تاریک دور اور پہلی ساختیں

Linas Juozenas

ایک ایسا دور جب ستارے موجود نہیں تھے، اور مادہ ثقلی طور پر زیادہ گھنے علاقوں میں جمع ہونا شروع ہوا

ری کومبینیشن کے دور کے بعد—جب کائنات تابکاری کے لیے شفاف ہو گئی اور Cosmic Microwave Background (CMB) جاری ہوا—ایک طویل عرصہ آیا جسے تاریک دور کہا جاتا ہے۔ اس دوران، کوئی روشن ذرائع (ستارے یا کوئسار) موجود نہیں تھے، اس لیے کائنات واقعی تاریک تھی۔ مرئی روشنی کی کمی کے باوجود، اہم عمل جاری تھے: مادہ (بنیادی طور پر ہائیڈروجن، ہیلیم، اور تاریک مادہ) نے ثقلی طور پر جمع ہونا شروع کیا، جو پہلے ستاروں، کہکشاؤں، اور بڑے پیمانے کی ساختوں کی تشکیل کے لیے بنیاد فراہم کر رہا تھا۔

اس مضمون میں، ہم دریافت کریں گے:

تاریک دور کی تعریف کیا ہے
ری کومبینیشن کے بعد کائنات کا ٹھنڈا ہونا
کثافت کی اتار چڑھاؤ کی نمو
ساخت کی تشکیل میں تاریک مادے کا کردار
کائناتی طلوع: پہلے ستاروں کا ظہور
مشاہداتی چیلنجز اور تحقیقات
جدید کائناتیات کے لیے مضمرات

1. ڈارک ایجز کی تعریف کیا ہے

وقت کا دورانیہ: تقریباً 380,000 سال بعد بگ بینگ (ری کومبینیشن کا اختتام) سے لے کر پہلے ستاروں کی تشکیل تک، جو ممکنہ طور پر 100–200 ملین سال بعد بگ بینگ کے شروع ہوئے۔
غیر جانبدار کائنات: ری کومبینیشن کے بعد، تقریباً تمام پروٹون اور الیکٹران غیر جانبدار ایٹمز (زیادہ تر ہائیڈروجن) میں مل گئے۔
کوئی نمایاں روشنی کے ذرائع نہیں: بغیر ستاروں یا کویزارز کے، کائنات میں نئے روشن تابکاری کے ذرائع نہیں تھے، جس کی وجہ سے یہ زیادہ تر برقی مقناطیسی طول موجوں میں غیر مرئی تھی۔

ڈارک ایجز کے دوران، کوسمک مائیکروویو بیک گراؤنڈ فوٹون کائنات کی توسیع کے ذریعے آزادانہ طور پر سفر کرتے اور ٹھنڈے ہوتے رہے۔ تاہم، یہ فوٹون مائیکروویو رینج میں ریڈ شفٹ ہو رہے تھے، اس وقت کم روشنی فراہم کر رہے تھے۔

2. ری کومبینیشن کے بعد کائنات کا ٹھنڈا ہونا

2.1 درجہ حرارت کی ترقی

ری کومبینیشن کے بعد (جب درجہ حرارت تقریباً 3,000 K تھا)، کائنات پھیلتی رہی اور اس کا درجہ حرارت کم ہوتا گیا۔ جب ہم ڈارک ایجز میں داخل ہوتے ہیں، پس منظر کے فوٹون کا درجہ حرارت چند دہائیوں سے سینکڑوں کیلون تک تھا۔ غیر جانبدار ہائیڈروجن ایٹم غالب تھے، جبکہ ہیلیم ایک چھوٹا حصہ (~24% ماس کے لحاظ سے) تھا۔

2.2 آئنائزیشن کا تناسب

آزاد الیکٹرانوں کا ایک بہت چھوٹا حصہ (تقریباً 10,000 میں ایک یا اس سے کم) باقی رہا جو آئنائزڈ تھا، بقایا عمل اور گرم گیس کے نشانات کی وجہ سے۔ اس چھوٹے حصے نے توانائی کی منتقلی اور کیمیا میں معمولی کردار ادا کیا، لیکن مجموعی طور پر، کائنات بنیادی طور پر غیر جانبدار تھی—جو پہلے کے آئنائزڈ پلازما کی حالت سے نمایاں فرق تھا۔

3. کثافت کے اتار چڑھاؤ کی نمو

3.1 ابتدائی کائنات سے بیج

چھوٹے کثافتی خلل—جو CMB میں درجہ حرارت کی غیر مساوات کے طور پر نظر آتے ہیں—انفلیشن کے دوران کوانٹم اتار چڑھاؤ سے پیدا ہوئے (اگر انفلیشنری نظریہ درست ہے)۔ ری کومبینیشن کے بعد، یہ خلل مادے کی ہلکی زیادہ اور کم کثافت کی نمائندگی کرتے تھے۔

