ब्लैकहोल के द्रव्यमान एवं आकार-----

By वैभव पाण्डेय ब्लैकहोल के द्रव्यमान के आधार पर उनका आकार ब्लैक होल को सामान्यतः उनके द्रव्यमान के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है, कोणीय गति ...

By वैभव पाण्डेय




ब्लैकहोल के द्रव्यमान के आधार पर उनका आकार



ब्लैक होल को सामान्यतः उनके द्रव्यमान के अनुसार वर्गीकृत किया जाता है, कोणीय गति  से स्वतंत्र. घटना क्षितिज त्रिज्या, या श्वार्ज़स्चाइल्ड त्रिज्या, द्वारा निर्धारित ब्लैक होल का आकार द्रव्यमान  के अनुपात में होता है,

{\displaystyle r_{sh}\approx 2.95\,M/M_{\bigodot }\;\mathrm {km,} }

जहाँ {\displaystyle r_{sh}\,} स्च्वार्जस्चिल्ड त्रिज्या है और {\displaystyle M_{\bigodot }} सूर्य का द्रव्यमान है। इस प्रकार एक ब्लैक होल का आकार और द्रव्यमान साधारण रूप से संबंधित होते हैं, रोटेशन से स्वतंत्र। इस कसौटी के अनुसार, ब्लैक होलों को इस प्रकार वर्गीकृत किया जाता है:

• अत्यधिक विशालकाय - इनमें सैकड़ों हजारों से लेकर अरबों तक सौर द्रव्यमान होता है और ऐसा माना जाता है कि ये अधिकांश आकाशगंगाओं के केंद्र में स्थित हैं, हमारी आकाश गंगा में भी। ऐसा विचार है कि ये सक्रिय आकाशीय नाभिक के लिए जिम्मेदार होते हैं, संभव है कि ये या तो छोटे ब्लैक होल के संघीकरण से बनते हैं या तारों और गैस के उन पर एकत्र होने से। सबसे बड़ा ज्ञात अत्यधिक द्रब्यमान वाला ब्लैक होल OJ 287में स्थित है जिसका वज़न 18 अरब सौर द्रव्यमान है।

• मध्यवर्ती - हजारों सौर द्रव्यमान शामिल होते हैं। उन्हें अति चमक वाला एक्स रे स्रोतों के लिए एक संभव शक्ति स्रोत के रूप में प्रस्तावित किया गया है। उनके स्वतः निर्माण का कोई ज्ञात तरीका नहीं है, इसलिए उनका निर्माण सम्भवतः कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होलों की टक्कर से होता है, गोलाकार क्लस्टर के घने तारकीय कोर में या आकाशगंगाओं में। ये निर्माण घटनाएँ गहन गुरुत्वीय तरंगें पैदा करती हैं जिन्हें जल्दी ही देखा जा सकता है। अत्यधिक और माध्यमिक द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के बीच की सीमा दृष्टिकोण पर निर्भर है। उनकी निम्नतम द्रव्यमान सीमा, सीधे तौर पर एक विशालकाय तारे के पतन से बनने वाले ब्लैक होल का अधिकतम द्रव्यमान, के बारे में वर्तमान में ज्यादा ज्ञात नहीं है लेकिन ऐसा माना जाता है कि वह 200 सौर द्रव्यमान से काफी कम होगी।


• तारकीय-द्रव्यमान—इनके द्रव्यमान 1.4-3 सौर द्रव्यमान (न्यूट्रॉन तारों के अधिकतम द्रव्यमान के लिए, 1.4 चंद्रशेखर सीमा है और 3 टोल्मन -ओप्पेन्हेइमेर -वोल्कोफ्फ़ सीमा है) की निचली सीमा से लेकर 15-20 सौर द्रव्यमान तक हो सकते हैं। इनका निर्माण तारों के पतन, या द्विआधारी न्यूट्रॉन तारों के संघीकरण (गुरुत्वाकर्षण विकिरण के कारण अनिवार्य) द्वारा होता है। सितारे लगभग 100 सौर द्रब्यमान के प्रारंभिक द्रब्यमान से बन सकते हैं, या संभवतः इससे भी अधिक, लेकिन ये अपने विकास के शुरुआती चरणों के दौरान अपनी अधिकांश भारी बाहरी परतों को त्याग देते हैं, या तो लाल दानव AGB और वुल्फ- रायेत चरणों के दौरान नक्षत्रीय हवाओं में बह जाते हैं, या तो सितारों के सुपरनोवा विस्फोटों में निष्कासित हो न्यूट्रॉन तारे या ब्लैक होल में बदल जाते हैं। अधिकांश तारकीय विकास की अंतिम अवस्था के सैद्धांतिक मॉडलों द्वारा जाने जाते हैं, तारकीय-द्रब्यमान वाले ब्लैक होल के द्रव्यमान की ऊपरी सीमा के बारे में वर्तमान में कुछ निश्चित नहीं है। अभी तक हल्के तारों के कोर सफ़ेद बौनों का निर्माण करते हैं।


• सूक्ष्म (या लघु ब्लैक होल)-द्रब्यमान एक सितारे से बहुत कम होता है। इन आकारों में, क्वांटम यांत्रिकी के प्रभावी हो जाने की उम्मीद होती है। तारकीय विकास की सामान्य प्रक्रियाओं के माध्यम से उनके निर्माण के लिए कोई ज्ञात प्रक्रिया नहीं है, लेकिन कुछ स्फीतिकारी परिदृश्य ब्रह्माण्ड के विकास के शुरुआती चरणों में उनके निर्माण की भविष्यवाणी कर सकते हैं। क्वांटम गुरुत्व के कुछ सिद्धांतों के अनुसार उनका निर्माण कॉस्मिक किरणोंके वातावरण से टकराने के कारण उत्पन्न होने वाली बेहद ऊर्जावान प्रक्रियाओं में हो सकता है और यहाँ तक कि विशाल हेड्रन कोलाईडर जैसे कण एक्सीलिरेटर में भी हो सकता है। हॉकिंग विकिरण सिद्धांत के अनुसार ऐसे ब्लैक होल गामा विकिरण की चमक के साथ लुप्त हो जायेंगे। नासा की फर्मी गामा-रे स्पेस टेलीस्कोप सॅटॅलाइट (पूर्व में GLAST) जिसे 2008 में लॉन्च किया गया था, ऐसी कौंध की खोज कर रहा है।