కృష్ణబిలం

వికీపీడియా నుండి
(కాలబిలము నుండి దారిమార్పు చెందింది)
ఇక్కడికి గెంతు: మార్గసూచీ, వెతుకు
ఒక పెద్దదైన మాజేల్లానిక్ మబ్బు ముందుండు కాల రంధ్రము యొక్క ప్రతి దృశ్యము కాల రంధ్రము యొక్క స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్దానికి,పరిశీలకుని దూరానికి నిష్పత్తి 1:9.గుర్తుంచునేందుకు ముఖ్యమైనది ఏమిటంటే ఐన్‌స్టీన్ రింగ్ గా తెలిసినటువంటి గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ ప్రభావము కోణీయ పరిమాణంలో ఉండే మబ్బును రెండు కాంతివంతమైన, పెద్దవైన, అమితంగా చెదిరిన ప్రతిబింబాలుగా చూపిస్తుంది.

సాధారణ సాపేక్షతలో, కృష్ణబిలం అనేది అంతరిక్షంలో ఒక ప్రాంతం. దీనిని ఆంగ్ల్ంలో బ్లాక్ హోల్ అందురు. ఈ పదంలో "బ్లాక్" అని అనుటకు కారనం దానిని తాకిన కాంతి మొత్తాన్ని అది పూర్తిగా పీల్చివేస్తుంది. ఉష్ణగతిక శాస్త్రం(thermodynamics) లోని అసలైన కృష్ణ వస్తువు లాగ యిది ఏ మాత్రము వెలుతురుని తిరిగి బయటకు వదలదు.[1] వక్రంలోగల అంతరిక్ష కాలబిలం లోని క్వాంటం క్షేత్ర సిద్ధాంతం "పరిమిత ఉష్ణోగ్రత తో కూడిన కృష్ణ వస్తువు వంటి సమాంతర వికిరణ ఉద్గారాన్ని" విశదీకరించదు.

దాని లోతులలో ఏమి ఉంటుందో తెలియక పోయినా, ఈ కాల రంధ్రంకు మిగతా పదార్ధాలతో కలిగిన పరస్పర సంబంధము బట్టి,అది తన ఉనికిని చాటుతుంది. అంతరిక్షములో ఖాళీగా అనిపించే ఒక ప్రదేశమందు ఒక గుంపు నక్షత్రాలు కదులుతూ ఉన్నజాడ మనము కనుగొనగలిగితే అక్కడ ఖచ్చితముగా కాల రంధ్రం ఉందని మనము ఊహించవచ్చు. ప్రత్యామ్నాయంగా, పక్కనే ఉన్న నక్షత్రం నుండి కొంత వాయువు ఒక చిన్న,నల్లని రంధ్రంలోనికి పడుతూ ఉండటం మనకి కనిపిస్తుంది. ఈ వాయువు లోలోపలే సుడులు తిరుగుతూ, అధికమైన ఉష్ణోగ్రతకు చేరుకుంటూ,వెరసి విపరీతమైన అణుధార్మికత ఉద్గారింప చేయుచూ ఉంటుంది. దీనిని భూమికి తిరిగివచ్చే,మరియు భూమి చుట్టూ గ్రహమార్గముననుసరించే దుర్భిణి ద్వారా కనుగొనవచ్చు. ప్రకృతి యెడ మనయొక్క అవగాహన వ్యర్ధమైతే తప్పించి,ఇటువంటి పరిశీలనవలన సంభవించిన శాస్త్రానుసారమైన ఒప్పందం ప్రకారం ఈ కాల రంధ్రములు అనునటువంటివి అంతరిక్షంలో ఉన్నాయనేది తధ్యం.

విషయ సూచిక

ఉపోద్ఘాతము మరియు నిర్ణీత పదక్రమము[మార్చు]

దేనికైతే పలాయన గమన వేగము కాంతి యొక్క వేగం కన్నా ఎక్కువ ఉంటుందో దానినే కాల రంధ్రం అని నిర్వచించవచ్చు. ఈ పోలిక సరియైనది కాకపోయినప్పటికీ ,కాల రంధ్రం యొక్క వ్యాసార్ధ పరిమాణం అర్ధం చేసుకునే మార్గాన్ని సూచిస్తుంది. ఒక పదార్థము యొక్క వేగము అది బయలు దేరిన స్థానము నుండి ఆకర్షణ ను తప్పించుకుని గ్రహ గమన దారిలో ఉంచేందుకు కావలసిన కనీస వేగాన్ని గమన వేగం అందురు. భూమి పై పలాయన వేగం 11.2 కి.మీ /సె. ఉంటుంది. ఏ పదార్థమైన (అది తుపాకీ గుండు కావచ్చు లేదా బేస్‌బాల్ కావచ్చు) పైకి విసిరినపుడు (వాయు నిరోధక శక్తిని ఉపేక్షిస్తే) అది భూ ఉపరితలంపై పడకుండా ఉండాలంటే దాని కనీస వేగం 11.2 కి.మీ/సెకను ఉండాలి. ఈ వేగాన్ని అధికమిస్తే అది భూ గురుత్వాకర్షణకు గురికాదు.

న్యూటోనియన్ మెకానిక్స్ ప్రకారం పలాయన వేగం లెక్కీంచుటకు ఒక బరువైన పదార్థం (ద్రవ్యరాశి M) మూల స్థానంలో కేంద్రీకృతమినట్లు భావించాలి. యిపుదు విస్తారమైన రెండవ పదార్థం( ద్రవ్యరాశి m ) మొదటి పదార్థానికి r దూరంలో ప్రారంభమై v వేగంతో అనంతం లోకి భూమ్యాకర్షణను తప్పించుకునేందుకు ప్రయత్నించినపుడు అది ఆకర్షనకు వ్యతిరేకంగా పయనించుటకు కావలసిన స్థితి శక్తి (potential energy) ని సమాన పరిచేటట్లు గతిజశక్తి (kinetic energy) ఉండాలి. అపుడు అది గురుత్వ క్షేత్రం దాటిపోతుంది.

 {mv^2\over 2} - {GMm\over r^2} = 0

అక్కడG అనునది విశ్వగురుత్వాకర్షణ స్థిరాంకము.

ఆ విధంగాr=\inftyకి అది దగ్గరైన కొద్దీ దానికి ఇంకాఇంకా తక్కువ గతిజశక్తి ఉంటుంది.చివరకు అనంతంలో వేగమే లేకుండా ముగిసిపోతుంది.


ఈ వివరము M మరియు rయొక్క నిర్ణీతమైన క్రమమును దృష్టిలో ఉంచుకుని సూక్ష్మమైన పలాయన వేగం v లెక్క ఇస్తుంది. కానీ అది v మరియు M యొక్క విలువలనుబట్టి,దాని సూక్ష్మమైన విలువ r ఉంటుంది అని చెబుతుంది. దీనివలనv వేగంతో ఉన్నటువంటి రేణువు బొటాబొటీగా తప్పించుకోగలుగుతుంది:

 r = {2GM\over v^2}

ఎపుడైతే దీని వేగము,కాంతి యొక్క వేగంతో సమానమవుతుందో,అప్పుడు అది మనకు ప్రాక్కల్పిత న్యూటోనియెన్ చీకటి తార యొక్క (హైపోతెటికల్) న్యూటోనియెన్ "డార్క్ స్టార్" వ్యాసార్ధాన్ని ఇస్తుంది.న్యూటోనియెన్ ముఖ్య భాగము నుండి వేరైన చిన్న రేణువు కాంతి వేగంతో ప్రయాణించేది తప్పించుకోలేదు.

కాల రంధ్రం వ్యాసార్ధము యొక్క విలువను కనుగొనే చాలా మామూలు వాడకంగల సాంప్రదాయపద్ధతి ప్రకారం ఇవెంట్ హారిజాన్ యొక్క వ్యాసార్ధము ఈ న్యూటోనియెన్ విలువకు సమానము.

 r_{\rm Schwarzschild} = {2GM\over c^2}

రోదసీ-కాలం యొక్క వంపు స్వభావము వలన మరియు వేరు వేరు నిరూపకాల వలన సామాన్య సాన్వయం ప్రకారం r అనేటువంటి నిరూపకము నిర్వచనకు సరికాదు. ఈ ఫలితము నిజమయ్యేందుకు,r యొక్క విలువ నిర్వచించబడి ఉండాలి;ఎలాగంటే వక్ర రోదసీ కాలములో r వ్యాసార్ధము కలిగిన ఒక గోళము యొక్క ఉపరితలభాగ విస్తీర్ణము A ని మనము A=4\pi r^2 సూత్రము ప్రకారము లెక్క కట్టగలిగినపుడు ఇది సాధ్యము. r కు మనమిచ్చే నిర్వచనానికి పూర్తి అర్ధం కేవలం ఆకర్షణ పరిధి గుండ్రంగా సౌష్టవముగా ఉన్నప్పుడే ఉంటుంది.ఈ చుట్టూ ఉండే పరిధిపై ఆకర్షణ నిశ్చలంగా ఉంటుంది.

ఒక వస్తువుయొక్క ఆకర్షణ పరిధి నుండి తప్పించుకునేందుకు అవసరమయ్యే వేగము (దీనిని వస్తువు యొక్క పలాయన వేగము అంటారు)ఆ వస్తువు యొక్క సాంద్రత మీద ఆధారపడి ఉంటుంది.అనగా దీని ద్రవ్యరాశి ఘన పరిమాణానికి గల నిష్పత్తి అన్నమాట.


కాంతియొక్క వేగము ఈ కాల రంధ్రంయొక్క పలాయనవేగముకన్నా తక్కువ కాబట్టి సాంద్రమైన పదార్ధముయొక్క పరిధినుండి కాంతితప్పించుకొలేనపుడు కాల రంధ్రం సృష్టి జరుగుతుంది. న్యూటోనియెన్ ఆకర్షణలాగా కాకుండా,సాధారణ సాన్వయనంలో,కాల రంధ్రం నుండి వెడలిపోయే కాంతి నెమ్మది అవదు,తిరిగిరాదు. స్క్వార్జ్చైల్డ్ వ్యాసార్ధం అనునది కాంతి అనంతంలోకి తప్పించుకుపోయే ఆఖరి దూరం;కాకపొతే స్క్వార్జ్చైల్డ్ వ్యాసార్ధం దగ్గర మొదలయ్యే కాంతి బయటకుపోదు లోపలికి రాదు.నిశ్చలంగా అక్కడే ఉంటుంది. స్క్వార్జ్చైల్డ్ వ్యాసార్ధంలోపల, అంతా లోపలికే కదలాలి; ఏదోలాగా మధ్యలో నలిగిపోవాలి.

సాధారణ సాన్వయనంలో,కాల రంధ్రం యొక్క విస్తారము మొత్తము ఒక్క చోటనందు,అంటే ఒక బిందువు కాని,ఒక వలయము కాని,ఒక కాంతిరేఖ కాని లేక ఒక గోళమునందు కాని కేంద్రీకృతమై ఉండవచ్చు.దాని యొక్క ఖచ్చితమైన వివరాలు ప్రస్తుత పరిస్థితులలో అర్ధం కానటువంటివి. ఈ ఒక చోటునుండి గుండ్రముగా ఉండే సరిహద్దుని ఇవెంట్ హారిజాన్అంటారు. ఈ ఇవెంట్ హారిజాన్ అనునది మరి తిరిగి రానటువంటి బిందువునుసూచిస్తుంది.ఈ సరిహద్దు దాటితే స్థూల ద్రవ్యము మరియు అణుధార్మికతకూడా తప్పనిసరిగా ఈ మొదలు లోపలికే పడిపోతాయి. మధ్యభాగామునందుండే మూలము నుండి ఇవెంట్ హారిజాన్ వరకు ఉండే దూరము కాల రంధ్రం యొక్క పరిమాణము.ఎక్కడైతే c మరియు G ఒకటికి సమానమై ఉంటాయో ఆ యూనిట్లలోరెండింతల కొలతకు ఈ కాల రంధ్రం పరిమాణము సమానము.

సూర్యుని పరిమాణానికి సమానమైన కొలత కలిగిన కాల రంధ్రం యొక్క వ్యాసార్ధము షుమారు మూడు కిలోమీటర్లుంటుంది. దీనికి మించిన దూరంలో ఉన్నప్పుడు,మిగిలిన అదే పరిమాణంగల పదార్ధాలలాగానే,కాల రంధ్రం కూడా సూర్యుని మాదిరి అంతే ఆకర్షణ కలిగి ఉంటుంది. అంటే సూర్యుని కనక అదే పరిమాణము కలిగిన కాల రంధ్రంతో మార్పిడి చేస్తే,గ్రహాల గ్రహమార్గాములో మార్పు లేకుండా ఉంటుంది.


కాల రంధ్రాల కొలతల బట్టి వాటిని పలురకాలుగా విభజించటమైనది. నక్షత్రముగురుత్వాకర్షణ ముడుగువలన కనక కాల రంధ్రం సృష్టించబడి ఉన్నట్లయితే అప్పుడు వాటినిస్టేల్లార్ కాల రంధ్రాలు అంటారు. నక్షత్ర వీధుల మధ్య ఉండేటువంటి కాల రంధ్రాల యొక్క పరిమాణము కొన్ని బిల్లియేన్ల సూర్య పరిమాణములకు సమానముగా ఉంటుంది.వీటిని సూపర్ మాసివ్ కాల రంధ్రాలు అంటారు. ఈ రెండు శ్రేణుల మధ్య,అందరూ ప్రాక్కల్పితముగా నమ్మేది ఇంటర్మీడియేట్ కాల రంధ్రాలు కొన్నివేల సూర్య పరిమాణములకు సమానమైనటువంటివి ఉంటాయని. జగత్తు సృష్టించబడినప్పటి చరిత్ర ప్రాక్కల్పన ప్రకారము బిగ్ బ్యాంగ్ సమయములో తయారయిన అతి తక్కువ పరిమాణంకల కాల రంధ్రాల ఉనికి కూడా ఉండవచ్చు.వీటిని ప్రైమార్డియేల్ కాల రంధ్రంలుగా అన్వయించవచ్చు. వాటియొక్క ఉనికి ప్రస్తుతము ఖచ్చితముగా నిర్దారించలేము.

ప్రత్యక్షముగా కాల రంధ్రంను గమనించటం అసాధ్యము. కాకపొతే,కాల రంధ్రం యొక్క ఉనికిని పరిసరాల,ముఖ్యముగా మైక్రోక్వాసర్స్ మరియు క్రియాశీలమైన గలాక్టిక్ న్యూక్లియైలపై ఉండే దానియొక్క గురుత్వాకర్షణననుసరించి ఊహించవచ్చు.ఆ పరిస్థితిలో దగ్గరగా ఉండేటటువంటి కాల రంధ్రంలోకి పడేటువంటి మూర్తివంతమైన పదార్ధము విశేషణంగా వేడెక్కి చాలా ఎక్కువ మోతాదులోఎక్సరేకిరణాలను ప్రసరిస్తుంది. ఈ పరిశీలనాపద్ధతి ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులకు వాటి ఉనికిని కనుగొనే అవకాశం కలిగిస్తుంది. ఈ పరిశీలనతో సరిపోయేటటువంటి మరియు సాధారణ సాన్వయచట్రంలో నిలకడగా ఉండే వస్తువులు కేవలం కాల రంధ్రంలు మాత్రమే.

చరిత్ర[మార్చు]

Schwarzschild black hole
కాల రంధ్రము గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ ను సిమ్యులేట్ చేస్తుంది.అప్పుడు వెనుక ఉండే గలాక్సీ యొక్క ప్రతిబింబము చేదిరినట్లుంటుంది. (పెద్ద అనిమేషన్ కొరకు ఇక్కడ క్లిక్ చేయండి.)

కనీసము కాంతి కూడా తప్పించుకోలేని అతిపెద్దదైన ఒక పదార్ధముఉంది అనేటటువంటి ఊహను భూగర్భ శాస్త్రజ్ఞుడైన జాన్ మిచెల్ 1973 లో రాయల్ సొసైటీకి చెందిన హెన్రీ కావెండిష్ కు ఒక లేఖలో తెలియచేసాడు.

If the semi-diameter of a sphere of the same density as the Sun were to exceed that of the Sun in the proportion of 500 to 1, a body falling from an infinite height towards it would have acquired at its surface greater velocity than that of light, and consequently supposing light to be attracted by the same force in proportion to its vis inertiae, with other bodies, all light emitted from such a body would be made to return towards it by its own proper gravity.

1796 లోతనఎక్స్పోజిషెన్ డ్యు సిస్టమే డ్యు మొండె అనే పుస్తకం యొక్క మొదటి మరియు రెండవ ముద్రణలలో పియర్రే -సైమన్ లాప్లేస్ అదే ఊహను తిరిగి హెచ్చించి చెప్పాడు.(అది తరువాత ముద్రణలలోనుండి తొలగించబడింది).[3][4] ఇటువంటిచీకటి తారలనుపంతొమ్మిదవ శతాబ్దిలో పట్టించుకోలేదు.ఎందుకంటే అప్పుడు కాంతిని, విస్తారము లేనటువంటి ఒక అలగా అనుకునేవారు. కాబట్టి దానిపై గురుత్వాకర్షణ ఉండదని అనుకున్నారు. కాల రంధ్రంను గురించిన ఆధునిక విజ్ఞానమునకు వ్యతిరేకంగా,హారిజాన్ వెనుక ఉండేటటువంటి పదార్ధము కూలిపోకుండా చాలానిలకడగా ఉంటుందని ఊహ.

కాంతిగమనంపై గురుత్వాకర్షణ ఉంటుందని ముందుతెలియజేసిన ఆల్బర్ట్ ఐన్‌స్టీన్,1915 లో తన సాధారణ సాన్వయ సిద్ధాంతాన్ని పెంపొందించాడు.

కొన్నినెలల అనంతరముకార్ల్ స్క్వార్జ్ చైల్డ్ సూక్ష్మపదార్ధము మరియు గుండ్రనిపదార్ధముపై[5] ఉండే గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రమునకుసమాధానము ఇచ్చాడు. దాని ప్రకారము కాల రంధ్రమనేది సిద్ధాంతం ప్రకారం ఉండి ఉండవచ్చును అని. స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధము ప్రస్తుతము చక్రగతి లేనటువంటి కాల రంధ్రం యొక్కఇవెంట్ హారిజాన్ యొక్క వ్యాసార్ధముగా వ్యవహరింపబడుతూ ఉంది.ఇది ఆ కాలంలో సరిగ్గా అర్ధమవలేదు.ఉదాహరణకు స్క్వార్జ్ చైల్డ్ కూడా అది స్థూలద్రవ్యమైనదికాదని అనుకున్నాడు. స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వివరించిన కొన్నినెలల తరువాత,హెండ్రిక్ లారెంట్జ్ శిష్యుడైన జోహాన్నిస్ డ్రాస్తే సూక్ష్మ పదార్ధము గురించి స్వతంత్రంగా అదే సమాధానమును ఇచ్చాడు. కాకపొతే దాని యొక్క గుణగణాలను గూర్చి చాలా విస్తృతంగా వివరించాడు.

1930 లో సాధారణసాన్వయాన్ని ఉపయోగించి,ఖగోళభౌతికశాస్త్రజ్ఞుడుసుబ్రమణ్యన్ చంద్రశేఖర్,భ్రమణము చెందనటువంటి ఎలెక్ట్రాన్ డీజేనేరేట్ పదార్దములు (చంద్రశేఖర్ పరిమితి) 1.44 సూర్య విస్తారణలకన్నా ఎక్కువగా ఉన్నట్లయితే కూలిపోతాయి అని లెక్కకట్టారు . ఈతని వాదనలనుఆర్తర్ ఎడ్డింగ్టన్వ్యతిరేకించారు.ఎందుకంటే అతను ఏదో ఒకటి జరిగి ఈ కూలిపోవటాన్ని ఆపుతుంది అని నమ్మారు కాబట్టి. ఎడ్డింగ్టన్ పాక్షికముగా సరిగ్గానే చెప్పారు: చంద్రశేఖర్ సరిహద్దుకన్నా కొద్దిగా పెద్దదైన ఒకతెల్లని మరుగుజ్జు న్యూట్రాన్ నక్షత్రంలోకి కూలిపోతుంది అని. కానీ 1993 లోరాబర్ట్ ఒప్పెన్హీమర్మరి మిగిలినవారు ఈ విధంగా జరుగుతుందని ఊహించారు.షుమారు మూడు సూర్య\విస్తీర్ణాలకు మించి ఉన్నటువంటి తారలు (టాల్మన్-ఒప్పెన్హీమర్-వోల్కాఫ్ సరిహద్దు)చంద్రశేఖర్ చెప్పినటువంటి కారణాలవలన కృష్ణబిలముల లోనికి కూలిపోవటం జరుగుతుంది.[6]

ఒప్పెన్హీమర్ మరియు అతనితోటి రచయితలు స్క్వార్జ్ చైల్డ్ కో-ఆర్డినేట్ పద్ధతిని ఉపయోగించారు.(1939 లో కేవలం ఈ పద్ధతివాడే అవకాశం మాత్రమే ఉండేది).దీనివలన స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధమువద్ద గణితశాస్త్ర ఏకత్వాలునిర్మించబడతాయి. వేరేవిధంగా చెప్పాలంటే స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధమువద్ద సామ్యములలోని కొన్ని అంకెలు అనంతంగామారతాయి. దీనిని ఈవిధంగా వివరించటం జరిగింది.స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధము,కాలాన్నినిలిపివేసే ఒక బుద్బుదముయొక్క సరిహద్దును నిర్దేశిస్తుంది. బయట సందర్శకులకు ఇది చాలా సమంజసమైన అంశము,కానీ లోపలి సందర్శకులకు కాదు.

ఈ గుణము వలన కూలిపోయిన తారలు కొంతవరకు ఘనీభవించిన నక్షత్రాలు[ఆధారం కోరబడినది]గా గుర్తించబడ్డాయి. ఎందుకంటే ఒక బాహ్యసందర్శకునకు ఈ తార ఎప్పుడైతే కూలిపోయి స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధములోకి పడిపోతుందో,అప్పుడు దాని యొక్క పైభాగములో సమయం ఘనీభవించినట్లు కనిపిస్తుంది. ఆధునిక కాల రంధ్రంలకు ఉండేటటువంటి తెలిసినగుణము ఇది.కానీ ఘనీభవించిన తార,పైభాగము నుండి వచ్చే కాంతి చాలా తొందరగా రెడ్షిఫ్ట్ అయ్యి కాల రంధ్రంను మరింత నల్లగా చేస్తుంది అనేది నొక్కి వక్కాణించవలసిన విషయము. చాలా మంది భౌతిక శాస్త్రజ్ఞులు కాలం స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధము వద్ద ఆగిపోవటాన్ని అంగీకరించ లేకపోయారు. దానితో వీరికి ఈ విషయము మీద 20 ఏళ్లకు పైగా పెద్దగా ఆసక్తి లేకపోయింది.

ఎడ్డింగ్టన్-ఫింకేల్స్టెన్ కో-ఆర్డినేట్ లను సమర్పించి 1958లోడేవిడ్ ఫింకేల్స్టెన్ఇవెంట్ హారిజానుకు సంబంధించిన ఒక కొత్త ఆలోచనను ప్రవేశపెట్టాడు.ఈ ఆలోచన వలన అతను స్క్వార్జ్ చైల్డ్ ఉపరితల భాగము r = 2 m అనునది ఒకటి కాదు కానీ అది ఒక ఖచ్చితమైన ఏకదిక్కుపొర: ఆకర్షణ హేతువులు దానిని ఒక దిక్కుగానే దాటగలవు అనే విషయాన్ని చూపించగలిగాడు.[7] ఒప్పెన్హీమర్ ఫలితాలను ఇది ఖచ్చితముగా వ్యతిరేకించలేదు కానీ లోపలి సందర్శకులను తనలో చేర్చుకునే విధంగా వాటిని పొడిగించింది. ఫింకేల్స్తేన్ ప్రవచించిన వాదనతోపాటు ఇప్పటివరకు వచ్చిన అన్నివాదనలు కేవలం భ్రమణం లేనటువంటి కాల రంధ్రములను గూర్చి మాత్రమే మాట్లాడాయి.

1963 లోరాయ్ కర్ర్అనే అతను భ్రమణము ఉన్నటువంటి కాల రంధ్రంనకు సరియైన సమాధానము కనుక్కోవటం జరిగింది. ఈ భ్రమణ ఏకత్వం యొక్క సమాధానం ఒక వలయం, బిందువు కాదు. కొద్ది కాలం తరువాతరాజర్ పెన్రోజ్ఈ ఏకాత్వాలు ఏ కాల రంధ్రంలోనైనా ఉంటాయని నిరూపించాడు.

1967 లో ఖగోళ శాస్త్రజ్ఞులుపల్సార్లను[8][9] కనుగొన్నారు. తరువాతి కొద్ది సంవత్సరములలోనే ఈపల్సార్లు చాలవేగంతో తిరిగేన్యూట్రాన్ నక్షత్రాలని చూపించగలిగారు. అప్పటివరకు,ఈ న్యూటన్ నక్షత్రాలు కూడా కేవలం వాదనకు పనికివచ్చే వింతలుగా అనుకునేవారు. కాబట్టి పల్సార్లు కనుక్కోవటంవలన,ఆకర్షణ కూలిపోవటం వలన తయారయ్యే మిక్కిలి సాంద్రమైన పదార్ధములన్నింటిలోనూ ఉత్సుకత పెరిగింది.

1967 లో ఇచ్చిన "మన విశ్వము: తెలిసినది మరియు తెలియనిది ,ఆకర్షణపరంగా పూర్తిగా కూలిపోయిన ఆటంకపరమైన నక్షత్రమునకు ప్రత్యామ్నాయంగా" (అవర్ యూనివర్స్: ది నోన్ అండ్ ది అన్ నోన్ , ఆజ్ ఆన్ ఆల్టర్నేటివ్ టు ది మోర్ కమ్బర్సం "గ్రావిటేషనల్లి కంప్లీట్లి కోలాప్స్ద్ స్టార్")అనే ఒక బహిరంగ ఉపన్యాసంలోకాల రంధ్రం అనే పదాన్ని సృష్టించిన ఘనత భౌతికశాస్త్రజ్ఞుడు జాన్ వీలర్కు దక్కింది. కాకపొతే,వీలర్ మటుకు వేరేఎవరో కాన్ఫరెన్స్ లో ఆ పదం వాడారని,తాను దానిని అనుకూలంగా ఉండటం వలన వాడానని మరీమరీ చెప్పాడు. AAASకు ఆని ఇవింగ్ 1964 లో రాసిన లేఖలో కూడా ఈ పదం వాడబడింది.

According to Einstein’s general theory of relativity, as mass is added to a degenerate star a sudden collapse will take place and the intense gravitational field of the star will close in on itself. Such a star then forms a "black hole" in the universe.

—Ann Ewing, letter to AAAS[10]

లక్షణములు మరియు రూపురేఖలు[మార్చు]

నో హేర్ థియరమ్చెప్పేదానిప్రకారం, ఒక్కసారి కృష్ణబిలం నిలకడపొందితే దానికి మూడు స్వతంత్ర, భౌతికలక్షణాలు ఉంటాయి:విస్తారము,విద్యుత్ చార్జ్ మరియు కోణీయవేగము[11]. ఏరెండు కాల రంధ్రంలు ఈగుణాలకు కానీ,ఈ పరిమితులకు కానీ ఒకే విలువను పంచుకోవటం అనేది శాస్త్రీయంగా గుర్తించలేనటువంటి విషయము.

ఈ గుణాలు చాలా ప్రాముఖ్యత సంతరించుకున్నవి ఎందుకంటే అవి కాల రంధ్రం బయటనుండి మాత్రమే గోచరమవుతాయి. ఉదాహరణకి,మిగిలినటువంటి చార్జ్ కాబడిన వస్తువులలాగా,ఒక చార్జ్ కాబడిన కాల రంధ్రం అదే చార్జ్ ఉన్నటువంటి వేరొకదానిని వికర్షిస్తుంది. విద్యుత్ మరియు ఐస్కాన్తపుశక్తులకు కారణమైనటువంటి పదార్దాలైన ఫోటోన్స్ లోపలినుండి తప్పించుకోలేవు అని తెలిసినప్పటికీ ఇది జరుగుతుంది. దీనికి కారణం గాస్ లా.దాని ప్రకారం ఒక పెద్ద వలయంనుండి వెలుపలకువెళ్ళే విద్యుత్ ప్రవాహము మొత్తము ఎప్పుడూ ఒకలాగానే ఉంటుంది.అంతేకాక దానిలోని మొత్తం చార్జ్ అంతాకలిపి వలయంలోఉండే దానికి సరితూగుతుంది. ఎప్పుడైతే కాల రంధ్రంలోనికి చార్జ్ పడుతుందో,పోలిమేరలనుండి బయటకు పోడుచుకు వచ్చినట్లుగా విద్యుత్ క్షేత్ర శ్రేణులు మిగిలి ఉంటాయి.అవి లోపలకి పడేటటువంటి పదార్దాలన్నిటికీ ఉండేటటువంటి మొత్తంచార్జ్ అంతటిని పదిలపరచి ఉంచుతాయి. ఈ విద్యుత్ క్షేత్రశ్రేణులు చివరకు కాల రంధ్రం యొక్క ఉపరితల భాగంలో సమానంగా విస్తరిస్తాయి. ఇలా చేయటంవలన అవి క్షేత్రశ్రేణి సాంద్రతను ఏకరీతిన ఏర్పరుస్తాయి. ఈ విషయములో కాల రంధ్రం ఖచ్చితమైన నిరోధకత్వము ఉన్నటువంటి ఒక ఘనమైన నడవడికగల వలయము లాగా పనిచేస్తుంది[12].

అదే విధముగా,తనయందు కాల రంధ్రం ఉన్నటువంటి ఈ వలయములో ఉండేటటువంటి మొత్తం విస్తారం గాస్ లా లో ఉపయోగించే ఆకర్షణకు సమానమైనది.అది కాల రంధ్రం నుండి దూరముగా ఉంటుంది. ఇదే విధంగా,కోణీయ వేగమును దూరంనుండి గురుత్వాకర్షణ ఐస్కాన్తపు క్షేత్రమునుండిఫ్రేం డ్రాగింగ్ఉపయోగించి కొలవవచ్చు.

ఎప్పుడైతే ఒక కాల రంధ్రం ఏవిధమైన స్థూలద్రవ్యాన్నైనా మింగివేస్తుందో అప్పుడు,దానిపొలిమేరలు విస్త్రరింఛి,రాపిడికి గురియైన పొరలాగా ఊగటం మొదలుపెడతాయి. ఇది చివరకు ఒక సాధారణమైన ఆఖరి స్థితికి చేర్చేటటువంటి ఒకడిస్సిపేటివ్ పద్ధతి. ఇది ఎలెక్ట్రోమాగ్నేటిజం లేక గాజ్ వంటి మిగిలిన క్షేత్ర వివరణలకు భిన్నంగా ఉంటుంది.ముందు చెప్పిన వివరణలకు ఎటువంటి రాపిడి కానీ నిరోధకత్వము కానీ ఉండవు, ఎందుకంటే అవి కాలాన్నిబట్టి నడుస్తాయి కాబట్టి. ఎందుకంటే కాల రంధ్రం చివరకు అంతిమదశలో కేవలం మూడు పరిమితులలో స్థిరపడుతుంది.అక్కడ ఆరంభపు పరిస్థితులను గూర్చి ఏ విధముగానూ సమాచారము పోగొట్టుకోకుండా ఉండే అవకాశమేలేదు.కాల రంధ్రం యొక్క గురుత్వాకర్షణ మరియు ఐస్కాన్తపు క్షేత్రములు దానిలోకి ఏమి వెళ్ళాయి అనే విషయం గురించి ఏమీ సమాచారం ఇవ్వలేవు.బెర్యోన్ నంబర్,లేప్టన్ నంబర్,మరియు మిగతా అన్ని సంరక్షింపబడిన పార్టికల్ భౌతికశాస్త్రంలోని కల్పిత చార్జ్లన్నీకలుపుకొని,ఏ సమాచారం కాల రంధ్రం పొలిమేరల దగ్గరనుండి కొలిచేందుకు వీలుకాదో,ఆ సమాచారమంతా కలిపి కోల్పోయిన సమాచారం క్రింద లెక్కకట్టచ్చు.

ఈ ప్రవర్తన మిక్కిలి తికమకగాఉంటుంది.అందువలన దానిని బ్లాక్ హోల్ ఇన్ఫర్మేషన్ లాస్ పారడాక్స్[13][14][15](కాల రంధ్రం సమాచార భంగ అసత్యాభాసము) అని పిలువబడుతుంది.

సాంప్రదాయబద్దంగా చూసినా కాల రంధ్రములలోని సమాచారనష్టం అనేది చాలా తికమకగా ఉంటుంది.ఎందుకంటే సాధారణ సాన్వయనము ఒకలాగ్రన్జియన్థియరీ; ఇది ఉపరితలంగా కాలాన్ని ముందు వెనకలగా తిప్పివేయ దగినదిగాను మరియుహామిల్టోనియేన్ గానూ కనిపిస్తుంది. కాకపొతే పొలిమేరల వలన కాల రంధ్రం కాలాన్ని ముందు వెనకలగా తిప్పివేయలేదు; పద్దర్ధాలు లోపలికి వెళ్ళగలవు కానీ బయటకు తప్పించుకోలేవు. కాలాన్ని తిప్పివేయగల సాంప్రదాయ కాల రంధ్రం నుశ్వేతబిలముఅంటారు. కాకపొతే ఎన్ట్రోపీ కన్సిడరేషేన్స్ మరియు క్వాంటం మెకానిక్స్ చెప్పేది ఏమిటంటే శ్వేతబిలములు కాల రంధ్రముల లాంటివేనని.

నో-హేర్ థియరం మన విశ్వముయొక్క తత్వముగురించి,దాని యందుండే పదార్ధాల గురించి కొన్నివిషయాలు ఊహించటం జరుగుతుంది.మరి మిగిలిన ఊహలన్నీ వేరువేరు ఫలితాలకు దారితీస్తాయి. ఉదాహరణకి కొన్నిథియరీలు చెప్పినట్లు[16] మాగ్నెటిక్ మొనోపోల్స్ అనేవి కనక ఉంటే, ఈ అయిస్కాన్తపు చార్జ్ అనేది సంప్రదాయమైన కాల రంధ్రమునకు నాలుగవ పరిమితి అవుతుంది.

నో-హేర్ థియరంకు ప్రతికూలమైన ఉదాహరణలు ఈ క్రింద చెప్పే దృష్టాంతములకు ఎరిగి నటువంటివి:

  1. నాలుగుకన్నా ఎక్కువైన రోదసీకాల కొలతలలో
  2. నాన్-అబిలియెన్ యాంగ్-మిల్స్ క్షేత్రముల ఉనికిలో
  3. వేరు వేరు గేజ్ సిమ్మెట్రీలలో (మాపక సమనిష్పత్తులలో)
  4. కొన్నికనిష్టంగా మినహాయించి జోడించిన స్కేలార్ క్షేత్రములు [17] లలో
  5. స్కేలార్లనుస్కిర్మియాన్ లలో లాగా టోపోలాజికల్ గా మెలిపెట్టినపుడు
  6. ఐన్స్టీన్ యొక్క సాధారణసాన్వయన సిద్ధాంతంకన్నా వేరుగా ఉండి,మార్చబడిన గురుత్వాకర్షణ సిద్ధాంతాలలో.

ఈ ఆక్షేపణలు కొన్నిసార్లు నిలకడగా ఉండవు,కొన్నిసార్లు కాల రంధ్రమునకు దూరంగా సంరక్షింపబడిన కొత్త క్వాంటం నంబర్లకు దారితీయవు.[18] దాదాపుగా చదునుగా ఉండే మన నాలుగు-కొలతల విశ్వంలో[19] ఉన్న పెద్దపెద్ద క్రష్ణబిలాలకు ఈ సిద్ధాంతం వర్తించవచ్చు.

