ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਕਿਵੇਂ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ?

ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਕਿਵੇਂ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

ਇਹ ਬਹੁਤ ਵਧੀਆ ਮੁੱ basicਲਾ ਪ੍ਰਸ਼ਨ ਜਾਪਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਮੈਨੂੰ ਤੁਰੰਤ ਮੁਆਇਨਾ ਕਰਨ 'ਤੇ ਇਕ ਡੁਪਲੀਕੇਟ ਨਹੀਂ ਮਿਲਿਆ. ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਬਾਰੇ ਜੋ ਮੈਂ ਸਮਝਦਾ ਹਾਂ ਉਸ ਤੋਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਕੋਈ ਫ਼ਰਕ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ. ਉਹ ਸਾਰਾ ਪੁੰਜ ਜੋ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੂੰ ਬਰਕਰਾਰ ਰੱਖਦਾ ਹੈ (ਭਾਵ. ਪੁਲਾੜ 'ਤੇ ਤਿੱਖੀ ਨਜ਼ਰ ਰੱਖਦਾ ਹੈ) ਸਪੇਸ ਵਿਚ ਹੀ ਬਣੀ energyਰਜਾ ਵਿਚ ਪਾਇਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ ਕਿ ਮੈਂ ਇਸ ਨੂੰ ਬਿਲਕੁਲ ਸਹੀ ਨਹੀਂ ਕਹਿ ਰਿਹਾ, ਪਰ ਇਹ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਕਿਪ ਥੋਰਨ ਨੇ "ਸਾਇੰਸ ਆਫ਼ ਇੰਟਰਸੈਲਰ" ਵਿੱਚ ਲਿਖਿਆ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ, ਅਜਿਹਾ ਲਗਦਾ ਹੈ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਗਠਨ ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਕੋਣੀ ਰਫਤਾਰ ਕਾਇਮ ਰੱਖਣ ਲਈ ਉਹ ਜਗ੍ਹਾ ਆਪਣੇ ਆਪ "ਸਪਿਨ" ਹੋਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੋਵੇਗਾ ਕਿ ਸਪੇਸ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਧਰਤੀ ਦੇ ਆਸ ਪਾਸ (ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਦਰਜੇ ਤੱਕ) "ਕਤਾਈ" ਹੈ. ਕੀ ਇਹ ਸੱਚ ਹੈ?

ਇੱਕ ਪਾਸੇ ਹੋਣ ਦੇ ਨਾਤੇ, ਮੈਂ ਉਹ ਸਭ ਕੁਝ ਨਹੀਂ ਲੈਂਦਾ ਜੋ ਕਿਪ ਖੁਸ਼ਖਬਰੀ ਦੇ ਸੱਚ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ. ਉਹ ਕਈ ਵਾਰ ਕਹਿੰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਆਇਓ ਅਧਿਆਇ 7 ਵਿਚ ਸ਼ਨੀਵਾਰ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਅੰਦਰਲਾ ਚੰਦਰਮਾ ਹੈ.


ਜਿਸ ਨੂੰ ਅਸੀਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਕਹਿੰਦੇ ਹਾਂ ਉਹ ਆਈਨਸਟਾਈਨ ਦੇ ਗਰੈਵਿਟੀ ਦੇ ਸਮੀਕਰਣਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਹੱਲ ਹੈ.

ਅਸੀਂ ਕਈ ਸਹੀ ਹੱਲ ਜਾਣਦੇ ਹਾਂ: ਖਾਲੀ ਅਤੇ ਸਮਤਲ ਸਪੇਸ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ ਰਿਸ਼ਤੇਦਾਰੀ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦਾ ਹੈ. ਹੋਰ ਜਾਣੇ ਪਛਾਣੇ ਹੱਲਾਂ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਬਿੰਦੂ ਪੁੰਜ, ਇੱਕ ਚਾਰਜਡ ਪੁਆਇੰਟ ਪੁੰਜ, ਅਤੇ ਇੱਕ ਹੱਲ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਕੇਰ ਹੱਲ ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਪੁਆਇੰਟ ਪੁੰਜ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਸਪੇਸ ਟਾਈਮ ਨੂੰ "ਖਿੱਚਿਆ" ਜਾਂਦਾ ਹੈ

ਇਸ ਆਖਰੀ ਹੱਲ ਨੂੰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰੀ ਸਮਝਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ ਜੋ ਬਣਦਾ ਜੇ ਇਕ ਘੁੰਮਦਾ ਹੋਇਆ ਪੁੰਜ collapseਹਿ ਜਾਂਦਾ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਨੋਟ ਕਰਦੇ ਹੋ, ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿੱਚ ਕੋਈ ਫ਼ਰਕ ਨਹੀਂ ਪੈਂਦਾ: ਇਹ ਆਈਨਸਟਾਈਨ ਦੇ ਸਮੀਕਰਣਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਵੈਕਿumਮ ਹੱਲ ਹੈ. ਹਾਲਾਂਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿੱਚ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਐਂਗੁਲਰ ਮੋਮੈਂਟਮ ਵਰਗੇ ਗੁਣ ਹੁੰਦੇ ਹਨ.

ਧਰਤੀ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਪੁਲਾੜ ਦੀ ਸ਼ਕਲ ਨੂੰ ਇੱਕ ਕਤਾਈ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਕੇਰ ਘੋਲ ਦੇ ਨਾਲ ਲਗਭਗ 1 ਸੈਂਟੀਮੀਟਰ ਦੇ ਘੇਰੇ ਦੇ ਨਾਲ ਲਗਾਇਆ ਜਾ ਸਕਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਲਈ ਅਸੀਂ ਧਰਤੀ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਪੁਲਾੜ ਦੇ ਕੁਝ ਖਿੱਚਣ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਰਾਂਗੇ. 2008 ਵਿਚ ਗ੍ਰੈਵਿਟੀ ਬੀ ਪੜਤਾਲ ਨੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਦੀ ਗੰਭੀਰਤਾ ਨੂੰ ਮਾਪਿਆ ਸੀ ਅਤੇ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕੀਤੀ ਸੀ ਕਿ ਫਰੇਮ ਡਰੈਗਿੰਗ ਪ੍ਰਭਾਵ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕੀਤੀ ਗਈ ਸੀ ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਨਤੀਜੇ ਆਮ ਰਿਲੇਟੀਵਿਟੀ ਦੇ ਅਨੁਕੂਲ ਸਨ. ਧਰਤੀ ਦੇ ਦੁਆਲੇ ਖਿੱਚਣ ਵਾਲਾ ਫਰੇਮ ਸ਼ਾਨਦਾਰ ਤੌਰ ਤੇ ਛੋਟਾ ਹੈ ਅਤੇ ਗ੍ਰੈਵਿਟੀ ਬੀ ਪੜਤਾਲ ਆਪਣੀ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਦੀ ਸੀਮਾ ਤੇ ਸਹੀ ਕੰਮ ਕਰ ਰਹੀ ਸੀ. ਇਹ ਜਾਈਰੋਸਕੋਪ ਨੂੰ ਹਰ ਸਾਲ 0.00001 ਡਿਗਰੀ ਦੇ ਕੇ ਆਪਣੇ ਸਪਿਨ ਤੋਂ ਭਟਕਾਉਂਦਾ ਹੈ.


ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਆਇਨਸਟਾਈਨ ਦੇ ਸਮੀਕਰਣਾਂ ਦੇ ਹੱਲ ਹਨ, ਆਇਨਸਟਾਈਨ ਦੀ ਰਿਲੇਟੀਵਿਟੀ ਦੇ ਬੁਨਿਆਦੀ ਸਮੀਕਰਣ, ਜੋ ਕਿ ਸਪੇਸ-ਵਕਰ ਨੂੰ ਪਦਾਰਥ ਅਤੇ ofਰਜਾ ਦੇ ਘਣਤਾ ਨਾਲ ਜੋੜਦੇ ਹਨ. ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਸਲਿ .ਸ਼ਨ ਰੱਦ ਹੋ ਜਾਂਦੇ ਹਨ, ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਸਪੇਸ-ਟਾਈਮ ਦੇ ਇਕ ਬਿੰਦੂ ਨੂੰ ਇਕਵਚਨ ਹੋਣ ਦਿੰਦੇ ਹੋ ('ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦਾ ਕੇਂਦਰ'). ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਹ ਮੰਨ ਲੈਂਦੇ ਹੋ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਥਿਰ ਹੈ, ਤਾਂ ਤੁਹਾਨੂੰ ਤਿੰਨ ਹੱਲ ਮਿਲਦੇ ਹਨ:

  1. ਸਕਵਾਰਜ਼ਚਾਈਲਡ ਘੋਲ, ਇਹ ਇਕ ਗੈਰ-ਘੁੰਮਣ-ਰਹਿਤ ਗੈਰ-ਚਾਰਜਡ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਹੈ, ਜੋ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਇਸ ਦੇ ਪੁੰਜ ਐਮ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ;
  2. ਕੇਰ ਘੋਲ, ਇਹ ਇੱਕ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਗੈਰ-ਚਾਰਜਡ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਹੈ, ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਇਸਦੇ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਸਪਿਨ ਦੁਆਰਾ ਦਰਸਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ (ਇਹ ਕਿੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ);
  3. ਕੇਰ-ਨਿmanਮਨ ਘੋਲ, ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਚਾਰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦਾ ਵਰਣਨ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਦੇ ਪੁੰਜ, ਸਪਿਨ ਅਤੇ ਚਾਰਜ ਦੁਆਰਾ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਬਿਆਨ ਕੀਤਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਬਾਰੇ ਸੋਚਣਾ ਇਕ ਉਚਿਤ ਵਿਆਖਿਆ ਹੈ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਇਕ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਇਕਾਂਤ ਦੇ ਨਾਲ ਇਕ ਰੱਦ ਹੋਣਾ ਹੈ ਜਿਸ ਵਿਚ ਸਾਰੇ ਪੁੰਜ, ਗਤੀ ਅਤੇ ਚਾਰਜ ਲਗਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨ. ਇਸ ਅਰਥ ਵਿਚ, ਇਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਖਾਲੀ ਹੈ, ਸਿਵਾਏ ਖੇਤਰ ਨੂੰ ਛੱਡ ਕੇ ਸਪੇਸ-ਟਾਈਮ ਫਰੇਮਵਰਕ (ਅਤੇ ਇਹ ਆਇਨਸਟਾਈਨ ਸਮੀਕਰਣਾਂ ਦੇ ਅਧੀਨ ਨਹੀਂ ਹੈ). ਇਸ ਲਈ ਇਹ ਸੋਚਣਾ ਸਹੀ ਹੈ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਿਰਫ ਸਪੇਸ-ਟਾਈਮ ਦਾ ਵਿਗਾੜਿਆ ਖੇਤਰ ਹਨ. ਸਪੇਸ-ਟਾਈਮ ਨੂੰ ਵਿਗਾੜਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਤਾਂ ਕਿ ਅਨੰਤ ਤੋਂ ਜਾਣਾ (ਜਿੱਥੇ ਕੋਈ ਪੁੰਜ ਅਤੇ ਕੋਈ ਸਪਿਨ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ) ਤੁਸੀਂ ਨਿਰੰਤਰਤਾ ਵਿੱਚ ਪਹੁੰਚ ਸਕਦੇ ਹੋ. ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਘੁੰਮਦੇ ਹੋਏ ਬਲੈਕ ਹੋਲ 'ਤੇ ਪੈ ਜਾਂਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਇਕ ਵਾਰ ਇਕੱਲੇ ਹੋ ਜਾਣ' ਤੇ ਇਕੋ ਜਿਹੇ ਸਪਿਨ ਨਾਲ ਖਤਮ ਹੋ ਜਾਵੋਗੇ, (ਲਗਭਗ) ਇਸ ਗੱਲ ਦੀ ਪਰਵਾਹ ਕੀਤੇ ਬਿਨਾਂ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਸ਼ੁਰੂਆਤ ਵਿਚ ਕਿੰਨੀ ਸਪਿਨ ਕੀਤੀ ਸੀ.

ਸ਼ਵਾਰਜ਼ਸ਼ਾਈਲਡ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਇਕ ਵਾਰ ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ 'ਹੋਰੀਜੋਨ' ਨੂੰ ਪਾਰ ਕਰਦੇ ਹੋ ਤਾਂ ਤੁਹਾਨੂੰ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਆਉਣ ਲਈ ਮਜਬੂਰ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਇਸ ਗੱਲ ਦੀ ਪਰਵਾਹ ਕੀਤੇ ਬਿਨਾਂ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਕਿੰਨੀ ਪ੍ਰਵੇਗ ਪੈਦਾ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹੋ. ਕੇਰ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਵਿਚ ਇਕੋ ਜਿਹਾ ਦੂਰੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਨਾਲ ਹੀ ਇਕ ਅਖੌਤੀ 'ਏਰਗੋਸਫੀਅਰ' ਵੀ ਹੈ. ਇਹ 'ਗੋਲਾ' ਸਪੇਸ ਦਾ ਇੱਕ ਖੇਤਰ ਹੈ ਜਿੱਥੇ ਰੋਸ਼ਨੀ ਸਮੇਤ ਹਰ ਚੀਜ਼ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਸਪਿਨ ਦੀ ਦਿਸ਼ਾ ਵਿੱਚ ਘੁੰਮਣ ਲਈ ਮਜ਼ਬੂਰ ਹੈ.

ਧਰਤੀ ਦੇ ਮਾਮਲੇ ਵਿਚ, ਤੁਸੀਂ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਧਰਤੀ ਦੇ ਅਨੁਮਾਨ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਸਿੱਧੇ ਕੇਰ ਹੱਲ ਨਹੀਂ ਵਰਤ ਸਕਦੇ (ਜਿਵੇਂ ਪਹਿਲਾਂ ਕਿਹਾ ਗਿਆ ਹੈ, ਇਹ ਸਮੀਕਰਣਾਂ ਦਾ ਹੱਲ ਹੈ ਰੱਦ) ਤੁਹਾਡੇ ਕੋਲ ਕਿੰਨੀ ਖਿੱਚ ਹੋਵੇਗੀ, ਪਰ ਇਹ ਤੁਹਾਨੂੰ ਸਹੀ ਵਿਚਾਰ ਦਿੰਦਾ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ @ ਜੇਮਜ਼ ਕੇ.


ਇਹੀ ਕਾਰਨ ਹੈ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਲਗਭਗ ਚਾਨਣ ਦੀ ਗਤੀ ਤੋਂ ਸਪਿਨ ਹੋਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ

ਇੱਕ ਸਰਗਰਮ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦਾ ਇੱਕ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟਾਂਤ, ਉਹ ਇੱਕ ਜੋ ਮਾਮਲੇ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਇੱਕ ਹਿੱਸੇ ਨੂੰ ਵਧਾਉਂਦਾ ਹੈ. [+] ਦੋ ਸਿੱਧੇ ਜੈੱਟਾਂ ਵਿੱਚ ਬਾਹਰ ਵੱਲ. ਇਸ ਤਰਾਂ ਦੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਲੰਘਣ ਵਾਲੀ ਆਮ ਗੱਲ ਇਹ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਕਵਾਸਰ ਬਹੁਤ ਵਧੀਆ workੰਗ ਨਾਲ ਕਿਵੇਂ ਕੰਮ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਸਾਰੇ ਜਾਣੇ ਜਾਂਦੇ, ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਮਾਪੇ ਗਏ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਵਿੱਚ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਘੁੰਮਣ ਦੀਆਂ ਦਰਾਂ ਹਨ, ਅਤੇ ਸਾਰੇ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਨਿਯਮ ਪਰ ਇਹ ਯਕੀਨੀ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਹ ਲਾਜ਼ਮੀ ਹੈ.

ਉਥੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ 'ਤੇ ਇਕ ਨਜ਼ਰ ਮਾਰੋ, ਅਤੇ ਜਦੋਂ ਤਾਰੇ ਤੁਹਾਨੂੰ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੇਵੇਗਾ ਜੋ ਤੁਸੀਂ ਪਹਿਲਾਂ ਵੇਖੋਗੇ, ਇਕ ਡੂੰਘੀ ਦਿੱਖ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਉਥੇ ਹੋਰ ਵੀ ਬਹੁਤ ਕੁਝ ਹੈ. ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ, ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਤਾਰੇ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਸੁਭਾਅ ਦੇ ਅਨੁਸਾਰ, ਸਭ ਤੋਂ ਛੋਟੀਆਂ ਉਮਰ ਵਾਲੀਆਂ ਹਨ, ਕਿਉਂਕਿ ਉਹ ਆਪਣੇ ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਸਾਥੀਆਂ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਆਪਣੇ ਬਾਲਣ ਦੁਆਰਾ ਸਾੜਦੀਆਂ ਹਨ. ਇੱਕ ਵਾਰ ਜਦੋਂ ਉਹ ਆਪਣੀਆਂ ਸੀਮਾਵਾਂ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਤੱਤਾਂ ਨੂੰ ਹੋਰ ਨਹੀਂ ਮਿਲਾ ਸਕਦੇ, ਉਹ ਆਪਣੀ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਦੇ ਅੰਤ ਤੇ ਪਹੁੰਚ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਵਧੀਆ ਲਾਸ਼ ਬਣ ਜਾਂਦੇ ਹਨ.

ਪਰ ਇਹ ਲਾਸ਼ਾਂ ਕਈ ਕਿਸਮਾਂ ਵਿਚ ਆਉਂਦੀਆਂ ਹਨ: ਸਭ ਤੋਂ ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ (ਜਿਵੇਂ, ਸੂਰਜ ਵਰਗੇ) ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ, ਅਗਲੇ ਪੱਧਰਾਂ ਲਈ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ ਅਤੇ ਸਭ ਦੇ ਬਹੁਤ ਵੱਡੇ ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ ਬਲੈਕ ਹੋਲ. ਜਦੋਂ ਕਿ ਜ਼ਿਆਦਾਤਰ ਤਾਰੇ ਆਪਣੇ ਆਪ ਮੁਕਾਬਲਤਨ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਘੁੰਮ ਸਕਦੇ ਹਨ, ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਲਗਭਗ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੀ ਗਤੀ ਤੇ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਪ੍ਰਤੀਕੂਲ ਲੱਗ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਭੌਤਿਕ ਵਿਗਿਆਨ ਦੇ ਨਿਯਮਾਂ ਦੇ ਤਹਿਤ, ਇਹ ਕੋਈ ਹੋਰ couldn'tੰਗ ਨਹੀਂ ਹੋ ਸਕਦਾ. ਇੱਥੇ ਹੈ.

ਸੂਰਜ ਦੀ ਰੌਸ਼ਨੀ ਪਰਮਾਣੂ ਫਿusionਜ਼ਨ ਕਾਰਨ ਹੈ, ਜੋ ਮੁੱਖ ਤੌਰ ਤੇ ਹਾਈਡ੍ਰੋਜਨ ਨੂੰ ਹੀਲੀਅਮ ਵਿੱਚ ਬਦਲਦੀ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਅਸੀਂ. [+] ਸੂਰਜ ਦੀ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਦਰ ਨੂੰ ਮਾਪੋ, ਅਸੀਂ ਇਹ ਪਾਇਆ ਹੈ ਕਿ ਇਹ ਪੂਰੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਵਿੱਚ ਸਭ ਤੋਂ ਹੌਲੀ ਰੋਟੇਟਰਾਂ ਵਿੱਚੋਂ ਇੱਕ ਹੈ, ਇੱਕ ਅੰਸ਼-ਗੋਸ਼ਤ 'ਤੇ ਨਿਰਭਰ ਕਰਦਿਆਂ, ਇੱਕ 360 ਡਿਗਰੀ ਘੁੰਮਾਉਣ ਵਿੱਚ 25 ਤੋਂ 33 ਦਿਨਾਂ ਦਾ ਸਮਾਂ ਲਗਦਾ ਹੈ.

ਨਾਸਾ / ਸੋਲਰ ਡਾਇਨਾਮਿਕਸ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ

ਸਾਡੇ ਆਪਣੇ ਸੌਰਮੰਡਲ ਵਿਚਲੇ ਉਹਨਾਂ ਅਤਿ ਆਬਜੈਕਟਾਂ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਨੇੜਲਾ ਐਨਾਲਾਗ ਹੈ ਸੂਰਜ ਹੈ. ਹੋਰ 7 ਅਰਬ ਸਾਲਾਂ ਵਿੱਚ, ਲਾਲ ਅਲੋਕ ਬਣਨ ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਕੋਰ ਵਿੱਚ ਹੀਲੀਅਮ ਨੂੰ ਜਲਾਉਣ ਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਇਹ ਆਪਣੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਉਡਾ ਕੇ ਆਪਣੀ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਦਾ ਅੰਤ ਕਰ ਦੇਵੇਗਾ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਇਸਦੇ ਕੋਰ ਇਕਰਾਰ ਰਹਿ ਗਏ ਇੱਕ ਅਵਿਸ਼ਵਾਸੀ ਬਚੇ ਹਨ.

ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਇਕ ਗ੍ਰਹਿ ਗ੍ਰਹਿਣਹਾਰ ਵਜੋਂ ਜਾਣੀਆਂ ਜਾਣ ਵਾਲੀਆਂ ਨਜ਼ਰਾਂ ਦਾ ਰੂਪ ਧਾਰਨ ਕਰਨਗੀਆਂ, ਜਿਹੜੀ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਸਾਲਾਂ ਤੋਂ ਉਸ ਸਮੱਗਰੀ ਨੂੰ ਇੰਟਰਸੈਲਰ ਮਾਧਿਅਮ ਵਿਚ ਵਾਪਸ ਭੇਜਣ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਸਾਲਾਂ ਲਈ ਚਮਕਦਾਰ ਰਹੇਗੀ, ਜਿਥੇ ਉਹ ਤਾਰਾ ਬਣਨ ਦੀਆਂ ਆਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਪੀੜ੍ਹੀਆਂ ਵਿਚ ਹਿੱਸਾ ਲੈਣਗੀਆਂ. ਪਰ ਅੰਦਰੂਨੀ ਕੋਰ, ਵੱਡੇ ਪੱਧਰ ਤੇ ਕਾਰਬਨ ਅਤੇ ਆਕਸੀਜਨ ਨਾਲ ਬਣਿਆ, ਜਿੰਨਾ ਸੰਭਵ ਹੋ ਸਕੇ, ਹੇਠਾਂ ਆ ਜਾਵੇਗਾ. ਅਖੀਰ ਵਿੱਚ, ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ collapseਹਿਣ ਨੂੰ ਸਿਰਫ ਉਹਨਾਂ ਕਣਾਂ- ਪਰਮਾਣੂਆਂ, ਆਯੋਜਨਾਂ ਅਤੇ ਇਲੈਕਟ੍ਰੌਨਸ ਦੁਆਰਾ ਹੀ ਰੋਕਿਆ ਜਾਏਗਾ - ਜੋ ਕਿ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਬਣੇ ਹੋਏ ਹੋਣਗੇ.

ਜਦੋਂ ਸਾਡਾ ਸੂਰਜ ਬਾਲਣ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲਦਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਇਹ ਲਾਲ ਰੰਗ ਦਾ ਦੈਂਤ ਬਣ ਜਾਵੇਗਾ, ਜਿਸ ਦੇ ਬਾਅਦ ਗ੍ਰਹਿ ਦੀ ਇਕ ਨੀਬੂਲਾ ਦੇ ਨਾਲ. [+] ਚਿੱਟੇ ਮੱਧ ਵਿਚ. ਕੈਟਜ਼ ਆਈ ਨੇਬੂਲਰ ਇਸ ਸੰਭਾਵੀ ਕਿਸਮਤ ਦੀ ਇਕ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀ ਦਰਸ਼ਕ ਸ਼ਾਨਦਾਰ ਉਦਾਹਰਣ ਹੈ, ਇਸ ਖਾਸ ਦੇ ਇਕ ਪੇਚੀਦਾ, ਲੇਅਰਡ, ਅਸਮਿਤ੍ਰਿਕ ਸ਼ਕਲ ਦੇ ਨਾਲ ਜੋ ਕਿ ਇਕ ਬਾਈਨਰੀ ਸਾਥੀ ਦਾ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦਾ ਹੈ. ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ, ਇਕ ਛੋਟਾ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਗਰਮ ਹੋਣ ਦੇ ਨਾਲ ਹੀ ਗਰਮ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਕੈਲਵਿਨ ਦੇ ਹਜ਼ਾਰਾਂ ਤਾਪਮਾਨ ਤੇ ਪਹੁੰਚਦਾ ਹੈ ਜੋ ਲਾਲ ਦੈਂਤ ਨਾਲੋਂ ਵਧੇਰੇ ਗਰਮ ਹੈ.

ਨਾਸਾ, ਈਐਸਏ, ਐਚਆਈਆਈਸੀ, ਅਤੇ ਹੱਬਲ ਹੈਰੀਟੇਜ ਟੀਮ (ਐਸਟੀਐਸਸੀਆਈ / ਏਯੂਆਰਏ) ਪ੍ਰਵਾਨਗੀ: ਆਰ. ਕਰੋਰਡੀ (ਆਈਜ਼ੈਕ ਨਿtonਟਨ ਸਮੂਹ ਆਫ਼ ਟੇਲੀਸਕੋਪਜ਼, ਸਪੇਨ) ਅਤੇ ਜ਼ੇ. ਤਸਵੇਤੋਨਵ (ਨਾਸਾ)

ਜਿੰਨਾ ਚਿਰ ਤੁਸੀਂ ਇਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਪੁੰਜ ਦੀ ਹੱਦ ਨੂੰ ਪਾਰ ਨਹੀਂ ਕਰਦੇ, ਉਹ ਕਣ ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੇ collapseਹਿਣ ਦੇ ਵਿਰੁੱਧ ਸਜੀਵ ਬਕੀਏ ਨੂੰ ਸੰਭਾਲਣ ਲਈ ਕਾਫ਼ੀ ਹੋਣਗੇ, ਇਕ ਪਤਿਤ ਅਵਸਥਾ ਨੂੰ ਬਣਾਏਗਾ ਜਿਸ ਨੂੰ ਇਕ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਵਜੋਂ ਜਾਣਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਦੇ ਆਪਣੇ ਮੂਲ ਤਾਰੇ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦਾ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹਿੱਸੇ ਵਾਲਾ ਹਿੱਸਾ ਹੋਵੇਗਾ, ਪਰੰਤੂ ਇਸ ਦੇ ਇਕ ਛੋਟੇ ਜਿਹੇ ਹਿੱਸੇ ਵਿਚ ਘੁੰਮਣਗੇ: ਲਗਭਗ ਧਰਤੀ ਦਾ ਆਕਾਰ.

ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਹੁਣ ਇਸ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਕੀ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਦਾ ਵਰਣਨ ਕਰਨ ਲਈ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਸਧਾਰਣ ਵਿਕਾਸ ਬਾਰੇ ਕਾਫ਼ੀ ਜਾਣਦੇ ਹਨ. ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਵਰਗੇ ਤਾਰੇ ਲਈ, ਇਸਦੇ ਲਗਭਗ 60% ਪੁੰਜ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਵਿੱਚ ਬਾਹਰ ਕੱ .ੇ ਜਾਣਗੇ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਬਾਕੀ 40% ਕੋਰ ਵਿੱਚ ਬਣੇ ਹੋਏ ਹਨ. ਹੋਰ ਵੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਤਾਰਿਆਂ ਲਈ, ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਲਗਭਗ 7 ਜਾਂ 8 ਗੁਣਾ ਤੱਕ, ਪੁੰਜ ਦਾ ਹਿੱਸਾ ਥੋੜ੍ਹਾ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਉੱਚੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਅੰਤ ਲਈ ਲਗਭਗ 18% ਦੇ ਹੇਠਾਂ. ਧਰਤੀ ਦੇ ਅਸਮਾਨ ਦਾ ਸਭ ਤੋਂ ਚਮਕਦਾਰ ਤਾਰਾ, ਸੀਰੀਅਸ, ਦਾ ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਸਾਥੀ ਹੈ, ਹੇਠਾਂ ਹੱਬਲ ਚਿੱਤਰ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਈ ਦਿੰਦਾ ਹੈ.

ਸੀਰੀਅਸ ਏ ਅਤੇ ਬੀ, ਇਕ ਸਧਾਰਣ (ਸੂਰਜ ਵਰਗਾ) ਤਾਰਾ ਅਤੇ ਇੱਕ ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਤਾਰਾ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਹੱਬਲ ਸਪੇਸ ਦੁਆਰਾ ਚਿੱਤਰਿਆ ਗਿਆ ਹੈ. [+] ਦੂਰਬੀਨ. ਭਾਵੇਂ ਕਿ ਚਿੱਟਾ ਬੱਤਾ ਪੁੰਜ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੈ, ਇਸਦਾ ਛੋਟਾ, ਧਰਤੀ ਵਰਗਾ ਆਕਾਰ ਇਸ ਤੋਂ ਬਚਣ ਦਾ ਵੇਗ ਕਈ ਗੁਣਾ ਵੱਡਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ, ਇਸ ਦੀ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਦਰ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਤੀ ਨਾਲੋਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਹੋਵੇਗੀ, ਜੋ ਕਿ ਇਸ ਦੇ ਗਰਮ ਦਿਨ ਵਿਚ ਵਾਪਸ ਆਈ ਸੀ ਜਦੋਂ ਇਹ ਇਕ ਪੂਰਾ-ਪੂਰਾ ਤਾਰਾ ਸੀ.

ਨਾਸਾ, ਈਐਸਏ, ਐਚ. ਬਾਂਡ (ਐਸਟੀਐਸਸੀਆਈ), ਅਤੇ ਐਮ ਬਾਰਸਟੋ (ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਆਫ ਲੈਸਟਰ)

ਸਿਰੀਅਸ ਏ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ ਥੋੜਾ ਵਧੇਰੇ ਚਮਕਦਾਰ ਅਤੇ ਵਧੇਰੇ ਵਿਸ਼ਾਲ ਹੈ, ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਕਰਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਸੀਰੀਅਸ ਬੀ ਇਕ ਵਾਰ ਇਕ ਅਜਿਹੀ ਹੀ ਕਹਾਣੀ ਸੁਣਾਉਂਦਾ ਸੀ, ਪਰ ਇਹ ਬਹੁਤ ਸਮੇਂ ਪਹਿਲਾਂ ਈਂਧਣ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਆ ਗਿਆ ਸੀ. ਅੱਜ, ਸਿਰੀਅਸ ਏ, ਉਸ ਪ੍ਰਣਾਲੀ ਤੇ ਹਾਵੀ ਹੈ, ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਦੁਗਣੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਨਾਲ, ਜਦੋਂ ਕਿ ਸੀਰੀਅਸ ਬੀ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਲਗਭਗ ਬਰਾਬਰ ਹੈ.

