ریکومبینیشن اور پہلے ایٹم

Linas Juozenas

کس طرح الیکٹران نیوکلیائی سے بندھے، اور ایک غیر جانبدار کائنات کے "ڈارک ایجز" کا آغاز ہوا

بگ بینگ کے بعد، کائنات نے اپنے پہلے چند لاکھ سال ایک گرم، گھنی حالت میں گزارے جہاں پروٹونز اور الیکٹرانز پلازما نما سوپ میں موجود تھے، جو ہر سمت میں فوٹونز کو منتشر کر رہے تھے۔ اس دوران، مادہ اور تابکاری سختی سے جڑے ہوئے تھے، جس کی وجہ سے کائنات غیر شفاف تھی۔ آخرکار، جیسے جیسے کائنات پھیلی اور ٹھنڈی ہوئی، یہ آزاد پروٹونز اور الیکٹرانز مل کر غیر جانبدار ایٹمز بنانے لگے—جسے ری کومبینیشن کہا جاتا ہے۔ ری کومبینیشن نے آزاد الیکٹرانز کی تعداد کو بہت کم کر دیا جو فوٹونز کو منتشر کرتے تھے، جس سے روشنی کو پہلی بار بلا رکاوٹ کائنات میں سفر کرنے کی اجازت ملی۔

یہ اہم تبدیلی کائناتی مائیکروویو بیک گراؤنڈ (CMB) کے ظہور کی نشاندہی کرتی ہے—سب سے پرانی روشنی جو ہم دیکھ سکتے ہیں—اور کائنات کے "ڈارک ایجز" کے آغاز کا اشارہ دیتی ہے، ایک ایسا دور جب کوئی ستارے یا دیگر روشن ذرائع روشنی ابھی تک وجود میں نہیں آئے تھے۔ اس مضمون میں، ہم دریافت کریں گے:

ابتدائی کائنات کی گرم پلازما کی حالت
ری کومبینیشن کے پیچھے جسمانی عمل
پہلے ایٹمز کے بننے کے لیے درکار وقت اور درجہ حرارت کی شرائط
کائنات کی نتیجتاً شفافیت اور CMB کی پیدائش
"ڈارک ایجز" اور کس طرح انہوں نے پہلے ستاروں اور کہکشاؤں کے لیے بنیاد رکھی

ری کومبینیشن کے فزکس کو سمجھ کر، ہمیں یہ اہم بصیرت ملتی ہے کہ ہم آج جو کائنات دیکھتے ہیں وہ کیوں ہے اور کس طرح ابتدائی مادہ پیچیدہ ڈھانچوں—ستارے، کہکشائیں، اور خود زندگی—میں تبدیل ہو سکا جو کائنات کو بھر دیتے ہیں۔

2. ابتدائی پلازما کی حالت

2.1 ایک گرم، آئنائزڈ سوپ

ابتدائی مراحل میں—تقریباً بگ بینگ کے 380,000 سال بعد تک—کائنات گھنی، گرم، اور الیکٹرانز، پروٹونز، ہیلیم نیوکلیائی، اور فوٹونز کے پلازما سے بھری ہوئی تھی (ساتھ ہی دیگر ہلکے نیوکلیائی کی معمولی مقدار بھی موجود تھی)۔ چونکہ توانائی کی کثافت بہت زیادہ تھی، آزاد الیکٹرانز اور پروٹونز کثرت سے ٹکراتے تھے، جبکہ فوٹونز مسلسل منتشر ہوتے رہتے تھے۔ اس زیادہ ٹکراؤ اور منتشر ہونے کی وجہ سے کائنات مؤثر طور پر غیر شفاف تھی:

فوٹونز آزاد الیکٹران سے ٹکرانے (تھامسن اسکیٹرنگ) سے پہلے زیادہ دور سفر نہیں کر سکتے تھے۔
پروٹونز اور الیکٹرانز زیادہ تر آزاد رہے کیونکہ پلازما میں کثرت سے ٹکراؤ اور زیادہ حرارتی توانائیاں تھیں۔

2.2 درجہ حرارت اور پھیلاؤ

جب کائنات پھیلی، اس کا درجہ حرارت (T) تقریباً اس کے اسکیل فیکٹر a(t) کے الٹ تناسب میں گر گیا۔ بگ بینگ کے بعد، کائنات نے اربوں کیلون سے چند ہزار کیلون تک ٹھنڈا ہونا شروع کیا، جو کہ چند لاکھ سالوں کے عرصے میں ہوا۔ یہی ٹھنڈا ہونے کا عمل تھا جس نے آخرکار پروٹونز کو الیکٹرانز کے ساتھ بندھنے کی اجازت دی۔