వర్గీకరణ[మార్చు]

భౌతిక గుణాలబట్టి.[మార్చు]

అతి సామాన్యమైన కాల రంధ్రానికి విస్తారము ఉంటుందికానీ, చార్జ్ లేదా కోణీయ వేగములు మాత్రము ఉండవు. ఇటువంటి కృష్ణబిలాలు తరచూ స్క్వార్జ్ చైల్డ్ కృష్ణబిలములుగా పిలువబడతాయి. వీటికి 1915 లో సమాధానము కనుగొన్న భౌతిక శాస్త్రజ్ఞుడు కార్ల్ స్క్వార్జ్ చైల్డ్ పేరుమీద అలా పిలువబడతాయి.[5] కనుగొన్నదానిబట్టి ఐన్ స్టీన్ క్షేత్రసమనిష్పత్తులకు ఇది అల్పము కానటువంటి మొదటిఖచ్చితమైన సమాధానము.మరియుబిర్ఖోఫ్ యొక్క సిద్ధాంతం ప్రకారము ఇది వలయాకారంలో సమనిష్పత్తిలో ఉన్న ఒకే ఒక శూన్య సమాధానము[20] . కాల రంధ్రం యొక్క గురుత్వాకర్షణ క్షేత్రం మరియు మరి అదే విస్తారముకల ఏ ఇతర వలయాకార వస్తువులమధ్య గమనించదగిన తేడా ఏమీ లేదని దీని అర్ధము. కాబట్టి కాల రంధ్రం తనపరిసరాలలో ఉన్నవాటినన్నింటినీ తనలోకి పీల్చివేస్తుంది అనే జనసమ్మతమైన అభిప్రాయము కేవలము దాని పొలిమేరల వరకే సరియైనది; దూరంగా చూస్తే,బాహ్యమైన ఆకర్షణ క్షేత్రము మిగిలిన మామూలు పెద్దపదార్ధముల వంటిది అని అవశ్యకముగా చెప్పవచ్చు.[21]

20 వ శతాబ్దిలో ఇంకా చాలాసాధారణ కాల రంధ్ర సమాధానాలు కనుక్కోబడ్డాయి. రేస్నార్-నోర్డస్ట్రాం మెట్రిక్ విద్యుత్ కలిగినకాల రంధ్రమునకు వర్ణిస్తుంది,కర్ర్ మెట్రిక్ /0}మటుకు పరివర్తనము చెందు కాల రంధ్రంను ఇస్తుంది. సర్వసాధారణంగా తెలిసినస్థిరమైనకాల రంధ్రం సమాధానము,కర్ర్-న్యూమాన్ మెట్రిక్ అనేది మటుకు చార్జ్ మరియు కోణీయవేగం రెండింటి గురించి వర్ణిస్తుంది.

కాల రంధ్రం యొక్క విస్తారము ఏదేని వాస్తవమైన మూల్యము స్వీకరించగలదు, కానీచార్జ్ మరియు కోణీయవేగము మటుకు ఈ విస్తారము వలన నిర్బంధించ బడతాయి. నాచ్యురాల్ యూనిట్లలో,మొత్తము చార్జ్ Q\, మరియు కోణీయవేగము మొత్తముJ\, సంతృప్తి పరుస్తాయని ఊహించటమైనది.

Q^2+\left ( \tfrac{J}{M} \right )^2\le M^2\,

విస్తారము M అనే కాల రంధ్రమునకు.

ఈ అసమత్వమును తృప్తిపరిచే కాల రంధ్రములనుఎక్స్ట్రీమల్అనిపిలుస్తారు. అసమత్వములను భ్రష్టుచేయు ఐన్ స్టీన్ సమీకరణముల సమాధానములు ఉన్నాయి,కాకపొతే వాటికి పొలిమేరలు లేవు. ఈ సమాధానాలకి నేకేడ్ సింగ్యులారిటీస్ఉంటాయి మరియు అవిభౌతికపరమైనవి కావు .కాస్మిక్ సెన్సార్షిప్ ప్రాక్కల్పనయదార్ధమైన పదార్ధాలు జెనెరిక్ గ్రావిటేషనల్ కొలాప్స్(సాధారణ ఆకర్షణ కూలిపోవటం)వలన ఏర్పడే ఈ ఏకాత్వాలను కొట్టిపడేస్తుంది.[22] ఇది లేనిది ఉన్నట్లు సంఖ్యాత్మకంగా చూపటం ద్వారా బలపరుస్తుంది.[23]

నక్షత్రాలు కూలిపోవటంవలన ఏర్పడే కాల రంధ్రములు, సాన్వయమైనఎలెక్ట్రో మాగ్నెటిక్ అనూహ్యమైనశక్తివలన, నక్షత్రానికి దాదాపుగా తటస్థంగా ఉండే చార్జ్నిపట్టి నిలిపుతాయి అని ఆశించవచ్చు. చక్రగతి,ఎలాగైతేనేమి సంఘటిత పదార్ధాలకి ఒక సర్వసాధారణ విషయం. మరియు కాల రంధ్రం యొక్క కాండిడేట్ బైనరీ ఎక్స్-రే సోర్స్ GRS 1915+105[24] కు కోణీయవేగం దాదాపుగా అనుమతి పొందిన గరిష్ట మూల్యమునకు దగ్గరగా ఉంటుంది.

విస్తారమును బట్టి[మార్చు]

తరగతి బరువు

కొలత/పరిమాణము

అధికమైన పరిమాణము ఉన్న కాల రంధ్రం/అద్భుతమైన విస్తారముగల కాల రంధ్రం.

~105-109 M సూర్యుడు

~0.001-10 AU

మధ్యస్థ విస్తీర్ణంగల కాల రంధ్రం

~103M సూర్యుడు

~103 కిమీ = Rభూగోళం

నక్షత్ర-విస్తీర్ణం

~10M సూర్యుడు

~30 కిమీ

సూక్ష్మమైన కాల రంధ్రం

~M చంద్రుని వరకు

~0.1 మిమీ వరకు

కాల రంధ్రములు సాధారణముగా,కోణీయవేగంతో సంబంధం లేకుండా,వాటి విస్తీర్ణముబట్టి వర్గీకరించటం జరుగుతుందిJ\,. కాల రంధ్రం యొక్క పరిమాణము,ఇవెంట్ హారిజాన్ వ్యాసార్ధము వలనకానీ,లేక స్చ్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధము వలనకానీ విస్తారానికిM\,సరియైన నిష్పత్తిలో ఉంటుంది. ఈ క్రింది దాని ప్రకారము :

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

ఎక్కడైతేr_{sh}\,స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధము మరియుM_\bigodotసూర్యుని విస్తీర్ణమవుతుందో. చక్రగతితో సంబంధం లేకుండా,కాల రంధ్రం యొక్క పరిమాణము మరియు విస్తారము ఈవిధముగా ప్రాధమిక సంబంధము కలిగిఉంటాయి. ఈ ప్రమాణములబట్టి,కాల రంధ్రములు ఈ రకంగా విభజించటం జరిగింది:

అవిచురుకైన నక్షత్రవీధి కేంద్రకమునకు పూచీదారులుగా అనుకోవటమైనది.మరియు చిన్నచిన్న కాల రంధ్రముల మిశ్రమముచే,లేక తారల మరియు వాయువుల మిశ్రమము వలన కూడా తయారవుతాయన్న తలంపు. అత్యధిక పరిమాణముకల కాల రంధ్రం OJ 287లో నిర్దేశింపబడి షుమారుగా 18 బిల్లియన్ల సూర్య విస్తారముల బరువుకు సమానముగా ఉంటుంది.[28]

అవిమిక్కిలి దీప్తివంతమైన ఎక్స్-రే ఉత్పత్తులకు సాధ్యమైన శక్తియుత మూలకారణముగా ప్రతిపాదించబడినవి.[29] అవి ప్రత్యక్షముగా తయారయ్యేందుకు తెలిసినటువంటి సంవిధానంఏమీలేదు,కాబట్టి అవి తక్కువ విస్తారముకల కాల రంధ్రములు గుద్దుకోవటం వలన ఏర్పడే అవకాశంఉంది. చిక్కనైన నక్షత్రమూలము యొక్కగ్లాబ్యులార్ క్లస్టర్లవలనకానీ లేక నక్షత్ర వీధులవలన కానీ అవ్వచ్చు.[ఆధారం కోరబడినది] ఇలాంటి సృష్టి సంఘటనలు తీవ్రమైన ప్రస్ఫోటములలోగురుత్వాకర్షణ అలలను ఉత్పత్తిచేయాలి.ఇవి అతి తొందరగాగమనించదగినవియైఉండాలి. అధికమైన మరియు మధ్యస్థ విస్తారముగల కాల రంధ్రములమధ్య ఉండేటువంటి సరిహద్దు కేవలము సాంప్రదాయ బద్ధమైనది. వాటియొక్క తక్కువ విస్తారపరిమితి,ఒక పెద్దనక్షత్రం కూలిపోవటంవలన జరిగే ఒకే ఒక కాల రంధ్రం ప్రత్యక్ష సృష్టికి అవసరమైన గరిష్టవిస్తారము,వర్తమానములో చాలా నిస్సారముగా తెలుస్తుంది.కానీ అది ఎక్కడో 200 సూర్య విస్తారములకన్నా చాలాతక్కువగా ఉంటుంది.

అవి వేరువేరు నక్షత్రములు కూలిపోవటము వలన లేకబైనరీ న్యూట్రాన్ నక్షత్రాలమిశ్రమం (ఇది గురుత్వాకర్షణ అణుధార్మికతవలన తప్పకుండా జరుగుతుంది)వలన కానీ సృష్టించ బడతాయి. నక్షత్రాలుతోలి విస్తారముగా 100 సూర్యవిస్తారములు లేక దగ్గర భూతకాలంలో ఇంకా ఎక్కువగానో, ఏర్పడవచ్చు.కాకపొతే పరిణామ క్రమములోని ప్రావస్థ దశలో ఇవి చాలా మటుకు వాటియొక్క మిక్కిలి పెద్దవైన బయటిపొరలను రాల్చివేస్తాయి. ఇవిరెడ్ జయంట్,AGBమరియుఉల్ఫ్-రాయెట్ దశలలో నక్షత్రగాడ్పులలో విసిరివేయబడటం కానీ లేక న్యూట్రాన్ స్టార్స్ గానో కాల రంధ్రములు గానో మారేటటువంటి నక్షత్రాలసూపర్ నోవా విస్ఫోటములలో బహిష్కరించబడటం కానీ జరుగుతాయి. ఆలస్య దశలలోని నక్షత్ర పరిణామక్రమములోని సిద్ధాంత ప్రవచన నమూనా లాగా తెలిసినటువంటి,నక్షత్ర విస్తార కాల రంధ్రముల విస్తారముల,పై స్థాయి పరిమితి ప్రస్తుతము ఖచ్చితముగా చెప్పలేము. తేలికగా ఉండేటటువంటి తారల అంతర్భాగములు వైట్ డ్వార్ఫులుగా ఏర్పడతాయి.

  • చిన్నవైనటువంటి(సూక్ష్మమైన కాల రంధ్రాలు )వి ఒక నక్షత్రానికంటే చాలా తక్కువ విస్తారము కలిగి ఉంటాయి.

ఈ పరిమాణములలోక్వాంటం మెకానిక్స్ప్రభావము చూపుతుందని నిరీక్షించటమైనది. అవి నక్షత్ర పరిణామ క్రమములో సాధారణ పద్ధతులలో తయారయ్యేందుకు తెలిసినటువంటి సంవిధానం ఏమీలేదు,కాకపొతే అవి పరిణామక్రమ మొదటిదశలో ఏర్పడటాన్నిమనకి కొన్నిఉబ్బిపోయినదృశ్యాలు ముందుగా చెబుతాయి.[ఆధారం కోరబడినది] క్వాంటం గ్రావిటీలాంటి కొన్నిథియరీల ప్రకారము అవికాస్మిక్ రేఖలు అట్మాస్ఫియర్ ను బలంగాతాకడం వలన జరిగే అత్యంత శక్తివంతమైన ప్రతిక్రియ వలనకానీ లేకలార్జ్ హాడ్రాన్ కొల్లైడర్ వంటి పార్టికల్ అక్సెలరెటార్స్ లలో కానీ సృష్టించబడతాయి.[ఆధారం కోరబడినది] హాకింగ్ అణుధార్మికతప్రవచనము మనకిముందుగా చెప్పేదేమిటంటే ఇలాంటి కాల రంధ్రములు మిక్కిలి ప్రకాశవంతమైనగామ్మా అణుధార్మికతలలో ఆవిరి అయిపోతాయి అని. NASAవారిఫర్మి గామ్మారేఖ స్పేస్ టెలిస్కోప్ శాటెల్లైట్ (ఇంతకు మునుపు GLAST)2008 లో ఆరభించబడినది, ఇలాంటి మెరుపుల కొరకు వెతుకుతోంది.[30]

ఈవెంట్ హోరిజోన్[మార్చు]

బొమ్మ:BH-లేదు-తప్పించుకోవటం-1.svg.

కాల రంధ్రమునకు దూరంగా ఒక చిన్నకణము ఏ దిక్కుగానైనా కదలవచ్చు. అది కేవలం కాంతివేగం వలన మాత్రమే నిర్దేశించ బడుతుంది.

బొమ్మ:BH-లేదు-తప్పించుకోవటం-2.svg.

కాల బిలానికి దగ్గరగా అంతరిక్ష కాలం రూపం మారటం మొదలవుతుంది. కాలబిలం నుండి వచ్చే దారులకన్నా,దానిదిక్కుగా వెళ్ళేటటువంటి దారులు ఎక్కువగా ఉంటాయి.

బొమ్మ:BH-లేదు-తప్పించుకోవటం-3.svg.

ఈవెంట్ హోరిజోన్ లోపల అన్నిదారులు ఈ కణమును కాల రంధ్రం మధ్య భాగామునకు చాలా దగ్గరగా తీసుకువస్తాయి. ఇక ఏ మాత్రము ఈ కణము తప్పించుకునే అవకాశమే లేదు.

ఈవెంట్ హోరిజోన్ రూపమే కాల రంధ్రం యొక్క నిర్వచనగుణము;అంతరిక్షకాలంలో సరిహద్దుబయట జరిగేటటువంటి సంఘటనలు వెలుపలి పరిశీలకులపై ప్రభావం చూపలేవు.

సాధారణసాన్వయనము మనకు ముందుగా చెప్పినట్లు,విస్తారము ఉండటం అనేది అంతరిక్ష కాలాన్ని మార్చివేస్తుంది. ఎలాగంటే ఈ కణములు తీసుకునేటటువంటి దారులు అన్నీకూడా విస్తారముదిక్కుగా మొగ్గుచూపుతాయి. కాల రంధ్రముయొక్క ఇవెంట్ హోరిజోన్ దగ్గర ఈ రూపం మార్పిడి చేందటమనేది ఎంత ప్రస్ఫుటంగా ఉంటుందంటే చివరకు కాల రంధ్రము నుండి వెడలిపోయే దారులే ఉండవు.[31] ఒకసారి ఒక కణం ఈ హోరిజోన్ లోపలకు ప్రవేశించిందీ అంటే ఇక కాల రంధ్రంలోనికి వెళ్ళటమనేది కాలంతోపాటు ముందుకు వెళ్ళటం లాంటిది(అంతేకాక నిజానికి దానికి సమానమైనది అని అనుకోవచ్చు).

కాల రంధ్రానికి దూరంగా ఉన్నగడియారాలతో పోల్చుకుంటే, దగ్గరగా ఉండేటటువంటి గడియారములు నెమ్మదిగా ఆడుతున్నట్లు దూరంగా ఉండి పరిశీలించేవారికి అనిపిస్తాయి.[32]

గురుత్వాకర్షణ కాలవిస్తీర్ణముఅనే దాని ప్రభావంవలన ఏదేని వస్తువు కాల రంధ్రములోనికి పడిపోతూఉండి, ఇవెంట్ హోరిజోన్ కు దగ్గరవుతూ ఉంటే,అది దానిగమ్యం చేరేందుకు అనంతమైనకాలం తీసుకుంటుంది అనే విషయాన్ని దూరంనుండి పరిశీలించేవారు చూస్తారు.[33] అదే సమయంలో ఈ వస్తువు యొక్క అన్నివిధానాలు క్రమేపీ నెమ్మది అవుతూ,బయటకు ఉద్గమింపబడిన కొంత కాంతిని ఇంకాఎర్రగా,ఇంకా వెలవెల పోయేటట్లుచేస్తాయి. దీనినిగ్రావిటేషనల్ రెడ్ షిఫ్ట్అని అంటారు.[34] చివరకు ఈ పడిపోయే వస్తువు ఎంత వెలవెల పోతుందీ అంటే,ఇవెంట్ హోరిజోన్ ను అది చేరేలోపు ఏ ఒక్క బిందువు నుండి అయినా అది ఏ మాత్రం కనిపించకుండా పోతుంది.

పరిభ్రమణం చెందని(నిశ్చలంగా ఉండే)కాల రంధ్రమునకు,స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధమువలయాకారపు ఇవెంట్ హోరిజోన్ యొక్క హద్దు నిర్ణయిస్తుంది. ఒక వస్తువు యొక్క స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధము వ్యసార్దానికి సరియైన నిష్పత్తిలో ఉంటుంది.[35] పరిభ్రమణం చెందేటటువంటి కాల రంధ్రములకు సరియైన ఆకారము లేనటువంటి వలయాకారం కానటువంటి ఇవెంట్ హోరిజోన్ లు ఉంటాయి. ఈ ఇవెంట్ హోరిజోన్ అనునది ఒక వస్తువు ప్రధానమైనది కాదు.అదికేవలం గణితశాస్త్రం నిర్వచించిన ఒక సరిహద్దు నిర్ణయించు పొలిమేరరేఖ. దీనివలన ఏదేని పదార్ధముకానీ అణుధార్మికత కానీ కాల రంధ్రములోపలికి వెళ్ళేందుకు ఏ ఆటంకమూ ఉండదు; కేవలం బయటకు వచ్చేందుకు మాత్రమే.

సాధారణ సాన్వయం ఇచ్చేవివరణ ప్రకారం కాల రంధ్రములు కేవలం ఒక ఉజ్జాయింపు. అంతేకాక అనుకున్నదాని ప్రకారం క్వాంటం గ్రావిటీ యొక్క ప్రభావం ఇవెంట్ హోరిజోన్ దరిదాపులలో చాలాప్రముఖంగా ఉంటుంది.[36] దీని వలన కాల రంధ్రముయొక్క ఇవెంట్ హోరిజోన్ దరిదాపులలో పదార్ధాలను పరిశీలించి; పరోక్షంగా ఆపరిశీలననుసాధారణ సాన్వయం,మరియు సూచించబడిన దానివిస్తరణ వివరాలు తెలుసుకునేందుకు అనుమతి ఉంటుంది.

కాల రంధ్రములు వాటంతట అవి అణుధార్మిక శక్తిని బయటకు పంపలేవు కానీ,విద్యుత్ ఐయిస్కాన్తపు అణుధార్మికత మరియు పదార్ధ అణువులు ఇవెంట్ హోరిజోన్ బయటనుండి హాకింగ్ రేడియేషన్ ద్వారా బయటకు పంపబడతాయి.[37]

ఏకత్వం[మార్చు]

కాల రంధ్రము యొక్క మధ్యలో ఈఏకత్వం అనేది ఉంటుంది. ఇక్కడ పదార్దాలనేవిఅంతులేనటువంటి సాంద్రతకు చితక కొట్టబడటమేకాక,గురుత్వాకర్షణ అపరిమితమైన శక్తివంతమైనది మరియు అంతరిక్షకాలమునకు అంతులేనంత వంపు కలిగి ఉంటుంది.[38] దీని అర్ధమేమంటే ఒక కాల రంధ్రముయొక్క విస్తారము మొత్తంగా సున్నా ఘనపరిమాణముకల ఒక ప్రదేశముగా అణచి వేయబడుతుంది.[39] ఈ సున్నా ఘనపరిమాణంకల అనంతమైన సాంద్రత ఉండే కాల రంధ్రముయొక్క మధ్యప్రదేశాన్నిగ్రావిటేషనల్ సింగ్యులారిటి(గుర్త్వాకర్షణ ఏకత్వము)అంటారు.

పరిభ్రమణం చెందని కాల రంధ్రం యొక్క ఏకత్వమునకు సున్నాపొడవు,వెడల్పు మరియు ఎత్తు ఉంటాయి;ఒక చక్రగతి ఉన్నకాల రంధ్రం, పరిభ్రమణ సమతలంగా ఒక వలయాకారంగా ఏర్పడేటట్లు అలికి వేయబడుతుంది.[40] ఈ వలయాకారానికి సాంద్రత ఉండదు కాబట్టి,దానికి ఘనపరిమాణం కూడా ఉండదు.

సాధారణ సాన్వయనంలో ఈ ఏకాత్వాలు ప్రత్యక్షమవటంఅనేది ప్రవచనంయొక్క కూల్చివేతకు గుర్తుగా చూడటం జరుగుతుంది.[41] ఈ కూల్చివేత అనేదిఊహించినదే; ఏసందర్భంలో విపరీతమైన గొప్పసాంద్రత మరియు కణముల పరస్పర చర్యలవలన క్వాంటం మెకానికల్ప్రభావాలు ఈపనులకు విశ్లేషణ ఇస్తాయో అక్కడ ఇది జరుగుతుంది. ఈ రోజువరకు క్వాంటం మరియు గురుత్వాకర్షణ ప్రభావాలను ఒకే ఒక ప్రవచనం కింద కలపటం అనేది సాధ్యం కాలేదు. సాధారణంగాక్వాంటం ఆకర్షణఅనే ప్రవచనం కాల రంధ్రములను ఏకాత్వాలు లేకుండా చూపిస్తుంది అని అనుకోవటం జరుగుతుంది.[42][43]

ఫోటాన్ గోళము[మార్చు]

ఫోటాన్ గోళమనేది సున్నా మందంకల గోళ సరిహద్దు, ఎలాగంటే ఫోటాన్ లుస్పర్శరేఖ పొడుగూనా గోళమువైపు కదులుతూ ఒక వలయాకారపు కక్ష్యలో ఇరుక్కు పోతాయి. అదే భ్రమణం లేనటువంటి కాల రంధ్రములకు;ఫోటాన్ గోళముయొక్క వ్యాసార్ధము,స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్దానికన్నా1.5 సార్లు ఎక్కువగా ఉంటుంది. ఈ కక్ష్యలుగతిశాస్త్రపరంగా స్థిరంగా ఉండవు.కాబట్టి ఏ చిన్నచలనం(లోపలికిపడే ఒక చిన్నకణం లాంటివి అయినా)కలిగినా, కాలంతోపాటు అవీ పెరుగుతూపోతాయి. అది రెండు విధాలుగా జరగవచ్చు.ఒకటి దానిని కాల రంధ్రమునకు బయటవైపుకి తప్పిoచుకునేటట్లు కానీ లేదా లోపలిదిక్కుగా సర్పిలముగా ఇవెంట్ హోరిజోన్ ను దాటుకుని పోయేటట్లుగాగానీ తయారుచేస్తుంది.

కాంతి ఫోటాన్ గోళంనుండి తప్పించుకోగలిగినప్పటికీ,లోపలికి పోయేటటువంటి త్రోవలో కనక ఏదేని కాంతి,ఫోటాన్ గోళాన్ని దాటిందంటే దానిని వెంటనే కాల రంధ్రం బందీ చేస్తుంది. కాబట్టి ఏదేని కాంతి బయట ఉండే సందర్శకునకు ఫోటాన్ గోళం మధ్యనుండి కనుపించిందీ అంటే అది తప్పకుండా ఫోటాన్ గోళంలో ఉన్నప్పటికీ ఇవెంట్ హోరిజోన్ బయట ఉన్నటువంటి పదార్ధాలనుండి వచ్చినదే అయి ఉంటుంది.

న్యూట్రాన్ స్టార్స్లాంటిమిగతాసాంద్రమైనవస్తువులన్నిటికీ కూడా ఫోటాన్ గోళాలు ఉండవచ్చు.[44] దీనిని అనుకరించి తెలిసే విషయమేమిటంటే ఒక వస్తువుయొక్క గురుత్వాకర్షణక్షేత్రం, దాని నిజమైన పరిమాణముమీద ఆధారపడి ఉండదు. కాబట్టి ఏదేనివస్తువు,విస్తారానికి అనుగుణముగా ఉన్న స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వ్యాసార్ధముకన్నా 1.5 సార్లు తక్కువ ఉంటే దానికి తప్పకుండా ఒక ఫోటాన్ వలయము ఉంటుంది.

ఏర్గో స్ఫియర్[మార్చు]

ఏర్గోస్ఫియర్ అనునది ఇవెంట్ హోరిజోన్ బయట ఒక గోళాకారంలో ఉండే ప్రదేశం.ఇక్కడ వస్తువులు నిలకడగా ఉండలేవు.

పరిభ్రమణం చెందే కాల రంధ్రములు అంతరిక్షకాలం అనే ప్రాంతంతో చుట్టుముట్టి ఉంటాయి.ఇందులో కదలకుండా ఉండటం అనేది సాధ్యంకాదు.ఈ ప్రాంతాన్ని ఏర్గో స్ఫియర్ అంటారు. ఇదిఫ్రేం డ్రాగింగ్ అనే ఒక పద్ధతి యొక్క ఫలితము.సాధారణ సాన్వయనము మనకి ముందుగా చెప్పేది ఏమిటంటే ఏదేని పరిభ్రమణం పొందే విస్తారము దానిచుట్టూ ఉండే అంతరిక్షకాలం పోడుగూనా కొద్ద్దిగా లాగినట్లుగా అనిపిస్తుంది. చక్రగతిని ఉన్నటువంటి విస్తారము దగ్గరగా ఉండే ఏదేని వస్తువు, అదే గతిని తిరగటం మొదలు పెడుతుంది. ఒక చక్రగతిని అనుసరించే కాల రంధ్రమునకు ఈ ప్రభావము ఇవెంట్ హోరిజోన్ దగ్గర ఎంత బలమవుతుందీ అంటే ఒక పదార్ధం నిశ్చలంగా ఉండాలీ అంటే అది కాంతియొక్క వేగాన్ని మించి వ్యతిరేక దిక్కుగా తిరగాల్సి ఉంటుంది.

కాల రంధ్రము యొక్క ఏర్గో స్ఫియర్ హద్దులు ఈ విధంగా నిర్ణయించబడి ఉంటాయి:

ఈ సరిహద్దుని కొన్నిసార్లు "ఏర్గో సర్ఫేస్" అని పిలవబడుతుంది.కానీ అది కేవలం ఒక సరిహద్దు మాత్రమే, మరి దానికి ఇవెంట్ హోరిజోన్ లాగా,ఏమాత్రం ఘనపరిమాణం ఉండదు. ఏర్గో సర్ఫేస్ మీద ఖచ్చితంగా కొన్నిపాయింట్స్ లో అంతరిక్ష కాలం అనేది "కాంతివేగంతో చుట్టూ లాగబడుతుంది".

  • లోపలివైపు,(బయట ఉండే)ఇవెంట్ హోరిజోన్

ఏర్గో స్ఫియర్ లోపల, అంతరిక్ష-కాలం కాంతికన్నావేగంగా చుట్టూలాగాబడుతూ ఉంటుంది.సాధారణ సాన్వయం(ప్రత్యేకసాన్వయంలాగా) వస్తు ప్రామాణికమైన పదార్ధాలు కాంతికన్నా వేగంగా ప్రయాణించటం అనేదానిని వ్యతిరేకిస్తుంది. కాకపొతే అంతరిక్షకాలంలో కొన్నిప్రాంతాలను అంతరిక్షంలోని మరికొన్ని ఇతర ప్రాంతాలకు పోలిస్తే కాంతికన్నా వేగంగా ప్రయాణించటానికి అనుమతిస్తుంది.

ఏర్గో స్ఫియర్ మధ్యలోకి పడిపోకుండా పదార్ధాలు మరియు అణుధార్మికత(కాంతినికలుపుకుని)ఈగ్రహగతి లోనే ఉండవచ్చు. కానీ అవి అలా తేలుతూ ఉండలేవు(బయటనుండి చూసేవారికి అవి నిశ్చలంగా ఉన్నట్లు కనిపిస్తాయి).ఎందుకంటే అందువల్ల అవి వాటిసొంత అంతరిక్షకాల ప్రాంతాలలో కాంతికన్నా వేగంగా వెనుకకు కదలాల్సి ఉంటుంది.ఇవన్నీకూడా బయటవారి దృష్టిలో కాంతికన్నా వేగంగా జరుగుతూ ఉంటాయి.

పదార్ధాలు మరియు అణుధార్మికత కూడా ఏర్గో స్ఫియర్ నుండితప్పించుకోవచ్చు . నిజానికిపెన్రోస్ ప్రాసెస్మనకిముందుగా చెప్పేది ఏమిటంటే వస్తువులు కొన్నిసార్లు ఏర్గో స్ఫియర్ నుండి బయటకు ఎగిరిపోతాయి.ఇందుకు సరిపోయేటటువంటి శక్తిని అవి కాల రంధ్రము యొక్క పరిభ్రమణశక్తి నుండి దొంగతనంగా తీసుకుంటాయి. ఒకవేళ ఈ పదార్ధాల విస్తారం మొత్తం ఈ విధంగా తప్పించుకుంటే,కాల రంధ్రం ముందుముందు నెమ్మదిగా తిరుగుతూ కొద్దికాలంలో తిరగటం ఆగిపోవచ్చు కూడా.

నిర్మాణము మరియు పరిణామ క్రమము[మార్చు]

కాల రంధ్రములయొక్క పరదేశీయమైన ప్రవృత్తిని పరిగణలోనికి తీసుకుంటే,ఇలాంటి విపరీతమైన వస్తువులు నిజంగా ప్రకృతిలో ఉంటాయా అని ప్రశ్నించటం;లేదూ ఐన్స్టీన్ సామ్యమునకు అవి కేవలం పతోలోజికల్ పరిష్కారము అయ్యుండవచ్చు అని అనుకోవటం సహజం. ఐన్స్టీన్ కూడా తప్పుగా ఆలోచించారు.కూలిపోయే కణములయొక్క కోణీయవేగం ఎంతోకొంత వ్యాసార్ధందగ్గర వాటియొక్క కదలికలను సుస్థిరపరుస్తుందని,దానివలన కాల రంధ్రములు ఏర్పడవని అనుకున్నాడు.[45] ఈ ఊహవలన చాలాసంవత్సరాలు సాధారణసాన్వయన సంఘము అన్ని ఫలితాలను తృణీకరించటం జరిగింది. కాకపొతే,కొద్దిమంది సాన్వయ నసంఘమువారు కాల రంధ్రములు భౌతిక పదార్ధాలని[46] నమ్ముతూవచ్చారు.1960 చివర్లోవారు మిగిలిన చాలామందిశాస్త్రజ్ఞులను ఇవెంట్ హోరిజోన్ నిర్మాణమునకు,ఎటువంటి అవాంతరమూలేదని ఒప్పించగలిగారు.

ఒకసారి ఇవెంట్ హోరిజోన్ ఏర్పడినప్పుడు,లోపలఎక్కడో ఒకచోట ఏకత్వము ఏర్పడుతుందనిరోజర్ పెన్రోస్నిరూపించారు. దాని తరువాత కొద్దికాలానికి స్టీఫెన్ హాకింగ్ బిగ్ బాంగ్ నివర్ణిస్తూ,స్కేలార్ క్షేత్ర లేక మిగిలిన పరదేశీయమైన పదార్ధాలు లేనినాడు విశ్వానికి పరిమితమైన కొన్ని పరిస్కారములకు ఏకత్వాలు ఉంటాయని చూపించారు.{పరిశీలించు{0}పెన్రోస్-హాకింగ్ సింగ్యులారిటి థియరమ్స్ (ఏకత్వ ప్రవచనాలు)} కాల రంధ్రములయొక్క భౌతికమైన లక్షణములు చాలా సామాన్యమైనవని మరియు తేలికగా అర్ధమయ్యేవని అంతేకాక పరిశోధనకు అవి చాలా గౌరవనీయమైన విషయాలనికెర్ర్ పరిష్కారము,నో-హెయిర్ థియరంమరియు కాల రంద్ర థర్మోడైనమిక్స్యొక్క శాసనములు చూపించాయి.[47] కాల రంధ్రముల తయారీకి ప్రాధమిక నిర్మాణ విధానము నక్షత్రాలవంటి బరువైనపదార్ధాల(గురుత్వాకర్షణ కూలిపోవుట)గ్రావిటేషనల్ కొలాప్స్.కానీ కాల రంధ్రముల తయారీకి ఇంకాచాలా పరదేశీయమైన విధానాలు ఉన్నాయి.

గురుత్వాకర్షణ ముడుగు[మార్చు]

గురుత్వాకర్షణ ముడుగు అనేది ఒక వస్తువుయొక్క సొంత ఆకర్షణ దాని లోపలి పీడనమును వ్యతిరేకించలేనప్పుడు జరుగుతుంది. నక్షత్రాల విషయానికివస్తే ఇదిఎందుకు జరుగుతుందీ అంటే,ఆ నక్షత్రానికి తనఉష్ణోగ్రత కాపాడుకునేందుకు చాలాకొద్ది ఇంధనంమిగిలి ఉంటుంది.లేదా స్థిరంగాఉన్నటువంటి ఈ నక్షత్రానికి అనుకోకుండా అదనముగా మూల ఉష్ణోగ్రత ఏమాత్రం పెంచనటువంటి పదార్ధము వచ్చిచేరుతుంది. ఈ రెండు విషయాలలోకూడా ఈనక్షత్రం యొక్క ఉష్ణోగ్రత దానిబరువుకు అది కూలిపోవటాన్ని తప్పించగలిగేటంత ఎక్కువగాఉండదు(ఐడియల్ గాస్ లా అనేది పీడనము,ఉష్ణోగ్రత మరియు ఘనపరిమాణముల మధ్య ఉన్నటువంటి సంబంధాన్నివివరిస్తుంది).

ఈ కూలిపోవటం అనేది నక్షత్రంయొక్క భాగాలదిగజారినపీడనంవలన ఆపవచ్చు.పదార్ధాలను పరదేశీయమైనసాంద్రమైన పరిస్థితికి కుదించవచ్చు. దీని ఫలితము చాలారకాలలో ఒకటైనకోమ్పాక్ట్ స్టార్. ఎటువంటి కోమ్పాక్ట్ స్టార్ నిర్మితమవుతుంది అనేది,కూలిపోవటం వలన వచ్చిన మార్పులవలన బయటపొరలను ఊదివేసిన మిగిలినపదార్ధాల(సూపర్ నోవాలేకప్లానిటరి నెబ్యులాకి దారి తీసే నాడీవేగం వంటి)విస్తారముమీద ఆధారపడి ఉంటుంది. గుర్తుపెట్టుకోవలసినది ఏమిటంటే ఇదిగణనీయంగా సహజనక్షత్రాని కంటే తక్కువగాఉంటుంది.5 సోలార్ మాస్ లను మించి ఉండే అవశేషములు కూలిపోవటానికి ముందు షుమారు 20 సోలార్ మాస్ లు ఉండే నక్షత్రాలవలన నిర్మితమవుతాయి.

రెండింటిలో అనగా మౌలికమైన నక్షత్రముబాగా బరువుగా ఉండటంవలన కానీ లేక అవశేషములు క్రోడీకరించటంవలన కానీ; ఒకకారణంవలన అవశేషముల విస్తారము కనక ~3-4 సోలార్ మాస్ ల కన్నా మించిఉంటే(టాల్ మ్యాన్-ఒప్పెన్ హీమర్-వోల్కాఫ్ లిమిట్)న్యూట్రాన్ ల యొక్క హీనపీడనము కూడా ఈ కూలిపోవటం అనే ప్రక్రియను ఆపలేదు. దీనితరువాత తెలిసిన ప్రక్రియ(క్వార్క్ డీజేనేరేసి ప్రెషర్ మినహాయించి దానికొరకుచూడండిక్వార్క్ స్టార్)కూలిపోవాటాన్ని ఆపగలిగే శక్తి ఉంటుంది మరియు ఈ వస్తువు తప్పనిసరిగా కాల రంధ్రముగా కూలిపోతుంది.

బరువైన నక్షత్రాల గురుత్వాకర్షణ ముడుగువలన(అన్నీ కాకున్నా)చాలా వరకుతారా సంబంధితమైన కాల రంధ్రము ల నిర్మాణము జరుగుతుందని ఒక తలంపు ఉన్నది.

బిగ్ బాంగ్ లో ప్రాధమిక కాల రంధ్రములు[మార్చు]

గురుత్వాకర్షణ ముడుగునకు గొప్పసాంద్రతలు అవసరం. ప్రస్తుత యుగంలో ఈ విశ్వంలో ఈ గొప్ప సాంద్రతలు కేవలం నక్షత్రాలలో మటుకే ఉంటాయి. కానీ విశ్వం మొదట్లోబిగ్ బాంగ్అనంతరం కాల రంధ్రముల సృష్టికి అవకాశమిస్తూ సాంద్రతలు ఇంకా ఎక్కువగా ఉండేవి. గరిష్టసాంద్రత మాత్రమే కాల రంధ్రముల నిర్మాణమునకు సరిపోదు.ఎందుకంటే మొత్తాన్ని సమంగా పంచిపెట్టటం మొత్తాన్ని గుత్తిగా మారనీయకుండా చేస్తుంది. ప్రైమార్డియల్ కాల రంధ్రములుఇంతసాంద్రత ఉండే మాధ్యమములో నిర్మితమవ్వాలి అంటే,తొలుత వాటి ఆకర్షణలో పెరగ గలిగే ప్రాధమిక సాంద్రత మార్పులు తప్పక ఉండాలి. ప్రారంభ దశలోని విశ్వంయొక్క వేరువేరు నమూనాలు ఈ మార్పుల గురించిన విశేషాలను చాలా తేడాలతో చెబుతాయి. ఎన్నో రకములైన నమూనాలు,ప్లాంక్ మాస్ నుండి కొన్నివందల,వేల సోలార్ మాస్ లవరకు,[48] కాల రంధ్రముల సృష్టిని గురించి మనకి ముందుగా చెబుతాయి. ఈ విధంగా ప్రైమార్డియల్ కాల రంధ్రములు ఏ రకమైన కాల రంధ్రముయొక్క సృష్టికైనా కారణం కావచ్చు.

(హై ఎనర్జీ కొల్లిషణ్)హెచ్చైన శక్తి ఘర్షణ[మార్చు]

CMS దిటేక్టార్ లో సిమ్యులేట్ చేయబడిన సందర్భం, గుడ్డుకోవటం వలన ఒక సూక్ష్మమైన కాల రంధ్రము సృష్టించబడవచ్చు.

గురుత్వాకర్షణ ముడుగు పద్ధతి మాత్రమే కాల రంధ్రముల సృష్టికి కారణము కాదు. ముఖ్య సూత్రం ప్రకారం,కాల రంధ్రములు,సరిపోను సాంద్రతను సృష్టించే హెచ్చైనశక్తి ఘర్షణల వలన కూడా నిర్మితమవ్వచ్చు. ఏది ఎలాగున్నా,ఈరోజుకి అలాంటి సంఘటనలు ఏవీ ప్రత్యక్షంగా కానీ పరోక్షంగా కానీ కణం వేగవృద్దిచేసే ప్రయోగాలలో విస్తార సమతుల్యంలో లోపం కనిపెట్టటం జరగలేదు.[49] దీనిసూచన ప్రకారం కాల రంధ్రముల యొక్క విస్తారానికి ఒక కనిష్ట పరిధి ఉండి ఉండాలి. సిద్ధాంతపరంగా ఈసరిహద్దు ప్లాంక్ మాస్ చుట్టూఉండిఉండాలి.(~1019 GeV/c2=~2x10−8kg)అక్కడ క్వాంటంప్రభావాలు సాధారణసాన్వయన సిద్ధాంతాన్ని పూర్తిగా భగ్నముచేస్తుంది.[ఆధారం కోరబడినది] భూమిపైగానీ దాని దగ్గరగాకానీ జరగే హెచ్చైనసామర్ధ్య పద్ధతికి,ఇది నిష్కర్షగా కాల రంధ్రముల సృష్టినిఅందనివ్వదు. క్వాంటంగ్రావిటీ లోని కొన్నిఅభివృద్ది అంశాలు ఈపరిధి మరింత తక్కువగా ఉండవచ్చనిసూచిస్తాయి. ఉదాహరణకి కొన్నిబ్రేన్వరల్డ్ సంక్షిప్తదృశ్యాలు ప్లాంక్ మాస్ ను ఇంకాతక్కువగా చూపిస్తాయి. 1 TeV/c2 అంతతక్కువగాచూపిస్తాయి.[50] కాస్మిక్ రేఖలు భూమియొక్క వాతావరణానికి గుద్దుకున్నప్పుడుకానీCERNవద్దఉండే కొత్తలార్జ్ హాడ్రోన్ కొల్లైడర్ దగ్గరకానీ హెచ్చైనసామర్ధ్య ఘర్షణవలన సూక్ష్మమైన కాల రంధ్రము లయొక్కసృష్టిని ఇదిసాధ్యపరుస్తుంది. ఈసిద్ధాంతాలు ఏమైతేనేమి ఆలోచనరేకెత్తించేవి అంతేకాక కృష్ణబిలములసృష్టి ఈపద్ధతులలో నిష్ణాతులప్రకారము సాధ్యముకాదు.

పెరుగుదల[మార్చు]

ఒకసారి కాల రంద్ర నిర్మాణము జరిగాక,అదిఇతర పదార్ధాలను పీల్చుకుంటూ పెరుగుతూపోతుంది. ఎటువంటి కాల రంధ్రమైనా ప్రత్యక్షపరిసరాలనుండి మరియూ సర్వవ్యాప్తియైనవిశ్వానికిచెందిన ఆవరణనుండు అణుధార్మికతనుండిఇంటర్ స్టేల్లార్ దుమ్మును ఎడతెగాకుండా పీలుస్తూనేఉంటుంది.కాకపొతే ఈరెండు పద్ధతులలో ఏఒక్కటీ కూడా కాల రంధ్రముయొక్క విస్తారముపై ప్రముఖంగా ప్రభావముచూపవు. కాల రంధ్రంబైనరీస్టార్సిస్టంలో నిర్మించబడినప్పుడు చాలాముఖ్యమైనవి ఇవ్వబడతాయి. నిర్మాణంతరువాత కాల రంధ్రము తనతోటిదానినుండి అవశ్యమైన పదార్ధాన్నివెరసి పీల్చుకోగలుగుతుంది.

సంఘటితవస్తువులతో కానీ మిగతానక్షత్రాలతో కానీ కాల రంధ్రం కలిసిపోయినపుడు మరింత చెప్పుకోతగినన్ని కాన్ట్రిబ్యూషన్స్ పొందవచ్చు. పెక్కు నక్షత్రవీధుల మధ్యలో ఉంటాయని అనుమానించే సూపర్ మాసివ్ కాల రంధ్రం లు చాలా ఇతర వస్తువుల సమ్మేళనం వలన నిర్మితమయి ఉంటాయని అనుకోవటం జరిగింది.

ఇదే పద్ధతి కొన్నిమధ్యస్థ విస్తారముకలిగిన కాల రంధ్రముల పుట్టుకకు కారణమయి ఉండవచ్చునని ప్రతిపాదన చేయబడింది.

ఏదేని ఒక వస్తువు ఇవెంట్ హోరిజోన్ దరిదాపులకు వెళ్లిందంటే,వస్తువుకు దగ్గరలోఉండేటటు వంటి ఈ హోరిజోన్ ఉబ్బిపోయి ఆవస్తువును మింగివేస్తుంది. కొంతకాలం తరువాత వ్యాసార్ధం యొక్క ఈ పెరుగుదల(అధిక విస్తారము వలన)మిగతా బిలమంతా సమానంగా ఆవరిస్తుంది.

భాష్పీభవనం[మార్చు]

1974లో స్టీఫెన్ హాకింగ్ కాల రంధ్రాలు పూర్తిగా కృష్ణవర్ణంలో లేవని అవి కొద్దిమొత్తాలలో ఉష్ణసంబంధమైన కాంతిని విడుదల చేస్తాయని చూపారు.[51] ఒకస్థిర కాల రంద్ర నేపధ్యంలోక్వాంటం ఫీల్డ్ సిద్ధాంతాన్నిఅన్వయించి ఆయన ఈ ఫలితాన్నిపొందారు. ఆతని లెక్కల ప్రకారం ఒక కాల రంధ్రము కణములను ఖచ్చితమైనకృష్ణశరీర స్పెక్ట్రంలో విడుదల చేయాలి. ఈ ప్రభావం హాకింగ్ రేడియేషన్ గా తెలియటమైనది. హాకింగ్ యొక్క ఫలితాన్ని చూసాక,ఇతరులు చాలా మంది ఆప్రభావాన్ని పెక్కు విధాలుగా పునరావృతం చేసారు. కాల రంద్ర అణుధార్మికతసిద్ధాంతం కనకవాస్తవమైతే,అప్పుడు కాల రంధ్రములు తప్పనిసరిగా ఉష్ణసంబంధమైన కాంతిని విడుదలచేయగలవని ఊహ.ఆవిధంగాచేసి విస్తారాన్నికోల్పోతాయి.ఎందుకంటే సాన్వయనసిద్ధాంతం ప్రకారం విస్తారమనేది అతిగా సంక్షిప్తపరచబడిన శక్తి E =mc 2.[51] కాల రంధ్రములు కాలంగడిచే కొద్దీ చిన్నవై తరువాత ఆవిరయి పోతాయి. ఈస్పెక్ట్రంయొక్క ఉష్ణోగ్రత,హాకింగ్ ఉష్ణోగ్రత,విస్తారానికివిలోమంగా అనురూపమైన కాల రంధ్రం యొక్కఉపరితల ఆకర్షణకుఅనురూపంగా ఉంటుంది. కావున పెద్ద కాల రంధ్రములు,చిన్నకాల రంధ్రములకంటే,తక్కువ కాంతిని విడుదలచేస్తాయి.

5 సోలార్ మాసిస్ కల నక్షత్రయుక్తమైన కాల రంధ్రమునకు 12 నానో కేల్విన్ల హాకింగ్ ఉష్ణోగ్రత ఉంటుంది. కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్ గ్రౌండ్విడుదల చేసే 2.7K కన్నా ఇది చాలాతక్కువ. నక్షత్రమొత్తమున్న(మరియు పెద్దవైన)కాల రంధ్రములు హాకింగ్ రేడియేషన్ ద్వారా విడుదలచేసే మొత్తంకన్నా కాస్మిక్ మైక్రోవేవ్ బ్యాక్ గ్రౌండ్ నుండిఎక్కువ మొత్తాన్నిస్వీకరిస్తాయి.కాబట్టి అవిపెరుగుతాయే తప్పతరగవు. హాకింగ్ ఉష్ణోగ్రత 2.7K కన్నా ఎక్కువఉండాలి అంటే(మరి ఆవిరి అవ్వాలి అన్నా)ఒక కాల రంధ్రము చంద్రునికన్నా తేలికగా ఉండాలి(అంతేకాక వృత్తవ్యాసము మిల్లీమీటర్ లో పదోవంతుకన్నాతక్కువఉండాలి).

మరొకవిధంగా చూస్తే ఒక కాల రంధ్రం కనక చాలాచిన్నదిగాఉంటే,అణుదార్మికతప్రభావాలు చాలాబలంగా అవుతాయని ఊహ. మనిషితోపోలిస్తే బరువైన కాల రంధ్రము ఒకక్షణంలో ఆవిరయిపోతుంది. ~10−24m బరువున్నఒకకారుతో సమానమైన కాల రంధ్రం కేవలం ఒక నానోక్షణంలో ఆవిరయిపోతుంది. ఆ సమయంలో దానికిఉండే వలుగు సూర్యునివెలుగుకి 200 ఇంతలుఉంటుంది. తేలికైన కాల రంధ్రములు మరింతతొందరగా ఆవిరయిపోతాయని,ఉదాహరణకు 1 TeV/c 2 విస్తారంకలిగిన కాల రంధ్రం 10−88క్షణాలకన్నా తక్కువవ్యవధిలో పూర్తిగాఆవిరయిపోతుంది. అంతచిన్నకాల రంధ్రానికి ఉండేటటువంటిక్వాంటం గ్రావిటేషన్ప్రభావాలు చాలాముఖ్యమైన పాత్రవహించవచ్చు–.అంతేకాక క్వాంటంగ్రావిటీలో ప్రస్తుతఅభివృద్ది ఏమాత్రం సూచించకపోయినా–ప్రాక్కల్పనప్రకారం అవి కాల రంధ్రాన్ని స్థిరంచేస్తాయి.

పరిశీలన[మార్చు]

క్రమాభివృద్ది డిస్క్ లు మరియు వాయుధారలు[మార్చు]

కాల రంధ్ర అక్క్రీషణ్ డిస్క్ నుండి అధిక గలాక్టిక్ జెట్ లు ఏర్పడటం

అక్క్రీషణ్ డిస్క్ లుగాస్ జెట్ లునక్షత్రవిస్తారమైన కాల రంధ్రంఉనికికి స్పష్టమైన ఋజువులుకావు.ఎందుకంటే మిగతా పెద్దవైన,మిగుల-సాంద్రమైన న్యూట్రాన్ స్టార్మరియు వైట్ డ్వార్ఫ్ లాంటివస్తువులు అక్క్రీషణ్ డిస్క్ లను,గాస్ జెట్ లను కాల రంధ్రముల చుట్టూఉన్న మిగతావాటిలాగా ఉండేందుకు, ప్రవర్తించేందుకు దోహదపడతాయి. కాకపోతే కాల రంధ్రముకొరకు ఎక్కడవెదకాలోచెప్పి,అవి ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులకు చాలాసహాయముచేస్తాయి.

మరొకవిధంగాచూస్తే,చెప్పలేనంత పెద్ద అక్క్రీషణ్ డిస్క్ లు మరియు గాస్ జెట్ లుఅతిపెద్దవైన కాల రంధ్రముల ఉనికికి నిదర్శనము,ఎందుకంటే మనకి తెలిసినంతవరకు ఏదేనివిస్తారము ఇలాంటిద్రుగ్వియములను శక్తీకరించగలుగుతుందో అదితప్పనిసరిగా కాల రంధ్రమే అయ్యుండాలి.

బలమైన అణుధార్మికత ఉద్గారములు[మార్చు]

నిశ్చలమైనఎక్స్-రేమరియుగామా-రేఉద్గారముల సైతం కాల రంధ్రంఉనికిని ఋజువుచేయలేవు.కాకపొతే,వాటికోసం ఎక్కడవెతకితే లాభంఉంటుందో అవి ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులకు చెప్పగలవు. వాటికిగల మరొకప్రయోజనం ఏమంటే అవిచాలాతేలికగా నీహారికలు(నెబ్యులా)మరియు వాయుమేఘాలద్వారాప్రయాణించగలవు.

కానీబలమైన,అపసవ్యమైనఎక్స్-రేలు,గామా-రేలు మరియు ఇతరఎలెక్ట్రోమాగ్నెటిక్ అణుధార్మికతఉద్గారములు అతిపెద్దదైన,మిగుల-సాంద్రమైనవస్తువు కాల రంధ్రముకాదని నిరూపించేందుకు సహాయంచేస్తాయి,అప్పుడు కాల రంధ్రవేటగాళ్ళు మరివేరేవస్తువు వద్దకు కదిలివెళ్ళవచ్చు. న్యూట్రాన్ స్టార్లకు మరిఇతర మిక్కిలిసాంద్రమైన తారలకు ఉపరితలభాగాలు ఉంటాయి.అంతేకాక ఎక్కువశాతం కాంతి వేగంతో ఉపరితలభాగాన్ని గుద్దుకునే పదార్ధాలు మిక్కిలిదట్టమైన,భగ్గుమనే అణుధార్మికతను అపసవ్యమైన విరామములలో విడుదల చేస్తాయి. కాల రంధ్రాలకు ఎటువంటి భౌతికమైన ఉపరితలభాగం ఉండదు.కాబట్టి అతిపెద్దదైన మిగుల-సాంద్రమైన వస్తువుచుట్టూ అపసవ్యమైన భగభగలు లేనట్లయితే,అక్కడ కాల రంధ్రము కనుగొనే మంచి అవకాశము ఉంది అని సూచిస్తుంది.

తీవ్రమైనకానీ ఒక్క-సారి గామా రే బరస్ట్ లు(GRBs) "నూతన" కాల రంధ్రముల పుట్టుకను తెలియజేస్తాయి.ఎందుకంటే రోదసీభౌతికశాస్త్రజ్ఞుల ప్రకారం GRB లు జయoట్ తారలయొక్క[52]గురుత్వాకర్షణ కూలిపోవటంవలన కానీ లేక న్యూట్రాన్ స్టార్లు గుద్దుకోవటం[53] వలనకానీ ఏర్పడతాయి.ఈరెండు రకాల సంఘటనలు కూడా కాల రంధ్రముల నిర్మాణానికి సరిపోను విస్తారము మరియు పీడనము కలిగిఉంటాయి. కానీ ఒకన్యూట్రాన్ స్టార్ మరియు కాల రంధ్రము గుద్దుకుంటే ఒక GRB ఏర్పడవచ్చు[54],కాబట్టికేవలం GRB ఉనికి "నూతన" కాల రంధ్రముఏర్పడింది అనేదానికి ఋజువుకాదు.

తెలిసినఅన్నిGRB లు మననక్షత్రవీధిబయటనుండివస్తాయి.వాటిలో చాలాబిల్లియన్లలైట్ ఇయర్ లదూరం[55] నుండివస్తాయి.అంటేవాటితో సంబంధముండే కాల రంధ్రాలు నిజానికి ఎన్నో బిల్లియన్ల సంవత్సరాల వయస్సు కలిగిఉంటాయి.

కొన్నిఅతిదీప్తివంతమైన ఎక్స్-రేయొక్క మూలములుమధ్యస్థమొత్తంగల కాల రంధ్రములకుఅక్క్రీషణ్ డిస్క్ లు అయిఉంటాయి.[56]

క్వాసర్ లు సూపర్ మాసివ్ కాల రంధ్రముల యొక్క అక్క్రీషణ్ డిస్క్ లు అయి ఉండవచ్చు.ఎందుకంటే ఇంకా తెలిసిన ఏవస్తువు ఇంతశక్తితో ఎంతో బలమైన ఉద్గారములను వెలువరించదు. క్వాసర్ లు చాలాబలమైన ఉద్గారములను ఎలెక్ట్రో మాగ్నెటిక్ స్పెక్ట్రం మొత్తానికి వెలువరించుతాయి;UV,ఎక్స్-రే లు మరియుగామా-రే లు;ఇవన్నీచాలాగొప్ప దూరాలకివాటికుండే హెచ్చైన వెలుగు వలన స్పష్టంగా కనిపిస్తాయి. 5 నుండి 25 శాతం క్వాసర్లు "రేడియో లౌడ్ "అనిపిలవబడతాయి.ఎందుకంటే అవి శక్తివంతమైన రేడియో ఉద్గారములనువిడుదల చేస్తాయికాబట్టి.[57]

గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్[మార్చు]

ఒకగ్రావిటేషనల్ లెన్స్ అనేది(క్వాసర్లాంటి)చాలాదూరంగా ఉండేటటువంటి దీప్తివంతమైన ఉత్పత్తి స్థానంనుండి (కాల రంధ్రమువంటి)బ్రహ్మాండమైన ఒకవస్తువుచుట్టూ,ఉత్పత్తి స్థానానికి పరిశీలకునకుమధ్య ఇది వంపుతిరిగుతుంది. ఈప్రక్రియను గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ గాతెలియటమైనది. అంతేకాకసాన్వయనముయొక్క సాధారణ సిద్ధాంతముమనకిముందుగా చెప్పినటువంటిది . ఈ సిద్ధాంతంప్రకారంమాస్అనేదిఅంతరిక్ష-కాలాన్నిమెలిపెట్టిగ్రావిటేషనల్ క్షేత్రాలనుసృష్టించి దానిపర్యవసానంగాకాంతిని వంచుతుంది.

లెన్స్ వెనకాలఉండే ఉత్పత్తిస్థానంలోని ప్రతిబింబము పరిశీలకునకు చాలా ప్రతిబింబాలవలె కనిపిస్తుంది. ఉత్పత్తిస్థానం,ఒకబ్రహ్మాండమైన లెన్సింగ్ వస్తువు,పరిశీలకులు;ఒకే సమానరేఖలో ఉండేదృష్టాంతంలో,ఈఉత్పత్తిస్థానం ఈ బ్రహ్మాండమైనవస్తువు వెనకాల ఒకవలయాకారంగా కనిపిస్తుంది.

గ్రావిటేషనల్ లెన్సింగ్ అనునది కాల రంధ్రములవలెనే కాక ఇతరవస్తువులవలన కూడా అవుతుంది.ఎందుకంటే ఏదేని బలమైన గురుత్వాకర్షణక్షేత్రం కాంతిరేఖలను వంపుతిప్పుతుంది. వీటిలోకొన్ని వివిధ-ప్రతిబింబ ప్రభావాలు,కడుదూరంగావుండే నక్షత్రవీధులవలన నిర్మితమయ్యేఅవకాశంఉంది.

చక్రగతిని అనుసరించే వస్తువులు[మార్చు]

కాల రంధ్రముల చుట్టూతిరిగేవస్తువులు,మధ్యస్తంగాఉండే వస్తువుయొక్క గ్రావిటేషనల్ క్షేత్రంచుట్టూ అన్వేషిస్తాయి. 1970 లలో కనుక్కోబడినసిగ్నస్ X-1 అనేపేరొందిన ఎక్స్-రే,ఉత్పత్తిస్థానానికి పూచీఅయిన ప్రాక్కల్పితమైన కాల రంధ్రముచుట్టూ తిరిగే అక్క్రీషణ్ డిస్క్,ఇందుకు ఒకశీఘ్రమైన ఉదాహరణ. ప్రత్యక్షంగా ఈపదార్ధము చూడలేకపోయినప్పటికీ,ఎక్స్-రేలు మిల్లీసెకండ్ కాలస్కేల్ మీద తళుకుతళుకుమంటాయి. అక్క్రీషణ్ కు కొద్దిముందుగాఉండే ~10 సోలార్ మాస్ కాల రంధ్రము చుట్టూతిరిగే వేడిగా,ముద్దగా ఉన్నటువంటి పదార్ధముగురించి ఊహించినది.

ఎక్స్-రే స్పెక్ట్రం ఒకచక్రగతినిఅనుసరించే సాన్వయనపదార్ధముండే డిస్క్ యొక్క స్వాభావికమైనరూపాన్ని ప్రదర్శిస్తుంది. ~6.4keV,లో విడుదలఅయినటువంటి ఒక ఇనుప గీతతో;(డిస్క్ కు క్షీణించే వైపు)ఎరుపు రంగుకువెడల్పు అవుతుంది;(వెళ్ళగలిగే వైపుకి)నీలంరంగుగాఅవుతుంది.

మరొకఉదాహరణనక్షత్రం S2,ఇదిగలాక్టిక్ మధ్యమాన్ని చుట్టి తిరుగుతుంది. ~3.5x106 సోలార్ మాస్ కాల రంధ్రమునుండి ఆనక్షత్రము చాలా లైట్ ఇయర్లు దూరంలోఉంటుంది. కాబట్టిదాని చక్రగతిని జాగ్రత్తగా అంచనావేయవచ్చు. ఒకనల్లనివస్తువు గురించి ఊహించినట్లుగానే కాల రంధ్రం యొక్కస్థానం,పరిశీలించిన చక్రగతియొక్క మధ్యలో ఏమీకనిపించదు.

కాల రంధ్రములయొక్క విస్తారమును నిర్ణయించటం[మార్చు]

క్వాసి-పీరియోడిక్ ఒస్సిల్లెషన్స్కాల రంధ్రములయొక్కమొత్తమును నిర్ణయించేందుకు వాడవచ్చు.[58] ఈసాంకేతికపద్ధతి కాల రంధ్రములకు మరియు చుట్టూఉన్నటువంటి డిస్క్ లయొక్క లోపలిభాగం మధ్యఉండేటటువంటి సంబంధాన్నివాడుకుంటుంది.ఇందులోవాయువు ఇవెంట్ హోరిజోన్ నుచేరేలోపు లోపలేసర్పిలముగా తిరుగుతూఉంటుంది. వాయువులోపలికి కూలిపోగానే,అదివెనువెంటనే ఎక్స్-రేలనుఎంత తీవ్రతతోవిడుదల చేస్తుందిఅంటే ఒకనమూనాలో కాకుండా క్రమమైన విరామాలలో అదిమరలమరల జరుగుతూపోతుంది. ఈసంకేతాన్ని క్వాసి-పీరియోడిక్ ఒస్సిల్లెషణ్ లేక QPO అంటారు.ఒక QPO యొక్క ఫ్రీక్వేన్సి కాల రంధ్రముయొక్క మొత్తంమీద ఆధారపడిఉంటుంది.చిన్న కాల రంధ్రములకు ఇవెంట్ హోరిజోన్ దగ్గరగాఉంటుంది కాబట్టి QPOకి హెచ్చైన ఫ్రీక్వేన్సి ఉంటుంది. ఎక్కువమొత్తమున్న కాల రంధ్రములకు ఇవెంట్ హోరిజోన్ దూరంగాఉంటుంది,కాబట్టి QPO ఫ్రీక్వేన్సి తక్కువగాఉంటుంది.

కాల రంద్ర అభ్యర్ధులు[మార్చు]

బ్రహ్మాండమైన[మార్చు]

M87 మధ్య నుండి మొదలయ్యే ఈ జెట్ బొమ్మ బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రమును కలిగి ఉన్న ఒక చురుకైన గలాక్టిక్ న్యూక్లియస్ నుండి వస్తుంది. క్రెడిట్: హబల్ స్పేస్ టెలిస్కోప్/NASA/ESA.

ఇప్పుడుఅంతటా ఒప్పుకునేదిఏమిటంటే ప్రతియొక్క లేక దాదాపు ప్రతియొక్క నక్షత్రవీధి ఒకబ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రమును కలిగిఉంటుందిఅని.[59][60] కాల రంధ్రము యొక్క మొత్తానికి మరియు అది వసించే నక్షత్రవీధియొక్క ఉబ్బియున్న స్థానంనుండి జరిగే వేగ విక్షేపణమునకు ఉండేటటువంటి ఆంతరంగిక,పరిశీలనా సంబంధాలు; M-సిగ్మా రిలేషన్ గా తెలిసినది, చాలాబలంగా కాల రంధ్రం మరియు నక్షత్రవీధుల నిర్మాణము గురించి సూచిస్తాయి.[59]

దశాబ్దాలుగా,ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులుచురుకైన నక్షత్ర వీధి(ఆక్టివ్ గాలక్సీ)అనేపదాన్నిఅసాధారణమైనస్పెక్ట్రల్ రేఖఉద్గారములు మరియు ఎంతోశక్తివంతమైనరేడియోఉద్గారములులాంటి ప్రత్యేకగుణములుకల నక్షత్రవీధులను వర్ణించేందుకు వాడతారు.[61][62] కాకపొతే సిద్ధాంతపరమైన మరియు పరిశీలనాపరమైన అధ్యయనములు ఈనక్షత్రవీధులలోఉండే ఆక్టివ్ గాలాక్టిక్ న్యూక్లియై(AGN)లలోబ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రములుఉండవచ్చు.[61][62] AGN యొక్కనమూనాలలో కొన్ని మిల్లియెన్ లేక బిల్లియెన్ సార్లు సూర్యునికన్నా కూడాపెద్దగా ఉండేటటువంటి మధ్యస్థకాల రంధ్రము;డిస్క్ ఆకారంలోఉండి,అక్క్రీషణ్ డిస్క్ అనిపిలువబడేవాయువు మరియుదుమ్ము;మరియు అక్క్రీషణ్ డిస్క్ కు లంబంగా ఉండేటటువంటిరెండుజెట్ లుకలిగి ఉంటుంది.[62]

చాలామటుకు AGN లలో బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రములు ఉంటాయిఅని అనుకున్నప్పటికీ,కేవలం కొన్నినక్షత్రవీధుల కేంద్రకములు మటుకే జాగ్రత్తగా అధ్యయనం చేయబడ్డాయి.ఈ అధ్యయనం రెండుప్రయత్నాలకు దోహదంచేస్తుంది.ఒకటి బ్రహ్మాండమైన కృష్ణబిల అభ్యర్ధులయొక్క అసలైనమొత్తాలను గుర్తించేందుకు మరియు కొలిచేందుకుఉపోయోగపడుతుంది. బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రం అభ్యర్ధులు ఉన్నటువంటి ప్రఖ్యాతిగాంచిన కొన్ని నక్షత్రవీధులు ఆన్డ్రోమీడా గలాక్సీ,M32,M87,NGC3115, NGC3377,NGC4258,మరియు సోంబ్రీరోగలాక్సి.[63]

ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులు మన పాలపుంత నక్షత్రవీధిమధ్యలో బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రమున్నదని చాలానమ్మకంతో చెబుతారు. అదిసాజిట్టారియస్ A*[64] అనేప్రదేశంలో ఉంది.ఎందుకంటే:

కేవలం ఒక కాల రంధ్రంమటుకే అంతచిన్నపరిమాణంలో అంత ఎక్కువ మొత్తాన్ని కలిగిఉంటుంది.

  • ఇంకా మిగిలిన పరిశీలనలు[66],మధ్య వస్తువు మొత్తము 3.7 మిల్లియెన్ సోలార్ మాస్లు మరియు దాని వ్యాసార్ధము 6.25 లైట్ అవర్ల కన్నా ఎక్కువ ఉన్నట్లు చూపించటం వలన,కాల రంధ్రం యొక్క విషయాన్ని బలపరచినాయి.

మధ్యస్థ మొత్తము లేక విస్తారము[మార్చు]

2002 లో హబ్బల్ స్పేస్ టెలిస్కోప్ కొన్ని పరిశీలనలను నిర్మించింది.ఇవి M15 మరియు G1 అనే పేరున్నగోళముల సమూహములలో మధ్యస్థ విస్తారముకల కాల రంధ్రాలు ఉండవచ్చునని సూచించాయి.[67][68] గోళసమూహములో ఉండే తారల చక్రగతి యొక్క కొలతల పైన మరియు కాలవ్యవధి పైన ఈ వివరణ ఆధారపడి ఉంటుంది. కానీ హబ్బల్ సాక్ష్యము ముగింపు సూచించటంలేదు ఎందుకంటే ఒక న్యూట్రాన్ స్టార్ల గుంపు కూడా ఇదే రకమైన వ్యాఖ్యలు సృష్టించవచ్చు. ఇటీవలి కాలంలో పరిశోధనా ఫలితాలు చూసేవరకు,చాలామంది ఖగోళశాస్త్రజ్ఞులు గోళసమూహములలో జరిగిన క్లిష్టమైన గురుత్వాకర్షణ ప్రక్రియలు కొత్తగా నిర్మితమైన కాల రంధ్రాలను బయటకు నెట్టివేస్తాయి అని అనుకున్నారు.

మన నక్షత్ర వీధిలో సజిట్టారియాస్ A* నుండి మూడు లైట్ ఇయర్లు దూరంలో భ్రమణంచేయుచున్నమొట్టమొదటి ఖచ్చితమని చెప్పగలిగిన మధ్యస్థ కాల రంధ్రం యొక్క ఉనికి నవంబర్ 2004 లో ఖగోళశాస్త్రజ్ఞుల జట్టు వివరించింది. 1,300 సోలార్ మాస్ల ఈ కృష్ణబిలము ఏడునక్షత్రముల సమూహములోఉన్నది. ఈనక్షత్ర సమూహము బహుశా గలాక్టిక్ మధ్యమాన్ని చీల్చివేసిన ఒకబ్రహ్మాండమైన తారాసమూహముయొక్క శేషముఅయ్యుండవచ్చు.[69][70] బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రములు,దగ్గరగా ఉన్నటువంటి చిన్నకృష్ణబిలాలను మరియు తారలను మింగివేసి పెరుగుతాయి అనే ఆలోచనను ఈవివరణ బహుశాబలపరుస్తుంది.

జనవరి 2007 లో,యునైటెడ్ కింగ్డంలోని సౌతాంప్టన్ విశ్వవిద్యాలయపరిశోధకులు షుమారు 10 సోలార్ మాస్ల కాల రంధ్రాన్నిNGC4472 అనే నక్షత్రవీధితో సంబంధమున్న,55 మిల్లియెన్ లైట్ ఇయర్ల దూరంలోఉన్న ఒక గోళసమూహములో కనుగొన్నట్లు వివరించారు.[71][72]

స్తేల్లార్ మాస్/నక్షత్రయుక్తమైన విస్తారము[మార్చు]

కాల రంధ్రమును మరియు ముఖ్యమైన సీక్వెన్స్ స్టార్ ను కలిగి ఉన్న బైనరి పద్ధతి యొక్క కళాకారుని ఊహ. కాల రంధ్రము ముఖ్యమైన సీక్వెన్స్ స్టార్ నుండి చుట్టూ ఉండే అక్క్రీషణ్ డిస్క్ నుండి పదార్ధాన్ని స్వీకరిస్తుంది.ఇందులోని కొంత పదార్ధము గ్యాస్ జెట్ గా మారుతుంది.

పాలపుంత నక్షత్రవీధిలో చాలా స్తేల్లార్-మాస్ కాల రంధ్రములు ఉన్నాయి.సజిట్టారియాస్ A*ప్రదేశములో ఉన్న బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రముకన్నాఅవి భూమికి చాలాదగ్గరలో ఉన్నాయి. ఈ అభ్యర్దులందరూ కూడా,సాంద్రమైన వస్తువు దాని సహచరుని నుండి అక్క్రీషణ్ డిస్క్ ద్వారా పదార్ధాలను స్వీకరించేఎక్స్-రే బైనరీ సిస్టంలో భాగస్తులు. ఈజతలలోని కాల రంధ్రాలు బహుశా మూడునుండి పన్నెండుకన్నాఎక్కువైనటువంటిసోలార్ మాస్ ల పరిధిలో ఉంటాయి.[73][74] అన్నింటికన్నా ఎక్కువదూరంలో ఉండేటటువంటి స్టేల్లార్ మాస్ కాల రంధ్రం మెస్సియ 33 గలాక్సిలో బైనరీ సిస్టంలో పరిశీలించబడింది.[75]

మైక్రో/సూక్ష్మమైన[మార్చు]

సిద్ధాంతపరంగా కాల రంధ్రమునకు చిన్నపరిమాణము అనేదిలేదు. ఒకసారి నిర్మితమయ్యిందంటే,దానికి కాల రంధ్రమునకు ఉండవలసిన లక్షణాలన్నీఉంటాయి. స్టీఫెన్ హాకింగ్ చెప్పినట్లు ప్రైమోర్డియల్ కాల రంధ్రములు ఆవిరయిపోయి ఇంకాఇంకా సూక్ష్మంగా అవుతాయి i.e మైక్రో కాల రంధ్రములు. ఆవిరయిపోయే ప్రైమోర్దియల్ కాల రంధ్రముల కొరకు చేసే అన్వేషణ జూన్ 11,2008 న ఆరంభించినఫర్మి గామ-రే టెలిస్కోప్ కు ప్రతిపాదించబడినవి. అయినప్పటికీ,సూక్ష్మ కాల రంధ్రములు కాస్మిక్ రే ఘాతము లేక ఘర్షణములాంటి వేరే విధాలవలన సృష్టించటం జరిగితే,అప్పుడు అవి ఆవిరయిపోలేవు.

భూమిపైన పార్టికల్ ఆక్సేలర్రేటార్ లో కాల రంధ్ర సమానమైన నిర్మితాలు వివరించబడ్డాయి. ఈ కాల రంధ్ర ఎనలోగ్స్ అనేవి గురుత్వాకర్షణ కాల రంధ్రములలాంటివికావు.కానీఅవి క్వాంటం థియరీ ఆఫ్ గ్రావిటీకి ముఖ్యమైన పరీక్షా క్షేత్రములు.[76]

ఆకర్షణశక్తికి ఏమాత్రం సంబంధంలేనటువంటి బలమైన న్యూక్లియార్ శక్తికీ,క్వాంటంథియరీ అఫ్ గ్రావిటీకి మధ్యఉన్నటువంటి సమాచారమార్పిడి వలన అవి కాల రంధ్రములవలె ప్రవర్తిస్తాయి. అవిరెండూ చిన్నవే ఎందుకంటే రెండూకూడాస్త్రింగ్ థియరీలో వర్ణించబడిఉన్నాయి. కాబట్టి క్వార్క్ గ్లూఆన్ ప్లాస్మాలోని ఒకఅగ్నిగోళ నిర్మాణము మరియు విచ్చిన్నము కాల రంధ్ర భాషలోనికి అనువదించవచ్చు. రెలెటివిస్టిక్ హెవీ అయ్యాన్ కొల్లైడర్[RHIC]దగ్గర అగ్నిగోళం ఒక దృగ్వియము.అది కాల రంధ్రమునకు చాలా దగ్గరైనది మరియు దానియొక్క భౌతికగుణములు చాలా ఈపోలికను ఉపయోగించి ఖచ్చితముగా చెప్పవచ్చు. ఏదేమైనా ఈఅగ్నిగోళముమటుకు గురుత్వాకర్షణ వస్తువుకాదు. చాలామంది సిద్ధాంతులు సూచించినట్లు అమితమైనశక్తి కలిగినలార్జ్ హాడ్రోన్ కొల్లైడర్ [LHC]అనునది ఆలోచనాపరంగా అధికమైన కొలతకల సూక్ష్మమైన కాల రంధ్రమును నిర్మించగలదాఅనేది ప్రస్తుతం తెలియనిది. ఇంకాలోతైనవాదనకు లార్జ్ హాడ్రాన్ కొల్లైడర్ దగ్గర కణముల ఘర్షణయొక్క రక్షణచూడండి.

ముందు ప్రకరణము[మార్చు]

వరం హోల్స్[మార్చు]

స్క్వార్జ్ చైల్డ్ వరం హోల్ యొక్క బొమ్మ.

రెండు కాల రంధ్రాల మధ్య సంబంధబాంధవ్యాల ఆకృతి యొక్క సాధ్యతని సాధారణ సాన్వయనము వర్ణిస్తుంది. ఇటువంటి ఆకృతిని వరం హోల్ అని పిలుస్తారు. వరంహోల్స్ అనునవి విజ్ఞానశాస్త్ర సాహిత్యపు రచయితలపై ప్రభావం చూపాయి.ఎందుకంటే ఎక్కువ దూరాలు మరియు టైం ట్రావెల్ కూడా త్వరగా ప్రయాణించే సాధనాన్ని సమర్పిస్తాయి. ఆచరణలో,ఇలాంటి ఆకృతులు ఆస్ట్రోఫిజిక్స్ లో పూర్తిగా పనికిరానటువంటివి.ఎందుకంటే తెలిసిన ఏపద్ధతీ కూడా ఈవిధమైన వస్తునిర్మాణమునకు ఒప్పుకోదు.

ఎన్ట్రోపీ మరియు హాకింగ్ రేడియేషన్[మార్చు]

కాల రంధ్రములు ఒకదానికిఒకటి గుద్దుకున్నా మరియు ఒకదానినిమరొకటి మింగివేసినా,అంటే కలిసిపోయినా కూడా[77]; ఎటువంటి సంప్రదాయమైన కాల రంధ్రముల సమూహమునకు చెందిన ఇవెంట్ హోరిజోన్ యొక్క మొత్తం విస్తీర్ణం క్షీణించదు అని 1971 లోస్టీఫెన్ హాకింగ్చూపించారు. ఇదిప్రత్యేకముగా సెకండ్ లా అఫ్థర్మోడైనమిక్స్ను పోలిఉంటుంది.ఇందులో విస్తీర్ణముఎన్ట్రోపిపాత్రధరిస్తుంది. సున్నాఉష్ణోగ్రత ఉండే సంప్రదాయమైన వస్తువుగా కాల రంధ్రములకు సున్నా ఎన్ట్రోపి ఉంటుంది. ఇదేపరిస్థితి కనకఅయితే,ఎన్ట్రోపితో నిండిఉన్న పదార్ధము కాల రంధ్రములోనికి ప్రవేశించటంవలన థర్మోడైనమిక్స్ యొక్క రెండో నియమమును ఉల్లంఘించినట్లౌతుంది. కాబట్టి,జాకోబ్ బేకెంస్టెన్కాల రంధ్రమునకు ఎన్ట్రోపి ఉండాలని,అది దాని హోరిజోన్ విస్తీర్ణానికి సామ్యంగా ఉండాలని ప్రతిపాదించారు. ఎందుకంటే కాల రంధ్రములు సాంప్రదాయకంగా అణుధార్మికతను విడుదల చేయవు.థర్మోడైనమిక్ దృష్టిప్రకారము అదికేవలం ఒకపోలిక,ఎందుకంటే సున్నాఉష్ణోగ్రత అంటేనే ఎన్ట్రోపిలో ఏమాత్రం ఉష్ణోగ్రతకలిపినా లెక్కలేనన్నిమార్పులు.దీనిపర్యవసానం అపారమైన ఎన్ట్రోపి. ఎలాగైతేనేమి,1974 లో హాకింగ్,క్వాంటంక్షేత్ర సిద్ధాంతాన్నిఇవెంట్ హోరిజోన్ చుట్టూ వంపుతిరిగి ఉన్నఅంతరిక్షకాలానికి అన్వయంచేసి కాల రంధ్రములుహాకింగ్ అణుధార్మికతను విడుదలచేస్తాయి అనికనుగొన్నారు. ఈహాకింగ్ అణుధార్మికత అనునది ఒకరకమైనఉష్ణోగ్రత విడుదలలు. ఇవిపోజిటివ్ ఉష్ణోగ్రతను సూచించేఅన్రూ ఇఫెక్ట్ తో సంబంధము కలిగిఉంటుంది. ఇది కాల రంధ్ర డైనమిక్స్ మరియు థర్మో డైనమిక్స్ మధ్య తీసేటటువంటి పోలికను బలపరిచింది.కాల రంధ్ర యాంత్రిక శాస్త్రముయొక్క మొదటి నియమముఉపయోగించి పరిభ్రమణముచెందని కాల రంధ్రముయొక్క ఎన్ట్రోపి అనునది హోరిజోన్ విస్తీర్ణానికి పావువంతు ఉంటుంది. ఇదివిశ్వమునకు చెందునటువంటి ఫలితము,అంతేకాదు దీనిని అంతరిక్షపొలిమేరలలో ఉన్నవాటికి,అంటేడి సిట్టర్ స్పేస్లాంటివాటికి పొడిగించి అన్వయించవచ్చు. తరువాత సూచించబడింది ఏమిటంటే కాల రంధ్రాలు అనునవి గరిష్ట-ఎన్ట్రోపి వస్తువులు,అంటే అంతరిక్షప్రదేశంలో సాధ్యమైనటువంటి హెచ్చైన ఎన్ట్రోపి,దానిలోనికి సరిపోవునట్లుపట్టే కాల రంధ్రము యొక్క ఎన్ట్రోపి ఒకటేనన్నమాట. ఇదిహోలోగ్రాఫిక్ ప్రిన్సిపల్ కుదారి తీసింది.

ఎన్ట్రోపి నుండి గణించదగిన హాకింగ్ రేడియేషన్ అనునది కాల రంధ్రం యొక్క అనురూపమైనఉష్ణోగ్రతను ప్రతిబింబిస్తుంది. కాల రంధ్రం యొక్క ఉష్ణోగ్రత ఎంతతగ్గితే,అది అంతబ్రహ్మాండమైన పరిమాణం చేరుకుంటుంది;ఎంతశక్తినైతే పీల్చుకుంటుందో అంతచల్లబడుతుంది. షుమారుగాబుధగ్రహవిస్తారముగల కాల రంధ్రం యొక్క ఉష్ణోగ్రత కాస్మిక్ బ్యాక్ గ్రౌండ్ రేడియేషన్ తో సమతౌల్యముగా ఉండవచ్చు.(షుమారుగా 2.73K) దీనికన్నా పెద్దదైతే,కాల రంధ్రం బ్యాక్ గ్రౌండ్ రేడియేషన్ కన్నా శీతలంగా అవుతుంది. అంతేకాక అది హాకింగ్ రేడియేషన్ ద్వారా వెలుపలకు పంపేశక్తికన్నా,ఆవరణనుండి శక్తిని త్వరగాపుంజుకొని,ఇంకాఇంకా శీతలంగా మారిపోతుంది. ఏదిఏమైనా,ఈ ప్రభావమువలన కాలగమనంతోపాటు ఒకతక్కువ విస్తారముకలిగిన కాల రంధ్రం యొక్క విస్తారము నెమ్మదిగా ఆవిరయిపోతుంది. అలాఅవటంవలన కాల రంధ్రం మరింత వేడిగా,ఇంకాఇంకా వేడిగా తయారవుతుంది. ఈ ప్రభావాలు ఖగోళశాస్త్రపరంగా సృష్టించబడిన బ్రహ్మాండమైన కాల రంధ్రాలకు ఉపెక్షింపదగినవిఅయినా,క్వాంటం-మెకానికల్ ప్రభావాలు ఆధిపత్యంచూపే ప్రాక్కల్పితమైన చిన్నకాల రంధ్రములకు అవితొందరగా ప్రాముఖ్యతవహిస్తాయి. నిజానికి,చిన్ని కాల రంధ్రాలు త్వరితంగా అవిరయిపోతాయన్నది ముందుగాఊహించినదే. చివరికి అదిఒక అణుధార్మికత విస్ఫోటమువలన మాయమయిపోతుంది.

పార్టికల్ అక్సేలేరేటార్ లో ఉండే అమితమైన-హెచ్చైన-శక్తి తో నిండిన కణములు కనక సూక్ష్మమైన కాల రంధ్రములను సృష్టించ గలిగితే,ఇది ఊహించ దగినది,ఏమిటంటే అన్ని రకముల కణములు కాల రంధ్రము ఆవిరయి పోవటం వలన విడుదల కాబడతాయి;అలా జరిగినప్పుడు అవి మనకు అన్నిటినీ ఒకే గొడుగుకిందకి తెచ్చేటటువంటి ఒక గొప్ప సిద్ధాంతాన్ని ఇవ్వటం జరుగుతుంది. RHIC లో బంగారపు ఐయోన్ ఘర్షణము జరిగినప్పుడు ఏర్పడే కణములు పైన ఉన్నాయి.]]

కాల రంధ్ర ఎన్ట్రోపి యొక్క అర్ధ-సాంప్రదాయ గణితము సాధారణసాన్వయాన్ని ఉపయోగించిచేయవచ్చు.కాకపొతే ఈపరిస్థితి సిద్ధాంతపరంగా అసంతృప్తిని కలుగచేస్తుంది. స్టాటిస్టికల్ మెకానిక్స్ లో ఎన్ట్రోపి అనునది(విస్తారము,చార్జ్,పీడనముమరియు అలాంటి) స్థూలమైన లక్షణాలు కలిగిన ఒకపద్ధతియొక్క సూక్ష్మమైన విన్యాసాలను లెక్కించటం. కానీక్వాంటంగ్రావిటీలాంటి ఒక సంతృప్తికరమైన సిద్ధాంతంలేనట్లయితే,కాల రంధ్రాలను ఈవిధంగా గణించటమన్నది సాధ్యంకాదు. స్త్రింగ్ సిద్ధాంతం కొంతఖరారు చేసినప్పటికీ అది కాల రంధ్రములయొక్క సూక్ష్మమైన స్వతంత్రపరిమాణములు D-బ్రేన్స్ అనిప్రతిపాదిస్తుంది. D-బ్రేన్స్ స్థాయిలను తెలిసిన చార్జ్ లు మరియు శక్తితో లెక్కించటంవలన కొన్నిబ్రహ్మాండమైన సమనిష్పత్తిలో ఉండే కాల రంధ్రముల ఎన్ట్రోపి అనునది పునరుర్పత్తి చేయబడింది. ఈలెక్కలయొక్క సాధికారమైన ప్రదేశమును పెంచుకుంటూ పోవటమనేది పరిశోధనఅనే విస్తీర్ణంలో జరుగుతూ ఉండేదే.

కాల రంధ్ర ఏకత్వము (యూనిటారిటి)[మార్చు]

ప్రాధమిక భౌతికశాస్త్రములో ఒకబాహాటమైనప్రశ్న అనునది సమాచారనష్టవిరుద్ధము (ఇన్ఫర్మేషన్ లాస్ పారడాక్స్)లేక కాల రంధ్ర యూనిటారిటిపారడాక్స్. సాంప్రదాయకంగా,భౌతిక శాస్త్రనియమములు ఒకేవిధంగా ముందుకుగానీ లేక వెనుకకుగానీT-సౌష్టవంలో పరిగెత్తటం జరుగుతుంది. లియోవిల్లీయొక్క సిద్ధాంతము చెప్పినట్లు(ఫేజ్)ప్రావస్థదశ(స్పేస్)అంతరిక్షఘనపరిమాణము సంరక్షించటం అనేది,సమాచారసంరక్షణగా అనుకుంటే సంప్రదాయమైన భౌతికశాస్త్రము(పరిమాణంకానటువంటిసాధారణసాన్వయనము)లో ఏదోసమస్యఉంది. పరిమాణపుమెకానిక్స్ లో ఇదియూనిటారిటి అనే ముఖ్యమైనలక్షనమునకు అనుగుణముగాఉంటుంది. ఈగుణము కన్జర్వేషన్ అఫ్ ప్రోబబిలిటికీ సంబంధముంది.(డెన్సిటి మ్యాట్రిక్స్వ్యక్తపరిచేటువంటి కన్జర్వేషన్ అఫ్ క్వాంటం ఫేజ్ స్పేస్ ఘనపరిమాణంగాఅనుకోవచ్చు).[78]

కాల రంధ్రములు ఈనియమాన్ని ఉల్లంఘించవచ్చు. సాంప్రదాయ సాధారణసాన్వయనముక్రింద పరిస్థితి ముక్కుసూటిగా ఉన్నప్పటికీ,యుక్తమైనది.ఎందుకంటే సంప్రదాయమైననో-హెయిర్ సిద్ధాంతమువలన కాల రంధ్రములోనికి ఏమివెళ్ళిందీ అనేదినిర్ణయించలేము. ఏదిఏమైనప్పటికీ,బయటనుండికనపడినట్లు,సమాచారమన్నది నిజానికి ఎప్పటికీనాశనమవదు.ఎందుకంటే కాల రంధ్రములోనికి పడేటటువంటిపదార్ధము ఇవెంట్ హోరిజోన్ను చేరుకునేటప్పటికి అపారమైన సమయం తీసుకుంటుంది.


సాధారణసాన్వయనసమీకరణములు నిజానికిT-సిమ్మెట్రీచెప్పినట్లుచేస్తాయి.పైనవాడిన తర్కము సాధారణసాన్వయనము అన్వయించటంవలన జరిగిందీ అంటే,తప్పక అనుమానించవలసినదే. కాలం-విరుద్ధంగా-సరియైన నిష్పత్తిలో లేనటువంటి ముగింపును,లోష్మిట్ యొక్క పారడాక్స్అనబడే కాలం-సరినిష్పత్తి సిద్ధాంతము,ఈపరిస్థితిలో ఇది సాధారణసాన్వయనము,నుండి తీసుకోవటం అసాధ్యము. కాల రంధ్రము బయట ఆపబడిన పరిశీలకునకు ఇవెంట్ హోరిజోన్ దగ్గరఉండేరిండ్లర్ కో ఒర్దినేట్స్అన్వయిస్తే,అవి T-సిమ్మెట్రిక్ అవటంవలన వెనుకకు మరల్చలేనటువంటి పద్ధతి ఏదీలేదు. పారడాక్స్ అనునది కాలం-నిష్పత్తి సరిహద్దుపరిస్థితులను కాల-నిష్పత్తి సిద్ధాంతానికి అన్వయిస్తే ఫలితం పారడాక్స్ అవుతుంది.అప్పుడుఅది లోష్మిట్ యొక్క పారడాక్స్ అవుతుంది.

పరిమాణపు ఆకర్షణ గురించిన ఆలోచనలు,ఇంకోవిధంగాచూస్తె,పరిమితమైన ఆద్యంతములుగల ఎంట్రోపిమాత్రమే ఉంటుందని సూచిస్తుంది.(అంటే గరిష్టపరిమితమైన సమాచారమొత్తము)ఇది హోరిజోన్ దగ్గర అంతరిక్షముతో సంబంధముండి ఉంటుంది.కానీ హోరిజోన్ యొక్కఎంట్రోపిలో మార్పును హాకింగ్ రేడియేషన్ కు కలిపితే అదిఎప్పుడూ పదార్ధముయొక్క ఎంట్రోపిమొత్తాన్ని తీసుకునేందుకు మరియు కాల రంధ్రములోనికి పడిపోయేశక్తిని తీసుకునేందుకు సరిపోతుంది.

ఏమైతేనేమి,చాలామంది భౌతికశాస్త్రజ్ఞులు ఇదిఇంకా సరిపోయేంతఅర్ధంకాలేదని విచారపడుతున్నారు. ప్రత్యేకించి,పరిమాణపుస్థాయిలో,హాకింగ్ రేడియేషన్ యొక్క క్వాంటంపరిస్థితి కాల రంధ్రములోనికి ఏమిపడింది అనేచరిత్రనునిర్ధారిస్తుందా;మరియు కాల రంధ్రములోనికి ఏమిపడిందీ అనేదానిచరిత్ర కాల రంధ్రము యొక్క పరిమాణపుస్థితిని ఇంకారేడియేషన్ ను నిర్ధారిస్తుందా? యూనిటారిటికీ,నిర్ణయశక్తికి ఇవేఅవసరమైనవి.

చాలాకాలంస్టీఫన్ హాకింగ్ ఇలాంటి ఆలోచనలను వ్యతిరేకించారు.ఆయన 1975లో చెప్పినటువంటి హాకింగ్ రేడియేషన్ అనునది పూర్తిగా ఉష్ణోగ్రత కాబట్టి మొత్తం క్రమం లేకుండాఉంటుంది.పూర్వము బిలము మింగి ఉన్న పదార్ధములో ఏ సమాచారమూ మిగలకుండా, ఈ సమాచారము పోయిందని ఆయన వాదించారు. ఎలాగైతేనేమి 21జూలై 2004లో ఆయన తన మునుపటి పరిస్థితిని విడిచి కొత్తవాదనను ప్రతిపాదించారు.[79] ఈ కొత్తగా గుణించేవిధానంలో కాల రంధ్రముతో సంబంధమున్నఎంట్రోపి(కాబట్టి సమాచారం)హాకింగ్ రేడియేషన్ లో తప్పించుకుంటుంది. ఏమైతేనేమి,కాల రంధ్రము అవిరవటం పూర్తయ్యేవరకూ దానినుండి మూలసూత్రంలోనైనా అర్ధంలాగటంఅన్నది చాలాకష్టం. అప్పటివరకు 1:1 గా హాకింగ్ రేడియేషన్ లోని సమాచారాన్ని,(విశిదమైనఅంతర్-బాంధవ్యాలలో రూపొందించబడిన) పద్ధతియొక్క మూలానికి, సంబంధం తీయటం అనేది అసాధ్యం. ఒకసారి కాల రంధ్రము పూర్తిగాఆవిరయిపోగానే,అలాంటిగుర్తును కనిపెట్టటం మరియు యూనిటారిటీని సంరక్షించటం వీలవుతుంది.

హాకింగ్ ఆతని లెక్కలు పూర్తిచేసే సమయానికి,AdS/CFTతో ఏర్పరుచుకున్న సమాచార మార్పిడి ద్వారా కాల రంధ్రములు ఒక పద్ధతిలో క్షయమయిపోతాయని స్పష్టంగా తెలిసింది. ఇదిఎందుకంటే గాజ్ సిద్ధాంతాలలోని అగ్నిగోళాలు,హాకింగ్ రేడియేషన్ తో సమానమైనవి;అవి నిస్సందేహంగా ఏకసంఖ్యాసంబంధమైనవి.(యూనిటరి) హాకింగ్ యొక్క కొత్తలెక్కలు నిష్ణాతులైన శాస్త్రీయసంఘంచేత పరీక్షింపబడలేదు.ఎందుకంటే ఆయనవాడిన పద్ధతులు పరిచయములేనటువంటివి మరియు అనుమానాస్పదమైనవీ;కానీ హాకింగ్ తనకుతాను ఎంతోనమ్మకంతో 1997లో సమాచారసాధనాలవారికి శ్రద్ధకలిగేటట్లు,కాల్టెక్ భౌతికశాస్త్రజ్ఞుడైనజాన్ ప్రేస్కిల్ కుపందెంలో చెల్లించవలసినది చెల్లించారు.

స్వీయప్రతి ప్రపంచం[మార్చు]

లియోనార్డ్ సస్కిండ్మరియు నోబుల్ ప్రైజ్ విజేతజేరార్డ్ 'టి హూఫ్ట్,కాల రంధ్రముయొక్క 3-Dరోదసీ పరిసరాలను,హోరిజోన్ యొక్క 2-Dప్రవర్తనతో పూర్తిగావర్ణించవచ్చుఅని సూచించారు.[80] వారుదీనికి మద్దతునిస్తారు,ఎందుకంటే అదికాల రంధ్ర సమాచార-నష్టముయొక్క పారడాక్స్ ని పరిష్కరిస్తుందికాబట్టి. ఈఆలోచన స్త్రింగ్ సిద్ధాంతంలో నిశితంగాచేయబడింది,అంతేకాక దీనినిహోలోగ్రాఫిక్ ప్రిన్సిపల్అని అంటారు.

ఫజ్ బాల్స్[మార్చు]

కొంతమందిసూపర్ స్త్రింగ్ సిద్ధాంతాన్నిచెప్పే శాస్త్రజ్ఞులు ఫజ్ బాల్స్ అనునవి కాల రంధ్రములయొక్క నిజమైనపరిమాణపు వర్ణనఇస్తాయని అంటారు. ఈసిద్ధాంతం కాల రంధ్రములు ఆధునిక,భౌతికశాస్త్రానికిలొంగని రెండుసమస్యలను పరిష్కరిస్తుంది:

  1. ఎక్కడైతే పరిమాణపుసమాచారం కాల రంధ్రములోపలికిమూస:Nbhyphపడేటటువంటి పదార్ధానికి కట్టుబడిఉంటుందో ఆసమాచార పారడాక్స్మరియు శక్తి పూర్తిగాఏకత్వంలోనికి మాయమయిపోతాయి.అంటే కాల రంధ్రములోనికి ఏమి పడినప్పటికీ,దాని భౌతికపరమైనకూర్పులో మార్పుఉండదు.
  2. కాల రంధ్రము యొక్కమధ్యలో ఉండేటటువంటి ఏకత్వములో,సంప్రదాయమైన కాల రంధ్ర సిద్ధాంతము,సున్నాఘనపరిమాణంగల ప్రదేశములో ఉండేటటువంటి తీవ్రమైన గురుత్వాకర్షణక్షేత్రంవలన అనంతమైన రోదసీసమయం వంపుతిరుగుతుంది అనిచెబుతుంది.

ఇలాంటికొలతలు సున్నామరియు అనంతమైనపుడు ఆధునిక భౌతికశాస్త్రము కూలిపోతుంది.[81]

ఫేజ్ బాల్ సిద్ధాంతము కాల రంధ్రము యొక్కమధ్యలో ఉండేటటువంటి ఏకత్వస్థానాన్ని భర్తీచేస్తుంది.దాని ప్రకారం కాల రంధ్రముయొక్క ఇవెంట్ హోరిజోన్ ప్రదేశం మొత్తం నిజానికి ఒకదారాలబంతి.ఇవి పదార్దాన్నీ మరియు శక్తినీ నిర్మించేందుకు వాడే భాగించ లేనటువంటి ఇటుకల వంటివి. స్త్రింగ్స్ అనునటువంటివి శక్తిమోపులుగా అనుకోవచ్చు.అవి అంతరిక్షంలో మూడు భౌతికకొలతలలో మరియూఖచ్చితమైన దిక్కులలో ,క్లిష్టమైన పద్ధతులలో కంపిస్తూ ఉంటాయి. ఖచ్చితమైన దిక్కులు అంటే పరిమాణపు నురగలో అంతర్గతంగా నేసినట్లుండే అధికమైన కొలతలు.(వీటినిస్పేస్ టైం ఫోం అని కూడా అంటారు).

ఇవి కూడా చూడండి[మార్చు]

పరిశీలించవలసినవి[మార్చు]

  1. థర్మోడైనమిక్స్ ఆఫ్ బ్లాక్ హోల్స్, P.C.W. డేవీస్ రిప్. ప్రొగ్. Phys Vol. 41 (1978),pp.1313-1355.
  2. 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". Phil. Trans. R. Soc. (London) 74: 35–57. .
  3. "Dark Stars (1783)". Thinkquest. Retrieved 2008-05-28. 
  4. లాప్లేస్;చూడండి ఇజ్రాయెల్, వార్నేర్ (1987)"డార్క్ స్టార్స్: డి ఎవల్యూషన్ అఫ్ ఆన్ ఐడియా", ఇన్ హాకింగ్,స్టీఫెన్ W.& ఇజ్రాయెల్, వార్నేర్, 300 ఇయర్స్ అఫ్ గ్రావిటేషన్, కేంబ్రిడ్జ్ యూనివర్సిటి ప్రెస్, Sec.7.4
  5. 5.0 5.1 Schwarzschild, Karl (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196.  అండ్ Schwarzschild, Karl (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 424–434. .
  6. ఆన్ మాసివ్ న్యూట్రాన్ కోర్స్, J.R. ఒప్పెంహేమర్ అండ్ G.M.వోల్కొఫ్ ఫిజికల్ రివ్యూ 55 #374 (15 ఫిబ్రవరి 1939),pp. 374-381.
  7. D. ఫింకిల్స్టెన్ (1958). "పాస్ట్-ఫ్యూచర్ అసిమ్మేట్రీ అఫ్ ది గ్రావిటేషనల్ ఫీల్డ్ అఫ్ అ పాయింట్ పార్టికల్." ఫిస్. Rev. 110: 965-967.
  8. Hewish, Antony; Bell, S. J.; Pilkington, J. D. H.; Scott, P. F.; Collins, R. A. (1968). "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source". Nature 217: 709–713. doi:10.1038/217709a0. Retrieved 2007-07-06. 
  9. Pilkington, J D H; Hewish, A.; Bell, S. J.; Cole, T. W. (1968). "Observations of some further Pulsed Radio Sources". Nature 218: 126–129. doi:10.1038/218126a0. Archived from the original on 2007-07-10. Retrieved 2007-07-06. 
  10. Michael Quinion. "Black Hole". World Wide Words. Retrieved 2008-06-17. 
  11. Heusler, M. (1998). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Rev. Relativity 1 (6). 
  12. థార్న్,"బ్లాక్ హోల్స్, ది మెంబ్రేన్ పారాడిం".
  13. Anderson, Warren G. (1996). "The Black Hole Information Loss Problem". http://math.ucr.edu/home/baez/physics/Relativity/BlackHoles/info_loss.html. Retrieved 2009-03-24.
  14. జాన్ ప్రేస్కిల్ (1994)"బ్లాక్ హోల్స్ అండ్ ఇన్ఫర్మేషన్: ఎ క్రైసిస్ ఇన్ క్వాంటం ఫిసిక్స్"
  15. డానియెల్ కార్మోడి (2008)"ది ఫేట్ అఫ్ క్వాంటం ఇన్ఫర్మేషన్ ఇన్ ఎ బ్లాక్ హోల్"
  16. "Black holes with magnetic charge and quantized mass". Research Centre for High Energy Physics, School of Physics, University of Melbourne, Parkville 3052, Victoria, Australia. Retrieved 2009-03-24.  |coauthors= requires |author= (help)
  17. "Nonminimal coupling, no-hair theorem and matter cosmologies". Retrieved 2009-03-24. 
  18. Hsu, Rue-Ron (1992-01-09). [file:///C:/Users/Ben/AppData/Local/Temp/569.pdf "The No Hair Theorem?"]. CHINESE JOURNAL OF PHYSICS. Retrieved 2009-03-24. 
  19. Hinshaw, G (2008). "Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results". .
  20. "Garrett Birkhoff’s Theorem". Retrieved 2009-03-25. 
  21. "Black Holes do not suck!". 2006-02-17. Retrieved 2009-03-25. 
  22. సమీక్ష కొరకు చూడండిWald, Robert. M. (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". .
  23. ఈ సంఖ్యా పోలికలపై చర్చలకు చూడండిBerger, Beverly K. (2002). "Numerical Approaches to Spacetime Singularities". Living Rev. Relativity 5.  Unknown parameter |access-date= ignored (|accessdate= suggested) (help).
  24. McClintock, Jeffrey E.; Shafee, Rebecca; Narayan, Ramesh; Remillard, Ronald A.; Davis, Shane W.; Li, Li-Xin (2006). "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105". Astrophys.J. 652: 518–539. doi:10.1086/508457. .
  25. Antonucci, R. (1993). "Unified Models for Active Galactic Nuclei and Quasars". Annual Reviews in Astronomy and Astrophysics 31 (1): 473–521. doi:10.1146/annurev.aa.31.090193.002353. 
  26. Urry, C.; Padovani, Paolo (1995). "Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107: 803–845. doi:10.1086/133630. 
  27. Schödel, R.; Ott, T; Genzel, R; Hofmann, R; Lehnert, M; Eckart, A; Mouawad, N; Alexander, T et al. (2002). "A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way". Nature 419 (6908): 694–696. doi:10.1038/nature01121. PMID 12384690. 
  28. Valtonen, M.J.; et al.., H. J.; Nilsson, K.; Heidt, J.; Takalo, L. O.; Sillanpää, A.; Villforth, C.; Kidger, M. et al. (2008). "A massive binary black-hole system in OJ 287 and a test of general relativity". Nature 452: 851. doi:10.1038/nature06896. 
  29. Maccarone, T.J.; et al.., Arunav; Zepf, Stephen E.; Rhode, Katherine L. (2007). "A black hole in a globular cluster". Nature 455: 183–185. doi:10.1038/nature05434. 
  30. "NASA's GLAST Burst Monitor Team Hard at Work Fine-Tuning Instrument and Operations". NASA. 2008-07-28. 
  31. "Anatomy of a Black Hole". Retrieved 2009-03-25. 
  32. Carroll 2004, p. 217
  33. "[8] GENERAL RELATIVITY IN PRACTICE / BLACK HOLES". Retrieved 2009-03-26. 
  34. "Inside a black hole". Retrieved 2009-03-26. 
  35. "Black Holes". Retrieved 2009-03-25. 
  36. "Physical nature of the event horizon". Retrieved 2009-03-25. 
  37. "Hawking Radiation". Retrieved 2009-03-25. 
  38. "The Singularity". Retrieved 2009-03-26. 
  39. "Falling to the Singularity of the Black Hole". Retrieved 2009-03-26. 
  40. Good, Michael. "The Black Hole Singularity". reEvolutionary Physics. pp. 1–4. Retrieved 2009-03-26. 
  41. Giamb�o, Roberto. "THE GEOMETRY OF GRAVITATIONAL COLLAPSE". Retrieved 2009-03-26. 
  42. "Black Holes and Quantum Gravity". Retrieved 2009-03-26. 
  43. "Ask an Astrophysicist : Quantum Gravity and Black Holes". Retrieved 2009-03-26. 
  44. Nemiroff, Robert J. (1993). "Visual distortions near a neutron star and black hole". American Journal of Physics 61: 619. doi:10.1119/1.17224. 
  45. Einstein, A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics. 40 No. 4: 922–936. 
  46. "Discovering the Kerr and Kerr-Schild metrics". To appear in "The Kerr Spacetime", Eds D.L. Wiltshire, M. Visser and S.M. Scott, Cambridge Univ. Press. Roy P. Kerr. Retrieved June 19 2007.  Unknown parameter |dateformat= ignored (help);
  47. Hawking, Stephen; Penrose, R. (January 1970). "The Singularities of Gravitational Collapse and Cosmology". Proceedings of the Royal Society A 314 (1519): 529–548. doi:10.1098/rspa.1970.0021. 
  48. మూస:Cite arXiv
  49. Giddings, Steven B. (2002). "High energy colliders as black hole factories: The end of short distance physics". Physical Review D 65: 056010. doi:10.1103/PhysRevD.65.056010. arXiv:hep-ph/0106219v4. 
  50. Arkani–Hamed, N (1998). "The hierarchy problem and new dimensions at a millimeter". Physics Letters B 429: 263. doi:10.1016/S0370-2693(98)00466-3. arXiv:9803315v1. 
  51. 51.0 51.1 Hawking, S.W. (1974). "Black hole explosions?". Nature 248: 30–31. doi:10.1038/248030a0. 
  52. Bloom, J. S.; Kulkarni, S. R.; Djorgovski, S. G. (2002). "The Observed Offset Distribution of Gamma-Ray Bursts from Their Host Galaxies: A Robust Clue to the Nature of the Progenitors". The Astronomical Journal 123: 1111. doi:10.1086/338893. arXiv:0010176. 
  53. Blinnikov, S (1984). "Exploding Neutron Stars in Close Binaries". Soviet Astronomy Letters 10: 177. మూస:Bibcode. 
  54. Lattimer, J. M.; Schramm, D. N. (1976). "The tidal disruption of neutron stars by black holes in close binaries". The Astrophysical Journal 210: 549. doi:10.1086/154860. 
  55. Paczynski, Bohdan (1995). "How Far Away Are Gamma-Ray Bursters?". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107: 1167. doi:10.1086/133674. arXiv:astro-ph/9505096. 
  56. Winter, Lisa M.; Mushotzky, Richard F.; Reynolds, Christopher S. (2006). "XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal 649: 730. doi:10.1086/506579. arXiv:astro-ph/0512480v2. 
  57. Jiang, Linhua; Fan, Xiaohui; Ivezić, ŽEljko; Richards, Gordon T.; Schneider, Donald P.; Strauss, Michael A.; Kelly, Brandon C. (2007). "The Radio‐Loud Fraction of Quasars is a Strong Function of Redshift and Optical Luminosity". The Astrophysical Journal 656: 680. doi:10.1086/510831. arXiv:astro-ph/0611453. 
  58. "NASA scientists identify smallest known black hole" (Press release). Goddard Space Flight Center. 2008-04-01. Retrieved 2009-03-14. 
  59. 59.0 59.1 King, Andrew (2003-09-15). "Black Holes, Galaxy Formation, and the MBH-σ Relation". The Astrophysical Journal (The American Astronomical Society.): 596:L27–L29. 
  60. Richstone, Douglas; Karl Gebhardt (University of Michigan), Scott Tremaine and John Magorrian (University of Toronto, Canadian Institute for Advanced Research), John Kormendy (University of Hawaii), Tod Lauer (National Optical Astronomy Observatories), Alan Dressler (Carnegie Observatories), Sandra Faber (University of California), Ralf Bender (Ludwig Maximilian University, Munich), Ed Ajhar (National Optical Astronomy Observatories), and Carl Grillmair (Jet Propulsion Laboratory). (January 13, 1997). "Massive Black Holes Dwell in Most Galaxies, According to Hubble Census". 189th Meeting of the American Astronomical Society. Retrieved 2009-05-17. 
  61. 61.0 61.1 J. H. Krolik (1999). Active Galactic Nuclei. Princeton, New Jersey: Princeton University Press. ISBN 0-691-01151-6. మూస:Pn
  62. 62.0 62.1 62.2 L. S. Sparke, J. S. Gallagher III (2000). Galaxies in the Universe: An Introduction. Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-59704-4 Check |isbn= value (help). మూస:Pn
  63. J. Kormendy, D. Richstone (1995). "Inward Bound---The Search For Supermassive Black Holes In Galactic Nuclei". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 33: 581–624. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.003053. మూస:Bibcode. 
  64. Henderson, Mark (December 9, 2008). "Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way". Times Online. Retrieved 2009-05-17. 
  65. Schödel, R. (17 October 2002). "A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way". Nature (419): 694–696. Retrieved Schodel. 
  66. Ghez, A. M.; Salim, S.; Hornstein, S. D.; Tanner, A.; Lu, J. R.; Morris, M.; Becklin, E. E.; Duchene, G. (May 2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal 620 (2): 744–757. doi:10.1086/427175. arXiv:astro-ph/0306130v2. Retrieved 2008-05-10. 
  67. మూస:Cite arXiv
  68. "Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places" (Press release). Space Telescope Science Institute. 2002-09-17. Retrieved 2009-03-14. 
  69. Peplow, Mark (2004). "Second black hole found at the centre of our Galaxy". NatureNews. doi:10.1038/news041108-2. Retrieved 2006-03-25. 
  70. మూస:Cite arXiv
  71. మూస:Cite arXiv
  72. మూస:Cite arXiv
  73. మూస:Cite arXiv
  74. మూస:Cite arXiv
  75. మూస:Cite arXiv
  76. మూస:Cite arXiv
  77. Hawking, Stephen (1998). A Brief History of Time. New York: Bantam Books. ISBN 0-553-38016-8. మూస:Pn
  78. Hawking, Stephen. "Does God Play Dice?". Retrieved 2009-03-14. 
  79. "Hawking changes his mind about black holes". Nature News. doi:10.1038/news040712-12. Retrieved 2006-03-25. 
  80. Chown, Marcus (2009-01-15). "Our world may be a giant hologram". New Scientist (2691). 
  81. భౌతిక శాస్త్రంలో అంతరిక్ష కాలం కొలతకు అర్ధవంతమైనది ప్లాంక్ లెంత్ అనే1.616252(81)×10−35 m అతి చిన్న లీనియార్ కొలత. దాని విలువ CODATA విలువ. ప్లాంక్ లెంత్ క్రిందగా, క్వాంటం ఫోం ప్రభావాలు ఆధిపత్యం చూపుతాయి.అంతేకాక పొడవునుఅతి సున్నితమైన కొలత బద్దమీద ఊహించటమనేది అర్ధం లేనిది.ఎలాగంటే సముద్రపు పోటుపాటులను తుఫానుకు చెలరేగే సముద్రములో ఒక సెంటీమీటర్ కు ఖచ్చితముగా కొలిచినట్లు. ఏకత్వం అనేది ఒక ప్లాంక్ లెంత్ అంటే సున్నాకు సరిసమానమైన వ్యాసము ఉండటం.

మరింత చదవడానికి[మార్చు]

సామాన్యంగా చదివేవి[మార్చు]

విశ్వవిద్యాలయపు పాత్యపుస్తాకాలు మరియు ఏక విషయక రచనలు[మార్చు]

పరిశోధనా పత్రములు[మార్చు]

  • Hawking, S. (2005). "Information loss in black holes". Physical Review D 72: 084013. doi:10.1103/PhysRevD.72.084013. arXiv:hep-th/0507171v2.  స్టీఫెన్ హాకింగ్ అభిప్రాయపడిన పరిష్కారము కాల రంధ్ర యూనిటారిటీ పారడాక్స్ కి,జూలై 2004 లో మొదటసారిగా ఒక కాన్ఫరెన్స్ లో తెలియజేప్పినది.
  • Ghez, A. M.; Salim, S.; Hornstein, S. D.; Tanner, A.; Lu, J. R.; Morris, M.; Becklin, E. E.; Duchene, G. (2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal 620: 744. doi:10.1086/427175. arXiv:astro-ph/0306130v2.  పాలపుంత మధ్యలో కాల రంధ్రమునకు ఇంకా నిశితమైన విస్తారము మరియు పరిస్థితి .
  • మూస:Cite arXiv 2005 SLAC సమ్మర్ ఇన్స్టిట్యూట్ నుండి ప్రసంగ వ్యాఖ్యానములు.

వెలుపటి వలయము[మార్చు]

FAQ ఆన్ బ్లాక్ హోల్స్ ]

మూవీ అఫ్ బ్లాక్ హోల్ కాండిడేట్ ఫ్రం మాక్స్ ప్లాంక్ ఇన్స్టిట్యూట్ ]

అడ్వాన్స్డ్ మ్యాధమెటిక్స్ అఫ్ బ్లాక్ హోల్ ఇవాపోరేషణ్ ]

మూస:Black holes

"http://te.wikipedia.org/w/index.php?title=కృష్ణబిలం&oldid=1289919" నుండి వెలికితీశారు