মহাবিশ্বের ভর কেন একটা অমীমাংসিত রহস্য রয়ে যাবে?

মহাবিশ্বের ভর কত জানার আগে আমাদের ঠিক করতে হবে, এখানে কোন ধরনের বস্তুর কথা বলা হচ্ছে। অগ্রসর পাঠক নিশ্চয়ই জানেন, মহাবিশ্বের মোট পদার্থের প্রায় ৬৯ ভাগ ডার্ক এনার্জি বা গুপ্তশক্তি। প্রায় ২৬ শতাংশ ডার্ক ম্যাটার বা গুপ্তবস্তু, আর বাকি মাত্র ৫ ভাগ আমাদের পরিচিত সাধারণ পদার্থ।

এই পরিচিত সাধারণ পদার্থ দিয়েই গড়ে উঠেছে আমাদের চারপাশের চেনাজানা বিশ্বজগৎ। কিন্তু একুশ শতকে বিজ্ঞানের চরম শিখরে পৌঁছেও আমরা এখনও জানি না, ডার্ক ম্যাটার ও ডার্ক এনার্জি আসলে কী। তাই মহাবিশ্বের ভরের কথা বলতে গেলে এদের বাদ না দিয়ে উপায় নেই।

দ্বিতীয়ত, বিজ্ঞানীরা এখনও মনে করেন, মহাবিশ্বের অনেক কিছুই এখনও আমরা দেখতে পাই না। আরও সঠিক করে বললে, মহাবিশ্বের প্রায় ৪৬.৫ বিলিয়ন আলোকবর্ষ ব্যাসার্ধ হলো আমাদের পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের সীমানা। অর্থাৎ চারদিকে মহাবিশ্বের ব্যাস ৯৩ বিলিয়ন আলোকবর্ষ পর্যন্ত বিস্তৃত।

এর বাইরে কোনো কিছুই আমরা আজ পর্যন্ত দেখিনি। কারণ এর বাইরে যেসব বস্তু আছে, সেগুলো থেকে আমাদের কাছে এতদিনেও কোনো আলো এসে পৌঁছেনি। সে কারণে বিজ্ঞানীদের অনুমান, প্রকৃত মহাবিশ্বের আকার আমাদের পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের চেয়েও প্রায় ২৫০ গুণ বড়। তা প্রায় ছড়িয়ে আছে আরও ৭ ট্রিলিয়ন আলোকবর্ষ জুড়ে। কাজেই আমরা যে মহাবিশ্বের ভরের কথা বলতে যাচ্ছি, সেটি স্রেফ পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের এবং মাত্র ৫ ভাগ সাধারণ পদার্থের। এর মধ্যে ডার্ক ম্যাটার, ডার্ক এনার্জি এবং অদেখা-অচেনা বস্তু বা পদার্থ অন্তর্ভুক্ত নয়।

কিন্তু অনেকেই প্রশ্ন করবেন, মহাবিশ্বের ভর মাপার কি কোনো উপায় আছে? মহাবিশ্ব তো আর তেল-নুন কিংবা আলু, পটল নয় যে তাকে দাড়িপাল্লায় তুলে ওজন করা যাবে! একই প্রশ্ন নিয়ে বিজ্ঞানীরাও ভেবেছেন দীর্ঘকাল। সেটি করতে গিয়ে এক সময় দাড়িপাল্লা দিয়ে সরাসরি মাপার উপায় না থাকলেও পরোক্ষভাবে একটা উপায় ঠিকই বের করেছেন তাঁরা। যেমন ধরা যাক, পৃথিবী বা সূর্যের ওজনও সরাসরি মাপার উপায় আমাদের হাতে নেই।

কিন্তু পরোক্ষ উপায়ে যেকোনো গ্রহ-নক্ষত্রের ভর সঠিকভাবে মাপা যায়। মহাবিশ্বের ভর মাপার তেমনি এক পরোক্ষ পদ্ধতি হলো কসমিক মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড রেডিয়েশন বা সিএমবি। আক্ষরিক অর্থে বাংলায় একে বলা হয় মহাজাগতিক পটভূমি বিকিরণ। তবে একে মহাবিশ্বের তথা মহাজাগতিক প্রথম আলোও বলা যায়। সেটা বলার কারণও আছে।

আসলে প্রায় ১৩.৭ বিলিয়ন বা ১ হাজার ৩৭০ কোটি বছর আগে সূচনা হয়েছিল আমাদের এই মহাবিশ্বের। এই বিশেষ ঘটনাকে বলা হয় বিগ ব্যাং বা মহাবিস্ফোরণ। এরপর প্রায় ৩ লাখ ৮০ হাজার বছর পর্যন্ত মহাবিশ্বে ছিল অন্ধকারের রাজত্ব। কারণ তখনও মহাবিশ্ব উত্তপ্ত, পরমাণু তখনও গঠিত হয়নি।

পদার্থ তখন বিরাজ করছিল প্লাজমা অবস্থায়। প্রচণ্ড উত্তাপে প্রোটন, নিউট্রন ও ইলেকট্রন কণারা তখনও সুস্থির হতে পারছিল না। ছোটাছুটি করছিল দিগ্বদিক। কণাদের এই স্যুপ বা ঝোলের মধ্যে আটকা পড়েছিল আলোর কণা। মানে ফোটন। সে কারণেই মহাবিশ্ব ছিল গাঢ় অন্ধকারে ঢাকা। কিন্তু মহাবিস্ফোরণের ৩ লাখ ৮০ হাজার বছর পর মহাবিশ্বের তাপমাত্রা যথেষ্ট কমে আসে। এ সময় প্রোটনের সঙ্গে যুক্ত হতে শুরু করে ইলেকট্রন কণারা।

এভাবে গড়ে উঠতে থাকে হাইড্রোজেন, হিলিয়ামসহ গুটিকয়েক অন্য পরমাণু। ফলে প্রথমবারের মতো বাধামুক্ত হয় ফোটন। তাতে এই আলোই ছুটে যেতে থাকে মহাবিশ্বের আনাচে-কানাচে। প্রথমবারের মতো আলোকিত হয়ে ওঠে মহাবিশ্ব। সে কারণেই সিএমবিকে বলা হয় মহাবিশ্বের প্রথম আলো।

কিন্তু প্রায় ১৩শ কোটি বছর পর সেই আলো আর আমরা খালি চোখে দেখতে পাই না। কারণ এর তরঙ্গদৈর্ঘ্য প্রসারিত হয়ে পরিণত হয়েছে মাইক্রোওয়েভ পরিসরের ফোটনে। তাই এর নাম মাইক্রোওয়েভ ব্যাকগ্রাউন্ড রেডিয়েশন। তবে খালি চোখে না দেখতে পেলেও আধুনিক প্রযুক্তির ডিটেক্টর ব্যবহার করে এই আলো শনাক্ত করা যায়। এমনকি আপনার ঘরের টেলিভিশনের পর্দাতেও সে আলো ধরা পড়ে।

টেলিভিশনে কোনো চ্যানেল না ধরা থাকলে যে ঝিরঝির বা নয়েজ দেখা যায়, তার এক শতাংশ আসলে ওই আদিম মহাবিশ্বের আলো। মহাবিশ্বের প্রথম আলোর ছিটে-ফোঁটা। ১৯৬৫ সালে মার্কিন বিজ্ঞানী আর্নো পেনজিয়াস এবং রবার্ট উইলসন দুর্ঘটনাক্রমে প্রথমবার সেই আলো শনাক্ত করেছিলেন। স্বীকৃতি হিসেবে ১৯৭৮ সালে পেয়েছিলেন নোবেল পুরস্কার।

এখন প্রশ্ন হলো, সিএমবি ব্যবহার করে মহাবিশ্বের ভর কীভাবে মাপা হয়? আসলে আদিম মহাবিশ্বের অনেক কিছুই জানা যায় এই পটভূমি বিকিরণের চরিত্র বিশ্লেষণ করে। মহাবিশ্বের এই প্রথম আলো প্রায় সুষমভাবে গোটা মহাকাশে ছড়িয়ে আছে। তবে এতে কিছুটা ফ্লাকচুয়েশন বা অস্থিরতাও আছে। এই অস্থিরতা নির্ভর করে মহাবিশ্বে কতটুকু বস্তু আছে এবং কী ধরনের বস্তু আছে, সে সবের ওপর।

আলো শুধু মহাবিশ্বের সাধারণ বা আমাদের পরিচিত পদার্থের সঙ্গেই মিথস্ক্রিয়া করে। তাই এ ধরনের পদার্থের পরিমাণে কোনো রদবদল হলে সিএমবির ওপরও তা প্রভাব ফেলে। মানে হলো, আমাদের কাছে আসা সিএমবির চরিত্রেও তার পরিবর্তনের চিহ্ন থাকে। সেই প্রভাব বা পরিবর্তনটুকু চুলচেরা হিসেব-নিকেশ করে বিজ্ঞানীরা মহাবিশ্বের সাধারণ পদার্থের পরিমাণ নির্ধারণ করেন। সরলভাবে বললে, সিএমবি বা পটভূমি বিকিরণ থেকে আসা এসব তথ্য উদঘাটন করে মহাবিশ্বের ভর মাপেন বিজ্ঞানীরা।

মহাবিশ্বের ভর মাপার আরেকটা পদ্ধতি হলো বিভিন্ন গ্রহ-নক্ষত্রে মৌলগুলোর অনুপাত মাপা। যেমন মহাবিস্ফোরণের কিছু সময় পর নির্দিষ্ট কিছু রাসায়নিক বিক্রিয়া ঘটেছিল। এই বিক্রিয়া নির্ভর করে সাধারণ পদার্থের পরিমাণের ওপর। মহাবিশ্বের আদিম সেই কালে পদার্থের পরিমাণ যদি বেশি থাকত, তাহলে এসব রাসায়নিক বিক্রিয়ায় আরও বেশি হাইড্রোজেন ও হিলিয়াম, লিথিয়ামসহ অন্যান্য মৌল তৈরি হতো।

মহাবিশ্বে অনেক আগে তৈরি হওয়া গ্রহ-নক্ষত্রে এসব মৌলের অনুপাত মেপে আদিম মহাবিশ্বে ওসব বিক্রিয়ার সময় কতটুকু সাধারণ পদার্থ ছিল, তা হিসেব করা যায়। এ ছাড়া মহাবিশ্বের ভর মাপার আরও কিছু পদ্ধতি আছে। সবগুলো পদ্ধতিতেই কম-বেশি প্রায় একই ফলাফল পাওয়া গেছে।

এসব পদ্ধতিতে আসলে মহাবিশ্বে সাধারণ পদার্থের ঘনত্ব নির্ণয় করা যায়। হিসেবে দেখা গেছে, মহাবিশ্বের ক্রান্তীয় বা সংকট ঘনত্ব প্রায় ১০^-২৬ কিলোগ্রাম/ ঘন মিটার। এর মানে, প্রতি ঘন মিটারে প্রায় ৬টি প্রোটন থাকার সমতূল্য। অন্যদিকে পর্যবেক্ষণযোগ্য মহাবিশ্বের আয়তন প্রায় ৪×১০^৮০ ঘন মিটার। আমরা জানি, ভর হলো ঘনত্ব ও আয়তনের গুণফল। কাজেই মহাবিশ্বের ক্রান্তীয় ঘনত্ব এবং আয়তন গুণ করলে পাওয়া যায় ৪×১০^৫৪ কিলোগ্রাম বা কেজি (১-এর পরে ৫৪টি শূন্য)। এটাই আমাদের মহাবিশ্বের ভর।

এতক্ষণের আলোচনায় নিশ্চয়ই বুঝতে পারছেন, এটি মহাবিশ্বের প্রকৃত ভর নয়। কখনও যদি ডার্ক ম্যাটার এবং ডার্ক এনার্জির চালচরিত্র জানা সম্ভব হয়, তাহলে এই মানে রদবদল হতে পারে। কিন্তু সেটি জানা সম্ভব না হলে, মহাবিশ্বের প্রকৃত ভর আসলে একটা অমীমাংসিত রহস্য হিসেবেই রয়ে যাবে।