3. ری کمبینیشن کا عمل

3.1 غیر جانبدار ہائیڈروجن کی تشکیل

ری کمبینیشن کا اصطلاح تھوڑی غلط فہمی پیدا کرتی ہے—یہ پہلی بار تھا جب الیکٹران اور نیوکلئی نے مل کر ترکیب کی (لفظ "re-" تاریخی ہے)۔ غالب راستہ پروٹونز کا الیکٹرانز کو پکڑ کر غیر جانبدار ہائیڈروجن بنانا تھا:

p + e⁻ → H + γ

جہاں p ایک پروٹون ہے، e⁻ ایک الیکٹران ہے، H ایک ہائیڈروجن ایٹم ہے، اور γ ایک فوٹون ہے (جب الیکٹران بند حالت میں منتقل ہوتا ہے تو خارج ہوتا ہے)۔ چونکہ اس وقت نیوٹران زیادہ تر ہیلیم کے نیوکلئی میں بند ہو چکے تھے یا بہت کم آزاد مقدار میں موجود تھے، ہائیڈروجن جلد ہی کائنات میں سب سے زیادہ مقدار والا غیر جانبدار ایٹم بن گیا۔

3.2 درجہ حرارت کی حد

ری کمبینیشن کے لیے ضروری تھا کہ کائنات اتنی ٹھنڈی ہو جائے کہ بند حالتیں مستحکم رہ سکیں۔ ہائیڈروجن کی آئنائزیشن توانائی تقریباً 13.6 eV ہے، جو تقریباً چند ہزار کیلون کے درجہ حرارت (تقریباً 3,000 K) کے برابر ہے۔ ان درجہ حرارت پر بھی، ری کمبینیشن فوری یا مکمل مؤثر نہیں تھی؛ آزاد الیکٹرانز کے پاس اتنی حرکی توانائی تھی کہ اگر وہ نئے بنے ہوئے ہائیڈروجن ایٹم سے ٹکرا جاتے تو بندش سے بچ سکتے تھے۔ یہ عمل دھیرے دھیرے ہزاروں سالوں میں ہوا لیکن اس کا عروج تقریباً z ≈ 1100 (جہاں z ریڈ شفٹ ہے) یا بگ بینگ کے تقریباً 380,000 سال بعد تھا۔

3.3 ہیلیم کا کردار

ری کمبینیشن کی کہانی کا ایک چھوٹا لیکن اہم حصہ ہیلیم (بنیادی طور پر ⁴He)۔ ہیلیم کے نیوکلئی (دو پروٹون اور دو نیوٹران) نے بھی الیکٹرانز کو پکڑ کر غیر جانبدار ہیلیم بنایا، لیکن یہ عمل عام طور پر تھوڑے مختلف درجہ حرارت کی حدوں کا متقاضی تھا کیونکہ اس کی بندش کی توانائیاں زیادہ تھیں۔ ہائیڈروجن کی ری کمبینیشن، جو سب سے زیادہ مقدار میں تھی، آزاد الیکٹران کی آبادی کو کم کرنے اور کائنات کو شفاف بنانے میں غالب کردار ادا کرتی تھی۔

4. کائناتی شفافیت اور CMB

4.1 آخری بکھراؤ کی سطح

ری کمبینیشن سے پہلے، فوٹون آزاد الیکٹرانوں سے بار بار ٹکرا رہے تھے، اس لیے وہ زیادہ دور سفر نہیں کر سکتے تھے۔ جب ایٹم بنے تو آزاد الیکٹران کی کثافت میں نمایاں کمی آئی، جس سے فوٹونز کا اوسط آزاد راستہ زیادہ تر کائناتی فاصلوں کے لیے مؤثر طور پر لامتناہی ہو گیا۔ "آخری بکھراؤ کی سطح" وہ دورانیہ ہے جب کائنات نے اپاہج سے شفاف کی طرف منتقلی کی۔ اس وقت کے فوٹونز—جو بگ بینگ کے تقریباً 380,000 سال بعد خارج ہوئے—ہم اب جو مشاہدہ کرتے ہیں اسے Cosmic Microwave Background (CMB) کہتے ہیں۔

4.2 CMB کی پیدائش

CMB کائنات میں سب سے پرانی روشنی کی نمائندگی کرتا ہے جو ہم دیکھ سکتے ہیں۔ جب یہ پہلی بار خارج ہوئی تھی، اس کا درجہ حرارت تقریباً 3,000 K (مرئی/انفراریڈ طول موج) تھا۔ کائناتی توسیع کے اگلے 13.8 ارب سالوں میں، یہ فوٹون مائیکروویو علاقے میں ریڈ شفٹ ہو گئے ہیں، جو موجودہ درجہ حرارت تقریباً 2.725 K کے برابر ہے۔ یہ باقی ماندہ تابکاری ابتدائی کائنات کی ترکیب، کثافت میں اتار چڑھاؤ، اور جیومیٹری کے بارے میں بہت سی معلومات فراہم کرتی ہے۔

4.3 کیوں CMB تقریباً یکساں ہے

مشاہدات سے ظاہر ہوتا ہے کہ CMB تقریباً یکساں ہے—یعنی، اس کا درجہ حرارت ہر سمت میں تقریباً برابر ہے۔ اس سے ظاہر ہوتا ہے کہ ری کومبینیشن کے وقت تک، کائنات بڑے پیمانے پر انتہائی ہم آہنگ تھی۔ CMB میں دیکھی جانے والی چھوٹی انیسوٹروپیز—تقریباً ایک حصہ 100,000 میں—بالکل وہی بیج ہیں جو کاسمی ساخت کے تھے جو کہکشاؤں اور کہکشائی جھرمٹوں میں بڑھ گئے۔

5. کائنات کے “تاریک دور”

5.1 بغیر ستاروں کی کائنات

ری کومبینیشن کے بعد، کائنات بنیادی طور پر غیر جانبدار ہائیڈروجن (اور کچھ ہیلیم)، منتشر تاریک مادہ، اور تابکاری پر مشتمل تھی۔ ابھی تک کوئی ستارے یا روشن اجسام تشکیل نہیں پائے تھے۔ کائنات شفاف تھی—لیکن مؤثر طور پر تاریک—کیونکہ CMB کی مدھم (اور مسلسل ریڈ شفٹ ہوتی ہوئی) چمک کے علاوہ کوئی روشن روشنی کے ذرائع نہیں تھے۔

5.2 تاریک دور کی مدت

یہ تاریک دور چند سو ملین سال تک جاری رہے۔ اس دوران، کائنات کے تھوڑا زیادہ گھنے علاقوں میں مادہ کشش ثقل کے تحت اکٹھا ہوتا رہا، آہستہ آہستہ پروٹوگیلیکٹک بادل بناتے ہوئے۔ آخر کار، پہلے ستارے (Pop III ستارے) اور کہکشائیں روشن ہوئیں، ایک نئے دور کی شروعات کی جسے کاسمی ری آئنائزیشن کہا جاتا ہے۔ اس وقت، ابتدائی ستاروں اور کوئزارس کی الٹرا وائلٹ شعاعیں ہائیڈروجن کو دوبارہ آئنائز کر گئیں، تاریک دور کا خاتمہ ہوا اور کائنات اس کے بعد زیادہ تر آئنائزڈ گیس پر مشتمل ہو گئی۔

6. ری کومبینیشن کی اہمیت

6.1 ساخت کی تشکیل اور کاسمولوجیکل پروبز

ری کومبینیشن نے بعد کی ساخت کی تشکیل کے لیے کائناتی منظرنامہ مرتب کیا۔ جب الیکٹران غیر جانبدار ایٹمز میں بند ہو گئے، تو مادہ کشش ثقل کے تحت زیادہ مؤثر طریقے سے سکڑ سکتا تھا (بغیر آزاد الیکٹران اور فوٹونز کے اعلیٰ دباؤ کی حمایت کے)۔ دریں اثنا، CMB فوٹونز، جو اب منتشر نہیں ہو رہے تھے، اس وقت کی حالتوں کا ایک عکس محفوظ کرتے ہیں۔ CMB کے اتار چڑھاؤ کا تجزیہ کر کے، کاسمولوجسٹ کر سکتے ہیں:

بیریون کثافت اور دیگر اہم کاسمولوجیکل پیرامیٹرز (مثلاً ہبل کانسٹنٹ، تاریک مادے کا مواد) کی پیمائش کریں۔
ابتدائی کثافت میں اتار چڑھاؤ کی شدت اور پیمانے کا اندازہ لگائیں جنہوں نے کہکشاؤں کی تشکیل کی قیادت کی۔

6.2 بگ بینگ ماڈل کی جانچ

بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسس (BBN) کی پیش گوئیاں (ہیلیم اور دیگر ہلکے عناصر کے لیے) CMB کے مشاہدہ شدہ ڈیٹا اور مادے کی مقدار کے ساتھ مطابقت رکھتی ہیں جو بگ بینگ ماڈل کی مضبوط حمایت کرتی ہیں۔ مزید برآں، CMB کا تقریباً کامل بلیک باڈی اسپیکٹرم اور اس کے درست درجہ حرارت کی پیمائشیں اس بات کی تصدیق کرتی ہیں کہ کائنات نے ایک گرم، گھنے مرحلے سے گزری—جو جدید کاسمولوجی کا ایک بنیادی ستون ہے۔

