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Cosmological constraints on extra radiation and early dark energy with lepton asymmetry and varying quark masses

यह शोध पत्र सीएमबी (CMB), बीएओ (BAO), सुपरनोवा और प्राइमोर्डियल प्रचुरता (primordial abundance) डेटा के संयुक्त विश्लेषण में प्राइमोर्डियल लीप्टन एसिमेट्री (primordial lepton asymmetry) और परिवर्तनशील क्वार्क द्रव्यमान (varying quark masses) को शामिल करके अतिरिक्त विकिरण (extra radiation) और अर्ली डार्क एनर्जी (early dark energy) पर ब्रह्मांड संबंधी बाधाओं की जांच करता है, जिससे यह प्रकट होता है कि लीप्टन एसिमेट्री अतिरिक्त-विकिरण मॉडलों में हीलियम मापों को उच्च हबल स्थिरांकों (higher Hubble constants) के साथ सुसंगत बना सकती है, जबकि परिवर्तनशील क्वार्क द्रव्यमान अर्ली डार्क एनर्जी पर ड्यूटेरियम-आधारित प्रतिबंधों को शिथिल करने के लिए आवश्यक हैं।

मूल लेखक: Yo Toda

प्रकाशित 2026-10-30

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Yo Toda

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ब्रह्मांड फैल रहा है, और दशकों से, खगोलशास्त्री यह मापने में सक्षम रहे हैं कि यह विस्तार कितनी तेजी से हो रहा है। हालाँकि, दो तरीकों से इस गति को मापने के बीच एक हठधर्मी असहमति उभर आई है। एक विधि ब्रह्मांड की सबसे पुरानी रोशनी, कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) को देखती है, जो ब्रह्मांड के जन्म के क्षण से बची हुई एक मंद चमक है। दूसरी विधि पास के तारों और आकाशगंगाओं को देखकर सीधे विस्तार को मापती है। जब वैज्ञानिक ब्रह्मांड के मानक मॉडल का उपयोग करके उस प्राचीन प्रकाश की व्याख्या करते हैं, तो उन्हें धीमी गति प्राप्त होती है, जो स्थानीय रूप से मापी गई गति से कम है। यह विसंगति, जिसे हबल टेंशन (Hubble tension) के रूप में जाना जाता है, यह सुझाव देती है कि ब्रह्मांड के इतिहास के बारे में हमारी वर्तमान समझ में कोई कड़ी गायब हो सकती है। इसे हल करने के लिए, शोधकर्ताओं ने प्रस्तावित किया है कि बहुत शुरुआती ब्रह्मांड में कुछ अतिरिक्त मौजूद हो सकता था, शायद विकिरण का एक छिपा हुआ रूप या ऊर्जा का एक विस्फोट जिसने पहले परमाणुओं के बनने से ठीक पहले विस्तार की गति को तेज कर दिया था।

कोची यूनिवर्सिटी ऑफ टेक्नोलॉजी के यो टोडा द्वारा किया गया एक नया अध्ययन इस बात की जांच करता है कि क्या ये प्रस्तावित परिवर्धन वास्तव में ब्रह्मांड के पहले तत्वों के निर्माण के नियमों को तोड़े बिना इस गति की विसंगति को ठीक कर सकते हैं। शुरुआती ब्रह्मांड एक गर्म, सघन सूप की तरह था जहाँ प्रोटॉन और न्यूट्रॉन मिलकर हाइड्रोजन, हीलियम और ड्यूटेरियम के पहले नाभिक बनाने के लिए जुड़े थे, जिसे बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथिस (big bang nucleosynthesis) कहा जाता है। यह प्रक्रिया उस समय की स्थितियों के प्रति अविश्वष्य रूप से संवेदनशील है। यदि ब्रह्मांड बहुत तेज़ी से फैला, या यदि कणों के बहुत अधिक प्रकार थे, तो उत्पादित हीलियम और ड्यूटेरियम की मात्रा बदल जाएगी। इन प्राचीन तत्वों के हालिया, अत्यधिक सटीक माप अब मानक मॉडल के साथ पूरी तरह मेल खाते हैं, जिससे नए सिद्धांतों के लिए बिना पकड़े गए चुपके से आना बहुत कठिन हो जाता है। टोडा का काम एक विशिष्ट प्रश्न पूछता है: क्या हम अतिरिक्त विकिरण या प्रारंभिक ऊर्जा पेश कर सकते हैं, और शायद कणों के संतुलन या सूक्ष्म निर्माण खंडों के द्रव्यमान जैसे अन्य छिपे हुए चरों में बदलाव कर सकते हैं, ताकि विस्तार की गति को बढ़ाया जा सके और साथ ही इन प्राचीन तत्वों की देखी गई मात्रा के साथ मेल खा सके?

शोधकर्ता ने प्लैंक सैटेलाइट, जिसने कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड का मानचित्र बनाया था, से प्राप्त नवीनतम डेटा को DESI सर्वेक्षण के गैलेक्सी वितरण के नए मापों और दूर स्थित सुपरनोवा के अवलोकनों के साथ जोड़ा। महत्वपूर्ण रूप से, अध्ययन में मौलिक हीलियम और ड्यूटेरियम के सबसे सटीक हालिया मापों को शामिल किया गया। टीम ने कई परिदृश्यों का परीक्षण किया। एक में, उन्होंने अतिरिक्त विकिरण और पदार्थ और एंटीमैटर के बीच एक विशिष्ट असंतुलन (न्यूट्रिनो के रूप में, जिसे लेप्टॉन एसिमेट्री कहा जाता है) की अनुमति दी। दूसरे में, उन्होंने प्रारंभिक डार्क एनर्जी के एक रूप को देखा, जो एक अस्थायी ऊर्जा क्षेत्र है जो ब्रह्मांड की वृद्धि को क्षण भर के लिए तेज करता है। उन्होंने यह भी परीक्षण किया कि क्या ब्रह्मांड के सबसे हल्के क्वार्क्स (जो प्रोटॉन और न्यूट्रॉन बनाते हैं) का द्रव्यमान, बिग बैंग न्यूक्लियोसिथिस के दौरान थोड़ा अलग हो सकता था।

परिणामों ने इस बात में स्पष्ट अंतर दिखाया कि विभिन्न विचार कैसे टिकते हैं। जब टीम ने अतिरिक्त विकिरण मॉडल को देखा, तो उन्होंने पाया कि यह वास्तव में तनाव को हल करने में मदद कर सकता है, लेकिन केवल तभी जब वे उस विशिष्ट कण असंतुलन की अनुमति दें। इस असंतुलन के बिना, अतिरिक्त विकिरण बहुत अधिक हीलियम पैदा करता, जो हीलियम के नए सटीक मापों का खंडन करता। हालाँकि, जब उन्होंने असंतुलन को शामिल किया, तो अतिरिक्त विकिरण अधिक हो सकता था, और ब्रह्मांड के विस्तार की अनुमानित गति बढ़कर 69.24 किलोमीटर प्रति सेकंड प्रति मेगापारसेक हो गई। यह मान स्थानीय मापों के बहुत करीब है, जो मानक मॉडल के अनुमान की तुलना में दो विधियों के बीच सांख्यिकीय असहमति को लगभग छह मानक विचलन से घटाकर केवल तीन से थोड़ा अधिक कर देता है। यह सुझाव देता है कि थोड़ा अधिक विकिरण और न्यूट्रिनो के संतुलन में मामूली झुकाव वाला ब्रह्मांड आगे बढ़ने का एक व्यवहार्य मार्ग है, बशर्ते हीलियम के माप वैसे ही रहें जैसे वे हैं।

प्रारंभिक डार्क एनर्जी मॉडल के लिए कहानी अलग थी। यह सिद्धांत एक अस्थायी ऊर्जा क्षेत्र का प्रस्ताव करता है जो विस्तार को तेज करता है, लेकिन यह शुरुआती ब्रह्मांड में साधारण पदार्थ के उच्च घनत्व की ओर झुकता है। उच्च पदार्थ घनत्व, बदले में, ड्यूटेरियम के कम उत्पादन की ओर ले जाता है। ड्यूटेरियम की नई, सटीक माप इसकी मात्रा के बारे में बहुत सख्त है। अध्ययन में पाया गया कि लेप्टॉन एसिमेट्री जोड़ने से प्रारंभिक डार्क एनर्जी मॉडल को मदद नहीं मिली; इस असंतुलन ने हीलियम को प्रभावित किया लेकिन ड्यूटेरियम की समस्या को ठीक नहीं किया। हालाँकि, एक अलग बदलाव ने काम किया। जब शोधकर्ताओं ने प्रारंभिक तत्वों के निर्माण के दौरान हल्के क्वार्क्स के द्रव्यमान को थोड़ा बदलने की अनुमति दी, तो मॉडल प्रारंभिक डार्क एनर्जी के एक बड़े अंश को समायोजित कर सका। क्वार्क द्रव्यमान में मामूली वृद्धि ड्यूटेरियम के उत्पादन को बढ़ाती है, जो उच्च पदार्थ घनत्व के कारण होने वाली कमी की भरपाई करती है। इस समायोजन ने प्रारंभिक डार्क एनर्जी मॉडल को विस्तार की थोड़ी उच्च गति तक पहुँचने की अनुमति दी, हालांकि यह अभी भी लेप्टॉन एसिमेट्री वाले अतिरिक्त विकिरण मॉडल की तुलना में तनाव को उतनी प्रभावी ढंग से हल नहीं कर सका।

अध्ययन ने न्यूट्रिनो, उन भूतिया कणों के कुल द्रव्यमान की भी जांच की, जो ब्रह्मांड के माध्यम से तेजी से गुजरते हैं। लेप्टॉन असिमेट्री को बदलने की अनुमति देकर, शोधकर्ताओं ने पाया कि न्यूट्रिनो के संयुक्त द्रव्यमान की ऊपरी सीमा को थोड़ा शिथिल किया जा सकता है, जो एक बहुत ही कड़े प्रतिबंध से थोड़ा अधिक लचीले प्रतिबंध की ओर बढ़ गया। इसका मतलब है कि यदि ब्रह्मांड में अतिरिक्त विकिरण है, तो यह पहले की तुलना में अधिक न्यूट्रिनो द्रव्यमान को बिना डेटा का खंडन किए सहारा दे सकता है।

अंततः, शोध पत्र यह निष्कर्ष निकालता है कि हबल टेंशन को हल करने का मार्ग इस बात पर बहुत अधिक निर्भर करता है कि कौन से विशिष्ट भौतिक परिवर्तन पेश किए जाते हैं। अतिरिक्त विकिरण मॉडल, लेप्टॉन असिमेट्री के साथ मिलकर, विस्तार की गति बढ़ाने के लिए सबसे आशाजनक उम्मीदवार के रूप में उभरता है, जबकि ब्रह्मांड के पहले रासायनिक पदचिह्नों के साथ सुसंगत रहता है। प्रारंभिक डार्क एनर्जी मॉडल को भी सुधारा जा सकता है, लेकिन केवल तभी जब अतीत में कणों के मौलिक द्रव्यमान थोड़े अलग थे। ये निष्कर्ष इस रहस्य को सुलझा हुआ घोषित नहीं करते हैं, लेकिन वे एक स्पष्ट मानचित्र प्रदान करते हैं कि समाधान कहाँ हो सकता है। वे दिखाते हैं कि ब्रह्मांड का इतिहास संभवतः मानक मॉडल के सुझाव से अधिक जटिल है, और विस्तार की गति की कुंजी बिग बैंग के पहले कुछ मिनटों के सूक्ष्म रसायन विज्ञान में छिपी हो सकती है।

तकनीकी सारांश: लेप्टॉन एसिमेट्री (Lepton Asymmetry) और परिवर्तनशील क्वार्क द्रव्यमान के साथ अतिरिक्त विकिरण और अर्ली डार्क एनर्जी पर कॉस्मोलॉजिकल प्रतिबंध

समस्या विवरण
मानक $\Lambda$ CDM कॉस्मोलॉजिकल मॉडल "हबल टेंशन" (Hubble tension) का सामना कर रहा है, जो कॉस्मिक माइक्रोवेव बैकग्राउंड (CMB) अवलोकनों से अनुमानित हबल स्थिरांक ( $H_0$ ) और स्थानीय दूरी की सीढ़ी (local distance ladder) के माध्यम से मापे गए मान के बीच एक महत्वपूर्ण विसंगति है। प्रस्तावित समाधान अक्सर ब्रह्मांड के प्रारंभिक भाग को संशोधित करने में शामिल होते हैं ताकि पुनर्संयोजन (recombination) से पहले विस्तार दर को बढ़ाया जा सके, जिससे ध्वनि क्षितिज (sound horizon) को कम किया जा सके और एक उच्च अनुमानित $H_0$ प्राप्त किया जा सके। दो प्राथमिक वर्ग ऐसे विस्तारों के हैं: अतिरिक्त सापेक्षिक ऊर्जा घनत्व (जिसे प्रभावी न्यूट्रिनो प्रजातियों की संख्या, $N_{\text{eff}}$ द्वारा पैरामीटराइज किया जाता है) और एक्सियन-जैसे अर्ली डार्क एनर्जी (EDE)। हालांकि, इन संशोधनों को बिग बैंग न्यूक्लियोसिंथेसिस (BBN) भविष्यवाणियों, विशेष रूप से हीलियम ( $Y_P$ ) और ड्यूटेरियम (D/H) के प्रिमॉर्डियल (आद्य) प्रचुरता के साथ सुसंगत रहना चाहिए। हालिया उच्च-परिशुद्धता माप, विशेष रूप से LBT हीलियम माप ( $Y_P = 0.2458 \pm 0.0013$ ) और 2026 पार्टिकल डेटा ग्रुप (PDG) ड्यूटेरियम संकलन ( $10^5(\text{D/H})_p = 2.508 \pm 0.029$ ), इन मॉडलों पर कड़े प्रतिबंध लगाते हैं। यह शोध जांचता है कि क्या प्रिमॉर्डियल लेप्टॉन एसिमेट्री ( $\xi$ ) और हल्के-क्वार्क द्रव्यमान के परिवर्तन ( $\delta_q$ ) इन BBN प्रतिबंधों को शिथिल कर सकते हैं, जिससे ये विस्तार हबल टेंशन को कम करने के लिए उपलब्ध हो सकें और साथ ही अपडेट किए गए अवलोकनात्मक डेटा के साथ सुसंगत रह सकें।

कार्यप्रणाली (Methodology)
लेखक Cobaya फ्रेमवर्क का उपयोग करके मार्कोव चेन मोंटे कार्लो (MCMC) विश्लेषण करता है, जिसमें CAMB के माध्यम से गणना किए गए सैद्धांतिक CMB स्पेक्ट्रा का उपयोग किया गया है। यह विश्लेषण निम्नलिखित को जोड़ता है:

CMB डेटा: लो-मल्टीपोल तापमान और E-मोड पोलराइजेशन के लिए Planck 2018, हाई-मल्टीपोल NPIPE CamSpec TTTEEE लाइकलीहुड, और Planck PR4 लेंसिंग।
लार्ज स्केल स्ट्रक्चर: DESI DR2 बेरियन एकोस्टिक ऑसिलेशन (BAO) माप।
सुपरनोवा: पैंथियन+ (Pantheon+) लाइट-कर्व सैंपल।
प्रिमॉर्डियल प्रचुरता: हीलियम ( $Y_P = 0.2458 \pm 0.013$ ) और ड्यूटेरियम ( $10^5(\text{D/H}) = 2.508 \pm 0.029$ ) के लिए स्वतंत्र गॉसियन लाइकलीहुड।

अध्ययन दस विशिष्ट कॉस्मोलॉजिकल मॉडलों का मूल्यांकन करता है जो फ्लैट $\Lambda$ CDM बेसलाइन का विस्तार करते हैं:

एक्स्ट्रा रेडिएशन मॉडल्स: $N_{\text{eff}}$ के विभिन्न रूप जो लेप्टॉन एसिमेट्री ( $\xi$ ) और/या सजेस्टेड न्यूट्रिनो मास ( $\sum m_\nu$ ) के साथ जुड़े हुए हैं। लेप्टॉन एसिमेट्री चार्ज्ड-करेंट वीक रिएक्शन के माध्यम से न्यूट्रॉन-टू-प्रोटॉन अनुपात को संशोधित करती है, जो $Y_P$ और D/H को प्रभावित करती है।
अर्ली डार्क एनर्जी (EDE) मॉडल्स: एक एक्सियन-लाइक EDE जिसे पोटेंशियल $V(\phi) = m^2 f^2 [1 - \cos(\phi/f)]^n$ (जहाँ $n=3$ ) द्वारा वर्णित किया गया है। EDE अंश ( $f_{\text{EDE}}$ ) को कॉस्मोलॉजिकल डेटा द्वारा समर्थित बेरियन डेंसिटी ( $\Omega_b h^2$ ) पर इसके अप्रत्यक्ष प्रभाव द्वारा प्रतिबंधित किया जाता है, जो बदले में D/H को परिवर्तित करता है।
क्वार्क मास वेरिएशन: एक फेनोमेनोलॉजिकल पैरामीटर $\delta_q$ जो BBN के दौरान औसत हल्के-क्वार्क द्रव्यमान के परिवर्तन का प्रतिनिधित्व करता है। यह न्यूक्लियर बाइंडिंग एनर्जी और स्कैटरिंग लेंथ को संशोधित करता है, जिससे प्रिमॉर्डियल प्रचुरता बदल जाती है।

BBN भविष्यवाणियों की गणना PRIMAT इंटरपोलेशन टेबल्स का उपयोग करके की जाती है, जिसमें स्थापित फिटिंग संबंधों और न्यूक्लियर रिस्पॉन्स कोएफिशिएंट्स के आधार पर $\xi$ और $\delta_q$ के लिए सुधार लागू किए जाते हैं। विश्लेषण में अधिकांश मॉडलों में सजेस्टेड न्यूट्रिनो मास को $0.06$ eV पर स्थिर रखा गया है, सिवाय उन मामलों के जहाँ स्पष्ट रूप से सैंपलिंग की गई है।

मुख्य योगदान और परिणाम

एक्स्ट्रा रेडिएशन और लेप्टॉन एसिमेट्री ( $N_{\text{eff}} + \xi$ ):
जब केवल $N_{\text{eff}}$ को परिवर्तित किया जाता है, तो BBN प्रतिबंध (विशेष रूप से LBT हीलियम माप) $N_{\text{eff}}$ को मानक मान ( $3.058 \pm 0.075$ ) की ओर वापस धकेल देते हैं, जिससे अनुमानित $H_0$ घटकर $68.10 \pm 0.51$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ रह जाता है। हालांकि, एक सकारात्मक लेप्टॉन एसिमेट्री ( $\xi$ ) अतिरिक्त विकिरण के कारण होने वाली हीलियम वृद्धि की भरपाई करती है। संयुक्त विश्लेषण निम्नलिखित परिणाम देता है:
- $N_{\text{eff}} = 3.27 \pm 0.16$
- $\xi = 0.017 \pm 0.011$
- $H_0 = 69.24 \pm 0.92$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$
  यह संयोजन SH0ES माप ( $73.17 \pm 0.86$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ ) के साथ गॉसियन टेंशन को $\Lambda$ CDM में $5.74\sigma$ से घटाकर $3.12\sigma$ कर देता है। महत्वपूर्ण रूप से, यह परिणाम मानक BBN भविष्यवाणी से कम हीलियम प्रचुरता की आवश्यकता के बिना प्राप्त किया गया है।
  इसके अलावा, लेप्टॉन एसिमेट्री की अनुमति देने से एक्स्ट्रा-रेडिएशन मॉडल में सजेस्टेड न्यूट्रिनो मास की 95% ऊपरी सीमा $0.0640 $eV से बढ़कर$ 0.0777$ eV हो जाती है।
अर्ली डार्क एनर्जी (EDE):
मानक EDE मॉडल में, BBN प्रतिबंध (ड्यूटेरियम प्रचुरता द्वारा संचालित) EDE अंश ( $f_{\text{EDE}}$ ) की ऊपरी सीमा को $0.0171 $(BBN के बिना) से घटाकर$ 0.0120 $कर देते हैं, जिससे$ H_0 $घटकर$ 68.50^{+0.25}_{-0.70}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$ हो जाता है।
- EDE में लेप्टॉन एसिमेट्री: EDE मॉडल में $\xi$ जोड़ने से इन प्रतिबंधों में कोई महत्वपूर्ण ढील नहीं मिलती है ( $f_{\text{EDE}} < 0.0113$ , $H_0 = 68.45^{+0.24}_{-0.64}$ )। हीलियम माप $\xi$ को ऐसे मानों तक सीमित करता है जो EDE से जुड़ी उच्च बेरियन डेंसिटी के कारण होने वाली ड्यूटेरियम कमी की पर्याप्त भरपाई नहीं कर पाते हैं।
- EDE में क्वार्क मास वेरिएशन: हल्के-क्वार्क द्रव्यमान में सकारात्मक परिवर्तन ( $\delta_q$ $δ_{q}$ ) पेश करने से ड्यूटेरियम की कमी की प्रभावी ढंग से भरपाई होती है। मॉडल निम्नलिखित परिणाम देता है:
  - $\delta_q = 0.0072 \pm 0.0044$ (BBN के दौरान हल्के-क्वार्क द्रव्यमान में $\sim 0.72\%$ की वृद्धि)
  - $f_{\text{EDE}} < 0.0187$
  - $H_0 = 68.85^{+0.33}_{-0.96}$ km s $^{-1}$ Mpc $^{-1}$

