پہلے ارب سالوں کا مشاہدہ

Linas Juozenas

ابتدائی کہکشاؤں اور کائناتی طلوع کا مطالعہ کرنے کے لیے جدید دوربینیں اور تکنیکیں

ماہرین فلکیات اکثر کائناتی تاریخ کے پہلے ارب سال کو “کائناتی طلوع” کہتے ہیں، جو اس دور کی نشاندہی کرتا ہے جب ابتدائی ستارے اور کہکشائیں بنیں، جو بالآخر کائنات کی ری آئنائزیشن کا باعث بنیں۔ اس اہم عبوری مرحلے کی تحقیق مشاہداتی کاسمولوجی میں سب سے بڑے چیلنجز میں سے ایک ہے کیونکہ یہ اجسام مدھم، دور، اور ابتدائی کائنات کے شدید عمل کی روشنی میں ڈوبے ہوئے ہیں۔ پھر بھی، نئے دوربینوں جیسے جیمز ویب اسپیس ٹیلیسکوپ (JWST) اور برقی مقناطیسی طیف کے جدید تکنیکوں کے ساتھ، ماہرین فلکیات بتدریج یہ ظاہر کر رہے ہیں کہ کہکشائیں کس طرح قریب سے پاک گیس سے بنی، پہلے ستارے جلے، اور کائنات کو تبدیل کیا۔

اس مضمون میں، ہم دیکھیں گے کہ ماہرین فلکیات کس طرح مشاہداتی حدود کو آگے بڑھا رہے ہیں، اعلی ریڈ شفٹ (تقریباً z &gtrsim; 6) پر کہکشاؤں کا پتہ لگانے اور ان کی خصوصیات جانچنے کے لیے کون سی حکمت عملی استعمال کی جاتی ہیں، اور یہ دریافتیں ہمیں کائناتی ساخت کے آغاز کے بارے میں کیا سکھاتی ہیں۔

1. پہلے ارب سال کیوں اہم ہیں

1.1 کائناتی ارتقاء کی حد

بگ بینگ کے بعد (~13.8 ارب سال پہلے)، کائنات ایک گرم، گھنے پلازما سے زیادہ تر غیر جانبدار، تاریک مرحلے میں چلی گئی جب پروٹونز اور الیکٹرانز نے مل کر (ری کومبینیشن) بنایا۔ ڈارک ایجز کے دوران، کوئی روشن چیز موجود نہیں تھی۔ جیسے ہی پہلے ستارے (پاپولیشن III) اور پروٹوگیلیکسیز نمودار ہوئے، انہوں نے انٹرگیلیکٹک میڈیم کو ری آئنائز اور مالا مال کرنا شروع کیا، جو مستقبل کی کہکشاؤں کی ترقی کے لیے سانچہ قائم کرتا ہے۔ اس دور کا مطالعہ یہ ظاہر کرتا ہے کہ:

ستارے ابتدائی طور پر تقریباً دھات سے پاک ماحول میں بنے تھے۔
کہکشائیں چھوٹے ڈارک میٹر ہیلوز میں جمع ہوئیں۔
ری آئنائزیشن آگے بڑھا، جس نے کائناتی گیس کی جسمانی حالت کو تبدیل کیا۔

1.2 جدید ڈھانچوں سے رابطہ

آج کی کہکشاؤں کے مشاہدات—جو بھاری عناصر، دھول، اور پیچیدہ ستاروں کی تشکیل کی تاریخوں سے بھرپور ہیں—صرف جزوی اشارے دیتے ہیں کہ وہ سادہ ابتدائی حالتوں سے کیسے ارتقا پذیر ہوئیں۔ پہلے ارب سالوں میں کہکشاؤں کو براہ راست مشاہدہ کر کے سائنسدان یہ سمجھتے ہیں کہ ستاروں کی تشکیل کی شرحیں، گیس کی حرکات، اور فیڈبیک میکانزم کس طرح کائناتی تاریخ کے آغاز میں وقوع پذیر ہوئے۔

