කළු කුහර
කළු කුහර පිළිඹඳ ඔබ අප සියලු දෙනාම හොදින් අසා ඇත.මෙම ලිපිය තුලින් කළු කුහර පිළිඹඳ ඔබ නොදන්නා කරුණු කිහිපයක් ඉදිරිපත් කිරීමට හැකිවේ යැයි බලපොරොත්තුවෙමි.
කළු කුහරයක් යනු කුමක් දැයි මුලින්ම සොය බලමු. ගුරුත්වය විසින් විශ්වයේ කිසිම වස්තුවකට ගැලවීයාමට ඉඩ නොදෙන අවකාශීය ප්රදේශය කළු කුහරයක් ලෙස හදුන්වයි. එනම් මෙම අධික ගුරුත්වාකර්ශන බලය නිසා අලොකයට පවා ගැලවී යාමට ඉඩ නොදේ. (ආලෝකය යනු නිදහස් ස්කන්දයක් නොමැති වස්තුවක් නිස අලෝකය කෙරෙහි ගුරුත්වය බලපන්නේ කෙසෙදැයි ඔබට ප්රශ්නයක් නැගෙනු ඇත.එ පිළිඹඳව වැඩි දුර විස්තර අවශ්ය නම් සමාන්ය සාපේක්ශතාවදය පිළිබඳ කරුනු සොයා බලන්න.) එනම් කලු කුහරයක් විසින් කිසිම විටෙක විද්යුත් චුම්භක විකිරණයක් පිටනොකරන නිසා ( Hawking විකිරණ හැරුනුවිට ) එවා කිසිම ප්රකාශ වස්තුවකට හදුනාගත නොහැකිවේ.
කළු කුහර පිළිබඳ ඉතිහාසය
කළු කුහර පිළිබඳව මුල්ම වරට අදහසක් ඉදිරිපත් කර ඇත්තේ එංගලන්ත ජාතික භූවිද්යාඥයකු වූ ජෝන් මිචෙල් විසිනි. 1783 දී රාජකීය සංගමයට යැවූ ලිපියකින් ඔහු පෙන්වා දී ඇත්තේ හිරුට සමාන ස්කන්දයකින් යුත් වස්තුවක අරය ක්රමයෙන් කුඩා කලහොත් එම වස්තුව මතුපිට වියෝග ප්රවේගය කිසියම් අවස්ථාවකදී අලොකයේ වේගය ඉක්මවා යන බවයි. එනම් එම වස්තුව මතුපිටින් පිටවන විද්යුත් චුම්භක විකිරණවලට කිසිම ලෙසකින් වත් එම වස්තුව මතුපිටින් ගැලවී යමට නොහැකිවනු ඇත.
නමුත් මෙම කරුනු එම කාලයේදි ප්රතික්ශෙප කරන ලද්දේ නිදහස් ස්කන්දයක් නොමැති අලෝකය වැනි තරංග වලට ගුරුත්වය බලපන්නේ කෙසේදැයි එකල කිසිදු අවබොදයක් කිසිවෙකුට නොතීබූ බැවිනි. 1915 දී මෙම කාරනා යලි හිස එසෙවුනේ ඇල්බට් අයින්ස්ටයින් විසින් සාමාන්ය සාපෙක්ශතාවදය ගොඩනැගිමෙන් අනතුරුවයි. එහිදී ඔහු විසින් ආලෝකයේ චලිතය කෙරෙහි ගුරුත්වය බලපැම පෙන්වාදෙන ලදී. ඉන් මාස කිහිපයකට පසු කාල් සවාක්චයිල්ඩ් විසින් කළු කුහරවල ගුරුත්වාකර්ශන ක්ශෙත්ර එනම් ලක්ෂිය ස්කන්දවල ගුරුත්වාකර්ශන ක්ශෙත්ර පිළිබඳ සාමාන්ය සපෙක්ශතාවාදය ඇසුරෙන් පැහැදිලි කරදීමට සමත්විය. නමුත් මෙම පහැදිලි කිරිම කළු කුහරවල් අභ්යන්තරය පිළිබඳ අවබෝදයක් ලබාගැනීමට ප්රමාණවත් නොවීය. එයට හේතු වූයේ කළු කුහරය අභ්යන්තරයෙ පවතින singularity යන අවස්ථාව සාමන්ය සාපෙක්ශතාවදයෙන් පැහැදිලි කල නොහැකිවීමයි.
කළු කුහර ඇති වන්නේ කෙසේද යන ප්රශ්නයට පිලිතුරක් දීමට ප්රථමයෙන් හැකිවුනේ සුබ්රමනියම් චන්ද්රසෙකර් විද්යාඥයාටයි. ඔහු පෙන්වා දුන්නේ ප්රමණවත් තරම් ස්කධයකින් යුක්ත වස්තුවක ගුරුත්වජ බලය එම ස්කන්ද අතරම පවතින විකර්ශන බලවලට වඩා ප්රබලවූ විට එම වස්තුව සිය ගුරුත්වය යටතේම කඩාවටෙන බවයි. එනම් යම් තරුවක ( අභ්යන්තර විකිරණ පීඩනයක් නොමැති ) ස්කන්දය සුර්යයාගේ ස්කන්දයමෙන් 1.4 වාරයකට වඩා විශාලනම් එම තරුවේ ඉලෙක්ට්රොන අතර පවතින විකර්ශන බල( electron degeneracy pressure) එම තරුවේ ගුරුත්වජ බලය තුලනය කිරීමට ප්රමානවත් නොවේ. එනම් හිරු ගේ ස්කන්දයට වඩා 1.4 වාරයකට වඩා වැඩි සුදුවාමන තරුවක් කිසිලෙසකින්වත් ස්ථායී නොවේ, එම තරුව තවදුරටත් ගුරුත්වයයටතේ කඩාවැටී නියුට්රොන තාරකාවක් බවට පත්වේ. මෙම 1.4 නම් වූ සීමාව චන්ද්රසෙකර් සීමාව ලෙස හදුන්වයි.
1939 දී රොබට් ඔපෙන්හයිමර් විසින් නියුට්රොන තාරකාවක ස්කන්දය සූර්යයාගෙ ස්කන්දය මෙන් 3 ගුණයකට වඩා වැඩිනම් එම තරකාවේ නියුට්රොන අතර විකර්ශණ බල(neutron degeneracy pressure) එහි ගුරුත්වජ බල තුලනය කිරීමට ප්රමණවත් නොවෙනු ඇති බව පෙන්වාදෙන ලදී. එය නියුට්රෝන තරකාවක් ලෙස ස්ථායීනොවී තවදුරටත් ගුරුත්වයයටතේ කඩාවැටී භ්රමණය නොවන කළු කුහරයක් බවට පත්වේ. මෙම 3 නම් වු සීමාව ටොල්මන් ඔපන්හයිමර් වොල්කොෆ් සීමාව(TOV limit) ලෙස හදුන්වයි.
ඔපන්හයිමර් විසින් කළු කුහර පිළිබඳව තවත් වැදගත් කරුනක් පෙන්වා දෙන ලදී. එනම් ස්වාක්චයිල්ඩ් අරය ලෙස හඳුන්වන සිමාවේ දී පිටත නිරික්ශකයෙකුට සාපෙක්ශව කාලය යන මානය නතරවන බවයි. මෙනිසා කළු කුහරයක් තුලට වැටෙනා වස්තූන් කිසිම දිනක අපිට සාපෙක්ශව එය කළුකුහරය තුලට ගමන් නොකරයි. එම වස්තුන් හරියටම කළු කුහරය මතුපිටදී කාලයතුල ගමන් කිරීම නවතී. මෙනිසා මෙම තරු මුලදී Frozen stars ලෙස හඳුන්වන ලදි.
1958 දී ඩේවිඩ් ෆින්කල්ස්ටේන් විසින් කළු කුහරයේ අවස්ථා ක්ෂිතිජය යන්න කළු කුහරයේ ස්වාක්චයිල්ඩ් අරය(schwarzschild radius)ම බව පෙන්වා ඩෙන ලදී. කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය යනු එක් දිශාවකට පමණක් ගමන් කල හැකි කළු කුහර වටවූ බුබුලක් වැනී මනඃකල්පිත සීමාවකි. මෙම සීමාව පසුකල පසු කිසිම ශක්තියකට නැවත එම සීමාව අනෙක් පසට පසුකල නොහැක.
1963 දී රෝයි කෙර් විසින් භ්රමණයවන කළු කුහර සඳහා නියමයක් ඉදිරිපත් කිරීමට සමත්විය. මෙම නියමය no-hair theorem ලෙස හඳුන්වයි. මෙම නියමය භාවිතයෙන් කළු කුහරවල ස්කන්දය , කෝණික ගම්යතාව හා විද්යුත් අරෝපණ පිළිබඳව කරුනු පැහැදිළි කිරීමට සමත්විය.
1974 දී ස්ටිවන් හෝකින් විසින් පෙන්වදෙන ලද්දෙ කොන්ටම් විද්යාවෙ එන න්යායන්ට අනුව කළු කුහර කෘශණ වස්තුවක් ලෙසම විකිරණ පිට කල යුතු බවත්ය එම විකිරණයේ උෂ්ණත්වය කළු කුහරයේ මතුපිට ගුරුත්වාකර්ශන බලයට අනුලොමව සමානුපාතික බවද පෙන්වා දෙනලදී.( pair annihilating යන සංසිදියෙන් මෙම විකිරණවල ඇතිවීම පැදිලිකෙරේ).
කළු කුහර වර්ග
තාරකා භෞතිකවිද්යඥයින් පිළිගන්නා අන්දමට කළුකුහරයක් නිර්මාණය තරකාවක් විනාශවීමේ එක් අවදියක් ලෙස හො ඉතා අධික වේගයකින් ගමන්ගන්න උපපරමාණුක අංශු දෙකක් එකිනෙක ගැටුනුවිටයි . තරකාවක් විනාශවීමෙන් සැදෙන කළු කුහර ලෙස හදුන්වන අතර අංශු ත්වාරකවල( particle accelerator ) නිපදවෙන
කළු කුහර ලෙස හදුන්වයි. මෙම හුදෙක්ම තවමත් න්යයක්ම පමනක් වන අතර මෙම කලු කුහර ඇති වූවත් එව තත්පර 10^-27 වැනි ඉතා කුඩා කාලයක් තුල වාශ්පවීයයි. දැනට හදුනාගෙන ඇති කළුකුහර වර්ග පිලිබඳ වර්ගීකරණයක් පහත දැක්වේ.
| වර්ගය | ස්කන්දය | විශාලත්වය |
|---|---|---|
| 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 |
AU- Astronomical Units -150 milllion km
තරකාවිද්යාවෙදී බොහො විට ක්ශුද්ර(micro) කළු කුහර පිළිබඳ කතාකිරිමක් සිදුනොකෙරේ. ඕනැම මන්දාකිණියක් මධ්යයේ බොහොවිට Super massive black hole (SMBH) එකක් පවතී. අපගේ ක්ෂිරපථය මධ්යයේ පවතින Sagittarius A කළුකුහරය මෙවැනි කළුකුහර වලට උදාහරණ වේ.Intermediate black hole යනු stellar වලට වඩා ස්කන්දයෙන් වැඩී වූ එහෙත් super massive තරම් විශාල නොවූ කළුකුහර වර්ගයකි.
Super massive black hole
SMBH යනු මන්දාකිණියක දක්නට ලැබෙන විශාලත්වයෙන් වැඩිතම වූ කළු කුහර වර්ගයයි. සමාන්යයෙන් මෙවැනි කළු කුහරයක ස්කන්ධය සුර්යයාගේ ස්කන්ධයමෙන් මිලියන වාරයක් පමණ වේ.SM කළු කුහරයක් සැම මන්දකිණියක් මධ්යයයෙම බොහොවිට දක්නට ලැබෙ.
මෙවැනි කළු කුහර අනෙක් කළු කුහර වර්ගවලින් වෙන්විමට හේතු වන්නෙ මෙවායේ අධික ස්කන්ධයයි. එමෙන්ම මෙවැනි වර්ගයේ කළුකුහරයක මධ්යන ඝනත්වය(මුළු ස්කන්ධය අවස්ථා ක්ශිතිජයෙන් වටවූ පරිමාවෙන් බෙදූවිට ) සාමාන්ය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩු යැයි පැවසුවහොත් ඔබ විශ්වස කරනවාද? ඔව් එය 100% ම සත්යයක් වේ. සමහර SM කළු කුහර වල මධ්යනය ඝනත්වය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩු වේ. එයට ප්රදානතම හේතුව වන්නේ මෙවැනි කළු කුහරවල ස්වාක්චල්ඩ් අරය(අවස්ථා ක්ශිතිජයට අති දුර )විශාල වීමයි. කළු කුහරයක ස්වාක්චල්ඩ් අරය පහත සමිකරණය මගින් ගණනය කර ගත හැක
Rsc={(2GM)^1/2}/C
කළු කුහරයක ස්කන්දය විශාලවීමත් සමගම එහි ස්වාක්චල්ඩ් අරය විශාල විම සිදුවේ. මෙනිසා SM කළු කුහරවල ඝනත්වය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩුවිය හැක. සාමාන්ය stellar mass කළු කුහරයක මධ්ය singularity සිට අවස්ථා ක්ශිතිජයට ඇති දුර කුඩා අගයකි. මෙනිසා කළු කුහරය අසන්නයට යාමෙදී ඉතා විශාල ගුරුත්වජ උදම් බල(tidal force) ඇතිවිය හැක. ( ගුරුත්වජ උදම් බලයක් ලෙස අදහස් කරන්නෙ කළු කුහරය ආසන්නයේ දී ඉතා කුඩා දුරක් ගුරුත්වජ ක්ශෙත්රය විශාල ලෙස වෙනස් වීමයි. මක්නිසා ද යත් ඕනැම වස්තුවක ගුරුත්වජ ක්ශෙත්ර තීව්රතාවතව වස්තුවේ මධ්යයයේ සිට අති දුරේ වර්ගයට ප්රතිලෝමව සමනුපතිකවේ.) මෙනිසා වස්තුවක් කළු කුහරය අසන්නයට පැමිණීමෙදී එහි අවස්ථා ක්ශිතිජය පසු කරනවත් සමගම වගේ විශාල ගුරුත්වජ උදම් බල නිසා වස්තුවේ පරමනු එකිනෙක වෙන්වි යයි. මෙය නිකම් ලනුවක් ගෙන දෙපසට ඇදිමෙන් එය කඩාදැමීම වැනි සිද්දියකි. නමුත් SM කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය එහි මධ්ය singularity එකෙන් ඉතා ඇතින් පවතින නිසා එවැනි කළු කුහරයක් අසාන්නයට යාමෙදී එම බලය මිනිසෙකු ඉරා දැමිමට තරම් ප්රබල නොවනු ඇති බව විද්යඥයින්ගේ මතයයි. මෙනිසා ගගනගාමියෙකුට පනපිටින් SM කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය පසුකර කළු කුහරයට තුලට ගමන් කලහැක.
1971 දී ඩොනල් ලයිඩන් බෙල් හා මාටින් රොස් විසින් අප ක්ෂිරපථය මධ්යයේ මෙවැනි කළු කුහරයක් පැවතිය හැකිබවට මුලින්ම පෙන්වාදෙන ලදී. එම නිසා මුලින්ම හඳුනාගත් SM කළු කුහරය ක්ෂිරපථය මධ්යයේ පවතින Sagittarius A කළු කුහරය වේ.
SM වර්ගයේ කළු කුහරයක් ඇතිවන්නෙ කෙසේද යන්න පිළිඹඳ හරි හැටි අවබෝදයක් තවමත් තරකා විද්යඥයින් තුල නොපවතී. නමුත් මෙවැනි කළු කුහරය ඇති විය හැකි ආකර පිළිඹඳ අදහස් කිහිපයක් ඔවුන් ඉදිරිපත් කර ඇත. ඒ අතරින් එක් මතයක් වන්නේ සාමන්ය stellar mass කළු කුහරයක්ම මුලින් ඇතිවී එම කළු කුහරය උපචනය ( Accretion of matter)මගින් හො වෙනත් කළු කුහර හා එක්වීමෙන් මෙවැනී අතිවිශාල කළු කුහරයක් නිර්මානය විය හැකි බවයි. තවත් මතයක් වන්නේ Quasi තරු නම් වු තාරකා වර්ගයකින් මෙවැනි කළු කුහර නිර්මානය වූ බවයි.Qusai තරුවක් යනු විශ්වය බිහිවී මුල්වදියේ දී ඇති වූයේ යැයි සලකන මනඃකල්පිත තරු විශේෂයකි.( මෙවැනි තරුතිබූ බවට තවම කිසිදු සක්ෂියක් නොමැත. ) සාමාන්ය තරකාවක මෙන් Qusai තරුවක් ශක්තිය නිපදවන්නේ එය මධ්යයේ පවතින කළු කුහරයේ උපචයන තැටිය(Accretion disk)මගින් නිකුත් කරන ශක්තියෙනී. මෙවනි තරකාවකින් කළු කුහරයක් ඇති වීමෙදී අධිනව පිපිරුමක්( supernova) ඇති නොවන නිස එම තරුවේ ස්කන්ධයෙන් 100% ම පහේ මධ්ය කළු කුහරය මගින් සිය ග්රහනයටනතු කර ගනී. මෙනිසා කළු කුහරයේ ස්කන්ධය අති විශාලවේ.
Super massive black hole
SMBH යනු මන්දාකිණියක දක්නට ලැබෙන විශාලත්වයෙන් වැඩිතම වූ කළු කුහර වර්ගයයි. සමාන්යයෙන් මෙවැනි කළු කුහරයක ස්කන්ධය සුර්යයාගේ ස්කන්ධයමෙන් මිලියන වාරයක් පමණ වේ.SM කළු කුහරයක් සැම මන්දකිණියක් මධ්යයයෙම බොහොවිට දක්නට ලැබෙ.
මෙවැනි කළු කුහර අනෙක් කළු කුහර වර්ගවලින් වෙන්විමට හේතු වන්නෙ මෙවායේ අධික ස්කන්ධයයි. එමෙන්ම මෙවැනි වර්ගයේ කළුකුහරයක මධ්යන ඝනත්වය(මුළු ස්කන්ධය අවස්ථා ක්ශිතිජයෙන් වටවූ පරිමාවෙන් බෙදූවිට ) සාමාන්ය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩු යැයි පැවසුවහොත් ඔබ විශ්වස කරනවාද? ඔව් එය 100% ම සත්යයක් වේ. සමහර SM කළු කුහර වල මධ්යනය ඝනත්වය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩු වේ. එයට ප්රදානතම හේතුව වන්නේ මෙවැනි කළු කුහරවල ස්වාක්චල්ඩ් අරය(අවස්ථා ක්ශිතිජයට අති දුර )විශාල වීමයි. කළු කුහරයක ස්වාක්චල්ඩ් අරය පහත සමිකරණය මගින් ගණනය කර ගත හැක
Rsc={(2GM)^1/2}/C
M-කළු කුහරයේ ස්කන්ධය
G-සාර්වත්ර ගුරුත්වාකර්ශණ නියතය
C-ආලෝකයේ වේගය
Rsc-ස්වාක්චල්ඩ් අරය
කළු කුහරයක ස්කන්දය විශාලවීමත් සමගම එහි ස්වාක්චල්ඩ් අරය විශාල විම සිදුවේ. මෙනිසා SM කළු කුහරවල ඝනත්වය ජලයේ ඝනත්වයට වඩා අඩුවිය හැක. සාමාන්ය stellar mass කළු කුහරයක මධ්ය singularity සිට අවස්ථා ක්ශිතිජයට ඇති දුර කුඩා අගයකි. මෙනිසා කළු කුහරය අසන්නයට යාමෙදී ඉතා විශාල ගුරුත්වජ උදම් බල(tidal force) ඇතිවිය හැක. ( ගුරුත්වජ උදම් බලයක් ලෙස අදහස් කරන්නෙ කළු කුහරය ආසන්නයේ දී ඉතා කුඩා දුරක් ගුරුත්වජ ක්ශෙත්රය විශාල ලෙස වෙනස් වීමයි. මක්නිසා ද යත් ඕනැම වස්තුවක ගුරුත්වජ ක්ශෙත්ර තීව්රතාවතව වස්තුවේ මධ්යයයේ සිට අති දුරේ වර්ගයට ප්රතිලෝමව සමනුපතිකවේ.) මෙනිසා වස්තුවක් කළු කුහරය අසන්නයට පැමිණීමෙදී එහි අවස්ථා ක්ශිතිජය පසු කරනවත් සමගම වගේ විශාල ගුරුත්වජ උදම් බල නිසා වස්තුවේ පරමනු එකිනෙක වෙන්වි යයි. මෙය නිකම් ලනුවක් ගෙන දෙපසට ඇදිමෙන් එය කඩාදැමීම වැනි සිද්දියකි. නමුත් SM කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය එහි මධ්ය singularity එකෙන් ඉතා ඇතින් පවතින නිසා එවැනි කළු කුහරයක් අසාන්නයට යාමෙදී එම බලය මිනිසෙකු ඉරා දැමිමට තරම් ප්රබල නොවනු ඇති බව විද්යඥයින්ගේ මතයයි. මෙනිසා ගගනගාමියෙකුට පනපිටින් SM කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය පසුකර කළු කුහරයට තුලට ගමන් කලහැක.
1971 දී ඩොනල් ලයිඩන් බෙල් හා මාටින් රොස් විසින් අප ක්ෂිරපථය මධ්යයේ මෙවැනි කළු කුහරයක් පැවතිය හැකිබවට මුලින්ම පෙන්වාදෙන ලදී. එම නිසා මුලින්ම හඳුනාගත් SM කළු කුහරය ක්ෂිරපථය මධ්යයේ පවතින Sagittarius A කළු කුහරය වේ.
SM වර්ගයේ කළු කුහරයක් ඇතිවන්නෙ කෙසේද යන්න පිළිඹඳ හරි හැටි අවබෝදයක් තවමත් තරකා විද්යඥයින් තුල නොපවතී. නමුත් මෙවැනි කළු කුහරය ඇති විය හැකි ආකර පිළිඹඳ අදහස් කිහිපයක් ඔවුන් ඉදිරිපත් කර ඇත. ඒ අතරින් එක් මතයක් වන්නේ සාමන්ය stellar mass කළු කුහරයක්ම මුලින් ඇතිවී එම කළු කුහරය උපචනය ( Accretion of matter)මගින් හො වෙනත් කළු කුහර හා එක්වීමෙන් මෙවැනී අතිවිශාල කළු කුහරයක් නිර්මානය විය හැකි බවයි. තවත් මතයක් වන්නේ Quasi තරු නම් වු තාරකා වර්ගයකින් මෙවැනි කළු කුහර නිර්මානය වූ බවයි.Qusai තරුවක් යනු විශ්වය බිහිවී මුල්වදියේ දී ඇති වූයේ යැයි සලකන මනඃකල්පිත තරු විශේෂයකි.( මෙවැනි තරුතිබූ බවට තවම කිසිදු සක්ෂියක් නොමැත. ) සාමාන්ය තරකාවක මෙන් Qusai තරුවක් ශක්තිය නිපදවන්නේ එය මධ්යයේ පවතින කළු කුහරයේ උපචයන තැටිය(Accretion disk)මගින් නිකුත් කරන ශක්තියෙනී. මෙවනි තරකාවකින් කළු කුහරයක් ඇති වීමෙදී අධිනව පිපිරුමක්( supernova) ඇති නොවන නිස එම තරුවේ ස්කන්ධයෙන් 100% ම පහේ මධ්ය කළු කුහරය මගින් සිය ග්රහනයටනතු කර ගනී. මෙනිසා කළු කුහරයේ ස්කන්ධය අති විශාලවේ.
Sagittarius A
ක්ශීරපථය මධ්යයේ පවතින SM කළු කුහරය Sagittarius A ලෙස හඳුන්වයි. මෙම කළු කුහරය සොයාගනීමට හැකිවූයේ එම කළු කුහරය ආසන්නයේ පවතින තාරකාවල අසාමන්ය චලිතයයි. එම තාරකා අතරින් S2 නම්වූ තාරකවේ පථය පිළිබඳ අධ්යයන මෙම කළු කුහරය සොයා ගැනීමට හේතු විය.
කළු කුහරයක් විමට හේතු,
1. වසර 15.2 වූ අවර්ත කලයක් සහිතතව මධ්යවස්තුවක් වටා භ්රමණය වීම.
2.එනම් මධ්ය වස්තුවේ ස්කන්ධය ආසන්න ලෙස සුර්ය ස්කන්ධ මිලියන 4.1 පමණ විය යුතුවීම.( සුර්ය ස්කන්ධ 1ක් යනු ආසන්නව 2x10^30 Kg ). මධ්ය වස්තුවේ අරය ආසන්නලෙස ආලොක පැය 17 ට වඩා අඩු විය යුතු වීම. නැතහොත් එම තරුව වස්තුවා ගැටිය යුතුවේ.
