کہکشاں کے جھرمٹ اور کائناتی جال

Linas Juozenas

ریشے، چادریں، اور مادے کے خلاء جو وسیع پیمانے پر پھیلے ہوئے ہیں، ابتدائی کثافت کے بیجوں کی عکاسی کرتے ہیں

جب ہم رات کے آسمان کی طرف دیکھتے ہیں، تو جو اربوں ستارے ہمیں نظر آتے ہیں وہ زیادہ تر ہماری اپنی ملکی وے کہکشاں کے ہیں۔ پھر بھی، ہماری کہکشائی افق سے آگے، کائنات ایک اور بھی عظیم الشان تصویر پیش کرتی ہے—کوسمک ویب—کہکشاؤں کے کلسٹروں، ریشوں، اور بے انتہا خالی خلاؤں کا ایک وسیع جال جو سینکڑوں لاکھوں نوری سالوں تک پھیلا ہوا ہے۔ یہ بڑے پیمانے کی ساخت ابتدائی کائنات میں کثافت کی معمولی تبدیلیوں کے بیجوں کی عکاسی کرتی ہے، جو کشش ثقل کے ذریعے کائناتی وقت کے ساتھ بڑھ چکی ہیں۔

اس مضمون میں، ہم دیکھیں گے کہ کہکشائی کلسٹر کیسے بنتے ہیں، وہ کائناتی جال کے فلامینٹس اور شیٹس میں کیسے فٹ ہوتے ہیں، اور ان ڈھانچوں کے درمیان موجود عظیم خلا کی نوعیت کیا ہے۔ جب ہم سمجھتے ہیں کہ مادہ سب سے بڑے پیمانے پر خود کو کیسے ترتیب دیتا ہے، تو ہم کائنات کی ارتقاء اور ترکیب کے بارے میں اہم بصیرتیں حاصل کرتے ہیں۔

1. بڑے پیمانے پر ساخت کا ظہور

1.1 ابتدائی اتار چڑھاؤ سے کائناتی جال تک

بگ بینگ کے فوراً بعد، کائنات انتہائی گرم اور گھنی تھی۔ چھوٹے کوانٹم اتار چڑھاؤ، ممکنہ طور پر انفلیشن کے دوران پیدا ہوئے، مادے اور تابکاری کی تقریباً یکساں تقسیم میں معمولی زیادہ اور کم کثافت والے علاقے بنائے۔ وقت کے ساتھ، ڈارک میٹر ان زیادہ کثافت والے علاقوں کے گرد جمع ہوا؛ جیسے جیسے کائنات پھیلی اور ٹھنڈی ہوئی، باریونی (عام) مادہ ڈارک میٹر کے "پوٹینشل ویل" میں گر گیا، جس سے کثافت کے فرق میں اضافہ ہوا۔

نتیجہ وہ کائناتی جال ہے جو ہم آج دیکھتے ہیں:

فلامینٹس: لمبی، پتلی زنجیریں جو کہکشاؤں اور کہکشائی گروپوں کی ہوتی ہیں جو ڈارک میٹر کے "ریڑھ کی ہڈی" کے ساتھ جڑی ہوتی ہیں۔
شیٹس (یا دیواریں): مادے کے دو جہتی ڈھانچے جو فلامینٹس کے درمیان پھیلے ہوتے ہیں۔
خلا: وسیع کم کثافت والے علاقے جن میں چند کہکشائیں ہوتی ہیں، جو کائنات کے زیادہ تر حجم پر محیط ہیں۔

1.2 ΛCDM فریم ورک

مروجہ کائناتی ماڈل، ΛCDM (لامبڈا کولڈ ڈارک میٹر) میں، ڈارک انرجی (Λ) کائنات کی تیز رفتار توسیع کو چلاتی ہے، جبکہ غیر رشتہ دار (ٹھنڈا) ڈارک میٹر ساخت کی تشکیل پر غالب ہوتا ہے۔ اس منظرنامے میں، ڈھانچے مرتب ہوتے ہیں—چھوٹے ہیلوز بڑے میں ضم ہو جاتے ہیں، جو وہ بڑے پیمانے پر خصوصیات پیدا کرتے ہیں جو ہم دیکھتے ہیں۔ کہکشاؤں کی تقسیم ان پیمانوں پر جدید کائناتی سیمولیشنز کے نتائج سے سختی سے میل کھاتی ہے، جو ΛCDM نظریہ کی تصدیق کرتی ہے۔

2. کہکشائی کلسٹر: کائناتی جال کے دیو

2.1 تعریف اور خصوصیات

کہکشائی کلسٹر کائنات میں سب سے بڑے ثقلی بندھے ہوئے ڈھانچے ہیں، جو عام طور پر سیکڑوں یا ہزاروں کہکشاؤں پر مشتمل ہوتے ہیں جو چند میگا پارسیکس کے علاقے میں پھیلے ہوتے ہیں۔ کہکشائی کلسٹروں کی اہم خصوصیات میں شامل ہیں:

زیادہ مقدار میں ڈارک میٹر: کلسٹر کے کل ماس کا تقریباً 80–90% ڈارک میٹر ہے۔
گرم انٹرا-کلسٹر میڈیم (ICM): ایکس رے مشاہدات سے پتہ چلتا ہے کہ بہت زیادہ گرم گیس (درجہ حرارت 10⁷–10⁸ K) کلسٹر کہکشاؤں کے درمیان جگہ کو بھر رہی ہے۔
ثقلی بندھن: کلسٹر کا مجموعی ماس ممبرز کو ایک ساتھ رکھنے کے لیے کافی ہے باوجود کائنات کی توسیع کے، جس سے یہ واقعی "بند نظام" بن جاتے ہیں کائناتی وقت کے پیمانے پر۔

2.2 درجہ بندی کے ذریعے تشکیل

کلسٹرز چھوٹے گروپس کے جذب اور دوسرے کلسٹرز کے ساتھ انضمام کے ذریعے بڑھتے ہیں—یہ عمل موجودہ دور میں بھی جاری ہے۔ چونکہ یہ کائناتی جال کے نوڈز پر بنتے ہیں (جہاں فلمنٹس آپس میں ملتے ہیں)، کہکشاں کلسٹرز کائنات کے “شہر” کے طور پر کام کرتے ہیں، ہر ایک کے گرد فلمنٹس کا ایک جال ہوتا ہے جو اسے مادہ اور کہکشائیں فراہم کرتا ہے۔

2.3 مشاہداتی تکنیکیں

ماہر فلکیات مختلف طریقے استعمال کرتے ہیں کہکشاں کلسٹرز کی شناخت اور مطالعہ کے لیے:

آپٹیکل سروے: سینکڑوں کہکشاؤں کے اجتماع جو ایک ساتھ بندھے ہوتے ہیں، بڑے ریڈ شفٹ سروے جیسے SDSS, DES, یا DESI میں شناخت کیے جاتے ہیں۔
ایکس رے مشاہدات: گرم اندرونی کلسٹر گیس شدید ایکس رے خارج کرتی ہے، جس کی وجہ سے چاندرا اور XMM-Newton جیسے آلات کلسٹر کی دریافت کے لیے اہم ہیں۔
ثقلی لینسنگ: ایک کلسٹر کا بہت بڑا ماس پس منظر کے ذرائع سے آنے والی روشنی کو موڑ دیتا ہے، جو کلسٹر کے کل ماس کی ایک آزاد پیمائش فراہم کرتا ہے۔

کلسٹرز اہم کائناتی تجربہ گاہوں کے طور پر کام کرتے ہیں—ان کی تعداد اور تقسیم کو ریڈ شفٹ کے حساب سے ماپ کر سائنسدان اہم کاسمولوجیکل پیرامیٹرز کا اندازہ لگاتے ہیں، جن میں کثافت کی اتار چڑھاؤ کی شدت (σ₈)، مادے کی کثافت (Ω_m)، اور تاریک توانائی کی نوعیت شامل ہے۔

