एक सुपरनोवा, पाँच छवियाँ, ब्रह्मांड के फैलाव की दर

आज ब्रह्मांड कितनी तेज़ी से फैल रहा है? इसका उत्तर देने वाली संख्या है हबल स्थिरांक, H0। इसे मापने के दो मुख्य तरीक़े — पास के तारों और आकाशगंगाओं तक दूरियों की एक “सीढ़ी”, और युवा ब्रह्मांड की धुँधली उत्तर-चमक, यानी ब्रह्मांडीय सूक्ष्मतरंग पृष्ठभूमि — फ़िलहाल काफ़ी अलग-अलग मान देते हैं। यह अंतर, हबल तनाव (Hubble tension), ब्रह्मांडविज्ञान के बड़े खुले सवालों में से एक है।

एक तीसरा रास्ता भी है, और यह इन दोनों में से किसी पर निर्भर नहीं करता।

अंतर्निहित घड़ी वाला एक ब्रह्मांडीय लेंस

जब कोई बहुत भारी पिंड — एक आकाशगंगा या आकाशगंगाओं का पूरा गुच्छ — किसी दूर के स्रोत के सामने होता है, तो उसका गुरुत्व रोशनी को मोड़ देता है और स्रोत को कई छवियों में बाँट सकता है। यह प्रबल गुरुत्वीय लेंसिंग है। प्रकाश-किरणें अलग-अलग लंबाई के रास्तों पर चलती हैं। अगर स्रोत की चमक बदलती है, तो छवियाँ एक के बाद एक बदलती हैं।

ये समय-विलंब लेंस के द्रव्यमान और ब्रह्मांडीय दूरियों पर निर्भर करते हैं — और इसलिए H0 पर। यह विचार रेफ़्सडाल ने 1964 में, कई छवियों में दिखने वाले सुपरनोवा के साथ, प्रस्तावित किया था।

ऐसा पहला सुपरनोवा, जिसे अब SN Refsdal कहा जाता है, 2014 में आकाशगंगा-गुच्छ MACS J1149.5+2223 के पीछे खोजा गया था। यह पहले गुच्छ की एक आकाशगंगा के चारों ओर चार छवियों के रूप में दिखा; मॉडलों द्वारा पूर्वानुमानित एक पाँचवीं छवि के लगभग एक साल बाद आने की उम्मीद थी। मापे गए विलंबों में दो छवियों के बीच 376 दिनों का एक विलंब शामिल है।

कुछ बिंदुओं की जगह 77,000 पिक्सेल

कठिन हिस्सा यह जानना है कि गुच्छ का द्रव्यमान ठीक-ठीक कैसे बँटा है। अब तक मॉडल पृष्ठभूमि आकाशगंगाओं की बहु-छवियों की केवल स्थितियों का उपयोग करते थे। तुर्कू विश्वविद्यालय और मिलान विश्वविद्यालय के श्टेफ़ान शुल्ट और इटली, जर्मनी, स्पेन और फ़िनलैंड के सहयोगी इससे आगे गए।

उनके मॉडल में पहले से गुच्छ की 308 आकाशगंगाएँ, डार्क मैटर के प्रभामंडल (halos), और 17 पृष्ठभूमि स्रोतों की 100 से ज़्यादा बहु-छवियाँ शामिल थीं। इसके ऊपर उन्होंने उस आकाशगंगा का पूरा आकार और चमक जोड़ी जिसमें सुपरनोवा था: हबल अंतरिक्ष दूरबीन के 77,000 पिक्सेल। किसी आकाशगंगा-गुच्छ के लिए इस तरह के मॉडल से ब्रह्मांडीय मापदंडों का यह पहला मापन है।

सुरक्षित रहने के लिए उन्होंने डेटा को भार देने के चार तरीक़े परखे और उनके बीच के अंतर को एक अतिरिक्त अनिश्चितता के रूप में गिना।

3% का मापन

• H0 = 65.0 (+2.0 / −1.8) किलोमीटर प्रति सेकंड प्रति मेगापारसेक, और साथ ही ब्रह्मांड में पदार्थ की मात्रा, Ωm = 0.30, भी मापी गई।
• अनिश्चितता 3.0% है: किसी अकेले प्रबल लेंस से अब तक मिला सबसे सटीक मान, एक लेंस्ड क्वेसार के 3.9% वाले नतीजे से आगे।
• केवल छवि-स्थितियों वाले उसी मॉडल की तुलना में पिक्सेल जोड़ने से अनिश्चितता 2.0 गुना घट गई।
• मॉडल के सभी संस्करण आपस में और SN Refsdal के पहले के अध्ययनों से मेल खाते हैं।

यह मान प्लैंक मिशन द्वारा मापी गई ब्रह्मांडीय सूक्ष्मतरंग पृष्ठभूमि वाले मान से, और एक अन्य लेंस्ड सुपरनोवा, SN Encore, से मेल खाता है। यह SH0ES टीम के दूरी-सीढ़ी वाले मान से ज़्यादा दूर है।

द्रव्यमान-मॉडल से आने वाली अनिश्चितता अब सबसे लंबे विलंब की अनिश्चितता के बराबर है। दूसरे शब्दों में, सीमित करने वाला कारक अब घड़ी है, नक्शा नहीं।

कौन-सी चीज़ें अब भी संख्या को खिसका सकती हैं

लेखक बताते हैं कि उनके 3% में क्या शामिल नहीं है। उन्होंने गुच्छ के द्रव्यमान का नुस्ख़ा स्थिर रखा ताकि पुराने मॉडलों से तुलना निष्पक्ष रहे, इसलिए उस नुस्ख़े के ब्यौरे अनिश्चितताओं में नहीं गिने गए। लेंसिंग का एक ज्ञात अंधा बिंदु, “मास-शीट डीजनरेसी” (mass-sheet degeneracy), केवल आंशिक रूप से क़ाबू में है। और अगर आकाशगंगा-गुच्छों से होकर जाने वाली दृष्टि-रेखाएँ औसत से ज़्यादा ख़ाली हों, तो गुच्छ-लेंस H0 को कम आँकेंगे।

अगली परीक्षा पास है: एक और लेंस्ड सुपरनोवा, SN Requiem, को 2026 या 2027 में फिर दिखना चाहिए, पहली बार देखे जाने के लगभग दस साल बाद। इसका विलंब बहुत सटीकता से मापा जाना चाहिए, और ऐसे मॉडल के साथ यह H0 को कुछ प्रतिशत के भीतर दे सकता है। रूबिन वेधशाला से ऐसे और भी कई सुपरनोवा खोजे जाने की उम्मीद है।