Black Holes: An Overview
A black hole is a region in spacetime where gravity is so intense that nothing, not even light or electromagnetic energy, can escape from it. Albert Einstein's theory of general relativity predicts that a sufficiently dense mass can deform spacetime to create a black hole. The boundary beyond which nothing can escape is called the event horizon. While objects that cross the event horizon are greatly affected by the black hole's gravity, black holes themselves have no locally detectable features according to general relativity.
In many aspects, a black hole behaves like a perfect black body, as it does not reflect light. Quantum field theory in curved spacetime predicts that event horizons emit Hawking radiation, which has the same spectrum as a black body and a temperature inversely proportional to the black hole's mass. For stellar black holes, this temperature is extremely low, around billionths of a kelvin, making it nearly impossible to observe directly.
The concept of objects with gravitational fields strong enough to trap light was first proposed in the 18th century by John Michell and Pierre-Simon Laplace. In 1916, Karl Schwarzschild provided the first modern solution of general relativity describing a black hole, now known as the Schwarzschild metric. David Finkelstein, in 1958, interpreted the black hole as a region of space from which nothing can escape. Initially seen as mathematical curiosities, black holes became accepted as physical phenomena after the discovery of neutron stars in 1967 and the identification of Cygnus X-1 as the first black hole candidate in 1971.
Black holes of stellar mass form when massive stars collapse at the end of their lifecycle. Supermassive black holes, containing millions of solar masses, may form through various processes, including the absorption of matter and the merging of smaller black holes. These supermassive black holes are believed to exist at the centers of most galaxies, including the Milky Way's Sagittarius A*, which is about 4.3 million solar masses.
Astronomers detect black holes through their interactions with nearby matter and radiation. For instance, matter falling into a black hole forms an accretion disk that emits intense radiation, visible as quasars. Observing the orbits of nearby stars also helps determine the mass and location of black holes.
History
The concept of an object so massive that light cannot escape was first proposed by John Michell in 1784. Michell hypothesized that such a body, if it had the same density as the Sun and a diameter 500 times larger, could trap light. He suggested these "dark stars" might be detectable through their gravitational influence on visible bodies.
The theory lost favor in the 19th century when light's wave nature was discovered, making it unclear how gravity could affect light waves. Modern general relativity later redefined the concept, showing that spacetime curvature traps light, rather than slowing it and pulling it back to the surface.
In 1915, Albert Einstein developed his theory of general relativity, demonstrating that gravity influences the motion of light. A few months later, Karl Schwarzschild discovered a solution to the Einstein field equations that described the gravitational field of both a point mass and a spherical mass. Shortly after, Johannes Droste, a student of Hendrik Lorentz, independently derived the same solution and provided further insights into its properties. This solution exhibited peculiar behavior at what is now called the Schwarzschild radius, where terms in the equations became infinite, indicating a singularity. However, the exact nature of this surface was not well understood at the time.
In 1924, Arthur Eddington demonstrated that this singularity could be removed by a change in coordinates. In 1933, Georges Lemaître realized that the singularity at the Schwarzschild radius was not physical but rather a coordinate artifact. In a 1926 book, Eddington speculated on the possibility of a star compressed to the Schwarzschild radius. He argued that such a star would exhibit extreme gravitational effects, including light being unable to escape, significant redshift, and the closure of spacetime around the star.
In 1931, Subrahmanyan Chandrasekhar calculated, using special relativity, that a non-rotating body of electron-degenerate matter above a certain mass limit (1.4 solar masses, now known as the Chandrasekhar limit) could not remain stable. His conclusions were opposed by contemporaries like Eddington and Lev Landau, who argued that unknown mechanisms might prevent the collapse. They were partially correct, as white dwarfs slightly above this limit collapse into neutron stars, which are stable.
In 1939, Robert Oppenheimer and his collaborators predicted that neutron stars above another limit, the Tolman–Oppenheimer–Volkoff (TOV) limit, would collapse further into black holes. Their calculations initially estimated this limit to be 0.7 solar masses. Subsequent studies, considering neutron-neutron repulsion, revised the limit to approximately 1.5–3.0 solar masses. Observations of the neutron star merger GW170817 refined the estimate to about 2.17 solar masses.
Oppenheimer and his team interpreted the Schwarzschild radius as the boundary of a region where time stops for an external observer, though this is not true for an infalling observer. These collapsing stars were called "frozen stars," as their surfaces appeared frozen in time to outside observers when reaching the Schwarzschild radius.
Also in 1939, Einstein attempted to argue against the existence of black holes in his publication "On a Stationary System with Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses." However, later that year, Oppenheimer and his student Hartland Snyder provided the Oppenheimer–Snyder model, showing how black holes could form based on Einstein's own theory of general relativity. Their work laid the foundation for understanding black holes in contemporary physics.
ব্ল্যাক হোল: একটি ধারণা
ব্ল্যাক হোল হল একটি স্থানকালের অঞ্চল যেখানে মহাকর্ষ এত শক্তিশালী যে আলো বা কোনো বৈদ্যুতিক-চুম্বকীয় শক্তিও এটি থেকে পালাতে পারে না। অ্যালবার্ট আইনস্টাইনের সাধারণ আপেক্ষিকতাবাদের তত্ত্ব পূর্বাভাস দেয় যে একটি যথেষ্ট ঘন বস্তু স্থানকালকে বিকৃত করে ব্ল্যাক হোল তৈরি করতে পারে। ঘটনাচক্রের সীমা, যেখান থেকে কিছুই পালাতে পারে না, তাকে ইভেন্ট হরাইজন বলা হয়।
ব্ল্যাক হোল অনেকভাবে একটি আদর্শ কালো বস্তুর মতো আচরণ করে, কারণ এটি কোনো আলো প্রতিফলিত করে না। বাঁকানো স্থানকালে কোয়ান্টাম ক্ষেত্র তত্ত্ব ইঙ্গিত দেয় যে ইভেন্ট হরাইজন থেকে হকিং বিকিরণ নির্গত হয়। এই তাপমাত্রা ব্ল্যাক হোলের ভরের সাথে বিপরীতভাবে অনুপাতযুক্ত এবং সাধারণত লক্ষ করা প্রায় অসম্ভব।
ব্ল্যাক হোল ধারণার জন্ম ১৮ শতকে জন মিচেল এবং পিয়ের-সাইমন লাপ্লাসের হাতে। ১৯১৬ সালে কার্ল শোয়ার্জশিল্ড প্রথম আধুনিক আপেক্ষিকতাবাদী সমাধান দেন।
১৯১৫ সালে অ্যালবার্ট আইনস্টাইন সাধারণ আপেক্ষিকতাবাদের তত্ত্ব প্রণয়ন করেন এবং দেখান যে মহাকর্ষ আলোকে প্রভাবিত করে। কয়েক মাস পর, কার্ল শোয়ার্জশিল্ড এই তত্ত্বের সমীকরণের একটি সমাধান আবিষ্কার করেন, যা একটি বিন্দু ভর এবং একটি গোলাকার ভরের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র বর্ণনা করে। তার পরপরই হেন্ড্রিক লরেন্টজের ছাত্র ইয়োহানেস ড্রস্ট একই সমাধান স্বাধীনভাবে আবিষ্কার করেন এবং এর বৈশিষ্ট্য নিয়ে বিস্তারিত আলোচনা করেন। এই সমাধানে শোয়ার্জশিল্ড রেডিয়াস নামে পরিচিত অঞ্চলে কিছু সমীকরণ অসীম হয়ে যায়, যা একটি সিংগুলারিটি নির্দেশ করে। তবে, সেই সময়ে এর প্রকৃতি সম্পূর্ণরূপে বোঝা যায়নি।
১৯২৪ সালে, আর্থার এডিংটন দেখান যে সমন্বয় পদ্ধতির মাধ্যমে এই সিংগুলারিটি দূর করা যায়। ১৯৩৩ সালে, জর্জেস লেমেত্রে আবিষ্কার করেন যে এটি প্রকৃত সিংগুলারিটি নয়, বরং একটি স্থানাঙ্কজনিত ত্রুটি। ১৯২৬ সালে একটি বইতে, এডিংটন শোয়ার্জশিল্ড রেডিয়াসে সংকুচিত একটি তারার সম্ভাবনার কথা উল্লেখ করেন। তিনি যুক্তি দেন যে এই ধরনের তারার মহাকর্ষ এত প্রবল হবে যে আলো পালাতে পারবে না, তীব্র রেডশিফট দেখা দেবে এবং স্পেসটাইম তার চারপাশে বন্ধ হয়ে যাবে।
১৯৩১ সালে, সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর দেখান যে, বিশেষ আপেক্ষিকতাবাদের ভিত্তিতে, ১.৪ সৌর ভরের (চন্দ্রশেখর সীমা) ওপরে থাকা ইলেকট্রন-ডিজেনারেট পদার্থের কোনো স্থিতিশীল সমাধান সম্ভব নয়। এডিংটন এবং লেভ ল্যান্ডাউ সহ তার সমসাময়িকরা এই তত্ত্বের বিরোধিতা করেন। তবে তারা আংশিকভাবে সঠিক ছিলেন, কারণ চন্দ্রশেখর সীমার ঠিক ওপরে থাকা সাদা বামন তারা নিউট্রন তারায় পরিণত হয়, যা স্থিতিশীল।
الثقوب السوداء: نظرة عامة
الثقب الأسود هو منطقة من الزمكان حيث تكون الجاذبية قوية جدًا لدرجة أن الضوء أو الطاقة الكهرومغناطيسية لا يمكنها الهروب منها. توقعت نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين أن الكتلة الكثيفة بشكل كافٍ يمكن أن تشوه الزمكان لتشكيل ثقب أسود.
تعمل الثقوب السوداء مثل الجسم الأسود المثالي حيث لا تعكس الضوء. تشير نظرية المجال الكمومي في الزمكان المنحني إلى أن آفاق الأحداث تنبعث منها إشعاعات هوكينغ.
في عام 1915، طور ألبرت أينشتاين نظريته عن النسبية العامة، وأظهر أن الجاذبية تؤثر على حركة الضوء. وبعد بضعة أشهر، اكتشف كارل شوارزشيلد حلاً لمعادلات أينشتاين الميدانية يصف المجال الجاذبي لكتلة نقطية وكتلة كروية.
0 Comments