Less isn't more: Cosmological bounds on the neutrino masses are robust to changes in the neutrino abundance
यह शोध पत्र यह प्रदर्शित करता है कि न्यूट्रिनो द्रव्यमान के योग पर ब्रह्मांडीय ऊपरी सीमाएँ, पोस्ट-डिकपलिंग फोटॉन इंजेक्शन या डार्क रेडिएशन के कारण न्यूट्रिनो प्रचुरता में होने वाले परिवर्तनों के विरुद्ध सुदृढ़ बनी रहती हैं, जहाँ ऐसे संशोधनों से 95% विश्वसनीय सीमाएँ अधिकतम 0.004 eV तक खिसक सकती हैं और संभावित रूप से ब्रह्मांडीय बाधाओं तथा मापे गए द्रव्यमान विभाजन के बीच के तनाव को और खराब कर सकती हैं।
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ब्रह्मांड न्यूट्रिनो नामक कणों के एक प्रेतवाधित समुद्र से भरा हुआ है। ये नन्हे, लगभग द्रव्यमानहीन कण बिग बैंग के बाद के पहले सेकंड में बने थे और तब से अंतरिक्ष में बहते आ रहे हैं, जो सितारों, ग्रहों और यहाँ तक कि हमारे अपने शरीरों से भी बिना कोई निशान छोड़े गुजर जाते हैं। हालाँकि हम उन्हें सीधे नहीं देख सकते, लेकिन उनकी उपस्थिति को उस तरह से महसूस किया जाता है जिस तरह से ब्रह्मांड फैलता है और आकाशगंगाएँ आपस में जुड़ती हैं। दशकों से, भौतिकविदों को पता है कि इन कणों के कम से कम दो प्रकारों का बहुत कम द्रव्यमान होना चाहिए, एक ऐसा तथ्य जिसे उन प्रयोगों द्वारा पुष्ट किया गया है जो उन्हें यात्रा करते समय अपनी पहचान बदलते हुए देखते हैं। हालाँकि, ये प्रयोग हमें यह सटीक रूप से नहीं बता सकते कि वे कितने भारी हैं, केवल यह कि वे भारहीन नहीं हैं। उत्तर खोजने के लिए, ब्रह्मांड विज्ञानी आकाश की सबसे पुरानी रोशनी, कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (cosmic microwave background) की ओर देखते हैं, जो नवजात ब्रह्मांड के एक स्नैपशॉट की तरह कार्य करती है। इस बात का अध्ययन करके कि यह प्रकाश अरबों वर्षों में कैसे खिंचा और विकृत हुआ है, वैज्ञानिक ब्रह्मांड में सभी न्यूट्रिनो के कुल वजन की गणना कर सकते हैं।
हाल ही में, एक तनाव उत्पन्न हुआ है जो हमारे ज्ञात कण भौतिकी और जो हम ब्रह्मांड में देखते हैं, उसके बीच है। कण प्रयोगों द्वारा आवश्यक न्यूनतम वजन, सबसे सटीक ब्रह्मांडीय मापों द्वारा अनुमत अधिकतम वजन से थोड़ा अधिक है। इस विसंगति ने कुछ शोधकर्ताओं को यह सोचने पर मजबूर कर दिया है कि क्या ब्रह्मांड के इतिहास के बारे में हमारी समझ अधूरी है। शायद न्यूट्रिनो की संख्या, जिसे हम मानते हैं, गलत है, या शायद वे अदृश्य बलों के साथ परस्पर क्रिया करते हैं जिन्हें हमने अभी तक नहीं खोजा है। यदि ब्रह्मांड में हमारी सोच से कम न्यूट्रिनो होते, तो ब्रह्मांडीय खेल के नियम बदल जाते, जिससे संभावित रूप से भारी न्यूट्रिनो को जगह मिलती और इस संघर्ष को सुलझाया जा सकता था। शोधकर्ताओं की एक टीम ने इस विशिष्ट विचार का परीक्षण करने के लिए हाथ बढ़ाया: क्या न्यूट्रिनो की संख्या में बदलाव, जो ब्रह्मांड के तापीय इतिहास (thermal history) से संबंधित है, उनके द्रव्यमान पर सख्त सीमाओं को ढीला कर सकता है?
