاً پروٹونز، نیوٹرانز) تین کوارکس (qqq) پر مشتمل ہوتے ہیں، جبکہ میسونس (مثلاً پایونز، کیونز) کوارک-اینٹی کوارک جوڑے (q̄q) پر مشتمل ہوتے ہیں۔ ہیڈرون ایپوک (تقریباً 10⁻⁶ سیکنڈ سے 10⁻⁴ سیکنڈ بعد بگ بینگ) کے دوران، بہت سے ہیڈرونز بنے۔ بہت سے مختصر عمر کے تھے اور ہلکے، زیادہ مستحکم ذرات میں تحلیل ہو گئے۔ بگ بینگ کے تقریباً 1 سیکنڈ بعد، زیادہ تر غیر مستحکم ہیڈرونز تحلیل ہو چکے تھے، اور پروٹونز اور نیوٹرانز (سب سے ہلکے بیریونز) باقی بچے۔

3.2 پروٹون-نیوٹران تناسب

اگرچہ پروٹونز (p) اور نیوٹرانز (n) دونوں بڑی تعداد میں بنے، نیوٹرانز پروٹونز سے تھوڑے بھاری ہوتے ہیں۔ آزاد نیوٹرانز کی آدھی عمر مختصر (~10 منٹ) ہوتی ہے اور وہ بیٹا تحلیل ہو کر پروٹونز، الیکٹرانز، اور نیوٹریونز میں تبدیل ہو جاتے ہیں۔ ابتدائی کائنات میں نیوٹرانز اور پروٹونز کا تناسب درج ذیل عوامل سے طے پایا:

1. کمزور تعامل کی شرحیں: تبدیلی کے ردعمل جیسے n + ν_e ↔ p + e⁻۔
2. فریز آؤٹ: جب کائنات ٹھنڈی ہوئی، یہ کمزور تعاملات حرارتی توازن سے باہر ہو گئے، اور نیوٹران سے پروٹون کے تناسب کو تقریباً 1:6 پر "جمود" کر دیا۔
3. مزید تحلیل: کچھ نیوٹرانز نیوکلیوسنتھیسس شروع ہونے سے پہلے تحلیل ہو گئے، جس سے ہیلیم اور دیگر ہلکے عناصر کی تشکیل کے تناسب میں معمولی تبدیلی آئی۔

---

4. ابتدائی کائنات پر اثر

4.1 نیوکلیوسنتھیسس کے بیج

مستحکم پروٹونز اور نیوٹرانز کا وجود بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسس (BBN) کے لیے ایک ضروری شرط تھا، جو بگ بینگ کے تقریباً 1 سیکنڈ سے 20 منٹ کے درمیان ہوا۔ BBN کے دوران:

• پروٹونز (¹H نیوکلئی) نیوٹرانز کے ساتھ جُڑ کر ڈییوٹیریم بناتے ہیں، جو بعد میں ہیلیم نیوکلئی میں ضم ہو جاتے ہیں (⁴ہیلیم) اور لیتھیم کی معمولی مقداریں۔
• ان ہلکے عناصر کی ابتدائی مقداریں، جو آج کائنات میں دیکھی جاتی ہیں، نظریاتی پیش گوئیوں کے ساتھ حیرت انگیز حد تک میل کھاتی ہیں—یہ بگ بینگ ماڈل کی ایک اہم توثیق ہے۔

4.2 فوتون غالب دور کی منتقلی

جب مادہ ٹھنڈا ہوا اور مستحکم ہوا، کائنات کی توانائی کی کثافت فوتونز کے زیرِ اثر بڑھتی گئی۔ بگ بینگ کے تقریباً 380,000 سال بعد، کائنات الیکٹرانز اور نیوکلئی کے گرم پلازما سے بھری ہوئی تھی۔ صرف اس وقت جب الیکٹرانز نیوکلیئس کے ساتھ دوبارہ جُڑے تاکہ غیر جانبدار ایٹمز بن سکیں، کائنات شفاف ہوئی، اور وہ کوسمک مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) جاری ہوا جو ہم آج دیکھتے ہیں۔

---

5. کھلے سوالات اور جاری تحقیق

5.1 QCD مرحلہ وار تبدیلی کی درست نوعیت

موجودہ نظریہ اور لیٹس QCD سیمولیشنز تجویز کرتے ہیں کہ کوارک-گلوون پلازما سے ہیڈرونز میں تبدیلی صفر یا قریب صفر خالص بیریون کثافت پر ہموار کراس اوور ہو سکتی ہے (تیز پہلی درجے کی تبدیلی کے بجائے)۔ تاہم، ابتدائی کائنات میں چھوٹی خالص بیریون عدم توازن ہو سکتا ہے۔ جاری نظریاتی کام اور بہتر لیٹس QCD مطالعات ان تفصیلات کو واضح کرنے کی کوشش کرتے ہیں۔

