කළු කුහර

පරිඝනයකින් ගොඩනැගූ විශාල Magellanic වලාකුළ ඉදිරයෙන් ඇති කළු කුහරයක දර්ශනයක්. කළු කුහරයේ Schwarzschild අරය සහ නිරීක්ෂකයාට ඇති දුර අතර අනුපාතය 1:9 කි. මෙහිදී අයින්ස්ටයින් වලල්ළ ලෙසින් හැඳින්වෙන ගුරුත්ව කාච හැසිරීම කැපී පෙනේ. එහිදී වලාකුළේ විශාල, දීප්තිමත් මෙන්ම විරූපී ප්‍රතිබිම්භ දෙකක් නිර්මාණය වේ.

කළු කුහරයක් යනු කිසිදු පදාර්ථයකට මෙන්ම ආලෝකයට පවා පිටවිය නොහැකි අභ්‍යවකාශයේ ප්‍රදේශයකි. එය ඉතාමත් ඝන වූ ස්කන්ධයක් විසින් අවකාශ-කාල විරූපී කිරීමේ ප්‍රතිඵලයකි. කළු කුහරය වටා පවතින්නේ හඳුනා ගත නොහැකි, සිද්ධි ක්ෂිතිජය යනුවෙන් හැඳින්වෙන, නැවත නොපැමිනී‍මේ සීමාව ලකුණු කරන මතුපිටයි. එය කළු ලෙස හඳුන්වන්නේ එය මතට පතිත වන කිසිදු විද්‍යුත් චුම්භක තරංගයක් හෝ අංශුවක් පරාවර්තනය නොකර සම්පූර්ණයෙන් අවශෝෂණය කරගන්නා නිසාය. (තාප ගති විද්‍යාවේ එන කෘෂ්ණ වස්තු (Black Body) වැනිය). ක්වොන්ටම් විද්‍යාවට අනුව කළු කුහර, සීමිත උෂ්ණත්වයකින් යුතු වස්තුවක් මෙන්, හෝකින් කිරණ විහිදුවයි. මෙම උෂ්ණත්වය කළු කුහරයේ ප්‍රමාණය අනුව අඩු වන බැවින් විශාල ස්කන්ධයකින් යුතු කළු කුහර නිරීක්ෂණය කිරීම අපහසුය.

එය අදෘශ්‍ය වුවත්, වෙනත් පදාර්ථ සමග සිදුවන අන්තර්ක්‍රියා මගින් කළු කුහර හඳුනාගත හැකිය. අවකාශයේ ප්‍රදේශයක් වටා පරිභ්‍රමණය වන තරු පොකුරක චලන රටා අධ්‍යනය කිරීමෙන් කළු කුහරයක පිහිටීම හඳුනාගත හැකිය. එමෙන්ම, තරු යුග්මයකින් විශාල කළු කුහරයකට පදාර්ථය ඇදගන්නා විට, එම වායු සර්පිලාකිරව හැඩගැසී, අධි උෂ්ණත්වයකට භාජනය වී නිකුත් කරන විකිරණය, ප්‍රථිවි-ගත දුරෙක්ෂක මගින් හඳුනාගත හැක.

තාරකා විද්‍යාඥයින් විසින් කළු කුහර තිබිය හැකි ස්ථාන විශාල ප්‍රමාණයක් හඳුනාගෙන ඇති අතර, චක්‍රාවාට ම්‍ධ්‍යයේ supermassive කළු කුහර පැවතිය හැකි බවට සාධක සොයාගෙන ඇත. ක්‍ෂිර පථය මධ්‍යයේ Sagittarius A* ප්‍රදේශ‍යේ, සූර්ය-සකන්ධ මිලියන 2කට අධික සුපිරි-විශාල කළු කුහරයක් (Supermassive Black Hole) පවතින බවට, 1998 වර්ශයේදී, විද්‍යාඥයින් හට ශක්තිමක් සාධක හමුවුනි. නමුත් මෑතකදි කරන ලද පරීක්ෂන වලට අනුව මෙය සූර්ය-සකන්ධ මිලියන 4කට අධික විය යුතු බව සොයාගෙන ඇත.

ඉතිහාසය

පසුතලයේ ඇති මන්දාකිණියක දර්ශනය කළු කුහරයක ගුරුත්ව කාච (gravitational lensing) වීමකට භාජනය වූ විට දැකිය යුතු ආකාරය (පරිගණක මගින් නිර්මාණය කිරීමක්) (click here for larger animation)

ඉතාමත් ඝන වස්තු මගින් ආලෝකයට පවා පිටවීමට නොහැකි අදහස මුලින්ම ඉදිරිපත් වූවේ භු විද්‍යාඥ ජෝන් මිසෂල් විසින් හෙන්රි කැවෙන්ඩිශ් හට 1783දී ලියූ ලිපියකිනි:

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.

—ජෝන් මිෂෙල්

1796දී ගණිතඤ පියර්-සයිමන් ලා‍ප්ලේස්, එම අදහසම, ඔහුගේ Exposition du système du Monde ග්‍රන්ථයේ පළමුවන සහ දෙවන සංස්කරණ වලින් ඉදිරිපත් කර තිබුනි (පසු සංස්කරණ වලින් එය ඉවත් කෙරිණි). එවන් අඳුරු තාරකා පිළිබඳ අදහස 19 ශතකයේ විශාල වශයෙන් ප්‍රතික්ෂේප විණි. එම කාලයේ ගුරුත්වාකර්ශෂණය මගින් ආලෝකයට බලපෑම් කල නොහැකි බවට විශ්වාස කෙරිණි.

සාමාන්‍ය සාපේක්ෂතාවාදය

1915 දී ඇල්බට් අයින්ස්ටයින් විසින් සාමාන්‍ය සාපේක්ෂතාවාදය ඉදිරිපත් ‍කලේ ගුරුත්වාකර්ෂණය ආලෝකයේ ගමන් මාර්ගයට බලපෑම් කරන බව පෙන්වා දීමෙන් පසුවය. ඉන් මාස කිහිපයකට පසුව Karl Schwarzschild විසින් ලක්ෂ්‍ය-ස්කන්ධයක සහ ගොලීය ස්කන්ධයක ගුරුත්වාකර්ෂණයට විසඳුමක් ලබා දුන්නේය. තවත් මාස කිහිපයකට පසු Schwarzschild සහ Hendrik Lorentz ගේ ශිෂ්‍යයෙකු වූ Johannes Droste, තනි තනිවම ඒවාගේ ලක්ෂණ පිළිබඳව වැඩිදුර ලිව්වෝය. This solution had a peculiar behaviour at what is now called the Schwarzschild radius, where it became singular, meaning that some of the terms in the Einstein equations became infinite. The nature of this surface was not quite understood at the time. In 1924, Arthur Eddington showed that the singularity disappeared after a change of coordinates (see Eddington coordinates), although it took until 1933 for Georges Lemaître to realize that this meant the singularity at the Schwarzschild radius was an unphysical coordinate singularity.