यह परिणाम टेंशन को $4.02\sigma$ तक कम कर देता है, जो मानक EDE मॉडल की तुलना में काफी बेहतर है।

एक्स्ट्रा रेडिएशन में क्वार्क मास वेरिएशन:
इसके विपरीत, एक्स्ट्रा-रेडिएशन मॉडल ( $N_{\text{eff}} + \delta_q$ ) में $\delta_q$ की अनुमति देने से $N_{\text{eff}}$ और $H_0$ पर प्रतिबंध $N_{\text{eff}}$ -केवल मॉडल की तुलना में लगभग अपरिवर्तित रहता है।

महत्व और दावे
लेख का दावा है कि लेप्टॉन एसिमेट्री और क्वार्क-मास वेरिएशन की प्रभावशीलता इस बात पर निर्भर करती है कि विशिष्ट BBN तंत्र क्या है:

लेप्टॉन एसिमेट्री एक्स्ट्रा रेडिएशन के लिए प्रभावी है क्योंकि यह उच्च विस्तार दर द्वारा प्रेरित हीलियम उत्पादन की सीधे भरपाई करती है, जिससे सटीक LBT हीलियम माप के अनुरूप बड़े $N_{\text{eff}}$ और $H_0$ संभव हो पाते हैं।
क्वार्क-मास वेरिएशन EDE के लिए प्रभावी है क्योंकि यह EDE मॉडलों द्वारा समर्थित उच्च बेरियन डेंसिटी के कारण होने वाली ड्यूटेरियम की कमी की भरपाई करता है।
अध्ययन दर्शाता है कि लेप्टॉन एसिमेट्री के साथ एक्स्ट्रा-रेडिएशन मॉडल, परीक्षण किए गए परिदृश्यों में हबल टेंशन को कम करने में सबसे महत्वपूर्ण सफलता ( $3.12\sigma$ ) प्रदान करता है, और यह मानक BBN हीलियम भविष्यवाणियों से विचलन की आवश्यकता के बिना किया जाता है।
क्वार्क-मास वेरिएशन के संबंध में परिणामों को अपनाए गए न्यूक्लियर रिस्पॉन्स कोएफिशिएंट्स के अधीन बताया गया है; लेखक इस बात पर जोर देते हैं कि $\delta_q$ का शून्य से मामूली विस्थापन यह सुझाव देता है कि BBN न्यूक्लियर फिजिक्स में छोटे संशोधन EDE-आधारित हबल टेंशन समाधानों के लिए फायदेमंद हो सकते हैं।

लेखक निष्कर्ष निकालते हैं कि प्रिमॉर्डियल प्रचुरता के सटीक माप, बेहतर न्यूक्लियर रिस्पॉन्स गणनाओं के साथ मिलकर, मानक कॉस्मोलॉजिकल मॉडल के इन विस्तारों का आकलन करने के लिए आवश्यक हैं।

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