6.3 مشاہداتی مضمرات

جدید تجربات جیسے کہ WMAP اور Planck نے CMB کو نہایت تفصیل سے نقشہ بنایا ہے، جو ہلکی انیسوٹروپیز (درجہ حرارت اور پولرائزیشن کے نمونے) ظاہر کرتی ہیں جو ساخت کے بیجوں کو ٹریس کرتی ہیں۔ یہ نمونے ری کومبینیشن کی طبیعیات سے گہرائی سے جڑے ہوئے ہیں، جن میں فوٹون-بیریون سیال میں آواز کی رفتار اور وہ بالکل وقت شامل ہے جب ہائیڈروجن غیر جانبدار ہو گیا۔

7. آگے کی نظر

7.1 Dark Ages کے مشاہدات

جبکہ Dark Ages زیادہ تر برقی مقناطیسی طول موجوں میں نظر نہیں آتے (کوئی ستارے نہیں)، مستقبل کے تجربات نیوٹرل ہائیڈروجن کے 21-cm سگنلز کا پتہ لگانے کا ارادہ رکھتے ہیں تاکہ اس دور کی براہ راست تحقیق کی جا سکے۔ ایسے مشاہدات یہ ظاہر کر سکتے ہیں کہ پہلے ستاروں سے پہلے مادہ کیسے جمع ہوا اور کائناتی صبح اور reionization کی فزکس کی کھڑکی فراہم کر سکتے ہیں۔

7.2 کائناتی ارتقا کا تسلسل

recombination کے اختتام سے لے کر پہلی کہکشاؤں اور بعد کی reionization تک، کائنات نے ڈرامائی تبدیلیاں دیکھیں۔ ان مراحل کو سمجھنا ہمیں کائناتی ارتقا کی ایک مسلسل داستان جوڑنے میں مدد دیتا ہے—ایک سادہ، تقریباً یکساں پلازما سے لے کر آج کے بھرپور ساختہ کائنات تک۔

8. نتیجہ

Recombination—جب الیکٹران نیوکلئی سے بندھ کر پہلے ایٹمز بنے—کائناتی تاریخ کا ایک اہم سنگ میل ہے۔ اس واقعے نے نہ صرف Cosmic Microwave Background کو جنم دیا بلکہ کائنات کو اس عمل کے لیے کھولا جس سے آخرکار ستارے، کہکشائیں، اور وہ پیچیدہ کائناتی نقشہ وجود میں آیا جو ہم دیکھتے ہیں۔

recombination کے فوراً بعد کا دور مناسب طور پر Dark Ages کے نام سے جانا جاتا ہے، جو روشن ذرائع کی عدم موجودگی کا دور تھا۔ recombination کے دوران بننے والے ڈھانچے کے بیج کشش ثقل کے تحت بڑھتے رہے، آخرکار پہلے ستارے جلے اور reionization کے ذریعے Dark Ages کا خاتمہ ہوا۔

آج، CMB کی درست پیمائشیں اور نیوٹرل ہائیڈروجن کی 21-cm لائن کی تحقیق اس تبدیلی کے دور کے بارے میں مزید تفصیلات کھول رہی ہیں، جو ہمیں کائنات کی ارتقا کی جامع تصویر کے قریب لے جا رہی ہیں—بگ بینگ سے لے کر پہلے کائناتی روشنی کے ذرائع کی تشکیل تک۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press.
Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley.
Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). “The Interaction of Matter and Radiation in Expanding Universe.” Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
Doran, M. (2002). “Cosmic Time — The Time of Recombination.” Physical Review D, 66, 023513.
Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 Results. VI. Cosmological Parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.

Cosmic Microwave Background سے recombination کے تعلق کا تعارف حاصل کرنے کے لیے، درج ذیل وسائل دیکھیں:

NASA کے WMAP & Planck سائٹس
ESA کا Planck مشن (CMB کے تفصیلی ڈیٹا اور تصاویر)

ان مشاہدات اور نظریاتی ماڈلز کے ذریعے، ہم اس بات کا علم بہتر کرتے رہتے ہیں کہ الیکٹرانز، پروٹونز، اور فوٹونز نے کیسے راستے جدا کیے، اور یہ بظاہر سادہ قدم آخرکار آج ہم جو کائناتی ڈھانچے دیکھتے ہیں ان کے لیے راہ روشن کرنے والا ثابت ہوا۔

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان