వికీపీడియా

బ్లాక్ హోల్

కాంతి కూడా తప్పించుకోలేనంత గురుత్వ శక్తి కలిగిన ఖగోళ వస్తువు
(కృష్ణబిలం నుండి దారిమార్పు చెందింది)

బ్లాక్ హోల్ (బ్లాక్ హోల్) అనేది ఎంతో బలమైన గురుత్వాకర్షణ త్వరణాన్ని ప్రదర్శించే స్పేస్‌టైమ్ ప్రాంతం. ఎంత బలమైన గురుత్వాకర్షణ అంటే, ఏ కణమూ, చివరికి కాంతి వంటి విద్యుదయస్కాంత వికిరణంతో సహా ఏదీ, దాని ఆకర్షణ నుండి తప్పించుకోలేవు. ఏదైనా ద్రవ్యరాశి తగినంత సాంద్రతతో ఉంటే, స్పేస్‌టైమ్‌ను వంచి, బ్లాక్ హోల్ ను ఏర్పరుస్తుందని సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంతం ఊహించింది.[6][7] తిరిగి వెనక్కి రాలేని ఆ ప్రాంతపు సరిహద్దును ఈవెంట్ హొరైజన్ అంటారు. ఈవెంట్ హొరైజన్ను దాటిన వస్తువు గతి, దాని పరిస్థితులపై ఈవెంట్ హొరైజన్ విపరీతమైన ప్రభావాన్ని చూపినప్పటికీ, స్థానికంగా గుర్తించదగిన లక్షణాలేమీ గమనించలేం. అనేక విధాలుగా, బ్లాక్ హోల్ కూడా ఒక ఆదర్శవంతమైన బ్లాక్ బాడీ లాంటిదే. బ్లాక్ బాడీ లాగానే ఇది కూడా కాంతిని ప్రతిబింబించదు.[8][9] అంతేకాకుండా, ఈవెంట్ హొరైజన్లు హాకింగ్ రేడియేషన్‌ను విడుదల చేస్తాయని క్వాంటం ఫీల్డ్ థియరీ ఊహించింది. ద్రవ్యరాశికి విలోమానుపాతంలో ఉండే ఉష్ణోగ్రత వద్ద ఉన్న బ్లాక్ బాడీ విడుదల చేసే రేడియేషన్ ఏ స్పెక్ట్రమ్‌లో ఉంటుందో, ఆ స్పెక్ట్రమ్‌లోనే ఈ రేడియేషన్ ఉంటుంది. నక్షత్ర స్థాయి ద్రవ్యరాశి (స్టెల్లార్ మాస్ బ్లాక్ హోల్) ఉండే బ్లాక్ హోల్ లకు ఈ ఉష్ణోగ్రత ఒక కెల్విన్ లో వందల కోట్ల వంతు ఉంటుంది. ఇంత తక్కువ ఉష్ణోగ్రత వలన దీన్ని గమనించడం అసాధ్యం.

Blackness of space with black marked as center of donut of orange and red gases
ఈవెంట్ హొరైజన్ టెలిస్కోపు (2019 ఏప్రిల్ 10) తీసిన సూపర్జైంట్ ఎలిప్టికల్ గెలాక్సీ మెస్సియర్ 87 కేంద్రంలో ఉన్న సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్ చిత్రం. [1] [2] [3] [4] ఇది సూర్యుడి ద్రవ్యరాశికి 700 కోట్ల రెట్లు ఉంటుంది[5] అర్ధ చంద్రాకారపు ఉద్గార చక్రం, మధ్యలో ఉన్న నీడ, దాని ఈవెంట్ హొరైజన్ యొక్క ఫోటాన్ క్యాప్చర్ జోన్‌లు. నీడ వ్యాసం ఈవెంట్ హొరైజన్ వ్యాసానికి 2.6 రెట్లు ఉంటుంది.

కాంతిని కూడా తప్పించుకోనీయనంత బలంగా ఉండే గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రాల గురించి 18 వ శతాబ్దంలో జాన్ మిచెల్, పియరీ-సైమన్ లాప్లేస్ లు ప్రస్తావించారు.[10] సాధారణ సాపేక్షత సిద్ధాంతాన్ని వాడి బ్లాక్ హోల్ ను వర్ణించే మొట్టమొదటి ఆధునిక పరిష్కారం 1916 లో కార్ల్ ష్వార్జ్‌షీల్డ్ కనుగొన్నాడు. అయితే అది, తన నుండి దేన్నీ తప్పించుకోనీయని అంతరిక్ష ప్రాంతమనే వివరణను మాత్రం మొదటగా 1958 లో డేవిడ్ ఫింకెల్‌స్టెయిన్ ప్రచురించాడు. కృష్ణ బిలాలను చాలాకాలం పాటు గణితానికి సంబంధించిన కుతూహల విషయంగా మాత్రమే పరిగణిస్తూ వచ్చారు. 1960 లలో జరిగిన సైద్ధాంతిక కృషి ఫలితంగా సాధారణ సాపేక్షత యొక్క అంచనాయే బ్లాక్ హోల్ అని తేలింది. 1967 లో జోసెలిన్ బెల్ బర్నెల్ న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలను కనుగొన్నాక, గురుత్వాకర్షణ కారణంగా తమలోకి తాము కూలిపోయి, కుంచించుకు పోయి ఏర్పడే కాంపాక్ట్ వస్తువులపై ఆసక్తి రేకెత్తింది.

చాలా భారీ నక్షత్రాలు, వాటి జీవితాంతాన కూలి, కుంచించుకుపోయి, నక్షత్ర స్థాయి ద్రవ్యరాశి (స్టెల్లార్ మాస్ బ్లాక్ హోల్) గల కృష్ణ బిలాలు ఏర్పడతాయని భావిస్తున్నారు. బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడిన తరువాత, దాని పరిసరాల నుండి ద్రవ్యరాశిని తనలో కలిపేసుకుంటూ, ఇది పెరుగుతూనే ఉంటుంది. ఇతర నక్షత్రాలను, ఇతర బ్లాక్ హోల్‌లనూ తనలో విలీనం చేసుకుని, కోట్ల సౌర ద్రవ్యరాశి (M☉) కలిగిన సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌లు ఏర్పడవచ్చు. చాలా గెలాక్సీల కేంద్రాల్లో సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌లు ఉన్నాయని ఒక విస్తృతామోద అభిప్రాయం ఉంది.

బ్లాక్ హోల్ ఇతర పదార్థంతో జరిపే చర్య ద్వారానూ, అది వెలువరిచే విద్యుదయస్కాంత వికిరణాన్ని బట్టీ దాని ఉనికిని ఊహించవచ్చు. బ్లాక్ హోల్ లో పడే పదార్థం ఒక ఎక్రీషన్ డిస్క్‌ లాగా ఏర్పడుతుంది. రాపిడి వలన ఇది విపరీతంగా వేడెక్కి కాంతిని వెలువరిస్తుంది. విశ్వంలో అత్యంత ప్రకాశవంతంగా వెలిగిపోయే వస్తువుల్లో ఇదొకటి. సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌కు దగ్గరగా ప్రయాణించే నక్షత్రాలను అది ముక్కలు చేసేస్తుంది. ఈ ముక్కలు ప్రకాశవంతంగా వెలిగిపోతూ ప్రవాహంలా బ్లాక్ హోల్లోకి పడిపోతాయి. బ్లాక్ హోల్ నక్షత్రాలను ఇలా "మింగేస్తుంది".[11] బ్లాక్ హోల్ చుట్టూ నక్షత్రాలేమైనా ప్రదక్షిణ చేస్తూ ఉంటే, వాటి కక్ష్యలను బట్టి బ్లాక్ హోల్ ద్రవ్యరాశినీ, దాని స్థానాన్నీ నిర్ణయించవచ్చు. న్యూట్రాన్ నక్షత్రాల వంటివి కృష్ణ బిలాలు కావని నిర్ధారించుకోడానికి ఇటువంటి పరిశీలనలు ఉపయోగపడతాయి. ఈ విధంగా, ఖగోళ శాస్త్రవేత్తలు బైనరీ వ్యవస్థలలో అనేక కృష్ణ బిలాలను గుర్తించారు. పాలపుంత గెలాక్సీ కేంద్రం వద్ద సాజిట్టేరియస్ A * అని పిలిచే రేడియో వనరు వద్ద సుమారు 43 లక్షల సౌర ద్రవ్యరాశి కలిగిన భారీ బ్లాక్ హోల్ ఉందని ఈ పద్ధతి లోనే నిర్ధారించారు.

2016 ఫిబ్రవరి 11న, LIGO గురుత్వాకర్షణ తరంగాలను మొట్టమొదటిగా ప్రత్యక్షంగా గుర్తించినట్లు ప్రకటించింది. ఇది రెండు కృష్ణ బిలాలు విలీనమైన ఘటనలో ఈ తరంగాలు పుట్టాయి. [12] 2018 డిసెంబరు నాటికి, బ్లాక్ హోల్ విలీన ఘటనలు పది, న్యూట్రాన్ స్టార్ వీలీనం ఒకటీ, మొత్తం పదకొండు గురుత్వాకర్షణ తరంగ ఘటనలను గమనించారు. మెస్సియర్ 87 గెలాక్సీ కేంద్రంలోని అతి భారీ బ్లాక్ హోల్ ఉందని 2017 లో ఈవెంట్ హొరైజన్ టెలిస్కోప్ చేసిన పరిశీలనలలో తేలింది. 2019 ఏప్రిల్ 10 న, ఈ బ్లాక్ హోల్ను, దాని పరిసరాలనూ తీసిన మొట్టమొదటి ప్రత్యక్ష చిత్రాన్ని ప్రచురించారు. [2] [13] [14]

Schwarzschild black hole
బ్లాక్ హోల్ వలన కలిగే గురుత్వాకర్షణ లెన్సింగ్ సిమ్యులేషన్. నేపథ్యంలో ఉన్న గెలాక్సీ చిత్రాన్ని ఇది వక్రీకరిస్తుంది
పాలపుంత మధ్యలో ఉన్న బ్లాక్ హోల్ వాయు మేఘాలను చీల్చిపారేస్తోంది (2006, 2010, 2013 ల్లో చేసిన పరిశీలనలను నీలం, ఆకుపచ్చ, ఎరుపు రంగులలో చూడవచ్చు).[15]

చరిత్ర

మార్చు
 
పెద్ద మాగెల్లానిక్ క్లౌడ్ ముందు ఉన్న బ్లాక్ హోల్ సిమ్యులేషను. గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ ప్రభావం వలన క్లౌడ్ బాగా విస్తరించినట్లు, వక్రీకరణ చెందినట్లూ కనిపిస్తోంది. పైభాగంలో, పాలపుంత డిస్క్ ఒక చాపం లాగా వంగి కనిపిస్తోంది.

కాంతి కూడా తప్పించుకోలేని భారీ వస్తువు ఉంటుందనే ఆలోచనను ఖగోళ మార్గదర్శకుడు, ఇంగ్లాండు మతాధికారి జాన్ మిచెల్ 1784 నవంబరులో ప్రచురించిన ఒక లేఖలో క్లుప్తంగా ప్రతిపాదించాడు. మిచెల్ యొక్క సరళమైన లెక్కల ప్రకారం, అటువంటి వస్తువుకు సూర్యుడితో సమానమైన సాంద్రతను ఉంటుందని భావించాడు. ఏదైనా నక్షత్రపు వ్యాసం సూర్యుని వ్యాసానికి 500 రెట్లు కంటే ఎక్కువ ఉన్నపుడు, అటువంటి వస్తువు ఏర్పడుతుందని, దాని ఉపరితల పలాయన వేగం [Note 1], కాంతి వేగాన్ని మించి ఉంటుందనీ తేల్చింది. అటువంటి మహా కాయం గల, ఏ రేడియేషన్నూ వెలువరించని వస్తువులను వాటికి సమీపంలో ఉండే దృగ్గోచరమయ్యే వస్తువులపై అవి చూపే గురుత్వాకర్షణ ప్రభావాల ద్వారా గుర్తించవచ్చని మిచెల్ చెప్పాడు.[16] [10] దృగ్గోచరం కాని అదృశ్య నక్షత్రాలు దృష్టిలో దాగి ఉన్నాయనే ప్రతిపాదన పట్ల అప్పటి పండితులు ఉత్సహం కనబరచారు. కాని పందొమ్మిదవ శతాబ్దం ప్రారంభంలో కాంతి యొక్క తరంగ స్వభావం గురించి తెలిసిపోయినప్పుడు ఆ ఉత్సాహం తగ్గింది.[17]

కాంతి " కణం" కాకుండా తరంగం అయితే, కాంతి తరంగాలపైన గురుత్వాకర్షణ ప్రభావం అసలు ఉంటుందా, ఉంటే ఎలా ఉంటుంది అనేది అస్పష్టంగా ఉండేది. [10] ఒక మహా ద్రవ్యరాశి గల నక్షత్రపు ఉపరితలం నుండి ఒక కాంతి కిరణం అంతరిక్షం లోకి దూసుకెళ్ళడం, నక్షత్రపు గురుత్వాకర్షణ వలన వేగం తగ్గుతూ, చివరికి ఆగిపోవడం, ఆపై తిరిగి నక్షత్రం ఉపరితలంపైకి పడిపోవడం - మిచెల్ చెప్పే ఈ భావనను ఆధునిక భౌతిక శాస్త్రం అంగీకరించలేదు.[18]

సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంతం

మార్చు

1915 లో ఆల్బర్ట్ ఐన్‌స్టీన్ తన సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంతాన్ని అభివృద్ధి చేశాడు. గురుత్వాకర్షణ, కాంతి చలనాన్ని ప్రభావితం చేస్తుందని అంతకు ముందే చూపించాడు. కొన్ని నెలల తరువాత, కార్ల్ ష్వార్జ్‌షీల్డ్, ఐన్‌స్టీన్ ఫీల్డ్ ఈక్వేషన్లకు ఒక పరిష్కారాన్ని కనుగొన్నాడు. పాయింట్ ద్రవ్యరాశి, గోళాకార ద్రవ్యరాశిల గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రాన్ని ఈ పరిష్కారం వివరిస్తుంది. [19] ష్వార్జ్‌షీల్డ్ ఈ పరిష్కారం చెప్పిన కొన్ని నెలల తరువాత, హెన్డ్రిక్ లోరెంజ్ దగ్గర విద్యార్థి అయిన జోహన్నెస్ డ్రోస్టే స్వతంత్రంగా పాయింట్ ద్రవ్యరాశికి అదే పరిష్కారాన్ని ఇచ్చాడు. దాని లక్షణాల గురించి అతడు మరింత విస్తృతంగా రాశాడు.[20][21] ఇప్పుడు ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థం అని పిలిచే పరిమాణం వద్ద ఈ పరిష్కారం విచిత్రమైన ప్రవర్తనను చూపిస్తుంది. ఇక్కడ ఇది సింగులారిటీగా మారింది. అంటే ఐన్‌స్టీన్ సమీకరణాలలో కొన్ని పదాలు అనంతంగా (ఇన్‌ఫినిటీ) మారాయి. ఈ ఉపరితలం యొక్క స్వభావం ఏమిటో అప్పుడు పెద్దగా అర్థం కాలేదు. 1924 లో, ఆర్థర్ ఎడ్డింగ్టన్ కోఆర్డినేట్ల మార్పు తర్వాత సింగులారిటీ మాయమైందని చూపించాడు. దీని అర్థం ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థం వద్ద సింగులారిటీ అనేది అభౌతిక కోఆర్డినేట్ సింగులారిటీ అని 1933 లో జార్జెస్ లెమాట్రే చెప్పాడు.[22] ఆర్థర్ ఎడ్డింగ్టన్ అయితే 1926 లో రాసిన పుస్తకంలో, ద్రవ్యరాశి అంతా ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థానికి కుంచించుకు పోయిన నక్షత్రం ఒకటి ఉండే అవకాశం గురించి వ్యాఖ్యానించాడు. బెటెల్‌జూస్ వంటి నక్షత్రాలకు మహా సాంద్రత ఉండే అవకాశాలను ఐన్‌స్టీన్ సిద్ధాంతం తోసిపుచ్చుతుంది. ఎందుకంటే "250 మిలియన్ కిలోమీటర్ల వ్యాసార్థం కలిగిన నక్షత్రానికి సూర్యుడి కున్నంత సాంద్రత ఉండకపోవచ్చు. మొదటిది, అటువంటి నక్షత్రానికి గురుత్వాకర్షణ శక్తి ఎంత విపరీతంగా ఉంటుందంటే, కాంతి దాని నుండి తప్పించుకుని బయటపడలేదు. దాన్నుండి వెలువడిన కిరణాలు తిరిగి నక్షత్రం మీదకే (భూమ్మీదికి రాయి పడిపోయినట్లు) పడిపోతాయి. రెండవది, స్పెక్ట్రల్ రేఖల రెడ్‌షిఫ్టు ఎంత ఎక్కువగా ఉంటుందంటే, అసలు స్పెక్ట్రం కనబడనంతగా షిఫ్ట్ అయిపోతుంది. మూడవది, అంతటి మహా ద్రవ్యరాశి స్పేస్-టైమ్‌ను ఎంతగా వంచుతుందంటే, ఆ నక్షత్రం చుట్టూ ఉన్న స్థలం అంతా నక్షత్రాన్ని చుట్టుకుపోతుంది. అంటే మనం స్పేస్‌కు బయట ఉండిపోతాం (అంటే.. ఏమీలేని చోట)."[23][24]

1931 లో, సుబ్రహ్మణ్యన్ చంద్రశేఖర్ ప్రత్యేక సాపేక్షతా సిద్ధాంతాన్ని ఉపయోగించి, ఒక నిర్దిష్ట పరిమితికి మించి ఎలక్ట్రాన్-డీజనరేట్ పదార్థంతో కూడుకుని ఉన్న భ్రమణరహిత వస్తువు యొక్క ద్రవ్యరాశి ఒక పరిమితికి మించి ఉంటే, దానికి స్థిరమైన పరిష్కారాలు ఉండవు అని చెప్పాడు. ఆ పరిమితి 1.4 M☉ అని చంద్రశేఖర్ చెప్పాడు. ప్రస్తుతం ఈ పరిమితిని చంద్రశేఖర్ లిమిట్ అటారు.[25] అతని వాదనలను అతని సమకాలీనులైన ఎడింగ్టన్, లెవ్ లాండౌ వంటివారు వ్యతిరేకించారు. ఇంకా తెలియని యంత్రాంగం ఏదో ఒకటి ఈ పతనాన్ని ఆపుతుందని వారు వాదించారు.[26] కొంతవరకూ వాళ్ళు చెప్పింది సరైనదే; చంద్రశేఖర్ పరిమితి కంటే కొంచెం భారీగా ఉన్న తెల్ల మరగుజ్జు నక్షత్రం (వైట్ డ్వార్ఫ్), న్యూట్రాన్ నక్షత్రంగా కూలిపోతుంది.[27] 1939 లో, రాబర్ట్ ఒపెన్‌హీమర్, ఇతరులు టోల్మాన్-ఒపెన్‌హీమర్-వోల్కాఫ్ పరిమితి అనే మరొక పరిమితిని నిర్వచించారు. ఈ పరిమితికి మించి ఉండే న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలు మరింత కుప్పకూలిపోతాయని ఊహించారు. ఈ నక్షత్రాలు (కనీసం కొన్ని) కూలిపోయి బ్లాక్ హోల్‌గా మారకుండా భౌతిక శాస్త్రంలో ఏ నియమమూ అడ్డుకోలేదని వాళ్ళు తేల్చిచెప్పారు.[28] పౌలి మినహాయింపు సూత్రం ఆధారంగా వారు చేసిన తొలి లెక్కల ప్రకారం ఈ పరిమితి 0.7 M☉ అని చెప్పారు. తదుపరి పరిశీలనల తరువాత ఈ అంచనాను సుమారు 1.5 M☉ - 3.0 M☉ కి పెంచారు. [29] GW170817 అనే న్యూట్రాన్ స్టార్ విలీనం జరిగిన తరువాత బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడి ఉంటుందని భావిస్తున్నారు. దీని తరువాత TOV పరిమితిని కొద్దిగా సవరించి, ~2.17 M☉ గా మార్చారు. [30] [31] [32] [33] [34]

పద చరిత్ర

మార్చు

జాన్ మిచెల్ "డార్క్ స్టార్" అనే పదాన్ని ఉపయోగించాడు.[35] 20 వ శతాబ్దం ప్రారంభంలో, భౌతిక శాస్త్రవేత్తలు "గురుత్వాకర్షణ కారణంగా కుప్పకూలిపోయిన వస్తువు" అనే పదాన్ని ఉపయోగించారు. "బ్లాక్ హోల్" అనే పదాన్ని భౌతిక శాస్త్రవేత్త రాబర్ట్ హెచ్. డిక్కె తొలిసారి వాడినట్లు, సైన్స్ రచయిత మార్సియా బార్టుసియాక్ చెప్పాడు. 1960 ల ప్రారంభంలోఅతను ఈ దృగ్విషయాన్ని కలకత్తాలో బ్రిటిషు సైనికులను బంధించిన బ్లాక్ హోల్‌తో పోల్చాడు. ఈ గదిలోకి వెళ్ళినవాళ్ళే గానీ సంజీవంగా తిరిగివచ్చిన వాళ్లు లేరు.[Note 2] [36]

ముద్రణలో "బ్లాక్ హోల్" అనే పదాన్ని మొదటగా వాడినది 1963 లో లైఫ్, సైన్స్ న్యూస్ పత్రికలు 1964 జనవరి 18 న సైన్స్ పాత్రికేయురాలు ఎన్ ఈవింగ్ ఒహియోలోని క్లీవ్‌ల్యాండ్‌లో జరిగిన అమెరికన్ అసోసియేషన్ ఫర్ ది అడ్వాన్స్‌మెంట్ ఆఫ్ సైన్స్ సమావేశం గురించి రాసిన తన నివేదికకు "బ్లాక్ హోల్స్ ఇన్ స్పేస్" అనే పేరు పెట్టింది .[37]

1967 డిసెంబరులో జాన్ వీలర్ అనే విద్యార్థి తన ఉపన్యాసంలో "బ్లాక్ హోల్" అనే పదాన్ని సూచించినట్లు తెలిసింది; ఈ పదం లోని సంక్షిప్తత, ఆకట్టుకునే "ప్రకటన విలువ" కోసం వీలర్ ఈ పదాన్ని వాడాడు. అది త్వరగా జనం లోకి పాకేసింది.[38] ఈ పదబంధాన్ని రూపొందించిన క్రెడిట్‌ను కొంతమంది వీలర్‌కు ఇచ్చారు.[39]

తెలుగులో బ్లాక్ హోల్‌కు కృష్ణ బిలం అనే పేరును వాడడం - అరుదుగా - ఉంది. ఈనాడు పత్రిక ఈ పదాన్ని తొలిసారి వాడినట్లుగా తెలుస్తోంది.[ఆధారం చూపాలి] కాల బిలం, కాల రంధ్రం అనే పేర్లు కూడా - ఇంకా చాలా అరుదుగా - వాడుతారు.[40] ఈ పదాల్లో "కాల" అంటే కాలం అని కాక నల్లని అనే అర్థంలో వాడినప్పటికీ, దాన్ని కాలం అనే అర్థంలో కూడా తీసుకోవచ్చు. అయితే బ్లాక్ హోల్ అనే ఇంగ్లీషు పేరే తెలుగు సమాజంలో ఎక్కువ ప్రచారంలో ఉంది.

భౌతిక లక్షణాలు, వర్గీకరణ

మార్చు
బ్లాక్ హోల్ వర్గీకరణలు
క్లాస్ సుమారుగా
ద్రవ్యరాశి 		సుమారుగా
వ్యాసార్థం
సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్ 10 5 –10 10 MSun 0.001–400 AU
ఇంటర్మీడియట్-మాస్ బ్లాక్ హోల్ 10 3 MSun 103 కిమీ ≈ REarth
నక్షత్ర బ్లాక్ హోల్ (స్టెల్లార్ మాస్ బ్లాక్ హోల్) 10 MSun 30 కి.మీ.
సూక్ష్మ బ్లాక్ హోల్ MMoon 0.1 మి.మీ. వరకు  

వర్గీకరణ

మార్చు

బ్లాక్ హోల్‌లను సాధారణంగా వాటి ద్రవ్యరాశి ప్రకారం, కోణీయ ద్రవ్యవేగం, J తో సంబంధం లేకుండా వర్గీకరిస్తారు. ఈవెంట్ హొరైజన్ లేదా ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థం ద్వారా లెక్కించే బ్లాక్ హోల్ పరిమాణం ద్రవ్యరాశి M కి అనులోమానుపాతంలో ఉంటుంది

 

ఇక్కడ rs అంటే ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థం, MSun సూర్యుని ద్రవ్యరాశి .

ఈవెంట్ హొరైజన్

మార్చు

బ్లాక్ హోల్ కే ప్రత్యేకించిన లక్షణం దాని చుట్టూ ఉండే ఈవెంట్ హొరైజన్. ఇది అంతరిక్షంలో ఒక సరిహద్దు. పదార్థమూ, కాంతీ దీని ద్వారా లోపలికి, బ్లాక్ హోల్ ద్రవ్యరాశి వైపు, వెళ్ళగలవు గానీ దీన్నుండి వెలుపలికి రాలేవు. కాంతితో సహా ఏదీ తప్పించుకోలేదు. ఈవెంట్ హొరైజన్ అని ఎందు కంటారంటే ఈ సరిహద్దుకు లోపల ఏదైనా సంఘటన జరిగితే, ఆ సంఘటన నుండి సమాచారం బయటి పరిశీలకుడికి చేరదు. అంచేత అలాంటి సంఘటన జరిగిందో లేదో నిర్ణయించడం అసాధ్యం. దిగంతానికి (హొరైజన్ కు) ఆవల ఉన్నది మనకు కనబడనట్లే, ఇది కూడా తెలియదు. అంచేత ఆ పేరు పెట్టారు.

సాధారణ సాపేక్షత (సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంతం) ఊహించినట్లుగా, ద్రవ్యరాశి యొక్క ఉనికి స్పేస్ టైమ్‌ను వంచుతుంది. తద్వారా కణాలు ప్రయాణించే మార్గాలు ద్రవ్యరాశి వైపు వంగుతాయి. బ్లాక్ హోల్ యొక్క ఈవెంట్ హొరైజన్ వద్ద, ఈ వంపు ఎంత బలంగా ఉంటుందంటే, బ్లాక్ హోల్ నుండి బయటికి వెళ్ళే మార్గాలే ఉండవు.[41]

సుదూర పరిశీలకునికి, బ్లాక్ హోల్‌కు దగ్గరగా ఉన్న గడియారాలు, దూరంగా ఉన్న వాటి కంటే నెమ్మదిగా నడుస్తున్నట్లు కనిపిస్తాయి. గ్రావిటేషనల్ టైమ్ డైలేషన్ అనే ఈ ప్రభావం కారణంగా, బ్లాక్ హోల్లోకి పడే వస్తువు ఈవెంట్ హొరైజన్‌కు చేరుకునే కొద్దీ నెమ్మదిస్తున్నట్లు కనిపిస్తుంది. దానిని చేరుకోవడానికి అనంతమైన సమయం పడుతుంది. అదే సమయంలో, బయట ఉన్న పరిశీలకునికి ఈ వస్తువుపై అన్ని ప్రక్రియలు నెమ్మదించినట్లు కనిపిస్తాయి. దీనివల్ల ఆ వస్తువు విడుదల చేసే కాంతి ఉండేకొద్దీ ఎర్రగానూ, మసకగా అవుతూనూ కనిపిస్తుంది. దీని గురుత్వాకర్షణ రెడ్‌షిఫ్ట్ అంటారు.[42] అంతిమంగా, పడిపోయే వస్తువు మసకైపోతూ పూర్తిగా కనిపించకుండా పోతుంది. సాధారణంగా ఈ ప్రక్రియ చాలా వేగంగా జరుగుతుంది; ఒక్క సెకనులోపే వస్తువు దృశ్యం నుండి అదృశ్యమవుతుంది.[43]

మరోవైపు, బ్లాక్ హోల్లో పడిపోయే పరిశీలకులకు ఈవెంట్ హొరైజన్ దాటినప్పుడు ఈ ప్రభావాలేమీ కనబడవు. వారి స్వంత గడియారాలు వారికి మామూలుగానే నడుస్తున్నట్లు కనిపిస్తాయి. వాటి ప్రకారం, ఒక సీమిత (ఫైనైట్) సమయంలోనే వారు ఈవెంట్ హొరైజన్‌ను దాటుతారు; సాధారణ సాపేక్షతలో, స్థానిక పరిశీలనల ద్వారా ఈవెంట్ హొరైజన్ స్థానాన్ని నిర్ణయించడం అసాధ్యం.[44]

సమతుల్యత (ఈక్విలిబ్రియమ్) వద్ద బ్లాక్ హోల్ యొక్క ఈవెంట్ హొరైజన్ టోపోలజీ ఎల్లప్పుడూ గోళాకారంగానే ఉంటుంది.[Note 3] తమచుట్టూ తాము తిరగని (స్థిరంగా ఉండే) బ్లాక్ హోల్‌ల ఈవెంట్ హొరైజన్ ఖచ్చితంగా గోళాకారంగా ఉంటుంది. తిరిగే వాటికి, ఓబ్లేట్ (పైనా కిందా అదిమిన గోళాకారం) గా ఉంటుంది. [47] [48] [49]

సింగులారిటీ

మార్చు

సాధారణ సాపేక్షత వివరించినట్లుగా, బ్లాక్ హోల్ మధ్యలో గురుత్వాకర్షక సింగులారిటీ ఉంటుంది. అక్కడ స్పేస్‌టైమ్ వక్రత అనంతం అవుతుంది. తిరగని (నాన్-రొటేటింగ్) బ్లాక్ హోల్ కు, ఈ ప్రాంతం ఒకే బిందువు ఆకారాన్ని తీసుకుంటుంది. తిరిగే బ్లాక్ హోల్ కు, రింగ్ సింగులారిటీ ఏర్పడుతుంది. రెండు సందర్భాల్లోనూ, సింగులర్ ప్రాంతపు ఘనపరిమాణం సున్నా ఉంటుంది. బ్లాక్ హోల్ ద్రవ్యరాశి మొత్తం ఈ సింగులర్ ప్రాంతం లోనే ఉంటుందని కూడా చూపవచ్చు. అంచేత సింగులర్ ప్రాంతం అనంతమైన సాంద్రత కలిగి ఉంటుందని భావించవచ్చు.[50]

ష్వార్జ్‌షీల్డ్ బ్లాక్ హోల్లో (అంటే, తిరగనిది, ఛార్జ్ లేనిదీ) పడే పరిశీలకులు ఈవెంట్ హొరైజన్‌ను దాటిన తర్వాత సింగులారిటీ లోకి పోకుండా నివారించలేరు. వారు బయటివైపుకు వేగంగా పోయే ప్రయత్నం చేసి తమ పతనాన్ని కొంత ఆలస్యం చేసుకోవచ్చు. కానీ అది ఒక పరిమితి లోపు మాత్రమే.[51] సింగులారిటీకి చేరుకున్నప్పుడు, వారు అనంతమైన సాంద్రత ఉండేంత సూక్ష్మ రూపానికి చూర్ణమై పోతారు. వారి ద్రవ్యరాశి బ్లాక్ హోల్ ద్రవ్యరాశిలో కలిసిపోతుంది. ఇదంతా జరగడానికి ముందు, స్పాఘెట్టిఫికేషన్ లేదా "నూడిల్ ఎఫెక్ట్" అనే ఒక ప్రక్రియలో, పెరుగుతున్న టైడల్ ఫోర్సుల కారణంగా వారు తీగల్లాగా - నూడిల్లాగా - సాగి, తెగిపోతారు.

ఛార్జ్ ఉన్న (రీస్నర్-నార్డ్‌స్ట్రోమ్) లేదా తిరిగే (కెర్) బ్లాక్ హోల్ విషయంలో, సింగులారిటీలో పడకుండా నివారించడం సాధ్యపడుతుంది. ఈ పరిష్కారాలను సాధ్యమైనంతవరకు విస్తరిస్తే, బ్లాక్ హోల్ ఒక వార్మ్‌హోల్ లాగా పనిచేసి, దాని ద్వారా వేరే స్పేస్‌టైమ్ లోకి ప్రవేశించే ఊహాత్మక అవకాశాన్ని చూపిస్తుంది. అయితే, మరొక విశ్వానికి ప్రయాణించే అవకాశాన్ని ఏ కొద్దిపాటి వైకల్యమైనా నాశనం చేస్తుంది కాబట్టి, ఇది సైద్ధాంతికంగా మాత్రమే సాధ్యం.[52] కెర్ సింగులారిటీ చుట్టూ, క్లోజ్డ్ టైమ్‌లైన్ కర్వ్ లను (తన స్వంత గతం లోకి తానే తిరిగి రావడం) అనుసరించడం కూడా సాధ్యం లాగానే కనిపిస్తుంది. ఇది గ్రాండ్‌ఫాదర్ పారడాక్స్ వంటి హేతు సమస్యలకు దారితీస్తుంది.

సాధారణ సాపేక్షతలో సింగులారిటీలు కనబడడాన్ని ఆ సిద్ధాంత విచ్ఛిన్నానికి (పనిచెయ్యకపోవడం) సంకేతంగా భావిస్తారు. అయితే, ఈ విచ్ఛిన్నం ఊహించినదే; చాలా అధిక సాంద్రత వద్ద, కణాల (పార్టికిల్) పరస్పర చర్యల కారణంగా క్వాంటం ప్రభావాలు ఈ చర్యలను వివరించాల్సిన పరిస్థితి వస్తుంది. ఈ రోజు వరకు, క్వాంటం, గురుత్వాకర్షణ ప్రభావాలను ఒకే సిద్ధాంతంగా మిళితం చేయడం సాధ్యం కాలేదు. అయితే, క్వాంటం గురుత్వాకర్షణ సిద్ధాంతాన్ని రూపొందించే ప్రయత్నాలు జరుగుతున్నాయి. అటువంటి సిద్ధాంతం ఏదైనా ఒకటి రూపుదిద్దుకుంటే, అదులో సింగులారిటీ ఉండదని భావిస్తున్నారు.[53][54]

ఫోటాన్ గోళం

మార్చు

ఫోటాన్ గోళం సున్నా మందం కలిగిన గోళాకార సరిహద్దు. ఆ గోళపు తిర్యగ్రేఖలపై (టాంజెంట్లు) కదిలే ఫోటాన్లు, బ్లాక్ హోల్ చుట్టూ వృత్తాకార కక్ష్యలో చిక్కుకుని తిరుగుతూంటాయి. తిరగని బ్లాక్ హోల్‌లకు ఫోటాన్ గోళ వ్యాసార్ధం, ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్థానికి 1.5 రెట్లు ఉంటుంది. వాటి కక్ష్యలు డైనమిక్‌గా అస్థిరంగా ఉంటాయి, అందువల్ల లోపలికి పడే పదార్థం లోని కణం వంటి ఏ చిన్న కలత జోక్యం చేసుకున్నా, అది కాలక్రమేణా పెరిగే అస్థిరతకు కారణమవుతుంది. దీనివల్ల ఫోటాన్ బ్లాక్ హోల్ నుండి తప్పించుకోవచ్చు, లేదా ఈవెంట్ హొరైజన్‌ను దాటి లోపలికి పడిపోవచ్చు.[55]

ఫోటాన్ గోళం నుండి లోపలికి పోకుండా ఉంటే, దాన్నుండి కాంతి తప్పించుకోగలదేమోగానీ, ఫోటాన్ గోళాన్ని దాటి లోపలికి వెళ్ళే కాంతిని మాత్రం బ్లాక్ హోల్ మింగేస్తుంది. అందువల్ల ఫోటాన్ గోళం నుండి బయటి పరిశీలకుడికి ఏదైనా కాంతి చేరుతోంది అంటే.., అది ఫోటాన్ గోళానికీ, ఈవెంట్ హొరైజన్‌కూ మధ్య ఉన్న వస్తువులు విడుదల చేసినదే.[55]

నిర్మాణం, పరిణామం

మార్చు

బ్లాక్ హోల్‌ల విచిత్రమైన లక్షణాన్ని బట్టి చూస్తే, అసలు అలాంటి వస్తువులంటూ ప్రకృతిలో ఉన్నాయా, లేక అవి ఐన్‌స్టీన్ సమీకరణాల్లోంచి పుట్టుకొచ్చే పరిష్కారాలు మాత్రమేనా అని చాలాకాలం పాటు ప్రశ్నలుండేవి. కూలి, కుంచించుకు పోయే వస్తువుల కోణీయ ద్రవ్యవేగం వలన ఒక వ్యాసార్థం వద్ద వాటి చలనం ఆగిపోతుందని, బ్లాక్ హోల్‌గా మారదనీ స్వయంగా ఐన్‌స్టీన్ కూడా తప్పుగా భావించాడు.[56] పర్యవసానంగా సాధారణ సాపేక్షతా సిద్ధాంత సమాజం దీనికి విరుద్ధంగా వచ్చిన ఫలితాలన్నిటినీ చాలా సంవత్సరాల పాటు కొట్టిపారేస్తూ వచ్చింది. అయితే, వీరిలో ఒక మైనారిటీ వర్గం మాత్రం బ్లాక్ హోళ్ళు భౌతిక వస్తువులేనని వాదించడం కొనసాగించారు.[57] 1960 ల చివరినాటికి, ఈవెంట్ హొరైజన్ ఏర్పడడానికి అడ్డంకి ఏమి లేదని ఈ మైనారిటీ వర్గం, మెజారిటీ పరిశోధకులను ఒప్పించింది.

రెండు బ్లాక్ హోళ్ళు లయమైపోతున్న సిమ్యులేషన్

ఒకసారి ఈవెంట్ హొరైజనంటూ ఏర్పడిన తర్వాత, క్వాంటం మెకానిక్స్ లేని సాధారణ సాపేక్షత స్థితిలో ఒక సింగులారిటీ ఏర్పడుతుందని రోజర్ పెన్‌రోస్ నిరూపించాడు.[58] బ్లాక్ హోల్‌ల భౌతిక లక్షణాలు సరళమైనవి, అర్థం చేసుకోదగినవీ అని బ్లాక్ హోల్ థర్మోడైనమిక్ సూత్రాలు చూపించాయి. [59] నక్షత్రాల వంటి భారీ వస్తువులు గురుత్వాకర్షక పతనం చెందినపుడు సాంప్రదాయిక బ్లాక్ హోల్‌లు ఏర్పడతాయి. అయితే సైద్ధాంతికంగా, అవి ఇతర ప్రక్రియల ద్వారా కూడా ఏర్పడవచ్చు.[60] [61]

గురుత్వాకర్షక పతనం, కుంచించుకుపోవడం

మార్చు

వస్తువు యొక్క సొంత గురుత్వాకర్షణ శక్తిని నిరోధించడానికి ఆ వస్తువు లోని అంతర్గత పీడనం సరిపోనప్పుడు గురుత్వాకర్షక పతనం జరుగుతుంది. సాధారణంగా ఇది నక్షత్రాల్లో సంభవిస్తుంది. నక్షత్రంలో కేంద్రక సంలీన చర్య జరిపేందుకు సరిపడినంత "ఇంధనం" లేకపోవడం చేత గాని, నక్షత్రం లోకి అదనంగా పదార్థం చేరడం వల్ల (అదే సమయంలో నక్షత్ర గర్భంలో ఉష్ణోగ్రత పెరగకుండా) గాని ఇది జరుగుతుంది. ఈ రెండు సందర్భాల్లోనూ నక్షత్రం దాని స్వంత బరువు కింద కుప్పకూలిపోకుండా నిరోధించేంత శక్తి నక్షత్ర గర్భం లోని ఉష్ణోగ్రతకు ఉండదు. ఈ పతనం నక్షత్రం లోని డీజనరసీ పీడనం వలన ఆగిపోవచ్చు. అప్పుడు పదార్థమంతా ఒక సాంద్రతరమైన రూపం లోకి ఘనీభవించవచ్చు. ఫలితంగా వివిధ రకాల కాంపాక్ట్ స్టార్లలో ఏదో ఒకటి ఏర్పడుతుంది. ఏ రకమైన కాంపాక్ట్ నక్షత్రమనేది, నక్షత్రపు బయటి పొరలు విస్ఫోటనమై పోయాక మిగిలి ఉన్న అవశేషపు ద్రవ్యరాశిపై ఆధారపడి ఉంటుంది. ఇటువంటి పేలుళ్లు, పల్సేషన్ల లోనే ప్లానెటరీ నెబ్యులాలు ఏర్పడతాయి.[62] ఈ అవశేష ద్రవ్యరాశి అసలు నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి కంటే గణనీయంగా తక్కువగా ఉంటుంది. అవశేష నక్షత్రపు ద్రవ్యరాశి 5 M☉ మించి ఉండాలంటే కుప్పకూలిపోయే నక్షత్రపు ద్రవ్యరాశి 20 M☉ పైబడి ఉండాలి

అవశేషాల ద్రవ్యరాశి 3-4 M☉ ( టోల్మాన్-ఒపెన్‌హీమర్-వోల్కాఫ్ పరిమితి [28] ) ను మించి ఉంటే, అసలు నక్షత్రం చాలా భారీగా ఉండటం వల్ల గానీ, అవశేషం లోకి ఎక్రీషన్ ద్వారా పదార్థం చేరడం వలన గానీ, న్యూట్రాన్ల డీజనరసీ పీడనం కూడా కూలిపోవడాన్ని ఆపడానికి సరిపోదు. మానవుడికి తెలిసిన ఏ యంత్రాంగానికి కూడా ఈ ఇంప్లోజన్ను ఆపే శక్తి లేదు (బహుశా క్వార్క్ డిజనరసీ పీడనం ఆపగలదేమో). అవశేషం అనివార్యంగా తనలోకి తాను కుప్పకూలిపోయి (ఇంప్లోజన్), బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడుతుంది.

 
సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్ సీడ్ యొక్క కళాకారుడి ముద్ర[63]

భారీ నక్షత్రాల గురుత్వాకర్షక పతనమే నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి బ్లాక్ హోల్‌ల (స్టెల్లార్ మాస్ బ్లాక్ హోల్) ఏర్పాటుకు కారణమని భావిస్తున్నారు. ప్రారంభ విశ్వంలో నక్షత్రాల నిర్మాణం చాలా భారీ నక్షత్రాల జననానికి దారితీసి ఉండవచ్చు. అవి కూలిపోయిన తరువాత ఏర్పడిన బ్లాక్ హోల్‌ల ద్రవ్యరాశి 103 M☉ వరకూ ఉండి ఉండవచ్చు. ఈ బ్లాక్ హోల్‌లు చాలా గెలాక్సీల కేంద్రాలలో ఉండే సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌లకు విత్తనాలు కావచ్చు.[64] విశ్వం ఉద్భవించిన తొలినాళ్ళలో వాయు మేఘాలే నేరుగా కూలిపోవటంవలన 105 M☉ ద్రవ్యరాశి కలిగిన సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌లు ఏర్పడి ఉండవచ్చని కూడా భావించారు. [60] అటువంటి బ్లాక్ హోల్‌లు కాదగ్గ వస్తువులు కొన్ని యువ విశ్వాన్ని పరిశీలించినపుడు కనుగొన్నారు కూడా.

గురుత్వాకర్షక పతనం సమయంలో విడుదలయ్యే శక్తి చాలా తక్కువ సమయంలో విడుదలవుతుంది. కానీ బయటి పరిశీలకులు వాస్తవానికి ఈ ప్రక్రియ యొక్క ముగింపును చూడలేరు. కుప్పకూలే పదార్థపు రిఫరెన్స్ ఫ్రేమ్ నుండి చూసినపుడు ఇది నిశ్చిత సమయమే తీసుకున్నప్పటికీ, దూరపు పరిశీలకుడికి మాత్రం గ్రావిటేషనల్ టైమ్ డైలేషన్ కారణంగా, లోపలికి పడిపోతున్న పదార్థం క్రమేణా నెమ్మదిస్తూ, ఈవెంట్ హొరైజన్‌కు సరిగ్గా పైన ఆగిపోయినట్లు కనబడుతుంది. కుప్పకూలుతున్న పదార్థం నుండి వచ్చే కాంతి, పరిశీలకుడిని చేరుకోవడానికి ఉండేకొద్దీ మరింత ఎక్కువ సమయం పడుతూ ఉంటుంది. ఈవెంట్ హొరైజన్ ఏర్పడడానికి సరిగ్గా ముందు వెలువడిన కాంతి పరిశీలకుణ్ణి చేరడానికి అనంతమైన సమయం పడుతుంది, అంటే ఆ కాంతి ఈ బయటి పరిశీలకుడిని అసలు చేరనే చేరదు. అందువల్ల బయటి పరిశీలకుడు ఈవెంట్ హొరైజన్ ఏర్పడడాన్ని అసలు చూడనే చూడడు. దాని బదులు, కూలిపోతున్న పదార్థం ఉండేకొద్దీ మసకబారిపోతూ, రెడ్‌షిఫ్ట్ అవుతూ ఆఖరికి కనిపించకుండా పోతుంది.[65]

ఆదిమ బ్లాక్ హోల్‌లు, బిగ్ బ్యాంగ్

మార్చు

గురుత్వాకర్షక పతనం జరగాలంటే మహా సాంద్రత అవసరం. విశ్వం ఉన్న ప్రస్తుత యుగంలో ఈ అధిక సాంద్రతలు నక్షత్రాలలో మాత్రమే కనిపిస్తాయి. కాని ప్రారంభ విశ్వంలో, బిగ్ బ్యాంగ్ జరిగిన వెనువెంటనే, సాంద్రతలు చాలా ఎక్కువ ఉండేవి. బహుశా బ్లాక్ హోల్‌లు ఏర్పడేంత ఎక్కువగా ఉండేవి. బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడటానికి అధిక సాంద్రత ఉంటే సరిపోదు. ద్రవ్యరాశి విశ్వమంతా ఏకరీతిలో విస్తరించి ఉంటే బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడదు. ఎందుకంటే ఏకరీతిగా విస్తరించి ఉంటే ద్రవ్యరాశి ఒకచోట దట్టంగా కుప్పపడదు. అటువంటి దట్టమైన మాధ్యమంలో ఆదిమ బ్లాక్ హోల్‌లు ఏర్పడాలంటే, సాంద్రతల్లో ఏకరీతి కాకుండా కొద్దిపాటి వైకల్యమైనా (కొన్ని ప్రాంతాల్లో ఎక్కువగాను, కొన్ని ప్రాంతాల్లో తక్కువగానూ ఉండాలి) ఉండాలి. అప్పుడు ఎక్కువగా ఉన్నచోట అవి వాటి స్వంత గురుత్వాకర్షణ వలన పెరుగుతూ పోతాయి. ప్రారంభ విశ్వానికి సంబంధించిన వేర్వేరు నమూనాల్లో ఈ హెచ్చుతగ్గుల స్థాయిని వేరువేరుగా ఉంది. ప్లాంక్ ద్రవ్యరాశి నుండి వందల వేల సౌర ద్రవ్యరాశి వరకు పరిమాణం ఉన్న ఆదిమ బ్లాక్ హోల్‌లు ఏర్పడి ఉండవచ్చని వివిధ నమూనాలు అంచనా వేస్తున్నాయి.[61]

ప్రారంభ విశ్వం చాలా దట్టంగా, బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడటానికి అవసరమైన దాని కన్నా చాలా ఎక్కువ సాంద్రతతో, ఉన్నప్పటికీ బిగ్ బ్యాంగ్ సమయంలో ఇది బ్లాక్ హోల్లోకి తిరిగి కూలిపోలేదు. నక్షత్రాల వంటి స్థిరమైన పరిమాణంలో ఉండే వస్తువులకు వర్తించే గురుత్వాకర్షక పతనం, బిగ్ బ్యాంగ్ వంటి ఊహాతీత వేగంతో విస్తరించే స్థలానికి అదే విధంగా వర్తించదు.[66]

వృద్ధి

మార్చు

బ్లాక్ హోల్ ఏర్పడిన తర్వాత, అది పదార్థాన్ని తనలో లయం చేసుకుంటూ పెరుగుతూనే ఉంటుంది. బ్లాక్ హోల్ దాని పరిసరాల్లోని వాయువులను, నక్షత్ర ధూళినీ నిరంతరం మింగుతూ ఉంటుంది. సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌లు ఈ ప్రక్రియ లోనే పెరిగాయని భావిస్తున్నారు.[64] గ్లోబులర్ క్లస్టర్లలో కనిపించే మధ్యంతర స్థాయి బ్లాక్ హోల్‌ల ఏర్పాటు కూడా ఇదే విధమైన ప్రక్రియలోనే జరుగుతుందని భావిస్తున్నారు.[67] బ్లాక్ హోల్‌లు నక్షత్రాలతోను, ఇతర బ్లాక్ హోల్‌లతోనూ కూడా విలీన మవుతూంటాయి. ఇది చాలా ముఖ్యమైనదిగా భావిస్తున్నారు. ప్రత్యేకించి సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్‌ల వృద్ధి చెందుతున్న తొలినాళ్ళలో ఇది చాలా చిన్న వస్తువుల సంకలనం నుండి ఏర్పడి ఉండవచ్చు. ఈ ప్రక్రియే కొన్ని మధ్యంతర స్థాయి బ్లాక్ హోల్‌లకు కూడా మూలమని ప్రతిపాదించబడింది.[68][69]

బాష్పీభవనం

మార్చు

1974 లో, స్టీఫెన్ హాకింగ్ బ్లాక్ హోల్‌లు పూర్తిగా నల్లగా ఉండవని, ఉష్ణోగ్రత వద్ద చిన్న మొత్తంలో ఉష్ణ వికిరణాన్ని విడుదల చేస్తాయని ఊహించాడు.[70] దీనికి హాకింగ్ రేడియేషన్ అని పేరువచ్చింది. ఒక స్థిరమైన బ్లాక్ హోల్ నేపథ్యానికి క్వాంటం ఫీల్డ్ సిద్ధాంతాన్ని వర్తింపజేయడం ద్వారా, పరిపూర్ణ బ్లాక్ బాడీ వర్ణపటాన్ని ప్రదర్శించే కణాలను బ్లాక్ హోల్ విడుదల చేస్తుందని ఆయన ప్రతిపాదించాడు. హాకింగ్ ప్రచురణ తరువాత, చాలా మంది ఇతరులు వివిధ విధానాల ద్వారా ఈ ఫలితాన్ని ధృవీకరించారు.[71] బ్లాక్ హోల్ వికిరణం గురించిన హాకింగ్ సిద్ధాంతం సరైనదే అయితే, ఫోటాన్లు, ఇతర కణాల ఉద్గారాలను వెలువరించడం ద్వారా బ్లాక్ హోల్‌లు క్రమేణా ద్రవ్యరాశిని కోల్పోయి, కుంచించుకుపోయి, చివరకు ఆవిరైపోవాలి. ఈ థర్మల్ స్పెక్ట్రం యొక్క ఉష్ణోగ్రత (హాకింగ్ ఉష్ణోగ్రత) బ్లాక్ హోల్ ఉపరితల గురుత్వాకర్షణకు అనులోమానుపాతంలో ఉంటుంది. ష్వార్జ్‌షీల్డ్ బ్లాక్ హోల్ కు సంబంధించి, ఉపరితల గురుత్వాకర్షణ, దాని ద్రవ్యరాశికి విలోమానుపాతంలో ఉంటుంది. అందువల్ల, పెద్ద బ్లాక్ హోల్‌లు చిన్న బ్లాక్ హోల్‌లల కన్నా తక్కువ రేడియేషన్‌ను విడుదల చేస్తాయి.

1 M☉ ద్రవ్యరాశి ఉండే బ్లాక్ హోల్ హాకింగ్ ఉష్ణోగ్రత 62 నానోకెల్విన్స్ ఉంటుంది.[72] ఇది, కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్ గ్రౌండ్ రేడియేషన్ ఉష్ణోగ్రతైన 2.7 కెల్విన్ కన్నా ఎంతో తక్కువ. నక్షత్ర ద్రవ్యరాశి బ్లాక్ హోల్‌లు లేదా అంతకంటే పెద్ద బ్లాక్ హోల్‌లు హాకింగ్ రేడియేషన్ ద్వారా విడుదల చేసే దానికంటే, కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్ గ్రౌండ్ నుండి ఎక్కువ ద్రవ్యరాశిని పొందుతాయి. దాంతో అవి కుంచించుకుపోయే బదులు పెరుగుతూంటాయి.[73] 2.7 కెల్విన్ కన్నా ఎక్కువ హాకింగ్ ఉష్ణోగ్రత కలిగి ఉండాలంటే (పర్యవసానంగా అవి ఆవిరైపోవాలంటే), బ్లాక్ హోల్ ద్రవ్యరాశి చంద్రుని ద్రవ్యరాశి కంటే తక్కువ ఉండాలి. అలాంటి బ్లాక్ హోల్ అంటూ ఉంటే, దాని వ్యాసం మిల్లీమీటర్‌లో పదవ వంతు కంటే తక్కువ ఉంటుంది.

బ్లాక్ హోల్ ఎంత చిన్నదిగా ఉంటే, రేడియేషన్ ప్రభావాలు అంత బలంగా ఉంటాయని భావిస్తున్నారు. ఒక కారు అంత ద్రవ్యరాశి కలిగిన బ్లాక్ హోల్ వ్యాసం 10 −24 మీ. ఉంటుంది. అది ఆవిరైపోవడానికి ఒక నానోసెకండ్ తీసుకుంటుంది. ఈ అతి స్వల్ప సమయంలో ఇది సూర్యుడి కంటే 200 రెట్లు ఎక్కువ వెలుతురుతో ప్రకాశిస్తుంది. ఇంకా తక్కువ ద్రవ్యరాశి ఉండే బ్లాక్ హోల్‌లు ఇంకా వేగంగా ఆవిరైపోతాయని భావిస్తున్నారు; ఉదాహరణకు, 1 TeV / c 2 ద్రవ్యరాశి ఉండే బ్లాక్ హోల్ పూర్తిగా ఆవిరైపోవడానికి 10 −88 సెకన్ల కన్నా తక్కువ సమయం పడుతుంది. అటువంటి చిన్న బ్లాక్ హోల్ విషయంలో, క్వాంటం గురుత్వాకర్షణ ప్రభావాలు ఒక ముఖ్యమైన పాత్ర పోషిస్తాయని భావిస్తున్నారు. అవి అటువంటి చిన్న బ్లాక్ హోల్‌ను స్థిరంగా ఉంచగలవని భావిస్తున్నారు. అయితే, క్వాంటం గురుత్వాకర్షణ విషయంలో ప్రస్తుతం జరుగుతున్న పరిణామాలు ఈ విషయాన్ని సూచించలేదు.[74][75]

బ్లాక్ హోల్ వెలువరించే హాకింగ్ రేడియేషన్ చాలా బలహీనంగా ఉంటుందనీ, దాన్ని భూమ్మీద నుండి గుర్తించడం చాలా కష్టమనీ భావిస్తున్నారు. అయితే, ఆదిమ బ్లాక్ హోల్‌లు అవిరయ్యే చివరి దశలో విడుదలయ్యే గామా కిరణాల పేలుడు దీనికి మినహాయింపు. ఇటువంటి వెలుగుల కోసం చేసిన శోధనలు విజయవంతం కాలేదు.[76] 2008 లో నాసా ప్రయోగించిన ఫెర్మి గామా-రే అంతరిక్ష టెలిస్కోప్ ఈ వెలుగుల కోసం అన్వేషణను కొనసాగిస్తోంది.

బ్లాక్ హోల్‌లు హాకింగ్ రేడియేషన్ ద్వారా ఆవిరైపోవడం వాస్తవమే అయితే, ఒక సౌర ద్రవ్యరాశి ఉన్న బ్లాక్ హోల్ ఆవిరైపోడానికి (కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్‌గ్రౌండ్ ఉష్ణోగ్రత బ్లాక్ హోల్ కంటే తక్కువ అయినపుడు ఆవిరవడం మొదలౌతుంది) 1064 సంవత్సరాలు పడుతుంది. 1011 (10,000 కోట్లు) M☉ ద్రవ్యరాశి ఉన్న ఒక సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్ ఆవిరవడానికి 2 × 10100 సంవత్సరాలు పడుతుంది.[77] విశ్వంలో కొన్ని రాక్షస బ్లాక్ హోల్‌లు బహుశా 1014 M☉ పరిమాణం వరకూ వృద్ధి చెందుతూనే ఉంటాయని అంచనా వేసారు. ఇవి ఆవిరవడానికి 10106 సంవత్సరాలు పడుతుంది.

పరిశీలనాత్మక సాక్ష్యం

మార్చు
 
బ్లాక్ హోల్ సమీపంలో ఉన్న ఫోటాన్ల మార్గాలను చూపించే చిత్రకారుడి ఊహ. ఈవెంట్ హొరైజన్ కాంతిని మింగేయడమే ఈవెంట్ హొరైజన్ టెలిస్కోపులో కనిపించే నీడకు కారణం.

స్వభావ రీత్యా, బ్లాక్ హోల్‌లు హాకింగ్ రేడియేషన్ కాకుండా వేరే విద్యుదయస్కాంత వికిరణాన్ని విడుదల చేయవు, కాబట్టి బ్లాక్ హోల్‌ల కోసం వెతుకుతున్న ఖగోళ భౌతిక శాస్త్రవేత్తలు పరోక్ష పరిశీలనలపైనే ఆధారపడాలి. ఉదాహరణకు, బ్లాక్ హోల్ దాని పరిసరాలపై చూపించే గురుత్వాకర్షణ ప్రభావాన్ని గమనించడం ద్వారా దాని ఉనికిని ఊహించవచ్చు.[78]

2019 ఏప్రిల్ 10 న ఒక బ్లాక్ హోల్ చిత్రాన్ని విడుదల చేసారు. ఈవెంట్ హొరైజన్ దగ్గర కాంతి మార్గాలు బాగా వంగి ఉంటాయి కాబట్టి ఇది మాగ్నిఫైడ్ పద్ధతిలో కనిపిస్తుంది. మధ్యలో ఉన్న నల్లటి నీడ బ్లాక్ హోల్ కాంతిని మింగేయడం వలన ఏర్పడింది. చిత్రంలో కనిపించే రంగు అసలు రంగు కాదు, కృత్రిమ రంగు, ఇంగ్లీషులో ఫాల్స్ కలర్ అంటారు. ఎందుకంటే ఈ కాంతి దృగ్గోచర స్పెక్ట్రమ్‌లోని కాంతి కాదు, అవి రేడియో తరంగాలు.

ఈవెంట్ హొరైజన్ టెలిస్కోపును (EHT) MIT వారి హేస్టాక్ అబ్జర్వేటరీ నిర్వహిస్తోంది. పాలపుంత మధ్యలో ఉన్న బ్లాక్ హోల్ వంటి బ్లాక్ హోల్‌ల ఈవెంట్ హొరైజన్ చుట్టూ ఉండే వాతావరణాన్ని ప్రత్యక్షంగా గమనించే కార్యక్రమం ఇది. 2017 ఏప్రిల్‌లో EHT, మెస్సియర్ 87 గాలక్సీ మధ్యలో ఉన్న బ్లాక్ హోల్‌ను పరిశీలించడం మొదలుపెట్టింది. "మొత్తం మీద, ఆరు పర్వతాలు, నాలుగు ఖండాల్లోని ఎనిమిది రేడియో అబ్జర్వేటరీలు కన్యారాశిలోని గెలాక్సీని 10 రోజుల పాటు గమనించాయి". ఆ సమయంలో అవి అందించిన డేటాను ఉపయోగించి రెండేళ్ళ తరువాత 2019 ఏప్రిల్‌లో విడుదల చేసిన చిత్రాన్ని రూపొందించారు.[79] రెండు సంవత్సరాల పాటు డేటా ప్రాసెసింగ్ చేసిన తరువాత EHT, పైన పేర్కొన్న గెలాక్సీ మధ్యలో ఉన్న సూపర్ మాసివ్ బ్లాక్ హోల్ యొక్క మొదటి ప్రత్యక్ష చిత్రాన్ని విడుదల చేసింది.[80] ఇది తొట్ట తొలి బ్లాక్ హోల్ చిత్రం. చిత్రంలో కనిపించేది బ్లాక్ హోల్ కాదు, అది ఉన్న ప్రాంతంలోని కాంతినంతటినీ అది మింగేయడంతో ఇది నల్లగా కనిపిస్తుంది. చుట్టూ ఆరెంజి, ఎరుపు రంగుల్లో ఉన్నది ఈవెంట్ హొరైజన్ అంచున ఉన్న వాయువులు. ఇవి మధ్యలో ఉన్న బ్లాక్ హోల్‌ను నల్లగా చూపిస్తున్నాయి.[81]

 
సాజిట్టేరియస్ A * కి నమూనా[82] అయోనైజ్డ్ పదార్థం యొక్క టొరాయిడల్ రింగ్‌తో తిరగని బ్లాక్ హోల్ యొక్క అంచనా. రంధ్రం యొక్క చాలా బలమైన గురుత్వాకర్షణ ఆకర్షణ యొక్క సెంట్రిఫ్యూగల్ బ్యాలెన్స్ కోసం అవసరమైన అపారమైన కక్ష్య వేగం ఫలితంగా వచ్చే డాప్లర్ ప్రభావం వల్ల అసమానత ఏర్పడుతుంది.

EHT చిత్రం 'దిగువ' భాగంలో ఉన్నట్లు, ఈ పదార్థం ప్రకాశించడం డాప్లర్ బీమింగ్ వల్ల సంభవిస్తుందని భావిస్తున్నారు. తద్వారా రిలెటివిస్టిక్ వేగాలతో వీక్షకుడిని సమీపించే పదార్థం, వీక్షకుడి నుండి దూరంగా వెళ్ళే పదార్థం కంటే ప్రకాశవంతంగా ఉంటుంది. బ్లాక్ హోల్ విషయంలో కనిపించే పదార్థం రిలెటివిస్టిక్ వేగంతో (1,000 km/s పైచిలుకు వేగాలతో) తిరుగుతోందని ఈ దృగ్విషయం సూచిస్తుంది. సింగులారిటీ యొక్క అపారమైన గురుత్వాకర్షణకు లోబడి ఈవెంట్ హొరైజన్‌లో పడిపోకుండా ఈవెంట్ హొరైజన్‌కు పైన కక్ష్యలో తిరుగుతూ ఉండాలంటే ఈ మాత్రం వేగాలతో తిరగాల్సి ఉంటుంది. ప్రకాశవంతమైన పదార్థం యొక్క ఈ కాన్ఫిగరేషన్ను బట్టి చూస్తే, మొత్తం వ్యవస్థ సవ్యదిశలో తిరుగుతూండగా, బ్లాక్ హోల్ యొక్క ఎక్రీషన్ డిస్క్‌కు దాదాపు అంచు నుండి M87 * ను గమనించినట్లు సూచిస్తుంది.[83] అయితే, బ్లాక్ హోల్‌లతో ముడిపడి ఉన్న తీవ్రమైన గురుత్వాకర్షక లెన్సింగ్ వలన ఎక్రీషన్ డిస్క్‌ను పైనుండి చూస్తున్న భ్రమ కలుగుతుంది. వాస్తవానికి, EHT చిత్రంలో కనబడే రింగు చాలావరకు అక్రెషన్ డిస్క్ యొక్క ఆవలి వైపు నుండి వెలువడే కాంతి బ్లాక్ హోల్ యొక్క గురుత్వాకర్షణ బావి చుట్టూ వంగినపుడు ఏర్పడింది. దీనివలన M87 * ను ఏ కోణం నుండి చూసినా సరే, డిస్క్‌ మొత్తాన్నీ - నేరుగా "నీడ" వెనుక భాగంలో ఉన్న దాన్ని కూడా - చూడగలిగే విధంగా ఉంటుంది.

EHT, దీనికి ముందు 2015 లో, సాజిట్టేరియస్ A * ఈవెంట్ హొరైజన్‌కు వెలుపల అయస్కాంత క్షేత్రాలను కనుగొంది. దాని లక్షణాలు కొన్నిటిని గుర్తించింది కూడా. ఎక్రీషన్ డిస్క్ గుండా వెళ్ళే ఫీల్డ్ లైన్లు క్రమపద్ధతిలో ఉన్నవి కొన్ని, చిక్కుబడ్డవి కొన్నీ కలిసిన సంక్లిష్ట మిశ్రమంగా ఉన్నాయని గుర్తించారు. సైద్ధాంతిక అధ్యయనాల ద్వారా అయస్కాంత క్షేత్రాల ఉనికిని ఊహించారు.[84][85]

విలీనమౌతున్న బ్లాక్ హోల్‌లు వెలువరించిన గురుత్వాకర్షణ తరంగాలను గుర్తించడం

మార్చు

2015 సెప్టెంబరు 14 న, LIGO గురుత్వాకర్షణ తరంగ అబ్జర్వేటరీ మొట్టమొదటి సారిగా గురుత్వాకర్షణ తరంగాలను ప్రత్యక్షంగా పరిశీలించింది . [12] [86] రెండు బ్లాక్ హోల్‌ల విలీనం ద్వారా ఉత్పత్తి అయ్యే గురుత్వాకర్షణ తరంగాలు ఎలా ఉంటాయో చెప్పిన సైద్ధాంతిక అంచనాలకు అనుగుణంగానే ఈ సిగ్నల్ ఉంది. రెండు బ్లాక్ హోల్‌ల లోను ఒకటి సుమారు 36 సౌర ద్రవ్యరాశి, మరొకటి 29 సౌర ద్రవ్యరాశి కలిగినవి. [87] ఇప్పటి వరకు బ్లాక్ హోల్‌ల ఉనికిని ధ్రువీకరించిన చాలా ఖచ్చితమైన ఆధారం ఇది. ఉదాహరణకు, విలీనానికి ముందు రెండు వస్తువుల మధ్య దూరం కేవలం 350 కి.మీ. (అంటే ష్వార్జ్‌షీల్డ్ వ్యాసార్ధానికి సుమారు నాలుగు రెట్లు) అని గురుత్వాకర్షణ తరంగ సిగ్నల్ సూచించింది. దీన్నిబట్టి వస్తువులు రెండూ చాలా కాంపాక్ట్ అయి ఉండాలి, అవి బ్లాక్ హోల్‌లే అనే ఊహకు ఇది బలాన్నిస్తోంది.

ఇవి కూడా చూడండి

మార్చు

నోట్స్

మార్చు
  1. ↑ ఒక ఖగోళ వస్తువు గురుత్వాకర్షణ నుండి తప్పించుకుని శాశ్వతంగా ఆ వస్తువు నుండి దూరాంగా పోయేందుకు అవసరమైన వేగమే, పలాయన వేగం. భూమ్మీద పలాయన వేగం 11.168 కి.మీ./సె
  2. ↑ కలకత్తా లోని ఫోర్ట్ విలియంలో 4.30 × 5.50 ⁠మీటర్ల చీకటి గది ఉండేది. 1756 జూన్ 20 న బెంగాలు నవాబు సిరాజుద్దౌలా, 146 బ్రిటిషు యుద్ధ ఖైదీలను ఒక రాత్రి ఆ చిన్న గదిలో బంధించాడు. తెల్లవారేసరికి మొత్తం 146 బందీల్లో 123 మంది మరణించారని ఒక కథనం.
  3. ↑ This is true only for four-dimensional spacetimes. In higher dimensions more complicated horizon topologies like a black ring are possible.[45][46]

మూలాలు

మార్చు
  1. ↑ Overbye, Dennis (10 April 2019). "Black Hole Picture Revealed for the First Time – Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos – Comments". The New York Times. Retrieved 10 April 2019.
  2. ↑ 2.0 2.1 Event Horizon Telescope, The (2019). "First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole". The Astrophysical Journal. 87: L1. arXiv:1906.11238. Bibcode:2019ApJ...875L...1E. doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  3. ↑ Landau, Elizabeth (10 April 2019). "Black Hole Image Makes History". NASA. Retrieved 10 April 2019.
  4. ↑ "The woman behind first black hole image". BBC News. 11 April 2019.
  5. ↑ Oldham, L. J.; Auger, M. W. (March 2016). "Galaxy structure from multiple tracers – II. M87 from parsec to megaparsec scales". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 457 (1): 421–439. arXiv:1601.01323. Bibcode:2016MNRAS.457..421O. doi:10.1093/mnras/stv2982.
  6. ↑ Wald, R. M. (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". In Iyer, B. R.; Bhawal, B. (eds.). Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe. Springer. pp. 69–86. arXiv:gr-qc/9710068. doi:10.1007/978-94-017-0934-7. ISBN 978-9401709347.
  7. ↑ Overbye, Dennis (8 June 2015). "Black Hole Hunters". NASA. Archived from the original on 9 June 2015. Retrieved 8 June 2015.
  8. ↑ Schutz, Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. p. 110. ISBN 978-0-521-45506-0. Archived from the original on 2 December 2016.
  9. ↑ Davies, P. C. W. (1978). "Thermodynamics of Black Holes" (PDF). Reports on Progress in Physics. 41 (8): 1313–1355. Bibcode:1978RPPh...41.1313D. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004. Archived from the original (PDF) on 10 May 2013.
  10. ↑ 10.0 10.1 10.2 Montgomery, Colin; Orchiston, Wayne; Whittingham, Ian (2009). "Michell, Laplace and the origin of the black hole concept". Journal of Astronomical History and Heritage. 12 (2): 90–96. Bibcode:2009JAHH...12...90M.
  11. ↑ Clery D (2020). "Black holes caught in the act of swallowing stars". Science. 367 (6477): 495. Bibcode:2020Sci...367..495C. doi:10.1126/science.367.6477.495. PMID 32001633.
  12. ↑ 12.0 12.1 Abbott, B.P.; et al. (2016). "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger". Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975.
  13. ↑ Bouman, Katherine L.; Johnson, Michael D.; Zoran, Daniel; Fish, Vincent L.; Doeleman, Sheperd S.; Freeman, William T. (2016). "Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction". 2016 IEEE Conference on Computer Vision and Pattern Recognition (CVPR). pp. 913–922. arXiv:1512.01413. doi:10.1109/CVPR.2016.105. hdl:1721.1/103077. ISBN 978-1-4673-8851-1.
  14. ↑ Gardiner, Aidan (12 April 2018). "When a Black Hole Finally Reveals Itself, It Helps to Have Our Very Own Cosmic Reporter – Astronomers announced Wednesday that they had captured the first image of a black hole. The Times's Dennis Overbye answers readers' questions". The New York Times. Retrieved 15 April 2019.
  15. ↑ "Ripped Apart by a Black Hole". ESO Press Release. Archived from the original on 21 జూలై 2013. Retrieved 19 July 2013.
  16. ↑ Michell, J. (1784). "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose. By the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S". Philosophical Transactions of the Royal Society. 74: 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576.
  17. ↑ Slayter, Elizabeth M.; Slayter, Henry S. (1992). Light and Electron Microscopy. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-33948-3. Archived from the original on 30 November 2017.
  18. ↑ Crass, Institute of Astronomy – Design by D.R. Wilkins and S.J. "Light escaping from black holes". www.ast.cam.ac.uk. Archived from the original on 6 జూలై 2019. Retrieved 10 March 2018.
  19. ↑ Schwarzschild, K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196. Bibcode:1916SPAW.......189S.
  20. ↑ Droste, J. (1917). "On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field" (PDF). Proceedings Royal Academy Amsterdam. 19 (1): 197–215. Archived from the original (PDF) on 18 May 2013.
  21. ↑ Kox, A. J. (1992). "General Relativity in the Netherlands: 1915–1920". In Eisenstaedt, Jean; Kox, A. J. (eds.). Studies in the history of general relativity. Birkhäuser. p. 41. ISBN 978-0-8176-3479-7.
  22. ↑ 't Hooft, G. (2009). "Introduction to the Theory of Black Holes" (PDF). Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute: 47–48. Archived from the original (PDF) on 21 May 2009. {{cite journal}}: Cite journal requires |journal= (help)
  23. ↑ Eddington, Arthur (1926). The Internal Constitution of the Stars. Vol. 52. Cambridge University Press. pp. 233–40. doi:10.1126/science.52.1341.233. ISBN 978-0-521-33708-3. PMID 17747682. Archived from the original on 11 August 2016. {{cite book}}: |work= ignored (help)
  24. ↑ Thorne, Kip S.; Hawking, Stephen (1994). Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company. pp. 134–135. ISBN 978-0-393-31276-8. Retrieved 12 April 2019. The first conclusion was the Newtonian version of light not escaping; the second was a semi-accurate, relativistic description; and the third was typical Eddingtonian hyperbole ... when a star is as small as the critical circumference, the curvature is strong but not infinite, and space is definitely not wrapped around the star. Eddington may have known this, but his description made a good story, and it captured in a whimsical way the spirit of Schwarzschild's spacetime curvature."
  25. ↑ Venkataraman, G. (1992). Chandrasekhar and his limit. Universities Press. p. 89. ISBN 978-81-7371-035-3. Archived from the original on 11 August 2016.
  26. ↑ Detweiler, S. (1981). "Resource letter BH-1: Black holes". American Journal of Physics. 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686.
  27. ↑ Harpaz, A. (1994). Stellar evolution. A K Peters. p. 105. ISBN 978-1-56881-012-6. Archived from the original on 11 August 2016.
  28. ↑ 28.0 28.1 Oppenheimer, J. R.; Volkoff, G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374.
  29. ↑ Bombaci, I. (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". Astronomy and Astrophysics. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
  30. ↑ Cho, A. (16 February 2018). "A weight limit emerges for neutron stars". Science. 359 (6377): 724–725. Bibcode:2018Sci...359..724C. doi:10.1126/science.359.6377.724. PMID 29449468.
  31. ↑ Margalit, B.; Metzger, B. D. (1 December 2017). "Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817". The Astrophysical Journal. 850 (2): L19. arXiv:1710.05938. Bibcode:2017ApJ...850L..19M. doi:10.3847/2041-8213/aa991c.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  32. ↑ Shibata, M.; Fujibayashi, S.; Hotokezaka, K.; Kiuchi, K.; Kyutoku, K.; Sekiguchi, Y.; Tanaka, M. (22 December 2017). "Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications". Physical Review D. 96 (12): 123012. arXiv:1710.07579. Bibcode:2017PhRvD..96l3012S. doi:10.1103/PhysRevD.96.123012.
  33. ↑ Ruiz, M.; Shapiro, S. L.; Tsokaros, A. (11 January 2018). "GW170817, general relativistic magnetohydrodynamic simulations, and the neutron star maximum mass". Physical Review D. 97 (2): 021501. arXiv:1711.00473. Bibcode:2018PhRvD..97b1501R. doi:10.1103/PhysRevD.97.021501. PMC 6036631. PMID 30003183.
  34. ↑ Rezzolla, L.; Most, E. R.; Weih, L. R. (9 January 2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". Astrophysical Journal. 852 (2): L25. arXiv:1711.00314. Bibcode:2018ApJ...852L..25R. doi:10.3847/2041-8213/aaa401.{{cite journal}}: CS1 maint: unflagged free DOI (link)
  35. ↑ Popova, Maria (27 June 2016). "Mapping the Heavens: How Cosmology Shaped Our Understanding of the Universe and the Strange Story of How the Term "Black Hole" Was Born". Retrieved 12 April 2019.
  36. ↑ "MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe". Retrieved 12 April 2019.
  37. ↑ Brown, Emma (3 August 2010). "Ann E. Ewing, journalist first reported black holes". Boston.com. Archived from the original on 24 September 2017. Retrieved 24 September 2017.
  38. ↑ "Pioneering Physicist John Wheeler Dies at 96". Scientific American. Archived from the original on 28 November 2016. Retrieved 27 November 2016.
  39. ↑ Overbye, Dennis (14 April 2008). "John A. Wheeler, Physicist Who Coined the Term 'Black Hole,' Is Dead at 96". The New York Times. Archived from the original on 22 November 2016. Retrieved 27 November 2016.
  40. ↑ "నిఘంటుశోధన - ఆధునిక వ్యవహార కోశం - బూదరాజు రాధాకృష్ణ". andhrabharati.com. Retrieved 2021-12-13.
  41. ↑ "Singularities and Black Holes > Lightcones and Causal Structure". Stanford Encyclopedia of Philosophy. Retrieved 11 March 2018.
  42. ↑ "Inside a black hole". Retrieved 26 March 2009.
  43. ↑ "What happens to you if you fall into a black holes". Retrieved 11 March 2018.
  44. ↑ "Watch: Three Ways an Astronaut Could Fall Into a Black Hole". 1 February 2014. Retrieved 13 March 2018.
  45. ↑ Emparan, R.; Reall, H. S. (2008). "Black Holes in Higher Dimensions". Living Reviews in Relativity. 11 (6): 6. arXiv:0801.3471. Bibcode:2008LRR....11....6E. doi:10.12942/lrr-2008-6. PMC 5253845. PMID 28163607.
  46. ↑ Obers, N. A. (2009). Papantonopoulos, Eleftherios (ed.). Black Holes in Higher-Dimensional Gravity (PDF). Lecture Notes in Physics. Vol. 769. pp. 211–258. arXiv:0802.0519. Bibcode:2009LNP...769.....P. doi:10.1007/978-3-540-88460-6. ISBN 978-3-540-88459-0. {{cite book}}: |journal= ignored (help)
  47. ↑ Smarr, L. (1973). "Surface Geometry of Charged Rotating Black Holes". Physical Review D. 7 (2): 289–295. Bibcode:1973PhRvD...7..289S. doi:10.1103/PhysRevD.7.289.
  48. ↑ Visser, M. (22 January 2009). "The Kerr spacetime: A brief introduction". In Wiltshire, D.L.; Visser, M.; Scott, S.M. (eds.). The Kerr Spacetime: Rotating Black Holes in General Relativity. Cambridge University Press. arXiv:0706.0622. ISBN 978-052188512-6.
  49. ↑ Delgado, J.F. M.; Herdeiro, C.A. R.; Radu, E. (2018). "Horizon geometry for Kerr black holes with synchronized hair". Physical Review D. 97 (12): 124012. Bibcode:2018PhRvD..97l4012D. doi:10.1103/PhysRevD.97.124012.
  50. ↑ "Sizes of Black Holes? How Big is a Black Hole?". Sky & Telescope. 22 July 2014. Retrieved 9 October 2018.
  51. ↑ Lewis, G. F.; Kwan, J. (2007). "No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon". Publications of the Astronomical Society of Australia. 24 (2): 46–52. arXiv:0705.1029. Bibcode:2007PASA...24...46L. doi:10.1071/AS07012.
  52. ↑ Droz, S.; Israel, W.; Morsink, S. M. (1996). "Black holes: the inside story". Physics World. 9 (1): 34–37. Bibcode:1996PhyW....9...34D. doi:10.1088/2058-7058/9/1/26.
  53. ↑ "Black Holes and Quantum Gravity". Cambridge Relativity and Cosmology. 1996. Retrieved 26 March 2009.
  54. ↑ "Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes". Retrieved 26 March 2009.
  55. ↑ 55.0 55.1 Nitta, Daisuke; Chiba, Takeshi; Sugiyama, Naoshi (September 2011). "Shadows of colliding black holes". Physical Review D. 84 (6): 063008. arXiv:1106.2425. Bibcode:2011PhRvD..84f3008N. doi:10.1103/PhysRevD.84.063008.
  56. ↑ Einstein, A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics. 40 (4): 922–936. Bibcode:1939AnMat..40..922E. doi:10.2307/1968902. JSTOR 1968902.
  57. ↑ Kerr, R. P. (2009). "The Kerr and Kerr-Schild metrics". In Wiltshire, D. L.; Visser, M.; Scott, S. M. (eds.). The Kerr Spacetime. Cambridge University Press. arXiv:0706.1109. Bibcode:2007arXiv0706.1109K. ISBN 978-0-521-88512-6.
  58. ↑ Penrose, R. (1965). "Gravitational Collapse and Space-Time Singularities". Physical Review Letters. 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57.
  59. ↑ Hawking, S. W.; Penrose, R. (January 1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A. 314 (1519): 529–548. Bibcode:1970RSPSA.314..529H. doi:10.1098/rspa.1970.0021. JSTOR 2416467.
  60. ↑ 60.0 60.1 Pacucci, F.; Ferrara, A.; Grazian, A.; Fiore, F.; Giallongo, E. (2016). "First Identification of Direct Collapse Black Hole Candidates in the Early Universe in CANDELS/GOODS-S". Mon. Not. R. Astron. Soc. 459 (2): 1432. arXiv:1603.08522. Bibcode:2016MNRAS.459.1432P. doi:10.1093/mnras/stw725.
  61. ↑ 61.0 61.1 Carr, B. J. (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?". In Suzuki, H.; Yokoyama, J.; Suto, Y.; Sato, K. (eds.). Inflating Horizon of Particle Astrophysics and Cosmology. Universal Academy Press. pp. astro–ph/0511743. arXiv:astro-ph/0511743. Bibcode:2005astro.ph.11743C. ISBN 978-4-946443-94-7.
  62. ↑ Griffiths, Martin (2012). Planetary Nebulae and How to Observe Them (illustrated ed.). Springer Science & Business Media. p. 11. ISBN 978-1-4614-1781-1. Archived from the original on 3 December 2016. Extract of page 11
  63. ↑ "Artist's impression of supermassive black hole seed". Retrieved 27 May 2016.
  64. ↑ 64.0 64.1 Rees, M. J.; Volonteri, M. (2007). Karas, V.; Matt, G. (eds.). Massive black holes: Formation and evolution. Vol. 238. pp. 51–58. arXiv:astro-ph/0701512. Bibcode:2007IAUS..238...51R. doi:10.1017/S1743921307004681. ISBN 978-0-521-86347-6. {{cite book}}: |work= ignored (help)
  65. ↑ Penrose, R. (2002). "Gravitational Collapse: The Role of General Relativity" (PDF). General Relativity and Gravitation. 34 (7): 1141. Bibcode:2002GReGr..34.1141P. doi:10.1023/A:1016578408204. Archived from the original (PDF) on 26 May 2013.
  66. ↑ "Is the Big Bang a black hole?". John Baez. Retrieved 16 March 2018.
  67. ↑ Vesperini, E.; McMillan, S. L. W.; d'Ercole, A.; et al. (2010). "Intermediate-Mass Black Holes in Early Globular Clusters". The Astrophysical Journal Letters. 713 (1): L41–L44. arXiv:1003.3470. Bibcode:2010ApJ...713L..41V. doi:10.1088/2041-8205/713/1/L41.
  68. ↑ Zwart, S. F. P.; Baumgardt, H.; Hut, P.; et al. (2004). "Formation of massive black holes through runaway collisions in dense young star clusters". Nature. 428 (6984): 724–726. arXiv:astro-ph/0402622. Bibcode:2004Natur.428..724P. doi:10.1038/nature02448. PMID 15085124.
  69. ↑ O'Leary, R. M.; Rasio, F. A.; Fregeau, J. M.; et al. (2006). "Binary Mergers and Growth of Black Holes in Dense Star Clusters". The Astrophysical Journal. 637 (2): 937–951. arXiv:astro-ph/0508224. Bibcode:2006ApJ...637..937O. doi:10.1086/498446.
  70. ↑ Hawking, S. W. (1974). "Black hole explosions?". Nature. 248 (5443): 30–31. Bibcode:1974Natur.248...30H. doi:10.1038/248030a0.
  71. ↑ Page, D. N. (2005). "Hawking radiation and black hole thermodynamics". New Journal of Physics. 7 (1): 203. arXiv:hep-th/0409024. Bibcode:2005NJPh....7..203P. doi:10.1088/1367-2630/7/1/203.
  72. ↑ Siegel, Ethan (2017). "Ask Ethan: Do Black Holes Grow Faster Than They Evaporate?". Forbes ("Starts With A Bang" blog). Retrieved 17 March 2018.
  73. ↑ Sivaram, C. (2001). "Black hole Hawking radiation may never be observed!". General Relativity and Gravitation. 33 (2): 175–181. Bibcode:2001GReGr..33..175S. doi:10.1023/A:1002753400430.
  74. ↑ Giddings, S. B.; Mangano, M. L. (2008). "Astrophysical implications of hypothetical stable TeV-scale black holes". Physical Review D. 78 (3): 035009. arXiv:0806.3381. Bibcode:2008PhRvD..78c5009G. doi:10.1103/PhysRevD.78.035009.
  75. ↑ Peskin, M. E. (2008). "The end of the world at the Large Hadron Collider?". Physics. 1: 14. Bibcode:2008PhyOJ...1...14P. doi:10.1103/Physics.1.14.
  76. ↑ Fichtel, C. E.; Bertsch, D. L.; Dingus, B. L.; et al. (1994). "Search of the energetic gamma-ray experiment telescope (EGRET) data for high-energy gamma-ray microsecond bursts". Astrophysical Journal. 434 (2): 557–559. Bibcode:1994ApJ...434..557F. doi:10.1086/174758.
  77. ↑ Particle emission rates from a black hole: Massless particles from an uncharged, nonrotating hole, Don N. Page, Physical Review D 13 (1976), pp. 198–206. doi:10.1103/PhysRevD.13.198. See in particular equation (27).
  78. ↑ "Black Holes | Science Mission Directorate". NASA. Retrieved 17 March 2018.
  79. ↑ Overbye, Dennis (10 April 2019). "Darkness Visible, Finally: Astronomers Capture First Ever Image of a Black Hole". The New York Times. Retrieved 11 April 2019.
  80. ↑ AP (10 April 2019). "Astronomers Reveal the First Picture of a Black Hole". The New York Times (video). Retrieved 11 April 2019.
  81. ↑ Grossman, Lisa; Conover, Emily (10 April 2019). "The first picture of a black hole opens a new era of astrophysics". Science News. Retrieved 11 April 2019.
  82. ↑ O. Straub, F.H. Vincent, M.A. Abramowicz, E. Gourgoulhon, T. Paumard, "Modelling the black hole silhouette in Sgr A* with ion tori", Astron. Astroph 543 (2012) A8
  83. ↑ "The first picture of a black hole opens a new era of astrophysics" (in అమెరికన్ ఇంగ్లీష్). 2019-04-10.
  84. ↑ Johnson, M. D.; Fish, V. L.; Doeleman, S. S.; Marrone, D. P.; Plambeck, R. L.; Wardle, J. F. C.; Akiyama, K.; Asada, K.; Beaudoin, C. (4 December 2015). "Resolved magnetic-field structure and variability near the event horizon of Sagittarius A*". Science. 350 (6265): 1242–1245. arXiv:1512.01220. Bibcode:2015Sci...350.1242J. doi:10.1126/science.aac7087. PMID 26785487.
  85. ↑ "Event Horizon Telescope Reveals Magnetic Fields at Milky Way's Central Black Hole". cfa.harvard.edu. 3 December 2015. Archived from the original on 31 December 2015. Retrieved 12 January 2016.
  86. ↑ Overbye, Dennis (11 February 2016). "Physicists Detect Gravitational Waves, Proving Einstein Right". The New York Times. Archived from the original on 11 February 2016. Retrieved 11 February 2016.
  87. ↑ Abbott, Benjamin P. (11 February 2016). "Properties of the binary black hole merger GW150914". Physical Review Letters. 116 (24): 241102. arXiv:1602.03840. Bibcode:2016PhRvL.116x1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.241102. PMID 27367378.
"https://te.wikipedia.org/w/index.php?title=బ్లాక్_హోల్&oldid=4359558" నుండి వెలికితీశారు