පසුව කල සොයාගැනීම් වලින් පෙනීගොස් ඇත්තේ එම මධ්ය වස්තුවේ අරය ආලොකය පැය 6.25 (යුරෙනස් ග්රහයාගෙ කක්ශය තරම්)ටත් වඩා කුඩා විය යුතු බවයි. එම නිසා මෙම අති විශාල ස්කන්ධයෙන් යුත් වස්තුව කළු කහරයක්ම විය යුතු බව නිගමනය කල හැක.
කළු කුහරයක් විමට හේතු,
1. වසර 15.2 වූ අවර්ත කලයක් සහිතතව මධ්යවස්තුවක් වටා භ්රමණය වීම.
2.එනම් මධ්ය වස්තුවේ ස්කන්ධය ආසන්න ලෙස සුර්ය ස්කන්ධ මිලියන 4.1 පමණ විය යුතුවීම.( සුර්ය ස්කන්ධ 1ක් යනු ආසන්නව 2x10^30 Kg ). මධ්ය වස්තුවේ අරය ආසන්නලෙස ආලොක පැය 17 ට වඩා අඩු විය යුතු වීම. නැතහොත් එම තරුව වස්තුවා ගැටිය යුතුවේ.
පසුව කල සොයාගැනීම් වලින් පෙනීගොස් ඇත්තේ එම මධ්ය වස්තුවේ අරය ආලොකය පැය 6.25 (යුරෙනස් ග්රහයාගෙ කක්ශය තරම්)ටත් වඩා කුඩා විය යුතු බවයි. එම නිසා මෙම අති විශාල ස්කන්ධයෙන් යුත් වස්තුව කළු කහරයක්ම විය යුතු බව නිගමනය කල හැක.
Stellar mass කළු කුහර
stellar mass කළු කුහර ඇති වේ යැයි සැළකෙන්නෙ විශාල තාරකා විනාශවිමේ ඵලයක් ලෙසයි. මෙවැනි කළු කුහර ස්කන්ධයෙන් සුර්යයා මෙන් 3 ගුණයක සිට දස ගුණයක් තරම් විශාල විය හැක. කළු කුහර අධිනව තාරකා පිපිරුමක් ලෙස හෝ Gamma ray Burst යන හේතු දෙකෙන් එකක් උඩ නිර්මාණය විය හැක.
අධිනව පිපිරුමක්( Supernova) යනු සුර්යයාට වඩා විශාල තරකාවක් විනාශවිමේ එක් පියවරකි. සුර්යයා වැනි තාරකාවක් රතු යොධතාරකාවක් බවට පත්වී විනාශවන මුත් විශාල තාරකාවක් අධිනව පිපිරුමකට ලක් වී නියුට්රොන තාරකාවක් බවට හො කළු කුහර බවට පත් වේ. නියුට්රොන තාරකාවක් හා කළු කුහරක් වෙන් කරන සීමව කලින් සඳහන් කර ඇත.
කළු කුහරවල ලක්ෂණ
no hair theorem භාවිතයෙන් කළු කුහරයන්ගේ ප්රධන ලක්ෂණ 3ක් ගැන විස්තර කරයි. එවානම් ස්කන්ධය, අරෝපණය හා කළු කුහරයේ කෝණික ගම්යතවයි. මෙම ලක්ෂණ 3නම කළු කුහරයක පිටින් සිට නිරික්ෂණය ලක්ෂණවේ. ස්කන්ධය කළු කුහරයේ ගුරුත්වකර්ෂණ බලය තුලින්ද, ආරෝපණය කළු කුහරය අරොපිත අංශුන් කෙරෙහි දක්වන බලපැමෙන්ද, කොණික ගම්යතාව අවකාශය තුල සිදුකරනframe dragging යන බලපැමෙන්ද සොයගත හැක. කළු කුහරයක මෙම ලක්ෂණ වලට අමතරව තවත් විශේෂ කොටස් කිහිපයක් නිරික්ෂණය කල හැක.
ඒවානම් කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය(Event horizon), උපචයන තැටිය( accretion disk), පොටොන ගොලය (photon sphere), Ergo sphere හා Singularity යන කොටස් වේ. මෙ පිළිඹඳ පහතින් කෙටියෙන් විස්තර කිරීමට බලාපොරොත්තුවෙමි.
අවස්ථා ක්ෂිතිජය
අවකාශ කාලය තුල පධර්ත හා ශක්තින්ට එකපසකට පමණක් ගමන් කල හැකි සීමව අවස්ථා ක්ෂිතිජය ලෙස හදුන්වයි. එනම් අවස්ථා ක්ෂිතිජයෙන් අභ්යන්තරයේ වූ දත්ත කිසිවක් ඉන් පිටතට නොපැමිණේ. ස්ටිවන් හොකින් විසින් ඉදිරිපත් කරන ලද කළු කුහරයේ දත්ත අතුරුදහන්වීම පිළිඹඳව විරෝධාභානය( Information lost paradox) කළු කුහරවල අවස්ථා ක්ෂිතිජය පිළිබඳ කරුණු ඉගෙනීම වඩාත් තීව්රකෙරිණි. එහි දී ඔහු විසින් පවසන ලද්දෙ කළු කුහරය තුලට ගමන් ගන්නා තොරතුරු සියල්ල විනාශවන බවයින් නමුත් මෙම කරුණ භෞතික විද්යවේ එන ප්රදාන නීතියක් උල්ලන්ගනය කිරීමකී එනම් තොරතුරු විනශ විම. නමුත් ලෙනඩ් සස්කින්ඩ් නම් විද්යඥයා පෙන්වාදුන්නෙ කළු කුහරයට වැටෙනා තොරතුරු සියල්ලම එම කළු කුහරයේ අවස්ථා ක්ෂිතිජය මතුපිට තැම්පත්වන බවයි.