ਹਾਲਾਂਕਿ, ਨਬਦੀ ਨਾਲ ਹੋਣ ਵਾਲੀਆਂ ਚਿੱਟੇ ਬੌਹਰਿਆਂ ਦੇ ਵਿਚਾਰਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੇ, ਅਸੀਂ ਇੱਕ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਸਬਕ ਸਿੱਖਿਆ ਹੈ. ਪੂਰੀ ਘੁੰਮਣ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰਨ ਲਈ ਲਗਭਗ ਇਕ ਮਹੀਨੇ ਕਈ ਦਿਨ ਜਾਂ ਇਥੋਂ ਤਕ ਕਿ (ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੀ ਤਰ੍ਹਾਂ) ਲੈਣ ਦੀ ਬਜਾਏ, ਆਮ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਵਾਂਗ, ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਇੱਕ ਘੰਟੇ ਵਿਚ ਥੋੜੇ ਜਿਹੇ ਵਿਚ ਇਕ ਪੂਰਾ 360 ° ਘੁੰਮਾਉਣ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਅਜੀਬ ਜਿਹਾ ਲੱਗ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਕਦੇ ਕਿਸੇ ਚਿੱਤਰ ਸਕੇਟਿੰਗ ਦੀ ਰੁਟੀਨ ਵੇਖੀ ਹੈ, ਉਹੀ ਸਿਧਾਂਤ ਜੋ ਇੱਕ ਕਤਾਈ ਸਕੈਟਰ ਦੀ ਵਿਆਖਿਆ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਬਾਹਾਂ ਨੂੰ ਖਿੱਚਦਾ ਹੈ ਚਿੱਟੇ ਬੱਤੀ ਦੀ ਘੁੰਮਦੀ ਗਤੀ ਬਾਰੇ ਦੱਸਦਾ ਹੈ: ਐਂਗੁਲਰ ਰਫਤਾਰ ਦੀ ਸੰਭਾਲ ਦਾ ਕਾਨੂੰਨ.

ਜਦੋਂ ਯੂਕੋ ਕਾਵਾਗੁਤੀ ਵਰਗਾ ਚਿੱਤਰ ਚਿੱਤਰਕਾਰ (2010 ਦੇ ਰੂਸ ਦੇ ਕੱਪ ਤੋਂ ਇੱਥੇ ਚਿੱਤਰਿਆ ਗਿਆ) ਉਸਦੇ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ. [+] ਉਸਦੇ ਸਰੀਰ ਤੋਂ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਅੰਗ, ਉਸ ਦੀ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਤੀ (ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਕੋਣੀ ਵੇਗ ਦੁਆਰਾ ਮਾਪੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਜਾਂ ਪ੍ਰਤੀ ਮਿੰਟ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਿਣਤੀ) ਉਸ ਸਮੇਂ ਨਾਲੋਂ ਘੱਟ ਹੁੰਦੀ ਹੈ ਜਦੋਂ ਉਹ ਆਪਣੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਘੁੰਮਦੀ ਹੋਈ ਆਪਣੇ ਧੁਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਖਿੱਚਦੀ ਹੈ. ਐਂਗੁਲਰ ਰਫਤਾਰ ਦੀ ਸੰਭਾਲ ਇਹ ਸੁਨਿਸ਼ਚਿਤ ਕਰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਜਦੋਂ ਉਹ ਆਪਣੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਕੇਂਦਰੀ ਧੁਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਖਿੱਚਦੀ ਹੈ, ਤਾਂ ਉਸਦਾ ਕੋਣੀ ਵੇਗ ਮੁਆਵਜ਼ਾ ਦੇਣ ਲਈ ਤੇਜ਼ ਹੋ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਡੀਅਰਸਟੌਪ / ਵਿਕੀਮੀਡੀਆ ਕਾਮਨਜ਼

ਤਾਂ ਕੀ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਵਰਗੇ ਤਾਰੇ ਨੂੰ ਲੈ ਕੇ ਜਾਂਦੇ ਹੋ - ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ, ਖੰਡ ਅਤੇ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਤੀ ਦੇ ਨਾਲ - ਅਤੇ ਇਸ ਨੂੰ ਧਰਤੀ ਦੇ ਆਕਾਰ ਨੂੰ ਹੇਠਾਂ ਦਬਾਓ?

ਇਸ 'ਤੇ ਵਿਸ਼ਵਾਸ ਕਰੋ ਜਾਂ ਨਹੀਂ, ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਹ ਧਾਰਣਾ ਬਣਾਉਂਦੇ ਹੋ ਕਿ ਐਂਗੁਲਰ ਰਫਤਾਰ ਸੁਰੱਖਿਅਤ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਕਿ ਸੂਰਜ ਅਤੇ ਸੂਰਜ ਦਾ ਸੰਕੁਚਿਤ ਸੰਸਕਰਣ ਦੋਵੇਂ ਖੇਤਰ ਦੇ ਖੇਤਰ ਹਨ, ਤਾਂ ਇਹ ਸਿਰਫ ਇਕ ਸੰਭਾਵਤ ਉੱਤਰ ਨਾਲ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਘੁਲਣਸ਼ੀਲ ਸਮੱਸਿਆ ਹੈ. ਜੇ ਅਸੀਂ ਕੰਜ਼ਰਵੇਟਿਵ ਹੁੰਦੇ ਹਾਂ, ਅਤੇ ਮੰਨ ਲਓ ਕਿ ਸੂਰਜ ਦੀ ਸਮੁੱਚੀ ਪੂਰਨਤਾ ਹਰ once 33 ਦਿਨਾਂ ਵਿਚ ਇਕ ਵਾਰ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ (ਇਕ ਲੰਮਾ ਸਮਾਂ ਸੂਰਜ ਦੇ ਫੋਟੋਸਪੇਅਰ ਦੇ ਇਕ ਹਿੱਸੇ ਨੂੰ ਇਕ ° 360° ° ਘੁੰਮਣ ਵਿਚ ਲੈਂਦਾ ਹੈ) ਅਤੇ ਇਹ ਕਿ ਸਿਰਫ ਅੰਦਰੂਨੀ inner 40% ਸੂਰਜ ਇਕ ਬਣ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ, ਤੁਹਾਨੂੰ ਇੱਕ ਉੱਤਰ ਮਿਲਿਆ: ਸੂਰਜ, ਇੱਕ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ, ਸਿਰਫ 25 ਮਿੰਟਾਂ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਚੱਕਰ ਘੁੰਮਾਏਗਾ.

ਜਦੋਂ ਹੇਠਲੇ ਪੁੰਜ, ਸੂਰਜ ਵਰਗੇ ਤਾਰੇ ਬਾਲਣ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਉਹ ਗ੍ਰਹਿ ਦੇ ਅੰਦਰ ਆਪਣੀਆਂ ਬਾਹਰੀ ਪਰਤਾਂ ਨੂੰ ਉਡਾ ਦਿੰਦੇ ਹਨ. [+] ਨੀਬੂਲਾ, ਪਰ ਕੇਂਦਰ ਇਕ ਚਿੱਟਾ ਬਾਂਦਰ ਬਣਨ ਲਈ ਇਕਰਾਰਨਾਮਾ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਹਨੇਰੇ ਵਿਚ ਫੈਲਣ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਲੰਮਾ ਸਮਾਂ ਲੱਗਦਾ ਹੈ. ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦਾ ਜੋ ਗ੍ਰਹਿ-ਗ੍ਰਹਿਣ ਹੋਵੇਗਾ, ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਅਲੋਪ ਹੋ ਜਾਣਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ, ਲਗਭਗ 9.5 ਬਿਲੀਅਨ ਸਾਲਾਂ ਬਾਅਦ, ਸਿਰਫ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਅਤੇ ਸਾਡੇ ਬਚੇ ਗ੍ਰਹਿ ਬਾਕੀ ਹਨ. ਕਈ ਵਾਰੀ ਵਸਤੂਆਂ ਨੂੰ ਕੱਟ ਕੇ ਤੋੜ ਦਿੱਤਾ ਜਾਵੇਗਾ, ਧੂੜ ਦੀਆਂ ਅੰਗੂਣੀਆਂ ਜੋ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜੀ ਪ੍ਰਣਾਲ ਦੇ ਬਚੇ ਰਹਿਣ ਲਈ ਜੋੜਦੀਆਂ ਹਨ, ਪਰ ਉਹ ਅਸਥਾਈ ਹੋਣਗੀਆਂ. ਚਿੱਟਾ ਬੌਣਾ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਜ਼ਿਆਦਾ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ.

ਮਾਰਕ ਗਾਰਲਿਕ / ਵਰਵਿਕ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ

ਉਸ ਸਾਰੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਉੱਤਮ ਬਕੀਏ ਦੇ ਧੁਰੇ ਦੇ ਨੇੜੇ ਲਿਆਉਣ ਨਾਲ, ਅਸੀਂ ਇਹ ਸੁਨਿਸ਼ਚਿਤ ਕਰਦੇ ਹਾਂ ਕਿ ਇਸ ਦੀ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਗਤੀ ਜ਼ਰੂਰ ਵੱਧਣੀ ਚਾਹੀਦੀ ਹੈ. ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ, ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਕਾਈ ਦੇ ਘੇਰੇ ਨੂੰ ਘੁੰਮਦੇ ਹੋਏ ਅੱਧ ਕਰ ਦਿੰਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਇਸ ਦੀ ਘੁੰਮਦੀ ਗਤੀ ਚਾਰ ਦੇ ਇਕ ਗੁਣਕ ਨਾਲ ਵਧ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਵਿਚਾਰਦੇ ਹੋ ਕਿ ਸੂਰਜ ਦੇ ਵਿਆਸ ਨੂੰ ਪਾਰ ਕਰਨ ਲਈ ਲਗਭਗ 109 ਅਰਥ ਲੱਗਦੇ ਹਨ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਆਪਣੇ ਆਪ ਲਈ ਉਹੀ ਜਵਾਬ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹੋ.

ਹੈਰਾਨੀ ਦੀ ਗੱਲ ਹੈ, ਤਾਂ ਫਿਰ, ਤੁਸੀਂ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਸਿਤਾਰਿਆਂ ਜਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਬਾਰੇ ਪੁੱਛਣਾ ਸ਼ੁਰੂ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹੋ: ਹੋਰ ਵੀ ਅਤਿ ਆਬਜੈਕਟ. ਇਕ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਆਮ ਤੌਰ 'ਤੇ ਇਕ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਵਿਸ਼ਾਲ ਸਿਤਾਰੇ ਦਾ ਉਤਪਾਦ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਸੁਪਰਨੋਵਾ ਵਿਚ ਆਪਣੀ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਨੂੰ ਖਤਮ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਜਿੱਥੇ ਕਿ ਕੋਰ ਵਿਚਲੇ ਕਣ ਇੰਨੇ ਸੰਕੁਚਿਤ ਹੋ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਹ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਦੇ ਲਗਭਗ ਇਕਸਾਰ (90% ਜਾਂ ਵਧੇਰੇ) ਦੇ ਬਣੇ ਇਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਪਰਮਾਣੂ ਨਿ nucਕਲੀਅਸ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਵਿਵਹਾਰ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਨਿutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਤੋਂ ਦੋ ਗੁਣਾ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਪਰ ਲਗਭਗ 20 ਤੋਂ 40 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਦੇ ਪਾਰ. ਉਹ ਕਿਸੇ ਵੀ ਜਾਣੇ-ਪਛਾਣੇ ਤਾਰੇ ਜਾਂ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਵੱਧ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ.

ਇਕ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚਲੇ ਪਦਾਰਥਾਂ ਦੇ ਸੰਘਣੇ ਸੰਗ੍ਰਹਿ ਵਿਚੋਂ ਇਕ ਹੈ, ਪਰ ਇਕ ਉਪਰਲਾ ਹਿੱਸਾ ਹੈ. [+] ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਪੁੰਜ ਲਈ ਸੀਮਿਤ. ਇਸ ਤੋਂ ਵੱਧ ਜਾਓ, ਅਤੇ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਹੋਰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਬਣਨ ਲਈ collapseਹਿ ਜਾਵੇਗਾ. ਸਭ ਤੋਂ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਸਪਿਨ ਕਰਨ ਵਾਲਾ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਜੋ ਅਸੀਂ ਲੱਭਿਆ ਹੈ ਉਹ ਇਕ ਪਲਸਰ ਹੈ ਜੋ ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ 766 ਵਾਰ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ: ਜੇ ਅਸੀਂ ਇਸਨੂੰ ਨਿ fasterਟ੍ਰੋਨ ਸਟਾਰ ਦੇ ਅਕਾਰ 'ਤੇ sedਹਿ ਜਾਂਦੇ ਹਾਂ ਤਾਂ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਤੋਂ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਚੱਕਰ ਕੱਟਦਾ ਹੈ.

ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਦੀ ਬਜਾਏ ਪੂਰੇ ਸੂਰਜ ਨੂੰ 40 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਵਿਆਸ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਦਬਾਉਣ ਦਾ ਵਿਚਾਰ ਪ੍ਰਯੋਗ ਕੀਤਾ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਇੱਕ ਚਿੱਟੇ ਬੌਨੇ ਤਾਰੇ ਨਾਲੋਂ ਕਿਤੇ ਵਧੇਰੇ, ਤੇਜ਼ ਰੋਟੇਸ਼ਨ ਰੇਟ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰੋਗੇ: ਲਗਭਗ 10 ਮਿਲੀ ਸਕਿੰਟ. ਉਹੀ ਸਿਧਾਂਤ ਜੋ ਅਸੀਂ ਇਕ ਚਿੱਤਰ ਸਕੈਟਰ 'ਤੇ ਲਾਗੂ ਕੀਤਾ ਹੈ, ਕੋਣੀ ਗਤੀ ਦੀ ਸੰਭਾਲ ਬਾਰੇ, ਸਾਨੂੰ ਇਸ ਸਿੱਟੇ' ਤੇ ਲੈ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ ਇਕ ਸਕਿੰਟ ਵਿਚ 100 ਤੋਂ ਵੱਧ ਪੂਰੀ ਘੁੰਮਣ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ.

ਵਾਸਤਵ ਵਿੱਚ, ਇਹ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਸਾਡੇ ਅਸਲ ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਦੇ ਨਾਲ ਹੈ. ਕੁਝ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਸਿਤਾਰੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਧਰਤੀ ਦੀ ਨਜ਼ਰ ਦੇ ਨਾਲ ਰੇਡੀਓ ਦਾਲਾਂ ਦਾ ਨਿਕਾਸ ਕਰਦੇ ਹਨ: ਪਲਸਰ. ਅਸੀਂ ਇਨ੍ਹਾਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਦੀ ਨਬਜ਼ ਦੀ ਮਿਆਦ ਨੂੰ ਮਾਪ ਸਕਦੇ ਹਾਂ, ਅਤੇ ਜਦੋਂ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚੋਂ ਕੁਝ ਇਕ ਚੱਕਰ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰਨ ਲਈ ਲਗਭਗ ਪੂਰਾ ਸਕਿੰਟ ਲੈਂਦਾ ਹੈ, ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚੋਂ ਕੁਝ 1.3 ਮਿਲੀਸਕਿੰਟ ਵਿਚ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ, ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ 766 ਰੋਟੇਸ਼ਨ-ਪ੍ਰਤੀ ਸਕਿੰਟ ਤਕ.

ਇੱਕ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰਾ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਅਤੇ ਸਮੁੱਚੇ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਵਿੱਚ ਘੱਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਪਰ ਇਹ ਬਹੁਤ ਗਰਮ ਹੁੰਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ ਇੱਕ ਲੰਮਾ ਸਮਾਂ ਲੈਂਦਾ ਹੈ. [+] ਠੰਡਾ ਹੋਣ ਲਈ. ਜੇ ਤੁਹਾਡੀਆਂ ਅੱਖਾਂ ਕਾਫ਼ੀ ਚੰਗੀਆਂ ਹੁੰਦੀਆਂ, ਤਾਂ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਨੂੰ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਅਜੌਕੇ ਯੁੱਗ ਦੇ ਕਈ ਗੁਣਾਂ ਸਮੇਂ ਲਈ ਚਮਕਦੇ ਵੇਖ ਸਕੋਗੇ. ਨਿutਟ੍ਰੋਨ ਤਾਰੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਤੋਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਦੇ ਰੇਡੀਓ ਹਿੱਸੇ ਵਿਚ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਕੱ eਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚੋਂ ਕੁਝ ਸਾਡੇ ਦ੍ਰਿਸ਼ਟੀਕੋਣ ਤੋਂ ਹਰੇਕ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਨਬਜ਼ ਪੇਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਸ ਨਾਲ ਸਾਨੂੰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਘੁੰਮਣ ਪੀਰੀਅਡ ਮਾਪਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੁੰਦੇ ਹਨ.

ਇਹ ਮਿਲੀਸਕਿੰਟ ਪਲਸਰ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਅੱਗੇ ਵਧ ਰਹੇ ਹਨ. ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਸਤਹਾਂ 'ਤੇ, ਉਹ ਘੁੰਮਣ ਦੀ ਦਰ ਸਾਕਾਰਤਮਕ ਗਤੀ ਦੇ ਨਾਲ ਮੇਲ ਖਾਂਦੀ ਹੈ: ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਆਬਜੈਕਟਾਂ ਲਈ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ 50% ਤੋਂ ਵੱਧ. ਪਰ ਨਿ neutਟ੍ਰੋਨ ਸਿਤਾਰੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿਚ ਸੰਘਣੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਨਹੀਂ ਹਨ ਜੋ ਸਨਮਾਨ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਨੂੰ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਸਾਰੇ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਲੈ ਕੇ ਇਸ ਨੂੰ ਇਕ ਖ਼ਾਸ ਜਗ੍ਹਾ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿਚ ਦਬਾ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਜਿਥੇ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਰਫਤਾਰ ਨਾਲ ਚਲ ਰਹੀ ਇਕ ਵਸਤੂ ਵੀ ਇਸ ਤੋਂ ਬਚ ਨਹੀਂ ਸਕਦੀ.

ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਸੂਰਜ ਨੂੰ ਸਿਰਫ 3 ਕਿਲੋਮੀਟਰ ਦੇ ਘੇਰੇ ਵਿਚ ਘਟਾਉਂਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਇਹ ਇਸਨੂੰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਬਣਾਉਣ ਲਈ ਮਜ਼ਬੂਰ ਕਰੇਗਾ. ਅਤੇ ਫਿਰ ਵੀ, ਕੋਣਾਤਮਕ ਰਫ਼ਤਾਰ ਦੀ ਸੰਭਾਲ ਦਾ ਅਰਥ ਇਹ ਹੋਵੇਗਾ ਕਿ ਉਸ ਅੰਦਰੂਨੀ ਖੇਤਰ ਦਾ ਬਹੁਤ ਹਿੱਸਾ ਇੰਨੇ ਗੰਭੀਰ ਫਰੇਮ-ਡਰੈਗਿੰਗ ਦਾ ਅਨੁਭਵ ਕਰੇਗਾ ਕਿ ਸਪੇਸ ਖੁਦ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਸ਼ਵਾਰਜ਼ਸ਼ਾਈਲਡ ਰੇਡੀਅਸ ਦੇ ਬਾਹਰ ਵੀ, ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਦੇ ਨੇੜੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਖਿੱਚੀ ਜਾਵੇਗੀ. ਜਿੰਨਾ ਤੁਸੀਂ ਇਸ ਪੁੰਜ ਨੂੰ ਹੇਠਾਂ ਦਬਾਉਂਦੇ ਹੋ, ਓਨੀ ਹੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਸਪੇਸ ਦਾ ਫੈਬਰਿਕ ਆਪਣੇ ਵੱਲ ਖਿੱਚਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ.

ਜਦੋਂ ਇੱਕ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕਾਫ਼ੀ ਤਾਰਾ ਆਪਣੀ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਦਾ ਅੰਤ ਕਰ ਲੈਂਦਾ ਹੈ, ਜਾਂ ਦੋ ਵਿਸ਼ਾਲ ਕਾਫ਼ੀ ਵਧੀਆ ਤਾਰ ਬਾਕੀ ਰਹਿੰਦੇ ਹਨ, ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ. [+] ਇਸ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਵਾਲੀ ਇਕ ਘਟਨਾ ਦੀ ਦੂਰੀ ਦੇ ਨਾਲ ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਦੁਆਲੇ ਫੁੱਲਣ ਵਾਲੀ ਚੀਜ਼ ਦੀ ਇਕ੍ਰੀਕ ਡਿਸਕ ਬਣ ਸਕਦੀ ਹੈ. ਜਦੋਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ, ਘਟਨਾ ਦੇ ਦੂਰੀ ਦੇ ਬਾਹਰ ਅਤੇ ਅੰਦਰ ਦੋਵੇਂ ਥਾਂਵਾਂ ਵੀ ਘੁੰਮਦੀਆਂ ਹਨ: ਇਹ ਫਰੇਮ-ਡਰੈਗਿੰਗ ਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵ ਹੈ, ਜੋ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਲਈ ਭਾਰੀ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ.

ਈ ਐਸ ਏ / ਹਬਲ, ਈ ਐਸ ਓ, ਐਮ ਕੋਰਨਮੇਸਰ

ਯਥਾਰਥਵਾਦੀ ਤੌਰ ਤੇ, ਅਸੀਂ ਆਪਣੇ ਆਪ ਨੂੰ ਸਪੇਸ ਦੇ ਫਰੇਮ-ਡਰੈਗਿੰਗ ਨੂੰ ਮਾਪ ਨਹੀਂ ਸਕਦੇ. ਪਰ ਅਸੀਂ ਉਸ ਥਾਂ 'ਤੇ ਮੌਜੂਦ ਫਰੇਮ-ਡਰੈਗਿੰਗ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਨੂੰ ਮਾਪ ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਜੋ ਉਸ ਸਪੇਸ ਦੇ ਅੰਦਰ ਮੌਜੂਦ ਹਨ, ਅਤੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਲਈ, ਇਸਦਾ ਮਤਲਬ ਹੈ ਕਿ ਇਨ੍ਹਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋੱਲਾਂ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਏਕਰੀਨ ਡਿਸਕਸ ਅਤੇ ਏਕਰੀਨ ਪ੍ਰਵਾਹ. ਸ਼ਾਇਦ ਵਿਅੰਗਾਤਮਕ ਰੂਪ ਵਿੱਚ, ਸਭ ਤੋਂ ਛੋਟੇ ਪੁੰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲ, ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਵਿੱਚ ਸਭ ਤੋਂ ਛੋਟੀਆਂ ਘਟਨਾਵਾਂ ਦੀਆਂ ਦੂਰੀਆਂ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀਆਂ ਦੂਰੀਆਂ ਦੇ ਨੇੜੇ ਸਥਾਨਿਕ ਵਕਰ ਦੀ ਸਭ ਤੋਂ ਵੱਡੀ ਮਾਤਰਾ ਹੁੰਦੀ ਹੈ.

ਤੁਸੀਂ ਸੋਚ ਸਕਦੇ ਹੋ, ਇਸ ਲਈ, ਕਿ ਉਹ ਇਨ੍ਹਾਂ ਫਰੇਮ ਡਰੈਗਿੰਗ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਦੀ ਜਾਂਚ ਕਰਨ ਲਈ ਸਭ ਤੋਂ ਵਧੀਆ ਪ੍ਰਯੋਗਸ਼ਾਲਾਵਾਂ ਬਣਾਉਣਗੀਆਂ. ਪਰ ਕੁਦਰਤ ਨੇ ਸਾਨੂੰ ਉਸ ਮੋਰਚੇ 'ਤੇ ਹੈਰਾਨ ਕਰ ਦਿੱਤਾ: ਗਲੈਕਸੀ ਐਨਜੀਸੀ 1365 ਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ ਇਕ ਸੁਪਰਮਸਾਈਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੇ ਇਸ ਦੇ ਬਾਹਰ ਦੀ ਖੰਡ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਕੱ theੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਨੂੰ ਖੋਜਿਆ ਅਤੇ ਮਾਪਿਆ, ਇਸ ਦੀ ਗਤੀ ਨੂੰ ਜ਼ਾਹਰ ਕਰਦੇ ਹੋਏ. ਇੱਥੋਂ ਤੱਕ ਕਿ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵੱਡੀਆਂ ਦੂਰੀਆਂ ਤੇ ਵੀ, ਸਮੱਗਰੀ ਰੋਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਦੇ 84% ਤੇ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ. ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਜ਼ੋਰ ਦਿੰਦੇ ਹੋ ਕਿ ਐਂਗੁਲਰ ਰਫਤਾਰ ਨੂੰ ਸੁਰੱਖਿਅਤ ਰੱਖਿਆ ਜਾਵੇ, ਤਾਂ ਇਹ ਕਿਸੇ ਹੋਰ ਤਰੀਕੇ ਨਾਲ ਨਹੀਂ ਹੋ ਸਕਦਾ ਸੀ.

ਜਦੋਂ ਕਿ ਘੁੰਮਣ ਲਈ ਪੁਲਾੜੀ ਦੇ ਸਮੇਂ (ਬਾਹਰਲੇ) ਘਟਨਾ ਦੀ ਦੂਰੀ ਦੇ ਬਾਹਰ ਅਤੇ ਅੰਦਰ ਕਿਵੇਂ ਵਗਦੀ ਹੈ ਦੀ ਧਾਰਨਾ. [+] ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਉਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਹਨ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੱਕ ਘੁੰਮ ਰਹੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਲਈ, ਕੁਝ ਬੁਨਿਆਦੀ ਅੰਤਰ ਹਨ ਜੋ ਕੁਝ ਅਵਿਸ਼ਵਾਸੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਵੱਖਰੇ ਵੇਰਵਿਆਂ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣਦੇ ਹਨ ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਵਿਚਾਰਦੇ ਹੋ ਜੋ ਉਸ ਦੂਰੀ' ਤੇ ਪੈਂਦਾ ਇੱਕ ਨਿਰੀਖਕ ਬਾਹਰਲੇ (ਅਤੇ ਅੰਦਰ) ਦੁਨੀਆ ਕੀ ਵੇਖੇਗਾ . ਜਦੋਂ ਤੁਸੀਂ ਬਾਹਰੀ ਘਟਨਾ ਦੀ ਦੂਰੀ ਦਾ ਸਾਹਮਣਾ ਕਰਦੇ ਹੋ ਤਾਂ ਸਿਮੂਲੇਟਸ ਟੁੱਟ ਜਾਂਦੇ ਹਨ.

ਐਂਡਰਿ Ham ਹੈਮਿਲਟਨ / ਜੇਆਈਐਲਏ / ਕੋਲੋਰਾਡੋ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ

ਇਹ ਸਮਝਣਾ ਬਹੁਤ ਮੁਸ਼ਕਲ ਹੈ: ਇਹ ਧਾਰਣਾ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਲਗਭਗ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦੀ ਗਤੀ ਤੋਂ ਸਪਿਨ ਹੋਣੇ ਚਾਹੀਦੇ ਹਨ. ਅੰਤ ਵਿੱਚ, ਉਹ ਤਾਰੇ ਜੋ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੁਆਰਾ ਬਣਾਏ ਜਾਂਦੇ ਹਨ ਬਹੁਤ ਹੌਲੀ ਹੌਲੀ ਘੁੰਮਦੇ ਹਨ, ਇੱਥੋਂ ਤੱਕ ਕਿ ਹਰ 24 ਘੰਟਿਆਂ ਵਿੱਚ ਧਰਤੀ ਦੇ ਇੱਕ ਘੁੰਮਣ ਦੇ ਮਾਪਦੰਡ ਦੁਆਰਾ. ਫਿਰ ਵੀ ਜੇ ਤੁਹਾਨੂੰ ਯਾਦ ਹੈ ਕਿ ਸਾਡੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਤਾਰਿਆਂ ਦੀ ਵੀ ਬਹੁਤ ਵੱਡੀ ਮਾਤਰਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਤੁਹਾਨੂੰ ਇਹ ਅਹਿਸਾਸ ਹੋਵੇਗਾ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਿਚ ਬਹੁਤ ਜ਼ਿਆਦਾ ਮਾਤਰਾ ਵਿਚ ਕੋਣਾਤਮਕ ਗਤੀ ਹੈ.

ਜੇ ਤੁਸੀਂ ਉਸ ਆਵਾਜ਼ ਨੂੰ ਬਹੁਤ ਘੱਟ ਹੋਣ ਲਈ ਸੰਕੁਚਿਤ ਕਰਦੇ ਹੋ, ਤਾਂ ਉਨ੍ਹਾਂ ਵਸਤੂਆਂ ਦਾ ਕੋਈ ਵਿਕਲਪ ਨਹੀਂ ਹੁੰਦਾ. ਜੇ ਕੋਣਾਤਮਕ ਰਫ਼ਤਾਰ ਨੂੰ ਸੁਰੱਖਿਅਤ ਕਰਨਾ ਹੈ, ਤਾਂ ਉਹ ਆਪਣੀ ਰੋਟੇਸ਼ਨਲ ਸਪੀਡ ਨੂੰ ਉਦੋਂ ਤਕ ਸਪਿਨ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ ਜਦੋਂ ਤਕ ਉਹ ਲਗਭਗ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦੀ ਗਤੀ ਤੇ ਨਹੀਂ ਪਹੁੰਚ ਜਾਂਦੇ. ਉਸ ਵਕਤ, ਗਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਲਹਿਰਾਂ ਚੱਕਣਗੀਆਂ, ਅਤੇ ਉਸ ਵਿੱਚੋਂ ਕੁਝ (ਰਜਾ (ਅਤੇ ਐਂਗੁਲਰ ਰਫਤਾਰ) ਦੂਰ ਚਲੀ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. ਜੇ ਇਸ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਲਈ ਨਹੀਂ, ਤਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸ਼ਾਇਦ ਕਾਲੇ ਨਾ ਹੋਣ, ਇਸ ਦੀ ਬਜਾਏ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਕੇਂਦਰਾਂ ਵਿਚ ਨੰਗੀ ਇਕਾਂਤਗੀ ਜ਼ਾਹਰ ਕਰਨ. ਇਸ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਕੋਲ ਅਸਧਾਰਨ ਗਤੀ ਤੇ ਘੁੰਮਣ ਤੋਂ ਇਲਾਵਾ ਕੋਈ ਚਾਰਾ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਸ਼ਾਇਦ ਕਿਸੇ ਦਿਨ, ਅਸੀਂ ਇਸ ਨੂੰ ਸਿੱਧੇ ਮਾਪਣ ਦੇ ਯੋਗ ਹੋਵਾਂਗੇ.


ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਕਿਵੇਂ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ? - ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ

ਕੀ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੀ ਇੱਕ ਨਿਸ਼ਚਤ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਹੈ? ਸਭ ਕੁਝ ਜੀਉਂਦਾ ਅਤੇ ਮਰਦਾ ਪ੍ਰਤੀਤ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਕੀ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵੀ ਮਰਦੇ ਹਨ? ਜੇ ਹਾਂ, ਤਾਂ ਇਸਦਾ ਕਾਰਨ ਕੀ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ?

ਹਾਂ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੀ ਵੀ ਇਕ ਸੀਮਤ ਜ਼ਿੰਦਗੀ ਹੈ. ਇਹ ਖੋਜ ਉਸ ਸਮੇਂ ਹੋਈ ਜਦੋਂ ਸਟੀਫਨ ਹਾਕਿੰਗ ਨੇ ਪਾਇਆ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਨੂੰ ਕੁਆਂਟਮ ਮਕੈਨੀਕਲ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆਵਾਂ ਕਾਰਨ energyਰਜਾ ਦਾ ਪ੍ਰਸਾਰ ਕਰਨਾ ਚਾਹੀਦਾ ਹੈ. ਇਸ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਨੂੰ ਹਾਕਿੰਗ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ energyਰਜਾ ਫੈਲਾਉਂਦਾ ਹੈ, ਇਹ ਸੁੰਗੜਦਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਜਿੰਨਾ ਇਹ ਸੁੰਗੜਦਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਉੱਨਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਇਹ ਰੇਡੀਏਟ ਹੁੰਦਾ ਹੈ (ਇਹ ਰੇਡੀਏਟਿਵ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਦਾ ਸੁਭਾਅ ਹੈ) ਅਤੇ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਅੰਤ ਵਿੱਚ ਇਹ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਫੈਲ ਜਾਵੇਗਾ. ਹਾਲਾਂਕਿ, ਇਸ ਲਈ ਟਾਈਮਸੈਲ ਹੈ ਬਹੁਤ ਲੰਮਾ: ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਦਾ ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਦੀ ਉਮਰ ਦੇ ਪੂਰੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਨਾਲ ਫੈਲਣ ਵਿਚ ਇਕ ਅਰਬ ਗੁਣਾ ਇਕ ਅਰਬ ਗੁਣਾ ਇਕ ਅਰਬ ਗੁਣਾ ਇਕ ਅਰਬ ਗੁਣਾ ਇਕ ਅਰਬ ਗੁਣਾ ਜ਼ਿਆਦਾ ਸਮਾਂ ਲਵੇਗਾ! ਇਸ ਲਈ ਇਹ ਇਕ ਪ੍ਰਕਿਰਿਆ ਨਹੀਂ ਹੈ ਕੋਈ ਵੀ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਲਈ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਪ੍ਰਭਾਵ ਜੋ ਸਾਨੂੰ ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨਕ ਸਥਿਤੀਆਂ ਵਿੱਚ ਮਿਲਦੇ ਹਨ.

ਇਹ ਪੰਨਾ ਆਖਰੀ ਵਾਰ 27 ਜੂਨ 2015 ਨੂੰ ਅਪਡੇਟ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ.

ਲੇਖਕ ਬਾਰੇ

ਜਗਾਦੀਪ ਡੀ ਪਾਂਡਿਅਨ

ਜਗਾਦੀਪ ਨੇ ਅਰੇਸੀਬੋ ਰੇਡੀਓ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਲਈ ਨਵਾਂ ਰੀਸੀਵਰ ਬਣਾਇਆ ਜੋ 6 ਅਤੇ 8 ਗੀਗਾਹਰਟਜ਼ ਦੇ ਵਿਚਕਾਰ ਕੰਮ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਉਹ ਸਾਡੀ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ 6.7 ਗੀਗਾਹਰਟਜ਼ ਮੈਥੇਨੌਲ ਮਾਲਜ਼ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਮਾਲਕਰ ਉਨ੍ਹਾਂ ਸਾਈਟਾਂ ਤੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਜਿਥੇ ਵੱਡੇ ਤਾਰੇ ਪੈਦਾ ਹੋ ਰਹੇ ਹਨ. ਉਸਨੇ ਜਨਵਰੀ 2007 ਵਿੱਚ ਕੌਰਨੇਲ ਤੋਂ ਆਪਣੀ ਪੀਐਚ.ਡੀ ਕੀਤੀ ਅਤੇ ਜਰਮਨੀ ਵਿੱਚ ਰੇਡੀਓ ਐਸਟ੍ਰੌਨੌਮੀ ਦੇ ਮੈਕਸ ਪਲੈਂਕ ਇੰਸਿਸਟਿ .ਟ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਪੋਸਟ-ਡਾਕਟੋਰਲ ਸਾਥੀ ਸੀ। ਉਸਤੋਂ ਬਾਅਦ, ਉਸਨੇ ਹਵਾਈ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ ਵਿੱਚ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਸਟੀ ਫਾਰ ਐਸਟ੍ਰੋਨੌਮੀ ਵਿੱਚ ਸਬਮਿਲਿਮੀਟਰ ਪੋਸਟਡੌਕਟਰਲ ਫੈਲੋ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਕੰਮ ਕੀਤਾ. ਜਗਾਦੀਪ ਇਸ ਸਮੇਂ ਇੰਡੀਅਨ ਇੰਸਟੀਚਿ ofਟ ਆਫ ਸਪੇਸ ਸੀਨ ਐਂਡ ਟੈਕਨੋਲੋਜੀ ਵਿਖੇ ਹੈ.


ਇੱਕ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਸਪਿਨਿੰਗ ਬਲੈਕ ਹੋਲ

ਦੁਆਰਾ: ਏਏਐਸ ਨੋਵਾ 2 ਅਗਸਤ, 2018 0

ਆਪਣੇ ਇਨਬਾਕਸ ਵਿਚ ਭੇਜੇ ਗਏ ਲੇਖਾਂ ਨੂੰ ਇਸ ਤਰ੍ਹਾਂ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰੋ

ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਪੁਲਾੜ ਸਟੇਸ਼ਨ 'ਤੇ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿਚ ਲਗਾਈ ਗਈ ਐਕਸ-ਰੇ ਦੂਰਬੀਨ ਦੂਰ ਦੇ ਉੱਚ-sourcesਰਜਾ ਦੇ ਸਰੋਤਾਂ, ਇਕ ਸਮੇਂ ਵਿਚ ਇਕ ਚੀਜ਼ ਦੇ ਸਾਡੇ ਨਜ਼ਰੀਏ ਨੂੰ ਸੁਧਾਰ ਰਹੀ ਹੈ. ਹੁਣ, ਇਸ ਦੂਰਬੀਨ ਨੇ ਆਪਣੇ ਸਾਥੀ ਸਿਤਾਰੇ ਨੂੰ ਖੁਆਉਂਦੇ ਹੋਏ ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੂੰ ਵਿਸਤ੍ਰਿਤ ਰੂਪ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤਾ ਹੈ.

ਕਲਾਕਾਰ ਦੀ ਐਕਸ-ਰੇ ਬਾਈਨਰੀ ਦੀ ਪ੍ਰਭਾਵ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਇੱਕ ਸਾਥੀ ਤਾਰੇ ਨਾਲ ਚੱਕਰ ਲਗਾਉਂਦਾ ਹੈ ਜੋ ਇਸਨੂੰ ਖੁਆਉਂਦੀ ਹੈ. ਇਸ ਉਦਾਹਰਣ ਦੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿਚ ਇਕ੍ਰੀਰਿਟੀ ਡਿਸਕ ਅਤੇ ਜੈੱਟ ਦੋਵੇਂ ਹਨ.
ਈਐਸਏ / ਨਾਸਾ / ਫੇਲਿਕਸ ਮੀਰਾਬੇਲ

ਕਿਵੇਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਨੂੰ ਸਪੌਟ ਕਰੋ

ਤਾਰਾਮਿਕ ਪੁੰਜ ਦੀਆਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਾਡੀ ਪੂਰੀ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚ ਘੁੰਮਦੀਆਂ ਹਨ - ਪਰੰਤੂ ਉਹਨਾਂ ਦੇ ਹਨੇਰੇ ਨੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਨੂੰ ਲੱਭਣਾ ਸਮਝਣਾ ਮੁਸ਼ਕਲ ਬਣਾ ਦਿੱਤਾ ਹੈ. ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਛੋਟੇ ਜਾਨਵਰ ਰੋਸ਼ਨੀ ਨਹੀਂ ਫੈਲਾਉਂਦੇ, ਸਾਡੇ ਕੋਲ ਸਾਡੇ ਦੁਆਲੇ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਤਾਰਾਂ ਵਾਲੇ ਪੁੰਜ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਹੁੰਦੇ ਹਨ, ਇਸ ਨੂੰ ਸੀਮਤ ਕਰਦੇ ਹੋਏ ਕਿ ਅਸੀਂ ਇਨ੍ਹਾਂ ਰਹੱਸਮਈ ਚੀਜ਼ਾਂ ਅਤੇ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵਿਵਹਾਰ ਬਾਰੇ ਕੀ ਸਿੱਖ ਸਕਦੇ ਹਾਂ.

ਇੱਕ ਕਲਾਕਾਰ ਦੀ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਪੁਲਾੜ ਸਟੇਸ਼ਨ 'ਤੇ ਸਥਾਪਤ NICER ਦੂਰਬੀਨ ਦੀ ਧਾਰਨਾ ਹੈ.
ਨਾਸਾ

ਇਕ ਤਰੀਕਾ ਹੈ ਕਿ ਅਸੀਂ ਕਰ ਸਕਦਾ ਹੈ ਅਜਿਹੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੀ ਪਾਲਣਾ ਕਰੋ ਜੇ ਉਹ ਐਕਸ-ਰੇ ਬਾਈਨਰੀ ਵਿਚ ਮੌਜੂਦ ਹਨ, ਇਕ ਬਾਈਨਰੀ ਜਿਸ ਵਿਚ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ ਇਕ ਦਾਨੀ ਤਾਰਾ ਹੁੰਦਾ ਹੈ. ਐਕਸ-ਰੇਅ ਬਾਇਨਰੀਜ ਵਿਚ, ਸਮੱਗਰੀ ਜੋ ਦਾਨੀ ਤਾਰਾ ਨੂੰ ਭਾਂਪ ਲੈਂਦੀ ਹੈ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੂੰ ਚਰਾਉਣ ਲਈ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਆਸਪਾਸ ਇਕ੍ਰੀਰਿਟੀ ਡਿਸਕ ਬਣਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਵਿਚਲੀ ਸਮੱਗਰੀ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਜਾਂਦੀ ਹੈ, ਇਹ ਐਕਸ- ਵਿਚ ਜ਼ੋਰਦਾਰ ਰੂਪ ਵਿਚ ਫੈਲਦੀ ਹੈ. ਕਿਰਨਾਂ - ਨਿਕਾਸ ਦੇ ਨਤੀਜੇ ਵਜੋਂ ਅਸੀਂ ਦੇਖ ਸਕਦੇ ਹਾਂ, ਭਾਵੇਂ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਆਪਣੇ ਆਪ ਕੋਈ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਨਹੀਂ ਕੱ .ਦਾ.

ਪਰ ਇਸ ਪ੍ਰਾਪਤੀ ਡਿਸਕ ਦਾ structureਾਂਚਾ ਕੀ ਹੈ? ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵੱਲ ਕਿੰਨਾ ਕੁ ਦੂਰ ਹੈ? ਇਸਦੇ ਕੇਂਦਰ ਵਿੱਚ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਕਿੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ? ਇਹ ਉਨ੍ਹਾਂ ਬਹੁਤ ਸਾਰੇ ਪ੍ਰਸ਼ਨਾਂ ਵਿਚੋਂ ਹਨ ਜਿਨ੍ਹਾਂ ਦੇ ਵਿਗਿਆਨੀ ਅਜੇ ਵੀ ਜਵਾਬ ਲੱਭ ਰਹੇ ਹਨ. ਇੱਕ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਵਿੱਚ, ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀ ਜੋਨ ਮਿਲਰ (ਮਿਸ਼ੀਗਨ ਯੂਨੀਵਰਸਿਟੀ) ਅਤੇ ਸਹਿਯੋਗੀ ਇੱਕ ਐਕਸ-ਰੇ ਬਾਈਨਰੀ ਦੇ ਨਵੇਂ ਵਿਚਾਰ ਪੇਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ ਜੋ ਕੁਝ ਸੁਰਾਗ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ.

MAXI J1535−571 ਦਾ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ, ਇੱਕ ਸਧਾਰਣ ਡਿਸਕ ਬਲੈਕਬੱਡੀ ਪਲੱਸ ਪਾਵਰ-ਲਾਅ ਮਾੱਡਲ ਨਾਲ ਫਿੱਟ ਹੈ. ਡਾਟਾ / ਮਾੱਡਲ ਦੇ ਅਨੁਪਾਤ ਵਿਚ ਨਜ਼ਰ ਆਉਣ ਵਾਲੀਆਂ ਅਤਿਰਿਕਤ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਪ੍ਰਤੀਬਿੰਬ ਹੋਣ ਦੇ ਕਾਰਨ ਹਨ.
ਮਿਲਰ ਏਟ ਅਲ. 2018

ਨਿ New ਐਕਸ-ਰੇ ਸਰੋਤ ਤੇ ਨਜ਼ਰ

ਮਿਲਰ ਅਤੇ ਸਹਿਯੋਗੀ ਨਿutਟ੍ਰੋਨ ਸਟਾਰ ਇੰਟੀਰਿਅਰ ਕੰਪੋਨਿਕਸ ਐਕਸਪਲੋਰਰ (ਐਨਆਈਸੀਈਆਰ) ਦੇ ਨਾਲ ਬਣੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਬਾਈਨਰੀ ਮੈਕਸੀ ਜੇ 1535-571 ਦੇ ਨਵੇਂ ਨਿਰੀਖਣ ਪੇਸ਼ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜੋ ਕਿ ਇੱਕ ਐਕਸ-ਰੇ ਦੂਰਬੀਨ ਹੈ ਜੋ ਹਾਲ ਹੀ ਵਿੱਚ ਅੰਤਰਰਾਸ਼ਟਰੀ ਪੁਲਾੜ ਸਟੇਸ਼ਨ ਵਿੱਚ ਸਵਾਰ ਹੋਇਆ ਹੈ.

ਚੰਗੇ ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਇਸ ਬਾਈਨਰੀ ਵਿਚ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਬਹੁਤ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਹੈ - ਵੱਧ ਤੋਂ ਵੱਧ ਸੰਭਵ ਗਤੀ ਦੇ 99% ਤੋਂ ਵੱਧ! ਮੈਕਸੀ ਜੇ 1535-571 ਤੋਂ ਜਿਸ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਦਾ ਅਸੀਂ ਧਿਆਨ ਰੱਖਦੇ ਹਾਂ ਉਸ ਵਿੱਚ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੀ ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਅਤੇ ਬਹੁਤ ਗਰਮ ਗੈਸ ਦੀ ਕੋਰੋਨਾ ਤੋਂ ਯੋਗਦਾਨ ਸ਼ਾਮਲ ਹੁੰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਡਿਸਕ ਦੇ ਉੱਪਰ ਹੈ. ਕੋਰੋਨਾ ਤੋਂ ਪ੍ਰਕਾਸ਼ ਇਕ੍ਰੀਰਿਟੀ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਪ੍ਰਤੀਬਿੰਬਤ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਸਾਨੂੰ ਡਿਸਕ ਦੇ structureਾਂਚੇ ਬਾਰੇ ਵਧੇਰੇ ਜਾਣਕਾਰੀ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕਰਦਾ ਹੈ.

ਨਿਰੀਖਣਾਂ ਦਾ ਨਮੂਨਾ ਦੇ ਕੇ, ਮਿਲਰ ਅਤੇ ਸਹਿਯੋਗੀ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਡਿਸਕ ਤਕਰੀਬਨ ਸਾਰੇ ਰਸਤੇ ਤੱਕ ਫੈਲੀ ਹੋਈ ਹੈ ਜਿਸਨੂੰ ਅੰਦਰੂਨੀ ਸਥਿਰ ਸਰਕੂਲਰ bitਰਬਿਟ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ, ਜੋ ਕਿ ਤੁਸੀਂ ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਤੇ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹੋ.

ਵਾਰਪ ਦੇ ਪ੍ਰਤੀਬਿੰਬ

ਕਲਾਕਾਰ ਦੀ ਇੱਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੁਆਲੇ ਗੈਸ ਅਤੇ ਧੂੜ ਦੀ ਰੈਪਡ ਡਿਸਕ ਦੀ ਇੱਕ ਉਦਾਹਰਣ ਦਾ ਪ੍ਰਭਾਵ.
ਜੇਮਜ਼ ਗਟਲਿਨ (ਪੁਲਾੜ ਦੂਰਬੀਨ ਵਿਗਿਆਨ ਸੰਸਥਾ)

ਅੰਤ ਵਿੱਚ, ਲੇਖਕ MAXI J1535-571 ਦੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਵਾਧੂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਦਾ ਸੰਕੇਤ ਕਰਦੇ ਹਨ: ਇੱਕ ਤੰਗ ਨਿਕਾਸ ਲਾਈਨ ਜਿਸਦਾ ਉਹ ਸੁਝਾਅ ਦਿੰਦੇ ਹਨ ਕਿ ਡਿਸਕ ਵਿੱਚ ਇੱਕ ਪਾੜੇ ਦੇ ਕਾਰਨ ਹੋ ਸਕਦਾ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਡਿਸਕ ਹੁਣ ਸਮਤਲ ਨਹੀਂ ਹੈ. ਵੋਰਪ ਸਥਾਨਕ ਤੌਰ 'ਤੇ ਏਕਰਿਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਦਾ ਪਰੋਫਾਈਲ ਬਦਲ ਦੇਵੇਗਾ, ਜਿਸ ਕਾਰਨ ਕੋਰੋਨਾ ਤੋਂ ਹੋਰ ਰੋਸ਼ਨੀ ਸਾਡੇ ਲਈ ਉਸ ਬਿੰਦੂ ਤੋਂ ਪ੍ਰਤੀਬਿੰਬਤ ਹੋਵੇਗੀ.

ਇਸ ਸੰਭਾਵੀ ਤਾਰ ਦੀ ਮੌਜੂਦਗੀ, ਡਿਸਕ ਦੀ ਹੱਦ ਅਤੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦਾ ਸਪਿਨ ਇਹ ਬੁਝਾਰਤ ਦੇ ਸਾਰੇ ਟੁਕੜੇ ਹਨ ਜੋ ਸਾਥੀ ਨੂੰ ਖੁਆਉਣ ਵਾਲੇ ਤਾਰ-ਮਾਸ ਦੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਵਿਵਹਾਰ ਨੂੰ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਮਝਣ ਵਿਚ ਸਾਡੀ ਮਦਦ ਕਰਨਗੇ. ਅਤੇ ਅਸੀਂ ਐਨਆਈਸੀਈਆਰ ਦੀ ਉੱਚ ਸੰਵੇਦਨਸ਼ੀਲਤਾ ਦੀ ਉਮੀਦ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ - ਜਿਸ ਨਾਲ ਇਹ ਨਿਰੀਖਣ ਸੰਭਵ ਹੋਏ - ਭਵਿੱਖ ਵਿੱਚ ਰੋਮਾਂਚਕ ਨਤੀਜੇ ਪੈਦਾ ਕਰਨਾ ਜਾਰੀ ਰੱਖੋ!

ਹਵਾਲਾ

ਜੇ ਐਮ ਮਿਲਰ ਐਟ ਅਲ 2018 ਏਪੀਜੇਐਲ 860 ਐਲ 28. doi: 10.3847 / 2041-8213 / aacc61

ਸੰਬੰਧਿਤ ਜਰਨਲ ਲੇਖ

  • ਹਾਰਡ ਸਟੇਟ ਵਿਚ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਬਾਈਨਰੀ ਉਮੀਦਵਾਰ ਮੈਕਸੀ ਜੇ 1535-571 ਦਾ ਰਿਫਲਿਕਸ਼ਨ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਦੁਆਰਾ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ. ਨੂਸਟਾਰdoi: 10.3847 / 2041-8213 / aaa4b2
  • ਨੂਸਟਾਰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਜੀਐਸ 1354–645 ਦੇ ਨਿਰੀਖਣ: ਰੈਪਿਡ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਪਿਨ ਡੋਈ ਦੇ ਸਬੂਤ: 10.3847 / 2041-8205 / 826/1 / L12
  • ਨਿutਟ੍ਰੋਨ ਸਟਾਰ ਲੋ-ਮਾਸ ਐਕਸ-ਰੇ ਬਾਈਨਰੀ ਸਰਪੈਂਸ ਐਕਸ -1 ਵਿੱਚ ਰਿਫਲਿਕਸ਼ਨ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦੀ ਖੋਜ NICERdoi: 10.3847 / 2041-8213 / aabee6
  • ਬਲੂ ਹੋਲ ਲੋਅ / ਹਾਰਡ ਸਟੇਟ ਇਨਰ ਏਕਰਿਸ਼ਨ ਫਲੋ ਨਿ Nuਸਟਾਰ ਡੋਈ 'ਤੇ ਨਵੀਂ ਪਾਬੰਦੀਆਂ: 10.1088 / 2041-8205 / 799/1 / L6
  • ਭੜਕਣਾ ਤੇ ਰਹਿਣਾ: ਵੀ 404 ਸਾਈਗ ਵਿਚ ਰਿਲੇਟਿਵਿਸਟਿਕ ਰਿਫਲਿਕਸ਼ਨ ਦੁਆਰਾ ਦੇਖਿਆ ਗਿਆ ਨੂਸਟਾਰ ਇਸ ਦੇ ਗਰਮੀਆਂ ਦੇ 2015 ਦੇ ਆਉਟ ਬਰਸਟ ਦੌਰਾਨ: 10.3847 / 1538-4357 / aa67e8
  • ਇਸ ਦੇ 2016 ਆਉਟ ਬਰਸਟ ਦੋਈ ਦੇ ਦੌਰਾਨ ਰਾਈਜਿੰਗ ਹਾਰਡ ਸਟੇਟ ਵਿੱਚ ਆਈਜੀਆਰ ਜੇ 17091–3624 ਦੀਆਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਲ ਅਤੇ ਟਾਈਮਿੰਗ ਪ੍ਰਾਪਰਟੀਜ਼: 10.3847 / 1538-4357 / ਏਏਏਬੀ 4

ਇਹ ਪੋਸਟ ਅਸਲ ਵਿੱਚ ਏਏਐਸ ਨੋਵਾ ਤੇ ਪ੍ਰਗਟ ਹੋਈ, ਜਿਸ ਵਿੱਚ ਅਮੈਰੀਕਨ ਐਸਟ੍ਰੋਨੋਮਿਕਲ ਸੁਸਾਇਟੀ ਦੇ ਰਸਾਲਿਆਂ ਦੀਆਂ ਖੋਜ ਮੁੱਖ ਗੱਲਾਂ ਸ਼ਾਮਲ ਹਨ.


ਵਿਗਿਆਨੀ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੀਆਂ ਸਪਿਨ ਰੇਟਾਂ ਨੂੰ ਮਾਪਦੇ ਹਨ

ਇਹ ਕਲਾਕਾਰ & # 8217 ਦੀ ਧਾਰਨਾ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਪੁੰਜ ਤੋਂ ਕਰੋੜਾਂ-ਅਰਬਾਂ ਗੁਣਾ ਦੇ ਨਾਲ ਇੱਕ ਸ਼ਾਨਦਾਰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਦਿਲਾਂ 'ਤੇ ਦੱਬੀਆਂ ਬਹੁਤ ਸੰਘਣੀਆਂ ਚੀਜ਼ਾਂ ਹਨ. (ਛੋਟੀਆਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਵੀ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿਚ ਮੌਜੂਦ ਹਨ.) ਇਸ ਉਦਾਹਰਣ ਵਿਚ, ਕੇਂਦਰ ਵਿਚਲੇ ਸੁਪਰਮਸਾਈਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿਚ ਵਹਿਣ ਵਾਲੇ ਪਦਾਰਥ ਨਾਲ ਘਿਰੇ ਹੋਏ ਹਨ ਜਿਸ ਨੂੰ ਇਕ੍ਰੀਕ੍ਰੇਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਕਿਹਾ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਇਹ ਡਿਸਕ ਬਣ ਜਾਂਦੀ ਹੈ ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਗਲੈਕਸੀ ਵਿਚਲੀ ਧੂੜ ਅਤੇ ਗੈਸ ਇਸ ਦੇ ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੁਆਰਾ ਖਿੱਚੀ ਗਈ ਮੋਰੀ ਤੇ ਆਉਂਦੀ ਹੈ. ਇਹ shownਰਜਾਵਾਨ ਕਣਾਂ ਦਾ ਇੱਕ ਬਾਹਰਲਾ ਫੁੱਲਾਂ ਵਾਲਾ ਜੈੱਟ ਵੀ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ, ਜਿਸ ਨੂੰ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ # 8217 ਸਪਿਨ ਦੁਆਰਾ ਸੰਚਾਲਿਤ ਮੰਨਿਆ ਜਾਂਦਾ ਹੈ. ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਨੇੜੇ ਦੇ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿੱਚ ਇਨ੍ਹਾਂ ਜੈੱਟਾਂ ਦੇ ਅਧਾਰ ਤੋਂ ਉਤਪੰਨ ਹੋਣ ਲਈ, ਕੁਝ ਸਥਿਤੀਆਂ ਵਿੱਚ, ਉੱਚ energyਰਜਾ ਦੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਵਿਚਾਰ ਦੇ ਸੰਖੇਪ ਸਰੋਤ ਹੁੰਦੇ ਹਨ. ਇਹ ਉੱਚ energyਰਜਾ ਐਕਸ-ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਰੋਸ਼ਨ ਕਰਦੀ ਹੈ, ਜੋ ਇਸ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਡਿਸਕ ਨੂੰ ਐਕਸ-ਰੇ ਦਾ ਸਰੋਤ ਬਣਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਪ੍ਰਤਿਬਿੰਬਿਤ ਰੋਸ਼ਨੀ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨੀਆਂ ਨੂੰ ਇਹ ਵੇਖਣ ਦੇ ਯੋਗ ਬਣਾਉਂਦੀ ਹੈ ਕਿ ਡਿਸਕ ਦੇ ਅੰਦਰੂਨੀ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਕਿੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮ ਰਹੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਅੰਤ ਵਿੱਚ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ # 8217 ਸਪਿਨ ਰੇਟ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ. ਚਿੱਤਰ ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਨਾਸਾ / ਜੇਪੀਐਲ-ਕਾਲਟੇਕ

ਨੂਸਟਾਰ ਅਤੇ ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿtonਟਨ ਟੈਲੀਸਕੋਪਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ, ਖੋਜਕਰਤਾਵਾਂ ਨੇ ਇਸ ਮਾਮਲੇ ਨੂੰ ਟਰੇਸ ਕਰ ਦਿੱਤਾ ਜਦੋਂ ਇਹ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿੱਚ ਘੁੰਮਦਾ ਗਿਆ, ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਬਾਰੇ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਚੱਲ ਰਹੀ ਬਹਿਸ ਦਾ ਹੱਲ ਕੱ .ਦਾ ਹੈ ਅਤੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਕਿਵੇਂ ਵਿਕਸਤ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ ਦੀ ਬਿਹਤਰ ਸਮਝ ਪ੍ਰਾਪਤ ਕਰਦੀ ਹੈ.

ਪਸਾਡੇਨਾ, ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਅਤੇ # 8212 ਦੋ ਐਕਸ-ਰੇ ਪੁਲਾੜੀ ਨਿਗਰਾਨ, ਨਾਸਾ ਅਤੇ # 8217s ਪ੍ਰਮਾਣੂ ਸਪੈਕਟ੍ਰੋਸਕੋਪਿਕ ਦੂਰਬੀਨ ਐਰੇ (ਨੂਐਸਟੀਆਰ) ਅਤੇ ਯੂਰਪੀਅਨ ਪੁਲਾੜ ਏਜੰਸੀ & # 8217s ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿ ,ਟਨ, ਨੇ ਪਹਿਲੀ ਵਾਰ ਸਪਿਨ ਦੀ ਦਰ ਨੂੰ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੌਰ ਤੇ ਮਾਪਣ ਲਈ ਤਿਆਰ ਕੀਤਾ ਹੈ ਸਾਡੇ ਸੂਰਜ ਨਾਲੋਂ 2 ਮਿਲੀਅਨ ਵਾਰ ਪੁੰਜ ਵਾਲਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ.

ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਐਨਜੀਸੀ 1365 ਨਾਮ ਦੀ ਗਲੈਕਸੀ ਦੇ ਧੂੜ ਅਤੇ ਗੈਸ ਨਾਲ ਭਰੇ ਦਿਲ 'ਤੇ ਪਿਆ ਹੈ, ਅਤੇ ਇਹ ਲਗਭਗ ਇੰਨੀ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਘੁੰਮ ਰਿਹਾ ਹੈ ਜਿੰਨੀ ਕਿ ਆਇਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ # 8217 ਦੇ ਗ੍ਰੈਵਿਟੀ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ ਦੀ ਆਗਿਆ ਦੇਵੇਗੀ. ਖੋਜ, ਜੋ ਕਿ ਜਰਨਲ ਨੇਚਰ ਦੇ ਇੱਕ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਵਿੱਚ ਪ੍ਰਗਟ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ, ਹੋਰ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਵਿੱਚ ਵੀ ਇਸੇ ਤਰ੍ਹਾਂ ਦੇ ਮਾਪਾਂ ਬਾਰੇ ਲੰਬੇ ਸਮੇਂ ਤੋਂ ਚੱਲ ਰਹੀ ਬਹਿਸ ਦਾ ਹੱਲ ਕੱ andਦੀਆਂ ਹਨ ਅਤੇ ਇਸ ਤੋਂ ਚੰਗੀ ਤਰ੍ਹਾਂ ਸਮਝ ਲੈਣਗੀਆਂ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਕਿਵੇਂ ਵਿਕਸਤ ਹੁੰਦੀਆਂ ਹਨ।

& # 8220 ਇਹ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਾਇੰਸ ਦੇ ਖੇਤਰ ਲਈ ਬਹੁਤ ਮਹੱਤਵਪੂਰਣ ਹੈ, ਅਤੇ # 8221 ਵਾਸ਼ਿੰਗਟਨ ਦੇ ਨਾਸਾ ਹੈੱਡਕੁਆਰਟਰ ਵਿਖੇ ਨੂਸਟਾਰ ਪ੍ਰੋਗਰਾਮ ਦੇ ਵਿਗਿਆਨੀ ਲੌ ਕਾਲੂਜ਼ੀਨੇਸਕੀ ਨੇ ਕਿਹਾ.

ਇਹ ਨਿਰੀਖਣ ਆਇਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ # 8217 ਦੇ ਜਨਰਲ ਰਿਲੇਟੀਵਿਟੀ ਦੇ ਸਿਧਾਂਤ ਦੀ ਇੱਕ ਸ਼ਕਤੀਸ਼ਾਲੀ ਪਰੀਖਿਆ ਵੀ ਹਨ, ਜੋ ਕਹਿੰਦੀ ਹੈ ਕਿ ਗ੍ਰੈਵਿਟੀ ਸਪੇਸ-ਸਮੇਂ ਨੂੰ ਮੋੜ ਸਕਦੀ ਹੈ, ਉਹ ਫੈਬਰਿਕ ਜੋ ਸਾਡੇ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਨੂੰ ਆਕਾਰ ਦਿੰਦੀ ਹੈ, ਅਤੇ ਜੋ ਰੌਸ਼ਨੀ ਇਸ ਦੁਆਰਾ ਯਾਤਰਾ ਕਰਦੀ ਹੈ.

& # 8220 ਅਸੀਂ ਇਸ ਮਾਮਲੇ ਨੂੰ ਟਰੇਸ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਾਂ ਕਿਉਂਕਿ ਇਹ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਬਹੁਤ ਨੇੜੇ ਦੇ ਖੇਤਰਾਂ ਵਿਚੋਂ ਨਿਕਲਦੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦਿਆਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਵਿਚ ਘੁੰਮਦਾ ਹੈ, ਅਤੇ # 8221 ਵਿਚ ਇਕ ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਦੇ ਸਹਿ-ਲੇਖਕ, ਨੂਸਟਾਰ ਦੇ ਕੈਲੀਫੋਰਨੀਆ ਇੰਸਟੀਚਿ ofਟ ਆਫ ਟੈਕਨਾਲੋਜੀ ਦੀ ਪ੍ਰਿੰਸੀਪਲ ਜਾਂਚਕਰਤਾ ਫਿਓਨਾ ਹੈਰੀਸਨ ਨੇ ਕਿਹਾ. ਪਸਾਡੇਨਾ. & # 8220 ਜਿਹੜੀ ਰੇਡੀਏਸ਼ਨ ਅਸੀਂ ਦੇਖਦੇ ਹਾਂ ਉਹ ਕਣਾਂ ਦੀਆਂ ਚਾਲਾਂ ਅਤੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ # 8217s ਦੀ ਅਵਿਸ਼ਵਾਸ਼ ਨਾਲ ਮਜ਼ਬੂਤ ​​ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੁਆਰਾ ਵਿਕਾਰਿਤ ਅਤੇ ਵਿਗਾੜ ਜਾਂਦੀ ਹੈ. & # 8221

ਨੂਸਟਾਰ, ਇੱਕ ਐਕਸਪਲੋਰਰ-ਕਲਾਸ ਮਿਸ਼ਨ, ਜੋ ਕਿ ਜੂਨ 2012 ਵਿੱਚ ਲਾਂਚ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਸੀ, ਨੂੰ ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਦੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦਾ ਵਿਸਥਾਰ ਨਾਲ ਪਤਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਤਿਆਰ ਕੀਤਾ ਗਿਆ ਹੈ. ਇਹ ਦੂਰਬੀਨ ਨੂੰ ਪੂਰਾ ਕਰਦਾ ਹੈ ਜੋ ਘੱਟ MMਰਜਾ ਦੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਰੌਸ਼ਨੀ ਦਾ ਨਿਰੀਖਣ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿtonਟਨ ਅਤੇ ਨਾਸਾ & # 8217s ਚੰਦਰ ਐਕਸ-ਰੇ ਆਬਜ਼ਰਵੇਟਰੀ. ਵਿਗਿਆਨੀ ਇਨ੍ਹਾਂ ਅਤੇ ਹੋਰ ਦੂਰਬੀਨਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਦਰਾਂ ਦਾ ਅੰਦਾਜ਼ਾ ਲਗਾਉਣ ਲਈ ਕਰਦੇ ਹਨ ਜਿਸ ਨਾਲ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਪਿਨ ਹੁੰਦੇ ਹਨ.

ਹੁਣ ਤੱਕ, ਇਹ ਮਾਪ ਕੁਝ ਨਿਸ਼ਚਤ ਨਹੀਂ ਸਨ ਕਿਉਂਕਿ ਗੈਸ ਦੇ ਬੱਦਲ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਨੂੰ ਅਸਪਸ਼ਟ ਕਰ ਸਕਦੇ ਸਨ ਅਤੇ ਨਤੀਜਿਆਂ ਨੂੰ ਉਲਝਾ ਰਹੇ ਸਨ. ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿ fromਟਨ ਦੀ ਸਹਾਇਤਾ ਨਾਲ, ਨੂਸਟਾਰ ਐਕਸ-ਰੇ enerਰਜਾ ਦੀ ਵਿਆਪਕ ਲੜੀ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਅਤੇ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਆਲੇ ਦੁਆਲੇ ਦੇ ਖੇਤਰ ਵਿੱਚ ਡੂੰਘੇ ਪ੍ਰਵੇਸ਼ ਕਰਨ ਦੇ ਯੋਗ ਸੀ. ਨਵਾਂ ਅੰਕੜਾ ਦਰਸਾਉਂਦਾ ਹੈ ਕਿ ਐਕਸ-ਰੇ ਬੱਦਲਾਂ ਨਾਲ ਨਹੀਂ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੀ ਜ਼ਬਰਦਸਤ ਗੰਭੀਰਤਾ ਦੁਆਰਾ ਵਿਗਾੜ ਰਹੇ ਹਨ. ਇਹ ਸਾਬਤ ਕਰਦਾ ਹੈ ਕਿ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਸਪਿਨ ਦੀਆਂ ਦਰਾਂ ਨਿਸ਼ਚਤ ਤੌਰ ਤੇ ਨਿਰਧਾਰਤ ਕੀਤੀਆਂ ਜਾ ਸਕਦੀਆਂ ਹਨ.

ਵਿਗਿਆਨੀ ਐਕਸ-ਰੇ ਲਾਈਟ ਨੂੰ ਵੱਖ-ਵੱਖ ਰੰਗਾਂ ਵਿਚ ਫੈਲਾ ਕੇ ਅਲੌਕਿਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲਜ਼ ਦੇ ਸਪਿਨ ਰੇਟਾਂ ਨੂੰ ਮਾਪਦੇ ਹਨ. ਰੋਸ਼ਨੀ ਐਕਰੀਰਿਸ਼ਨ ਡਿਸਕਸ ਤੋਂ ਆਉਂਦੀ ਹੈ ਜੋ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੁਆਲੇ ਘੁੰਮਦੀ ਹੈ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਦੋਵੇਂ ਕਲਾਕਾਰ ਅਤੇ # 8217 ਦੀਆਂ ਧਾਰਨਾਵਾਂ ਵਿੱਚ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ. ਉਹ ਇਨ੍ਹਾਂ ਰੰਗਾਂ ਦਾ ਅਧਿਐਨ ਕਰਨ ਲਈ ਐਕਸ-ਰੇ ਸਪੇਸ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰਦੇ ਹਨ, ਅਤੇ, ਖ਼ਾਸਕਰ, ਲੋਹੇ ਦਾ ਇੱਕ & # 8220 ਫਿੰਗਰਪ੍ਰਿੰਟ & # 8221 ਅਤੇ ਦੋਵੇਂ ਗ੍ਰਾਫਾਂ ਵਿੱਚ ਦਰਸਾਈ ਚੋਟੀ, ਜਾਂ ਸਪੈਕਟ੍ਰਾ ਅਤੇ # 8212 ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਕਿ ਇਹ ਕਿੰਨੀ ਤਿੱਖੀ ਹੈ. ਨਾਸਾ ਅਤੇ # 8217s ਸਪੈਕਟ੍ਰੋਸਕੋਪਿਕ ਟੈਲੀਸਕੋਪ ਐਰੇ ਜਾਂ ਨੂਸਟਾਰ ਅਤੇ ਯੂਰਪੀਅਨ ਸਪੇਸ ਏਜੰਸੀ & # 8217 ਐਕਸ ਐੱਮ ਐੱਮ-ਨਿtonਟਨ ਦੂਰਬੀਨ ਦੇ ਨਾਲ ਵਿਚਾਰ-ਵਟਾਂਦਰੇ ਤੋਂ ਪਹਿਲਾਂ, ਇਹ ਦੱਸਣ ਲਈ ਦੋ ਮੁਕਾਬਲੇ ਵਾਲੇ ਮਾਡਲ ਸਨ ਕਿ ਇਹ ਚੋਟੀ ਤੇਜ਼ ਕਿਉਂ ਨਹੀਂ ਜਾਪਦੀ. & # 8220 ਗ੍ਰਸਤਕਰਨ & # 8221 ਮਾਡਲ ਸਿਖਰ ਤੇ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਕਿ ਲੋਹੇ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੀ ਵਿਸ਼ਾਲ ਗੰਭੀਰਤਾ ਕਾਰਨ ਹੋਏ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਨੂੰ ਵਿਗਾੜ ਕੇ ਫੈਲਾਈ ਜਾ ਰਹੀ ਹੈ. ਜੇ ਇਹ ਮਾਡਲ ਸਹੀ ਸੀ, ਤਾਂ ਫਿਰ ਲੋਹੇ ਦੀ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾ ਵਿਚ ਦਿਖਾਈ ਗਈ ਵਿਗਾੜ ਦੀ ਮਾਤਰਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੀ ਸਪਿਨ ਰੇਟ ਨੂੰ ਦਰਸਾਉਂਦੀ ਹੈ. ਵਿਕਲਪੀ ਮਾਡਲ ਨੇ ਕਿਹਾ ਕਿ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਨੇੜੇ ਪਏ ਅਸਪਸ਼ਟ ਬੱਦਲ ਲੋਹੇ ਦੀ ਲਾਈਨ ਨੂੰ ਨਕਲੀ ਰੂਪ ਨਾਲ ਵਿਗਾੜ ਰਹੇ ਸਨ. ਜੇ ਇਹ ਮਾਡਲ ਸਹੀ ਹੁੰਦਾ, ਤਾਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਸਪਿਨ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਡੇਟਾ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਨਹੀਂ ਕੀਤੀ ਜਾ ਸਕਦੀ. ਨੂਸਟਾਰ ਨੇ ਕੇਸ ਨੂੰ ਸੁਲਝਾਉਣ ਵਿਚ ਮਦਦ ਕੀਤੀ, ਵਿਕਲਪਿਕ ਅਤੇ # 8220 ਰੁਜ਼ਗਾਰ ਕਲਾਉਡ ਅਤੇ # 8221 ਮਾਡਲ ਨੂੰ ਰੱਦ ਕਰਦਿਆਂ. ਇਸ ਦਾ ਉੱਚ-Xਰਜਾ ਦਾ ਐਕਸ-ਰੇ ਡਾਟਾ & # 8212 ਚੋਟੀ ਦੇ ਸੱਜੇ ਪਾਸੇ ਹਰੇ ਝੁੰਡ ਦੇ ਤੌਰ ਤੇ ਦਿਖਾਇਆ ਗਿਆ ਹੈ ਅਤੇ # 8212 ਨੇ ਖੁਲਾਸਾ ਕੀਤਾ ਕਿ ਐਕਸ-ਰੇ ਸਪੈਕਟ੍ਰਮ ਵਿਚਲੀਆਂ ਵਿਸ਼ੇਸ਼ਤਾਵਾਂ ਦਰਅਸਲ ਆਕ੍ਰਿਤੀ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਆਉਂਦੀਆਂ ਹਨ ਨਾ ਕਿ ਅਸਪਸ਼ਟ ਬੱਦਲਾਂ ਤੋਂ. ਐਕਸ ਐੱਮ ਐੱਮ-ਨਿ withਟਨ ਦੇ ਨਾਲ, ਪੁਲਾੜ ਨਿਗਰਾਨ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ # 8217 ਸਪਿਨ ਰੇਟ ਦੇ ਪਹਿਲੇ ਨਿਰਣਾਇਕ ਮਾਪ ਨੂੰ ਬਣਾਉਣ ਦੇ ਯੋਗ ਸਨ, ਅਤੇ ਹੋਰ ਆਮ ਤੌਰ ਤੇ, ਇਸ ਗੱਲ ਦੀ ਪੁਸ਼ਟੀ ਕਰਦੇ ਹਨ ਕਿ & # 8220 ਗ੍ਰੈਵੀਟੇਸ਼ਨਲ ਵਿਗਾੜ ਅਤੇ # 8221 ਮਾਡਲ ਸਹੀ ਹੈ. ਚਿੱਤਰ ਕ੍ਰੈਡਿਟ: ਨਾਸਾ / ਜੇਪੀਐਲ-ਕਾਲਟੇਕ

& # 8220 ਜੇ ਮੈਂ ਐਕਸ ਐਮ ਐਮ-ਨਿtonਟਨ ਵਿਚ ਇਕ ਸਾਧਨ ਜੋੜ ਸਕਦਾ ਹੁੰਦਾ, ਤਾਂ ਇਹ ਨੂਸਟਾਰ ਵਰਗਾ ਇਕ ਦੂਰਬੀਨ ਹੋਣਾ ਸੀ, ਅਤੇ # 8221 ਮੈਡਰਿਡ ਵਿਚ ਯੂਰਪੀਅਨ ਪੁਲਾੜ ਖਗੋਲ ਵਿਗਿਆਨ ਕੇਂਦਰ ਵਿਚ ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿtonਟਨ ਪ੍ਰੋਜੈਕਟ ਸਾਇੰਟਿਸਟ ਨੌਰਬਰਟ ਸ਼ਾਰਟਲ ਨੇ ਕਿਹਾ. & # 8220 ਉੱਚ-energyਰਜਾ ਦੀ ਐਕਸ-ਰੇ ਨੇ ਇਸ ਸਮੱਸਿਆ ਦੇ ਹੱਲ ਲਈ ਜ਼ਰੂਰੀ ਗੁੰਮਸ਼ੁਦਾ ਪਹੇਲੀ ਦਾ ਟੁਕੜਾ ਪ੍ਰਦਾਨ ਕੀਤਾ. & # 8221

ਇੱਕ ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਸਪਿਨ ਨੂੰ ਮਾਪਣਾ ਇਸਦੇ ਪਿਛਲੇ ਇਤਿਹਾਸ ਅਤੇ ਇਸਦੇ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਗਲੈਕਸੀ ਦੀ ਸਮਝ ਲਈ ਬੁਨਿਆਦੀ ਹੈ.

& # 8220 ਇਹ ਰਾਖਸ਼, ਲੱਖਾਂ ਤੋਂ ਲੈ ਕੇ ਅਰਬਾਂ-ਸੂਰਜ ਦੇ ਸੂਰਜ ਦੇ ਸਮੂਹ ਦੇ ਨਾਲ, ਸ਼ੁਰੂਆਤੀ ਬ੍ਰਹਿਮੰਡ ਵਿੱਚ ਛੋਟੇ ਬੀਜਾਂ ਦੇ ਰੂਪ ਵਿੱਚ ਬਣੇ ਹੁੰਦੇ ਹਨ ਅਤੇ ਆਪਣੀਆਂ ਮੇਜ਼ਬਾਨ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਵਿੱਚ ਤਾਰਿਆਂ ਅਤੇ ਗੈਸ ਨੂੰ ਨਿਗਲਣ ਦੁਆਰਾ ਉੱਗਦੇ ਹਨ, ਜਦੋਂ ਗਲੈਕਸੀਆਂ ਦੇ ਟਕਰਾਉਂਦੀਆਂ ਹਨ ਤਾਂ ਹੋਰ ਵਿਸ਼ਾਲ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨਾਲ ਮਿਲਾ ਜਾਂਦੀਆਂ ਹਨ, ਜਾਂ ਦੋਵੇਂ, & # 8221 ਨੇ ਅਧਿਐਨ ਅਤੇ # 8217 ਦੇ ਪ੍ਰਮੁੱਖ ਲੇਖਕ, ਕੈਮਬ੍ਰਿਜ, ਮਾਸ ਦੇ ਹਾਰਵਰਡ-ਸਮਿਥਸੋਨਿਅਨ ਸੈਂਟਰ ਫਾਰ ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜਿਕਸ ਦੇ ਗਾਈਡੋ ਰਿਸਾਲਿਟੀ ਅਤੇ ਐਸਟ੍ਰੋਫਿਜਿਕਸ ਦੇ ਇਤਾਲਵੀ ਨੈਸ਼ਨਲ ਇੰਸਟੀਚਿ .ਟ ਨੂੰ ਕਿਹਾ.

ਸੁਪਰਮੈਸਿਵ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਪੈਨਕੇਕ ਵਰਗਾ ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ ਡਿਸਕਾਂ ਨਾਲ ਘਿਰੇ ਹੋਏ ਹਨ, ਜਿਵੇਂ ਕਿ ਉਨ੍ਹਾਂ ਦੀ ਗੌਰਵਟੀ ਮਾਈਡ ਨੂੰ ਅੰਦਰ ਵੱਲ ਖਿੱਚਦੀ ਹੈ. ਆਈਨਸਟਾਈਨ ਅਤੇ # 8217 ਦਾ ਸਿਧਾਂਤ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਤੇਜ਼ੀ ਨਾਲ ਫੈਲਣ ਦੀ ਭਵਿੱਖਬਾਣੀ ਕਰਦਾ ਹੈ, ਜਿੰਨੀ ਨੇੜੇ ਏਕ੍ਰਿਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨਾਲ ਹੁੰਦੀ ਹੈ. ਐਕ੍ਰੀਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਜਿੰਨੀ ਨੇੜੇ ਹੈ, ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਤੋਂ ਵਧੇਰੇ ਗੰਭੀਰਤਾ ਡਿਸਕ ਤੋਂ ਬਾਹਰ ਨਿਕਲ ਰਹੀ ਐਕਸ-ਰੇ ਲਾਈਟ ਨੂੰ ਭਾਂਪ ਦੇਵੇਗੀ.

ਖਗੋਲ-ਵਿਗਿਆਨੀ ਐਕ੍ਰਿਸ਼ਨ ਡਿਸਕ ਵਿਚ ਆਇਰਨ ਦੁਆਰਾ ਘੁੰਮਦੇ ਹੋਏ ਐਕਸ-ਰੇ ਲਾਈਟ ਦਾ ਵਿਸ਼ਲੇਸ਼ਣ ਕਰਕੇ ਇਨ੍ਹਾਂ ਵਾਰਪਿੰਗ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਦੀ ਭਾਲ ਕਰਦੇ ਹਨ. ਨਵੇਂ ਅਧਿਐਨ ਵਿਚ, ਉਹਨਾਂ ਨੇ ਐਨਜੀਸੀ 1365 ਵਿਚ ਇਕੋ ਸਮੇਂ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਨੂੰ ਵੇਖਣ ਲਈ ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿtonਟਨ ਅਤੇ ਨੂਸਟਾਰ ਦੋਵਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕੀਤੀ. ਜਦੋਂ ਕਿ ਐਕਸਐਮਐਮ-ਨਿtonਟਨ ਨੇ ਖੁਲਾਸਾ ਕੀਤਾ ਕਿ ਲੋਹੇ ਤੋਂ ਰੌਸ਼ਨੀ ਲੱਗੀ ਹੋਈ ਸੀ, ਨੂਸਟਾਰ ਨੇ ਸਾਬਤ ਕੀਤਾ ਕਿ ਇਹ ਵਿਗਾੜ ਕਾਲੇ ਦੀ ਗੰਭੀਰਤਾ ਤੋਂ ਆ ਰਿਹਾ ਸੀ ਆਸ ਪਾਸ ਵਿਚ ਮੋਰੀ ਅਤੇ ਗੈਸ ਦੇ ਬੱਦਲ ਨਹੀਂ. ਨੂਸਟਾਰ ਅਤੇ # 8217 ਦੇ ਉੱਚ-Xਰਜਾ ਦੇ ਐਕਸ-ਰੇ ਅੰਕੜੇ ਦਰਸਾਉਂਦੇ ਹਨ ਕਿ ਲੋਹਾ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਦੇ ਇੰਨਾ ਨੇੜੇ ਸੀ ਕਿ ਇਸ ਦੀ ਗੰਭੀਰਤਾ ਲਾਜ਼ਮੀ ਤੌਰ 'ਤੇ ਜੰਗੀ ਪ੍ਰਭਾਵਾਂ ਦਾ ਕਾਰਨ ਬਣ ਰਹੀ ਹੈ.

ਅਸਪਸ਼ਟ ਬੱਦਲ ਛਾਏ ਰਹਿਣ ਦੀ ਸੰਭਾਵਨਾ ਤੋਂ ਇਨਕਾਰ ਕਰਦਿਆਂ, ਵਿਗਿਆਨੀ ਹੁਣ ਬਲੈਕ ਹੋਲ ਅਤੇ # 8217 ਸਪਿਨ ਰੇਟ ਨੂੰ ਮਾਪਣ ਲਈ ਲੋਹੇ ਦੇ ਦਸਤਖਤਾਂ ਵਿਚ ਭਟਕਣਾਂ ਦੀ ਵਰਤੋਂ ਕਰ ਸਕਦੇ ਹਨ. The findings apply to several other black holes as well, removing the uncertainty in the previously measured spin rates.

For more information on NASA’s NuSTAR mission, visit: http://www.nasa.gov/nustar .

For more information on ESA’s XMM-Newton mission, visit: http://go.nasa.gov/YUYpI6 .

The California Institute of Technology in Pasadena manages JPL for NASA.

Publication: G. Risaliti, et al. “A rapidly spinning supermassive black hole at the center of NGC 1365,” Nature 494, 449–451 (28 February 2013) doi:10.1038/nature11938


Staggering spin

The light echoes captured from IRAS 13224-3809 allowed Alston and his team to determine the precise geometry of the material surrounding the black hole, including the dimensions of its dynamic x-ray corona, which powers those echoes. The team could then use that information to calculate the black hole’s mass and spin, two properties that do not fluctuate on human timescales.

“To measure the mass and spin of the black hole, we need to know exactly where this gas is before it falls into the black hole,” Alston says. Scientists have used this technique to study supermassive black holes before, but those observations were neither as lengthy, nor the source as variable, as they are for IRAS 13224-3809.

Based on the new mapping, the team concluded that this supermassive black hole contains as much mass as two million suns, and that it is spinning nearly as fast as it possibly can without breaking the laws of physics. Bentz, who was not involved in the work, says the authors’ extensive observations make the results extremely convincing.

“The authors carried out the same experiment 16 times, which is significantly more than any previous studies,” Bentz says. “That really helped them to pin down the pieces that were not changing.”

Alston and his team also assembled a dynamic image of how the x-ray corona swaddling the black hole changes over time, with its size varying somewhat dramatically over a day.


Black Holes and X-ray binaries

Stellar mass black holes are formed when a massive star explodes in a Supernova. A black hole is something that is so massive that even light cannot escape its surface. When astronomers talk about a black hole, they usually mean the Schwarzschild Radius, beyond which nothing can escape. As no light can escape from a black hole we cannot see them directly however they have an effect on anything that comes too close. If the black hole formed in a binary star system, then the other companion star will still be in orbit around the black hole (technically their common centre of mass). What is then observed is the companion star "wobbling" around some point in space. The black hole will also "suck" in matter from the region around it. As it is very massive, its gravity pulls things in. Most things in space spin - for example galaxies, stars and planets - and so when things are falling towards the black hole they begin to swirl around it, like bath water around a plug-hole. Different parts of the material orbit around the black hole a different speeds and so they rub against one-another and become hot from friction. As the material is moving very fast by the time it is close to the black hole it is very hot and so emits X-rays.

Larger black holes are found at the centre of most galaxies, these as millions if not billions of times as massive as our Sun. They are too far away to be seen directly, but they have to be there because they are the only things that are known about that can explain what is seen. There is good evidence for a black hole at the centre of the Milky Way as stars are orbiting around something that has to be very massive in a small volume. The only thing that can form with this density is a black hole. Using the Doppler effect at the centres of other galaxies it seems as if black holes are there as well - the stars and gas are moving too fast for it to be anything else. Some of the black holes at the centres of galaxies are real monsters and are performing some of the most extreme physics known to man, see the section on Active Galactic Nuclei.

X-ray Binaries

As the name suggests these are binary systems which emit large amounts of X-rays. These were among the first X-ray sources to be discovered (apart from the Sun and other Solar System sources) as they are relatively close as there are many in the Milky Way. Sco X-1 and Cygnus X-1 were the first X-ray sources to be discovered in the constellations of Scorpius and Cygnus respectively and they are both X-ray binaries.

There are two different types of X-ray Binaries - High Mass (HMXB) and Low Mass (LMXB), and they have different properties

High Mass X-ray Binaries form from two stars of different mass which are in orbit around each other. The more massive one evolves faster and reaches the end of its life first, after a few million years or so. It becomes a giant and the outer layers are lost to its companion. Then it explodes in a supernova leaving behind either a neutron star or a black hole. This can disrupt the binary system, but if the star that exploded was less massive than its companion when it exploded they the systems will remain in tact, though the orbits may be more eccentric. The companion star then comes to the end of its life and swells to form a giant. It then looses its outer layers onto the neutron star or black hole. This is the HMXB phase. The material forms an accretion disc around the compact object, which heats up because of friction. This heating, combined with jets that can be formed by the black hole, cause the X-ray emission. Eventually the companion star comes to the end of its life, leaving a neutron star/black hole - white dwarf/neutron star/black hole binary, depending on the initial masses of the stars. Cygnus X-1 is this type of X-ray Binary. They are bright in X-rays not only because of the accretion disc, but also because there is a corona which is much more powerful than the Sun's corona. Cygnus X-1 is 10,000 times more powerful than the Sun, and most of it is powered by the gravity caused by the black hole.

An artists impression of GRS 1915 which is thought to be an X-ray binary. The black hole sucks material off the companion star, which is heated by friction, emitting X-rays. Picture by Rob Hynes.

Low Mass X-ray Binaries have a less clear origin. The most likely explanation is that they form by capture, the lone compact object, the remnant of a massive star, has a close interaction in a cluster and picks up a companion. The mass transfer on to the compact object is much slower and more controlled. This mass transfer can spin up a neutron star so that it is a millisecond pulsar, spinning thousands of times a second. Low Mass X-ray Binaries tend to emit X-rays in bursts and transients and there could be many more present in our galaxy than we see, but which are currently switched off. They also tend to have softer spectra (they emit lower energy X-rays), whereas the HMXB's have harder spectra (more energetic X-rays).

Images of the globular clusters and the centre of our galaxy show that there are many X-ray binaries in our galaxy. They appear as the point sources in the image below, which is of the centre of our galaxy. This image of the centre of our galaxy also shows the source Sagittarius A*, which is the super massive black hole at the centre of the Milky Way.

In X-ray binaries where the compact object is a Neutron Star, rather than a black hole, the material which falls from the giant star onto the neutron star builds up on the surface. Eventually there is enough material there for it to "burn" like at the centre of a star, and this causes the largest visible thermonuclear flash. The X-ray emission from the X-ray binary can go up by a factor of ten, and then it decays back down again.


The Science of Black Hole Kicks: An Interview with Avi Loeb

For more context on CID-42 and the science of black hole kicks, we interviewed Professor Abraham (Avi) Loeb, one of the co-authors of the new paper. Avi is the director of the Institute for Theory and Computation, within the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, and he is currently serving as Chair of the Department of Astronomy at Harvard University. He was recently elected to become a member of the American Academy of Arts & Sciences. Avi has worked on a wide variety of topics in astrophysics, including cosmology, black holes, gravitational lensing by planets and gamma-ray bursts in the distant Universe.

Q: How significant do you think this result is?

A: CID-42 is the best candidate for a massive black hole that might have been kicked out of the center of a galaxy with a high speed. An interesting mechanism for obtaining such a kick involves the merger of two black holes into the kicked black hole.

Almost a century ago, Albert Einstein formulated the modern set of equations that are used to describe gravity. Einstein's equations are so complicated that we were able to solve them accurately only a few years ago for a relatively simple system of two black holes in a bound orbit. Such a system forms naturally as a result of a merger between two galaxies, each hosting a single black hole at its center. The exact solution to Einstein's equations, obtained with sophisticated computer algorithms, shows that the two black holes merge into a single black hole which is kicked in a preferred direction like a rocket due to the directional emission of gravitational waves which serve as the substance coming out from the rocket exhaust.

If CID-42 was indeed produced by this mechanism, it provides the first observational validation of Einstein's equations in the unexplored regime of dynamical strong gravity, which is responsible for gravitational wave kicks.

Q: There have been a few other candidates for black holes ejected from galaxies by gravitational waves. How does this one stand out from the others?

A: CID-42 is the strongest candidate for such a recoiled black hole because the active black hole is offset from the center of the galaxy in both position and velocity. No other system shows these offsets so clearly.

Q: Please explain how gravitational radiation can impart a kick to a black hole after a merger. Why has it only been recently that very powerful kicks -- enough to throw the black hole out of the galaxy -- have been predicted?

A: Astrophysical black holes are characterized by two numbers: mass and spin. If the merging black holes have no spin, the recoil speed of the remnant black hole is modest, limited to 200 kilometers per second. Such an ejection speed would not allow the black hole at the center of the Milky Way galaxy to escape. However, if the merging black holes have spins, the kick velocity could reach thousands of kilometers per second for special spin orientations. Only recently were researchers able to solve Einstein's equations for binary black hole systems with all possible spin configurations.

Q: How common are black hole pairs and mergers likely to be in the local universe and in the early universe?

A: A galaxy like the Milky Way has a sizeable chance to merge with a comparable-mass galaxy, like its neighbor Andromeda galaxy, during the past ten billion years. In the early universe, mergers of galaxies were more common since the Universe was denser and they were closer to each other. In fact, a galaxy like the Milky Way was assembled out of many mergers of smaller building blacks at early cosmic time. The formation of black hole binaries and gravitational wave emission was a common phenomenon at these early times. Astronomers proposed a space-based observatory for these gravitational waves, called the Laser Interferometer Space Antenna (LISA), which is not funded yet. If funded, this observatory will open a new window into the early history of black hole formation in the Universe.

Q: As we wait for the first direct detection of gravitational waves how useful might studies of systems like CID-42 be for understanding gravitational waves?

A: Until the LISA observatory is funded, we have to rely on detecting electromagnetic waves (using ordinary telescopes) from systems such as CID-42, as a test of Einstein's theory of gravity.

Q: If black holes are important for the evolution of galaxies, then how might the eviction of a merged black hole make a difference to the evolution of its former host galaxy?

A: Indeed, the ejection of black holes from galaxy centers could affect the evolution of their host galaxies. However, large kicks of the magnitude associated with CID-42 must be rare, since we do not know of many such examples.

- A merger between the supermassive black hole in the Milky Way and the one in Andromeda will be a dramatic event, but it is unlikely to result in the eviction of the newly formed black hole. According to the latest theoretical work, only in mergers where the masses of the two black holes are close to each other is there a good chance that a strong kick will be given to the black hole. In numerical terms, by “close” we mean the ratio between the masses of the two black holes is less than about ten. For the simulation of the merger forming CID-42, the mass ratio is close to one, but in the case of the Milky Way and Andromeda black holes the masses are much less evenly matched. The mass of the Milky Way's supermassive black hole is estimated to be about 4.5 million times the mass of the sun (http://arxiv.org/abs/0810.4674 & http://arxiv.org/abs/0808.2870) and the mass of Andromeda's black hole is estimated to be about 140 million times the mass of the Sun (http://arxiv.org/abs/astro-ph/0509839), giving a mass ratio of more than 30. So, unless the black hole weight estimates contain significant errors, or there are serious problems with the theory, Milkomeda is going to keep its supermassive black hole when it forms.

- The kinetic energy of a black hole as massive as CID-42 moving at three million miles per hour is enormous. Its energy is equivalent to the energy produced by about 200,000 supernova explosions.

- Recoil speeds for supermassive black holes of more than ten milion miles per hour have been predicted by theoretical work. For the largest recoil speeds the mass ratio should equal one and the spin of the black holes should be partially aligned with the plane of their orbit before merging (http://arxiv.org/abs/1108.2009).

- Under the right conditions, the new black hole can have a much smaller mass than the combined masses of the two original black holes. Simulations incorporating General Relativity have shown that the energy emitted in gravitational waves by the merger of two massive black holes can be equivalent (using E=mc2) to as much as ten per cent of the masses of the black holes before they merged.


Yes, matter falling into a rotating black hole starts revolving around the black hole. In the vicinity of any rotating body there is a rotation of spacetime known as frame dragging. The effect is only large for very heavy and dense objects like black holes, but in fact it can be measured for objects in Earth orbit. The experiment was done with the LAGEOS satellite, though I believe there is some controversy about the results. For black holes there is a region outside the event horizon called the ergosphere where the frame dragging effect is so strong that it's impossible to resist (without moving faster than light).

It isn't possible to say whether any object is spinning clockwise or counterclockwise because it depends on how you look at the object. For example if you look at the Earth from a point above the North Pole you'll see it moving counterclockwise, but if you look from a point above the South Pole you'll see it moving clockwise. Since there isn't any way to determine which of a spinning black holes poles are North and South there isn't any way to specify what direction it's spinning in.