891/5000

1931 දී සුබ්රමනියම් චන්ද්රසේකර විසින් සාමාන්ය සාපේක්ෂතාවාදයෙන් ගණනය කරන ලද අතර ඉලෙක්ට්රෝන පරිහානිගත ද්රව්ය 1.04 ස්කන්ධ ස්කන්ධයන් (චන්ද්රසේකර සීමාව) බිඳවැටෙනු ඇත. ඔහුගේ තර්කවලට එඩින්ටන් සහ ලෙව් ලන්ඩෝ වැනි බොහෝ සමකාලීනයන් විසින් විරුද්ධ වූ අතර, තවමත් නොදන්නා යාන්ත්රණයක් බිඳවැටීම නතර කරන බවට තර්ක කළහ. ඒවා අර්ධ වශයෙන් නිවැරදියි: චන්ද්රසේකර් සීමාවට වඩා කුඩා විශාල වාමනාවක් නියුට්රෝන තාරකාවක බිඳ වැටෙනු ඇත, පාවුලි බැහැර කිරීමේ මූලධර්මය නිසා ස්ථායී වේ. එහෙත් 1939 දී රොබට් ඔප්න්හෙමාර් සහ අනෙකුත් අය අනාවැකි පළ කළේ සූර්ය ස්කන්ධ 3 ක් පමණ වන නියුට්රෝන තාරකා (ටෝල්මෑන්-ඔප්න්හයිමර්-වොල්කොෆ් සීමාව) කළු කුහර බවට කඩා වැටෙනු ඇති අතර, භෞතික විද්යාවේ කිසිදු නීතියක් මැදිහත් වීමට ඉඩ නොතබන බව නිගමනය කලේය. අඩුම තරමින් සමහර තරු කළු කුහර දක්වා කඩා වැටෙනු ඇත

They were partly correct: a white dwarf slightly more massive than the Chandrasekhar limit will collapse into a neutron star, which is itself stable because of the Pauli exclusion principle. But in 1939, Robert Oppenheimer and others predicted that neutron stars above approximately three solar masses (the Tolman–Oppenheimer–Volkoff limit) would collapse into black holes for the reasons presented by Chandrasekhar, and concluded that no law of physics was likely to intervene and stop at least some stars from collapsing to black holes.

Oppenheimer and his co-authors interpreted the singularity at the boundary of the Schwarzschild radius as indicating that this was the boundary of a bubble in which time stopped. This is a valid point of view for external observers, but not for infalling observers. Because of this property, the collapsed stars were called "frozen stars," because an outside observer would see the surface of the star frozen in time at the instant where its collapse takes it inside the Schwarzschild radius. This is a known property of modern black holes, but it must be emphasized that the light from the surface of the frozen star becomes redshifted very fast, turning the black hole black very quickly. Many physicists could not accept the idea of time standing still at the Schwarzschild radius, and there was little interest in the subject for over 20 years.

ස්වර්ණමය යුගය

hello hello 1958 දී , ඩේවිඩ් ෆින්ස්කෙලේෂ්ටින් අවබෝද කරගත්ත Schwarzschild r = 2m [in geometrized units, i.e. 2Gm/c²] as an event horizon, "a perfect unidirectional membrane: causal influences can cross it in only one direction". This did not strictly contradict Oppenheimer's results, but extended them to include the point of view of infalling observers. Finkelstein's solution extended the Schwarzschild solution for the future of observers falling into the black hole. A complete extension had already been found by Martin Kruskal, who was urged to publish it.

These results came at the beginning of the golden age of general relativity, which is marked by general relativity and black holes becoming mainstream subjects of research. This process was helped by the discovery of pulsars in 1967, which were within a few years shown to be rapidly rotating neutron stars. Until that time, neutron stars, like black holes, were regarded as just theoretical curiosities; but the discovery of pulsars showed their physical relevance and spurred a further interest in all types of compact objects that might be formed by gravitational collapse.

In this period more general black hole solutions where found. In 1963, Roy Kerr found the exact solution for a rotating black hole. Two years later Ezra T. Newman found the axisymmetric solution for a black hole which is both rotating and electrically charged. Through the work of Werner Israel, Brandon Carter, and D. C. Robinson the no-hair theorem emerged, stating that a stationary black hole solution is completely described by the three parameters of the Kerr–Newman metric; mass, angular momentum, and electric charge.

For a long time, it was suspected that the strange features of the black hole solutions were pathological artefacts from the symmetry conditions imposed, and that the singularities would not appear in generic situations. This view was held in particular by Belinsky, Khalatnikov, and Lifshitz, who tried to prove that no singularities appear in generic solutions. However, in the late sixties Roger Penrose and Stephen Hawking used global techniques to prove that singularities are generic.

Work by James Bardeen, Jacob Bekenstein, Carter, and Hawking in the early 1970s led to the formulation of the laws of black hole mechanics. These laws describe the behaviour of a black hole in close analogy to the laws of thermodynamics by relating mass to energy, area to entropy, and surface gravity to temperature. The analogy was completed when Hawking, in 1974, showed that quantum field theory predicts that black holes should radiate like a black body with a temperature proportional to the surface gravity of the black hole.

The term "black hole" was first publicly used by John Wheeler during a lecture in 1967. Although he is usually credited with coining the phrase, he always insisted that it was suggested to him by somebody else. The first recorded use of the term is in a 1964 letter by Anne Ewing to the American Association for the Advancement of Science. After Wheeler's use of the term, it was quickly adopted in general use.

ලක්ෂණ සහ ව්‍යුහය

භෞතික ලක්ෂණ

Class	Mass	Size
Supermassive black hole	~105–109 MSun	~0.001–10 AU
Intermediate-mass black hole	~103 MSun	~103 km = REarth
Stellar black hole	~10 MSun	~30 km
Micro black hole	up to ~MMoon	up to ~0.1 mm

සිද්ධි ක්ෂිතිජය

කළු කුහරයෙන් ඈතදී වස්තුවකට ඕනෑම දිශාවකට ගමන් කල හැකිය. එය සීමා වන්නේ ආලෝකයේ වේගයට පමණි.

කළු කුහරයට සමීපයෙන් කාල-අවකාශය විකෘති වීමට පටන් ගනී. කළු කුහරයේ පිටතට ගිය ගමන් මාර්ග වලට වඩා එය දෙසට ඇති ගමන් මාර්ග වැඩිය.

සිද්ධි ක්ෂිතිජයට ඇතුලදී සියලු ගමන් මාර්ග පිහිටන්නේ කළු කුහරයේ කේන්ද්‍රය දෙසටය. එතැන් සිට වස්තුවකට පිටතට පැමිණීමට නොහැකිය.

ලක්ෂ්‍ය-භාවය

මූලික ලිපිය: Gravitational singularity

‍‍‍ෆෝටෝන ගෝලය

මූලික ලිපිය: Photon sphere

Ergo ගෝලය

මූලික ලිපිය: Ergosphere

The ergosphere is an oblate spheroid region outside of the event horizon, where objects cannot remain stationary.

බිහිවීම සහ සකස් වීම

ගුරුත්වාක්ෂණ හැකිළීම

ගුරුත්වාකර්ෂණ හැකිලීම සිදුවන්නේ යම් වස්තුවක අංශු අතර ඇතිවන ගුරුත්වාකර්ණයට ඔරොත්තු දීමට තරම් එහි අභ්‍යන්තර පීඩනය ‍ප්‍රමාණවත් නොවීමය. තාරකාවකට මෙය සිදුවන්නේ න්‍යෂ්ටික-විලයනය මගින් එහි උෂ්ණත්වය පවත්වා ගැනීමට තරම් එහි ඉන්ධන ප්‍රමාණවත් ‍නොවීම හෝ පිටතින් අමතර පදාර්ථයක් එක්වී එහි ස්කන්ධය වැඩි වීම නිසාය. මෙවන් අවස්ථාවකදී තාරකාවේ ගුරුත්වය මගින් තමාවම හකුලවාගැනීම වැලැක්වීමට එහි උෂ්ණත්වය අසමත් වෙයි.

අධි ශක්ති ඝට්ටනය

A simulated event in the CMS detector, a collision in which a micro black hole may be created.

වර්ධනය

කළු කුහරයක් ඇතිවීමෙන් පසු එය පිටතින් පදාරථ උරා ගනිමින් වර්ධනය වීමට පටන් ගනී. ඕනෑම කළු කුහරයක් දිගින් දිගටම අවට ඇති වාතය සහ අභ්‍යවකාශ දූවිලි මෙන්ම සර්වව්‍යාප්ත විශ්ව පසුබිම් විකිරණයද උරා ගනී. අධි-ස්කන්ධ කළු කුහර වරධනය වීමට ප්‍රාථමික දායක්ත්වය ලැබී ඇත්තේ මෙම කියාවලිය මගිනි. ගෝලාකාර තරු පොකුරු වල මධ‍්‍යම ප්‍රමාණයේ කළු කුහර සෑදී ඇත්තේද මෙමගින් බවට යෝජනා වී ඇත.

කළු කුහරයකට තාරකාවක් මෙන්ම තවත් කළු කුහරයක් සමග බද්ධ විමේ හැකියාවක් ඇත. කුඩා වස්තු කීපයක එකතුවකින් සෑදී ඇති අධි-ස්කන්ධ කළු කුහරවල ප්‍රථම අවදියේදී ඒවා වර්ධනය වීමට මෙවැනි දෑ වැගදත් වී ඇති බවට විශ්වාස ‍කෙරෙයි. සමහරක් මධ‍්‍යම ප්‍රමාණයේ කළු කුහර ආරම්භය වීම සඳහා දායක වූ බවටද මෙම ක්‍රියාවලිය යෝජනා වී ඇත.

වාෂ්පවීම

මූලික ලිපිය: Hawking radiation

නිරීක්ෂණය කල සාක්ෂි

පදාර්ථ එකතුවීම

මේවාත් බලන්න: Accretion disc

Formation of extragalactic jets from a black hole's accretion disk

X-කිරණ තරු යුග්ම

මේවාත් බලන්න: X-ray binary

Artist impression of a binary system with an accretion disk around a compact object being fed by material from the companion star.

Quasi-periodic oscillations

මේවාත් බලන්න: Quasi-periodic oscillations

චක්‍රාවාට කේන්ද්‍ර

මේවාත් බලන්න: Active galactic nucleus

The jet originating from the center of M87 in this image comes from an active galactic nucleus that may contain a supermassive black hole. Credit: Hubble Space Telescope/NASA/ESA.

ගුරුත්ව කාච

වැඩිදුර තොරතුරු: [[:Gravitational lens]]

ගුරුත්වාකර්ෂණ කාචයක් නිරීක්ෂකයෙකු වෙත ගමන් කරන විට ආලෝකයේ ආලෝකය විහිදුවන හැකියාවෙන් දුරස්ථ ආලෝක ප්‍රභවයක් සහ නිරීක්ෂකයකු අතර යම් ද්රව්යයක් බෙදා හැරීම (පදාර්ථ පොකුරු වැනි) බෙදා හැරීමකි. මෙම බලපෑම ගුරුත්වාකර්ෂණ ආතතිය ලෙස හැඳින්වේ. ඇල්බට් අයින්ස්ටයින්ගේ සාපේක්ෂතාවාදය පිළිබඳ සාමාන්‍ය න්‍යායේ පුරෝකථනයන්ගෙන් එකක් වන්නේ නැමීමේ ප්‍රමාණයයි.(සම්භාව්ය භෞතික විද්යාව ආලෝකයේ නැඹුරුවක් ද අනාවැකි පල කරයි, නමුත් සාමාන්ය සාපේක්ෂතාවාදයෙන් පුරෝකථනය කරන ලද භාගය පමණයි.

විවෘත විමසීම්

එන්ට්‍රෝපිය සහ thermodynamics

වැඩිදුර තොරතුරු: [[:Black hole thermodynamics]]

කළු කුහර ඒකීය භාවය

මූලික ලිපිය: Black hole information paradox

භෞතික විද්‍යාව විෂයයෙහි නොවිසඳුනු ගැටළු

කළු කුහරයක් තුලදී භෞතික තොරතුරු (physical information) නැතිවෙනවාද?

මේවාත් බලන්න

Black holes in fiction Black string Kugelblitz (astrophysics) List of black holes Susskind-Hawking battle

Timeline of black hole physics White hole Wormhole

ආශ්‍රිත ග්‍රන්ථ

Popular reading

• Ferguson, Kitty (1991). Black Holes in Space-Time. Watts Franklin. ISBN 0-531-12524-6. .
• Hawking, Stephen (1988). A Brief History of Time. Bantam Books, Inc. ISBN 0-553-38016-8. .
• Hawking, Stephen; Penrose, Roger (1996). The Nature of Space and Time. Princeton University Press. ISBN 0-691-03791-2. http://books.google.com/?id=LstaQTXP65cC. .
• Melia, Fulvio (2003). The Black Hole at the Center of Our Galaxy. Princeton U Press. ISBN 978-0-691-09505-9. .
• Melia, Fulvio (2003). The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe. Cambridge U Press. ISBN 978-0-521-81405-8. .
• Pickover, Clifford (1998). Black Holes: A Traveler's Guide. Wiley, John & Sons, Inc. ISBN 0-471-19704-1. .
• Stern, B. (2008). "Blackhole"., poem.
• Thorne, Kip S. (1994). Black Holes and Time Warps. Norton, W. W. & Company, Inc. ISBN 0-393-31276-3. .
• Wheeler, J. Craig (2007). Cosmic Catastrophes (2nd සංස්.). Cambridge University Press. ISBN 0-521-85714-7. 

University textbooks and monographs

• Carroll, Sean M. (2004). Spacetime and Geometry. Addison Wesley. ISBN 0-8053-8732-3. , the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's website.
• Carter, B. (1973). "Black hole equilibrium states". මෙම කෘතිය තුල: DeWitt, B.S.; DeWitt, C.. Black Holes. .
• Chandrasekhar, Subrahmanyan (1999). Mathematical Theory of Black Holes. Oxford University Press. ISBN 0-19-850370-9. .
• Frolov, V.P.; Novikov, I.D. (1998). "Black hole physics". .
• Hawking, S.W.; Ellis, G.F.R. (1973). Large Scale Structure of space time. Cambridge University Press. ISBN 0521099064. http://books.google.com/?id=QagG_KI7Ll8C. .
• Melia, Fulvio (2007). The Galactic Supermassive Black Hole. Princeton U Press. ISBN 978-0-691-13129-0. .
• Taylor, Edwin F.; Wheeler, John Archibald (2000). Exploring Black Holes. Addison Wesley Longman. ISBN 0-201-38423-X. .
• Thorne, Kip S.; Misner, Charles; Wheeler, John (1973). Gravitation. W. H. Freeman and Company. ISBN 0-7167-0344-0. .
• Wald, Robert M. (1992). Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes. University of Chicago Press. ISBN 0-226-87029-4. .

Review papers

• Detweiler, S. (1981). "Resource letter BH-1: Black holes". American Journal of Physics. 49 (5, pp): 394–400. doi:10.1119/1.12686.
• doi:10.1119/1.3056569
  This citation will be automatically completed in the next few minutes. You can jump the queue or expand by hand
• Hughes, Scott A. (2005). "Trust but verify: The case for astrophysical black holes". arΧiv:hep-ph/0511217v2 [hep-ph].  Lecture notes from 2005 SLAC Summer Institute.

අඩවියෙන් බැහැර පිටු

• Stanford Encyclopedia of Philosophy: "Singularities and Black Holes" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
• "Black hole" on Scholarpedia.
• Black Holes: Gravity's Relentless Pull - Interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
• FAQ on black holes
• "Schwarzschild Geometry" on Andrew Hamilton’s website
• UT Brownsville Group Simulates Spinning Black-Hole Binaries
• Advanced Mathematics of Black Hole Evaporation

Videos

• 16-year long study tracks stars orbiting Milky Way black hole
• Yale University Video Lecture: Introduction to Black Holes at Google Video.
• Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute

News

• "Black Hole confirmed in Milky Way." Retrieved December 10, 2008
• Black Hole Research News