3. کائناتی جال: فلمنٹس، شیٹس، اور خلا

3.1 فلمنٹس: مادے کی شاہراہیں

فلمنٹس لمبے، رسی نما ڈھانچے ہوتے ہیں جو تاریک مادہ اور باریونز پر مشتمل ہوتے ہیں اور کہکشاؤں اور گیس کے بہاؤ کو کلسٹر کورز کی طرف لے جاتے ہیں۔ ان کا سائز چند میگا پارسیک سے لے کر سینکڑوں میگا پارسیک تک ہو سکتا ہے۔ ان فلمنٹس کے ساتھ، چھوٹے کہکشاں گروپس اور کلسٹرز “موتیوں کی مالا” کی طرح بنتے ہیں—ہر علاقہ اس جگہ پر ماس میں شدت اختیار کرتا ہے جہاں فلمنٹس آپس میں ملتے ہیں۔

کثافت کا فرق: فلمنٹس عام طور پر اوسط کائناتی کثافت سے چند سے لے کر دس گنا زیادہ ہوتے ہیں، اگرچہ کلسٹر کورز جتنے گھنے نہیں ہوتے۔
گیس اور کہکشاں کے بہاؤ: کشش ثقل گیس اور کہکشاؤں کو ان فلمنٹس کے ساتھ بڑے نوڈز (کلسٹرز) کی طرف لے جاتی ہے۔

3.2 شیٹس یا دیواریں

فلمنٹس کے درمیان یا ان سے جُڑے ہوئے، شیٹس (جنہیں کبھی کبھار “دیواریں” بھی کہا جاتا ہے) بڑے، سطحی ڈھانچے ہوتے ہیں۔ مشاہدہ شدہ مثالیں، جیسے کہ کہکشاں سروے میں دریافت شدہ گریٹ وال، سینکڑوں میگا پارسیک تک پھیلی ہوئی ہیں۔ اگرچہ یہ فلمنٹس جتنے تنگ یا گھنے نہیں ہوتے، یہ شیٹس عبوری زون کے طور پر کام کرتی ہیں، نسبتا کم کثافت والے فلمنٹس اور نمایاں طور پر کم کثافت والے خلا کے درمیان پل کا کردار ادا کرتی ہیں۔

3.3 خلا: کائناتی گہاڑیاں

خلا بہت بڑے، تقریباً خالی خلائی علاقے ہیں، جو فلمنٹس یا کلسٹروں کے مقابلے میں کہکشاؤں کا ایک چھوٹا حصہ رکھتے ہیں۔ یہ کئی میگا پارسیک تک پھیلے ہو سکتے ہیں، کائنات کے حجم کا زیادہ تر حصہ گھیرے ہوئے ہیں لیکن اس کے ماس کا صرف ایک چھوٹا حصہ رکھتے ہیں۔

خلا کے اندر ساخت: خلا مکمل طور پر مادے سے خالی نہیں ہوتے۔ بونے کہکشائیں اور چھوٹے فلامینٹس ان کے اندر موجود ہو سکتے ہیں، لیکن وہ اوسط کائناتی کثافت کے مقابلے میں تقریباً 5–10 گنا کم کثافت والے ہوتے ہیں۔
کوسمولوجی سے تعلق: خلا ڈارک انرجی کی نوعیت، متبادل ثقلی نظریات، اور چھوٹے پیمانے کی کثافت کی فلیکچوئیشنز کے لیے حساس ہیں۔ خلا معیاری ΛCDM سے انحرافات کی جانچ کے لیے ایک نیا میدان بن چکے ہیں۔

4. کائناتی ویب کے شواہد

4.1 کہکشاں ریڈ شفٹ سروے

بڑے پیمانے پر فلامینٹس اور خلا کی دریافت 1970 اور 80 کی دہائی میں ریڈ شفٹ سروے (مثلاً، CfA ریڈ شفٹ سروے) کے ساتھ واضح ہوئی، جس نے کہکشاؤں کی "عظیم دیواریں" اور وسیع خلا ظاہر کیے۔ بڑے جدید منصوبے—2dFGRS، SDSS، DESI—نے لاکھوں کہکشاؤں کا نقشہ بنایا، جو کائناتی سمیولیشنز کے مطابق ویب نما ترتیب کو یقینی طور پر دکھاتے ہیں۔

4.2 کائناتی مائیکروویو پس منظر (CMB)

CMB کی غیر یکسانیتوں کے مشاہدات Planck، WMAP، اور پہلے کے مشنوں نے ابتدائی فلیکچوئیشنز کے اسپیکٹرم کی تصدیق کی۔ جب انہیں سمیولیشنز میں آگے بڑھایا جاتا ہے، تو یہی فلیکچوئیشنز کائناتی ویب کے نمونے میں بڑھتی ہیں۔ CMB کی اعلیٰ درستگی بڑے پیمانے کی ساخت کے بیجوں پر اہم پابندیاں فراہم کرتی ہے۔

4.3 ثقلی لینسنگ اور کمزور لینسنگ

کمزور لینسنگ مطالعات پس منظر کہکشاؤں کی شکلوں میں مداخلتی مادے کی تقسیم کی معمولی بگاڑ کو ناپتے ہیں۔ CFHTLenS اور KiDS جیسے سروے دکھاتے ہیں کہ مادہ کائناتی ویب کے نمونے کی پیروی کرتا ہے جو کہکشاں کی تقسیم سے معلوم ہوتا ہے، جو اس بات کو مضبوط کرتا ہے کہ ڈارک میٹر بڑے پیمانے پر باریونی مادے کی طرح منظم ہے۔

5. نظریاتی اور سمیولیشن کے نقطہ نظر

5.1 N-باڈی سمیولیشنز

کائناتی ویب کی ڈھانچہ قدرتی طور پر ڈارک میٹر N-باڈی سمیولیشنز میں ظاہر ہوتی ہے، جہاں اربوں ذرات ثقلی طور پر گر کر ہیلوز اور فلامینٹس بناتے ہیں۔ اہم نکات:

ویب کا ظہور: فلامینٹس زیادہ کثافت والے علاقوں (کلسٹرز، گروپس) کو جوڑتے ہیں جو مادے کے ثقلی بہاؤ کے ساتھ ممکنہ ڈھلوانوں کے ساتھ ہوتے ہیں۔
خلا: کم کثافت والے علاقوں میں بنتے ہیں جہاں ثقلی بہاؤ مادے کو نکال دیتے ہیں، جس سے خالی پن بڑھ جاتا ہے۔

5.2 ہائیڈرودائنامکس اور کہکشاں کی تشکیل

N-باڈی کوڈز میں ہائیڈرودائنامکس (گیس فزکس، ستاروں کی تشکیل، فیڈبیک) شامل کرنے سے یہ مزید بہتر ہوتا ہے کہ کہکشائیں کس طرح کائناتی ویب میں پھیلتی ہیں:

فلامینٹری گیس انفال: بہت سے سمیولیشنز میں، سرد گیس کے دھارے فلامینٹس کے ساتھ بہتے ہوئے بننے والی کہکشاؤں میں داخل ہوتے ہیں، جو ستاروں کی تشکیل کو ایندھن فراہم کرتے ہیں۔
فیڈبیک کے عمل: سپرنووا اور AGN آؤٹ فلو انفلنگ گیس کو متاثر یا گرم کر سکتے ہیں، جو مقامی ویب کے ڈھانچے کو تبدیل کر سکتے ہیں۔

5.3 جاری چیلنجز

چھوٹے پیمانے پر کشیدگیاں: کور-کَسپ تضاد یا "بہت بڑا ناکام ہونے کے لیے" مسئلہ جیسے مسائل معیاری ΛCDM پیش گوئیوں اور مقامی کہکشاں مشاہدات کے درمیان اختلافات کو اجاگر کرتے ہیں۔
کائناتی وُوڈ: وُوڈ کی حرکیات اور ان کے اندر چھوٹے ذیلی ڈھانچوں کی تفصیلی ماڈلنگ ایک فعال تحقیق کا میدان ہے۔

6. کائناتی ویب کا وقت کے ساتھ ارتقاء

6.1 ابتدائی ادوار: اعلی ریڈ شفٹ

ریونائزیشن کے فوراً بعد (ریڈ شفٹ z ∼ 6–10)، کائناتی ویب کم نمایاں تھا لیکن چھوٹے ہیلوز اور ابتدائی کہکشاؤں کی تقسیم میں واضح تھا۔ فلامینٹس ممکنہ طور پر تنگ اور زیادہ منتشر تھے، لیکن انہوں نے گیس کے ابتدائی بہاؤ کو پروٹوگلیکٹک مراکز کی طرف رہنمائی کی۔

6.2 پختہ ہوتا ہوا ویب: درمیانی ریڈ شفٹ

ریڈ شفٹ z ∼ 1–3 تک، فلامینٹس زیادہ مضبوط ہو چکے تھے، تیزی سے ستارے بنانے والی کہکشاؤں کو خوراک فراہم کر رہے تھے۔ کلسٹر بڑے اجتماع کی طرف گامزن تھے، اور جاری مرجز ان کے ڈھانچے کو تشکیل دے رہے تھے۔

6.3 موجودہ دور: نوڈز اور پھیلتے ہوئے وُوڈ

آج، کلسٹر ویب میں پختہ نوڈز کی نمائندگی کرتے ہیں، جبکہ وُوڈ تاریک توانائی کے اثر سے نمایاں طور پر پھیل چکے ہیں۔ بہت سی کہکشائیں گھنے فلامینٹس یا کلسٹر ماحول میں رہتی ہیں، لیکن کچھ وُوڈ کے اندر الگ تھلگ رہتی ہیں، جو بہت مختلف راستوں پر ارتقاء پذیر ہیں۔

7. کہکشاں کلسٹر بطور کائناتی تحقیق کے ذرائع

کیونکہ کہکشاں کلسٹر سب سے بڑے بند ڈھانچے ہیں، ان کی تعداد مختلف کائناتی ادوار میں انتہائی حساس ہوتی ہے:

تاریک مادے کی کثافت (Ω_m): زیادہ مادہ زیادہ کلسٹر کی تشکیل کا باعث بنتا ہے۔
کثافت میں اتار چڑھاؤ کی شدت (σ₈): زیادہ شدید اتار چڑھاؤ پہلے زیادہ بڑے ہیلوز پیدا کرتا ہے۔
تاریک توانائی: ڈھانچوں کی نمو کی رفتار کو متاثر کرتی ہے۔ زیادہ تاریک توانائی کی کثافت یا زیادہ تیز توسیع والا کائنات بعد کے اوقات میں کلسٹر کی تشکیل کو سست کر سکتا ہے۔

لہٰذا، کہکشاں کلسٹروں کی گنتی، ان کے ماسز کی پیمائش (ایکس رے، لینسنگ، یا سنایایف-زیلڈوچ اثرات کے ذریعے)، اور کلسٹر کی تعداد میں تبدیلی کو ریڈ شفٹ کے ساتھ ٹریک کرنا مضبوط کائناتی پابندیاں فراہم کرتا ہے۔

8. کائناتی ویب اور کہکشاں کی ارتقاء

8.1 ماحولیاتی اثرات

کائناتی ویب کا ماحول کہکشاں کی ارتقاء کو متاثر کرتا ہے:

کلسٹر کورز میں: تیز رفتار تعاملات، رم پریشر اسٹرپنگ، اور مرجنگ ستاروں کی تشکیل کو روک سکتے ہیں، جس سے بڑے بیضوی کہکشائیں بنتی ہیں۔
فلامینٹ "خوراک": اسپائرل کہکشائیں مؤثر طریقے سے ستارے بناتی رہ سکتی ہیں اگر وہ مسلسل فلامینٹس سے تازہ گیس حاصل کرتی رہیں۔
خلا کہکشائیں: اکثر الگ تھلگ، یہ کہکشائیں ممکنہ طور پر سست ارتقائی راستہ اختیار کرتی ہیں، زیادہ گیس برقرار رکھتی ہیں اور کائناتی وقت میں طویل عرصے تک ستاروں کی تشکیل جاری رکھتی ہیں۔

8.2 کیمیائی افزودگی

گنجان نوڈز میں بننے والی کہکشائیں بار بار ستاروں کے دھماکوں اور فیڈبیک کے واقعات سے گزرتی ہیں، جو بھاری عناصر کو انٹراکلسٹر میڈیم یا ریشوں کے ساتھ پھیلاتی ہیں۔ یہاں تک کہ void کہکشائیں بھی کبھی کبھار بہاؤ یا کائناتی بہاؤ کے ذریعے کچھ افزودگی دیکھتی ہیں، اگرچہ عام طور پر کم رفتار سے۔

9. مستقبل کے رجحانات اور مشاہدات

9.1 اگلی نسل کے بڑے سروے

LSST, Euclid, اور Nancy Grace Roman Space Telescope جیسے منصوبے اربوں کہکشاؤں کا نقشہ بنائیں گے، کائناتی ڈھانچے کی ہماری 3D نظر کو بے مثال درستگی تک بہتر بنائیں گے۔ بہتر لینسنگ ڈیٹا کے ساتھ، ہمارے پاس تاریک مادے کی تقسیم کی واضح تصویر ہوگی۔

9.2 ریشوں اور خلاؤں کے گہرے مشاہدات

warm-hot intergalactic medium (WHIM) کو ریشوں میں دیکھنا ابھی بھی چیلنج ہے۔ مستقبل کے ایکس رے مشن (جیسے Athena) اور الٹرا وائلٹ یا ایکس رے بینڈز میں بہتر اسپیکٹروسکوپک ڈیٹا ممکنہ طور پر کہکشاؤں کو جوڑنے والے منتشر گیس کا پتہ لگا سکتے ہیں، جو آخر کار کائناتی جال میں گمشدہ baryons کو ظاہر کرے گا۔

9.3 درست void cosmology

ایک ذیلی میدان کے طور پر ابھرتا ہوا، void cosmology خلاؤں کی خصوصیات (سائز کی تقسیم، شکل، رفتار کے بہاؤ) کو استعمال کرنے کا مقصد رکھتا ہے تاکہ متبادل کشش ثقل کے نظریات، تاریک توانائی کے ماڈلز، اور دیگر غیر-ΛCDM فریم ورکس کی جانچ کی جا سکے۔

10۔ نتیجہ

کہکشائی کلسٹرز جو کائناتی جال کو مضبوطی سے تھامے ہوئے ہیں اور ریشے، چادریں، اور خلائیں جو ان کے درمیان بُنے ہوئے ہیں، کائنات کے سب سے بڑے پیمانوں پر عظیم ڈیزائن کی تشکیل کرتے ہیں۔ ابتدائی کائنات میں معمولی کثافت کی اتار چڑھاؤ سے پیدا ہونے والے یہ ڈھانچے کشش ثقل کی طاقت کے تحت بڑھے، جو کہ تاریک مادے کی اجتماعیت کی خصوصیات اور تاریک توانائی کی تیز رفتار توسیع سے شکل پاتے ہیں۔

آج، ہم ایک متحرک کائناتی جال دیکھ رہے ہیں جو عظیم کلسٹروں، پیچیدہ ریشوں سے بھرا ہوا ہے جو کہ کہکشاؤں سے بھرپور ہیں، اور وسیع، زیادہ تر خالی خلاؤں سے بھرا ہوا ہے۔ یہ عظیم الشان ڈھانچے نہ صرف بین الکہکشانی پیمانوں پر کشش ثقل کی طاقت کو ظاہر کرتے ہیں بلکہ ہمارے کائناتی ماڈلز کی جانچ کے لیے اہم تجربہ گاہیں بھی فراہم کرتے ہیں اور یہ سمجھنے میں مدد دیتے ہیں کہ کہکشائیں کائنات کے سب سے زیادہ بھرے یا خالی گوشوں میں کیسے ارتقا پاتی ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “How filaments are woven into the cosmic web.” Nature, 380, 603–606.
de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “A slice of the universe.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
سپریگل، وی۔، وغیرہ (2005). “کہکشاؤں اور کوئزروں کی تشکیل، ارتقاء اور کلسٹرنگ کی نقل۔” نیچر، 435، 629–636۔
Cautun, M., et al. (2014). “The cold dark matter cosmic web.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). “Cosmic Voids: Structure, Dynamics and Galaxies.” International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان