ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ എന്ന പ്രപഞ്ചപ്രഹേളിക – അനുപമ.ബി, പി.കെ.സുരേഷ്‌
നാം അധിവസിക്കുന്ന മനോഹരമായ പ്രപഞ്ചം വികസിച്ചുകൊണ്ടേയിരിക്കുകയാണെന്ന വിസ്മയകരമായ വസ്തുത നമ്മളിൽ പലര്‍ക്കും അറിവുള്ളതാണല്ലോ. ഇതിന്‌ ഉപോല്‍ബലകമായ വസ്തുത 1930-ൽ അമേരിക്കൻ ജ്യോതിസ്ത്രജ്ഞനായിരുന്ന എഡ്വിൻ ഹബിൾ തന്റെ പ്രസിദ്ധമായ നിരീക്ഷണപഠനത്തിലൂടെ സ്ഥാപിച്ചു. പ്രപഞ്ചവികാസത്തെക്കുറിച്ചുള്ള എഡ്വിൻ ഹബിളിന്റെ ശ്രദ്ധേയമായ കണ്ടെത്തൽ ആധുനിക നിരീക്ഷണ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിന്റെ അടിത്തറ പാകുന്നതിനും പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചുള്ള ധാരണ മെച്ചപ്പെടുത്തുന്നതിനും വളരെയേറെ സഹായിച്ചു. പ്രപഞ്ചം വികസിച്ചുകൊണ്ടേയിരിക്കുകയാണെന്ന വസ്തുത പിന്നീട്‌ വീണ്ടും പല ആധുനിക നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ സ്ഥാപിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ടെങ്കിലും വികസനനിരക്കിന്റെ തോത്‌ ഇതുവരെയും കൃത്യമായി മനസ്സിലാക്കുവാൻ സാധിച്ചിട്ടില്ല. നിലവിൽ വ്യത്യസ്തരീതികൾ ഉപയോഗിച്ച്‌ തിട്ടപ്പെടുത്തിയ വികാസനിരക്കിന്റെ മൂല്യങ്ങൾ തമ്മിൽ വളരെ അധികം പൊരുത്തക്കേടുള്ളതായി കണ്ടെത്തിയിട്ടുണ്ട്‌. പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ ഇത്‌ ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ എന്ന പേരിൽ അറിയപ്പെടുന്നു. ഈ പിരിമുറുക്കം പരിഹരിക്കാൻ നിരവധി പരീക്ഷണങ്ങളും ഗവേഷണങ്ങളും നടക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും വർധിച്ചുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന പൊരുത്തക്കേട്‌ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക്‌ പ്രപഞ്ചത്തെ മനസ്സിലാക്കാൻ പലവിധത്തിലുള്ള വെല്ലുവിളികൾ ഉയര്‍ത്തുന്നു. ആയതിനാൽ വികാസനിരക്കിന്റെ കൃത്യമായ മൂല്യം അറിയേണ്ടത്‌ പ്രപഞ്ചത്തെ മനസ്സിലാക്കുവാൻ വളരെ നിര്‍ണായകമാണ്‌. അല്ലെങ്കിൽ ഇതു പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രമേഖലയെത്തന്നെ പല പ്രതിസന്ധികളിലേക്കും നയിക്കാൻ സാധ്യതയുണ്ട്‌. അതുകൊണ്ട്‌ ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ എന്ന പ്രഹേളിക പരിഹരിക്കപ്പെടേണ്ടത്‌ ആധുനിക പ്രപഞ്ചശാസ്ത്ര സിദ്ധാന്തത്തിനും ഗവേഷണ-നിരീക്ഷണഫലങ്ങള്‍ക്കും ഒഴിച്ചുകൂടാൻ പറ്റാത്തതാകുന്നു.
എഡ്വിൻ ഹബിൾ തന്റെ ഭൂരിഭാഗം സമയവും കാലിഫോര്‍ണിയയിലെ മൗണ്ട് വില്‍സൺ ജ്യോതിര്‍നിരീക്ഷണശാലയിൽ നക്ഷത്രാന്തരീയ മാധ്യമത്തിലെ (interstellar medium) അവ്യക്തമായ പ്രകാശശകലങ്ങൾ (fuzzy light patches) പഠിക്കുവാൻ ചെലവഴിച്ചു. ഇവ നക്ഷത്രങ്ങൾ രൂപപ്പെടുന്ന പ്രദേശമായ നെബുലകളാണെന്നാണ്‌ ആദ്യം കരുതപ്പെട്ടിരുന്നത്‌. എന്നാൽ ഹെൻറിയേറ്റ സ്വാൻ ലീവിറ്റ്‌ എന്ന അമേരിക്കൻ ശാസ്ത്രജ്ഞയുടെ പ്രകാശമാന നിയമത്തിന്റെ സഹായത്തോടെ ഹബിൾ ഈ ശകലങ്ങളിലേക്കുള്ള ദൂരം കണക്കാക്കുകയും അവ ക്ഷീരപഥത്തിനു പുറത്ത്‌ സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന താരാപഥങ്ങളാണെന്ന്‌ (galaxies) പിന്നീട്‌ തിരിച്ചറിയുകയും ചെയ്തു. ഈ താരാപഥങ്ങളുടെ വ്യാസാർധ പ്രവേഗങ്ങൾ (radial velocities) അരിസോണയിലെ ലോവെൽ നിരീക്ഷണശാലയിൽ പ്രവര്‍ത്തിച്ചിരുന്ന വെസ്റ്റോ സ്ലിഫർ കണ്ടെത്തി, അത്‌ പിന്നീട്‌ പ്ലൂട്ടോയുടെ കണ്ടെത്തലിനു വഴിയൊരുക്കുകയും ചെയ്തു. അദ്ദേഹം ഈ വസ്തുക്കളുടെ ചുവപ്പ്‌ നീക്കം (red shift) അളക്കുകയും അതിലൂടെ അവ പരസ്പരം അകന്നുപോകുന്നതായി കണ്ടെത്തുകയും ചെയ്തു. എന്നാൽ അതിന്റെ പിന്നിലെ കാരണം വിശദീകരിക്കാൻ അദ്ദേഹത്തിനു കഴിഞ്ഞില്ല. അതേസമയം, ഐന്‍സ്റ്റൈൻ മണ്ഡല സമവാകൃത്തിനെ (Einstein field equation) അടിസ്ഥാനമാക്കി ബെല്‍ജിയൻ സൈദ്ധാന്തിക ഭാതികശാസ്ത്രജ്ഞനും പുരോഹിതനുമായിരുന്ന ജോർജ് ലെമൈറ്റർ വികസിക്കുന്ന പ്രപഞ്ചമാതൃക അവതരിപ്പിച്ചിരുന്നു. ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ സ്റ്റാറ്റിക്‌ യൂണിവേഴ്‌സ്‌ മാതൃകയും പ്രാപഞ്ചിക സ്ഥിരാങ്കവും (cosmological constant) അക്കാലത്ത്‌ ശ്രദ്ധ നേടിയിരുന്നതിനാൽ പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുകയാണ്‌ എന്ന ആശയം ശാസ്ത്ര സമൂഹം വിലമതിച്ചില്ല. വളരെ സാന്ദ്രമായ ഒരു സംയോജിതകണികയുടെ ശിഥിലീകരണത്തിലൂടെയാണ്‌ പ്രപഞ്ചം ആരംഭിച്ചതെന്ന്‌ ലെമൈറ്റർ നിര്‍ദേശിക്കുകയുണ്ടായി. അദ്ദേഹത്തിന്റെ പഠനങ്ങൾ ഒരു ഫ്രഞ്ച്‌ ജേണലായ ‘അന്നലെസ്‌ ഡി ലാ സൊസൈറ്റ്‌ സയന്റിഫിക്‌ ഡി ബ്രക്സെല്ലെസ്‌’ൽ പ്രസിദ്ധപ്പെടുത്തി. പക്ഷേ, അതിനു വേണ്ടത്ര ശ്രദ്ധ ലഭിക്കാതെ പോവുകയാണുണ്ടായത്‌. എന്നാൽ, അത്‌ ഇംഗ്ലീഷിലേക്ക്‌ വിവര്‍ത്തനം ചെയ്യപ്പെടുകയും മഹാവിസ്‌ഫോടനസിദ്ധാന്തത്തിന്റെ പിതാവായി ലെമൈറ്റർ പിന്നീട്‌ പ്രശസ്തി നേടുകയും ചെയ്തു. ഹബിൾ തന്റെ ഗവേഷണം തുടരുകയും താരാപഥങ്ങളുടെ വ്യാസാര്‍ദ്ധ പ്രവേഗങ്ങളും (v) അവയുടെ ദൂരവും (D) തമ്മിൽ ഒരു രേഖീയ ബന്ധമുണ്ടെന്ന്‌ (v = H0D) കണ്ടെത്തി, ഇത്‌ ഹബിൾ നിയമം എന്ന പേരിൽ അറിയപ്പെടുന്നു. ഈ നിയമത്തിലെ H0-നെ ഹബിൾ സ്ഥിരാങ്കമെന്ന്‌ വിശേഷിപ്പിക്കുന്നു. ഹബിൾ സ്ഥിരാങ്കം താരാപഥത്തിന്റെ വേഗതയെ അതിന്റെ ദൂരവുമായി ബന്ധിപ്പിക്കുന്നതിനാൽ ഇതു പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസനിരക്ക്‌ നല്കുന്നു. ആയതിനാൽ ആധുനിക പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ അതിനെ ഒരു പ്രാചലമായി കണക്കാക്കുന്നു. ഹബിൾ പ്രാചലം (Hubble parameter) എന്നാൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസനിരക്കിന്റെ പരിമാണമാകുന്നു. H0 എന്നത്‌ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ നിലവിലെ മൂല്യത്തെ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതേസമയം, പ്രപഞ്ചം വികസിക്കുന്നതിനാൽ ഹബിൾ പ്രാചലം സമയബന്ധിതമാകുന്നു H(t). ജോർജ് ലെമൈറ്ററിന്റെ വിലപ്പെട്ട സംഭാവനകളെ പരിഗണിച്ച്‌ 2018-ൽ വിയന്നയിൽ നടന്ന ഇന്റര്‍നാഷണൽ അസ്‌ട്രോണമിക്കൽ യൂണിയന്റെ 30-ാമത്‌ പൊതുസമ്മേളനത്തിൽ ഹബിൾ നിയമത്തെ ഹബിൾ-ലെമൈറ്റർ നിയമം എന്നു പുനര്‍നാമകരണം ചെയ്യപ്പെട്ടു.
പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികാസനിരക്ക്‌ നിര്‍ണയിക്കുവാൻ പ്രപഞ്ചത്തിലെ കോടാനുകോടി താരാപഥങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ബൃഹത്ദൂരം നിര്‍ണയിക്കേണ്ടത്‌ അത്യന്താപേക്ഷിതമാണ്‌. ഇത്‌ സങ്കീര്‍ണമായ ഒരു പ്രക്രിയയാണ്‌. സാധാരണഗതിയിൽ ഖഗോള വസ്തുക്കൾ (astronomical objects) തമ്മിലുള്ള ദൂരങ്ങൾ അളക്കാൻ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിൽ വിവിധ ഏകകങ്ങൾ (units) ഉപയോഗിക്കുന്നു. സൗരയുഥത്തിലെ ഗ്രഹങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദൂരം അളക്കുന്നതിൽ ജ്യോതിര്‍മാത്ര (astronomical unit) കൂടുതൽ ജനപ്രിയമാണ്‌. ഒരു ജ്യോതിര്‍മാത്ര (1 AU) എന്നതു ഭൂമിയും സൂര്യനും തമ്മിലുള്ള ശരാശരി 150,000,000 കിലോമീറ്റർ ദൂരമാണ്‌. നക്ഷത്രാന്തരദൂരങ്ങളുടെ കാര്യത്തിൽ, പ്രകാശവര്‍ഷം കൂടുതൽ സൗകര്യപ്രദമായ ഏകകമാണ്‌. ഒരു പ്രകാശവര്‍ഷം (light year) എന്നത്‌ ഒരു വര്‍ഷംകൊണ്ട്‌ പ്രകാശം സഞ്ചരിക്കുന്ന ദൂരമാണ്‌, ഇത്‌ ഏകദേശം 9,000,000,000,000 കിലോമീറ്ററാണ്‌. ഭൂരിഭാഗം ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞരും നക്ഷത്രത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം നിര്‍ണയിക്കുവാൻ പഴയ പാരലാക്സ്‌ രീതിയാണ്‌ പരിഗണിക്കുന്നത്‌ അതിനാൽ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ പാര്‍സെക്‌ (PARallax-SECond) എന്നത്‌ തിരഞ്ഞെടുക്കപ്പെട്ട ഏകകമാണ്‌. ഒരു പാര്‍സെക്‌ (1 pc) ഏകദേശം 3.26 പ്രകാശവര്‍ഷം ആകുന്നു. പ്രപഞ്ചത്തിലെ താരാപഥങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ദീര്‍ഘമായ ദൂരം അളക്കാൻ ഒരൊറ്റവിദ്യ മതിയാകില്ല എന്നാൽ പല വിദ്യകൾ സംയോജിപ്പിച്ച പ്രപഞ്ചദൂരഗോവണി (cosmic distance ladder) എന്നറിയപ്പെടുന്ന സാങ്കേതികതയാണ്‌ കൂടുതൽ ഫലപ്രദം.
നൂറ്‌ പ്രകാശവര്‍ഷത്തിൽ കൂടുതൽ ദൂരം അളക്കാൻ പാരലാക്സ്‌ രീതി അവലംബിക്കാനാവില്ല. ആയതിനാൽ ഒരു താരാപഥത്തിലേക്കുള്ള ദൂരം അളക്കാൻ ആ താരാപഥത്തിലെ പ്രകാശമാനമായ ഖഗോളവസ്തുക്കളെയോ സംഭവങ്ങളെയോ ആശ്രയിക്കേണ്ടതായിട്ടുണ്ട്‌. അതിനായി ആ വസ്തുക്കളുടെ കേവല കാന്തിമാനവും (absolute brightness) ദൃശ്യ കാന്തിമാനവും (apparent brightness) അറിയേണ്ടത്‌ അത്യാവശ്യമാണ്‌. അന്തര്‍ലീനവും പ്രകടവുമായ കാന്തിമാനം അറിഞ്ഞുകഴിഞ്ഞാൽ ആ വസ്തുവിലേക്കുള്ള ദൂരം ഡിസ്ററന്‍സ്‌-മൊഡ്യുലസ്‌ ബന്ധം ഉപയോഗിച്ച്‌ കണക്കാക്കാം. അത്തരം വസ്തുക്കളെയോ സംഭവങ്ങളെയോ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിൽ വ്യവസ്ഥാപിത മെഴുകുതിരികൾ (standard candles) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ടൈപ്പ്‌-Iഎ അധിനവതാര (supernova), സെഫീഡ്‌സ്‌, ആര്‍ആർ ലൈറേ, മിറ തുടങ്ങിയ ചരനക്ഷത്രങ്ങളെയാണ്‌ (variable stars) സാധാരണ വ്യവസ്ഥാപിത മെഴുകുതിരികളായി ഉപയോഗിക്കുന്നത്‌. ഭീമാകാരമായ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ അന്തിമ ഘട്ടത്തിലുണ്ടാകുന്ന അത്യുഗ്രമായ സ്ഫോടനമാണ്‌ അധിനവതാരകൾ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്‌. അതിന്റെ കാന്തിമാനം സൂര്യന്റെ കാന്തിമാനത്തെക്കാൾ 10,000,000,000 മടങ്ങാകുന്നു.
ദൂരം അളക്കുന്നതിലെ പിശകുകൾ കാരണം ഹബിൾ നിര്‍ണയിച്ച പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യം വളരെ ഉയര്‍ന്നതായിരുന്നു (H0≈500 Km/s/Mpc). എന്നാൽ അദ്ദേഹത്തിന്റെ വിദ്യാർഥിയായിരുന്ന അലൻ സാന്‍ഡേജ്‌ പഠനം തുടരുകയും, ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യം 75 Km/s/Mpc വരെ കുറയാൻ സാധ്യതയുണ്ടെന്ന്‌ നിർദേശിക്കുകയും ചെയ്തു. നിലവിൽ H0 കണക്കാക്കുന്നതിൽ ആധുനികവും കാര്യക്ഷമവുമായ വൃത്യസ്ത സാങ്കേതികവിദ്യകൾ ഉപയോഗിച്ചുവരുന്നു. പ്രപഞ്ചദൂരഗോവണിയുടെ കൃത്യത ക്രമീകരണം (calibrate) ചെയ്യാൻ ഉപയോഗിക്കുന്ന പ്രക്രിയയെ അടിസ്ഥാനമാക്കി അവയെ പൊതുവെ രണ്ടായി തരംതിരിക്കാം. അതിൽ ഒന്നാമത്തെത്‌ പ്രപഞ്ച സൂക്ഷ്മതരംഗ പശ്ചാത്തലം (Cosmic Microwave Background) അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള പരോക്ഷമായ രീതിയാണ്‌. രണ്ടാമത്തെത്‌ വ്യവസ്ഥാപിത അളവുകോലുകൾ (standard rulers) ഉപയോഗിച്ച്‌ കൃത്യത ക്രമീകരിക്കുന്ന പ്രത്യക്ഷ രീതിയാകുന്നു. ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രത്തിൽ വ്യവസ്ഥാപിത അളവുകോൽ എന്നത്‌ അന്തര്‍ലീനഗുണം അളന്ന്‌ നിജപ്പെടുത്തിയ ഒരു ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്ര വസ്തുവാണ്‌ (ഉദാ: വ്യവസ്ഥാപിത മെഴുകുതിരികൾ, വ്യവസ്ഥാപിത സൈറണുകൾ മുതലായവ).
പ്രത്യക്ഷമായതും (TRGB, ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തരംഗങ്ങൾ, മിറ വേരിയബിളുകൾ, അധിനവതാരകൾ, SBF, Tully Fisher മുതലായവ) പരോക്ഷമായതുമായ (CMB, ബാരിയോൺ അക്കോസ്റ്റിക്‌ ആന്ദോളനങ്ങൾ മുതലായവ) രീതികൾ അവലംബിച്ച്‌ ലഭിച്ച H0-ന്റെ മൂല്യങ്ങൾ ചിത്രത്തിൽ ക്രോഡീകരിച്ചിരിക്കുന്നു. വ്യത്യസ്ത രീതികൾ ഉപയോഗിച്ച്‌ അളക്കുമ്പോൾ ലഭിക്കുന്ന നിലവിലെ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യം 67 Km/s/Mpec മുതൽ 73 Km/s/ Mpc വരെയാണ്‌. അതായത്‌ വൃത്യസ്തരീതികൾ ഉപയോഗിച്ച്‌ H0 അളക്കുമ്പോൾ വ്യത്യസ്ത മൂല്യങ്ങൾ ലഭിക്കുന്നുവെന്നത്‌ ചിത്രത്തിൽനിന്നു വൃക്തമാണ്‌. നിലവിലെ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ വിവിധമൂല്യങ്ങൾ തമ്മിലുള്ള ഈ വിയോജിപ്പിനെ ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ എന്ന്‌ വിളിക്കുന്നു. യൂറോപ്യൻ ബഹിരാകാശ ഏജന്‍സിയുടെ CMB ദൗത്യമായ Planck-ൽ നിന്നു ലഭിച്ച നിലവിലെ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യം 67.36 ± 0.54 Km/s/Mpc-ഉം, പ്രപഞ്ചദൂരഗോവണിയുടെ കൃത്യത ക്രമീകരിക്കാൻ ടൈപ്പ്‌-Iഎ അധിനവതാരകൾ ഉപയോഗിച്ചുള്ള പദ്ധതിയായ SH0ES (Supernova H0 Equation of State-ൽ നിന്നുള്ളത്‌ 74.03 ± 1.04 Km/s/Mpc- ഉം ആണ്‌. ഇവിടെ പ്രത്യേകമായി ശ്രദ്ധിക്കേണ്ട കാര്യം CMB മുഖേന തിട്ടപ്പെടുത്തിയ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യം ദൃശ്യപ്രപഞ്ചത്തെ മുഴുവനായി പരിഗണിച്ചുകൊണ്ടാകുന്നു അതിനാൽ അത്‌ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ ഗ്ലോബൽ മെഷര്‍മെന്റ്‌ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. എന്നാൽ SH0ES അളന്ന ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യം പ്രപഞ്ച വ്യാപ്തിയുമായി തട്ടിച്ചുനോക്കുമ്പോൾ പ്രാദേശിക അധിനവതാരകൾ അടിസ്ഥാനമാക്കിയാണ്‌ കണക്കാക്കിയിട്ടുള്ളത്‌. അതുകൊണ്ട്‌, അതിനെ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ ലോക്കൽ മെഷര്‍മെന്റ്‌ എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇവ തമ്മിലുള്ള സാംഖ്യികമായ അന്തരം 5σ ആണെന്ന്‌ കാണാം. ഇവിടെ σ എന്നത്‌ വ്യത്യസ്തരീതികൾ ഉപയോഗിച്ച്‌ അളന്ന H0-ന്റെ മൂല്യങ്ങളുടെ വിതരണത്തിന്റെ സാംഖ്യികമായ വ്യതിയാനമാകുന്നു. സാംഖ്യിക പ്രകാരം 5σ-ഉം അതിനുമുകളിലുമുള്ള വ്യതിയാനത്തിനു വളരെയേറെ പ്രാധാന്യമുണ്ട്‌. കാരണം, അതു ഭൗതികശാസ്ത്രത്തിലെ പുതിയ അറിവിലേക്ക്‌ വിരൽ ചൂണ്ടാം. കൂടാതെ ദൃശ്യപ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വലിപ്പം, പ്രായം, വികാസനിരക്ക്‌ തുടങ്ങിയ പ്രധാനപരിമാണങ്ങൾ നിര്‍ണയിക്കാൻ H0 ഒഴിച്ചുകൂടാൻ പറ്റാത്തതാകുന്നു. ആയതിനാൽ ഈ പ്രഹേളിക പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്കിടയിൽ പല ചര്‍ച്ചകള്‍ക്കും പിരിമുറുക്കങ്ങള്‍ക്കും ഹേതുവാകുന്നു. അതിനാൽ ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ പരിഹരിക്കേണ്ടത്‌ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ അനിവാര്യമാണ്‌. ആധുനിക നിരീക്ഷണ സാങ്കേതികവിദ്യകളിലെ മികവുകൾ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ള H0-ന്റെ ഗ്ലോബൽ മെഷര്‍മെന്റ്‌സും അതിന്റേതായ രീതിയിൽ വളരെയധികം വിശ്വസനീയമാണെന്നത്‌ ശ്രദ്ധേയമാണ്‌. ഇതു പരിഗണിച്ചുകൊണ്ട്‌ ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ പരിഹരിക്കാൻ ഒട്ടേറെ ശ്രമങ്ങൾ നടത്തുകയും നൂതന ആശയങ്ങൾ ആവിഷ്ക്കരിക്കുകയും അവതരിപ്പിക്കുകയും ചെയ്തിട്ടുണ്ടെങ്കിലും ഈ പ്രഹേളിക ഇപ്പോഴും നിലനില്ക്കുന്നുവെന്നത്‌ ശാസ്ത്രലോകത്തെ ആശ്ചര്യപ്പെടുത്തുന്നു. മാത്രമല്ല, മികച്ച സാങ്കേതികവിദ്യകൾ ഉപയോഗിച്ച്‌ ഡാറ്റ വിശകലനവും ചെയ്യുന്നതിലൂടെ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ – നിലവിലെ മൂല്യങ്ങളുടെ സാംഖ്യികവ്യതിയാനം കൂടിവരുന്നതായി കാണാം. ഇത്‌ ഹബിൾ പിരിമുറുക്കം കൂടുതൽ വർധിപ്പിക്കുന്നതിലേക്ക്‌ നയിക്കുന്നു.
സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ്‌ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രമനുസരിച്ച്‌ സാധാരണ പദാര്‍ഥത്തിന്റെ (baryonic matter) ആധിപത്യത്താൽ നയിക്കപ്പെടുന്ന ഇന്നത്തെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ വികസന നിരക്ക്‌ കുറഞ്ഞുകുറഞ്ഞ്‌ കാണപ്പെടേണ്ടതാണ്‌. പക്ഷേ, അടുത്തകാലത്തെ നിരീക്ഷണഫലങ്ങൾ സൂചിപ്പിക്കുന്നത്‌ പ്രപഞ്ചം ത്വരിതഗതിയിൽ വികസിച്ചുകൊണ്ടേയിരിക്കുന്നുവെന്നാണ്‌. ഇതു തികച്ചും സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ്‌ കോസ്മോളജിയുടെ സിദ്ധാന്തങ്ങളെ തകിടംമറിക്കുന്നതാണ്‌. കൂടാതെ വിവിധ ആധുനിക നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ കണ്ടെത്തിയ ഫലങ്ങൾ കാണിക്കുന്നത്‌ നിരീക്ഷണപ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ജ്യാമിതി പരന്നതാണെന്നാണ്‌. മേല്പറഞ്ഞ രണ്ടു വസ്തുതകളും സംയോജിപ്പിച്ച്‌ പ്രപഞ്ചത്തെ മനസ്സിലാക്കുവാൻ ശ്രമിച്ചാൽ നിലവിലുള്ള പ്രപഞ്ചം തികച്ചും ഒരു അജ്ഞാത ഊർജത്തിന്റെ ആധിപത്യത്താൽ നയിക്കപ്പെടുന്നതാണെന്ന്‌ അറിയുവാൻ കഴിയും. ആ അജ്ഞാത ഊർജത്തിനെ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ ഇരുണ്ട ഊർജം (dark energy) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇതു നിലവിലെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ത്വരിതവികസനത്തിന്‌ ഹേതുവായതിനാൽ അതിനെ ലേറ്റ്‌ ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജിയെന്ന്‌ വിളിക്കുന്നു. സാധ്യമായ എല്ലാവിധ പിശകുകളും പരിഹരിച്ചതിനുശേഷവും പ്രപഞ്ചത്തിലെ ലേറ്റ്‌ ഡാര്‍ക്ക്‌ എനര്‍ജിയെക്കൂടി പരിഗണിച്ച്‌ CMB-യിലൂടെ തിട്ടപ്പെടുത്തിയ H0-ന്റെ മൂല്യം മറ്റു രീതികളെ അപേക്ഷിച്ച്‌ കുറവാണ്‌. അതുപോലെത്തന്നെ ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിൽ ഇരുണ്ട ഊർജമുണ്ടായിരിക്കാമെന്നും (early dark energy) അതു നിലവിലെ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യത്തെ ഉയര്‍ന്ന വശത്തേക്ക്‌ തള്ളിവിട്ടിരിക്കാം എന്നും നിർദേശിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്‌. ഇതു മറ്റുരീതികളെ അപേക്ഷിച്ച്‌ SH0ES തിട്ടപ്പെടുത്തിയ ഹബ്ബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ ഉയര്‍ന്ന മൂല്യത്തെ വിശദീകരിക്കുന്നു.
പക്ഷേ, ആദ്യകാല ഇരുണ്ട ഊര്‍ജം എങ്ങനെ ഉടലെടുത്തുവെന്ന സമസ്യ വിശകലനംചെയ്തു പരിഹരിക്കേണ്ടത്‌ ഹബിൾ പിരിമുറുക്കം പരിഹരിക്കുന്നതിന്‌ അത്യാവശ്യമാണ്‌. എന്നാൽ, ഇരുണ്ട ഊര്‍ജമെന്നത്‌ ശാസ്ത്രലോകത്തിന്‌ ഇക്കാലത്തും തികച്ചും അജ്ഞാതമാണ്‌. അതു മനസ്സിലാക്കുവാനും കണ്ടെത്തുവാനുമുള്ള ഗവേഷണം വളരെ ഊര്‍ജസ്വലമായി നടന്നുകൊണ്ടിരിക്കുന്നു. ആദ്യകാല ഇരുണ്ട ഊര്‍ജത്തിന്റെ ഉല്പത്തി കണ്ടെത്താനായി പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാല പരിണാമഘട്ടമായ ഇന്‍ഫ്‌ളേഷനെ (ഇന്ഫ്ളേഷൻ എന്നാൽ പ്രപഞ്ചത്തിന്‌ അതിന്റെ ആദ്യകാല പരിണാമഘട്ടത്തിൽ പൊടുന്നനെ ഉണ്ടായ വികാസമാകുന്നു.) കൂടി ആശ്രയിക്കേണ്ടതുണ്ട്‌ എന്ന ആശയം അടുത്തകാലത്ത്‌ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ വളരെ ശ്രദ്ധനേടിയിട്ടുണ്ട്‌. അതിനാൽ, ഇന്‍ഫ്‌ളേഷൻപോലെയുള്ള പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യഘട്ടംമുതൽ അന്വേഷണം നടത്തേണ്ടത്‌ അത്യാവശ്യമാണ്‌. നിലവിൽ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിൽ നൂറില്‍പ്പരം ഇന്ഫ്ളേഷൻ മാതൃകകൾ അവതരിക്കപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്‌. എന്നാൽ, അവയിൽപ്പലതും അടുത്തകാലത്ത്‌ നടത്തിയ നിരീക്ഷണ ഫലങ്ങളുടെ അടിസ്ഥാനത്തിൽ തള്ളിക്കളഞ്ഞു. അവശേഷിക്കുന്ന മാതൃകകളിൽ ഏതു മാതൃകയാണ്‌ ആദ്യകാല അജ്ഞാത ഊര്‍ജത്തിന്റെ ഉല്പത്തിയെ വിശദീകരിക്കുന്നതിൽ ഉതകുന്നതെന്ന കാര്യത്തിൽ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്കിടയിൽ ഏകാഭിപ്രായമില്ല.
ഹബിൾടെന്‍ഷൻ പരിഹരിക്കുന്നതിന്‌ ഉചിതമായ ഇന്ഫ്ളേഷൻ മാതൃക ഏതാണെന്ന്‌ കണ്ടത്തേണ്ടതുണ്ട്‌. ആയതിനാൽ ഹബിൾ ടെന്‍ഷന്റെ പരിഹാരവും ഇന്ഫ്ളേഷൻ മാതൃകയുടെ സാധൂകരണവും പരസ്പരപൂരകമാകുന്നു. ഇതുകൂടാതെ ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ പരിഹരിക്കുന്നതിന്‌ നിര്‍ദേശിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ള ആശയങ്ങളിൽ പ്രമുഖമായവ പരിഷ്ക്കരിച്ച ആപേക്ഷിക ഗുരുത്വസിദ്ധാന്തം, ലോക്കൽ ഇന്‍ഹോമോജിനിറ്റി. ഫാന്റം കോസ്മോളജി മുതലായ ഇതര പ്രപഞ്ചമാതൃകകൾ, വാക്ക്വം എനര്‍ജി ഇന്‍ട്രാക്ഷൻ, ഷാഡോ ഓഫ്‌ സൂപ്പര്‍മാസ്സിവ്‌ ബ്ലാക്ഹോള്‍സ്‌, ഗ്രേ സൈറണുകൾ. എലിപ്സോയിടൽ ജ്യോമട്രി ഓഫ്‌ യൂണിവേഴ്‌സ്‌ എന്നിവയാകുന്നു. കൂടാതെ പ്രപഞ്ചത്തിൽ അഞ്ചാമത്തെ മൗലികശക്തി ഉണ്ടാകാമെന്നും അത്‌ H0-ന്റെ ഉയര്‍ന്നമൂല്യത്തെ സാധൂകരിക്കുമെന്ന ആശയവും ഇതിനിടെ പല ശാസ്ത്രജ്ഞരും അഭിപ്രായപ്പെട്ടിട്ടുണ്ട്‌.
അതുപോലെയുള്ള ആകര്‍ഷകവും രസകരവുമായ നിരവധി നിര്‍ദേശങ്ങളുണ്ടെങ്കിലും ഇതിനു കൂടുതൽ ആഴത്തിലുള്ള പര്യവേക്ഷണവും വിശകലനവും ഹബിൾ പിരിമുറുക്കം പരിഹരിക്കുന്നതിന്‌ ആവശ്യമാണ്‌. കൂടാതെ ഹബിൾ പിരിമുറുക്കം പരിഹരിക്കപ്പെടുന്നതിന്‌ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ വര്‍ത്തമാനകാല മൂല്യത്തെ ബാധിക്കാവുന്ന ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിലെ ഇന്നേവരെയും പരിഗണിക്കപ്പെടാത്ത പല നൂതന പ്രതിഭാസങ്ങള്‍ക്ക്‌ പങ്കുണ്ടോയെന്ന്‌ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രജ്ഞർ അതിഗഹനമായ ഗവേഷണങ്ങൾ നടത്തിവരുന്നു. അതിൽ അടുത്തകാലത്ത്‌ വളരെയധികം ശ്രദ്ധനേടിയ ആശയമാണ്‌ ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ മൂല്യത്തിൽ ആദ്യകാല പ്രപഞ്ചത്തിലെ ക്വാണ്ടം ബലതന്ത്ര ഗുരുത്വം (quantum gravity) സ്വാധീനം ചെലുത്തിയോ എന്ന ചോദ്യം. അതേസമയം, സമ്പൂര്‍ണമായ ക്വാണ്ടം ബലതന്ത്ര ഗുരുത്വസിദ്ധാന്തം ഇന്നു നിലവിലില്ലെങ്കിലും അതിന്റെ പരിണതഫലം പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദ്യകാല ഇന്ഫ്ളേഷൻ കാലഘട്ടത്തെ ബാധിക്കാം എന്നും അതിലൂടെ ഹബിൾ പ്രഹേളികക്ക്‌ പരിഹാരം കാണാമെന്നും നിര്‍ദേശം മുന്നോട്ടു വച്ചിട്ടുണ്ട്‌.
പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലെ മറ്റു പിരിമുറുക്കങ്ങളും അനുബന്ധ പ്രശ്നങ്ങളും പരിഹരിക്കുന്നതിനു പുറമെ ഇന്ഫ്ളേഷൻ മാതൃക സാധൂകരിക്കുന്നതിനും ഹബിൾ ടെന്‍ഷൻ പരിഹരിക്കേണ്ടത്‌ അത്യാവശ്യമാണ്‌. ആയതിനാൽ ഹബിൾ പ്രഹേളിക പരിഹരിക്കുന്നതിലൂടെ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ചില വ്യക്തമായ നേര്‍ചിത്രങ്ങളും നമുക്കു കൈവരിക്കാം. ഇതു ഹബിൾ പ്രാചലത്തിന്റെ പരിഹാരത്തിന്റെ പ്രസക്തി ഒന്നുകൂടി ഊട്ടി ഉറപ്പിക്കുന്നു. അതിനാൽ ഹബിൾ പ്രാചല പ്രഹേളിക ഒരു പ്രപഞ്ചപ്രഹേളികയാകുന്നു. അതിന്റെ പരിഹാരത്തിനായി നമുക്ക്‌ ഇമവെട്ടാതെ കാത്തിരിക്കാം പറ്റുമെങ്കിൽ പങ്കാളികളും ആകാം.
(ലേഖകര്‍: അനുപമ.ബി, PMRF റിസര്‍ച്ച്‌ സ്‌കോളർ, സ്കൂൾ ഓഫ്‌ ഫിസിക്സ്‌, യൂണിവേഴ്‌സിറ്റി ഓഫ്‌ ഹൈദരാബാദ്‌ & പി.കെ.സുരേഷ്‌, പ്രഫസ്സർ, സ്കൂൾ ഓഫ്‌ ഫിസിക്സ്‌ യൂണിവേഴ്‌സിറ്റി ഓഫ്‌ ഹൈദരാബാദ്‌)
