Prevention of Copy Paste


  • تازہ اشاعتیں

    بدھ, اگست 2, 2017

    ہبل کا مستقل

    بگ بینگ سے لے کر اب تک جو وقت گزرا ہے اس کا انحصار کائنات کے تیزی سے پھیلنے - یعنی ہبل کے مستقل - پر ہے۔ لہٰذا ہبل کے مستقل کی پیمائش ہمیں فوری طور پر کائنات کی عمر کا ایک تخمینہ دے دیتی ہے۔ یہ تخمینہ ہمیشہ کافی بڑا رہا ہے جیسا کہ خاکہ 5.5 بتاتا ہے کہ کائنات کی عمر کے ساتھ قوت ثقل کو لازمی طور پر کم ہونا چاہئے تھا جس کی وجہ سے H کی قدر آج ماضی کی نسبت کم ہوتی (یہی وجہ ہے کہ اس کو اکثر H0 سے بیان کیا جاتا ہے جو ہبل کے مستقل کی قدر آج بیان کرتا ہے، اور یہی وجہ ہے کہ کچھ نظریہ پرست اس کو 'ہبل قدر صحیح ' کہتے ہیں، کیونکہ اصل میں یہ کوئی مستقل ہی نہیں ہے)۔ وہ شرح جس سے کائنات کا پھیلاؤ آہستہ ہوگا اس کا انحصار بلاشبہ اس میں موجود مادّے کی مقدار پر ہے۔ جتنا زیادہ مادّہ ہوگا اتنی ہی زیادہ طاقت سے قوت ثقل اس پھیلاؤ کے عمل کو روکنے کے لئے کام کرے گی۔ 

    کائنات میں مادّہ کی کثافت کو علم کائنات میں یونانی حرف تہجی اومیگا Ω سے بیان کیا جاتا ہے۔ اس عدد صحیح کو اس طرح سے بیان کیا جاتا ہے کہ اگر اومیگا ایک سے کم ہوگا تو کائنات کھلی ہوئی ہو گی اور ہمیشہ پھیلتی رہے گی، جبکہ اگر یہ ایک سے بڑا ہوگا تو کائنات بند ہو گی اور لامحالہ طور پر اس کا اختتام عظیم چرمراہٹ (اکثر 'اومیگا کا نقطہ' بھی کہلاتا ہے) میں ہوگا۔ اگر کائنات کی کثافت بند ہونے کے لئے درکار کم از کم قدر سے کم ہو گی اور اومیگا کی فاصل قدر ایک ہو گی تو کائنات کی اصل عمر اس وقت سے جب سے بگ بینگ ہوا ہے بالکل ٹھیک طور پر 1/Hکی دو تہائی ہو گی۔

    اگر ہمیں H کی ٹھیک قدر بھی نہ معلوم ہوا تو کم از کم محدود امکانات ہمیں کچھ بگ بینگ کے بعد سے گزرے وقت کے بارے میں بتا رہے ہیں۔H کا الٹ ہبل کا وقت کہلاتا ہے اور ایک مرتبہ سارے کلومیٹر اور میگا پارسیک ایک دوسرے میں تقسیم ہو جائیں اور سیکنڈوں کو برسوں میں بدل دیا جائے تو اس کی حد 10 ارب برس (برائے H= 100 کلومیٹر/سیکنڈ/میگا پار سیک) سے 20 ارب برس (برائے H = 50 کلومیٹر/سیکنڈ/میگا پارسیک) نکلتی ہے۔ کائنات کی ممکنہ عمر کے تخمینہ جات 6.5 ارب برس سے 13 ارب برس تک کے ہیں اگر اومیگا ایک کے برابر ہو۔ اور اس عدم یقینیت کی وجہ فلکیات دانوں کے لئے وہ مشکلات ہیں جن کا سامن وہ مقامی گروہ سے باہر کی کسی ایک کہکشاں کے فاصلے کو ناپنے میں کرتے ہیں جن کو باب 3 میں بیان کیا گیا ہے۔

    جیسا کہ ہم نے دیکھا تھا کہ کائنات کی پہلی سیڑھی اختلاف زاویہ تھا۔ ہیڈیز ستاروں کے جھرمٹ کا فاصلہ دینے والے جھرمٹ کے حرکت کرنے کے طریقے اور روشن - قدر (ہرٹزپرنگ - رسل یا ایچ آر خاکہ) کی تیکنیک جو ہیڈیز جھرمٹ کی روشنی کو ناپنے کے لئے استعمال ہوتا ہے لہٰذا دوسرے جھرمٹ کے فاصلوں پر بھی اس کا استعمال کیا جا سکتا ہے۔ اہم قدم ہماری اپنی کہکشاں کے باہر سے اس وقت آیا جب قیقاؤسی متغیروں (قیقاؤسی متغیر خلقی طور پر ایسے متغیر ہوتے ہیں جو قابل توثیق انداز سے پھڑکتے ہیں) نے 'معیاری شمعوں' کو دیا - وہ ستارے جن کی جبلی روشنی کو ان کی میعادی اتار چڑھاؤ کے چکر کی طوالت سے اخذ کیا جا سکتا ہے۔ تاہم قیقاؤسی بھی ہمیں صرف قریبی کہکشاؤں لگ بھگ 5 میگا پار سیک تک لے جا سکتے تھے۔ نجمی پھٹاؤ، نووا اور سپرنووا دوسری دور کی کہکشاؤں کے لئے بطور فاصلے کے نشان کے طور پر استعمال ہو سکتے ہیں۔ ایک سپرنووا مختصر عرصے کے لئے ایک عام ستاروں والی پوری کہکشاں جتنا چمکتا ہے اور اس طرح کے شعلے کی ظاہری چمک ہمیں بتاتی ہے کہ وہ کہکشاں کتنی دور ہے جہاں پر پھٹتا ہوا ستارہ موجود ہے - بلاشبہ اس سے ہمیں عام سپرنووا کی مطلق چمک کے بارے میں معلومات مل جاتی ہے۔ اس کے باوجود بھی سپرنووا زیادہ عام نہیں ہیں۔ لہٰذا فلکیات دانوں کو سوائے قریبی کہکشاؤں کے واپس ایک دوسرے ثانوی فاصلاتی اشاروں کا استعمال کرنا پڑتا ہے۔

    ثانوی تیکنیک بہت کم قابل اعتماد ہیں۔ سب سے پہلے فلکیات دانوں کو ان کہکشاؤں کی خاصیت کی تحقیق کرنا ہوتی ہے جن کے فاصلے معلوم ہیں اور بعد میں عمومی خصائص معلوم کرنے کی کوشش کرنا ہوتی ہے۔ اس کے بعد ان خصائص کو دوسری دور کی کہکشاؤں کے ساتھ موازنہ کرکے وہ ان کہکشاؤں کے فاصلے کا تخمینہ لگاتے ہیں۔

    مثال کے طور پر اکثر مرغولہ نما کہکشاؤں میں آئن زدہ ہائیڈروجن کے بڑے بادل موجود ہوتے ہیں جن کو HIIعلاقے کہا جاتا ہے۔ اگر HII کے تمام علاقے ایک ہی حجم کے ہیں اور اگر ان بادلوں کے قطر کی پیمائش ریڈیائی فلکی تیکنیک سے کرنا ممکن ہو تو اس کہکشاں کا فاصلہ جو ایسے بادل رکھتی ہے اس طرح کی قریبی کہکشاؤں میں ایسے بادلوں کے ظاہری حجم سے موازنہ کرکے معلوم کیا جا سکتا ہے۔ استدلال کی زنجیر میں بہت سارے 'اگر' موجود ہیں اور دوسرے ثانوی طریقے اس سے بہتر نہیں ہیں۔ یہی وجہ ہے کہ اس نے سینڈیج اور ڈی واکولر کو اس طرح کے مختلف نظریات ہبل کے مستقبل کی قدر پر ثابت قدم رکھنا ممکن بنایا۔


    دونوں مکتبہ فکر کے متفق نہ ہونے کی کئی وجوہات ہیں۔

    سب سے پہلی ڈی واکولر نے یہ فرض کیا کہ جب ہم اپنی کہکشاں کے قطبی علاقوں سے دور کی کہکشاؤں کو دیکھتے ہیں تو جو روشنی ہمیں نظر آتی ہے وہ تاریک دھند کی وجہ سے تھوڑی سی مدہم ہو جاتی ہے۔ سینڈیج اس سے متفق نہیں ہے لہٰذا اس کا کہکشانی درخشانی اور فاصلے کا تخمینہ واکولر سے مختلف ہے۔

    دوسرے سینڈیج صرف میعاد/ چمک کی نسبت سے دور چلا گیا جو لیویٹ نے قیقاؤسوں کے لئے لگائی تھی اور اس نے مختلف رنگوں کے قیقاؤسیوں کے لئے تھوڑی سی الگ میعاد/ چمک کی نسبت کو تسلیم کیا - ایک ایسا اثر جس کو ڈی واکولر نے نظر انداز کیا تھا۔ دوسرے اختلافات کے ساتھ سینڈیج نے ہیڈیز کے فاصلے کے لئے 40 پی سی کا تخمینہ استعمال کیا، یہ عدد اس سے کہیں کم تھا جو کسی نے بھی استعمال کیا ہو - اور یہ ہیڈیز کا فاصلہ اہم سلسلے کے طریقہ کار کے ذریعہ لگایا ہوا ہے جو پہلے قیقاؤسی کے فاصلے کو دیتا ہے جس کا استعمال کرکے باقی تمام کا فاصلہ ٹھیک کیا جاتا ہے۔ دونوں ماہر پہلے ہی لگ بھگ 30 فیصد سے زیادہ اپنے فاصلوں کے تخمینہ میں ایک دوسرے سے ہمارے اپنے فلکیاتی آنگن میں غیر متفق ہیں اور یہ تفاوت اس وقت اور بڑھ جاتا ہے جب وہ قریبی کہکشاؤں سے آگے بڑھتے ہیں۔ ہمارے مقامی گروہ کی کائناتی حرکت سنبلہ جھرمٹ کے کھینچنے سے کس قدر خراب ہو رہی ہے پوری کائنات میں فاصلے کے تخمینہ جات میں مزید اختلاف اس کی مختلف تشریحات سے بھی ہوتے ہیں۔ اس سے پہلے کہ ہمیں کائنات کی تصویر بحیثیت مجموعی ملے کہ وہ کس تیزی کے ساتھ پھیل رہی ہے دوسری کہکشاؤں تک سرخ منتقلی، اور فاصلوں کو بھی اس مقامی اثر کے لئے درست کرنا ہوگا، اور دونوں گروہ مطلوبہ اصلاح کے حجم پر متفق نہیں ہیں۔
    • بلاگر میں تبصرے
    • فیس بک پر تبصرے

    0 comments:

    Item Reviewed: ہبل کا مستقل Rating: 5 Reviewed By: Zuhair Abbas
    Scroll to Top