एक सुपरनोव्हा, पाच प्रतिमा, विश्वाचा प्रसरण-दर

आज विश्व किती वेगाने प्रसरण पावत आहे? याचे उत्तर देणारा आकडा म्हणजे हबल स्थिरांक, H0. तो मोजण्याच्या मुख्य पद्धतींपैकी दोन — जवळच्या ताऱ्यांपर्यंत आणि आकाशगंगांपर्यंतच्या अंतरांची एक “शिडी”, आणि तरुण विश्वाची अंधुक उत्तरदीप्ती, म्हणजे वैश्विक सूक्ष्मतरंग पार्श्वप्रारण — सध्या लक्षणीयरीत्या वेगवेगळी मूल्ये देतात. ही दरी, म्हणजे हबल तणाव (Hubble tension), विश्वरचनाशास्त्रातील प्रमुख अनुत्तरित प्रश्नांपैकी एक आहे.

एक तिसरा मार्ग अस्तित्वात आहे, आणि तो यांपैकी कोणावरही अवलंबून नाही.

अंगभूत घड्याळ असलेले वैश्विक भिंग

एखादी अतिशय विशाल वस्तू — एखादी आकाशगंगा किंवा आकाशगंगांचा संपूर्ण समूह — एखाद्या दूरच्या स्रोतासमोर असेल, तेव्हा तिचे गुरुत्वाकर्षण प्रकाश वाकवते आणि स्रोताचे अनेक प्रतिमांमध्ये विभाजन करू शकते. यालाच प्रबळ गुरुत्वीय भिंगीकरण (strong gravitational lensing) म्हणतात. प्रकाशकिरण वेगवेगळ्या लांबीचे मार्ग घेतात. स्रोताची तेजस्विता बदलली, तर प्रतिमा एकामागून एक बदलतात.

हे कालविलंब भिंगाच्या वस्तुमानावर आणि वैश्विक अंतरांवर — आणि म्हणून H0 वर — अवलंबून असतात. ही कल्पना रेफ्सडाल यांनी 1964 मध्ये, अनेक प्रतिमांमध्ये दिसणाऱ्या सुपरनोव्हांसह, मांडली होती.

असा पहिला सुपरनोव्हा, आता SN Refsdal म्हणून ओळखला जाणारा, 2014 मध्ये MACS J1149.5+2223 या आकाशगंगा-समूहामागे शोधला गेला. तो आधी समूहातील एका आकाशगंगेभोवती चार प्रतिमांच्या रूपात दिसला; मॉडेल्सनी भाकीत केलेली पाचवी प्रतिमा सुमारे एका वर्षानंतर अपेक्षित होती. मोजलेल्या विलंबांमध्ये दोन प्रतिमांमधील 376 दिवसांचा एक विलंब आहे.

काही ठिपक्यांऐवजी 77,000 पिक्सेल्स

अवघड भाग म्हणजे समूहाचे वस्तुमान नेमके कसे विखुरलेले आहे हे जाणणे. आतापर्यंत मॉडेल्स पार्श्वभूमीतील आकाशगंगांच्या अनेक प्रतिमांची फक्त स्थाने वापरत होती. तुर्कू विद्यापीठ आणि मिलान विद्यापीठाचे श्टेफान शुल्ड्ट (Stefan Schuldt) आणि इटली, जर्मनी, स्पेन आणि फिनलंडमधील सहकारी याहून पुढे गेले.

त्यांच्या मॉडेलमध्ये आधीच समूहातील 308 आकाशगंगा, कृष्णद्रव्याचे प्रभामंडळ (halos), आणि 17 पार्श्वभूमी-स्रोतांच्या 100 हून अधिक अनेक प्रतिमा होत्या. त्याच्या जोडीला त्यांनी सुपरनोव्हाचे यजमान असलेल्या आकाशगंगेचा संपूर्ण आकार आणि तेजस्विता जोडली: हबल अवकाश दुर्बिणीचे 77,000 पिक्सेल्स. आकाशगंगा-समूहासाठी अशा प्रकारच्या मॉडेलने विश्वरचनाशास्त्रीय प्राचलांचे हे पहिलेच मोजमाप आहे.

खबरदारी म्हणून त्यांनी डेटाला भार देण्याच्या चार पद्धती तपासल्या आणि त्यांच्यातील फरक अतिरिक्त अनिश्चितता म्हणून मोजले.

3% चे मोजमाप

H0 = 65.0 (+2.0 / −1.8) किलोमीटर प्रति सेकंद प्रति मेगापार्सेक, आणि त्याच वेळी विश्वातील द्रव्याचे प्रमाण, Ωm = 0.30, मोजलेले.
अनिश्चितता 3.0% आहे: एकाच प्रबळ भिंगावरून मिळालेले आजवरचे सर्वात अचूक मूल्य, भिंगीकृत क्वेसारवरून मिळालेल्या 3.9% च्या निकालाच्या पुढे.
पिक्सेल्स जोडल्याने, केवळ प्रतिमा-स्थाने वापरणाऱ्या त्याच मॉडेलच्या तुलनेत, अनिश्चितता 2.0 पटीने कमी झाली.
मॉडेलच्या सर्व आवृत्त्या एकमेकांशी आणि SN Refsdal च्या आधीच्या अभ्यासांशी जुळतात.

हे मूल्य प्लँक मोहिमेने मोजलेल्या वैश्विक सूक्ष्मतरंग पार्श्वप्रारणावरून मिळालेल्या मूल्याशी, आणि SN Encore या दुसऱ्या भिंगीकृत सुपरनोव्हाच्या मूल्याशी जुळते. SH0ES चमूच्या अंतर-शिडीच्या मूल्यापासून ते अधिक दूर आहे.

वस्तुमान-मॉडेलमुळे येणारी अनिश्चितता आता सर्वात लांब विलंबावरील अनिश्चिततेशी तुलनीय आहे. दुसऱ्या शब्दांत, नकाशा नव्हे तर घड्याळ मर्यादा घालणारा घटक बनले आहे.

आकडा अजूनही कशामुळे सरकू शकतो

लेखक त्यांच्या 3% मध्ये काय समाविष्ट नाही ते नमूद करतात. जुन्या मॉडेल्सशी तुलना न्याय्य व्हावी म्हणून त्यांनी समूहाच्या वस्तुमानाची कृती स्थिर ठेवली, त्यामुळे त्या कृतीचे तपशील अनिश्चितता म्हणून मोजलेले नाहीत. भिंगीकरणातील एक ज्ञात आंधळा कोपरा, “वस्तुमान-पत्र अपभ्रष्टता” (mass-sheet degeneracy), केवळ अंशतः आटोक्यात आणला आहे. आणि आकाशगंगा-समूहांमधून जाणाऱ्या दृष्टिरेषा सरासरीपेक्षा अधिक रिकाम्या असतील, तर समूह-भिंगे H0 चा कमी अंदाज करतील.

पुढची चाचणी जवळ आहे: आणखी एक भिंगीकृत सुपरनोव्हा, SN Requiem, पहिल्यांदा दिसल्यानंतर सुमारे दहा वर्षांनी, 2026 किंवा 2027 मध्ये पुन्हा दिसायला हवा. त्याचा विलंब अतिशय अचूकपणे मोजला जायला हवा, आणि अशा मॉडेलसह तो H0 काही टक्क्यांच्या आत देऊ शकेल. रुबिन वेधशाळेला असे आणखी बरेच सुपरनोव्हा सापडतील अशी अपेक्षा आहे.