কৃষ্ণগহ্বর

মহাকর্ষীয় lensing এর সিমুলেশন (larger animation)

কৃষ্ণগহ্বর বা ব্ল্যাক হোল(ইংরেজি: Black Hole; বাংলা বিকল্প নাম: কৃষ্ণ বিবর) মহাবিশ্বের অস্তিত্ব ও প্রকৃতি বিষয়ক একটি বহুল প্রচলিত ধারণা। এই ধারণা অনুযায়ী কৃষ্ণগহ্বর মহাবিশ্বের এমন একটি বস্তু যা এত ঘন সন্নিবিষ্ট বা অতি ক্ষুদ্র আয়তনে এর ভর এত বেশি যে এর মহাকর্ষীয় শক্তি কোন কিছুকেই তার ভিতর থেকে বের হতে দেয় না, এমনকি তড়িৎচুম্বকীয় বিকিরণকেও (যেমন: আলো) নয়। প্রকৃতপক্ষে এই স্থানে সাধারণ মহাকর্ষীয় বলের মান এত বেশি হয়ে যায় যে এটি মহাবিশ্বের অন্য সকল বলকে অতিক্রম করে। ফলে এ থেকে কোন কিছুই পালাতে পারে না। অষ্টাদশ শতাব্দীতে প্রথম তৎকালীন মহাকর্ষের ধারণার ভিত্তিতে কৃষ্ণ বিবরের অস্তিত্বের বিষয়টি উত্থাপিত হয়।

সাধারণ আপেক্ষিকতার তত্ত্ব অনুসারে, কৃষ্ণগহ্বর মহাকাশের এমন একটি বিশেষ স্থান যেখান থেকে কোন কিছু, এমনকি আলো পর্যন্ত বের হয়ে আসতে পারে না। এটা তৈরি হয় খুবই বেশি পরিমাণ ঘনত্ব বিশিষ্ট ভর থেকে। কোন অল্প স্থানে খুব বেশি পরিমাণ ভর একত্র হলে সেটা আর স্বাভাবিক অবস্থায় থাকতে পারে না। আমরা মহাবিশ্বকে একটি সমতল পৃষ্ঠে কল্পনা করি। মহাবিশ্বকে চিন্তা করুন একটি বিশাল কাপড়ের টুকরো হিসেবে এবং তারপর যদি আপনি কাপড়ের উপর কোন কোন স্থানে কিছু ভারী বস্তু রাখেন তাহলে কি দেখবেন? যেইসব স্থানে ভারি বস্তু রয়েছে সেইসব স্থানের কাপড় একটু নিচু হয়ে গিয়েছে। এই একই বাপারটি ঘটে মহাবিশ্বের ক্ষেত্রে। যেসব স্থানে ভর অচিন্তনিয় পরিমাণ বেশি সেইসব স্থানে গর্ত হয়ে আছে। এই অসামাণ্য ভর এক স্থানে কুন্ডলিত হয়ে স্থান-কাল বক্রতার সৃষ্টি করে। প্রতিটি গালাক্সির স্থানে স্থানে কম-বেশি কৃষ্ণগহ্বরের অস্তিতের কথা জানা যায়। সাধারণত বেশীরভাগ গ্যালাক্সিই তার মধ্যস্থ কৃষ্ণ বিবরকে কেন্দ্র করে ঘূর্ণয়মান।

ব্লাকহোল শব্দের অর্থ কালো গহবর। একে এই নামকরণ করার পেছনে কারণ হল এটি এর নিজের দিকে আসা সকল আলোক রশ্মিকে শুষে নেয়। কৃষ্ণগহ্বর থেকে কোন আলোক বিন্দুই ফিরে আসতে পারে না ঠিক থার্মোডায়নামিক্সের কৃষ্ণ বস্তুর মতো।

এখন পর্যন্ত ব্লাকহোলের কোন প্রত্যক্ষ দর্শন পাওয়া যায়নি কারণ এ থেকে আলো বিচ্ছুরিত হতে পারে না যেকারণে একে দেখা সম্ভব নয়, কিন্ত এর উপস্থিতির প্রমাণ আমরা পরোক্ষভাবে পাই। ব্লাকহোলের অস্তিতের প্রমাণ কোন স্থানের তারা নক্ষত্রের গতি এবং দিক দেখে পাওয়া যায়। মহাকাশবিদগণ ১৬ বছর ধরে আশে-পাশের তারামন্ডলীর গতি-বিধি পর্যবেক্ষণ করে গত ২০০৮ সালে প্রমাণ পেয়েছেন অতিমাত্রার ভর বিশিষ্ট একটি ব্লাকহোলের যার ভর আমাদের সূর্য থেকে ৪ মিলিয়ন গুন বেশি এবং এটি আমাদের আকাশগঙ্গার মাঝখানে অবস্থিত।

কৃষ্ণগহ্বর গবেষণার ইতিহাস

মূল নিবন্ধ: কৃষ্ণ বিবর গবেষণার ইতিহাস

একটি অ-ঘূর্ণন কৃষ্ণ বিবরের সাধারণ চিত্রণ।

বিপুল পরিমাণ ভর বিশিষ্ট কোন বস্তু, যার মহাকর্ষের প্রভাবে আলোক তরঙ্গ পর্যন্ত পালাতে পারে না- এ ধারণা সর্বপ্রথম প্রদান করেন ভূতত্ত্ববিদ জন মিচেল (John Michell)। তাঁর লেখা একটি চিঠিতে ১৭৮৩ সালে তিনি রয়েল সোসাইটির সদস্য এবং বিজ্ঞানী হেনরি ক্যাভেন্ডিসকে (Henry Cavendish) এ সম্পর্কে জানান। ১৭৯৬ সালে গণিতবিদ পিয়েরে সিমন ল্যাপলেস একই মতবাদ প্রদান করেন তাঁর Exposition du système du Monde বইয়ের প্রথম ও দ্বিতীয় সংস্করণে। কিন্তু পরবর্তী সংস্করণগুলোতে এ সম্পর্কিত ধারণা রাখা হয় নি। কৃষ্ণগহ্বর সম্পর্কিত এ ধরনের মতামত ঊনবিংশ শতাব্দিতে প্রকটভাবে উপেক্ষিত হয়। কারণ আলোর মতো ভরহীন তরঙ্গ কিভাবে মাধ্যাকর্ষণ শক্তি দ্বারা প্রভাবিত হতে পারে সেটা বোধগম্য ছিল না।

সাধারণ আপেক্ষিকতা

১৯১৫ সালে বিজ্ঞানী আলবার্ট আইনস্টাইন তাঁর সাধারণ আপেক্ষিকতা তত্ত্ব উন্নিত করেন। এর আগেই আলোর গতিকে মধ্যাকর্ষণ শক্তি প্রভাবিত করতে পারার ব্যাপারটি প্রমাণিত হয়েছিল। কয়েক মাস পরে কার্ল শোয়ার্জসচাইল্ড আইনস্টাইন ফিল্ড ইকুয়েশনের একটি সমাধান বের করেন যেটি বিন্দু ভর এবং গোলীয় ভরের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র বর্ণনা করে। এরপর বিজ্ঞানী হেন্ডরিক লরেঞ্জের ছাত্র জোহাননেস ড্রোস্ট স্বাধীনভাবে বিন্দু ভরের ক্ষেত্রে একই সমাধান প্রদান করেন এবং এর ধর্ম সম্পর্কে আরো বিস্তারিত প্রকাশ করেন। এই সমাধানের একটি বিচিত্র আচরণ ছিল।

ঘটনা দিগন্ত

সাধারণ আপেক্ষিকতা মতে, ঘটনা দিগন্ত হচ্ছে কোন একটি ঘটনার স্থান-কাল এর সীমানা যার বাইরে অবস্থিত কোন পর্যবেক্ষকের উপর এর কোন প্রভাব পড়ে না। সাধারণ কথায় একে বলা যায় "প্রত্যাবর্তনের শেষ বিন্দু" যেখানে মধ্যাকর্ষন টান এতই শক্তিশালী হয় যে, কোন কণার পক্ষে আর দূরে যাওয়া সম্ভব হয় না। ঘটনা দিগন্ত বিষয়টি মূলত কৃষ্ণ বিবর এর সাথে সংযুক্ত। ঘটনা দিগন্তের ভেতর থেকে নিক্ষিপ্ত আলো এর বাইরের পর্যবেক্ষকের কাছে পৌঁছুতে পারে না। একইভাবে, এর বাইরে থেকে আসা কণার গতিও ধীর হয়ে যাচ্ছে বলে মনে হয় এবং তা দিগন্ত কে পুরোপুরি অতিক্রম করে না, বরং সময়ের সাথে সাথে এটির লোহিত সরণ বাড়তে থাকে। কণাটি বিরুপ প্রভাব অনুভব করে না এবং একটি সসীম মানের প্রকৃত সময়ে দিগন্ত অতিক্রম করে।

কৃষ্ণ বিবরের আশেপাশে আরও বিশিষ্ট ধরনের কিছু দিগন্ত যেমন, পরম দিগন্ত এবং আপাত দিগন্ত দেখা যায়। এছাড়া আরও কিছু স্বতন্ত্র ধারণা থেকে প্রাপ্ত কোশি দিগন্ত এবং খুনে দিগন্ত; কাড় দ্রবণ এর ফোটন পরিমন্ডল এবং আর্গো-পরিমন্ডল; বিশ্বতত্ত্ব সংক্রান্ত কণা দিগন্ত ও মহাজাগতিক দিগন্ত; বিচ্ছিন্ন দিগন্ত এবং গতিশীল দিগন্ত কৃষ্ণবিবরের গবেষনায় গুরুত্বপুর্ন। বিষ্ফোরণ।

কৃষ্ণ বিবরের গঠন

স্বাভাবিকভাবে কোনো একটি নক্ষত্র চুপসে গেলে ব্লাক হোলে পরিণত হয়। তবে নক্ষত্রগুলোর ভর হয় অনেক। আমাদের সবচেয়ে কাছের নক্ষত্র সূর্যের বিস্তৃতি প্রায় 1300000000 km এবং এর ভর প্রায় 2000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000000 kg অথবা 2×10^30 kg এর কাছাকাছি। নক্ষত্রগুলোর অস্বাভাবিক ভরের জন্য এদের মধ্যাকর্ষণও অনেক। কেননা আমরা জানি মধ্যাকর্ষনের সাথে ভরের একটি অনন্য সম্পর্ক রয়েছে। কারণঃ

F=Gm1m2/r^2 …………(2)

এটি নিউটনের মধ্যাকর্ষন সূত্র। এখানে G এর মান ধ্রুবক। G= 6.67428×10^-11 যা খুব ছোট। যাই হোক, যখন তুমি m1m2 তে সূর্য এবং পৃথিবীর ভর রাখবে এবং r তাদের মধ্যবর্তী দুরত্ব হলে এদের মধ্যে আকর্ষন মান হবেঃ 3.76×10^22N । যখন নক্ষত্রের বাইরের তাপমাত্রার চাপে ভেতরের মধ্যাকর্ষন বাড়তে থাকে তখন, তখন সেই বলের কারণে নক্ষত্র চুপসে যেতে শুরু করে। সব ভর একটি বিন্দুতে পতিত হতে শুরু করে। এটি ধীরে ধীরে ছোট এবং অধিক ঘনত্বে আসতে শুরু করে এবং এক সময় সমস্ত ভর একটি ছোট্ট বিন্দুতে ভিড় করে যার নাম সিঙ্গুলারিটি। সব চুপসে পড়া নক্ষত্রই কিন্তু ব্লাক হোলে পরিণত হয়না। ব্লাক হোল হবে কিনা তা নির্ভর করে তার ভরের উপর। যাই হোক, ব্লাক হোল হতে হলে নক্ষত্রকে বা বস্তুকে একটি নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে আসতে হবে। নিচে সমীকরণটি দেওয়া হলো যার সাহায্যে আমরা নির্ণয় করতে পারি ব্লাক হোল হতে হলে কোনো বস্তু বা নক্ষত্রের ব্যাসার্ধে আসা দরকারঃ Rs=2GM/c^2 ………………………………(3) যেখানে M বস্তু বা নক্ষত্রটির ভর। G মহাকর্ষিয় ধ্রুবক। C আলোর বেগ। এই ব্যাসার্ধ পরিমাপের সূত্রটির মান Schwarzschild radius, পদার্থবিজ্ঞানী Karl Schwarzschild এই সূত্র আবিষ্কার করেছিলেন ১৯১৬ সালে। তাঁর নাম অনুসারে এর নাম রাখা হয়।

সূত্রটির উদাহরণঃ আমাদের পৃথিবীকে যদি এই সূত্র প্রয়োগ করে ব্লাক হোলে পরিণত করতে চাই তবে এর আয়তন ৮৭সে.মি. তে আনতে হবে। আর যদি সূর্যকে ব্লাক হোলে আনতে চাই তবে এর আয়তন হতে হবে ৩কি.মি. বা ১০^৫ সে.মি।