2. ابتدائی کائنات کے مطالعے کے چیلنجز

2.1 فاصلے (اور وقت) کے ساتھ مدھم ہونا

ریڈ شفٹ z > 6 پر موجود اشیاء انتہائی مدھم ہوتی ہیں، کیونکہ وہ بہت دور ہیں اور ان کی روشنی کائناتی ریڈ شفٹنگ کی وجہ سے انفراریڈ طول موجوں میں تبدیل ہو چکی ہوتی ہے۔ ابتدائی کہکشائیں اندرونی طور پر کم بڑے اور کم روشنی والی ہوتی ہیں بنسبت بعد کی بڑی کہکشاؤں کے—اس لیے ان کا پتہ لگانا دوگنا مشکل ہوتا ہے۔

2.2 غیر جانبدار ہائیڈروجن جذب

کوسمک ڈان کے دوران، بین الکہکشانی مادہ ابھی جزوی طور پر غیر جانبدار تھا (ابھی مکمل طور پر آئنائز نہیں ہوا تھا)۔ غیر جانبدار ہائیڈروجن الٹراوائلٹ (UV) روشنی کو شدید جذب کرتا ہے۔ نتیجتاً، اسپیکٹرم کی خصوصیات جیسے لائمین-α لائن کمزور ہو سکتی ہے، جو براہ راست اسپیکٹروسکوپک تصدیق کو پیچیدہ بناتی ہے۔

2.3 آلودگی اور سامنے کی ایمیشن

مدھم سگنلز کا پتہ لگانے کے لیے قریبی کہکشاؤں کی روشنی، ملکی وے کی دھول کی ایمیشن، زوڈیکل روشنی، اور آلہ جاتی پس منظر سے گزرنا پڑتا ہے۔ مشاہدہ کرنے والوں کو پیچیدہ ڈیٹا ریڈکشن اور کیلیبریشن تکنیکیں استعمال کرنی ہوتی ہیں تاکہ ابتدائی ادوار کے سگنلز کو الگ کیا جا سکے۔

3. جیمز ویب اسپیس ٹیلیسکوپ (JWST): ایک گیم چینجر

3.1 انفراریڈ حساسیت

25 دسمبر 2021 کو لانچ کیا گیا، JWST انفراریڈ مشاہدات کے لیے بہتر بنایا گیا ہے—ابتدائی کائنات کے مطالعے کے لیے ضروری کیونکہ الٹراوائلٹ اور مرئی روشنی جو بلند ریڈ شفٹ کہکشاؤں سے آتی ہے، انفراریڈ طول موجوں میں کھنچی جاتی ہے۔ JWST کے آلات (NIRCam, NIRSpec, MIRI, NIRISS) نزدیکی سے درمیانی انفراریڈ رینج کو کور کرتے ہیں، جو ممکن بناتے ہیں:

گہری امیجنگ: بے مثال حساسیت کے ساتھ کہکشائیں دریافت کرنا جو بہت کم روشنی کی شدت تک پہنچتی ہیں z ∼ 10 پر (ممکنہ طور پر z ≈ 15 تک)۔
اسپیکٹروسکوپی: روشنی کو توڑ کر ایمیشن اور ابسورپشن لائنز (مثلاً، لائمین-α، [O III]، H-α) کی پیمائش کرنا، جو فاصلوں کی تصدیق اور گیس و ستاروں کی خصوصیات کے تجزیے کے لیے ضروری ہے۔

3.2 ابتدائی سائنسی جھلکیاں

اپنے ابتدائی مہینوں میں، JWST نے دلچسپ نتائج پیش کیے:

امیدوار کہکشائیں z > 10 پر: کئی گروپوں نے ایسی کہکشاؤں کی اطلاع دی ہے جو ریڈ شفٹ 10–17 پر ہو سکتی ہیں، اگرچہ ان کی سخت اسپیکٹروسکوپک تصدیق کی ضرورت ہے۔
ستاروں کی آبادی اور دھول: اعلیٰ ریزولوشن امیجنگ کہکشاؤں میں مورفولوجیکل تفصیلات، ستاروں کی تشکیل کے گٹھے، اور دھول کے آثار ظاہر کرتی ہے جو کائنات کی موجودہ عمر کے 5% سے کم عمر میں موجود تھیں۔
آئنائزڈ ببلز کا سراغ لگانا: آئنائزڈ گیس سے ایمیشن لائنز کا پتہ لگا کر، JWST یہ روشنی ڈال سکتا ہے کہ ری آئنائزیشن ان روشن جیبوں کے گرد کیسے ہوئی۔

اگرچہ ابھی ابتدائی مرحلہ ہے، یہ دریافتیں نسبتاً ترقی یافتہ کہکشاؤں کی موجودگی کی نشاندہی کرتی ہیں جو کئی ماڈلز کی پیش گوئی سے پہلے ہیں، جس سے ابتدائی ستاروں کی تشکیل کے وقت اور رفتار پر نئی بحثیں جنم لیتی ہیں۔

4. دیگر ٹیلیسکوپ اور تکنیکیں

4.1 زمینی مشاہداتی مراکز

بڑے زمینی ٹیلیسکوپ: Keck, VLT (ویری لارج ٹیلیسکوپ)، اور Subaru جیسی سہولیات بڑے آئینے اور جدید آلات کو یکجا کرتی ہیں۔ نیر-بینڈ فلٹرز یا اسپیکٹروگراف استعمال کرتے ہوئے، یہ z ≈ 6–10 پر لائمن-α ایمیٹرز کا پتہ لگاتے ہیں۔
اگلی نسل: انتہائی بڑے ٹیلیسکوپ (مثلاً ELT, TMT, GMT) زیر ترقی ہیں جن کے آئینے کے قطر 30+ میٹر ہیں۔ یہ اسپیکٹروسکوپک حساسیت کو کم روشنی والی کہکشاؤں تک بڑھائیں گے، جو JWST کے ممکنہ خلاء کو پُر کریں گے۔

4.2 خلائی UV اور آپٹیکل سروے

اگرچہ ابتدائی کہکشائیں ستاروں کی روشنی خارج کرتی ہیں جو ہائی ریڈ شفٹ پر انفراریڈ میں شفٹ ہو جاتی ہے، ہبل کے COSMOS یا CANDELS فیلڈز جیسے سروے نے آپٹیکل/نزدیک-انفراریڈ میں گہری امیجنگ فراہم کی۔ ان کے لیگیسی ڈیٹا نے z ∼ 6–10 پر روشن امیدواروں کی شناخت میں اہم کردار ادا کیا، جن کی بعد میں JWST یا زمینی اسپیکٹروسکوپی سے پیروی کی گئی۔

4.3 سب ملی میٹر اور ریڈیو مشاہدات

ALMA (اٹاکاما لارج ملی میٹر/سب ملی میٹر ارے): ابتدائی کہکشاؤں میں دھول اور مالیکیولر گیس کے ایمیشن کو ٹریک کرتا ہے (CO لائنز، [C II] لائن)۔ یہ انفراریڈ میں دھول سے چھپی ہوئی ستاروں کی تشکیل کا پتہ لگانے کے لیے اہم ہے۔
SKA (اسکوائر کلومیٹر ارے): مستقبل کا ریڈیو ٹیلیسکوپ جو غیر جانبدار ہائیڈروجن سے 21-سینٹی میٹر سگنلز کا پتہ لگانے کے لیے تیار ہے، جو کائناتی پیمانے پر ری آئنائزیشن کے عمل کا نقشہ بنائے گا۔

4.4 ثقلی لینسنگ

بڑے کہکشاں کلسٹرز کائناتی میگنیفائنگ لینسز کے طور پر کام کر سکتے ہیں، جو پس منظر کے اجسام کی روشنی کو موڑتے ہیں۔ لینسنگ “میگنیفیکیشن بوسٹس” سے فائدہ اٹھاتے ہوئے، ماہرین فلکیات ایسی کہکشائیں دریافت کرتے ہیں جو ورنہ دریافت کی حد سے نیچے ہوتی۔ ہبل اور JWST کے سروے جو لینسنگ کلسٹرز (فرنٹیئر فیلڈز) کو ہدف بناتے ہیں، نے z > 10 پر کہکشائیں دریافت کی ہیں، جو ہمیں کائناتی طلوع آفتاب کے قریب لے آتی ہیں۔

5. اہم مشاہداتی حکمت عملیاں

5.1 ڈراپ آؤٹ یا “کلر سلیکشن” تکنیکیں

ایک کلاسیکی طریقہ لائمن-بریک (ڈراپ آؤٹ) تکنیک ہے۔ مثال کے طور پر:

ایک کہکشاں z ≈ 7 پر اپنی UV روشنی (لائمن حد سے چھوٹی) کو درمیان میں موجود غیر جانبدار ہائیڈروجن کے ذریعے جذب کر لے گی، اس لیے یہ آپٹیکل فلٹرز میں “غائب” (یا “ڈراپ آؤٹ”) ہو جاتی ہے لیکن طویل، نزدیک-انفراریڈ فلٹرز میں دوبارہ ظاہر ہوتی ہے۔
کئی طول موج بینڈز میں لی گئی تصاویر کا موازنہ کر کے، ماہرین فلکیات ممکنہ ہائی-ریڈ شفٹ کہکشاؤں کی شناخت کرتے ہیں۔

5.2 ایمیشن لائنز کے لیے نیر-بینڈ امیجنگ

ایک اور طریقہ نارو-بینڈ امیجنگ ہے جو متوقع ریڈ شفٹڈ طول موج کے ارد گرد لائمین-α (یا دیگر لائنوں جیسے [O III]، H-α) پر مرکوز ہوتا ہے۔ اگر کہکشاں کی ریڈ شفٹ اس لائن کو اس فلٹر کی ونڈو میں رکھتی ہے تو ایک مضبوط اخراجی لائن تنگ فلٹر میں نمایاں ہو سکتی ہے۔

5.3 اسپیکٹروسکوپک تصدیق

صرف امیجنگ سے فوٹومیٹرک ریڈ شفٹ حاصل کی جا سکتی ہے لیکن یہ غیر یقینی یا کم ریڈ شفٹ مداخلت کرنے والوں (مثلاً دھولدار کہکشائیں) کی وجہ سے الجھن پیدا کر سکتی ہے۔ اسپیکٹروسکوپک فالو اپ، لائمین-α یا مضبوط نیبیولر لائنوں کا پتہ لگا کر، ماخذ کے فاصلے کو یقینی بناتا ہے۔ JWST کے NIRSpec اور زمینی اسپیکٹروگراف جیسے آلات مضبوط ریڈ شفٹ کی تصدیق کے لیے اہم ہیں۔

6. ہم کیا سیکھتے ہیں: جسمانی اور کائناتی بصیرتیں

6.1 ستارہ سازی کی شرح اور IMF

پہلے ارب سالوں میں مدھم کہکشاؤں کے مشاہدات ستارہ سازی کی شرح (SFR) اور ممکنہ طور پر ابتدائی ماس فنکشن (IMF) کو محدود کرتے ہیں—چاہے یہ بھاری ستاروں کی طرف جھکا ہو (جیسا کہ میٹل فری پاپولیشن III ماحولیات کے لیے مفروضہ ہے) یا کچھ زیادہ مقامی ستارہ سازی کے مشابہ ہو۔

6.2 ریونائزیشن کا ٹائم لائن اور ٹوپولوجی

یہ نوٹ کر کے کہ کون سی کہکشائیں مضبوط لائمین-α لائنیں خارج کرتی ہیں اور یہ ریڈ شفٹ کے ساتھ کیسے بدلتی ہیں، ماہرین فلکیات وقت کے ساتھ IGM کے غیر جانبدار حصے کا نقشہ بناتے ہیں۔ یہ مدد کرتا ہے کہ کب کائنات نے دوبارہ آئنائزیشن کی (z ≈ 6–8) اور کیسے ریونائزیشن کے پیچ ستارہ ساز علاقوں کے گرد بڑھے۔

6.3 بھاری عناصر کی مقدار

ابتدائی کہکشاؤں میں اخراجی لائنوں (مثلاً [O III]، [C III]، [N II]) کی انفراریڈ اسپیکٹروسکوپی کیمیائی افزودگی کے بارے میں اشارے ظاہر کرتی ہے۔ دھاتوں کا پتہ لگانا ظاہر کرتا ہے کہ پہلے سے سپرنووا نے ان نظاموں کو بیج دیا تھا۔ دھاتوں کی تقسیم فیڈبیک میکانزم اور ان ستاروں کی آبادیوں کو بھی محدود کرتی ہے جنہوں نے انہیں پیدا کیا۔

6.4 کائناتی ساخت کا ظہور

ابتدائی کہکشاؤں کے بڑے پیمانے پر سروے ماہرین فلکیات کو یہ دیکھنے دیتے ہیں کہ یہ اجسام کس طرح جمع ہوتے ہیں، جو ڈارک میٹر ہیلوز کے ماس اور کائناتی جال کے ابتدائی ریشوں کی نشاندہی کرتے ہیں۔ اس کے علاوہ، آج کی بڑی کہکشاؤں اور کلسٹروں کے آباؤ اجداد کی تلاش سے پتہ چلتا ہے کہ ہائیرارکل گروتھ کیسے شروع ہوئی۔

7. منظرنامہ: اگلا دہائی اور اس کے بعد

7.1 گہری JWST سروے

JWST الٹرا-گہری امیجنگ (مثلاً HUDF فیلڈز یا نئے خالی فیلڈز میں) اور اعلیٰ ریڈ شفٹ امیدواروں کے اسپیکٹرم سروے جاری رکھے گا۔ یہ مشن کہکشاؤں کو z ∼ 12–15 تک ٹھیک سے شناخت کر سکتے ہیں، بشرطیکہ وہ موجود ہوں اور کافی روشن ہوں۔

7.2 انتہائی بڑے دوربینیں

زمینی دیو—ELT (انتہائی بڑا دوربین)، GMT (جائنٹ میگیلان دوربین)، TMT (تیرتی میٹر دوربین)—بہت بڑی روشنی جمع کرنے کی طاقت کو جدید ایڈاپٹیو آپٹکس کے ساتھ ملائیں گے، جو بہت مدھم کہکشاؤں کی اعلیٰ ریزولوشن اسپیکٹروسکوپی کو ممکن بنائیں گے۔ ایسے ڈیٹا ابتدائی کہکشائی ڈسکس کی تفصیلی حرکیات فراہم کر سکتے ہیں، جن میں گردش، انضمام، اور فیڈبیک بہاؤ ظاہر ہوتے ہیں۔

7.3 21-cm کاسمولوجی

HERA اور آخرکار SKA جیسی سہولیات ابتدائی کائنات میں غیر جانبدار ہائیڈروجن سے مدھم 21-cm سگنل کا پتہ لگانے کا ہدف رکھتی ہیں، جو ٹوموگرافک انداز میں ری آئنائزیشن کی ترقی کو نقشہ بنائیں گی۔ یہ آپٹیکل/IR کہکشاں سروے کی تکمیل کرے گا، آئنائزڈ اور غیر جانبدار علاقوں کی بڑے پیمانے پر تقسیم کو ظاہر کرتے ہوئے، انفرادی کہکشاں مشاہدات اور کائناتی پیمانے کے ڈھانچے کے درمیان پل بنائے گا۔

7.4 کشش ثقل-موج فلکیات کے ساتھ ہم آہنگیاں

مستقبل کے خلائی کشش ثقل-موج مشاہدہ گاہیں (مثلاً LISA) ممکنہ طور پر بڑے بلیک ہولز کے انضمام کو اعلی ریڈ شفٹ پر دریافت کر سکتی ہیں، جو JWST یا زمینی دوربینوں سے برقی مقناطیسی مشاہدات کے ساتھ جڑتی ہیں۔ یہ ہم آہنگی یہ واضح کر سکتی ہے کہ بلیک ہولز کس طرح کوسمک ڈان کے دوران بنے اور بڑھے۔

8. نتیجہ

کوسمک تاریخ کے پہلے ارب سال کا مشاہدہ ایک مشکل چیلنج ہے، لیکن جدید دور کے دوربین اور پیچیدہ طریقے تیزی سے تاریکی کو دور کر رہے ہیں۔ James Webb Space Telescope اس کوشش کے محاذ پر ہے، جو قریب اور درمیانے انفرا ریڈ طول موجوں تک بے مثال رسائی فراہم کرتا ہے جہاں ابتدائی ستاروں کی روشنی موجود ہے۔ اسی دوران، زمینی دیو اور ریڈیو ارے دریافت کے طریقوں کی حدوں کو بڑھا رہے ہیں، جیسے لائمین-بریک ڈراپ آؤٹ تلاش، تنگ بینڈ امیجنگ، اسپیکٹروسکوپک تصدیقات، اور 21-cm میپنگ۔

داؤ بہت زیادہ ہے: یہ پیش قدم مشاہدات کائنات کے ابتدائی مرحلے کی جانچ کرتے ہیں، جس دوران کہکشائیں پہلی بار روشن ہوئیں، بلیک ہولز نے تیز رفتار نشوونما شروع کی، اور IGM نے زیادہ تر غیر جانبدار سے تقریباً مکمل آئنائزڈ میں تبدیلی کی۔ ہر نیا انکشاف ستاروں کی تشکیل، فیڈبیک، اور کیمیائی افزودگی کی ہماری سمجھ کو گہرا کرتا ہے، جو ایک کائناتی ماحول ہے جو آج سے نمایاں طور پر مختلف ہے۔ یہ سب مل کر اس بات کو واضح کرتے ہیں کہ وہ مفصل کائناتی تانے بانے جو ہم اب دیکھتے ہیں—کہکشاؤں، کلسٹروں، اور پیچیدہ ڈھانچوں سے بھرپور—13 ارب سال پہلے اس "کوسمک ڈان" کی مدھم چمک سے کیسے ابھرا۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Bouwens, R. J., et al. (2015). “ریڈ شفٹ z ~ 4 سے z ~ 10 تک UV لیمینوسٹی فنکشنز۔” The Astrophysical Journal, 803, 34.
Livermore, R. C., Finkelstein, S. L., & Lotz, J. M. (2017). “کوسمک ویب کے ظہور کا براہ راست مشاہدہ۔” The Astrophysical Journal, 835, 113.
Coe, D., et al. (2013). “CLASH: ایک ممکنہ z ~ 11 کہکشاں کی تین مضبوط لینز شدہ تصاویر۔” The Astrophysical Journal, 762, 32.
Finkelstein, S. L., et al. (2019). “کائنات کے پہلے کہکشائیں: مشاہداتی سرحد اور جامع نظریاتی فریم ورک۔” The Astrophysical Journal, 879, 36.
Baker, J., et al. (2019). “ہائی-ریڈ شفٹ بلیک ہول کی نشوونما اور ملٹی-میسنجر مشاہدات کا وعدہ۔” Bulletin of the AAS, 51, 252.

← پچھلا مضمون اگلا موضوع →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان