Binary black hole
द्विआधारी ब्लैक होल (बीबीएच), या द्विआधारी ब्लैक होल, एक प्रणाली है जिसमें दो ब्लैक होल एक दूसरे के चारों ओर निकट कक्षा में होते हैं। स्वयं ब्लैक होल की तरह, द्विआधारी ब्लैक होल को अक्सर तारकीय द्विआधारी ब्लैक होल में विभाजित किया जाता है, जो या तो उच्च द्रव्यमान द्विआधारी तारा प्रणालियों के अवशेषों के रूप में या गतिशील प्रक्रियाओं और पारस्परिक कब्जा द्वारा बनता है; और द्विआधारी सुपरमैसिव ब्लैक होल, जिन्हें गैलेक्टिक विलय का परिणाम माना जाता है। कई वर्षों तक, द्विआधारी ब्लैक होल के अस्तित्व को साबित करना मुश्किल हो गया था क्योंकि ब्लैक होल की प्रकृति और पता लगाने के सीमित साधन उपलब्ध थे। हालाँकि, यदि ब्लैक होल की एक जोड़ी का विलय होना था, तो विशाल मात्रा में ऊर्जा को गुरुत्वाकर्षण तरंगों के रूप में दिया जाना चाहिए, विशिष्ट तरंगों के साथ जिनकी गणना सामान्य सापेक्षता का उपयोग करके की जा सकती है। इसलिए, 20वीं सदी के अंत और 21वीं सदी की शुरुआत के दौरान, द्विआधारी ब्लैक होल ऐसी तरंगों के संभावित स्रोत के रूप में वैज्ञानिक रूप से बहुत रुचि का विषय बन गए और एक ऐसा साधन जिसके द्वारा गुरुत्वाकर्षण तरंगों का अस्तित्व साबित किया जा सकता है। द्विआधारी ब्लैक होल विलय ब्रह्मांड में गुरुत्वाकर्षण तरंगों के सबसे मजबूत ज्ञात स्रोतों में से एक होगा, और इस प्रकार ऐसी तरंगों का सीधे पता लगाने का एक अच्छा मौका प्रदान करता है। जैसे-जैसे परिक्रमा करने वाले ब्लैक होल इन तरंगों को छोड़ते हैं, कक्षा क्षय हो जाती है और कक्षीय अवधि कम हो जाती है। इस चरण को द्विआधारी ब्लैक होल प्रेरणात्मक कहा जाता है। एक बार जब ब्लैक होल काफी करीब होंगे तो उनका विलय हो जाएगा। एक बार विलय होने के बाद, एकल छेद रिंगडाउन नामक एक चरण के माध्यम से एक स्थिर रूप में बस जाता है, जहां आकार में कोई भी विकृति अधिक गुरुत्वाकर्षण तरंगों के रूप में नष्ट हो जाती है। एक सेकंड के अंतिम अंश में ब्लैक होल अत्यधिक उच्च वेग तक पहुँच सकते हैं, और गुरुत्वाकर्षण तरंग आयाम अपने चरम पर पहुँच जाता है। तारकीय-द्रव्यमान द्विआधारी ब्लैक होल (और स्वयं गुरुत्वाकर्षण तरंगों) के अस्तित्व की पुष्टि अंततः तब हुई जब एल. आई. जी. ओ. ने जी. डब्ल्यू. 150914 (सितंबर 2015 का पता लगाया, फरवरी 2016 की घोषणा की) का पता लगाया, जो लगभग 30 सौर द्रव्यमान के दो विलय वाले तारकीय-द्रव्यमान ब्लैक होल का एक विशिष्ट गुरुत्वाकर्षण तरंग संकेत है, जो लगभग 130 करोड़ प्रकाश-वर्ष दूर होता है। भीतर की ओर सर्पिल करने और विलय करने के अपने अंतिम 20 एम. एस. में, जी. डब्ल्यू. 150914 ने गुरुत्वाकर्षण ऊर्जा के रूप में लगभग 3 सौर द्रव्यमान जारी किए, जो अवलोकन योग्य ब्रह्मांड में सभी सितारों द्वारा विकिरणित सभी प्रकाश की संयुक्त शक्ति की तुलना में 3.6 वाट की दर से अधिक था। विशाल द्विआधारी ब्लैक होल उम्मीदवार पाए गए हैं, लेकिन अभी तक स्पष्ट रूप से सिद्ध नहीं हुए हैं। एल. आई. जी. ओ. द्वारा ब्लैक-होल विलय घटना जी. डब्ल्यू. 150914 की पहली खोज द्वारा, घटना तारकीय-द्रव्यमान द्विआधारी ब्लैक होल के अस्तित्व का प्रदर्शन किया गया है। ऐसा माना जाता है कि आकाशगंगा विलय के दौरान सुपरमैसिव ब्लैक-होल (एस. एम. बी. एच.) द्विआधारी बनते हैं। द्विआधारी ब्लैक होल के लिए कुछ संभावित उम्मीदवार दोहरे कोर वाली आकाशगंगाएँ हैं जो अभी भी बहुत दूर हैं। एक सक्रिय दोहरा नाभिक का उदाहरण एन. जी. सी. 6240 है। दोहरी उत्सर्जन रेखाओं वाली एकल-कोर आकाशगंगाओं में बहुत करीब ब्लैक-होल द्विआधारी होने की संभावना है। उदाहरणों में एसडीएसएस J104807.74 + 005543.5 और ईजीएसडी2 J142033.66 525917.5 शामिल हैं। अन्य गैलेक्टिक नाभिक में आवधिक उत्सर्जन होता है जो एक केंद्रीय ब्लैक होल की परिक्रमा करने वाली बड़ी वस्तुओं का सुझाव देता है, उदाहरण के लिए, ओजे287 में। आकाशगंगा जे 0437+2456 में मोबाइल एस. एम. बी. एच. के विशिष्ट वेग के मापन से संकेत मिलता है कि यह या तो रिकॉयलिंग या द्विआधारी एस. एम. बी. एच., या चल रहे आकाशगंगा विलय की मेजबानी के लिए एक आशाजनक उम्मीदवार है। क्वासर पीकेएस 1302-102 में 1900 दिनों की कक्षीय अवधि के साथ एक द्विआधारी ब्लैक होल प्रतीत होता है। अंतिम-पारसेक समस्या जब दो आकाशगंगाएँ टकराती हैं, तो उनके केंद्रों पर सुपरमैसिव ब्लैक होल के आमने-सामने टकराने की संभावना नहीं होती है और सबसे अधिक संभावना है कि वे हाइपरबोलिक प्रक्षेपवक्र पर एक-दूसरे से आगे निकल जाएँगे, जब तक कि कोई तंत्र उन्हें एक साथ नहीं लाता है। सबसे महत्वपूर्ण तंत्र गतिशील घर्षण है, जो गतिज ऊर्जा को ब्लैक होल से पास के पदार्थ में स्थानांतरित करता है। जैसे ही एक ब्लैक होल एक तारे से गुजरता है, गुरुत्वाकर्षण स्लिंगशॉट ब्लैक होल को धीमा करते हुए तारे को तेज करता है। यह ब्लैक होल को इतना धीमा कर देता है कि वे एक बंधी हुई द्विआधारी प्रणाली बनाते हैं, और आगे गतिशील घर्षण जोड़ी से कक्षीय ऊर्जा को तब तक चुरा लेता है जब तक कि वे एक दूसरे के कुछ पारसेक के भीतर परिक्रमा नहीं कर रहे हों। हालांकि, यह प्रक्रिया कक्षीय पथ से पदार्थ को भी बाहर निकालती है, और जैसे-जैसे कक्षाएं सिकुड़ती हैं, ब्लैक होल के गुजरने वाले स्थान की मात्रा कम हो जाती है, जब तक कि इतना कम पदार्थ शेष नहीं रहता है कि यह ब्रह्मांड की उम्र के भीतर विलय का कारण नहीं बन सकता है। गुरुत्वाकर्षण तरंगें कक्षीय ऊर्जा की महत्वपूर्ण हानि का कारण बन सकती हैं, लेकिन तब तक नहीं जब तक कि पृथक्करण बहुत कम मान, मोटे तौर पर 0.01-0.001 पार्सेक तक सिकुड़ न जाए। फिर भी, ऐसा प्रतीत होता है कि विशालकाय ब्लैक होल का विलय हो गया है, और जो इस मध्यवर्ती सीमा में एक जोड़ी प्रतीत होती है, उसे पी. के. एस. 1302-102 में देखा गया है। यह सवाल कि यह कैसे होता है "अंतिम-पारसेक समस्या" है। अंतिम-पारसेक समस्या के कई समाधान प्रस्तावित किए गए हैं। अधिकांश में अतिरिक्त पदार्थ, या तो तारे या गैस लाने के लिए तंत्र शामिल होते हैं, जो द्विआधारी जोड़ी के काफी करीब होते हैं ताकि द्विआधारी से ऊर्जा निकाली जा सके और इसे सिकोड़ा जा सके। यदि पर्याप्त तारे परिक्रमा करने वाली जोड़ी के करीब से गुजरते हैं, तो उनका गुरुत्वाकर्षण निकास खगोलीय रूप से प्रशंसनीय समय में दो ब्लैक होल को एक साथ ला सकता है। एक तंत्र जो काम करने के लिए जाना जाता है, हालांकि कभी-कभी, दूसरी आकाशगंगा की टक्कर से तीसरा सुपरमैसिव ब्लैक होल है। निकटता में तीन ब्लैक होल के साथ, कक्षाएं अराजक होती हैं और तीन अतिरिक्त ऊर्जा हानि तंत्रों की अनुमति देती हैंः ब्लैक होल आकाशगंगा की काफी बड़ी मात्रा के माध्यम से परिक्रमा करते हैं, जो बहुत अधिक मात्रा में पदार्थ के साथ बातचीत करते हैं (और ऊर्जा खो देते हैं)। कक्षाएं अत्यधिक विलक्षण हो सकती हैं, जिससे निकटतम दृष्टिकोण के बिंदु पर गुरुत्वाकर्षण विकिरण द्वारा ऊर्जा की हानि हो सकती है। ब्लैक होल में से दो ऊर्जा को तीसरे में स्थानांतरित कर सकते हैं, संभवतः इसे बाहर निकाल सकते हैं। जीवनचक्र प्रेरणात्मक द्विआधारी ब्लैक होल के जीवन का पहला चरण प्रेरणात्मक, धीरे-धीरे सिकुड़ती हुई कक्षा है। प्रेरणात्मक के पहले चरणों में बहुत लंबा समय लगता है, क्योंकि उत्सर्जित गुरुत्वाकर्षण तरंगें बहुत कमजोर होती हैं जब ब्लैक होल एक दूसरे से दूर होते हैं। गुरुत्वाकर्षण तरंगों के उत्सर्जन के कारण कक्षा सिकुड़ने के अलावा, अन्य तारों जैसे अन्य पदार्थ के साथ बातचीत के कारण अतिरिक्त कोणीय गति खो सकती है। जैसे-जैसे ब्लैक होल की कक्षा सिकुड़ती है, गति बढ़ती है और गुरुत्वाकर्षण तरंग उत्सर्जन बढ़ता है। जब ब्लैक होल करीब होते हैं तो गुरुत्वाकर्षण तरंगें कक्षा को तेजी से सिकुड़ाती हैं। अंतिम स्थिर कक्षा या सबसे आंतरिक स्थिर वृत्ताकार कक्षा (आई. एस. सी. ओ.) प्रेरणात्मक से विलय में संक्रमण से पहले सबसे आंतरिक पूर्ण कक्षा है। विलय इसके बाद एक डूबती कक्षा होती है, जिसमें दो ब्लैक होल मिलते हैं, इसके बाद विलय होता है। इस समय गुरुत्वाकर्षण तरंग उत्सर्जन चरम पर है। विलय के तुरंत बाद, अब एकल ब्लैक होल "रिंग" करेगा। इस रिंगिंग को अगले चरण में गुरुत्वाकर्षण तरंगों के उत्सर्जन द्वारा कम किया जाता है, जिसे रिंगडाउन कहा जाता है। रिंगडाउन चरण तब शुरू होता है जब फोटॉन गोले के भीतर ब्लैक होल एक दूसरे के पास आते हैं। इस क्षेत्र में अधिकांश उत्सर्जित गुरुत्वाकर्षण तरंगें घटना क्षितिज की ओर जाती हैं, और बचने वालों का आयाम कम हो जाता है। दूरस्थ रूप से ज्ञात गुरुत्वाकर्षण तरंगों में तेजी से कम होने वाले आयाम के साथ एक दोलन होता है, क्योंकि विलय घटना की प्रतिध्वनि परिणामी ब्लैक होल के चारों ओर सख्त और सख्त सर्पिलों के परिणामस्वरूप होती है। अवलोकन तारकीय-द्रव्यमान द्विआधारी ब्लैक होल के विलय का पहला अवलोकन, GW150914, LIGO डिटेक्टर द्वारा किया गया था। जैसा कि पृथ्वी से देखा गया है, सूर्य की तुलना में लगभग 36 और 29 गुना अनुमानित द्रव्यमान वाले ब्लैक होल की एक जोड़ी एक दूसरे में घूमती है और 14 सितंबर 2015 को 09:50 यूटीसी पर लगभग 62-सौर-द्रव्यमान ब्लैक होल बनाने के लिए विलय हो जाती है। तीन सौर द्रव्यमानों को एक सेकंड के अंतिम अंश में गुरुत्वाकर्षण विकिरण में परिवर्तित किया गया था, जिसकी अधिकतम शक्ति 3.6x1056 एआरजी/एस (200 सौर द्रव्यमान प्रति सेकंड) थी, जो अवलोकन योग्य ब्रह्मांड में सभी सितारों की कुल उत्पादन शक्ति का 50 गुना है। यह विलय 60 करोड़ से 18 करोड़ साल पहले पृथ्वी से हुआ था। प्रेक्षित संकेत संख्यात्मक सापेक्षता की भविष्यवाणियों के अनुरूप है। डायनेमिक्स मॉडलिंग कुछ सरलीकृत बीजगणितीय मॉडलों का उपयोग उस मामले के लिए किया जा सकता है जहां ब्लैक होल बहुत दूर हैं, प्रेरक चरण के दौरान, और अंतिम रिंगडाउन के लिए भी समाधान किया जा सकता है। पोस्ट-न्यूटोनियन सन्निकटन का उपयोग प्रेरणात्मक के लिए किया जा सकता है। ये न्यूटोनियन गुरुत्वाकर्षण में समीकरणों में अतिरिक्त शब्दों को जोड़ते हुए सामान्य-सापेक्षता क्षेत्र समीकरणों का अनुमान लगाते हैं। इन गणनाओं में उपयोग किए जाने वाले आदेशों को 2पीएन (द्वितीय क्रम पोस्ट-न्यूटोनियन) 2.5PN या 3पीएन (तृतीय क्रम पोस्ट-न्यूटोनियन) कहा जा सकता है। प्रभावी-एक-वस्तु (ई. ओ. बी.) सन्निकटन समीकरणों को एक ही वस्तु के समीकरणों में बदलकर द्विआधारी ब्लैक-होल प्रणाली की गतिशीलता को हल करता है। यह विशेष रूप से उपयोगी है जहां द्रव्यमान अनुपात बड़े होते हैं, जैसे कि एक तारकीय-द्रव्यमान ब्लैक होल एक गैलेक्टिक-कोर ब्लैक होल के साथ विलय होता है, लेकिन इसका उपयोग समान-द्रव्यमान प्रणालियों के लिए भी किया जा सकता है। रिंगडाउन के लिए, ब्लैक-होल विक्षोभ सिद्धांत का उपयोग किया जा सकता है। अंतिम केर ब्लैक होल विकृत है, और इससे उत्पन्न होने वाली आवृत्तियों के स्पेक्ट्रम की गणना की जा सकती है। विलय सहित संपूर्ण विकास के विवरण के लिए सामान्य सापेक्षता के पूर्ण समीकरणों को हल करने की आवश्यकता होती है। यह संख्यात्मक सापेक्षता अनुकरण में किया जा सकता है। संख्यात्मक सापेक्षता अंतरिक्ष-समय मॉडल करती है और समय के साथ इसके परिवर्तन का अनुकरण करती है। इन गणनाओं में यह महत्वपूर्ण है कि ब्लैक होल के करीब पर्याप्त बारीक विवरण हो, और फिर भी गुरुत्वाकर्षण विकिरण को निर्धारित करने के लिए पर्याप्त मात्रा हो जो अनंत तक फैलता है। अंकों की संख्या को कम करने के लिए कि संख्यात्मक समस्या को उचित समय में हल किया जा सके, विशेष समन्वय प्रणालियों का उपयोग किया जा सकता है, जैसे कि बोयर-लिंडक्विस्ट निर्देशांक या मछली-आंख निर्देशांक। 1960 और 1970 के दशक में प्रारंभिक प्रयासों से संख्यात्मक-सापेक्षता तकनीकों में लगातार सुधार हुआ। हालाँकि, परिक्रमा करने वाले ब्लैक होल के दीर्घकालिक अनुकरण तब तक संभव नहीं थे जब तक कि तीन समूहों ने स्वतंत्र रूप से 2005 में द्विआधारी ब्लैक होल के प्रेरणात्मक, विलय और रिंगडाउन मॉडल के लिए अभूतपूर्व नए तरीके विकसित नहीं किए। एक संपूर्ण विलय की पूर्ण गणना में, उपरोक्त कई विधियों का एक साथ उपयोग किया जा सकता है। फिर मॉडल के विभिन्न टुकड़ों को फिट करना महत्वपूर्ण है जिन्हें विभिन्न एल्गोरिदम का उपयोग करके तैयार किया गया था। लाजरस परियोजना ने विलय के समय भागों को एक स्पेसिलाइक हाइपरसर्फेस पर जोड़ा। गणना के परिणामों में बाध्यकारी ऊर्जा शामिल हो सकती है। एक स्थिर कक्षा में बाध्यकारी ऊर्जा पैरामीटर विक्षोभ के सापेक्ष एक स्थानीय न्यूनतम होती है। सबसे भीतरी स्थिर वृत्ताकार कक्षा में स्थानीय न्यूनतम एक विक्षेपण बिंदु बन जाता है। उत्पन्न गुरुत्वाकर्षण तरंग अवलोकन भविष्यवाणी और पुष्टि के लिए महत्वपूर्ण है। जब प्रेरणा गुरुत्वाकर्षण क्षेत्र के मजबूत क्षेत्र तक पहुंचती है, तो तरंगें उस क्षेत्र के भीतर बिखेर जाती हैं जिसे पोस्ट-न्यूटोनियन टेल (पी. एन. टेल) कहा जाता है। केर ब्लैक होल के रिंगडाउन चरण में, फ्रेम-ड्रैगिंग