3.2 مادہ کی حکمرانی اور کششی زوال

ڈارک ایجز تک، کائنات مادہ کی حکمرانی میں آ چکی تھی—تاریک مادہ اور باریونی مادہ نے اس کی حرکیات پر تابکاری سے زیادہ حکمرانی کی۔ جہاں کثافت تھوڑی زیادہ تھی، کششی کشش نے مزید مادہ کو کھینچنا شروع کیا۔ وقت کے ساتھ، یہ زیادہ کثافتیں بڑھیں، جو اس بنیاد کو فراہم کرتی ہیں:

تاریک مادے کے ہیلوز: تاریک مادے کے گچھے جو کششی کنویں فراہم کرتے تھے جہاں گیس جمع ہو سکتی تھی۔
پری-ستیلر بادل: باریونی (عام) مادہ تاریک مادے کے ہیلوز کے کششی کھینچاؤ کی پیروی کرتا تھا، جو بالآخر گیس کے بادل بن گئے۔

4. ساخت کی تشکیل میں تاریک مادے کا کردار

4.1 کوسمک ویب

ساختاری تشکیل کی نقلیات دکھاتی ہیں کہ تاریک مادہ فلمنٹری ساختوں کے کوسمک ویب کی تشکیل میں ایک مرکزی کردار ادا کرتا ہے۔ جہاں بھی تاریک مادے کی کثافت سب سے زیادہ تھی، باریونی گیس بھی جمع ہوئی، جس سے ابتدائی بڑے پیمانے پر ممکنہ کنویں بنے۔

4.2 کولڈ ڈارک میٹر (CDM) نظریہ

مروجہ نظریہ، ΛCDM، یہ فرض کرتا ہے کہ ڈارک میٹر ابتدا میں "ٹھنڈا" (غیر رشتہ دار) ہوتا ہے، جو اسے مؤثر طریقے سے جمع ہونے دیتا ہے۔ یہ ڈارک میٹر ہیلوز تدریجی طور پر بڑھے—چھوٹے ہیلوز پہلے بنے، جو وقت کے ساتھ مل کر بڑے ڈھانچے بناتے گئے۔ ڈارک ایجز کے اختتام تک، ایسے کئی ہیلوز موجود تھے جو پہلے ستاروں (پاپولیشن III ستارے) کی میزبانی کے لیے تیار تھے۔

5. کائناتی صبح: پہلے ستاروں کا ظہور

5.1 پاپولیشن III ستارے

آخر کار، سب سے زیادہ کثیف علاقوں میں ثقلی انحطاط نے پہلے ستارے پیدا کیے—جنہیں اکثر پاپولیشن III ستارے کہا جاتا ہے۔ یہ ستارے تقریباً مکمل طور پر ہائیڈروجن اور ہیلیم پر مشتمل تھے (کوئی بھاری عناصر نہیں)، اور آج کے عام ستاروں کے مقابلے میں ممکنہ طور پر بہت بڑے تھے۔ ان کی تشکیل ڈارک ایجز سے باہر نکلنے کی نشانی ہے۔

5.2 ری آئنائزیشن

جب یہ ستارے نیوکلیئر فیوژن شروع کرتے ہیں، تو انہوں نے وافر مقدار میں الٹرا وائلٹ تابکاری پیدا کی جو ارد گرد کے غیر جانبدار ہائیڈروجن گیس کو ری آئنائز کرنا شروع کر دیتی ہے۔ جیسے جیسے مزید ستارے (اور ابتدائی کہکشائیں) بنتے گئے، ری آئنائزیشن کے دھبے بڑھ کر آپس میں جڑ گئے، جس سے بین الکہکشانی مادہ زیادہ تر غیر جانبدار سے زیادہ تر آئنائزڈ میں تبدیل ہو گیا۔ یہ ری آئنائزیشن دور تقریباً z ~ 6 سے 10 تک پھیلا ہوا تھا، جس نے کائنات میں نئی روشنی لا کر ڈارک ایجز کو حتمی طور پر ختم کر دیا۔

6. مشاہداتی چیلنجز اور طریقے

6.1 کیوں ڈارک ایجز کا مشاہدہ مشکل ہے

کوئی روشن ذرائع نہیں: اسے ڈارک ایجز کہا جانے کی بنیادی وجہ روشن اجسام کی کمی ہے۔
CMB ریڈ شفٹ: ری کومبینیشن سے بچنے والے فوٹون ٹھنڈے ہو رہے تھے اور اب مرئی حد میں نہیں تھے۔

6.2 21-سینٹی میٹر کائناتیات

ڈارک ایجز کا مطالعہ کرنے کی ایک امید افزا تکنیک 21-سینٹی میٹر ہائپر فائن ٹرانزیشن ہے جو غیر جانبدار ہائیڈروجن کی ہے۔ ڈارک ایجز کے دوران، غیر جانبدار ہائیڈروجن CMB کے پس منظر کے خلاف 21-سینٹی میٹر تابکاری کو جذب یا خارج کر سکتا تھا۔ اصولی طور پر، اس سگنل کو کائناتی وقت کے ساتھ نقشہ بنانا غیر جانبدار گیس کی تقسیم کا "ٹوموگرافک" منظر فراہم کرتا ہے۔