Singularity
සාමන්ය සපෙක්ශතාවදයේ කළු කුහරයක මධ්යය පැහැදිලිකරන්නෙ Singularity ලෙසයි. Singularityයනු කළු කුහරයේ සියලුම ශක්තිය ( ස්කන්ධද ඇතුළු ) එකට එක්වී ඇති යැයි සැලකෙන පරිමාවක් නොමැති ලක්ශීය ස්කන්ධයකි. මෙම අනන්තවූ ඝනත්වය නිසා ඒ ආසන්න අවකාශ කාලය සිමවක් නොමැතිව අනන්තය තෙක්ම වක්රවී පවතී. මෙ නිසා සමහර විද්යඥයන් Singularity දකින් සමන්ය අවකාශ කාලයේ ප්රතිවිරුද්ද නිරුපණයක් ලෙසයි. සමන්ය අවකාශ කාලයෙදී ශක්තින්ට අවකශය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල හැකි නමුත් කාලය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල නොමැත. නමුත් Singularity තුලදී අවකාශය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල නොහැකිනිසා කලය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල හැකි බවයි.
Photon sphere
stellar mass කළු කුහර ඇති වේ යැයි සැළකෙන්නෙ විශාල තාරකා විනාශවිමේ ඵලයක් ලෙසයි. මෙවැනි කළු කුහර ස්කන්ධයෙන් සුර්යයා මෙන් 3 ගුණයක සිට දස ගුණයක් තරම් විශාල විය හැක. කළු කුහර අධිනව තාරකා පිපිරුමක් ලෙස හෝ Gamma ray Burst යන හේතු දෙකෙන් එකක් උඩ නිර්මාණය විය හැක.
අධිනව පිපිරුමක්( Supernova) යනු සුර්යයාට වඩා විශාල තරකාවක් විනාශවිමේ එක් පියවරකි. සුර්යයා වැනි තාරකාවක් රතු යොධතාරකාවක් බවට පත්වී විනාශවන මුත් විශාල තාරකාවක් අධිනව පිපිරුමකට ලක් වී නියුට්රොන තාරකාවක් බවට හො කළු කුහර බවට පත් වේ. නියුට්රොන තාරකාවක් හා කළු කුහරක් වෙන් කරන සීමව කලින් සඳහන් කර ඇත.
කළු කුහරවල ලක්ෂණ
no hair theorem භාවිතයෙන් කළු කුහරයන්ගේ ප්රධන ලක්ෂණ 3ක් ගැන විස්තර කරයි. එවානම් ස්කන්ධය, අරෝපණය හා කළු කුහරයේ කෝණික ගම්යතවයි. මෙම ලක්ෂණ 3නම කළු කුහරයක පිටින් සිට නිරික්ෂණය ලක්ෂණවේ. ස්කන්ධය කළු කුහරයේ ගුරුත්වකර්ෂණ බලය තුලින්ද, ආරෝපණය කළු කුහරය අරොපිත අංශුන් කෙරෙහි දක්වන බලපැමෙන්ද, කොණික ගම්යතාව අවකාශය තුල සිදුකරනframe dragging යන බලපැමෙන්ද සොයගත හැක. කළු කුහරයක මෙම ලක්ෂණ වලට අමතරව තවත් විශේෂ කොටස් කිහිපයක් නිරික්ෂණය කල හැක.
ඒවානම් කළු කුහරයක අවස්ථා ක්ෂිතිජය(Event horizon), උපචයන තැටිය( accretion disk), පොටොන ගොලය (photon sphere), Ergo sphere හා Singularity යන කොටස් වේ. මෙ පිළිඹඳ පහතින් කෙටියෙන් විස්තර කිරීමට බලාපොරොත්තුවෙමි.
අවස්ථා ක්ෂිතිජය
අවකාශ කාලය තුල පධර්ත හා ශක්තින්ට එකපසකට පමණක් ගමන් කල හැකි සීමව අවස්ථා ක්ෂිතිජය ලෙස හදුන්වයි. එනම් අවස්ථා ක්ෂිතිජයෙන් අභ්යන්තරයේ වූ දත්ත කිසිවක් ඉන් පිටතට නොපැමිණේ. ස්ටිවන් හොකින් විසින් ඉදිරිපත් කරන ලද කළු කුහරයේ දත්ත අතුරුදහන්වීම පිළිඹඳව විරෝධාභානය( Information lost paradox) කළු කුහරවල අවස්ථා ක්ෂිතිජය පිළිබඳ කරුණු ඉගෙනීම වඩාත් තීව්රකෙරිණි. එහි දී ඔහු විසින් පවසන ලද්දෙ කළු කුහරය තුලට ගමන් ගන්නා තොරතුරු සියල්ල විනාශවන බවයින් නමුත් මෙම කරුණ භෞතික විද්යවේ එන ප්රදාන නීතියක් උල්ලන්ගනය කිරීමකී එනම් තොරතුරු විනශ විම. නමුත් ලෙනඩ් සස්කින්ඩ් නම් විද්යඥයා පෙන්වාදුන්නෙ කළු කුහරයට වැටෙනා තොරතුරු සියල්ලම එම කළු කුහරයේ අවස්ථා ක්ෂිතිජය මතුපිට තැම්පත්වන බවයි.