5.2 کوارک-ہیڈرون مرحلہ وار تبدیلی کی نشانیاں

اگر QCD مرحلہ وار تبدیلی سے کوئی منفرد کاسمولوجیکل نشانیاں (مثلاً، ثقلی موجیں، باقی ماندہ ذرات کی تقسیم) موجود ہوں، تو وہ کائناتی تاریخ کے ابتدائی لمحات کے بارے میں بالواسطہ اشارے فراہم کر سکتی ہیں۔ مشاہداتی اور تجرباتی تلاشیں ایسی نشانیاں تلاش کرتی رہتی ہیں۔

5.3 تجربات اور سیمولیشنز

• بھاری آئن تصادمات: RHIC اور LHC پروگرام QGP کے پہلوؤں کی نقل کرتے ہیں، جو طبیعیات دانوں کو اعلی کثافت اور درجہ حرارت پر مضبوطی سے تعامل کرنے والے مادے کی خصوصیات کا مطالعہ کرنے میں مدد دیتے ہیں۔
• فلکیاتی مشاہدات: CMB (پلینک سیٹلائٹ) کی درست پیمائشیں اور ہلکے عناصر کی مقدار BBN ماڈلز کی جانچ کرتی ہیں، جو بالواسطہ طور پر کوارک-ہیڈرون تبدیلی میں طبیعیات کو محدود کرتی ہیں۔

---

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

1. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. ایڈیسن ویسلی۔ – ابتدائی کائنات کی طبیعیات پر ایک جامع درسی کتاب، جس میں کوارک–ہیڈرون تبدیلی شامل ہے۔
2. Mukhanov, V. (2005). Physical Foundations of Cosmology. کیمبرج یونیورسٹی پریس۔ – کاسمولوجیکل عمل، بشمول مرحلہ وار تبدیلیاں اور نیوکلیوسنتھیسس، پر گہری بصیرت فراہم کرتا ہے۔
3. Particle Data Group (PDG). https://pdg.lbl.gov – ذراتی طبیعیات اور کاسمولوجی پر مکمل جائزے فراہم کرتا ہے۔
4. Yagi, K., Hatsuda, T., & Miake, Y. (2005). Quark-Gluon Plasma: From Big Bang to Little Bang. کیمبرج یونیورسٹی پریس۔ – QGP کے تجرباتی اور نظریاتی پہلوؤں پر بحث کرتا ہے۔
5. Shuryak, E. (2004). “RHIC تجربات اور نظریہ ہمیں کوارک–گلوون پلازما کی خصوصیات کے بارے میں کیا بتاتے ہیں؟” Nuclear Physics A, 750, 64–83۔ – کولائیڈر تجربات میں QGP مطالعات پر توجہ مرکوز کرتا ہے۔

---

اختتامی خیالات

آزاد کوارک-گلوون پلازما سے پروٹونز اور نیوٹرانز کی بند حالتوں میں تبدیلی کائنات کی ابتدائی ارتقاء میں ایک فیصلہ کن واقعہ تھی۔ اس کے بغیر، کوئی مستحکم مادہ—یا بعد کے ستارے، سیارے، اور زندگی—وجود میں نہیں آ سکتی تھی۔ آج، تجربات بھاری آئن تصادمات میں کوارک دور کے چھوٹے چمکدار لمحات کو دوبارہ تخلیق کرتے ہیں، جبکہ کاسمولوجسٹ نظریات اور سیمولیشنز کو بہتر بناتے ہیں تاکہ اس پیچیدہ لیکن اہم مرحلہ وار تبدیلی کے ہر پہلو کو سمجھ سکیں۔ یہ تمام کوششیں مل کر یہ روشن کرتی ہیں کہ کس طرح گرم، گھنا ابتدائی پلازما ٹھنڈا ہو کر کائنات کے بنیادی اجزاء میں تبدیل ہوا جس میں ہم رہتے ہیں۔

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

• سنگولیریٹی اور تخلیق کا لمحہ 
• کوانٹم فلیکچوئیشنز اور انفلیشن 
• بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسز 
• مادہ بمقابلہ اینٹی میٹر 
• ٹھنڈک اور بنیادی ذرات کی تشکیل 
• کوسمک مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) 
• تاریک مادہ 

• تاریک توانائی 

• ریکومبینیشن اور پہلے ایٹم 
• تاریک دور اور پہلی ساختیں 
• ری آئنائزیشن: تاریک دور کا خاتمہ 

 

اوپر واپس جائیں