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The Origins of the Bulk flow

कॉस्मिकफ्लोज़-4 (CosmicFlows-4) कैटलॉग का उपयोग करते हुए, यह अध्ययन प्रदर्शित करता है कि प्रेक्षित बड़े पैमाने पर बल्क फ्लो (bulk flow) स्थानीय संरचनाओं के बजाय 200 Mpc/h से परे बाहरी द्रव्यमान सांद्रताओं द्वारा मुख्य रूप से संचालित है, जबकि साथ ही आंतरिक वेग क्षेत्र को मान्य करता है और इस धारणा को चुनौती देता है कि ऐसे बाहरी प्रवाह स्थानिक रूप से समान होते हैं।

मूल लेखक: Richard Watkins, Hume A. Feldman

प्रकाशित 2026-07-28

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Richard Watkins, Hume A. Feldman

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

ब्रह्मांड की कल्पना एक विशाल, फैलते हुए गुब्बारे के रूप में करें जो नन्हे स्टिकरों से ढका हुआ है। जैसे-जैसे आप गुब्बारे में हवा भरते हैं, हर स्टिकर दूसरे स्टिकर से दूर जाता है। यह हबल विस्तार (Hubble expansion) है, जो ब्रह्मांड की डिफ़ॉल्ट सेटिंग है। लेकिन कभी-कभी, एक स्टिकर केवल हवा के साथ बहता नहीं है; उसे पास में रखे एक भारी चुंबक द्वारा खींचा जाता है, या किसी छिपे हुए पंखे की लहर से धकेला जाता है। खगोल विज्ञान में, इन अतिरिक्त गतियों को "पिकुलियर वेलोसिटीज़" (peculiar velocities) कहा जाता है। ये ब्रह्मांडीय रूप से एक शांत हवा में तैरने के बजाय तूफान में घूमते हुए पत्ते के समान हैं। वैज्ञानिक इन भंवरों पर इसलिए ध्यान देते हैं क्योंकि वे अदृश्य गुरुत्वाकर्षण के मानचित्र की तरह कार्य करते हैं। आकाशगंगाओं की गति को ट्रैक करके, हम ब्रह्मांड के छिपे हुए द्रव्यमान का वजन कर सकते हैं और यह परीक्षण कर सकते हैं कि ब्रह्मांड के काम करने के हमारे नियम वास्तव में सही हैं या नहीं। दशकों से, खगोलशास्त्री यह पता लगाने की कोशिश कर रहे हैं कि क्या आकाशगंगाओं का पूरा पड़ोस एक विशाल, समन्वित प्रवाह में एक साथ बह रहा है, और यदि ऐसा है, तो उन्हें क्या धकेल रहा है।

यह शोध पत्र 'कॉस्मिकफ्लोज़-4' (CosmicFlows-4) नामक आकाशगंगाओं की गति के एक विशाल नए कैटलॉग का उपयोग करके उस रहस्य में गहराई से उतरता है। लेखक, रिचर्ड वॉटकिंस, ट्राजन क्लार्क और ह्यूम ए. फेल्डमैन, एक पहेली को सुलझाना चाहते थे: एक पिछले अध्ययन ने पाया था कि हमारा स्थानीय ब्रह्मांड मानक ब्रह्मांड विज्ञान मॉडल (standard model of cosmology) की भविष्यवाणी की तुलना में बहुत अधिक तेजी से चल रहा है। क्या यह डेटा में कोई गड़बड़ी है, हमारे गणित में कोई गलती है, या बाहर कोई विशाल, अदृश्य राक्षस है जो हमें खींच रहा है? इसे जानने के लिए, टीम ने समस्या को दो भागों में विभाजित किया। पहले, उन्होंने गणना की कि आकाशगंगाओं को कितनी गति से चलना चाहिए, जो हमारे आस-पास के दृश्य पदार्थ (जैसे कि स्थानीय पड़ोस) पर आधारित है। फिर, उन्होंने "बचे हुए" (leftover) संचलन को देखा कि क्या यह कहीं दूर से आया है।

टीम ने अपने डेटा को साफ करने के लिए एक चतुर तकनीक का उपयोग किया। चूंकि ब्रह्मांडीय दूरियों को मापना कठिन है और अक्सर पक्षपाती संख्याएं देता है, इसलिए उन्होंने हजारों आकाशगंगाओं को एक साथ समूहबद्ध किया और उनकी औसत गति को देखा। इसने त्रुटियों को सुधारा और उन्हें उच्च सटीकता के साथ दो प्रमुख संख्याओं को सटीक रूप से निर्धारित करने में मदद की: एक मान जिसे $\beta$ कहा जाता है (जो हमें बताता है कि ब्रह्मांड में संरचनाएं कितनी तेजी से बढ़ रही हैं) और हबल स्थिरांक ( $H_0$ ), जिसे उन्होंने इस विशिष्ट डेटासेट के लिए $75.9 \pm 0.1$ किमी स $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ पाया।

एक बार जब उनके पास उनके नंबर व्यवस्थित हो गए, तो उन्होंने वास्तविक जासूसी कार्य किया। उन्होंने कुल प्रेक्षित गति में से "स्थानीय" संचलन (जो 200 $h^{-1}$ Mpc के भीतर के द्रव्यमान के कारण होता है) को घटा दिया। उन्होंने जो पाया वह आश्चर्यजनक था। विशाल बल्क फ्लो (bulk flow) पास की चीजों के कारण नहीं है। इसके बजाय, डेटा दिखाता है कि यह प्रवाह 200 $h^{-1}$ Mpc से परे के स्रोतों द्वारा नियंत्रित है। इससे भी अधिक दिलचस्प बात यह है कि यह बाहरी प्रवाह एक समान धक्का नहीं है; यह एक विशिष्ट दिशा में सर्वेक्षण के किनारे के जितना करीब आता है, उतना ही मजबूत होता जाता है। यह पैटर्न बताता है कि एक अकेला, विशाल द्रव्यमान केंद्र बहुत दूर स्थित है, जो एक विशाल ब्रह्मांडीय चुंबक की तरह हमारे स्थानीय आयतन को खींच रहा है।

लेखकों ने इस अदृश्य दिग्गज का मॉडल तैयार किया। उन्होंने गणना की कि यह संभवतः 200 $h^{-1}$ Mpc की सीमा के ठीक बाहर, प्रवाह की दिशा के अनुरूप स्थित है। यह द्रव्यमान कितना "ऊबड़-खाबड़" (clumpy) है, इस पर निर्भर करते हुए, यह लगभग $2 \times 10^{17}$ या $4 \times 10^{17}$ सौर द्रव्यमान का एक अति-घनत्व (overdensity) हो सकता है। यह वस्तु इतनी दूर है और हमारी अपनी आकाशगंगा के धूल भरे तल के पीछे इतनी छिपी हुई है कि हमने इसे अभी तक सर्वेक्षणों में नहीं देखा है। शोध पत्र निष्कर्ष निकालता है कि यह विशाल, दूरस्थ संरचना उस अजीब, तेज़ बल्क फ्लो का सबसे संभावित कारण है जिसे हम देखते हैं। यह सामान्य धारणा को चुनौती देता है कि बाहरी बल हमारे स्थानीय आयतन में एक समान, कोमल धक्का पैदा करते हैं; इसके बजाय, ब्रह्मांड एक विशिष्ट, दूरस्थ बिंदु से हमें असमान रूप से खींचता हुआ प्रतीत होता है। हालांकि यह विशाल वस्तु डेटा के अनुकूल है, लेखक नोट करते हैं कि ऐसा विशाल ढांचा हमारे मानक मॉडल में दुर्लभ है, जो या तो एक बहुत ही भाग्यशाली ब्रह्मांडीय संयोग या ब्रह्मांड कैसे बढ़ता है, इसकी हमारी समझ पर पुनर्विचार करने की आवश्यकता के लिए द्वार खुला छोड़ता है।