আরো দেখুন

• সাধারণ আপেক্ষিকতা
• শ্বেত বিবর
• ক্ষুদ্রবিবর

আরো পড়ুন

জনপ্রিয় পাঠ

• Ferguson, Kitty (১৯৯১)। Black Holes in Space-Time। Watts Franklin। আইএসবিএন 0-531-12524-6। 
• হকিং, স্টিফেন (১৯৮৮)। আ ব্রিফ হিস্টরি অফ টাইম। Bantam Books, Inc। আইএসবিএন 0-553-38016-8। 
• হকিং, স্টিফেন; পেনরোজ, রজার (১৯৯৬)। The Nature of Space and Time। Princeton University Press। আইএসবিএন 0-691-03791-4। 
• Melia, Fulvio (২০০৩)। The Black Hole at the Center of Our Galaxy। Princeton U Press। আইএসবিএন 978-0-691-09505-9। 
• Melia, Fulvio (২০০৩)। The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe। Cambridge U Press। আইএসবিএন 978-0-521-81405-8। 
• Pickover, Clifford (১৯৯৮)। Black Holes: A Traveler's Guide। Wiley, John & Sons, Inc। আইএসবিএন 0-471-19704-1। 
• থর্ন, কিপ এস. (১৯৯৪)। Black Holes and Time Warps। Norton, W. W. & Company, Inc। আইএসবিএন 0-393-31276-3। 
• Wheeler, J. Craig (২০০৭)। Cosmic Catastrophes (2nd সংস্করণ)। Cambridge University Press। আইএসবিএন 0-521-85714-7। 

বিশ্ববিদ্যালয়ের পাঠ্যবই এবং মনোগ্রাফ

• Carroll, Sean M. (২০০৪)। Spacetime and Geometry। Addison Wesley। আইএসবিএন 0-8053-8732-3। , the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's website.
• Carter, B. (১৯৭৩)। "Black hole equilibrium states"। DeWitt, B. S.; DeWitt, C.। Black Holes। 
• চন্দ্রশেখর, সুব্রহ্মণ্যন (১৯৯৯)। Mathematical Theory of Black Holes। Oxford University Press। আইএসবিএন 0-19-850370-9। 
• Frolov, V. P.; Novikov, I. D. (১৯৯৮)। "Black hole physics"। 
• Frolov, Valeri P.; Zelnikov, Andrei (২০১১)। Introduction to Black Hole Physics। Oxford: Oxford University Press। Zbl 1234.83001। আইএসবিএন 978-0-19-969229-3। 
• হকিং, এস. ডব্লিউ.; Ellis, G. F. R. (১৯৭৩)। Large Scale Structure of space time। Cambridge University Press। আইএসবিএন 0-521-09906-4। 
• Melia, Fulvio (২০০৭)। The Galactic Supermassive Black Hole। Princeton U Press। আইএসবিএন 978-0-691-13129-0। 
• Misner, Charles; Thorne, Kip S.; Wheeler, John (১৯৭৩)। Gravitation। W. H. Freeman and Company। আইএসবিএন 0-7167-0344-0। 
• Taylor, Edwin F.; হুইলার, জন আর্চিবল্ড (২০০০)। Exploring Black Holes। Addison Wesley Longman। আইএসবিএন 0-201-38423-X। 
• Wald, Robert M. (১৯৮৪)। General Relativity। University of Chicago Press। আইএসবিএন 978-0-226-87033-5। 
• Wald, Robert M. (১৯৯২)। Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes। University of Chicago Press। আইএসবিএন 0-226-87029-4। 
• Black holes Teviet Creighton, Richard H. Price Scholarpedia 3(1):4277. doi:10.4249/scholarpedia.4277

পর্যালোচনা কাগজপত্র

• Gallo, Elena; Marolf, Donald (২০০৯)। "Resource Letter BH-2: Black Holes"। American Journal of Physics। 77 (4): 294। arXiv:0806.2316 । ডিওআই:10.1119/1.3056569। বিবকোড:2009AmJPh..77..294G। 
• Hughes, Scott A. (২০০৫)। "Trust but verify: The case for astrophysical black holes"। arXiv:hep-ph/0511217 । উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) Lecture notes from 2005 SLAC Summer Institute.

বহিঃসংযোগ

• বিবিসির ইন আওয়ার টাইম-এ Black Holes
• Stanford Encyclopedia of Philosophy: "Singularities and Black Holes" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
• Black Holes: Gravity's Relentless Pull—Interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
• ESA's Black Hole Visualization
• Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes
• "Schwarzschild Geometry"
• Hubble site

ভিডিও

• 16-year-long study tracks stars orbiting Milky Way black hole
• Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute
• Nature.com 2015-04-20 3D simulations of colliding black holes
• Computer visualisation of the signal detected by LIGO
• Two Black Holes Merge into One (based upon the signal GW150914