തമോദ്വാരം

വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.

ക്ഷീരപഥത്തിലെ ഒരു തമോദ്വാരം ചിത്രകാരന്റെ ഭാവനയില്‍

ഉയര്‍ന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം പ്രകാശത്തിനുപോലും പുറത്തുകടക്കാനാകാത്ത മേഖലയെയാണ്‌ തമോദ്വാരം അല്ലെങ്കില്‍ തമോഗര്‍ത്തം (Black hole) എന്നു വിളിക്കുന്നത്. തമോദ്വാരത്തിന്റെ സീമയായ സംഭവചക്രവാളത്തിനകത്തേക്ക് വസ്തുക്കള്‍ക്ക് പ്രവേശിക്കാമെന്നല്ലാത്തെ പ്രകാശം ഉള്‍പ്പെടെ യാതൊന്നിനും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മറികടന്ന് ഈ പരിധിക്ക് പുറത്തുകടക്കാനാകില്ല. പ്രകാശം പ്രതിഫലിപ്പിക്കുകയോ പുറത്തുവിടുകയോ ചെയ്യാത്തതിനാല്‍ തമോദ്വാരം പുറംലോകത്തിന്‌ അദൃശ്യമായിരിക്കും. തമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്ക് താപനില ഉണ്ടെന്നും അവ ഹോക്കിങ് വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുവെന്നും ക്വാണ്ടം പഠനങ്ങള്‍ കാണിക്കുന്നു.

തമോദ്വാരം അദൃശ്യമാണെങ്കിലും, ചുറ്റുമുള്ള വസ്തുക്കളില്‍ അതുളവാക്കുന്ന മാറ്റങ്ങളിലൂടെ തമോദ്വാരത്തിന്റെ സാന്നിധ്യം മനസിലാനാകും. ഒരുകൂട്ടം നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ശൂന്യമായ സ്ഥലത്തെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നതായി കാണാനായാല്‍ അവിടെ ഒരു തമോദ്വാരമുണ്ടെന്ന് ഊഹിക്കാം. തമോദ്വാരത്തിന്‌ ഇരട്ടനക്ഷത്രമുണ്ടെങ്കില്‍ അതില്‍ നിന്നും തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വാതകങ്ങള്‍ വീഴുകയും ഉയര്‍ന്ന താപനിലയിലേക്ക് ചൂടാക്കപ്പെടുന്ന ഇവ എക്സ്-റേ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഭൂമിയിലുള്ളതും ഭൂമിയെ ചുറ്റിക്കൊണ്ടിരിക്കുന്നതുമായ ദൂരദര്‍ശിനികള്‍ വഴി ഈ വികിരണം കണ്ടെത്താനാകും. ഇത്തരം നിരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ തമോദ്വാരങ്ങളുടെ അസ്തിത്വം ഉറപ്പാക്കാനായിട്ടുണ്ട്.

ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമക്കും മുകളില്‍ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പരിണാമത്തിന്റെ അവസാനത്തില്‍ തമോദ്വാരമായിത്തീരുവാന്‍ സാധ്യതയുണ്ട്. നക്ഷത്രത്തിന്റെ അവസാനത്തോടനുബന്ധിച്ച് ഊര്‍ജ്ജസൃഷ്ടിക്കുള്ള കഴിവ് പൂര്‍ണ്ണമായി അവസാനിച്ച പിണ്ഡം സ്വന്തം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്താല്‍ വീണ്ടും വീണ്ടും ചുരുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കും, ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങുന്നതോടൊപ്പം നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണവും വര്‍ദ്ധിക്കുന്നു. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ഒരളവിലേറെ വര്‍ദ്ധിച്ച് പ്രകാശത്തെപ്പോലും പിടിച്ചു നിര്‍ത്താനുള്ള കഴിവ് ആര്‍ജ്ജിക്കുമ്പോള്‍ നക്ഷത്രം തമോദ്വാരമായി മാറുന്നു.

ഉള്ളടക്കം

[തിരുത്തുക] പേരിനു പിന്നില്‍

ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുവിന്റെ സമീപത്തു നിന്നും എന്തിനെങ്കിലും രക്ഷപെടാനാവശ്യമുള്ള പ്രവേഗത്തെ നിഷ്ക്രമണപ്രവേഗം (escape velocity) എന്നു പറയുന്നു. നിഷ്ക്രമണപ്രവേഗം പ്രകാശവേഗത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലായ വസ്തു എന്നാണ്‌ തമോദ്വാരങ്ങളെ സാധാരണ നിര്‍വ്വചിക്കാറ്. ഭൂമിയുടേ നിഷ്ക്രമണപ്രവേഗം സെക്കന്റില്‍ 11.2 കിലോമീറ്റര്‍ ആണ്. അതിനേക്കാളുമൊക്കെ വളരെ വളരെക്കൂടുതലാവും തമോദ്വാരത്തിന്റെ നിഷ്ക്രമണ പ്രവേഗം. സെക്കന്റില്‍ മൂന്നുലക്ഷം കിലോമീറ്റര്‍ പ്രവേഗമുള്ള പ്രകാശത്തിനുപോലും തമോദ്വാരത്തിന്റെ ആകര്‍ഷണത്തില്‍ നിന്ന് രക്ഷപെടാനാവില്ല. അതുകൊണ്ടുതന്നെ ഇവയെ ഉത്സര്‍ജ്ജിക്കുന്നതോ പ്രതിഫലിപ്പിക്കുന്നതോ ആയ പ്രകാശം കൊണ്ട് നിരീക്ഷിക്കാനാവില്ല. തമോദ്വാരമെന്ന പേരിന് കാരണമിതാണ്.

[തിരുത്തുക] ചരിത്രം

Schwarzschild black hole
ഗുരുത്വകാചമായി പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്ന ഒരു തമോദ്വാരം പശ്ചാത്തലത്തിലെ താരാപഥത്തിന്റെ ദൃശ്യം വികലമാക്കുന്നു

പ്രകാശത്തിനു പോലും പുറത്തുകടക്കാനാകാത്തത്ര പിണ്ഡമേറിയ വസ്തു എന്ന ആശയം ആദ്യമായി മുന്നോട്ടുവച്ചത് ഭൂഗര്‍ഭശാസ്ത്രജ്ഞാനായ ജോണ്‍ മിഷെല്‍ ആയിരുന്നു. 1783-ല്‍ റോയല്‍ സൊസൈറ്റിയിലേക്ക് ഹെന്‍റി കാവെന്‍ഡിഷിന് അയച്ച കത്തില്‍ അദ്ദേഹം ഇങ്ങനെ എഴുതി:

“ സൂര്യന്റെ സാന്ദ്രതയുള്ളതും എന്നാല്‍ 500 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ളതുമായ ഒരു ഗോളത്തിന്റെ പ്രതലത്തിലേക്ക് അനന്തതയില്‍ നിന്ന് വീഴുന്ന ഒരു വസ്തു പ്രകാശത്തെക്കാള്‍ പ്രവേഗമാര്‍ജ്ജിച്ചിരിക്കും. പ്രകാശം മറ്റു വസ്തുക്കളെപ്പോലെ പിണ്ഡത്തിന്‌ ആനുപാതികമായ ബലത്തിന്‌ വിധേയമാകുന്നു എന്ന് കരുതുകയാണെങ്കില്‍ അത്തരം വസ്തുവില്‍ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന പ്രകാശം അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം അതിലേക്കുതന്നെ മടങ്ങുന്നതാണ്‌[1] ”

1796-ല്‍ ഗണിതജ്ഞനായ സൈമണ്‍ ലാപ്ലാസ് Exposition du système du Monde എന്ന തന്റെ ഗ്രന്ഥത്തിന്റെ ആദ്യ രണ്ട് പതിപ്പുകളില്‍ ഈ ആശയത്തെ പിന്താങ്ങി (എന്നാല്‍ പുസ്തകത്തിന്റെ പിന്നീടുള്ള പതിപ്പുകളില്‍ നിന്ന് ഇത് നീക്കം ചെയ്തു)[2][3]. ഇരുണ്ട നക്ഷത്രങ്ങള്‍ എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെട്ട ഈ ഗോളങ്ങള്‍ പത്തൊമ്പതാം നൂറ്റാണ്ടില്‍ അവഗണിക്കപ്പെട്ടു. പിണ്ഡമില്ലാത്ത തരംഗമായാണ്‌ പ്രകാശം അക്കാലത്ത് കണക്കാക്കപ്പെട്ടിരുന്നത് എന്നതായിരുന്നു ഇതിനു കാരണം. അതിനാല്‍ത്തന്നെ പ്രകാശം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലത്തിന്‌ വിധേയമല്ല എന്നായിരുന്നു കരുതപ്പെട്ടിരുന്നത്.

1915-ല്‍ ആല്‍ബര്‍ട്ട് ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം വികസിപ്പിച്ചു. ഇതിനുമുമ്പുതന്നെ പ്രകാശത്തെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം ബാധിക്കുന്നുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം സിദ്ധാന്തിച്ചിരുന്നു. ഏതാനും മാസങ്ങള്‍ക്കു ശേഷം കാള്‍ ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ഒരു ബിന്ദുവില്‍ കേന്ദ്രീകൃതമായ പിണ്ഡം, ഗോളീയ സമമിതിയുള്ള പിണ്ഡം എന്നിവ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലം എപ്രകാരമായിരിക്കുമെന്ന് കണ്ടെത്തി[4]. സൈദ്ധാന്തികമായി തമോദ്വാരത്തിന്‌ അസ്തിത്വം സാധ്യമാണെന്ന് ഇതിലൂടെ അദ്ദേഹം തെളിയിച്ചു. ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത തമോദ്വാരത്തിന്റെ സംഭവചക്രവാളത്തിന്റെ ആരമാണ്‌ ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരം എന്ന് ഇപ്പോള്‍ നമുക്കറിയാം. എന്നാല്‍ ഇത് അക്കാലത്ത് ആരും മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നില്ല. ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് തന്നെ ഇതിന്‌ ഭൗതികമായ നിലനില്പില്ല എന്നായിരുന്നു കരുതിയത്. ഏതാനും മാസങ്ങള്‍ക്കു ശേഷം ഹെന്‍ഡ്രിക് ലോറെന്റ്സിന്റെ വിദ്യാര്‍ത്ഥിയായ ജൊഹാനസ് ദ്രോസ്റ്റെ ഒരു ബിന്ദുവില്‍ കേന്ദ്രീകൃതമായ പിണ്ഡം മൂലമുണ്ടാകുന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലത്തിന്റെ രൂപം സ്വതന്ത്രമായി കണ്ടെത്തുകയും അതിന്റെ സവിശേഷതകളെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ പഠിക്കുകയും ചെയ്തു

ഭ്രമണം ചെയ്യാത്തതും സൂര്യന്റെ 1.44 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ളതുമായ (ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമ) ഇലക്ട്രോണ്‍-ഡീജനറേറ്റ് ദ്രവ്യത്താല്‍ നിര്‍മ്മിതമായ ഒരു വസ്തു ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം തന്നിലേക്ക് ചുരുങ്ങുമെന്ന് 1930-ല്‍ ജ്യോതിര്‍ഭൗതികജ്ഞനായ സുബ്രഹ്മണ്യം ചന്ദ്രശേഖര്‍ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതയിലൂടെ തെളിയിച്ചു. അക്കാലത്ത് ജ്യോതിര്‍ഭൗതികത്തിലെ അവസാന വാക്കായി കരുതപ്പെട്ടിരുന്ന ആര്‍തര്‍ എഡിങ്ട്ടണ്‍ ഇതിനെ എതിര്‍ത്തു. ഇങ്ങനെയുള്ള ചുരുങ്ങലിനെ ഒടുവില്‍ എന്തെങ്കിലും തടഞ്ഞുനിര്‍ത്തുമെന്നായിരുന്നു അദ്ദേഹത്തിന്റെ വാദം. ഇത് ഭാഗികമായി ശരിയുമായിരുന്നു - ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമയെക്കാള്‍ പിണ്ഡമുള്ള വെള്ളക്കുള്ളന്മാരെല്ലാം തന്നെ അനന്തമായി ചുരുങ്ങുന്നില്ല; ചിലത് ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളായാണ്‌ മാറുന്നത്. എന്നാല്‍ സൂര്യന്റെ മൂന്നിരട്ടിയിലേറെ (ടോള്‍മാന്‍-ഓപ്പണ്‍ഹൈമര്‍-വോള്‍ക്കോഫ് സീമ) പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ചന്ദ്രശേഖര്‍ വിവരിച്ച കാരണങ്ങളാല്‍ തമോദ്വാരങ്ങളായി ചുരുങ്ങുമെന്ന് 1939-ല്‍ റോബര്‍ട്ട് ഓപ്പണ്‍ഹൈമര്‍ അടക്കമുള്ള ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ തെളിയിച്ചു[5]

ഓപ്പണ്‍ഹൈമറും കൂട്ടാളികളും ഉപയോഗിച്ചത് അപ്പോള്‍ നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന ഒരേയൊരു നിര്‍ദ്ദേശാങ്കവ്യവസ്ഥയായ ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് നിര്‍ദ്ദേശാങ്കവ്യവസ്ഥയായിരുന്നു. ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരത്തില്‍ ഗണിതപരമായ സിംഗുലാരിറ്റികള്‍ ഉണ്ടാകാന്‍ ഈ നിര്‍ദ്ദേശാങ്കവ്യവസ്ഥ കാരണമായി. അതായത്, സമവാക്യങ്ങളിലെ ചില പദങ്ങളുടെ വില ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരത്തില്‍ അനന്തമായി മാറി. ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരത്തിനുള്ളില്‍ സമയം ചലിക്കാതെ നില്‍ക്കുന്നു എന്നാണ്‌ ഇതിന്‌ വിശദീകരണം നല്‍കപ്പെട്ടത്. ഈ വീക്ഷണം ബാഹ്യനിരീക്ഷകരെ അപേക്ഷിച്ച് ശരിയാണെങ്കിലും ഉള്ളിലേക്ക് വീണുകൊണ്ടിരിക്കുന്ന ഒരു നിരീക്ഷകനെ അപേക്ഷിച്ച് തെറ്റാണ്‌. ഈ പ്രത്യേകത മൂലം ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ frozen stars എന്നറിയപ്പെട്ടു. ചലിക്കാതെ നില്‍ക്കുന്ന സമയം എന്ന ആശയം മിക്ക ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്കും അംഗീകരിക്കാനായില്ല എന്നതിനാല്‍ ഈ വിഷയത്തില്‍ അടുത്ത ഇരുപതു വര്‍ഷത്തോളം കാര്യമായ പുരോഗതിയുണ്ടായില്ല.

എഡിങ്ട്ടണ്‍-ഫിങ്കെല്‍സ്റ്റൈന്‍ നിര്‍ദ്ദേശാങ്കങ്ങള്‍ എന്ന പുതിയ ഗണിതശാസ്ത്രസങ്കേതത്തിലൂടെ സംഭവചക്രവാളം എന്ന സങ്കല്പം 1958-ല്‍ ഡേവിഡ് ഫിങ്കെല്‍സ്റ്റൈന്‍ വികസിപ്പിച്ചു. ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരം ഒരു സിംഗുലാരിറ്റി അല്ലെന്നും അത് വസ്തുക്കളെ ഒരു ദിശയില്‍ മാത്രം കടത്തി വിടുന്ന പാട (membrane) പോലെ പ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നുവെന്നും അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി[6]. ഓപ്പണ്‍ഹൈമറുടെ കണ്ടെത്തലുകളെ പൂര്‍ണ്ണമായി നിരാകരിക്കാതെ അകത്തേക്കു വീഴുന്ന നിരീക്ഷകനെക്കൂടി ഉള്‍പ്പെടുത്തിക്കൊണ്ട് വികസിപ്പിക്കുകയാണ്‌ ഫിങ്കല്‍സ്റ്റൈന്‍ ചെയ്തത്. ഇതുവരെയുള്ള (ഫിങ്കല്‍സ്റ്റൈന്‍ ഉള്‍പ്പെടെ) സിദ്ധാന്തങ്ങളെല്ലാം ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത തമോദ്വാരങ്ങളെക്കുറിച്ച് മാത്രമായിരുന്നു പഠിച്ചത്. 1963-ല്‍ റോയ് കെര്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരങ്ങളെയും ഉള്‍ക്കൊള്ളിച്ചുകൊണ്ട് സിദ്ധാന്തമുണ്ടാക്കി. ഈ സിദ്ധാന്തത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന സിംഗുലാരിറ്റി ഒരു വലയമല്ല, ബിന്ദുവായിരുന്നു. എല്ലാ തമോദ്വാരങ്ങളിലും സിംഗുലാരിറ്റികളുണ്ടാകുമെന്ന് റോജര്‍ പെന്‍റോസ് പിന്നീട് തെളിയിച്ചു

1967-ല്‍ റേഡിയോ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പള്‍സാര്‍ കണ്ടെത്തി[7][8]. ഏതാനും വര്‍ഷങ്ങള്‍ക്കുള്ളില്‍ ഇവ വളരെ വേഗത്തില്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളാണെന്നും തെളിയിക്കപ്പെട്ടു. അക്കാലം വരെ ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളും സിദ്ധാന്തങ്ങളില്‍ മാത്രം നിലവിലുണ്ടായിരുന്നവയായിരുന്നു. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായ സങ്കോചം മൂലം രൂപം കൊള്ളുന്ന സാന്ദ്രതയേറിയ മറ്റു വസ്തുക്കളെ കണ്ടെത്താനുള്ള ശ്രമങ്ങള്‍ക്ക് പള്‍സാറിന്റെ കണ്ടുപിടിത്തം ആക്കം കൂട്ടി.

ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായി പൂര്‍ണ്ണമായി ചുരുങ്ങിയ നക്ഷത്രം എന്ന സാധാരണ ഉപയോഗിച്ചുവന്നിരുന്ന വിശദീകരണത്തിനുപകരമായി black hole എന്ന പദം ആദ്യമായി ഉപയോഗിച്ചത് 1967-ല്‍ ഒരു പ്രഭാഷണത്തിനിടെ ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോണ്‍ വീലറാണെന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്. എന്നാല്‍ ഒരു കോണ്‍ഫറന്‍സില്‍ വച്ച് താന്‍ ഈ പദം കേട്ടിട്ടുണ്ടായിരുന്നുവെന്നും ഒരു ചുരുക്കരൂപമായി ഇവിടെ ഉപയോഗിക്കുകയേ ചെയ്തുള്ളുവെന്നുമാണ്‌ അദ്ദേഹത്തിന്റെ വാദം. 1964-ല്‍ ആന്‍ എവിങ്ങ് AAAS ന് അയച്ച ഒരു കത്തിലും ഈ പദമുണ്ടായിരുന്നു:

“ ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച്, ഒരു ഡീജനറേറ്റ് നക്ഷത്രത്തിലേക്ക് പിണ്ഡം ചേര്‍ക്കുമ്പോള്‍ പെട്ടെന്ന് അത് സങ്കോചമാരംഭിക്കുകയും അതിന്റെ ഉയര്‍ന്ന ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലം അതിന്റെമുകളില്‍ അടയുകയും ചെയ്യുന്നു. അത്തരം നക്ഷത്രം പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഒരു തമോദ്വാരം സൃഷ്ടിക്കുന്നു[9] ”

[തിരുത്തുക] സവിശേഷതകള്‍

മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് (No hair theorem) തമോദ്വാരത്തിന്‌ മൂന്ന് ഭൗതികസവിശേഷതകളേ ഉള്ളൂ : പിണ്ഡം, വൈദ്യുതചാര്‍ജ്ജ്, കോണീയസംവേഗം[10]. ഈ മൂന്നിന്റെയും വിലകള്‍ തുല്യമായുള്ള രണ്ട് തമോദ്വാരങ്ങളെ തമ്മില്‍ തിരിച്ചറിയാന്‍ സാധിക്കില്ല. തമോദ്വാരത്തിനു പുറമെനിന്നുതന്നെ ഇവയെ നിരീക്ഷിക്കാനാകും എന്നതാണ്‌ ഈ മൂന്ന് സവിശേഷതകള്‍ക്ക് പ്രാധാന്യം നല്‍കുന്നത്. ഉദാഹരണമായി, വിദ്യുത്കാന്തതയുടെ വാഹികളായ ഫോട്ടോണുകള്‍ക്ക് തമോദ്വാരത്തിന്റെ പുറത്തുകടക്കാനാകില്ലെങ്കിലും വൈദ്യുതചാര്‍ജ്ജുള്ള ഒരു തമോദ്വാരം സമചാര്‍ജ്ജുള്ള മറ്റു വസ്തുക്കളെ വികര്‍ഷിക്കുന്നു. ഗോസ് നിയമമനുസരിച്ച് ഒരു ഗോളത്തിന്റെ പ്രതലത്തിലെ വൈദ്യുതഫ്ലക്സ് അതിനകത്തുള്ള മൊത്തം വൈദ്യുതചാര്‍ജ്ജിന്റെ വില നല്‍കുന്നതിനാലാണിത്. ചാര്‍ജ്ജുള്ള വസ്തുക്കള്‍ തമോദ്വാരത്തിനകത്തേക്ക് വീഴുമ്പോള്‍ വൈദ്യുതമണ്ഡലരേഖകള്‍ സംഭവചക്രവാളത്തിന്‌ പുറത്തേക്കായി നിലനില്‍ക്കുന്നു. ചാര്‍ജ്ജ് സംരക്ഷണനിയമം ഇങ്ങനെയാണ്‌ പാലിക്കപ്പെടുന്നത്. ഒടുവില്‍ വൈദ്യുതമണ്ഡലരേഖകള്‍ തമോദ്വാരത്തിന്റെ പ്രതലത്തിലാകെ ഏകമാനമായ രീതിയില്‍ വ്യാപിക്കുന്നു. ഉദാത്ത വിദ്യുത്കാന്തികതയിലെ ചാലകഗോളത്തിന്‌ സമാനമാണിത്[11]. ഗോസ് നിയമത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട രൂപമുപയോഗിച്ച് തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡവും കണ്ടെത്താം. ഗുരുത്വകാന്തികമണ്ഡലം മൂലമുള്ള frame dragging ഉപയോഗിച്ച് ദൂരെനിന്നും കോണീയസംവേഗത്തിന്റെ വിലയും കണക്കാക്കാം

ഏതെങ്കിലും രൂപത്തിലുള്ള ദ്രവ്യത്തെ തമോദ്വാരം വിഴുങ്ങുമ്പോള്‍ അതിന്റെ സംഭവചക്രവാളം ഒരു പാടയുടേതിന്‌ സമാനമായ രൂപത്തില്‍ ആന്ദോളനം ചെയ്യുന്നു. ഘര്‍ഷണസമാനമായ ഡാംപിങ് മൂലം ആന്ദോളനം കുറഞ്ഞുവരികയും ഒടുവില്‍ സംഭവചക്രവാളം സ്ഥിരമായ ഒരു രൂപത്തില്‍ ആവുകയും ചെയ്യുന്നു. ഘര്‍ഷണസമാനമായ പ്രഭാവങ്ങളൊന്നുമില്ലാത്ത മറ്റു ഫീല്‍ഡ് സിദ്ധാന്തങ്ങളായ വിദ്യുത്കാന്തികത, ഗേജ് സിദ്ധാന്തം മുതലായവയില്‍ നിന്ന് ഇത് വ്യത്യസ്തമാണ്‌. അവസാനം മൂന്ന് ഭൗതികസവിശേഷതകള്‍ മാത്രമുള്ള രൂപത്തിലേക്ക് മാറുന്നു എന്നതിനാല്‍ ആദ്യം നിലവിലുണ്ടായിരുന്ന രൂപത്തെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരം എന്നെന്നേക്കുമായി നഷ്ടപ്പെടുന്നു. ഗുരുത്വ,വിദ്യുത്കാന്തിക മണ്ഡലങ്ങള്‍ അകത്തുചെന്നിട്ടുള്ള ദ്രവ്യത്തെക്കുറിച്ച് വളരെക്കുറച്ചുമാത്രം വിവരങ്ങളേ നല്‍കുകയുള്ളൂ. ബാരിയോണ്‍ സംഖ്യ, ലെപ്റ്റോണ്‍ സംഖ്യ മുതലായ കണികാഭൗതികത്തിലെ സംരക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന മിക്ക സ്യൂഡോചാര്‍ജ്ജുകളെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങളും ദൂരെനിന്ന് നിരീക്ഷിക്കാനാകാത്തതിനാല്‍ നഷ്ടപ്പെടുന്ന വിവരത്തില്‍ ഉള്‍പ്പെടുന്നു. ഇത് തമോദ്വാരവിവരനഷ്ടവിരോധാഭാസം (black hole information loss paradox) എന്നറിയപ്പെടുന്നു[12][13][14].

ഈ വിരോധാഭാസം ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരെ വളരെ കുഴക്കുന്ന ഒന്നാണ്‌. സാമാന്യ ആപേക്ഷികത ഒരു ലഗ്രാഞ്ചിയന്‍ സിദ്ധാന്തമായതിനാല്‍ അതിന്‌ സമയസമമിതി ഉണ്ടാകേണ്ടതും അത് ഹാമില്‍ട്ടോണിയന്‍ ആയിരിക്കേണ്ടതുമാണ്‌. എന്നാല്‍ സംഭവചക്രവാളം തമോദ്വാരത്തെ സമയസമമിതിയില്ലാത്തതാക്കുന്നു : ദ്രവ്യത്തിന്‌ അതിലേക്ക് പ്രവേശിക്കാനല്ലാതെ പുറത്തുകടക്കാനാകില്ല. തമോദ്വാരത്തിന്റെ സമയത്തില്‍ വിപരീതമായ സ്വഭാവം കാണിക്കുന്ന വസ്തുവിനെ ശ്വേതദ്വാരം (white hole) എന്നു വിളിക്കുന്നു. എന്നാല്‍ ക്വാണ്ടം ബലതന്ത്രവും താപഗതികത്തിലെ എന്‍ട്രോപ്പിയും ഉപയോഗിച്ചുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ ശ്വേതദ്വാരങ്ങളും തമോദ്വാരങ്ങളും ഒന്നുതന്നെയായിരിക്കാം എന്നാണ്‌ കാണിക്കുന്നത്.

മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തം പ്രപഞ്ചത്തെക്കുറിച്ചും അതിലെ ദ്രവ്യത്തെക്കുറിച്ചും ചില പരികല്പനകള്‍ നടത്തുന്നുണ്ട്. ഇതില്‍ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായ പരികല്പനകള്‍ ഉപയോഗിക്കുകയാണെങ്കില്‍ ഫലവും വ്യത്യസ്തമായിരിക്കും. ഉദാഹരണമായി, ചില സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിക്കുംപോലെ കാന്തിക മോണോപോളുകള്‍ നിലവിലുണ്ടെങ്കില്‍ കാന്തികചാര്‍ജ്ജ് എന്ന നാലാമത്തെ ഭൗതികഗുണം കൂടി തമോദ്വാരത്തിനുണ്ടാകും[15].

താഴെപ്പറയുന്ന പരിതസ്ഥിതികളില്‍ മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തം തെറ്റാണെന്ന് തെളിയിക്കാനാകും:

  1. സ്ഥലകാലത്തിന്‌ നാലിലേറെ മാനങ്ങളുള്ളപ്പോള്‍
  2. നോണ്‍-ആബേലിയന്‍ യാങ്-മില്‍സ് മണ്ഡലങ്ങളുടെ സാന്നിദ്ധ്യത്തില്‍
  3. ഡിസ്ക്രീറ്റ് ഗേജ് സമമിതികളില്‍
  4. ചില non-minimally coupled അദിശമണ്ഡലങ്ങളില്‍[16]
  5. സ്കിര്‍മിയോണുകളുടെ കാര്യത്തിലെന്നപോലെ അദിശങ്ങളെ പിരിക്കാനാകുമ്പോള്‍
  6. സാമാന്യ ആപേക്ഷികതയില്‍ നിന്ന് വിഭിന്നമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണസിദ്ധാന്തങ്ങളില്‍

ഇവയിലധികവും അസ്ഥിരവും തമോദ്വാരത്തില്‍ നിന്ന് ദൂരെ സംരക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന കൂടുതല്‍ ക്വാണ്ടം സംഖ്യകളെ നല്‍കാത്തതുമാണ്‌[17]. നാല്‌ മാനങ്ങളുണ്ടെന്ന് നാം വിശ്വസിക്കുന്നതും മിക്കവാറും പരന്നതുമായ[18] നമ്മുടെ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തം ശരിയായിരിക്കേണ്ടതാണ്‌.

മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തത്തെ കാല്‍ടെക്കിലെ ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോണ്‍ പ്രെസ്കില്‍ ചോദ്യം ചെയ്തിരുന്നു. 1997-ല്‍ പ്രെസ്കിലുമായി ഹോക്കിങ്ങും കിപ് തോര്‍ണും ഈ വിഷയത്തില്‍ ഒരു വാതുവയ്പ്പ് നടത്തി. ഹോക്കിങ് വികിരണത്തിലൂടെ പുറത്തുവരുന്ന വിവരം തമോദ്വാരത്തിനകത്തുവച്ച് പുതുതായി സൃഷ്ടിക്കപ്പെട്ടതാണെന്ന് ഹോക്കിങും തോര്‍ണും വാദിച്ചപ്പോള്‍ അകത്തേക്കുപോയ വസ്തുക്കളുടെ ക്വാണ്ടം അവസ്ഥയെക്കുറിച്ചുള്ള വിവരങ്ങള്‍ നഷ്ടമാകുന്നില്ലെന്നും പുറത്തുവരുന്ന കണങ്ങള്‍ അതേ ക്വാണ്ടം അവസ്ഥകളിലായിരിക്കുമെന്നും പ്രെസ്കില്‍ വാദിച്ചു. യൂക്ളീഡിയന്‍ പാത് ഇന്റഗ്രല്‍ എന്ന ഗണിതസങ്കേതമുപയോഗിച്ചുള്ള കൂടുതല്‍ പഠനങ്ങളിലൂടെ തന്റെ വാദം ശരിയല്ലെന്ന നിഗമനത്തിലാണ്‌ ഹോക്കിങ് ഒടുവില്‍ എത്തിച്ചേര്‍ന്നത്. വാതുവെപ്പില്‍ പരാജയപ്പെട്ടു എന്ന് സമ്മതിച്ചുകൊണ്ട് 2004-ല്‍ ഹോക്കിങ് പ്രെസ്കിലിന്‌ ഒരു ബേസ്ബോള്‍ എന്‍സൈക്ലോപീഡിയ നല്‍കുകയും ചെയ്തു. മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തം തെറ്റാണ്‌ എന്നാണ്‌ ഇതുവഴി ഹോക്കിങ് സമ്മതിച്ചത്. എന്നാല്‍ തോര്‍ണ്‍ തന്റെ വാദത്തില്‍ ഉറച്ചുനില്‍ക്കുന്നു. മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തം തെറ്റെന്ന ഹോക്കിങിന്റെ വാദത്തെ ശാസ്ത്രലോകവും കാര്യമായി അംഗീകരിച്ചിട്ടില്ല.

[തിരുത്തുക] സംഭവചക്രവാളം

Image:BH-no-escape-1.svg
തമോദ്വാരത്തിന്‌ വളരെയകലെ ഒരു കണത്തിന്‌ ഏത് ദിശയിലും നീങ്ങാനാകും
Image:BH-no-escape-2.svg
തമോദ്വാരത്തിനടുത്ത് സ്ഥലകാലം വികലമാകാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് നയിക്കുന്ന പാതകളുടെ എണ്ണം തമോദ്വാരത്തില്‍ നിന്ന് ദൂരേക്ക് കൊണ്ടുപോകുന്നവയുടെ എണ്ണത്തെക്കാള്‍ കൂടുതലാകുന്നു
Image:BH-no-escape-3.svg
സംഭവചക്രവാളത്തിനകത്ത് എല്ലാ പാതകളും കണത്തെ തമോദ്വാരകേന്ദ്രത്തിലേക്ക് കൊണ്ടുവരുന്നവയാണ്‌. രക്ഷപ്പെടല്‍ അസാധ്യമാകുന്നു

സംഭവചക്രവാളത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമാണ്‌ തമോദ്വാരങ്ങളെ സാധാരണ വസ്തുക്കളില്‍ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമാക്കുന്നത്. സ്ഥലകാലത്തിന്റെ ഈ അതിര്‍ത്തിക്കിപ്പുറത്തു നടക്കുന്ന സംഭവങ്ങളൊന്നും ഒരു ബാഹ്യ നിരീക്ഷകനെ യാതൊരുവിധത്തിലും ബാധിക്കുകയില്ല. സാമാന്യ ആപേക്ഷികതയനുസരിച്ച് പിണ്ഡമുള്ള ഒരു വസ്തുവിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം വസ്തുക്കളെ അതിനടുത്തേക്ക് കൊണ്ടുവരുന്ന രീതിയില്‍ സ്ഥലകാലത്തെ വികലമാക്കുന്നു. തമോദ്വാരത്തിന്റെ സംഭവചക്രവാളത്തിനടുത്ത്, സ്ഥലകാലം പുറത്തേക്ക് പാതകളൊന്നുമില്ലാത്തത്ര വികലമാകുന്നു[19]. ഇതിനകത്തെത്തിക്കഴിഞ്ഞാല്‍ കേന്ദ്രത്തിലേക്ക് പോകുക മാത്രമേ ഒരു കണികയ്ക്ക് വഴിയുള്ളൂ.

ദൂരെയുള്ള നിരീക്ഷകന്‌ സംഭവചക്രവാളത്തിനടുത്തുള്ള ഘടികാരങ്ങള്‍ ദൂരെയുള്ളവയെക്കാള്‍ മെല്ലെ ചലിക്കുന്നതായി അനുഭവപ്പെടുന്നു[20]. ഈ പ്രഭാവം മൂലം, തമോദ്വാരത്തിലേക്ക് വീഴുന്ന വസ്തുക്കളുടെ വേഗത കുറയുന്നതായും അവ സംഭവചക്രവാളത്തിലെത്താന്‍ അനന്തം സമയമെടുക്കുന്നതായും നിരീക്ഷകന്‌ തോന്നുന്നു[21]. ഇതിനടുത്തുള്ള എല്ലാ പ്രക്രിയകളും ഒരേപോലെ മെല്ലെയാകുന്നതായി തോന്നുന്നതിനാല്‍ അവിടെനിന്നുള്ള പ്രകാശവും ചുവന്നതും മങ്ങിയതുമായി കാണുന്നു. ഈ പ്രഭാവം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ചുവപ്പുനീക്കം എന്നറിയപ്പെടുന്നു[22]. ഒരു പരിധി കഴിഞ്ഞാല്‍, സംഭവചക്രവാളത്തിലേക്ക് വീഴുന്ന വസ്തു കാണാനാകാത്തത്ര മങ്ങുന്നു. അതിനാല്‍ സംഭവചക്രവാളത്തിലെത്തുന്നതിന്‌ തൊട്ടുമുമ്പ് വസ്തു അദൃശ്യമാകുന്നു.

ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത തമോദ്വാരത്തിന്റെ സംഭവചക്രവാളത്തിന്റെ പരിധി ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരമാണ്‌. ഒരു വസ്തുവിന്റെ ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരം അതിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്‌ ആനുപാതികമാണ്‌[23]. ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരങ്ങളുടെ സംഭവചക്രവാളം ഗോളീയമല്ലാത്തതും വികലവുമാണ്‌. സംഭവചക്രവാളം യഥാര്‍ത്ഥത്തിലുള്ള ഒരു അതിര്‍ത്തിയല്ലാത്തതിനാല്‍ ദ്രവ്യത്തെയും വികിരണത്തെയും ഇതിനകത്തേക്ക് വീഴുന്നതില്‍ നിന്ന് യാതൊന്നും തടഞ്ഞുനിര്‍ത്തുന്നില്ല. ഇങ്ങനെ ഉള്ളില്‍ വീഴുന്ന യാതൊന്നിനും പുറത്തുകടക്കാനാകില്ലെന്നു മാത്രം. സാമാന്യ ആപേക്ഷികത ഉപയോഗിച്ചുള്ള തമോദ്വാരത്തിന്റെ വിശദീകരണം യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ കൃത്യമല്ലെന്നും സവിശേഷതകളെ പൂര്‍ണ്ണമായി വിശദീകരിക്കണമെങ്കില്‍ ക്വാണ്ടം ഗുരുത്വപ്രഭാവങ്ങള്‍ക്ക് സംഭവചക്രവാളത്തിനടുത്ത് പ്രാധാന്യമുണ്ടെന്നും കരുതപ്പെടുന്നു[24]. അതിനാല്‍ സാമാന്യ ആപേക്ഷികതയ്ക്ക് നിര്‍ദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടിട്ടുള്ള മാറ്റങ്ങളുടെ സാധുത പഠിക്കാനാഗ്രഹിക്കുന്നവര്‍ സംഭവചക്രവാളത്തിനടുത്തുള്ള ഭൗതികശാസ്ത്രപ്രഭാവങ്ങളെ നിരീക്ഷിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നു.

തമോദ്വാരങ്ങള്‍ വികിരണത്തിലൂടെ സ്വയം ഊര്‍ജ്ജം പുറത്തുവിടില്ലെങ്കിലും ഹോക്കിങ് വികിരണം മുഖേന സംഭവചക്രവാളത്തിന്റെ തൊട്ടുപുറമെ നിന്ന് ദ്രവ്യവും വിദ്യുത്കാന്തികവികിരണവും ഉത്സര്‍ജ്ജിക്കുന്നു[25].

[തിരുത്തുക] സിംഗുലാരിറ്റി

തമോദ്വാരത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ പദാര്‍ത്ഥസാന്ദ്രത, ഗുരുത്വാകര്‍ഷണശക്തി, ഇതുമൂലമുള്ള സ്ഥലകാലത്തിന്റെ വക്രത എന്നിവ അനന്തമാണ്‌[26]. അതായത്, തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡം മുഴുവന്‍ വ്യാപ്തം ശൂന്യമായ ഒരു മേഖലയിലേക്ക് ചുരുങ്ങുന്നു[27]. വ്യാപ്തം പൂജ്യമായതും സാന്ദ്രത അനന്തമായതുമായ ഈ മേഖലയാണ്‌ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ സിംഗുലാരിറ്റി എന്നറിയപ്പെടുന്നത്.

ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത ഒരു തമോദ്വാരത്തിന്റെ സിംഗുലാരിറ്റിയുടെ നീളം, വീതി, ഉയരം എന്നിവയെല്ലാം പൂജ്യമായിരിക്കും. അതായത്, ഇത്തരം തമോദ്വാരങ്ങളുടെ സിംഗുലാരിറ്റി ഒരു ബിന്ദുവായിരിക്കും. എന്നാല്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരങ്ങളുടെ സിംഗുലാരിറ്റി വ്യാപിച്ച് വലയരൂപത്തിലാകുന്നു. ഈ വലയം തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഭ്രമണത്തിന്റെ തലത്തിലായിരിക്കും[28]. എന്നാല്‍ ഈ വലയത്തിന്‌ വീതിയില്ലാത്തതിനാല്‍ ഇതിന്റെയും വ്യാപ്തം പൂജ്യമായിരിക്കും.

സാമാന്യ ആപേക്ഷികതയില്‍ സിംഗുലാരിറ്റികള്‍ പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നത് സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ പരാജയത്തെയാണ്‌ സൂചിപ്പിക്കുന്നത് എന്നാണ്‌ സാധാരണയായി കരുതപ്പെടുന്നത്.[29]. എങ്കിലും ഇത് അത്ര അദ്ഭുതാവഹമല്ല - കാരണം, ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള ഇത്തരം വ്യവസ്ഥകളില്‍ ക്വാണ്ടം ബലതന്ത്രത്തിന് മാത്രം വിശദീകരിക്കാനാകുന്ന പ്രഭാവങ്ങളും പ്രധാനമാണ്‌. ക്വാണ്ടം ഭൗതികത്തെയും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണസിദ്ധാന്തങ്ങളെയും വിജയകരമായി സംയോജിപ്പിക്കാന്‍ ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ക്ക് ഇതുവരെ സാധിച്ചിട്ടില്ല. ക്വാണ്ടം ഗുരുത്വസിദ്ധാന്തത്തിലെ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്ക് സിംഗുലാരിറ്റികള്‍ ഉണ്ടാവില്ല എന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്[30][31].

[തിരുത്തുക] ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളം

തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഗോളരൂപമുള്ളതും വീതിയില്ലാത്തതുമായ ഒരു സൈദ്ധാന്തിക അതിര്‍ത്തിയാണ്‌ ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളം (Photon sphere). ഈ ഗോളത്തെ സ്പര്‍ശിച്ചുകൊണ്ട് ചലിക്കുന്ന ഫോട്ടോണ്‍ വൃത്താകാരമായ ഒരു പാതയില്‍ തമോദ്വാരത്തെ പരിക്രമണം ചെയ്യാന്‍ നിര്‍ബന്ധിതമാകുന്നു. ഭ്രമണം ചെയ്യാത്ത തമോദ്വാരങ്ങളുടെ ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളത്തിന്റെ ആരം ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരത്തിന്റെ ഒന്നര ഇരട്ടിയാണ്‌. എങ്കിലും ഫോട്ടോണുകളുടെ ഈ ഭ്രമണപഥങ്ങള്‍ അസ്ഥിരമാണ്‌. ഭ്രമണപഥത്തിലുണ്ടാകുന്ന ചെറിയ ക്ഷോഭങ്ങള്‍ (perturbations) ഇവയുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളെ തമോദ്വാരത്തില്‍ നിന്ന് രക്ഷപ്പെടും വിധം പുറത്തേക്കോ സംഭവചക്രവാളത്തിനുള്ളിലേക്ക് വീഴും വിധം അകത്തേക്കോ ആക്കി മാറ്റുന്നു.

ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളത്തിനുള്ളില്‍ നിന്ന് പ്രകാശത്തിന്‌ രക്ഷപ്പെടാം. എന്നിരിക്കിലും, ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളത്തിനുള്ളിലേക്ക് വീഴുന്ന ഫോട്ടോണുകളുടെ ഭ്രമണപഥം ഒടുവില്‍ സംഭവചക്രവാളത്തിനുള്ളിലേക്കാണ്‌ നയിക്കുക. അതിനാല്‍, ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളത്തിനുള്ളില്‍ നിന്ന് ഒരു ബാഹ്യനിരീക്ഷകനിലേക്കെത്തുന്ന ഫോട്ടോണുകള്‍ ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളത്തിനും സംഭവചക്രവാളത്തിനും ഇടയിലുള്ള വസ്തുക്കള്‍ ഉത്സര്‍ജ്ജിച്ചതാവണം. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പോലുള്ള മറ്റ് വസ്തുക്കള്‍ക്കും ഇതുപോലെ ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളങ്ങളുണ്ടാകാം[32]. ഒരു വസ്തുവിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലം അതിന്റെ വലിപ്പത്തെ ആശ്രയിച്ചിരിക്കാത്തതുകൊണ്ടാണിത്. ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരത്തിന്റെ ഒന്നര ഇരട്ടിയില്‍ താഴെ ആരമുള്ള വസ്തുക്കള്‍ക്കെല്ലാം ഫോട്ടോണ്‍ ഗോളങ്ങളുണ്ടാകും.

[തിരുത്തുക] എര്‍ഗോസ്ഫിയര്‍

ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരത്തിനു ചുറ്റും വസ്തുക്കള്‍ക്ക് നിശ്ചലമായി നില്‍ക്കാന്‍ സാധിക്കാത്ത മേഖലയാണ്‌ എര്‍ഗോസ്ഫിയര്‍

ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്ക് ചുറ്റും വസ്തുക്കള്‍ക്ക് നിശ്ചലമായി നില്‍ക്കാനാകാത്ത സ്ഥലകാലത്തിലെ ഒരു മേഖലയുണ്ടാകും. ഈ മേഖല എര്‍ഗോസ്ഫിയര്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഫ്രെയിം ഡ്രാഗ്ഗിങ് എന്ന പ്രതിഭാസം മൂലമാണിത് സംഭവിക്കുന്നത്. ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന വസ്തുക്കളെല്ലാം അവയുടെ ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലകാലത്തെ തങ്ങളോടൊപ്പം വലിച്ചിഴയ്ക്കുന്നു എന്ന് സാമാന്യ ആപേക്ഷികത പറയുന്നു. അതിനാല്‍ ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന വസ്തുവിനു ചുറ്റുമുള്ള മറ്റു വസ്തുക്കളും ഇതിനോടൊപ്പം ചലിക്കാന്‍ തുടങ്ങുന്നു. ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരങ്ങളുടെ ചുറ്റുമുള്ള സ്ഥലകാലത്തില്‍ ഈ പ്രഭാവം അത്യധികം ശക്തമായതിനാല്‍ ഇവയ്ക്കു ചുറ്റുമുള്ള വസ്തുക്കള്‍ ഇങ്ങനെ ചലിക്കാതിരിക്കാന്‍ വിപരീതദിശയില്‍ പ്രകാശത്തെക്കാള്‍ വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കേണ്ടി വരും.

എര്‍ഗോസ്ഫിയറിന്റെ ഉള്ളിലെ അതിര്‍ത്തി സംഭവചക്രവാളമാണ്‌. പുറമെയുള്ള അതിര്‍ത്തിക്ക് പരന്ന ഗോളാഭാകൃതിയാണ്‌. ധ്രുവങ്ങളില്‍ ഗോളാഭം സംഭവചക്രവാളത്തെ സ്പര്‍ശിക്കുന്നു. എന്നാല്‍ മധ്യരേഖയ്ക്കടുത്ത് ഗോളാഭത്തിന്‌ വീതി ഇതിലധികമാണ്‌. എര്‍ഗോസ്ഫിയറിനുള്ളില്‍ സ്ഥലകാലം പ്രകാശത്തിലും വേഗത്തില്‍ വലിച്ചിഴയ്ക്കപ്പെടുന്നു. വസ്തുക്കളെ പ്രകാശത്തിലും വേഗത്തില്‍ സഞ്ചരിക്കുന്നതില്‍ നിന്ന് ആപേക്ഷികത വിലക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും സ്ഥലകാലത്തെ മറ്റുള്ള സ്ഥലകാലത്തിലെ മറ്റു മേഖലകളെ അപേക്ഷിച്ച് പ്രകാശത്തിലും വേഗത്തില്‍ നീങ്ങാന്‍ അനുവദിക്കുന്നുണ്ട്. എര്‍ഗോസ്ഫിയറിനുള്ളിലെ വസ്തുക്കള്‍ക്ക് സംഭവചക്രവാളത്തിനുള്ളിലേക്ക് വീഴാതിരിക്കാന്‍ സാധിക്കുമെങ്കിലും നിശ്ചലമായിരിക്കാനാകില്ല. എര്‍ഗോസ്ഫിയറില്‍ നിന്ന് രക്ഷപ്പെടാനും ചിലപ്പോള്‍ ഇതിനുള്ളിലെ വസ്തുക്കള്‍ക്ക് സാധിച്ചേക്കാം. പെന്‍റോസ് പ്രക്രിയ വഴി തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഭ്രമണം മൂലമുള്ള ഗതികോര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഒരു ഭാഗം സ്വായത്തമാക്കുക വഴിയാണിത്. ധാരാളം പിണ്ഡം ഇങ്ങനെ പുറത്തുപോവുകയാണെങ്കില്‍ തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഭ്രമണം അവസാനിക്കാന്‍ ഇത് കാരണമായേക്കാം.

[തിരുത്തുക] വിവിധയിനം തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍

[തിരുത്തുക] ഭൗതികഗുണങ്ങളനുസരിച്ചുള്ള വര്‍ഗ്ഗീകരണം

ഏറ്റവും സങ്കീര്‍ണ്ണത കുറഞ്ഞ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ പിണ്ഡമുള്ളവയും എന്നാല്‍ ചാര്‍ജ്ജോ കോണീയസംവേഗമോ ഇല്ലാത്തവയുമാണ്‌. 1915-ല്‍ ഇവയെക്കുറിച്ചുള്ള ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ മണ്ഡലസമവാക്യങ്ങളുടെ നിര്‍ദ്ധാരണം കണ്ടെത്തിയ കാള്‍ ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡിന്റെ[4] ബഹുമാനാര്‍ത്ഥം ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് തമോദ്വാരങ്ങള്‍ എന്നാണ്‌ ഇവ അറിയപ്പെടുന്നത്. സങ്കീര്‍ണ്ണമായ ഒരു വ്യവസ്ഥയുടെ ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ സമവാക്യങ്ങള്‍ക്ക് ആദ്യമായായിരുന്നു നിര്‍ദ്ധാരണം കാണുന്നത്. ബിര്‍ഖോഫ് സിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച് ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ സമവാക്യങ്ങള്‍ക്ക് ശൂന്യതയില്‍ ഗോളീയസമമിതിയുള്ള ഒരേയൊരു നിര്‍ദ്ധാരണമാണിത്[33]. അതായത്, ഇത്തരം തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലവും ഇതേ പിണ്ഡമുള്ള മറ്റേതൊരു ഗോളീയവസ്തുവിന്റെയും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലവും തമ്മില്‍ വ്യത്യാസങ്ങളൊന്നും ഉണ്ടാവുകയില്ല. എല്ലാം വിഴുങ്ങുന്ന വസ്തുവായുള്ള തമോദ്വാരത്തിന്റെ ചിത്രീകരണം അതിനാല്‍ തമോദ്വാരത്തിന്റെ സംഭവചക്രവാളത്തിനടുത്തേ ശരിയാവുകയുള്ളൂ. സംഭവചക്രവാളത്തില്‍ നിന്ന് ദൂരെ മറ്റു വസ്തുക്കളുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണമണ്ഡലത്തിന്റെ സവിശേഷതകളേ ഇവയ്ക്കുമുള്ളൂ[34].

ഇതിനുശേഷം കൂടുതല്‍ ഭൗതികഗുണങ്ങളുള്ള തമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്കുള്ള നിര്‍ദ്ധാരണവും കണ്ടുപിടിക്കപ്പെട്ടു. ചാര്‍ജ്ജുള്ള തമോദ്വാരത്തെ റൈസ്നര്‍-നോര്‍ഡ്സ്ട്രോം മെട്രിക് വിശദീകരിക്കുമ്പോള്‍ കെര്‍ മെട്രിക് ഭ്രമണം ചെയ്യുന്ന തമോദ്വാരത്തെ വിശദീകരിക്കുന്നു. സ്ഥിരസ്ഥലകാലത്തിലുള്ള തമോദ്വാരത്തിനുള്ള നിര്‍ദ്ധാരണമായ കെര്‍-ന്യൂമാന്‍ മെട്രിക് ചാര്‍ജ്ജും ഭ്രമണവും ഉള്‍ക്കോള്ളുന്നു.

തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്‌ (M) ഏത് വിലയും സ്വീകരിക്കാനാവുമെങ്കിലും ചാര്‍ജ്ജ് (Q), കോണീയസംവേഗം (J) എന്നിവയുടെ വിലകള്‍ക്ക് പിണ്ഡം പരിധി നിശ്ചയിക്കുന്നു. ഈ മുന്ന് ഭൗതികഗുണങ്ങളുടെ വിലകളും ചേര്‍ന്ന് താഴെപ്പറയുന്ന അസമീകരണം പാലിക്കേണ്ടതുണ്ട് :

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

ഈ അസമീകരണം പാലിക്കുന്ന തമോദ്വാരങ്ങള്‍ എക്സ്ട്രീമല്‍ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇത് പാലിക്കാത്ത നിര്‍ദ്ധാരണങ്ങളും ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ സമവാക്യങ്ങള്‍ക്കുണ്ടെങ്കിലും അവയ്ക്ക് ചക്രവാളം ഉണ്ടാകുന്നതല്ല. നഗ്നമായ സിംഗുലാരിറ്റികള്‍ ഉള്ള ഇവയ്ക്ക് യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ നിലനില്പില്ലേന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്. യഥാര്‍ത്ഥ ദ്രവ്യത്തിന്‌ സംഭവിക്കുന്ന ഗുരുത്വസങ്കോചമുപയോഗിച്ച് cosmic censorship hypothesis നഗ്നമായ സിംഗുലാരിറ്റികള്‍ ഉണ്ടാകാനുള്ള സാധ്യത തള്ളിക്കളയുന്നു[35]. കംപ്യൂട്ടര്‍ സിമുലേഷനുകളും ഇതാണ്‌ കാണിക്കുന്നത്[36].

വിദ്യുത്കാന്തികബലം വളരെ ശക്തിയേറിയ ബലമായതിനാല്‍ നക്ഷത്രസങ്കോചം മൂലമുണ്ടാകുന്ന തമോദ്വാരങ്ങള്‍ നക്ഷത്രപ്പോലെത്തന്നെ ചാര്‍ജ്ജ് വളരെക്കുറഞ്ഞവയായിരിക്കുമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. എന്നാല്‍ മിക്ക ചെറിയ ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളും ഭ്രമണം ചെയ്യുന്നവയാണ്‌. തമോദ്വാരമെന്ന് കരുതപ്പെടുന്ന ദ്വന്ദ എക്സ് റേ പ്രഭവകേന്ദ്രമായ GRS 1915+105 അനുവദിനീയമായ കൂടിയ വിലയോടടുത്തുള്ള കോണീയസംവേഗമുള്ള ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുവാണ്‌[37].

[തിരുത്തുക] പിണ്ഡമനുസരിച്ചുള്ള വര്‍ഗ്ഗീകരണം

തരം പിണ്ഡം വലിപ്പം
അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരം ~105–109 MSun ~0.001–10 AU
Intermediate black hole ~103 MSun ~103 km = REarth
താരകീയ തമോദ്വാരം ~10 MSun ~30 km
സൂക്ഷ്മ തമോദ്വാരം ~MMoon വരെ up to ~0.1 mm

സംഭവചക്രവാളത്തിന്റെ ആരമായ ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരം തമോദ്വാരത്തിന്റെ വലിപ്പത്തിന്റെ സൂചകമാണ്‌. ഷ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരം തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തിന്‌ ആനുപാതികമാണ്‌:

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

ഇവിടെ rsh സ്വാര്‍സ്ചൈല്‍ഡ് ആരവും M_\bigodot സൗരപിണ്ഡവുമാണ്‌. പിണ്ഡമനുസരിച്ച് തമോദ്വാരങ്ങളെ ഇപ്രകാരം വര്‍ഗ്ഗീകരിച്ചിരിക്കുന്നു:

  • അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരം (Supermassive black hole) : സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ ലക്ഷം ഇരട്ടി മുതല്‍ ആയിരംകോടിയോളം ഇരട്ടി വരെ പിണ്ഡമുള്ളവയാണ്‌ അതിസ്ഥൂല തമോദ്വാരങ്ങള്‍. ക്ഷീരപഥം അടക്കമുള്ള[38] മിക്ക താരാപഥങ്ങളുടെയും കേന്ദ്രങ്ങളിലും ക്വാസാറുകളിലും ഇവ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു[39][40]. സജീവതാരാപഥകേന്ദ്രങ്ങള്‍ക്ക് ഇവയാണ്‌ കാരണം എന്ന് കരുതപ്പെടുന്നു. ചെറിയ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ ചേര്‍ന്നും നക്ഷത്രങ്ങളും വാതകവും അവയിലേക്ക് വന്നുവീണുമാകാം ഇവ രൂപം കൊള്ളുന്നത്. ഇതുവരെ അറിയപ്പെടുന്നതില്‍ വച്ച് ഏറ്റവും വലിയ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരം OJ 287 യിലാണ്‌ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്. ഇതിന്‌ സൂര്യന്റെ 1800 കോടി ഇരട്ടി പിണ്ഡമുണ്ട്[41]
  • Intermediate black hole : സൂര്യന്റെ ആയിരം ഇരട്ടിയോളമാണ്‌ ഇവയുടെ പിണ്ഡം. ശക്തിയേറിയ എക്സ് റേ പ്രഭവകേന്ദ്രങ്ങള്‍ക്ക് ഇവയാകാം കാരണം എന്ന് പരികല്പന നടന്നിട്ടുണ്ട് [42]. ഇവ നേരിട്ട് ഉണ്ടാകുന്നതെങ്ങനെയെന്ന് വിശദീകരണമൊന്നും നല്‍കാനായിട്ടില്ല. അതിനാല്‍ ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങളുടെയും താരാപഥങ്ങളുടെയും സാന്ദ്രതയേറിയ കേന്ദ്രങ്ങളില്‍ നടക്കുന്ന പിണ്ഡം കുറഞ്ഞ തമോദ്വാരങ്ങളുടെ ഘട്ടനത്തിലൂടെയാകാം ഇവ രൂപം കൊള്ളുന്നത് എന്ന് കരുതുന്നു. ഇത്തരം സംഭവങ്ങള്‍ ഉയര്‍ന്ന അളവില്‍ ഗുരുത്വതരംഗങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കേണ്ടതാണ്‌. LIGO ഉടന്‍ തന്നെ ഇത് കണ്ടെത്തുമെന്നാണ്‌ പ്രത്യാശ.
  • താരകീയ തമോദ്വാരം (Stellar black hole) : ഇവയുടെ പിണ്ഡം കുറഞ്ഞത് 1.4 സൗരപിണ്ഡത്തിനും (ചന്ദ്രശേഖര്‍ സീമ) 3.0 സൗരപിണ്ഡത്തിനും (ടോള്‍മാന്‍-ഓപ്പണ്‍ഹൈമര്‍-വോള്‍ക്കോഫ് സീമ) ഇടയിലും കൂടിയത് 15-20 സൗരപിണ്ഡം വരെയുമാണ്‌. ഇവ രൂപം കൊള്ളുന്നത് നക്ഷത്രങ്ങളുടെ സങ്കോചം മൂലവും ദ്വന്ദന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂടിച്ചേരല്‍ മൂലവുമാണ്‌. സൂര്യന്റെ നൂറിരട്ടി വരെ പിണ്ഡമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ രൂപം കൊള്ളുന്നുണ്ടെങ്കിലും ഇവയുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ പ്രധാനഭാഗവും ജീവിതകാലത്തുതന്നെ നക്ഷത്രവാതങ്ങളിലൂടെയോ അല്ലെങ്കില്‍ സൂപ്പര്‍നോവാസ്ഫോടനത്തിലൂടെയോ പുറന്തള്ളപ്പെടുന്നു. താരകീയ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ ഉയര്‍ന്ന പരിധി ഇതുവരെ കൃത്യമായി കണക്കാക്കാനായിട്ടില്ല. ഇവയെക്കാള്‍ പിണ്ഡം കുറഞ്ഞ നക്ഷത്രങ്ങളാകട്ടെ വെള്ളക്കുള്ളന്മാരായി മാറുകയും ചെയ്യുന്നു
  • സൂക്ഷ്മതമോദ്വാരം (Micro black hole) : ഇവയുടെ പിണ്ഡം സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളുടേതിനെക്കാള്‍ വളരെക്കുറവാണ്‌. ഇവയുടെ സ്വഭാവം വിശദീകരിക്കാന്‍ ക്വാണ്ടം ബലതന്ത്രം ഉപയോഗിക്കേണ്ടിവരുന്നു. സാധാരണ നക്ഷത്രപരിണാമം വഴി ഇവ രൂപം കൊള്ളുകയില്ല. എങ്കിലും, പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദിമകാലത്ത് ഇവ രൂപം കൊണ്ടിരുന്നതായി ചില പ്രപഞ്ചോത്പത്തിമാതൃകകള്‍ സിദ്ധാന്തിക്കുന്നു. ക്വാണ്ടം ഗുരുത്വസിദ്ധാന്തമനുസരിച്ച്, ഉയര്‍ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള കോസ്മിക് കിരണങ്ങള്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലെത്തുമ്പോഴും ലാര്‍ജ് ഹാഡ്രോണ്‍ കൊളൈഡര്‍ മുതലായ കണികാത്വരണികളിലും ഇവ രൂപം കൊള്ളുന്നുണ്ട്. ഹോക്കിങ് വികിരണസിദ്ധാന്തപ്രകാരം ഇവ ഗാമ വികിരണം പുറത്തുവിട്ടുകൊണ്ട് ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുന്നു. നാസയുടെ 2008-ല്‍ വിക്ഷേപിക്കപ്പെട്ട ഫെര്‍മി ഗാമാ-റേ ബഹിരാകാശദൂരദര്‍ശിനി ഇങ്ങനെ ഗാമാ വികിരണം പുറത്തുവരുമ്പോള്‍ ഉണ്ടാകുന്ന ഫ്ലാഷുകളെ നിരീക്ഷിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കുന്നു[43].

[തിരുത്തുക] രൂപീകരണവും പരിണാമവും

തമോദ്വാരങ്ങളുടെ അദ്ഭുതകരമായ സവിശേഷതകള്‍ പരിഗണിക്കുമ്പോള്‍ ഇത്തരം വസ്തുക്കള്‍ യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ ഉണ്ടായിരിക്കുമോ എന്ന സംശയമുണ്ടാകാം. ഇവ ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ സമവാക്യങ്ങളുടെ സൈദ്ധാന്തികമായ നിര്‍ദ്ധാരണം മാത്രമാണെന്ന് തോന്നാനിടയുണ്ട്. തമോദ്വാരങ്ങള്‍ രൂപം കൊള്ളുകയില്ല എന്നായിരുന്നു ഐന്‍സ്റ്റൈന്‍ കരുതിയിരുന്നത്. തമോദ്വാരത്തിനകത്തേക്ക് വീഴുന്ന വസ്തുക്കളുടെ കോണീയസമ്വേഗം ഒരു പരിധി കഴിഞ്ഞാല്‍ അവയ്ക്ക് സ്ഥിരത നല്‍കുമെന്ന് അദ്ദേഹം കരുതി[44]. മിക്ക ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരും ആദ്യകാലത്ത് ഏ വീക്ഷണത്തെ പിന്താങ്ങി. എങ്കിലും ചില ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ അപ്പോഴും തമോദ്വാരങ്ങള്‍ യഥാര്‍ത്ഥ വസ്തുക്കളാണെന്ന് വാദിച്ചുപോന്നു[45]. 1960-കളുടെ അവസാനമായപ്പോഴേക്കും മിക്ക ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരെയും സംഭവചക്രവാളരൂപീകരണത്തിന്‌ ഭൗതികമായ തടസ്സങ്ങളൊന്നുമില്ലെന്ന തങ്ങളുടെ വാദം സമ്മതിപ്പിക്കാന്‍ അവര്‍ക്കായി.

സംഭവചക്രവാളം രൂപീകൃതമായാല്‍ അതിനുള്ളില്‍ ഒരു സിംഗുലാരിറ്റി രൂപീകൃതമാകുമെന്ന് റോജര്‍ പെന്‍റോസ് തെളിയിച്ചു. അദിശമണ്ഡലങ്ങളോ അദ്ഭുതസ്വഭാവമുള്ള ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യമോ ഇല്ലാത്തപക്ഷം മഹാവിസ്ഫോടനസംബന്ധിയായ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രത്തിലെ നിര്‍ദ്ധാരണങ്ങളിലും സിംഗുലാരിറ്റികളുണ്ടാകുമെന്ന് സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങും തെളിയിച്ചു. കെര്‍ നിര്‍ദ്ധാരണം, മുടിയില്ലാസിദ്ധാന്തം, തമോദ്വാരതാപഗതികനിയമങ്ങള്‍ എന്നിവ തമോദ്വാരങ്ങളുടെ ഭൗതികഗുണങ്ങള്‍ സരളവും എളുപ്പത്തില്‍ മനസ്സിലാക്കാനാകുന്നതുമാണെന്ന് തെളിയിച്ചു. തമോദ്വാരങ്ങളെക്കുറിച്ച് കൂടുതല്‍ ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പഠിക്കാന്‍ ഇത് കാരണമായി[46]. നക്ഷത്രങ്ങങ്ങളുടെയും മറ്റ് പിണ്ഡമേറിയ വസ്തുക്കളുടെയും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായ സങ്കോചം മൂലമാണ്‌ സാധാരണ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ ഉണ്ടാകുന്നത് എന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്. എങ്കിലും മറ്റ് പ്രതിഭാസങ്ങളും തമോദ്വാരങ്ങളെ സൃഷ്ടിക്കാം.

[തിരുത്തുക] ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായ സങ്കോചം

സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ മര്‍ദ്ദം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മൂലം നക്ഷത്രം ചുരുങ്ങുന്നതിനെ തടഞ്ഞുനിര്‍ത്തുന്നു. ഇങ്ങനെ തടഞ്ഞുനിര്‍ത്താന്‍ മര്‍ദ്ദം അപര്യാപ്തമാകുമ്പോള്‍ സങ്കോചമാരംഭിക്കുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്‌ അണുസംയോജനത്തിനാവശ്യമായ ഇന്ധനം ഇല്ലാതെവരികയോ കേന്ദ്രത്തിലെ താപനില വര്‍ദ്ധിപ്പിക്കാത്ത രീതിയില്‍‍ പുറത്തുനിന്ന് ദ്രവ്യം വന്നുവീഴുമ്പോഴോ ആണിത് സംഭവിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രം നിര്‍മ്മിച്ചിരിക്കുന്ന പദാര്‍ത്ഥങ്ങളുടെ ഡീജനറസി മര്‍ദ്ദം സങ്കോചത്തെ ഒരു പരിധി കഴിഞ്ഞാല്‍ തടഞ്ഞുനിര്‍ത്തിയേക്കാം. പലതരം ചെറിയ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന്‌ ഇത് കാരണമാകുന്നു. സൂപ്പര്‍നോവാ വിസ്ഫോടനം, ഗ്രഹനീഹാരികകളുടെ രൂപീകരണം എന്നിവയ്ക്കുശേഷം ബാക്കിയാകുന്ന ദ്രവ്യമാണ്‌ ഏതുതരം നക്ഷത്രമാണ്‌ ഇങ്ങനെ ഉണ്ടാകുന്നത് എന്ന് തീരുമാനിക്കുന്നത്. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന്റെ സിംഹഭാഗവും ഇങ്ങനെ നഷ്ടമാകുന്നു. സൂര്യന്റെ ഇരുപതിരട്ടിയിലേറെ പിണ്ഡമുണ്ടായിരുന്ന നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പോലും ഒടുവില്‍ അഞ്ച് സൗരപിണ്ഡമുള്ള അവശിഷ്ടനക്ഷത്രങ്ങളെയാണ്‌ സൃഷ്ടിക്കുക.

അവശിഷ്ടനക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ 3-4 ഇരട്ടിയിലേറെയാകുമ്പോള്‍ (ടോള്‍മാന്‍-ഓപ്പണ്‍ഹൈമര്‍-വോള്‍ക്കോഫ് സീമ) ന്യൂട്രോണ്‍ ഡീജനറസി മര്‍ദ്ദത്തിനുപോലും ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായുണ്ടാകുന്ന സ്ങ്കോചത്തെ തടുക്കാനാകാതെ വരുന്നു (ഒരുപക്ഷെ ക്വാര്‍ക്ക് ഡീജനറസി മര്‍ദ്ദത്തിന്‌ അല്പം കൂടി ശക്തമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണബലത്തെ തടയാനായേക്കാം). നക്ഷത്രത്തിന്റെ പിണ്ഡം പരിധിയില്ലാതെ ചുരുങ്ങുന്നതിലാണ്‌ ഇത് കലാശിക്കുക. ഇങ്ങനെ പിണ്ഡമാകെ ഒരു സിംഗുലാരിറ്റിയായി മാറുകയും സിംഗുലാരിറ്റിക്കു ചുറ്റുമുണ്ടാകുന്ന സംഭചക്രവാളത്തിനകത്തുനിന്നും പ്രകാശത്തിനുപോലും രക്ഷപ്പെടാനാകാതെ വരുകയും ചെയ്യുന്നു. ഇങ്ങനെ നക്ഷത്രം തമോദ്വാരമായി മാറുന്നു. ഭീമന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായ സങ്കോചം വഴിയാണ്‌ താരകീയതമോദ്വാരങ്ങളെല്ലാംതന്നെ രൂപീകൃതമാകുന്നത് എന്നാണ്‌ കരുതപ്പെടുന്നത്.

[തിരുത്തുക] മഹാവിസ്ഫോടനാനന്തരമുള്ള മൗലികതമോദ്വാരങ്ങളുടെ രൂപീകരണം

ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായ സങ്കോചത്തിന്‌ ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതയുള്ള ദ്രവ്യം ആവശ്യമാണ്‌. ഇന്നത്തെ പ്രപഞ്ചത്തില്‍ ഇത്തരം ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രത നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ മാത്രമേ കാണാനാകൂ. എന്നാല്‍ പ്രപഞ്ചത്തിന്റെ ആദിമദശയില്‍ മഹാവിസ്ഫോടനത്തിന്‌ തൊട്ടുടനെ ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത വളരെയധികമായിരുന്നു. ഇത് തമോദ്വാരങ്ങളുടെ രൂപീകരണത്തിന്‌ കാരണമായിടുണ്ടായിരിക്കുവാന്‍ സാധ്യതയുണ്ട്. എന്നാല്‍ പിണ്ഡത്തിന്റെ വിതരണം ഏകതാനമായിരുന്നെങ്കില്‍ ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതയുണ്ടെങ്കിലും പിണ്ഡത്തിന്‌ ഒരു ബിന്ദുവില്‍ കേന്ദ്രീകരിക്കാനാകുമായിരുന്നില്ല. അതിനാല്‍ ഇത്തരം മൗലികതമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്ക് ആദിമദ്രവ്യത്തിലെ സാന്ദ്രതയില്‍ വ്യതിയാനങ്ങള്‍ ഉണ്ടായിരിക്കേണ്ടത് അത്യാവശ്യമാണ്‌. ഈ വ്യതിയാനങ്ങളുടെ വലിപ്പത്തെക്കുറിച്ച് വിവിധ ആദിമപ്രപഞ്ചമാതൃകകള്‍ വിവിധ വിലകളാണ്‌ നല്‍കുന്നത്. ഇവയനുസരിച്ച് പ്ലാങ്ക് പിണ്ഡം മുതല്‍ സൂര്യന്റെ ലക്ഷം ഇരട്ടി വരെ പിണ്ഡമുള്ള മൗലികതമോദ്വാരങ്ങള്‍ ഉണ്ടായിട്ടുണ്ടാകാമെന്ന് വിവിധ ആദിമപ്രപഞ്ചമാതൃകകള്‍ പറയുന്നു.[47]. അതായത്, ഏതുതരം തമോദ്വാരങ്ങളുടെ രൂപീകരണവും മൗലികതമോദ്വാരങ്ങളെ ഉപയോഗിച്ച് വിശദീകരിക്കാം.

[തിരുത്തുക] ഉന്നതോര്‍ജ്ജഘട്ടനങ്ങള്‍

CMS ഡിറ്റെക്റ്ററില്‍ നടക്കുന്ന ഇതുപോലുള്ള ഘട്ടനത്തില്‍ സൂക്ഷ്മതമോദ്വാരങ്ങള്‍ രൂപീകൃതമായേക്കാം.

ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായുള്ള സങ്കോചം തമോദ്വാരങ്ങളെ സൃഷ്ടിക്കുന്ന ഒരേയൊരു പ്രതിഭാസമല്ല. ഉയര്‍ന്ന സാന്ദ്രതയ്ക്ക് കാരണമാകുന്ന ഉന്നതോര്‍ജ്ജഘട്ടനങ്ങളും തമോദ്വാരങ്ങളെ സൃഷ്ടിച്ചേക്കാം. എന്നാല്‍ ഇന്നുവരെ ഇത്തരമുള്ള സംഭവങ്ങളൊന്നും നേരിട്ടോ അല്ലാതെയോ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടിട്ടില്ല[48]. തമോദ്വാരങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തിന്‌ ഒരു താഴ്ന്ന പരിധിയുണ്ടെന്നാണ്‌ ഇത് സൂചിപ്പിക്കുന്നത്. ഈ പരിധി പ്ലാങ്ക് പിണ്ഡത്തോടടുത്താണെന്നും (~1019 GeV/c2 = ~2 × 10-8 kg) കരുതപ്പെടുന്നു. ഇത്തരം പിണ്ഡങ്ങളുള്ള വസ്തുക്കളില്‍ ക്വാണ്ടം പ്രഭാവങ്ങള്‍ മൂലം സാമാന്യ ആപേക്ഷികത പരാജയപ്പെടുന്നു എന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്. ഇത് ശരിയാണെങ്കില്‍ ഭൂമിയിലോ ഭൂമിക്കടുത്തോ നടക്കുന്ന ഉന്നതോര്‍ജ്ജഘട്ടനങ്ങളൊന്നും തമോദ്വാരസൃഷ്ടിയില്‍ കലാശിക്കില്ല. എന്നിരുന്നാലും ചില ക്വാണ്ടം ഗുരുത്വസിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ ഈ പരിധി ഇതിലും എത്രയോ താഴെയായിരിക്കാമെന്ന് പറയുന്നു. ചില ബ്രേന്‍വേള്‍ഡ് സിദ്ധാന്തങ്ങള്‍ പ്രകാരം 1 TeV/c2 മാത്രമായിരിക്കാം തമോദ്വാരങ്ങളുടെ കുറഞ്ഞ പിണ്ഡപരിധി[49]. ഇവ പ്രകാരം കോസ്മിക് കിരണങ്ങള്‍ അന്തരീക്ഷത്തിലെ കണങ്ങളുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുമ്പോഴോ ലാര്‍ജ് ഹാഡ്രോണ്‍ കൊളൈഡര്‍ പോലുള്ള കണികാത്വരണികളിലോ ഒക്കെ സൂക്ഷ്മതമോദ്വാരങ്ങളുണ്ടാകാന്‍ സാധ്യതയുണ്ട്. എങ്കിലും ഇത്തരം സിദ്ധാന്തങ്ങളധികവും ഊഹങ്ങളെ അടിസ്ഥാനമാക്കിയുള്ളമ്യാണ്‌ - ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരധികവും ഇവയെ അംഗീകരിക്കുന്നുമില്ല.

[തിരുത്തുക] വളര്‍ച്ച

ഒരിക്കല്‍ തമോദ്വാരം രൂപീകൃതമായിക്കഴിഞ്ഞാല്‍ അതിന്‌ ചുറ്റുപാടുനിന്നും ദ്രവ്യം വിഴുങ്ങിക്കൊണ്ട് വളരാന്‍ സാധിക്കും. നക്ഷത്രാന്തരധൂളിയും പ്രപഞ്ചത്തില്‍ എല്ലായിടത്തുമുള്ള മൈക്രോവേവ് വികിരണങ്ങളും (CMBR) തമോദ്വാരം വലിച്ചെടുത്തുകൊണ്ടേയിരിക്കും. എങ്കിലും ഇത് താരകീയതമോദ്വാരങ്ങളുടെ പിണ്ഡത്തില്‍ കാര്യമായ മാറ്റങ്ങളൊന്നും വരുത്തില്ല. ദ്വന്ദ്വനക്ഷത്രവ്യവസ്ഥകളില്‍ ഒരു നക്ഷത്രം തമോദ്വാരമായി മാറുകയാണെങ്കില്‍ ഇതില്‍ നിന്ന് വ്യത്യസ്തമായ സ്ഥിതിവിശേഷമുണ്ടാകുന്നു. തന്റെ ഇരട്ടനക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്ന് തമോദ്വാരത്തിന്‌ അപ്പോള്‍ തുടര്‍ച്ചയായി പിണ്ഡം വിഴുങ്ങിക്കൊണ്ടിരിക്കാനാകും. തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തില്‍ കാര്യമായ വര്‍ദ്ധനയ്ക്ക് ഇത് കാരണമാകും.

തമോദ്വാരങ്ങള്‍ മറ്റ് നക്ഷത്രങ്ങളുമായോ ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളുമായോ കൂടിച്ചേരുമ്പോള്‍ പിണ്ഡത്തില്‍ ഇതിലും വലിയ വര്‍ദ്ധനയുണ്ടാകുന്നു. മിക്ക താരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളിലും സ്ഥിതിചെയ്യുന്ന അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങള്‍ ഇപ്രകാരം അനേകം ചെറിയ വസ്തുക്കള്‍ കൂടിച്ചേര്‍ന്ന് രൂപം കൊണ്ടവയാണെന്നാണ്‌ കരുതുന്നത്. ചില intermediate-mass തമോദ്വാരങ്ങളും ഇങ്ങനെത്തന്നെ രൂപമെടുത്തവയാണെന്നും കരുതുന്നു

[തിരുത്തുക] ബാഷ്പീകരണം

തമോദ്വാരങ്ങള്‍ തീര്‍ത്തും ഇരുണ്ടവയല്ലെന്നും ചെറിയ അളവില്‍ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നുണ്ടെന്നും 1974-ല്‍ സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ് തെളിയിച്ചു[50]. സ്ഥിരമായ തമോദ്വാരപശ്ചാത്തലത്തില്‍ ക്വാണ്ടം ഫീല്‍ഡ് സിദ്ധാന്തമുപയോഗിച്ചു നടത്തിയ കണക്കുകൂട്ടലുകളില്‍ നിന്നും തമോദ്വാരം ബ്ലാക്ക് ബോഡി വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ കണങ്ങളെ ഉത്സര്‍ജ്ജിക്കേണ്ടതുണ്ടെന്ന് അദ്ദേഹം കണ്ടെത്തി. ഈ പ്രഭാവം ഹോക്കിങ് വികിരണം എന്നറിയപ്പെടുന്നു. ഇതിനുശേഷം വേറെയും ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ മറ്റു രീതികളിലൂടെ ഇതേ നിഗമനത്തിലെത്തിച്ചേര്‍ന്നിട്ടുണ്ട് [51]. തമോദ്വാരത്തിന്റെ വികിരണത്തെക്കുറിച്ചുള്ള അദ്ദേഹത്തിന്റെ സിദ്ധാന്തം ശരിയാണെങ്കില്‍ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ സാധാരണ നക്ഷത്രങ്ങളെപ്പോലെ ബ്ലാക്ക് ബോഡി വര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ വികരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നതും ദ്രവ്യോര്‍ജ്ജസമത പ്രകാരം ഇങ്ങനെ പിണ്ഡം നഷ്ടപ്പെടുത്തേണ്ടുന്നതുമാണ്‌. തമോദ്വാരങ്ങള്‍ ഇങ്ങനെ ചുരുങ്ങുകയും ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുകയും ചെയ്യും. ഈ വര്‍ണ്ണരാജിയുടെ താപനില (ഹോക്കിങ് താപനില) തമോദ്വാരത്തിന്റെ ഉപരിതലഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിന്‌ ആനുപാതികവും അതിനാല്‍ പിണ്ഡത്തിന്‌ വ്യൂല്‍ക്രമാനുപാതത്തിലുമാണ്‌. അതിനാല്‍ത്തന്നെ വലിയ തമോദ്വാരങ്ങള്‍ ചെറിയവയെക്കാള്‍ കുറച്ച് വികിരണമേ പുറപ്പെടുവിക്കുകയുള്ളൂ.

സൂര്യന്റെ അഞ്ചിരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള താരകീയതമോദ്വാരത്തിന്റെ ഹോക്കിങ് താപനില 12 നാനോകെല്‍വിന്‍ മാത്രമാണ്‌. Cosmic microwave background radiation താപനിലയായ 2.7 കെല്‍വിനിലും വളരെ കുറവാണ്‌. അതായത്, ബാഷ്പീകരണത്തിലൂടെ നഷ്ടപ്പെടുന്നതിലുമധികം പിണ്ഡം താരകീയതമോദ്വാരങ്ങളും ഇതിലും വലിയവയും ചുറ്റുപാടുനിന്നും വലിച്ചെടുക്കുകയാണ്‌ ചെയ്യുന്നത്. അതിനാല്‍ത്തന്നെ അവ ചെറുതാവുകയല്ല, വലുതാവുകയാണ്‌ ചെയ്യുന്നത്. ഹോക്കിങ് താപനില 2.7 കെല്‍വിനില്‍ കൂടുതലാവുകവഴി ബാഴ്പീകരണത്തിലൂടെ ചെറുതാകണമെങ്കില്‍ അത്തരം തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡം ചന്ദ്രന്റേതിനെക്കാള്‍ കുറവായിരിക്കണം. ചെറിയ തമോദ്വാരങ്ങളില്‍ ബാഷ്പീകരണനിരക്ക് വളരെക്കൂടുതലാണ്‌. ഒരു മനുഷ്യനെക്കാള്‍ പിണ്ഡമുള്ള തമോദ്വാരങ്ങള്‍ വരെ നിമിഷാര്‍ദ്ധത്തില്‍ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുന്നു.

[തിരുത്തുക] നിരീക്ഷണം

[തിരുത്തുക] അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കുകളും വാതകജെറ്റുകളും

തമോദ്വാരവും മെയിന്‍ സീക്വന്‍സ് നക്ഷത്രവുമടങ്ങിയ ദ്വന്ദ്വവ്യവസ്ഥ. നക്ഷത്രത്തില്‍ നിന്ന് തമോദ്വരത്തിലേക്ക് അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കിലേക്ക് പിണ്ഡം വീഴുന്നു. ഇതില്‍ ഒരു ഭാഗം വാതകജെറ്റായി പുറത്തുപോവുകയും ചെയ്യുന്നു

ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍, വെള്ളക്കുള്ളന്മാര്‍ മുതലായ ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളും തമോദ്വാരങ്ങളെപ്പോലെ അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കുകള്‍ക്കും ഇവയോടനുബന്ധിച്ച് പ്രകാശത്തോടടുത്ത പ്രവേഗമുള്ള വാതകജെറ്റുകള്‍ക്കും കാരണമാകുന്നു. അതിനാല്‍ത്തന്നെ ഇവയുടെ സാന്നിദ്ധ്യം കൊണ്ടു മാത്രം താരകീയതമോദ്വാരത്തിന്റെ സാന്നിദ്ധ്യം ഉറപ്പിക്കാനാവില്ല. എങ്കിലും തമോദ്വാരമുണ്ടാകാന്‍ സാധ്യതയുണ്ടെന്ന ധാരണ ഇവ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് നല്‍കുന്നു. ഇത്തരം മേഖലകളിലാണ്‌ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സാധാരണയായി താരകീയതമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്കായുള്ള അന്വേഷണം നടത്തുന്നതും. എങ്കിലും അതിഭീമന്‍ അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കുകളും വാതകജെറ്റുകളും സൃഷ്ടിക്കാനാവശ്യമായ പിണ്ഡമുള്ള വസ്തുക്കളൊക്കെ ഇന്നു നാം മനസ്സിലാക്കുന്നതനുസരിച്ച് തമോദ്വാരങ്ങളായിരിക്കേണ്ടതാണ്‌. അതിനാല്‍ത്തന്നെ ഇത്തരം ഭീമന്‍ അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കുകളെ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്ക് തെളിവായി കരുതാം.

[തിരുത്തുക] ശക്തിയേറിയ വികിരണസ്രോതസ്സുകള്‍

ശക്തിയേറിയ എക്സ്-റേ, ഗാമാ റേ സ്രോതസ്സുകളും തമോദ്വാരങ്ങലുടെ സാന്നിദ്ധ്യം തെളിയിക്കുന്നില്ല. എങ്കിലും തമോദ്വാരത്തിന്‌ സാധ്യതയുണ്ടെന്ന ധാരണ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് നല്‍കാന്‍ ഇവയും ഉപകരിക്കുന്നു. ഇത്തരം വികിരണം നീഹാരികകലിലൂടെയും വാതകമേഘങ്ങളിലൂടെയും എളുപ്പം കടന്നുപോകുന്നു എന്നതും ഇവയെ എളുപ്പത്തില്‍ കണ്ടെത്താന്‍ സഹായിക്കുന്നു. ശക്തിയേറിയതും എന്നാല്‍ ക്രമമില്ലാത്തതുമായ വിദ്യുത്കാന്തികവികിരണങ്ങള്‍ നിരീക്ഷിക്കപ്പെടുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തു യഥാര്‍ത്ഥത്തില്‍ തമോദ്വാരമല്ല എന്ന് തെളിയിക്കുന്നു. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ പോലുള്ള സാന്ദ്രതയേറിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്ക് പ്രതലമുല്ലതിനാല്‍ അവിടെ ചെന്നിടിക്കുന്ന ദ്രവ്യം ക്രമമില്ലാതെ ഉന്നതോര്‍ജ്ജമുള്ള വികിരണങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. തമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്ക് ഇങ്ങനെ ഉപരിതലമില്ലാത്തതിനാല്‍ ഇത്തരം ജ്വാലകള്‍ അവയില്‍ ഉണ്ടാകുന്നില്ല. അതിനാല്‍ സാന്ദ്രതയേറിയ ഒരു ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുവിനുചുറ്റും ക്രമരഹിതമായ ജ്വാലകള്‍ ഉണ്ടാകുന്നില്ലെങ്കില്‍ അത് തമോദ്വാരമാകാന്‍ സാധ്യതയുണ്ട്.

ശക്തിയേറിയതും എന്നാല്‍ ഒരിക്കല്‍ മാത്രം പ്രത്യക്ഷപ്പെടുന്നതുമായ ഗാമാരശ്മിസ്ഫോടനങ്ങള്‍ പുതിയ തമോദ്വാരങ്ങളുടെ ജനനത്തിലേക്ക് വിരല്‍ ചൂണ്ടുന്നു. ഭീമന്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണഫലമായുണ്ടാകുന്ന സങ്കോചമോ[52]രണ്ട് ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ക്കിടയിലുള്ള കൂട്ടിയിടിയോ[53] ആണ്‌ സാധാരണ ഗാമാരശ്മിസ്ഫോടനങ്ങള്‍ക്ക് കാരണമാകുന്നത് എന്നാണ്‌ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കരുതുന്നത്. രണ്ട് സംഭവങ്ങളും തമോദ്വാരസൃഷ്ടിക്ക് കാരണമാകാം. എങ്കിലും ഒരു തമോദ്വാരവും ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രവും തമ്മിലുള്ള കൂട്ടിയിടി മൂലവും ഗാമാരശ്മിസ്ഫോടനങ്ങളുണ്ടാകാം,[54] എന്നതിനാല്‍ ഇവ തമോദ്വാരരൂപീകരണത്തിന്‌ സര്‍വ്വസ്വീകാര്യമായ തെളിവല്ല. ഇതുവരെ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ട ഗാമാരശ്മിസ്ഫോടനങ്ങളെല്ലാം ക്ഷീരപഥത്തിന്‌ പുറത്ത് ഭൂമിയില്‍ നിന്ന് നൂറുകോടിക്കണക്കിന്‌ പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെയാണ്‌[55].

ചില എക്സ് റേ സ്രോതസ്സുകള്‍ intermediate-mass തമോദ്വാരങ്ങളുടെ അക്രീഷന്‍ ഡിസ്കുകളാണെന്ന വാദം ഉയര്‍ന്നിട്ടുണ്ട്[56]. ക്വാസാറുകള്‍ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങളുടെ അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കുകളാണെന്നും കരുതപ്പെടുന്നു. ഇവ വിദ്യുത്കാന്തികവര്‍ണ്ണരാജിയില്‍ എല്ലാ ഭാഗത്തും ഉയര്‍ന്ന അളവില്‍ വികിരണം പുറപ്പെടുവിക്കുന്നു. വികിരണത്തിന്റെ ശക്തി മൂലം വളരെ ദൂരെനിന്നുപോലും ഇവയെ നിരീക്ഷിക്കാനാകും. 5 മുതല്‍ 25 ശതമാനം വരെ ക്വാസാറുകളുടെ റേഡിയോ വികിരണം ആസാധാരണമാംവിധം അതിശക്തമായതിനാല്‍ ഇവയെ radio loud ക്വാസാറുകള്‍ എന്ന് വിളിക്കുന്നു[57]. ഇത്തരം വസ്തുക്കളെയൊക്കെ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ നിരീക്ഷിച്ചിട്ടുണ്ട്.

[തിരുത്തുക] ഗുരുത്വകാചനം

പ്രധാന ലേഖനം: ഗുരുത്വകാചം

വിദൂരസ്ഥവും ശക്തിയേറിയതുമായ പ്രകാശസ്രോതസ്സല് നിന്നുള്ള പ്രകാശം സ്രോതസ്സിനും നിരീക്ഷകനുമിടയിലുള്ള തമോദ്വാരം പോലുള്ള പിണ്ഡമേറിയ വസ്തുവിനുചുറ്റും വളഞ്ഞുസഞ്ചരിക്കുമ്പോഴാണ്‌ ഗുരുത്വകാചം (Gravitational lens) രൂപം കൊള്ളുന്നത്. ഈ പ്രഭാവം ഗുരുത്വകാചനം എന്നും അറിയപ്പെടുന്നു. സാമാന്യ ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തപ്രകാരം പിണ്ഡം സ്ഥലകാലത്തെ വക്രമാക്കുമെന്നും അങ്ങനെ പ്രകാശത്തെ വളയ്ക്കുമെന്നുമുള്ള പ്രവചനഫലമായാണിത് സംഭവിക്കുന്നത്. ലെന്‍സിനു പിന്നിലുള്ള സ്രോതസ്സ് ഒന്നിലധികം വസ്തുക്കളായി നിരീക്ഷകന്‌ അനുഭവപ്പെടാം. സ്രോതസ്സ്, ഗുരുത്വകാചം, നിരീക്ഷകന്‍ എന്നിവ തികച്ചും നേര്‍രേഖയില്‍ വരുമ്പോള്‍ സ്രോതസ്സ് ഒരു വലയമായാകും അനുഭവപ്പെടുക.എങ്കിലും തമോദ്വാരങ്ങള്‍ മാത്രമല്ല ഗുരുത്വകാചനത്തിന്‌ കാരണമാവുക. വിദൂരസ്ഥമായ ഗാലക്സികളും ഗുരുത്വകാചങ്ങളായി വര്‍ത്തിച്ചേക്കാം.

[തിരുത്തുക] പിണ്ഡം കണ്ടെത്തുന്ന വിധം

Quasi-periodic ആന്ദോളനങ്ങള്‍ ഉപയോഗിച്ച് തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡം കണ്ടുപിടിക്കാം[58]. തമോദ്വാരങ്ങളും അവയ്ക്കുചുറ്റുമുള്ള ഡിസ്കുകളുടെ ഉള്‍ഭാഗവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധമാണ്‌ ഇതിനായി ഉപയോഗിക്കുന്നത്. ഡിസ്കുകളുടെ ഉള്‍ഭാഗത്ത് വാതകങ്ങള്‍ സര്‍പ്പിളാകൃതിയില്‍ സംഭവചക്രവാളത്തിനകത്തേക്ക് വീഴുന്നു. ഇങ്ങനെ വീഴുന്ന വാതകം എക്സ് കിരണങ്ങള്‍ പുറപ്പെടുവിക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. ഈ എക്സ് കിരണങ്ങളുടെ തീവ്രത ഏതാണ്ട് നിശ്ചിത കാലയളവില്‍ ആവര്‍ത്തിക്കുന്നതാണ്‌. ഇതിനെ Quasi-periodic ആന്ദോളനങ്ങള്‍ (QPO) എന്നു വിളിക്കുന്നു. ഇതിന്റെ ആവൃത്തി തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡത്തെ ആശ്രയിച്ചാണ്‌. ചെറിയ തമോദ്വാരങ്ങളുടെ സംഭവചക്രവാളം ചെറുതായതിനാല്‍ അവയില്‍ QPO ഉയര്‍ന്ന ആവൃത്തിയുള്ളതാണ്‌. വലിയ തമോദ്വാരങ്ങളില്‍ നേരെ വിപരീതമാണ്‌ സ്ഥിതി എന്നതിനാല്‍ ആവൃത്തി കുറവാണ്‌.

[തിരുത്തുക] തമോദ്വാരങ്ങളെന്ന് സംശയിക്കപ്പെടുന്നവ

[തിരുത്തുക] അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങള്‍

M87 എന്ന താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന വാതകജെറ്റ്. ഈ സജീവകേന്ദ്രത്തില്‍ അതിസ്ഥൂലതമോഗര്‍ത്തം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുണ്ടെന്ന് സംശയിക്കുന്നു

മിക്ക താരാപഥങ്ങളുടെയും കേന്ദ്രത്തില്‍ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങള്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുണ്ടെന്ന് ഇന്ന് ശാസ്ത്രലോകം ഏതാണ്ടംഗീകരിച്ചിരിക്കുന്നു[59][60]. ഈ തമോദ്വാരത്തിന്റെ പിണ്ഡവും താരാപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തിലെ തള്ളിച്ചയിലെ പ്രവേഗങ്ങളും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തെക്കുറിച്ചുള്ള പഠനങ്ങള്‍ താരാപഥത്തിന്റെയും തമോദ്വാരത്തിന്റെയും രൂപീകരണങ്ങള്‍ തമ്മില്‍ കാര്യമായ ബന്ധമുണ്ടെന്ന് സൂചിപ്പിക്കുന്നു[59]. ശക്തമായ റേഡിയോ വികിരണം, വര്‍ണ്ണരാജിയിലെ രേഖകള്‍ എന്നിവയുള്ള താരാപഥങ്ങളെ സൂചിപ്പിക്കാന്‍ ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ സജീവതാരാപഥങ്ങള്‍ എന്ന പദം ഉപയോഗിച്ചുവരുന്നു[61][62]. ഇവയുടെ കേന്ദ്രങ്ങളില്‍ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങള്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുണ്ടെന്നാണ്‌ സൈദ്ധാന്തികപഠനങ്ങളും നിരീക്ഷണങ്ങളും കാണിക്കുന്നത്[61][62]. സജീവതാരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളെ വിശദീകരിക്കാന്‍ ശ്രമിക്കുന്ന മാതൃകകള്‍ സൂര്യന്റെ നൂറുകോടിക്കണക്കിന്‌ ഇരട്ടി പിണ്ഡമുള്ള തമോദ്വാരങ്ങള്‍ അവിടെയുണ്ടെന്നാണ്‌ കണക്കാക്കുന്നത്. ഈ തമോദ്വാരത്തിനു ചുറ്റും ഒരു ഭീമന്‍ അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കും ഇതിന്‌ ലംബമായി രണ്ട് വാതകജെറ്റുകളും ഉണ്ടാകും[62]

മിക്ക സജീവതാരാപഥകേന്ദ്രങ്ങളിലും തമോദ്വാരങ്ങളുണ്ടെന്ന് കരുതുന്നുവെങ്കിലും കേന്ദ്രത്തിലെ തമോദ്വരത്തിന്റെ ഭൗതികഗുണങ്ങള്‍ കണ്ടെത്താനുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളും പഠനങ്ങളും ചില താരാപഥങ്ങള്‍ക്കുമാത്രമേ ഇതുവരെ നടത്തിയിട്ടുള്ളു. ആന്‍ഡ്രോമിഡ താരാപഥം, M32, M87, NGC 3377, NGC 4258, സോംബ്രെറോ ഗാലക്സി മുതലായവ ഉദാഹരണങ്ങളാണ്‌[63].

സൗരയൂഥമുള്‍പ്പെടുന്ന താരാപഥമായ ക്ഷീരപഥത്തിന്റെ കേന്ദ്രത്തില്‍ Sagittarius A* എന്ന ഭാഗത്ത് ഒരു അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരം സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുണ്ട് എന്ന് ജ്യോതിശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ വിശ്വസിക്കുന്നു. താഴെപ്പറയുന്നവയാണ്‌ ഇതിന്‌ കാരണം[64]:

  • കേന്ദ്രത്തിലെ വസ്തുവിനുചുറ്റും 17 പ്രകാശമണിക്കൂറുകള്‍ കുറഞ്ഞ അകലമുള്ള ഭ്രമണപഥത്തിലായി S2 എന്ന നക്ഷത്രം 15.2 വര്‍ഷം കൊണ്ട് പരിക്രമണം ചെയ്യുന്നു[65]
  • സൂര്യന്റെ 26 ലക്ഷം ഇരട്ടി പിണ്ഡവും 17 പ്രകാശമണിക്കൂറുകളില്‍ താഴെ ആരവും കേന്ദ്രത്തിലെ വസ്തുവിനുണ്ടെന്ന് ആദ്യ പഠനങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിച്ചു. ഇത്രയും സാന്ദ്രത തമോദ്വാരങ്ങള്‍ക്കേ ഉണ്ടാകൂ
  • തുടര്‍ന്നുള്ള നിരീക്ഷണങ്ങളില്‍ നിന്ന് പിണ്ഡം സൂര്യന്റെ 37 ലക്ഷം ഇരട്ടിയും ആരം 6.25 പ്രകാശമണിക്കൂറില്‍ താഴെയുമാണെന്ന് തെളിഞ്ഞു[66]. കേന്ദ്രത്തിലെ വസ്തു തമോദ്വാരമാകാനുള്ള സാധ്യത വര്‍ദ്ധിച്ചു

[തിരുത്തുക] Intermediate mass

2002-ല്‍ ഹബിള്‍ ബഹിരാകാശ ദൂരദര്‍ശിനി ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങളായ M15, G1 എന്നിവയില്‍ Intermediate mass തമോദ്വാരങ്ങള്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നുണ്ടെന്ന് സൂചിപ്പിക്കുന്ന നിരീക്ഷണങ്ങള്‍ നടത്തി[67][68]. താരവ്യൂഹങ്ങളിലെ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ഭ്രമണപഥങ്ങളുടെ വലിപ്പവും അവയുടെ പരിക്രമണകാലവും തമ്മിലുള്ള ബന്ധത്തില്‍ നിന്നാണ്‌ ഈ നിഗമനം. എങ്കിലും ഇക്കാര്യത്തില്‍ പൂര്‍ണ്ണമായ ഉറപ്പില്ല. ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രങ്ങളുടെ കൂട്ടത്തിനും ഇതിന്‌ സമാനമായ ഫലങ്ങള്‍ ഉണ്ടാക്കാനാകും എന്നതിനാലാണിത്. ഗോളീയ താരവ്യൂഹങ്ങളിലെ സങ്കീര്‍ണ്ണമായ ഗുരുതാകര്‍ഷണപ്രതിപ്രവര്‍ത്തനങ്ങള്‍ പുതുതായി രൂപം കൊള്ളുന്ന തമോദ്വാരങ്ങളെ പുറത്തെറിയുമെന്നായിരുന്നു അടുത്തകാലം വരെ ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ കരുതിയിരുന്നത്.

തമോദ്വാരത്തിന്റെ അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്കില്‍ നിന്ന് പുറത്തുവരുന്ന വാതകജെറ്റുകള്‍

ആദ്യമായി intermediate-mass തമോദ്വാരം എന്നുറപ്പുപറയാനായ വസ്തു കണ്ടെത്തുന്നത് 2004 നവംബറിലാണ്‌. Sagittarius A* ല്‍ നിന്നും 3 പ്രകാശവര്‍ഷം അകലെ പരിക്രമണം ചെയ്യുന്ന വസ്തുവിനെയാണ്‌ കണ്ടെത്തിയത്. ഈ തമോദ്വാരത്തിന്‌ സൂര്യന്റെ 1300 ഇരട്ടി പിണ്ഡമുണ്ട്. ഏഴ് നക്ഷത്രങ്ങളടങ്ങിയ ഒരു താരവ്യൂഹത്തിന്റെ ഇടയിലാണ്‌ ഇതിന്റെ സ്ഥാനം. ക്ഷീരപഥകേന്ദ്രം വിഴുങ്ങിയ ഒരു ഭീമന്‍ താരവ്യൂഹത്തിന്റെ അവശിഷ്ടമാകാം ഇത് എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ കരുതുന്നു[69][70]. അടുത്തുള്ള ചെറിയ തമോദ്വാരങ്ങളെയും നക്ഷത്രങ്ങളെയും വിഴുങ്ങിക്കൊണ്ടാണ്‌ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരങ്ങള്‍ വലുതാകുന്നത് എന്ന സിദ്ധാന്തത്തിനും ഈ കണ്ടെത്തല്‍ ഉപോല്‍ബലകമാണ്‌.

[തിരുത്തുക] താരകീയതമോദ്വാരങ്ങള്‍

Sagittarius A* ലെ അതിസ്ഥൂലതമോദ്വാരത്തെക്കാള്‍ ഭൂമിക്ക് വളരെ അടുത്തായി താരകീയതമോദ്വാരങ്ങളെന്ന് സംശയിക്കുന്ന ഒന്നിലധികം വസ്തുക്കള്‍ സ്ഥിതിചെയ്യുന്നു. ഇവയെല്ലാം തന്നെ എക്സ്-റേ ദ്വന്ദവ്യവസ്ഥകളാണ്‌. വ്യവസ്ഥയിലെ പിണ്ഡമേറിയ അംഗം ഇരട്ടയില്‍ നിന്നും അക്ക്രീഷന്‍ ഡിസ്ക് വഴി പിണ്ഡം വിഴുങ്ങുന്നു. ഇത്തരം വ്യവസ്ഥകളിലെ തമോദ്വാരമെന്ന് സംശയിക്കുന്ന ജ്യോതിശാസ്ത്രവസ്തുക്കളുടെ പിണ്ഡം സൂര്യന്റേതിന്‌ മൂന്നിരട്ടി മുതല്‍ പന്ത്രണ്ടിരട്ടിയിലേറെ വരെയാണ്‌[71][72]. ഇതുവരെ നിരീക്ഷിക്കപ്പെട്ടതില്‍ വച്ച് സൗരയൂഥത്തില്‍ നിന്ന് ഏറ്റവും ദൂരെയായുള്ള താരകീയതമോദ്വാരം ത്രിഭുജം രാശിയിലെ ഒരു ദ്വന്ദ്വവ്യവസ്ഥയിലായാണ്‌ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നത്[73].

[തിരുത്തുക] അവലംബം

  1. ↑ 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, http://www.jstor.org/pss/106576 .
  2. ↑ Dark Stars (1783). Thinkquest. ശേഖരിച്ചത് 2008-05-28.
  3. ↑ Laplace; see Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4
  4. ↑ 4.0 4.1 Schwarzschild, Karl (1916), "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 189–196  and Schwarzschild, Karl (1916), "Über das Gravitationsfeld eines Kugel aus inkompressibler Flüssigkeit nach der Einsteinschen Theorie", Sitzungsber. Preuss. Akad. D. Wiss.: 424–434 .
  5. ↑ On Massive Neutron Cores, J. R. Oppenheimer and G. M. Volkoff, Physical Review 55, #374 (15 February 1939), pp. 374–381.
  6. ↑ D. Finkelstein (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". Phys. Rev. 110: 965–967.
  7. ↑ Hewish, Antony; S J Bell, J D H Pilkington, P F Scott, R A Collins (1968). "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source". Nature 217: 709–713. DOI:10.1038/217709a0. Retrieved on 2007-07-06. 
  8. ↑ Pilkington, J D H; A Hewish, S J Bell, T W Cole (1968). "Observations of some further Pulsed Radio Sources". Nature 218: 126–129. DOI:10.1038/218126a0. Retrieved on 2007-07-06. 
  9. ↑ Michael Quinion. Black Hole. World Wide Words. ശേഖരിച്ചത് 2008-06-17.
  10. ↑ Heusler, M. (1998), "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond", Living Rev. Relativity 1 (6), http://www.livingreviews.org/Articles/Volume1/1998-6heusler/ 
  11. ↑ Thorne, "Black Holes, The Membrane Paradigm"
  12. ↑ Anderson, Warren G. (1996). The Black Hole Information Loss Problem. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-24.
  13. ↑ John Preskill(1994)"Black holes and information: A crisis in quantum physics"
  14. ↑ Daniel Carmody(2008)"The Fate of Quantum Information in a Black Hole"
  15. ↑ Black holes with magnetic charge and quantized mass. Research Centre for High Energy Physics, School of Physics, University of Melbourne, Parkville 3052, Victoria, Australia. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-24.
  16. ↑ Nonminimal coupling, no-hair theorem and matter cosmologies. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-24.
  17. ↑ Hsu, Rue-Ron (1992-01-09). [psroc.phys.ntu.edu.tw/cjp/download.php?d=1&pid=1046 The No Hair Theorem?]. CHINESE JOURNAL OF PHYSICS. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-24.
  18. ↑ Hinshaw, G. et al. (2008), Five-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Data Processing, Sky Maps, and Basic Results, http://arxiv.org/abs/0803.0732 .
  19. ↑ Anatomy of a Black Hole. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-25.
  20. ↑ Carroll 2004, p. 217
  21. ↑ 8. GENERAL RELATIVITY IN PRACTICE / BLACK HOLES. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  22. ↑ Inside a black hole. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  23. ↑ Black Holes. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-25.
  24. ↑ Physical nature of the event horizon. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-25.
  25. ↑ Hawking Radiation. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-25.
  26. ↑ The Singularity. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  27. ↑ Falling to the Singularity of the Black Hole. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  28. ↑ Good, Michael. The Black Hole Singularity 1-4. reEvolutionary Physics. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  29. ↑ Giamb�o, Roberto. THE GEOMETRY OF GRAVITATIONAL COLLAPSE. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  30. ↑ Black Holes and Quantum Gravity. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  31. ↑ Ask an Astrophysicist : Quantum Gravity and Black Holes. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-26.
  32. ↑ Nemiroff, Robert J. (1993), "Visual distortions near a neutron star and black hole", American Journal of Physics 61: 619, doi:10.1119/1.17224 
  33. ↑ Garrett Birkhoff’s Theorem. ശേഖരിച്ചത് 2009-03-25.
  34. ↑ Black Holes do not suck! (2006-02-17). ശേഖരിച്ചത് 2009-03-25.
  35. ↑ Wald, Robert. M. (1997), Gravitational Collapse and Cosmic Censorship, http://arxiv.org/abs/gr-qc/9710068 .
  36. ↑ Berger, Beverly K. (2002), "Numerical Approaches to Spacetime Singularities", Living Rev. Relativity 5, http://www.livingreviews.org/lrr-2002-1, retrieved on 2007-08-04 
  37. ↑ 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, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0606076 
  38. ↑ Schödel, R.; 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. 
  39. ↑ 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. 
  40. ↑ Urry, C.; Paolo Padovani (1995). "Unified Schemes for Radio-Loud Active Galactic Nuclei". Publications of the Astronomical Society of the Pacific 107: 803–845. DOI:10.1086/133630. 
  41. ↑ Valtonen, M.J.; et al.. (2008), "A massive binary black-hole system in OJ 287 and atest of general relativity", Nature 452: 851, doi:10.1038/nature06896 
  42. ↑ Maccarone, T.J.; et al.. (2007), "A black hole in a globular cluster", Nature 455: 183-185, doi:10.1038/nature05434 
  43. ↑ NASA's GLAST Burst Monitor Team Hard at Work Fine-Tuning Instrument and Operations. NASA (2008-07-28).
  44. ↑ Einstein, A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics 40 No. 4: 922-936. 
  45. ↑ 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. ശേഖരിച്ചത് June 19 2007.
  46. ↑ Hawking, Stephen; Roger Penrose (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. 
  47. ↑ Carr, B. J. (2005). "Primordial Black Holes: Do They Exist and Are They Useful?". arΧiv: astro-ph/0511743v1 [astro-ph]. 
  48. ↑ 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. arΧiv:hep-ph/0106219v4. 
  49. ↑ 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. arΧiv:9803315v1. 
  50. ↑ Hawking, S.W. (1974), "Black hole explosions?", Nature 248: 30–31, doi:10.1038/248030a0, http://www.nature.com/nature/journal/v248/n5443/abs/248030a0.html 
  51. ↑ Page, Don N (2005). "Hawking radiation and black hole thermodynamics". New Journal of Physics 7: 203. DOI:10.1088/1367-2630/7/1/203. arΧiv:hep-th/0409024v3. 
  52. ↑ Bloom, J. S. (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. arΧiv:0010176. 
  53. ↑ Blinnikov, S., et al. (1984). "Exploding Neutron Stars in Close Binaries". Soviet Astronomy Letters 10: 177. Bibcode: 1984SvAL...10..177B. 
  54. ↑ Lattimer, J. M. (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. arΧiv:astro-ph/9505096. 
  56. ↑ Winter, Lisa M. (2006). "XMM‐Newton Archival Study of the Ultraluminous X‐Ray Population in Nearby Galaxies". The Astrophysical Journal 649: 730. DOI:10.1086/506579. arΧiv:astro-ph/0512480v2. 
  57. ↑ Jiang, Linhua (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. arΧiv:astro-ph/0611453. 
  58. ↑ Goddard Space Flight Center (2008-04-01). NASA scientists identify smallest known black hole. Press release. ശേഖരിച്ച തീയതി: 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: 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. ശേഖരിച്ചത് 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. 
  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. 
  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. Bibcode: 1995ARA&A..33..581K. 
  64. ↑ Henderson, Mark. "Astronomers confirm black hole at the heart of the Milky Way", Times Online, December 9, 2008. ശേഖരിച്ചത് 2009-05-17. 
  65. ↑ Schödel, R.; et al. (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 on Schodel. 
  66. ↑ Ghez, A. M.; Salim, S.; Hornstein, S. D.; Tanner, A.; Lu, J. R.; Morris, M.; Becklin, E. E.; Duchêne, G. (May 2005). "Stellar Orbits around the Galactic Center Black Hole". The Astrophysical Journal 620 (2): 744–757. DOI:10.1086/427175. arΧiv:astro-ph/0306130v2. Retrieved on 2008-05-10. 
  67. ↑ Joris Gerssen; van der Marel, Roeland P.; Karl Gebhardt; Puragra Guhathakurta; Ruth Peterson; Carlton Pryor (2002). "Hubble Space Telescope Evidence for an Intermediate-Mass Black Hole in the Globular Cluster M15: II. Kinematical Analysis and Dynamical Modeling". arΧiv: astro-ph/0209315v2 [astro-ph]. 
  68. ↑ Space Telescope Science Institute (2002-09-17). Hubble Discovers Black Holes in Unexpected Places. Press release. ശേഖരിച്ച തീയതി: 2009-03-14.
  69. ↑ Peplow, Mark (2004). Second black hole found at the centre of our Galaxy. NatureNews. DOI:10.1038/news041108-2. ശേഖരിച്ചത് 2006-03-25.
  70. ↑ Maillard, J. P.; Paumard, T.; Stolovy, S. R.; Rigaut, F. (2004). "The nature of the Galactic Center source IRS 13 revealed by high spatial resolution in the infrared". arΧiv: astro-ph/0404450v1 [astro-ph]. 
  71. ↑ Jorge Casares (2006). "Observational evidence for stellar-mass black holes". arΧiv: astro-ph/0612312v1 [astro-ph]. 
  72. ↑ Garcia, M. R.; Miller, J. M.; McClintock, J. E.; King, A. R.; Orosz, J. (2003). "Resolved Jets and Long-Period Black Hole X-ray Novae". arΧiv: astro-ph/0302230v2 [astro-ph]. 
  73. ↑ Orosz, Jerome A.; McClintock, Jeffrey E.; Ramesh Narayan; Bailyn, Charles D.; Hartman, Joel D.; Lucas Mracri; Jiefeng Liu; Wolfgang Pietsch; et al. (2007). "A 15.65 solar mass black hole in an eclipsing binary in the nearby spiral galaxy Messier 33". arΧiv: 0710.3165v1 [astro-ph]. 
Crab Nebula.jpg

ജ്യോതിശാസ്ത്രവുമായി ബന്ധപ്പെട്ട ഈ ലേഖനം അപൂര്‍ണ്ണമാണ്‌. ഇതു വികസിപ്പിക്കുവാന്‍ സഹായിക്കുക. സഹായത്തിനു ഈ ലേഖനത്തിന്റെ ഇംഗ്ലീഷ് പതിപ്പ്.


v • d • e
നക്ഷത്രം
പ്രാങ് നക്ഷത്രം
പരിണാമം
Properties
Structure
Remnants

"http://ml.wikipedia.org/wiki/%E0%B4%A4%E0%B4%AE%E0%B5%8B%E0%B4%A6%E0%B5%8D%E0%B4%B5%E0%B4%BE%E0%B4%B0%E0%B4%82" എന്ന താളില്‍നിന്നു ശേഖരിച്ചത്
താളിന്റെ അനുബന്ധങ്ങള്‍
ആശയവിനിമയം