COSMOS-z3.1-A: ब्रह्मांड के सबसे विशाल आकाशगंगा तंत्रों के शुरुआती निर्माण की झलक

COSMOS-z3.1-A एक आद्य महाआकाशगंगा-समूह (proto-supercluster) है—यानी भविष्य में बनने वाले ‘आकाशगंगा-समूहों के समूह’ का आरंभिक रूप। इसे उस समय देखा गया है जब ब्रह्मांड लगभग 2.1 अरब वर्ष पुराना था। खगोलविदों के अनुसार इसका द्रव्यमान हमारी आकाशगंगा, मिल्की वे, के लगभग 5,000 गुना के बराबर है। प्रेक्षणों में मिली अत्यधिक घनत्व वाली संरचना और ब्रह्मांडीय-विकास मॉडलों के आधार पर अनुमान है कि यह आगे चलकर पास के ब्रह्मांड में स्थित कोमा क्लस्टर से भी अधिक विशाल तंत्र बन सकता है। यह इसके भावी द्रव्यमान का प्रत्यक्ष मापन नहीं, बल्कि मॉडल-आधारित अनुमान है। 15

आखिर मिला क्या है?

अंतरराष्ट्रीय शोध दल ने COSMOS-z3.1-A को किसी आकाशगंगा महा-समूह के अब तक ज्ञात सबसे दूरस्थ पूर्वज के रूप में पहचाना। यह एक सामान्य आद्य आकाशगंगा-समूह से भी अधिक दुर्लभ है: इसे ऐसे विशाल परिसर का शुरुआती चरण माना जा रहा है, जो समय के साथ कई बड़े आकाशगंगा-समूहों का संग्रह बन सकता है। 7

यह संरचना एक गोलाकार, स्थिर और परिपक्व समूह जैसी नहीं दिखती। इसके बजाय इसमें कई असमान, घने केंद्र हैं। ये केंद्र ब्रह्मांडीय जाल के उन बेहद घने इलाकों में स्थित हैं जहां तंतु—पदार्थ और आकाशगंगाओं की लंबी, धागेनुमा संरचनाएं—एक-दूसरे से मिलते हैं। इन केंद्रों से जुड़े तंतु-जैसे विस्तार भी दिखते हैं, जो संभवतः उनमें पदार्थ पहुंचा रहे हैं। 14

शोध दल के भविष्य-द्रव्यमान अनुमानों के मुताबिक COSMOS-z3.1-A और COSMOS-z3.1-C, वर्तमान युग तक कोमा क्लस्टर से अधिक कुल द्रव्यमान पा सकते हैं। अध्ययन में इन चरम संरचनाओं के लिए कम-से-कम (10^{15.3}) सौर-द्रव्यमान के वंशज द्रव्यमान का अनुमान दिया गया है। 1

ODIN ने आकाश में दिखी भीड़ को त्रि-आयामी नक्शे में कैसे बदला?

खोज की शुरुआत ODIN सर्वेक्षण से हुई, जो बहुत अधिक रेडशिफ्ट वाली आद्य आकाशगंगा-समूह संरचनाओं को खोजता है। इसमें लाइमन-अल्फा उत्सर्जक आकाशगंगाओं को संकेतक के रूप में इस्तेमाल किया जाता है। COSMOS क्षेत्र में ODIN ने डार्क एनर्जी कैमरा (DECam) से जुड़े नैरो-बैंड इमेजिंग अवलोकनों की मदद से रेडशिफ्ट 3.1 पर आकाशगंगाओं की सघन सांद्रताएं पहचानीं। 335

लेकिन आकाश के दो-आयामी चित्र में पास-पास दिखती आकाशगंगाएं वास्तव में अंतरिक्ष में भी पास हों, यह जरूरी नहीं। इसे परखने के लिए टीम ने डार्क एनर्जी स्पेक्ट्रोस्कोपिक इंस्ट्रूमेंट (DESI), जेमिनी साउथ के GMOS और केक II के DEIMOS से स्पेक्ट्रोस्कोपिक अवलोकन जोड़े। इनसे मिली रेडशिफ्ट मापों ने आकाशगंगाओं का त्रि-आयामी वितरण पुनर्निर्मित किया और घने केंद्रों के साथ उनका व्यापक परिवेश भी स्पष्ट किया। 135

इसी विधि से आकाशगंगाओं के वितरण में तंतुओं के संकेत भी उभरे। इसलिए यह केवल बहुत दूर की आकाशगंगाओं की सूची नहीं, बल्कि एक विकसित हो रहे विशाल ब्रह्मांडीय परिवेश का नक्शा है। 1

‘नीचे से ऊपर’ बनने वाले ब्रह्मांडीय ढांचे का प्रमाण क्यों?

आधुनिक ब्रह्मांड-विज्ञान के अनुसार विशाल संरचनाओं का निर्माण क्रमिक या पदानुक्रमिक ढंग से होता है: पहले पदार्थ के छोटे संकेंद्रण बनते हैं, फिर वे विलय करते हैं और आसपास से अधिक पदार्थ खींचकर बड़े समूह तथा महा-समूह बनाते हैं। COSMOS-z3.1-A इसी तस्वीर के अनुकूल है, क्योंकि इसमें एक परिपक्व, एकल क्लस्टर के बजाय तंतुओं के जाल में बसे कई विकसित होते घटक हैं। 17

ब्रह्मांडीय-जाल के तंतुओं के संगम पर इसका दिखना खास मायने रखता है। ऐसे तंतु आकाशगंगाओं और पदार्थ को घने केंद्रों तक पहुंचा सकते हैं, जिससे आद्य महाआकाशगंगा-समूह के अलग-अलग हिस्से अरबों वर्षों में और विशाल तंत्र में बदलते हैं। यह अवलोकन छोटे आद्य समूहों और आज पास दिखने वाले सबसे बड़े क्लस्टर तंत्रों के बीच के एक बहुत शुरुआती चरण की दुर्लभ झलक देता है। 14

JWST के ‘छिपे तारों’ वाले नतीजे से इसका संबंध क्या है?

COSMOS-z3.1-A का संबंध बड़े पैमाने के ब्रह्मांडीय परिवेश से है—अर्थात् डार्क-मैटर-समृद्ध क्षेत्र, आकाशगंगा समूह, तंतु और आद्य क्लस्टर। इसके उलट, जेम्स वेब स्पेस टेलीस्कोप (JWST) का एक अलग अध्ययन प्रारंभिक काल की अलग-अलग आकाशगंगाओं के तारकीय घटकों पर केंद्रित था।

JWST अध्ययन में नौ विशाल प्रारंभिक आकाशगंगाओं की जांच के दौरान अपेक्षा से कहीं अधिक धुंधले, कम-द्रव्यमान वाले तारों के प्रमाण मिले। ऐसे तारे द्रव्यमान तो काफी जोड़ते हैं, पर प्रकाश बहुत कम देते हैं। इसलिए कुछ आकाशगंगाओं के अनुमानित तारकीय द्रव्यमान पहले के अनुमानों से तीन से चार गुना तक अधिक हो सकते हैं; सबसे चरम दर्ज मामले में यह अंतर लगभग चार गुना था। 192027

दोनों निष्कर्ष एक-दूसरे के पूरक हैं, लेकिन कोई भी दूसरे की पूरी व्याख्या नहीं करता। तंतुओं से पोषित आद्य महाआकाशगंगा-समूह तेज आकाशगंगा-निर्माण के लिए अनुकूल वातावरण दे सकता है, जबकि कम-द्रव्यमान वाले तारों की अधिकता यह बदल देती है कि कुछ आकाशगंगाओं में कितना तारकीय द्रव्यमान प्रकाश में साफ दिखाई नहीं देता। घने परिवेश इतने जल्दी कैसे बने और उनकी आकाशगंगाओं में तारों का मिश्रण कैसा था—यह समझना प्रारंभिक ब्रह्मांड के मॉडलों के सामने एक प्रमुख चुनौती बना हुआ है। 11722

आगे की खोज में रुबिन वेधशाला की भूमिका

वेरा सी. रुबिन वेधशाला ने लिगेसी सर्वे ऑफ स्पेस एंड टाइम (LSST) शुरू कर दिया है, और उसके LSST कैमरे के विज्ञान-केंद्रित शुरुआती डेटा में COSMOS क्षेत्र के गहरे अवलोकन भी शामिल हैं। 3336

रुबिन की व्यापक और गहरी इमेजिंग आकाश के बड़े हिस्सों में और अधिक दूरस्थ, अधिक-घनत्व वाले क्षेत्रों के संभावित उम्मीदवार खोजने में मदद कर सकती है। फिर भी स्पेक्ट्रोस्कोपी जरूरी रहेगी, क्योंकि सटीक रेडशिफ्ट ही बता सकती है कि किसी तस्वीर में पास दिख रहीं आकाशगंगाएं वास्तव में त्रि-आयामी अंतरिक्ष में एक ही आद्य महाआकाशगंगा-समूह का हिस्सा हैं या नहीं। COSMOS-z3.1-A दिखाता है कि व्यापक इमेजिंग और लक्षित स्पेक्ट्रोस्कोपी को साथ मिलाने पर कितना शक्तिशाली परिणाम मिल सकता है। 13