कृष्ण छिद्र
कृष्ण छिद्र (अङ्ग्रेजी: Black Hole; "ब्ल्याक होल") ब्ल्याक होल अन्तरिक्ष समयको क्षेत्र हो जहाँ गुरुत्वाकर्षण यति बलियो हुन्छ कि प्रकाश वा अन्य विद्युत चुम्बकीय तरंगहरू सहित यसको घटना क्षितिजबाट बच्न पर्याप्त ऊर्जा हुँदैन। सामान्य सापेक्षताको सिद्धान्तले भविष्यवाणी गरेको छ कि पर्याप्त मात्रामा कम्प्याक्ट पिण्डले ब्ल्याक होल बनाउनको लागि स्पेसटाइमलाई विकृत गर्न सक्छ। कुनै भाग्ने सीमालाई घटना क्षितिज भनिन्छ। यद्यपि यसले यसलाई पार गर्ने वस्तुको भाग्य र परिस्थितिहरूमा ठूलो प्रभाव पार्छ, सामान्य सापेक्षता अनुसार यसमा स्थानीय रूपमा पत्ता लगाउन सकिने सुविधाहरू छैनन्।
कृष्ण छिद्रका गुणहरु
[सम्पादन गर्नुहोस्]धेरै तरिकामा, ब्ल्याक होल एक आदर्श कालो शरीर जस्तै कार्य गर्दछ, किनकि यसले प्रकाशलाई प्रतिबिम्बित गर्दैन। यसबाहेक, घुमाउरो स्पेसटाइममा क्वान्टम फिल्ड थ्योरीले भविष्यवाणी गर्छ कि घटना क्षितिजले हकिङ विकिरण उत्सर्जन गर्छ, जसको द्रव्यमानको विपरीत समानुपातिक तापमानको ब्ल्याक बडी जस्तै स्पेक्ट्रम हुन्छ।
यो तापक्रम तारकीय ब्ल्याक होलका लागि केल्भिनको अर्बौं भागको क्रमको हुन्छ, यसले प्रत्यक्ष रूपमा अवलोकन गर्न असम्भव बनाउँछ। वस्तुहरु जसको गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र प्रकाश को लागी धेरै बलियो छ बचाउन को लागी पहिलो 18 औं शताब्दी मा जोन मिशेल र पियरे-सिमन लाप्लेस द्वारा माना गया। 1916 मा, कार्ल श्वार्जस्चाइल्डले सामान्य सापेक्षताको पहिलो आधुनिक समाधान फेला पारे जुन ब्ल्याक होलको विशेषता हो। डेभिड फिन्केलस्टेनले सन् १९५८ मा पहिलो पटक "ब्ल्याक होल" को अन्तरिक्षको क्षेत्रको रूपमा व्याख्या प्रकाशित गरेका थिए जसबाट कुनै पनि कुरा उम्कन सक्दैन। ब्ल्याक होललाई लामो समयसम्म गणितीय जिज्ञासा मानिन्थ्यो; यो 1960 सम्म थिएन कि सैद्धांतिक कार्यले देखाएको थियो कि तिनीहरू सामान्य सापेक्षताको सामान्य भविष्यवाणी थिए। सन् १९६७ मा जोसेलिन बेल बर्नेलले गरेको न्युट्रोन ताराहरूको खोजले सम्भावित खगोल भौतिक वास्तविकताको रूपमा गुरुत्वाकर्षण रूपमा ध्वस्त भएका कम्प्याक्ट वस्तुहरूमा रुचि जगायो। ज्ञात पहिलो ब्ल्याक होल सिग्नस X-1 थियो, 1971 मा धेरै शोधकर्ताहरूले स्वतन्त्र रूपमा पहिचान गरे। तारकीय द्रव्यमानको ब्ल्याक होलहरू बन्छन् जब ठूलो ताराहरू तिनीहरूको जीवन चक्रको अन्त्यमा पतन हुन्छन्। ब्ल्याक होल बनेपछि, यो यसको वरिपरिको वस्तुलाई अवशोषित गरेर बढ्न सक्छ। लाखौं सौर्य पिण्ड (M☉) को सुपरमासिभ ब्ल्याक होलहरू अन्य ताराहरूलाई अवशोषित गरेर र अन्य ब्ल्याक होलहरूसँग मिलाएर बन्न सक्छन्। धेरैजसो आकाशगंगाका केन्द्रहरूमा सुपरमासिभ ब्ल्याक होलहरू हुन्छन् भन्नेमा सहमति छ। ब्ल्याक होलको उपस्थिति अन्य पदार्थ र विद्युत चुम्बकीय विकिरण जस्तै दृश्य प्रकाश संग यसको अन्तरक्रिया मार्फत अनुमान गर्न सकिन्छ। ब्ल्याक होलमा खस्ने कुनै पनि पदार्थले घर्षणद्वारा तताइएको बाह्य अभिवृद्धि डिस्क बनाउन सक्छ, क्वासरहरू बनाउँछ, ब्रह्माण्डका केही उज्यालो वस्तुहरू।
सुपरमासिभ ब्ल्याक होलको धेरै नजिकबाट जाने ताराहरूलाई स्ट्रिमरहरूमा टुक्रा पार्न सकिन्छ जुन "निल्न" अघि धेरै चम्किन्छ। यदि अन्य ताराहरूले ब्ल्याक होलको परिक्रमा गरिरहेका छन् भने, तिनीहरूको कक्षाले ब्ल्याक होलको द्रव्यमान र स्थान निर्धारण गर्न सक्छ। त्यस्ता अवलोकनहरू न्यूट्रोन ताराहरू जस्ता सम्भावित विकल्पहरू बहिष्कार गर्न प्रयोग गर्न सकिन्छ। यसरी, खगोलविद्हरूले बाइनरी प्रणालीहरूमा असंख्य तारकीय ब्ल्याक होल उम्मेद्वारहरू पहिचान गरेका छन् र स्थापित गरेका छन् कि Sagittarius A* भनेर चिनिने रेडियो स्रोत, मिल्की वे ग्यालेक्सीको केन्द्रमा, लगभग 4.3 मिलियन सौर्य पिण्डको सुपरमासिभ ब्ल्याक होल समावेश गर्दछ। 11 फेब्रुअरी 2016 मा, LIGO वैज्ञानिक सहयोग र कन्याको सहयोगले ब्ल्याक होल मर्जरको पहिलो अवलोकनको प्रतिनिधित्व गर्दै गुरुत्वाकर्षण तरंगहरूको पहिलो प्रत्यक्ष पत्ता लगाउने घोषणा गर्यो। १० अप्रिल २०१९ मा, मेसियर ८७ को ग्यालेक्टिक केन्द्रमा रहेको सुपरम्यासिभ ब्ल्याक होलको २०१७ मा इभेन्ट होराइजन टेलिस्कोप (EHT) द्वारा गरिएको अवलोकनहरू पछि, ब्ल्याक होल र यसको वरपरको पहिलो प्रत्यक्ष छवि प्रकाशित भयो। 2021 को अनुसार, सबैभन्दा नजिकको ज्ञात शरीर ब्ल्याक होल मानिन्छ लगभग 1,500 प्रकाश-वर्ष (460 पारसेक) टाढा छ (नजिकैको ब्ल्याक होलहरूको सूची हेर्नुहोस्)। मिल्की वेमा हालसम्म दुई दर्जन ब्ल्याक होलहरू मात्र फेला परे तापनि त्यहाँ करोडौं छन्, जसमध्ये धेरैजसो एक्लो छन् र विकिरणको उत्सर्जन गर्दैनन्। त्यसकारण, तिनीहरू केवल गुरुत्वाकर्षण लेन्सिङ द्वारा पत्ता लगाउन सकिन्छ।
