ایک سپرنووا، پانچ عکس، کائنات کے پھیلاؤ کی شرح

آج کائنات کتنی تیزی سے پھیل رہی ہے؟ اس کا جواب دینے والا عدد ہبل مستقل، H0، ہے۔ اسے ناپنے کے دو بنیادی طریقے — قریبی ستاروں اور کہکشاؤں تک فاصلوں کی ایک “سیڑھی”، اور جوان کائنات کی مدھم بچی ہوئی چمک، یعنی کائناتی خرد موجی پس منظر — اس وقت نمایاں طور پر مختلف قدریں دیتے ہیں۔ یہ فرق، یعنی ہبل تناؤ (Hubble tension)، کونیات کے بڑے حل طلب سوالوں میں سے ایک ہے۔

ایک تیسرا راستہ بھی موجود ہے، اور وہ ان دونوں میں سے کسی پر منحصر نہیں۔

اندر بنی گھڑی والا ایک کائناتی عدسہ

جب کوئی بہت زیادہ کمیت والا جسم — کوئی کہکشاں یا کہکشاؤں کا پورا جھرمٹ — کسی دور کے منبع کے سامنے ہو، تو اس کی کششِ ثقل روشنی کو موڑ دیتی ہے اور منبع کو کئی عکسوں میں بانٹ سکتی ہے۔ اسے مضبوط تجاذبی عدسہ گری (strong gravitational lensing) کہتے ہیں۔ روشنی کی شعاعیں مختلف لمبائی کے راستوں پر چلتی ہیں۔ اگر منبع کی چمک بدلے تو عکس ایک کے بعد ایک بدلتے ہیں۔

یہ وقتی تاخیریں عدسے کی کمیت اور کائناتی فاصلوں پر منحصر ہیں — اور اس لیے H0 پر بھی۔ یہ خیال ریفسڈال نے 1964 میں کئی عکسوں میں نظر آنے والے سپرنووا کے ساتھ پیش کیا تھا۔

ایسا پہلا سپرنووا، جو اب SN Refsdal کہلاتا ہے، 2014 میں کہکشاؤں کے جھرمٹ MACS J1149.5+2223 کے پیچھے دریافت ہوا۔ یہ پہلے جھرمٹ کی ایک کہکشاں کے گرد چار عکسوں کی صورت میں ظاہر ہوا؛ ماڈلز کی پیش گوئی کے مطابق ایک پانچواں عکس تقریباً ایک سال بعد متوقع تھا۔ ناپی گئی تاخیروں میں دو عکسوں کے درمیان 376 دن کی ایک تاخیر شامل ہے۔

چند نقطوں کے بجائے 77,000 پکسلز

مشکل حصہ یہ جاننا ہے کہ جھرمٹ کی کمیت ٹھیک ٹھیک کیسے تقسیم ہے۔ اب تک ماڈلز صرف پس منظر کی کہکشاؤں کے متعدد عکسوں کے مقامات استعمال کرتے تھے۔ ٹورکو یونیورسٹی اور میلان یونیورسٹی کے اسٹیفن شلڈٹ اور اٹلی، جرمنی، اسپین اور فن لینڈ میں ان کے ساتھی اس سے آگے گئے۔

ان کے ماڈل میں پہلے ہی جھرمٹ کی 308 کہکشائیں، تاریک مادے کے ہالے، اور 17 پس منظری منابع کے 100 سے زیادہ متعدد عکس شامل تھے۔ اس پر انہوں نے اس کہکشاں کی پوری شکل اور چمک کا اضافہ کیا جس میں سپرنووا واقع تھا: ہبل خلائی دوربین کے 77,000 پکسلز۔ کہکشاؤں کے کسی جھرمٹ کے لیے اس قسم کے ماڈل سے کونیاتی پیرامیٹرز کی یہ پہلی پیمائش ہے۔

احتیاطاً انہوں نے ڈیٹا کو وزن دینے کے چار طریقے آزمائے اور ان کے درمیان فرق کو ایک اضافی غیر یقینی کے طور پر شمار کیا۔

3% کی پیمائش

• H0 = 65.0 (+2.0 / −1.8) کلومیٹر فی سیکنڈ فی میگا پارسیک، جبکہ کائنات میں مادے کی مقدار، Ωm = 0.30، بھی ساتھ ہی ناپی گئی۔
• غیر یقینی 3.0% ہے: کسی ایک مضبوط عدسے سے حاصل ہونے والی اب تک کی سب سے درست قدر، جو عدسہ زدہ کوئزار سے حاصل 3.9% کے نتیجے سے آگے ہے۔
• پکسلز شامل کرنے سے غیر یقینی، صرف عکسوں کے مقامات والے اسی ماڈل کے مقابلے میں، 2.0 گنا کم ہو گئی۔
• ماڈل کے تمام نسخے آپس میں اور SN Refsdal کے سابقہ مطالعات سے متفق ہیں۔

یہ قدر Planck مشن کی ناپی گئی کائناتی خرد موجی پس منظر کی قدر سے، اور ایک اور عدسہ زدہ سپرنووا، SN Encore، سے مطابقت رکھتی ہے۔ یہ SH0ES ٹیم کی فاصلوں کی سیڑھی والی قدر سے زیادہ دور ہے۔

کمیت کے ماڈل سے آنے والی غیر یقینی اب سب سے طویل تاخیر کی غیر یقینی کے برابر ہے۔ دوسرے لفظوں میں، نقشہ نہیں بلکہ گھڑی اب محدود کرنے والا عنصر بن گئی ہے۔

کیا چیز اب بھی عدد کو بدل سکتی ہے

مصنفین گنواتے ہیں کہ ان کے 3% میں کیا شامل نہیں۔ انہوں نے جھرمٹ کی کمیت کا نسخہ مقرر رکھا تاکہ پرانے ماڈلز سے موازنہ منصفانہ ہو، اس لیے اس نسخے کی تفصیلات کو غیر یقینی میں شمار نہیں کیا گیا۔ عدسہ گری کا ایک معلوم اندھا پہلو، “کمیت کی چادر کی انحطاط پذیری” (mass-sheet degeneracy)، صرف جزوی طور پر قابو میں ہے۔ اور اگر کہکشاؤں کے جھرمٹوں سے گزرنے والی نظر کی لکیریں اوسط سے زیادہ خالی ہوں تو جھرمٹی عدسے H0 کو کم تر اندازہ کریں گے۔

اگلی آزمائش قریب ہے: ایک اور عدسہ زدہ سپرنووا، SN Requiem، پہلی بار دیکھے جانے کے تقریباً دس سال بعد 2026 یا 2027 میں دوبارہ ظاہر ہونا چاہیے۔ اس کی تاخیر بہت درستی سے ناپی جانی چاہیے، اور اس جیسے ماڈل کے ساتھ یہ H0 کو چند فیصد کی حد تک دے سکتا ہے۔ توقع ہے کہ Rubin Observatory ایسے بہت سے مزید سپرنووا دریافت کرے گی۔