शोधकर्ताओं ने एक ऐसी स्थिति की जांच की जहाँ एक रहस्यमय, भारी कण हल्के कणों और अदृश्य विकिरण में क्षय (decay) हो जाता है, यह न्यूट्रिनो के ब्रह्मांड से अलग होने के बाद होता है। प्रारंभिक ब्रह्मांड की कल्पना एक गर्म, सघन सूप के रूप में करें जहाँ सभी कण आपस में मिले हुए हैं। जैसे-जैसे यह ठंडा होता है, न्यूट्रिनो अलग हो जाते हैं और अपनी अकेली यात्रा शुरू कर देते हैं। यदि एक भारी कण बाद में क्षय होता है, जो प्रकाश कणों (फोटॉन) में अतिरिक्त ऊर्जा डालता है लेकिन न्यूट्रिनो में नहीं, तो यह प्रभावी रूप से प्रकाश को गर्म कर देगा जबकि न्यूट्रिनो को ठंडा छोड़ देगा। इससे न्यूट्रिनो प्रकाश के सापेक्ष कम प्रचुर मात्रा में दिखाई देंगे, एक ऐसी स्थिति जो शायद ब्रह्मांड को भारी न्यूट्रिनो को समायोजित करने की अनुमति देगी बिना ब्रह्मांडीय अवलोकनों का खंडन किए। टीम ने इस प्रक्रिया का एक विस्तृत कंप्यूटर मॉडल बनाया, जो यह सिम्युलेट करता है कि ऐसा क्षय ब्रह्मांड के विस्तार और कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड में देखे जाने वाले पैटर्न को कैसे बदलेगा। उन्होंने अपने सिमुलेशन को उपलब्ध सबसे शक्तिशाली खगोलीय डेटा के साथ जोड़ा, जिसमें प्लैंक उपग्रह से प्रारंभिक ब्रह्मांड के मानचित्र, यह माप कि गुरुत्वाकर्षण उस प्रकाश को कैसे मोड़ता है, और डार्क एनर्जी स्पेक्ट्रोस्कोपिक इंस्ट्रूमेंट (Dark Energy Spectroscopic Instrument) से गैलेक्सी वितरण के सर्वेक्षण शामिल हैं।
परिणाम आश्चर्यजनक और सुदृढ़ थे। टीम ने पाया कि न्यूट्रिनो की संख्या को कम करने से उनके द्रव्यमान पर प्रतिबंध ढीले नहीं होते; वास्तव में, यह अक्सर उन्हें और कड़ा कर देता है। जब न्यूट्रिनो की आबादी छोटी होती है, तो ब्रह्मांड के विस्तार का इतिहास इस तरह बदल जाता है कि भारी न्यूट्रिनो की उपस्थिति डेटा के लिए और भी समस्याग्रस्त हो जाती है, जिससे मापे गए मास स्प्लिटिंग (mass splittings) के साथ तनाव बढ़ जाता है। शोधकर्ताओं ने पाया कि डेटा को भारी न्यूट्रिनो द्रव्यमान के अनुकूल बनाने का एकमात्र तरीका मिश्रण में एक महत्वपूर्ण मात्रा में अदृश्य विकिरण जोड़ना है, जो गायब न्यूट्रोनों की भरपाई करता है। यहाँ तक कि इस सर्वोत्तम परिदृश्य में भी, तीनों न्यूट्रिनो प्रकारों के कुल द्रव्यमान की सीमा केवल एक बहुत छोटे अंश से शिथिल होती है, जो लगभग 0.0691 इलेक्ट्रॉन वोल्ट से बढ़कर 0.0710 इलेक्ट्रॉन वोल्ट हो जाती है। यह अंतर इतना छोटा है कि यह कण भौतिकी प्रयोगों के साथ तनाव को हल नहीं करता है। इसके अलावा, जब शोधकर्ताओं ने एक अधिक सामान्य दृष्टिकोण का परीक्षण किया—केवल न्यूट्रिनो बैकग्राउंड के तापमान को बदलना, बिना किसी विशिष्ट क्षय तंत्र को माने—तो उन्होंने समान परिणाम पाया। न्यूट्रिनो द्रव्यमान की सीमाएं दृढ़ता से बंधी रहीं, जो अधिकांश मामलों में 0.004 इलेक्ट्रॉन वोल्ट से भी कम बदल गईं।
अध्ययन यह निष्कर्ष निकालता है कि न्यूट्रिनो द्रव्यमान पर प्राप्त सख्त ऊपरी सीमाएं न्यूट्रिनो की मानक संख्या को मानने का परिणाम नहीं हैं। प्रतिबंध न्यूट्रिनो की प्रचुरता में परिवर्तन के विरुद्ध सुदृढ़ हैं। यदि ब्रह्मांड में हमारे अनुमान से कम न्यूट्रिनो होते, तो ब्रह्मांडीय डेटा वास्तव में यह मांग करता कि वे और भी हल्के हों, न कि भारी। यह निष्कर्ष बताता है कि न्यूट्रिनो की संख्या में हेरफेर करके इस तनाव को आसानी से हल नहीं किया जा सकता है। इसके बजाय, विसंगति किसी अधिक मौलिक चीज़ की ओर संकेत करती है, शायद ब्रह्मांड के विस्तार या पदार्थ के एक साथ जुड़ने के तरीके को संशोधित करने की आवश्यकता है, न कि उन रहस्यमयी कणों की गिनती में किसी साधारण त्रुटि की। ब्रह्मांड का लेखा-जोखा संतुलित बना हुआ है, और न्यूट्रिनो के वास्तविक वजन का रहस्य बना हुआ है।
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