समस्या विवरण
बड़े पैमाने के बल्क फ्लो (bulk flow) का उद्गम—कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) रेस्ट फ्रेम के सापेक्ष आकाशगंगाओं की सुसंगत गति—एक महत्वपूर्ण बहस का विषय बना हुआ है। कॉस्मिकफ्लोज़-4 (CF4) कैटलॉग (वैटकिंस एट अल. 2023, इसके बाद W23) का उपयोग करके किए गए पिछले विश्लेषणों ने $200h^{-1}$ Mpc की त्रिज्या के भीतर $419 \pm 36$ किमी/सेकेंड का बल्क फ्लो मैग्नीट्यूड रिपोर्ट किया था, जो मानक $\Lambda$ CDM कॉस्मोलॉजिकल मॉडल के साथ $4\sigma$ से अधिक तनाव (tension) में है, जो ऐसे आयतनों के लिए केवल $\sim 100$ किमी/सेकेंड का आयाम भविष्यवाणी करता है। इस तनाव को सुलझाने में एक प्राथमिक चुनौती "आंतरिक" प्रवाह (internal flows), जो प्रेक्षित आयतन के भीतर द्रव्यमान उतार-चढ़ाव द्वारा संचालित होते हैं, और "बाहरी" प्रवाह (external flows), जो सर्वेक्षण सीमा से परे संरचनाओं से उत्पन्न होते हैं, के बीच अंतर करना है। इसके अलावा, W23 और अन्य हालिया अध्ययनों (जैसे स्टिसटालेक एट अल. 2026) के बीच एक विसंगति है जो मानक मॉडल के साथ निरंतरता का दावा करते हैं; ये अध्ययन अलग-अलग कार्यप्रणालियों का उपयोग करते हैं, जैसे कि बाहरी प्रवाह को स्थानिक रूप से समान द्विध्रुव (dipoles) के रूप में मॉडल करना या केवल CF4 डेटा के एक उपसमुच्चय का उपयोग करना। यह शोध पत्र देखे गए बल्क फ्लो के भौतिक उद्गम को स्पष्ट करने, वेग मॉडलों की आत्म-संगति का परीक्षण करने और यह निर्धारित करने का प्रयास करता है कि क्या प्रवाह स्थानीय द्रव्यमान सांद्रता द्वारा संचालित है या दूर के बाहरी स्रोतों द्वारा।

कार्यप्रणाली
लेखक कॉस्मिकफ्लोज़-4 (CF4) के ग्रुप संस्करण का उपयोग करते हैं, जिसमें $cz < 20,000$ किमी/सेकेंड रेडशिफ्ट वाली 23,000 से अधिक वस्तुएं शामिल हैं। पक्यूलियर वेलोसिटी (peculiar velocities) की गणना करने के लिए, वे डिस्टेंस मॉड्युली से प्राप्त बायस-करेक्टेड डिस्टेंस कैलकुलेशन का उपयोग करते हैं और नॉन-लीनियर हबल फ्लो प्रभावों को ध्यान में रखने के लिए एक संशोधित रेडशिफ्ट ( $z_{mod}$ ) का उपयोग करते हैं।

मुख्य कार्यप्रणालीगत नवाचार एक भारित-औसत (weighted-average) तकनीक है जिसे गैर-गॉसियन दूरी त्रुटियों के प्रभाव को कम करते हुए मॉडल की आत्म-संगति का परीक्षण करने के लिए डिज़ाइन किया गया है। प्रेक्षित पक्यूलियर वेलोसिटी ( $v_i$ ) को इस प्रकार विघटित किया जाता है:
$v_i = v_{int,i} + v_{ext,i} + \delta_i + \delta_{*,i}$
जहाँ $v_{int}$ $200h^{-1}$ Mpc के भीतर द्रव्यमान वितरण द्वारा अनुमानित वेग क्षेत्र है, $v_{ext}$ बाहरी योगदान है, $\delta_i$ माप शोर (measurement noise) है, और $\delta_*$ उस स्कैटर को दर्शाता है जो गैलेक्सीज़ के वेग क्षेत्र के अपूर्ण ट्रेसर होने के कारण होता है।

लेखक CF4 वेगों की तुलना दो स्वतंत्र आंतरिक वेग मॉडलों के विरुद्ध करते हैं:

कैरिक एट अल. (2015): 2M++ रेडशिफ्ट सर्वे पर आधारित।
मैकलपाइन एट अल. (2025): इसी रेडशिफ्ट डेटा पर आधारित लेकिन इसमें सिमुलेशन और बेयसियन फॉरवर्ड मॉडलिंग को शामिल किया गया है।

मॉडलों का परीक्षण करने के लिए, लेखक अनुमानित आंतरिक वेगों ( $v_{int}$ ) के आधार पर प्रेक्षित वेगों को बिन (bin) करते हैं और भारित औसत की गणना करते हैं। वे ग्रोथ रेट पैरामीटर $\beta = \Omega_m^{0.55}/b$ और हबल स्थिरांक $H_0$ को मुक्त पैरामीटर (free parameters) के रूप में मानते हैं ताकि सर्वोत्तम फिट पाया जा सके जहाँ औसत प्रेक्षित वेग अनुमानित आंतरिक वेग (इकाई ढलान और शून्य इंटरसेप्ट वाली रेखा) से मेल खाता हो।

अंततः, न्यूनतम-विचलन (minimum-variance/MV) औपचारिकता का उपयोग करके बल्क फ्लो को आंतरिक और बाहरी घटकों में अलग किया जाता है। बाहरी घटक को एक विशिष्ट दिशा और प्रेरित वेग $V_m$ के साथ एक दूरी $R_m$ पर द्रव्यमान सांद्रता के रूप में मॉडल किया जाता है, जिसे MCMC मिनिमाइजेशन का उपयोग करके फिट किया जाता है।

प्रमुख परिणाम

मॉडल निरंतरता और पैरामीटर: CF4 वेग कैरिक एट अल. (2015) और मैकलपलाइन एट अल. (2025) दोनों से अनुमानित आंतरिक क्षेत्रों के साथ उत्कृष्ट सहमति दिखाते हैं। प्राप्त सर्वोत्तम-फिट पैरामीटर हैं:
- ग्रोथ रेट पैरामीटर: $\beta = 0.31 \pm 0.01$ ।
- CF4 पक्यूलियर वेलोसिटी गणनाओं के लिए हबल स्थिरांक: $H_0 = 75.9 \pm 0.1$ किमी s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ (CF4 अंशांकन के अनुरूप)।
- मैकलपलाइन एट अल. (2025) मॉडल, जिसमें नॉन-लीनियर प्रभाव शामिल हैं, बिना किसी समायोज्य स्केलिंग के डेटा को अच्छी तरह से पुनरुत्पादित करता है, हालांकि यह उच्चतम बिनों में वेगों को थोड़ा कम आंकता है, जो संभवतः CF4 कैटलॉग में गैलेक्सीज़ के समूहीकरण के कारण इनफॉल वेगों के स्मूथिंग (smoothing) की वजह से है।
बल्क फ्लो का उद्गम: न्यूनतम-विचलन औपचारिकता का उपयोग करते हुए, लेखक पाते हैं कि देखा गया बड़े पैमाने का बल्क फ्लो बाहरी स्रोतों (200 $h^{-1}$ Mpc से परे द्रव्यमान वितरण) द्वारा प्रधान है। यहाँ तक कि छोटे रेडियस (जैसे, $50h^{-1}$ Mpc) के भीतर भी, आंतरिक योगदान बाहरी योगदान की तुलना में गौण है।
बाहरी प्रवाह की स्थानिक संरचना: इस धारणा के विपरीत कि बाहरी द्रव्यमान सांद्रता स्थानीय आयतन में एक स्थानिक रूप से समान प्रवाह (एक स्थिर द्विध्रुव) प्रेरित करती है, लेखक पाते हैं कि बाहरी प्रवाह अत्यधिक गैर-समान है। बाहरी रूप से संचालित प्रवाह का आयाम स्केल के साथ निरंतर बढ़ता है। बल्क फ्लो में योगदान सर्वेक्षण आयतन के किनारे के पास बल्क फ्लो की दिशा में सबसे अधिक होता है और मिल्की वे की ओर घटता जाता है।
बाहरी स्रोत का मॉडलिंग: लेखक बाहरी चालक को एक विशाल ओवरडेंसिटी के रूप में मॉडल करते हैं। सर्वोत्तम-फिट स्थान गैलेक्टिक निर्देशांक $l \approx 295^\circ, b \approx -3^\circ$ पर है, जो $200h^{-1}$ Mpc आयतन के ठीक बाहर है।
- यदि घनत्व प्रोफाइल $1/r^2$ ( $\alpha=1$ ) के रूप में गिरता है, तो द्रव्यमान सांद्रता $R_m \approx 200h^{-1}$ Mpc पर है और प्रेरित वेग $V_m \approx 250$ किमी/सेकेंड है।
- अधिक पॉइंट-लाइक प्रोफाइल ( $\alpha=2$ ) के लिए, द्रव्यमान समान है लेकिन थोड़ा और दूर है।
- अनुमानित अतिरिक्त द्रव्यमान $\delta M \approx 2\text{--}4 \times 10^{17} M_\odot h^{-1}$ है।
- इस मॉडल किए गए बाहरी प्रवाह को प्रेक्षणों से घटाने पर, $200h^{-1}$ Mpc के भीतर अवशिष्ट (residual) बल्क फ्लो का स्तर मानक कॉस्मोलॉजिकल मॉडल के अनुरूप हो जाता है।

महत्व और दावे
यह शोध पत्र दावा करता है कि W23 द्वारा रिपोर्ट किया गया बड़ा बल्क फ्लो अनिवार्य रूप से $\Lambda$ CDM मॉडल की विफलता नहीं है, बल्कि एक विशाल, दूरस्थ ओवरडेंसिटी (संभवतः "ज़ोन ऑफ़ अवॉयडेंस" में, जैसे वेला सुपरक्लस्टर क्षेत्र) का परिणाम है, जिसे स्थानीय घनत्व पुनर्निर्माण में पूरी तरह से शामिल नहीं किया गया है।

एक महत्वपूर्ण सैद्धांतिक योगदान उस सामान्य धारणा को चुनौती देना है कि बाहरी द्रव्यमान सांद्रता स्थानीय आयतन में स्थानिक रूप से समान प्रवाह प्रेरित करती है। लेखक प्रदर्शित करते हैं कि प्रवाह अत्यधिक गैर-समान है, जो स्रोत की दिशा में सर्वेक्षण सीमा के पास चरम पर पहुँचता है। यह निष्कर्ष बताता है कि पिछले विश्लेषण जिन्होंने बाहरी प्रवाह को स्थिर द्विध्रुव के रूप में मॉडल किया है, वे अपर्याप्त हो सकते हैं।

लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि हालांकि उनके परिणाम देखे गए बल्क फ्लो की व्याख्या एक दूरस्थ विशाल संरचना के माध्यम से करते हैं, लेकिन आवश्यक द्रव्यमान और दूरी मानक अपेक्षाओं की सीमाओं को छूती है। वे तर्क देते हैं कि स्थिति एक खुला प्रश्न बनी हुई है: क्या यह प्रवाह एक दुर्लभ सांख्यिकीय उतार-चढ़ाव है, बड़े पैमाने के द्रव्यमान वितरण (विशेष रूप से अस्पष्ट क्षेत्रों में) का अधूरा लेखा-जोखा है, या नई भौतिकी का संकेत है। वे इस बात पर जोर देते हैं कि भविष्य के गहरे सर्वेक्षण, विशेष रूप से बल्क फ्लो की दिशा में गैलेक्टिक प्लेन के पास, इन गतियों के मूल को निर्णायक रूप से सुलझाने के लिए आवश्यक हैं।

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