Singularity
සාමන්ය සපෙක්ශතාවදයේ කළු කුහරයක මධ්යය පැහැදිලිකරන්නෙ Singularity ලෙසයි. Singularityයනු කළු කුහරයේ සියලුම ශක්තිය ( ස්කන්ධද ඇතුළු ) එකට එක්වී ඇති යැයි සැලකෙන පරිමාවක් නොමැති ලක්ශීය ස්කන්ධයකි. මෙම අනන්තවූ ඝනත්වය නිසා ඒ ආසන්න අවකාශ කාලය සිමවක් නොමැතිව අනන්තය තෙක්ම වක්රවී පවතී. මෙ නිසා සමහර විද්යඥයන් Singularity දකින් සමන්ය අවකාශ කාලයේ ප්රතිවිරුද්ද නිරුපණයක් ලෙසයි. සමන්ය අවකාශ කාලයෙදී ශක්තින්ට අවකශය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල හැකි නමුත් කාලය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල නොමැත. නමුත් Singularity තුලදී අවකාශය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල නොහැකිනිසා කලය තුල නිදහස් චලනයක් සිදුකල හැකි බවයි.
Photon sphere
ස්වක්චයිඩ් අරය මෙන් 1.5ක් පමණ විශාලවූ පොටොන වලින් පිරුණු ගොලය මෙනමින් හදුන්වයි. මෙම කලපය තුල කළු කුහරයෙ ගුරුත්වය නිසා පොටොන වෘතාකාර කක්ශවල භ්රමණය වෙමින් පවතී. නමුත් මෙම කලාපය තුල පොටොන වලට නිදහසේ ගමන් කල හැක.පොටොන ගොලයක් බොහෝවිට නියුට්රොන තාරකාවලත් දක්නට ලැබේ.
Ergo sphere
Ergo sphere යනු කළු කුහරය අසන්නයේම වූ අවකාශ කාලය විකෘතිවූ ප්රදේශයකි(frame dragging ) . මෙම කලාපය විකෘතිවිමට හේතුව වන්නේ කළු කුහරයේ අධික කෝණික ගම්යතාවයි. මෙම කලාපය දියසුලි යක්වටා වූ කලාපයකට වැනි වේ. මෙම කලාපය තුල නිදහස්ව සිට ගෙන සිටීමට නොහැක.
Accretion Disk
කළු කුහරය තුලට පධාර්ත එකතු කරගන්නේ උපචයනය යන ක්රමයක් මඟිනී. මෙම ක්රමයේ දී සිදුවන්නේ කළු කුහරය වටා වූ වායූ හා දූවිලි තැටියක් ලෙස භ්රමණය වෙමින් කළු කුහරය තුලට කඩාවැටීමයි. අධික ගුරුත්වජ ක්ෂෙත්රයක් තුල සිදුවන මේ භ්රමණය නිසා උපචයන තැටියේ පධර්ත කළු කුහරයට අසන්නවනවිට එවා අලෝකයේ වේගයට ඉතා අසන්න වේගයක් දක්වා ත්වරණයවේ. මෙම උපචයන තැටි විශ්වයේ දැනට හදුනාගෙන ඇති කර්යක්ශමම ශක්තිජනයන් බව විද්යඥයින්ගේ මතයයි. මෙම තැටි සිය ස්කන්ධයන්ගෙන් 40% ම ශක්තිය බවට පරිවර්තනය කරයි. අනෙක් කර්යක්ශමම ක්රමයවන්නෙ තාරකාවල මධ්යයේ සිදුවන න්යශ්ඨික විලයන ප්රතික්රියාවයි. එහිදී ශක්තිය බවට හැරවෙන්නේ යොදගන්නා ස්කන්ධයෙන් 0.7% පමණි. X කිරණ දිත්වතරු පත්ධතිවලද එක් තරුවක් පධාර්තය ලබගන්නෙ මෙවැනි උපචයන තැටියකිනි. කළු කුහරයක මෙවැනි උපචයන තැටියකින් නිකුත්වන අධිශක්ති X කිරණ පෘතිවියට පැමිණෙන්නේ බොහෝ විට රේඩියො කිරණ ලෙසයි. මෙයට හේතුව වන්නෙ එම කිරණ
කළු කුහරයේ ගුරුත්වයට හසුවී අධික ලෙස රක්තවිස්තාපනය වීමයි. ක්ෂිරපථය මධ්යයේ පවතින කළු කුහරයද මුලින්ම හඳුනාගෙන ඇත්තෙ මෙම රේඩියෝ කිරණ භාවිතයෙනි.
Ergo sphere
Accretion Disk
No comments:
Post a Comment