چیلنجز: 21-سینٹی میٹر سگنل انتہائی مدھم ہے اور مضبوط سامنے کے اخراجات (ہماری کہکشاں وغیرہ سے) کے نیچے دبایا گیا ہے۔
تجربات: LOFAR، MWA، EDGES جیسے منصوبے اور مستقبل کے آلات جیسے Square Kilometre Array (SKA) اس دور کی 21-سینٹی میٹر لائن کا پتہ لگانے یا مشاہدات کو بہتر بنانے کا ہدف رکھتے ہیں۔

6.3 بالواسطہ اندازے

اگرچہ ڈارک ایجز کا براہِ راست برقی مقناطیسی مشاہدہ مشکل ہے، محققین کائناتی سیمولیشنز کے ذریعے اور بعد کے ادوار میں دریافت شدہ ابتدائی کہکشاؤں کی خصوصیات کا مطالعہ کر کے بالواسطہ اندازے لگاتے ہیں (مثلاً، z ~ 7–10)۔

7. جدید کائناتیات کے لیے مضمرات

7.1 ساخت کی تشکیل کے ماڈلز کی جانچ

تاریک دور سے کاسمی ڈان تک کا انتقال ایک قدرتی تجربہ گاہ فراہم کرتا ہے تاکہ یہ جانچا جا سکے کہ مادہ نے پہلے بند اشیاء کیسے بنائیں۔ مشاہدات (خاص طور پر 21-cm سگنلز) کو نظریاتی پیش گوئیوں سے ملانا ہماری سمجھ کو بہتر بنائے گا:

تاریک مادے کی نوعیت اور اس کی چھوٹے پیمانے پر جمع ہونے کی خصوصیات۔
ابتدائی حالات جو انفلیشن نے قائم کیے اور CMB میں نقش کیے گئے۔

7.2 کاسمی ارتقاء پر اسباق

تاریک دور کا مطالعہ کاسمولوجسٹوں کو مسلسل داستان کو جوڑنے میں مدد دیتا ہے:

ہاٹ بگ بینگ اور انفلیشنری اتار چڑھاؤ۔
ری کومبینیشن اور CMB کا اخراج۔
تاریک دور کا ثقلی انحطاط، جو پہلے ستاروں کی طرف لے جاتا ہے۔
ری آئنائزیشن اور کہکشاؤں کی تشکیل۔
کہکشاؤں اور بڑے پیمانے پر کاسمی ویب ساختوں کی نشوونما۔

ہر مرحلہ آپس میں جڑا ہوا ہے، اور ایک کو سمجھنا دوسرے کی سمجھ کو بڑھاتا ہے۔

نتیجہ

تاریک دور کائناتی تاریخ میں ایک بنیادی دور کی نمائندگی کرتے ہیں—ایک ایسا وقت جب کوئی ستاروں کی روشنی نہیں تھی لیکن شدید ثقلی سرگرمی موجود تھی۔ جب مادہ نے پہلے بند اشیاء میں جمع ہونا شروع کیا، تو کہکشاؤں اور کلسٹروں کے بیج بوئے گئے۔ اگرچہ اسے براہ راست دیکھنا مشکل ہے، یہ دور کائنات کے اس منتقلی کو سمجھنے کے لیے اہم ہے جو ری کومبینیشن کے بعد مادے کی ہموار تقسیم سے آج کے بھرپور منظم کائنات تک ہے۔

مستقبل میں 21-cm کاسمولوجی اور اعلی حساسیت والے ریڈیو مشاہدات ان مدھم “تاریک” اوقات کو روشن کرنے کا وعدہ کرتے ہیں، یہ ظاہر کرتے ہوئے کہ ہائیڈروجن اور ہیلیم کا ابتدائی سوپ کیسے پہلے روشن چمکدار ذرات میں جمع ہوا—جو کاسمی ڈان کی نوید دیتا ہے اور آخرکار ان گنت ستاروں اور کہکشاؤں کو جنم دیتا ہے جو کائنات کو آباد کرتے ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “شروع میں: روشنی کے پہلے ذرائع اور کائنات کی ری آئنائزیشن۔” Physics Reports, 349, 125–238.
Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “پہلے کاسمی ساختیں اور ان کے اثرات۔” Space Science Reviews, 116, 625–705.
Loeb, A. (2010). پہلے ستارے اور کہکشائیں کیسے بنیں؟ Princeton University Press.
Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “کم فریکوئنسیز پر کاسمولوجی: 21 سینٹی میٹر ٹرانزیشن اور ہائی-ریڈشیفٹ کائنات۔” Physics Reports, 433, 181–301.
Planck Collaboration. https://www.cosmos.esa.int/web/planck

ان اجتماعی بصیرتوں کے ذریعے، تاریک دور صرف خالی پن کا دور نہیں بلکہ ایک اہم پل کے طور پر ابھرتا ہے جو اچھی طرح سے مطالعہ شدہ CMB دور اور روشن، سرگرم کائنات کے ستاروں اور کہکشاؤں کے درمیان ہے—ایک ایسا دور جس کے راز ابھی سائنسی تحقیق کے سامنے آنا شروع ہوئے ہیں۔

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان