ब्लैक होल्स पर एक छोटी सी किताब

2023 लेखक: Bryan Walter | [email protected]. अंतिम बार संशोधित: 2023-05-21 22:25

ब्लैक होल आज भौतिकी के सबसे चर्चित (और कठिन) क्षेत्रों में से एक है। किरिल मास्लेनिकोव द्वारा रूसी में अनुवादित "ए लिटिल बुक अबाउट ब्लैक होल्स" (पीटर पब्लिशिंग हाउस) पुस्तक में, प्रिंसटन विश्वविद्यालय के प्रोफेसर स्टीफन गैब्सर ने उन्हें संक्षिप्त और सुलभ तरीके से वर्णन करने का प्रयास किया है। एन + 1 पाठकों को "ब्रह्मांड में ब्लैक होल" अध्याय से एक अंश पढ़ने के लिए आमंत्रित करता है, जो बताता है कि एक्स-रे बाइनरी क्या है और विज्ञान कैसे जानता है कि एक ब्लैक होल एक दृश्य तारे के पास छिपा हो सकता है।

ब्रह्मांड में ब्लैक होल

1960 और 1970 के दशक में, जिसे सामान्य सापेक्षता का स्वर्ण युग कहा जाता है, ब्लैक होल की समझ में एक वास्तविक क्रांति हुई। पिछले अध्यायों में वर्णित ब्लैक होल की आधुनिक सैद्धांतिक समझ आम तौर पर उस समय की गणितीय उपलब्धियों और कई शोधकर्ताओं की गहरी अंतर्दृष्टि के कारण बनाई गई थी, जिनमें जॉन व्हीलर, किप थॉर्न, वर्नर इज़राइल, रोजर पेनरोज़ और स्टीफन हॉकिंग शामिल थे।. उसी समय, खगोलविदों ने तेजी से संवेदनशील ऑप्टिकल और रेडियो दूरबीनों का उपयोग करते हुए ब्रह्मांड में गहराई से और दूर तक देखा। पहली बार एक्स-रे में आकाश कैसा दिखता है, इसका अंदाजा लगाया गया। दो नए और उस समय लग रहे थे कि खगोलीय पिंडों के पूरी तरह से रहस्यमय वर्गों की खोज की गई थी: क्वासर और एक्स-रे बायनेरिज़। यह वहाँ है, जैसा कि अब हम सोचते हैं, कि ब्लैक होल स्थित हैं।

एक्स-रे बाइनरी एक तारकीय प्रणाली है जिसमें एक साधारण तारा और एक दूसरा, अदृश्य साथी होता है, जो एक सफेद बौना, न्यूट्रॉन स्टार या ब्लैक होल माना जाता है। दोनों साथी द्रव्यमान के एक सामान्य केंद्र के इर्द-गिर्द घूमते हैं। ऐसा माना जाता है कि पदार्थ को प्रेक्षित तारे से अदृश्य साथी की सतह पर स्थानांतरित किया जाता है, जो इन प्रणालियों द्वारा एक्स-रे फोटॉन के तीव्र उत्सर्जन की व्याख्या करता है। लेकिन अगर हम दूसरी वस्तु नहीं देखते हैं, तो हमें कैसे पता चलेगा कि वह है? इस प्रश्न का उत्तर फोटॉनों की तरंगदैर्घ्य के डॉप्लर शिफ्ट द्वारा दिया जाता है, जो कक्षीय गति के कारण प्रेक्षित तारे के वातावरण में पैदा होते हैं। परमाणु और अणु केवल कुछ तरंग दैर्ध्य पर फोटॉन को अवशोषित और उत्सर्जित करते हैं। इस प्रकार वर्णक्रमीय रेखाएँ बनती हैं; प्रत्येक परमाणु या अणु ऐसी रेखाओं के एक अद्वितीय समूह द्वारा प्रतिष्ठित होता है जिसके द्वारा इन परमाणुओं की उपस्थिति को पहचाना जा सकता है। उदाहरण के लिए, सोडियम स्ट्रीट लाइट चमकीले पीले रंग की चमकती है क्योंकि उनके उत्सर्जन में 589.0 और 589.6 नैनोमीटर की तरंग दैर्ध्य वाली दो सोडियम वर्णक्रमीय रेखाएँ होती हैं। जब खगोलविद सितारों का स्पेक्ट्रा लेते हैं, तो वे इन स्पेक्ट्रा में इन सितारों के वायुमंडल में परमाणुओं और अणुओं द्वारा उत्पन्न कई अवशोषण और उत्सर्जन रेखाएं देखते हैं। यदि कोई तारा एक द्विआधारी प्रणाली में प्रवेश करता है, तो रेखाएं समय-समय पर बारी-बारी से लाल और नीले रंग के विस्थापन को प्रदर्शित करेंगी, जो कि दूसरे तारे के साथ सामान्य द्रव्यमान के केंद्र के सापेक्ष तारे की कक्षीय गति के कारण होता है। रेखाओं का प्रत्यावर्ती विस्थापन वही परिघटना है जिसकी चर्चा हमने दीर्घवृत्तीय कक्षा के संबंध में अध्याय 3 में की थी।

तो अब हम जानते हैं कि एक्स-रे बायनेरिज़ वास्तव में बायनेरिज़ हैं, भले ही हम उनमें केवल एक स्टार देखते हैं। लेकिन हम कैसे जानते हैं कि कुछ मामलों में, जैसे कि Cyg X-1 (नक्षत्र सिग्नस में एक उज्ज्वल एक्स-रे बाइनरी), ऑप्टिकल स्टार का साथी एक ब्लैक होल है? क्या होगा अगर, संशयवादी कहते हैं, यह सिर्फ एक साधारण तारा है, लेकिन बहुत मंद है और इसलिए पृथ्वी से अदृश्य है? इस संशयपूर्ण अवलोकन का उत्तर बहुत सरल है: एक फीके तारे के लिए अदृश्य साथी बहुत विशाल है। इस उत्तर की पुष्टि करने के लिए, हमें कुछ अन्य टिप्पणियों, केप्लर के कक्षीय गति के नियमों और तारकीय विकास के सिद्धांत को शामिल करने और एक दूसरे से संबंधित करने की आवश्यकता है। आइए अवलोकनों से शुरू करें।वर्णक्रमीय रेखाओं के डॉपलर बदलाव से, हम न केवल तारे के द्वैत के तथ्य को निकाल सकते हैं, बल्कि इसकी कक्षा के विस्तृत गुणों का भी पता लगा सकते हैं। वर्णक्रमीय रेखाओं की दोलन अवधि बाइनरी सिस्टम की कक्षीय अवधि को बिल्कुल पुन: पेश करती है। एक अवधि में डॉपलर शिफ्ट के सटीक माप से कक्षा की अण्डाकारता की गणना की जा सकती है। लाइन शिफ्ट का आयाम तारे की अधिकतम गति की निचली सीमा देता है। (यह तभी वास्तविक अधिकतम गति के बराबर होगा जब हम कक्षा को "किनारे पर" देखते हैं, लेकिन कक्षा का झुकाव केवल बहुत ही दुर्लभ मामलों में निर्धारित किया जा सकता है।) इन सभी अवलोकन डेटा को कक्षा में गति के केप्लरियन कानूनों के साथ जोड़ना, हम बाइनरी सिस्टम के दोनों साथियों के कुल द्रव्यमान की न्यूनतम सीमा का अनुमान लगा सकते हैं। और अगर हम किसी दृश्य तारे का द्रव्यमान निर्धारित कर सकते हैं, तो हम उसके अदृश्य साथी के द्रव्यमान की गणना कर सकते हैं। यह वह जगह है जहां तारकीय विकास का सिद्धांत हमारी सहायता के लिए आता है। वह कहती हैं कि अगर हम किसी तारे की सतह के तापमान और चमक को जानते हैं (दोनों को सीधे टिप्पणियों से निर्धारित किया जा सकता है), तो तारकीय विकास के बारे में हमारे विचार हमें इसके द्रव्यमान का सटीक अनुमान लगाने की अनुमति देते हैं।

एक तारे का जीवन एक-दूसरे का विरोध करने वाली शक्तियों द्वारा निर्धारित होता है: गुरुत्वाकर्षण का बल उसके केंद्र की ओर निर्देशित होता है और गर्म गैस के दबाव का बल बाहर की ओर निर्देशित होता है। यह वास्तव में, हमारी पृथ्वी सहित ठंडे ग्रहों के लिए सही है, लेकिन ग्रहों के विपरीत, तारे इतने बड़े पैमाने पर होते हैं कि ठंडे पदार्थ द्वारा गुरुत्वाकर्षण को संतुलित करने के लिए दबाव बनाया जाता है, कम से कम अपने जीवन के शुरुआती चरणों में। एक नवजात तारा गैस का एक ढहने वाला (संकुचित) बादल होता है, जिसमें ज्यादातर हाइड्रोजन होता है। बादल के संपीड़न की प्रक्रिया में, थर्मोन्यूक्लियर दहन शुरू होने तक इसके मूल में दबाव और तापमान बढ़ जाता है: हाइड्रोजन परमाणुओं का संलयन। उसी समय, फोटॉन और न्यूट्रिनो के रूप में ऊर्जा की एक विशाल मात्रा जारी की जाती है, जो नाभिक को गर्म करना जारी रखती है, और अंत में, संपीड़न को रोकने के लिए थर्मल दबाव पर्याप्त हो जाता है। इस समय एक तारे का जन्म होता है। बाहर से, ऐसा लगता है कि कोई तारा संतुलन की स्थिति में पहुंच गया है, लेकिन नाभिक की रासायनिक संरचना लगातार बदल रही है क्योंकि इसमें हाइड्रोजन दहन के दौरान हीलियम में बदल जाता है। जब किसी तारे का हाइड्रोजन भंडार समाप्त हो जाता है तो उसके कोर में क्या होता है यह तारे के द्रव्यमान पर निर्भर करता है। यहां हम तारकीय विकास की विभिन्न संभावनाओं के विश्लेषण में बहुत गहराई तक नहीं जाना चाहते हैं। मान लीजिए कि सबसे विशाल तारे (दस से एक सौ सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान के साथ) संतुलन के कई चरणों से गुजरते हैं, जो संपीड़न के क्षणों से अलग होते हैं, जिसके दौरान हर बार कोर में तापमान और दबाव बढ़ता है, जिसके परिणामस्वरूप नई थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन प्रतिक्रियाएं फिर से शुरू होती हैं। यह तब तक रहता है जब तक कि एक नाभिक नहीं बनता है, जिसमें मुख्य रूप से लोहे के परमाणु होते हैं।

किसी तारे के जीवन के अंतिम चरणों में क्या होता है, इस पर चर्चा करने से पहले, हम इस सवाल पर लौटते हैं कि किसी तारे के सतह के तापमान और चमक को जानने से हमें उसका द्रव्यमान निर्धारित करने में कैसे मदद मिलती है। शायद इस प्रश्न को दूसरी तरफ से देखना आसान है: यदि हम किसी तारे के द्रव्यमान और रासायनिक संरचना को जानते हैं, तो हम सितारों की संरचना के समीकरणों का उपयोग करके इसकी सतह के तापमान और चमक की गणना कर सकते हैं। यहां कई तकनीकी विवरण हैं, लेकिन मूल सिद्धांत इस प्रकार हैं। गुरुत्वाकर्षण को संतुलित करने के लिए, अधिक विशाल तारे को अधिक तापीय दबाव की आवश्यकता होती है। इसलिए, इसकी गहराई में अधिक तीव्र थर्मोन्यूक्लियर दहन होता है, अधिक फोटॉन उत्सर्जित होते हैं, और तारा उज्जवल हो जाता है। उच्चतम तापमान तारे के केंद्र में पहुंच जाता है, केंद्र से दूरी के साथ यह कम हो जाता है, और सतह पर यह न्यूनतम हो जाता है। किसी तारे की सतह के तापमान का विशिष्ट मान उसकी संरचना पर निर्भर करता है, लेकिन कम से कम हाइड्रोजन दहन के प्रारंभिक चरण में, जिसे खगोलविद मुख्य अनुक्रम चरण कहते हैं, अधिक विशाल सितारों का सतह का तापमान भी अधिक होता है। और यह बदले में, तारे के दृश्य रंग को निर्धारित करता है। इस प्रकार, सितारों के रंग और चमक के अवलोकन के आधार पर, खगोलविद विपरीत गणना कर सकते हैं और उनके द्रव्यमान और रासायनिक संरचना का अनुमान लगा सकते हैं।

तो यह स्थापित करना संभव था कि CygX-1 प्रणाली में 30,000 केल्विन के सतह के तापमान और 20 सौर द्रव्यमान के द्रव्यमान वाला एक तारा है।इतने उच्च तापमान पर, यह तारा नीला दिखता है (हालाँकि इसे नोटिस करना मुश्किल है - यह पृथ्वी से इतनी दूर है कि आप इसे केवल अच्छे दूरबीन या दूरबीन से ही देख सकते हैं)। यह सूर्य के आकार का कम से कम दस गुना है और इसे नीले सुपरजायंट के रूप में वर्गीकृत किया गया है। इन आंकड़ों से और स्पेक्ट्रल लाइनों के देखे गए डॉपलर बदलावों से, खगोलविदों ने एक बाइनरी की कक्षा का मॉडल तैयार किया और इस मॉडल से एक अदृश्य साथी के द्रव्यमान की गणना की: यह लगभग 15 सौर द्रव्यमान के बराबर निकला। इसे ब्लैक होल क्यों होना चाहिए? इसका उत्तर फिर से तारों की संरचना के सिद्धांत द्वारा दिया गया है। जैसा कि हमने पहले ही समझाया है, अपने विकास के दौरान, एक विशाल तारा अपने परमाणु ईंधन के जलने के विभिन्न चरणों से गुजरता है, और इस प्रक्रिया के दौरान निकलने वाली ऊर्जा गुरुत्वाकर्षण बल को संतुलित करने के लिए आवश्यक दबाव प्रदान करती है। थर्मोन्यूक्लियर प्रतिक्रियाएं तब तक चलती हैं जब तक कि तारे के आंतरिक भाग में लोहे के समूह के परमाणुओं का एक कोर नहीं बन जाता। ऐसे नाभिक सबसे स्थिर होते हैं; किसी भी आगे के परमाणु संलयन या क्षय प्रक्रियाओं के लिए ऊर्जा इनपुट की आवश्यकता होती है। विचाराधीन चरण में, तारे के मूल में परमाणु पूरी तरह से आयनित होते हैं: सभी इलेक्ट्रॉन अपनी कक्षाओं से फट जाते हैं और स्वतंत्र रूप से "फ्लोट" करते हैं, जिससे पदार्थ की एक विशिष्ट अवस्था बनती है: फर्मी गैस, या पतित गैस। इस पतित अवस्था का एक गुण यह है कि यह शून्य तापमान पर भी महत्वपूर्ण दबाव डाल सकती है। सूर्य जैसे कम द्रव्यमान वाले तारों के लिए, थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन रुकने पर पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव कोर के संतुलन को बनाए रखने के लिए पर्याप्त होता है (ध्यान दें कि कम द्रव्यमान वाले सितारों में यह उनके कोर में लोहे के बनने से पहले भी होता है)। ऐसे तारे सफेद बौनों में बदल कर अपना जीवन समाप्त कर लेते हैं।

विशाल तारों के विकास के अंतिम चरण अधिक तीव्र होते हैं। जैसे ही लोहे की कोर का द्रव्यमान तथाकथित चंद्रशेखर सीमा से अधिक हो जाता है, जो कि सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.4 गुना है, तारे के कोर के संतुलन को बनाए रखने के लिए पतित इलेक्ट्रॉन गैस का दबाव अपर्याप्त हो जाता है, और यह ढहना - केंद्र की ओर गिरना। तापमान और घनत्व में जबरदस्त वृद्धि होती है, और उच्च ऊर्जा वाले फोटॉन लोहे के परमाणुओं को नष्ट करना शुरू कर देते हैं। इस अत्यंत घने वातावरण में, मुक्त इलेक्ट्रॉन और प्रोटॉन जल्दी से मिलकर न्यूट्रॉन बनाते हैं - एक न्यूट्रॉन गैस बनती है। न्यूट्रॉन फ़र्मियन हैं, जिसका अर्थ है कि वे एक पतित गैस का दबाव भी बनाते हैं, और यह अपक्षयी इलेक्ट्रॉनों की गैस की तुलना में बहुत अधिक हो जाता है - इतना अधिक कि यह नाभिक के पतन को रोक सकता है। यह काफी तेजी से और हिंसक रूप से होता है, जिसके परिणामस्वरूप एक शक्तिशाली शॉक वेव तारे की पूरी मोटाई के माध्यम से बाहर की ओर फैलती है। कई विवरण अभी भी अस्पष्ट हैं, लेकिन सामान्य तौर पर खगोलविदों को विश्वास है कि अंततः टाइप II सुपरनोवा विस्फोट के रूप में जो देखा जाता है वह इसी तरह शुरू होता है। इसके दौरान, तारे की बाहरी परतों को अंतरिक्ष में फेंक दिया जाता है, लेकिन कुछ पदार्थ वापस कोर पर गिर जाता है, जिसे अब प्रोटो-न्यूट्रॉन तारा कहा जा सकता है।

जिस तरह इलेक्ट्रॉन पतित गैस के दबाव द्वारा बनाए गए संतुलन में तारकीय कोर के द्रव्यमान के लिए चंद्रशेखर सीमा मौजूद है, उसी तरह की सीमा न्यूट्रॉन पतित गैस के लिए गणना की जा सकती है: इसे कभी-कभी टोलमैन-ओपेनहाइमर-वोल्कोव (टीओवी) सीमा कहा जाता है। न्यूट्रॉन सितारों में मौजूद महत्वपूर्ण घनत्व पर परमाणु पदार्थ की भौतिकी अभी तक पूरी तरह से समझ में नहीं आई है, और इसलिए टीओवी सीमा का सही मूल्य पूरी तरह से ज्ञात नहीं है। हम न्यूट्रॉन सितारों के अवलोकन से जानते हैं कि यह सूर्य के द्रव्यमान का कम से कम दो गुना है। साथ ही, सिद्धांत कहता है कि यह लगभग तीन सौर द्रव्यमान से अधिक नहीं हो सकता है, अगर हम एक उचित धारणा बनाते हैं कि न्यूट्रॉन स्टार में ध्वनि तरंगें प्रकाश की गति से तेज गति से यात्रा नहीं कर सकती हैं।यदि टीओवी सीमा को पार करने के लिए कोर द्रव्यमान के अभिवृद्धि के परिणामस्वरूप पर्याप्त पदार्थ कोर पर गिरता है, तो प्रोटो-न्यूट्रॉन तारा भी ढह जाएगा। परमाणु से अधिक घनत्व पर, निश्चित रूप से, पदार्थ की अभी भी बंद चरण अवस्थाएं हो सकती हैं, लेकिन यदि इन राज्यों में ध्वनि की गति प्रकाश की गति से कम है, तो तीन सौर द्रव्यमान से ऊपर के द्रव्यमान वाला कोई कोर सक्षम नहीं होगा संतुलन में रहने के लिए, और फिर सापेक्षता का सामान्य सिद्धांत अनिवार्य रूप से ब्लैक होल के गठन की भविष्यवाणी करेगा। आइए CygX-1 पर वापस जाएं। हम जानते हैं कि साथी का द्रव्यमान लगभग 15 सौर है। बहुत अधिक बड़े पैमाने पर दिखाई देने वाले तारे भी हैं (यह Cyg X-1 सिस्टम में बिल्कुल दृश्यमान तारा है!), लेकिन चूंकि साथी अदृश्य है, इसलिए सामान्य सितारों की तरह, गर्मी छोड़ने के कारण इसका संतुलन बनाए नहीं रखा जा सकता है। हालांकि, 15 सौर द्रव्यमान टीओवी सीमा से काफी ऊपर हैं। और इसलिए हम यह निष्कर्ष निकालते हैं कि साथी न तो एक साधारण तारा हो सकता है, न ही एक सफेद बौना, न ही एक न्यूट्रॉन तारा, और न ही सामान्य (बैरियोनिक) पदार्थ से युक्त कोई तारकीय वस्तु।

Cyg X-1 प्रणाली में एक साथी एक ब्लैक होल क्यों है, इस प्रश्न का उत्तर जितना सरल है (इसमें बहुत अधिक द्रव्यमान नहीं है), यह उत्तर, जैसा कि हम पहले ही देख चुके हैं, सैद्धांतिक की एक लंबी श्रृंखला पर टिकी हुई है तर्क। उनमें से कुछ टिप्पणियों और प्रयोगों (परमाणु के नीचे घनत्व पर तारकीय विकास) द्वारा काफी अच्छी तरह से समर्थित हैं, अन्य कुछ अस्पष्ट दिखते हैं (परमाणु घनत्व पर पदार्थ की प्रकृति), और एक तर्क अत्यधिक प्रशंसनीय है, लेकिन पूरी तरह से सट्टा है (कि कोई बड़े पैमाने पर नहीं हैं, कॉम्पैक्ट "स्टार्स »एक्स-रे रेंज में निकलने वाले डार्क मैटर से)। इसलिए, एक अधिक रूढ़िवादी कथन यह होगा कि साइग एक्स -1 जैसे उच्च-द्रव्यमान एक्स-रे बायनेरिज़ के देखे गए गुणों को ब्लैक होल मॉडल द्वारा अच्छी तरह से वर्णित किया गया है और किसी ने अभी तक ऐसी प्रणालियों के गुणों के वैकल्पिक स्पष्टीकरण का प्रस्ताव नहीं दिया है। आम तौर पर स्वीकृत और अच्छी तरह से परीक्षण किए गए सिद्धांतों की रूपरेखा। और 14 सितंबर, 2015 तक, ब्लैक होल की भौतिक वास्तविकता के लिए शायद यह सबसे अच्छा तर्क था जिसके बारे में सोचा जा सकता था। लेकिन उस दिन, सब कुछ बदल गया: LIGO संस्थापन ने दो ब्लैक होल के विलय को पंजीकृत किया। विज्ञान कभी भी इस तरह की घटनाओं की 100% स्पष्ट व्याख्या नहीं दे सकता है, लेकिन इस विलय से गुरुत्वाकर्षण तरंगों का अवलोकन स्पष्ट रूप से उन सभी गैर-गुरुत्वाकर्षण सैद्धांतिक तर्कों को अमान्य कर देता है जिनका उपयोग Cyg X-1 (या क्वासर, जो हम कर रहे हैं) के मामले की व्याख्या करने के लिए किया जा सकता है। नीचे के बारे में बात करने जा रहे हैं), और केवल निर्वात में सापेक्षता के सामान्य सिद्धांत के गुणों पर आधारित हो सकते हैं। हम इन ऐतिहासिक अवलोकनों के बारे में अधिक विस्तार से जानेंगे, जिसके परिणामस्वरूप अध्याय 6 में खगोल विज्ञान की एक नई शाखा के जन्म से कम कुछ भी नहीं है।