Biases from Astrophysical Environmental Effects in Standard-Siren Cosmology

ब्रह्मांड फैल रहा है, और दशकों से, खगोलशास्त्री सटीक रूप से यह मापने की कोशिश कर रहे हैं कि यह कितनी तेजी से हो रहा है। यह दर, जिसे हबल स्थिरांक (Hubble constant) के रूप में जाना जाता है, एक मौलिक संख्या है जो हमें ब्रह्मांड की आयु और आकार के बारे में बताती है। इसे खोजने के लिए, वैज्ञानिक पारंपरिक रूप से दो अलग-अलग तरीकों का उपयोग करते हैं जो ब्रह्मांडीय पैमाने (cosmic rulers) की तरह कार्य करते हैं। एक तरीका बिग बैंग की बची हुई चमक (leftover glow) का उपयोग करके बहुत शुरुआती ब्रह्मांड को देखता है ताकि यह गणना की जा सके कि अंतरिक्ष कितनी तेजी से फैल रहा है। दूसरा तरीका पास के ब्रह्मांड को देखता है, जिसमें फटने वाले सितारों और अन्य चमकीली वस्तुओं का अवलोकन किया जाता है ताकि विस्तार को सीधे मापा जा सके। अजीब बात यह है कि ये दोनों तरीके अलग-अलग उत्तर देते हैं, जो एक पहेली है जिसे हबल तनाव (Hubble tension) कहा जाता है। यह संभव है कि यह अंतर हमारे मापने के तरीके में किसी दोष के कारण हो, या इसका अर्थ यह हो सकता है कि हमारी भौतिकी की समझ अधूरी है।

इस विस्तार को मापने का एक तीसरा, स्वतंत्र तरीका हाल ही में गुरुत्वाकर्षण तरंगों (gravitational waves) का उपयोग करके उभरा है। ये अंतरिक्ष-समय (space-time) में उत्पन्न होने वाली लहरें हैं जो अत्यधिक हिंसक ब्रह्मांडीय घटनाओं, जैसे कि दो न्यूट्रॉन सितारों के टकराव के कारण पैदा होती हैं। जब ये तारे आपस में टकराते हैं, तो वे एक संकेत भेजते हैं जो हमें बताता है कि वे हमसे कितनी दूर हैं, और इसके लिए उन्हें वहां तक पहुँचने के लिए अन्य मापों की सीढ़ी चढ़ने की आवश्यकता नहीं होती। यदि हम उस गैलेक्सी को भी खोज सकें जहाँ वह टकराव हुआ था और यह निर्धारित कर सकें कि वह गैलेक्सी हमसे कितनी तेजी से दूर जा रही है, तो हम उच्च सटीकता के साथ ब्रह्मांड के विस्तार की दर की गणना कर सकते हैं। इस विधि को 'स्टैंडर्ड सायरन कॉस्मोलॉजी' (standard siren cosmology) कहा जाता है, और अगली पीढ़ी के डिटेक्टरों के साथ, यह हमारे पास उपलब्ध सबसे सटीक उपकरणों में से एक होने का वादा करती है। हालाँकि, इस उपकरण के पूर्ण रूप से कार्य करने के लिए, हमें यह सुनिश्चित करना होगा कि सिग्नल हमारे पास पहुँचने तक उसमें कोई विकृति (distortion) न आए।

शोधकर्ताओं के एक दल ने अब एक सूक्ष्म लेकिन संभावित रूप से खतरनाक विकृति के स्रोत की जांच की है। उन्होंने इस बात पर ध्यान केंद्रित किया कि क्या होता है जब दो न्यूट्रॉन तारे केवल खाली स्थान में अकेले नहीं तैर रहे होते, बल्कि इसके बजाय एक घने, भीड़भाड़ वाले वातावरण के भीतर एक-दूसरे की परिक्रमा कर रहे होते हैं, जैसे कि किसी गैलेक्सी के केंद्र में स्थित एक सुपरमैसिव ब्लैक होल के चारों ओर घूमती गैस की डिस्क। इन व्यस्त मोहल्लों में, तारे केवल एक साधारण वृत्त में नहीं घूम रहे हैं; उन्हें आसपास की वस्तुओं के गुरुत्वाकर्षण और आसपास की गैस के खिंचाव (drag) द्वारा धकेला और खींचा जा रहा है। इसके कारण तारे दृष्टि रेखा (line of sight) के अनुदिश त्वरित होते हैं, जिसका अर्थ है कि वे हमारे सापेक्ष समय के साथ तेज या धीमे होते हैं। शोधकर्ता यह जानना चाहते थे कि क्या यह त्वरण हमारे डिटेक्टरों को सितारों की दूरी के बारे में गलत उत्तर देने के लिए धोखा देगा, और फलस्वरूप, ब्रह्मांड के विस्तार के बारे में गलत उत्तर देगा।

यह जानने के लिए, वैज्ञानिकों ने पचास बाइनरी न्यूट्रॉन टकरावों का एक कंप्यूटर सिमुलेशन बनाया। उन्होंने कल्पना की कि ये तारे गैलेक्सी के केंद्रों में स्थित थे, जहाँ वे अपने वातावरण के कारण विभिन्न स्तरों के त्वरण का अनुभव कर रहे थे। फिर उन्होंने अपने सिम्युलेटेड संकेतों को डेटा विश्लेषण सॉफ्टवेयर के माध्यम से चलाया, जिसका उपयोग आइंस्टीन टेलीस्कोप और कॉस्मिक एक्सप्लोरर जैसे भविष्य के डिटेक्टर वास्तविक घटनाओं का अध्ययन करने के लिए करेंगे। महत्वपूर्ण रूप से, उपयोग किया गया सॉफ्टवेयर आदर्श स्थिति के लिए डिज़ाइन किया गया था: इसने माना कि तारे बिना किसी बाहरी बल के एक पूर्ण निर्वात (vacuum) में चल रहे हैं। शोधकर्ता यह देखना चाहते थे कि क्या वास्तव में दुनिया मॉडल की तुलना में अधिक अव्यवस्थित (messy) है।

परिणामों ने दिखाया कि पर्यावरणीय धक्के और खिंचाव को अनदेखा करने से एक व्यवस्थित त्रुटि (systematic error) उत्पन्न होती है। जब सॉफ्टवेयर ने उन संकेतों का विश्लेषण किया जिनमें वास्तव में त्वरण मौजूद था, तो उसने सितारों की दूरी का लगातार गलत अनुमान लगाया। इसने गणना की कि तारे वास्तव में जितने थे, उससे कहीं अधिक दूर थे। चूंकि दूरी विस्तार दर की गणना का एक प्रमुख हिस्सा है, इसलिए इस त्रुटि के कारण ब्रह्मांड के विस्तार का अंतिम अनुमान बहुत कम आया। शोधकर्ताओं ने पाया कि यह पूर्वाग्रह (bias) तब समाप्त नहीं होता जब आप अधिक घटनाओं को देखते हैं। वास्तव में, इसके विपरीत होता है। जब आप कई सितारों के डेटा को जोड़ते हैं, तो सांख्यिकीय अनिश्चितता (statistical uncertainty) कम हो जाती है, जिससे परिणाम अधिक सटीक लगने लगता है। लेकिन यदि प्रत्येक माप एक ही गलत दिशा में स्थानांतरित होता है, तो अंतिम उत्तर एक बहुत ही सटीक, बहुत आत्मविश्वासी, लेकिन पूरी तरह से गलत संख्या बन जाता है।

अध्ययन ने यह भी मात्रात्मक रूप से बताया कि यह कितनी बड़ी समस्या हो सकती है। उन्होंने पाया कि यदि देखे गए सितारों का एक छोटा हिस्सा भी इस त्वरण से प्रभावित है, तो त्रुटि महत्वपूर्ण हो सकती है। उदाहरण के लिए, यदि पचास के नमूने में दस प्रतिशत तारे एक विशिष्ट प्रकार के त्वरण के साथ चल रहे हैं, तो अंतिम परिणाम अपेक्षित त्रुटि मार्जिन से तीन गुना से अधिक गलत हो सकता है। यदि त्वरण अधिक मजबूत है, तो प्रभावित सितारों का एक छोटा हिस्सा भी एक बड़ा बदलाव ला सकता है। शोधकर्ताओं ने उल्लेख किया कि यह प्रभाव विशेष रूप से जटिल है क्योंकि त्वरण की दिशा—चाहे तारे हमारी ओर तेज हो रहे हों या हमसे दूर धीमे हो रहे हों—त्रुटि को रद्द नहीं करती है। विश्लेषण हमेशा दूरी को अधिक आंकता है, जिससे विस्तार दर का निरंतर कम अनुमान लगता है।

यह निष्कर्ष बताता है कि जहाँ ये तारे विलीन होते हैं, वह वातावरण केवल एक पृष्ठभूमि विवरण नहीं है, बल्कि ब्रह्मांड विज्ञान (cosmology) के लिए एक महत्वपूर्ण कारक है। यदि भविष्य के डिटेक्टर सैकड़ों ऐसी घटनाओं का अवलोकन करते हैं, तो व्यक्तिगत सितारों से होने वाले छोटे पूर्वाग्रह एक बड़ा व्यवस्थित त्रुटि बन सकते हैं जो ब्रह्मांड के विस्तार के बारे में हमारी पूरी समझ को बिगाड़ सकते हैं। शोधकर्ता निष्कर्ष निकालते हैं कि अगली पीढ़ी के डिटेक्टरों द्वारा किए गए वादे की उच्च सटीकता प्राप्त करने के लिए, हमें अपने मॉडलों को इन पर्यावरणीय प्रभावों को शामिल करने के लिए अपडेट करना होगा। ऐसा करके, हम न केवल हबल स्थिरांक के मापन को ठीक कर सकते हैं, बल्कि उन घने, अराजक क्षेत्रों के बारे में भी अधिक जान सकते हैं जहाँ ये ब्रह्मांडीय टकराव होते हैं। ब्रह्मांड के विस्तार के सटीक मापन का मार्ग अब हमें उन भीड़भाड़ वाले मोहल्लों को और करीब से देखने की मांग करता है जहाँ सितारे रहते हैं।