ब्लैक होल्स का एक परिचय

ब्लैक होल ब्रह्मांड में ऐसी वस्तुएं हैं जिनकी सीमाओं के अंदर इतने बड़े पैमाने पर फंसे हुए हैं कि उनके पास अविश्वसनीय रूप से मजबूत गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र हैं। वास्तव में, ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण बल इतना मजबूत होता है कि एक बार अंदर जाने के बाद कुछ भी नहीं बच पाता है। प्रकाश भी ब्लैक होल से बच नहीं सकता है, यह तारों, गैस और धूल के साथ अंदर फंस गया है। अधिकांश ब्लैक होल में कई बार हमारे सूर्य का द्रव्यमान होता है और सबसे भारी में लाखों सौर द्रव्यमान हो सकते हैं।

उस सभी द्रव्यमान के बावजूद, ब्लैक होल के मूल को बनाने वाली वास्तविक विलक्षणता को कभी भी देखा या imaged नहीं किया गया है। यह, जैसा कि शब्द से पता चलता है, अंतरिक्ष में एक छोटा बिंदु है, लेकिन इसमें बहुत सारे द्रव्यमान हैं। खगोलविद केवल इन वस्तुओं का अध्ययन करने में सक्षम हैं जो उनके आस-पास मौजूद सामग्री पर प्रभाव डालते हैं। ब्लैक होल के आस-पास की सामग्री एक घूर्णन डिस्क बनाती है, जो "इवेंट क्षितिज" नामक क्षेत्र से परे है, जो कि बिना किसी रिटर्न के गुरुत्वाकर्षण बिंदु है।

ब्लैक होल का मूल "बिल्डिंग ब्लॉक" विलक्षणता है: अंतरिक्ष का एक पिनपॉइंट क्षेत्र जिसमें ब्लैक होल का सभी द्रव्यमान होता है। इसके चारों ओर अंतरिक्ष का एक क्षेत्र है जहां से प्रकाश "ब्लैक होल" को नाम नहीं दे सकता है। इस क्षेत्र का बाहरी "किनारा" वह है जो घटना क्षितिज बनाता है। यह अदृश्य सीमा है जहां गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र का खिंचाव बराबर होता है प्रकाश कि गति. यह भी है जहाँ गुरुत्वाकर्षण और प्रकाश की गति संतुलित है।

घटना क्षितिज की स्थिति ब्लैक होल के गुरुत्वाकर्षण पुल पर निर्भर करती है। खगोलविदों ने समीकरण आर का उपयोग करके एक ब्लैक होल के चारों ओर एक घटना क्षितिज के स्थान की गणना की_रों = 2 जीएम / सी². आर विलक्षणता की त्रिज्या है, जी गुरुत्वाकर्षण बल है, म द्रव्यमान है, सी प्रकाश की गति है।

विभिन्न प्रकार के ब्लैक होल हैं, और वे अलग-अलग तरीकों से आते हैं। सबसे आम प्रकार को स्टेलर-मास ब्लैक होल के रूप में जाना जाता है. ये लगभग हमारे सूर्य के द्रव्यमान से कुछ गुना तक बड़े होते हैं और बड़े होने पर बनते हैं मुख्य अनुक्रम तारे (हमारे सूर्य के द्रव्यमान का १५ - १५ गुना) उनके कोर में परमाणु ईंधन से बाहर निकलते हैं। परिणाम एक बड़े पैमाने पर है सुपरनोवा विस्फोट जो अंतरिक्ष में तारों की बाहरी परतों को विस्फोटित करता है। एक ब्लैक होल बनाने के लिए ढहने के पीछे क्या बचा है।

दो अन्य प्रकार के ब्लैक होल सुपरमैसिव ब्लैक होल (SMBH) और माइक्रो ब्लैक होल हैं। एक एकल SMBH में लाखों या अरबों सूर्य का द्रव्यमान हो सकता है। माइक्रो ब्लैक होल हैं, जैसा कि उनके नाम का अर्थ है, बहुत छोटा है। उनके पास संभवतः द्रव्यमान का केवल 20 माइक्रोग्राम हो सकता है। दोनों मामलों में, उनके निर्माण के तंत्र पूरी तरह से स्पष्ट नहीं हैं। माइक्रो ब्लैक होल सिद्धांत रूप में मौजूद हैं लेकिन इनका प्रत्यक्ष रूप से पता नहीं चला है।

सुपरमैसिव ब्लैक होल ज्यादातर आकाशगंगाओं के कोर में पाए जाते हैं और उनकी उत्पत्ति पर अभी भी गर्म बहस चल रही है। यह संभव है कि सुपरमैसिव ब्लैक होल छोटे, तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल और अन्य के बीच विलय का परिणाम है मामला. कुछ खगोलविदों का सुझाव है कि वे तब बनाए जा सकते हैं जब एक बहुत बड़े पैमाने पर (सूर्य के द्रव्यमान का सैकड़ों गुना) तारा ढह जाए। किसी भी तरह से, वे कई मायनों में आकाशगंगा को प्रभावित करने के लिए बड़े पैमाने पर हैं, स्टारबर्थ दरों पर सितारों और उनके आसपास के क्षेत्र में सामग्री की कक्षाओं पर प्रभाव से लेकर।

दूसरी ओर माइक्रो ब्लैक होल, दो बहुत उच्च ऊर्जा कणों की टक्कर के दौरान बनाया जा सकता है। वैज्ञानिकों का सुझाव है कि यह पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल में लगातार होता है और सर्न जैसे स्थानों पर कण भौतिकी प्रयोगों के दौरान होने की संभावना है।

चूंकि प्रकाश घटना क्षितिज से प्रभावित ब्लैक होल के आसपास के क्षेत्र से नहीं बच सकता है, कोई भी वास्तव में ब्लैक होल को "देख" नहीं सकता है। हालांकि, खगोलविद उन्हें अपने आस-पास के प्रभावों से माप सकते हैं और उन्हें चिह्नित कर सकते हैं। ब्लैक होल जो अन्य वस्तुओं के पास होते हैं, उन पर एक गुरुत्वाकर्षण प्रभाव डालते हैं। एक चीज के लिए, द्रव्यमान को ब्लैक होल के चारों ओर सामग्री की कक्षा द्वारा भी निर्धारित किया जा सकता है।

व्यवहार में, खगोलविदों ने यह अध्ययन करके ब्लैक होल की उपस्थिति को कम कर दिया कि प्रकाश इसके चारों ओर कैसे व्यवहार करता है। ब्लैक होल, सभी विशाल वस्तुओं की तरह, प्रकाश के मार्ग को मोड़ने के लिए पर्याप्त गुरुत्वीय खिंचाव होता है, जिससे यह गुजरता है। जैसे ही ब्लैक होल के पीछे के तारे उसके सापेक्ष चलते हैं, उनके द्वारा उत्सर्जित प्रकाश विकृत दिखाई देगा, या तारे असामान्य तरीके से चलते दिखाई देंगे। इस जानकारी से, ब्लैक होल की स्थिति और द्रव्यमान का निर्धारण किया जा सकता है।

यह विशेष रूप से आकाशगंगा समूहों में स्पष्ट है जहां समूहों के संयुक्त द्रव्यमान, उनके अंधेरे पदार्थ और उनके ब्लैक होल विषम आकार के आर्क्स और रिंग बनाते हैं अधिक दूर की वस्तुओं के प्रकाश को झुकाकर, जिससे वह गुजरता है।

खगोलविद विकिरण के द्वारा ब्लैक होल को देख सकते हैं कि उनके आस-पास का गर्म पदार्थ रेडियो या एक्स किरणों को छोड़ देता है। उस सामग्री की गति उस ब्लैक होल की विशेषताओं के लिए महत्वपूर्ण सुराग देती है जिसे वह भागने की कोशिश कर रहा है।

अंतिम तरीका जो खगोलविदों को संभवतः ब्लैक होल का पता लगा सकता है, वह एक तंत्र के रूप में जाना जाता है हॉकिंग विकिरण. प्रसिद्ध सैद्धांतिक भौतिक विज्ञानी और ब्रह्मांड विज्ञानी के लिए नामित स्टीफन हॉकिंग, हॉकिंग विकिरण ऊष्मा गतिकी का एक परिणाम है जिसके लिए एक ब्लैक होल से ऊर्जा की आवश्यकता होती है।

मूल विचार यह है कि, वैक्यूम में प्राकृतिक इंटरैक्शन और उतार-चढ़ाव के कारण, मामला इलेक्ट्रॉन और एंटी-इलेक्ट्रॉन (एक पॉज़िट्रॉन कहा जाता है) के रूप में बनाया जाएगा। जब यह घटना क्षितिज के पास होती है, तो एक कण ब्लैक होल से दूर हो जाएगा, जबकि दूसरा गुरुत्वाकर्षण कुएं में गिर जाएगा।

एक पर्यवेक्षक के लिए, वह सब "देखा" ब्लैक होल से उत्सर्जित होने वाला एक कण है। कण को ​​सकारात्मक ऊर्जा के रूप में देखा जाएगा। इसका मतलब है, समरूपता से, कि जो कण ब्लैक होल में गिर गया, उसमें नकारात्मक ऊर्जा होगी। परिणाम यह है कि एक ब्लैक होल की उम्र के रूप में, यह ऊर्जा खो देता है, और इसलिए द्रव्यमान खो देता है (आइंस्टीन के प्रसिद्ध समीकरण द्वारा, E * MC², कहाँ पे इ= ऊर्जा, म= द्रव्यमान, और सी प्रकाश की गति है)।

द्वारा संपादित और अद्यतन कैरोलिन कोलिन्स पीटरसन।