क्षितिज आवृत्ति के साथ एक गुरुत्वाकर्षण तरंग पैदा करती है। इसके विपरीत, श्वार्ज़्सचाइल्ड ब्लैक-होल रिंगडाउन देर से आने वाली लहर की तरह दिखता है, लेकिन कोई सीधी लहर नहीं है। विकिरण प्रतिक्रिया बल की गणना गुरुत्वाकर्षण तरंग प्रवाह के पैडे पुनरुत्थान द्वारा की जा सकती है। विकिरण को स्थापित करने की एक तकनीक कौची-विशेषता निष्कर्षण तकनीक सी. सी. ई. है, जो बड़ी और बड़ी सीमित दूरी पर गणना किए बिना, अनंत पर प्रवाह का एक करीबी अनुमान देती है। परिणामी ब्लैक होल का अंतिम द्रव्यमान सामान्य सापेक्षता में द्रव्यमान की परिभाषा पर निर्भर करता है। बोंडी द्रव्यमान एमबी की गणना बोंडी-सैच द्रव्यमान-हानि सूत्र से की जाती है, जिसमें f (U) मंद समय पर गुरुत्वाकर्षण तरंग प्रवाह है। अर्नोविट-डेसर-मिसनर (ए. डी. एम.) ऊर्जा, या ए. डी. एम. द्रव्यमान, अनंत दूरी पर मापा जाने वाला द्रव्यमान है और इसमें उत्सर्जित सभी गुरुत्वाकर्षण विकिरण शामिल हैंः गुरुत्वाकर्षण विकिरण में कोणीय संवेग भी खो जाता है। यह मुख्य रूप से प्रारंभिक कक्षा के z अक्ष में है। इसकी गणना बहुध्रुवीय मीट्रिक तरंग के उत्पाद को मंद समय में समाचार कार्य पूरक के साथ एकीकृत करके की जाती है। आकार ब्लैक-होल विलय के दौरान घटना क्षितिज का आकार या टोपोलॉजी हल करने वाली समस्याओं में से एक है। संख्यात्मक मॉडलों में, परीक्षण भूगणितीय को यह देखने के लिए डाला जाता है कि क्या वे एक घटना क्षितिज का सामना करते हैं। जैसे ही दो ब्लैक होल एक दूसरे के पास आते हैं, एक "डकबिल" आकार दो घटना क्षितिज में से प्रत्येक से दूसरे की ओर निकलता है। यह फलाव तब तक लंबा और संकीर्ण होता है जब तक कि यह दूसरे ब्लैक होल से फलाव से नहीं मिल जाता। इस समय घटना क्षितिज के मिलन बिंदु पर एक बहुत ही संकीर्ण एक्स-आकार होता है। फलाव को एक पतले धागे में खींचा जाता है। मिलन बिंदु एक मोटे तौर पर बेलनाकार कनेक्शन तक फैलता है जिसे पुल कहा जाता है। सिमुलेशन ने टोरॉइडल टोपोलॉजी (रिंग के आकार) के साथ कोई घटना क्षितिज उत्पन्न नहीं किया था। कुछ शोधकर्ताओं ने सुझाव दिया कि यह संभव होगा यदि, उदाहरण के लिए, एक ही लगभग गोलाकार कक्षा में कई ब्लैक होल एक साथ हों। ब्लैक-होल विलय पुनरावृत्ति द्विआधारी ब्लैक होल के विलय के साथ एक अप्रत्याशित परिणाम हो सकता है, जिसमें गुरुत्वाकर्षण तरंगें गति लेती हैं, और विलय ब्लैक-होल जोड़ी तेज हो जाती है, जो न्यूटन के तीसरे नियम का उल्लंघन करती है। गुरुत्वाकर्षण का केंद्र 1000 किमी/सेकंड से अधिक किक वेग जोड़ सकता है। समान-द्रव्यमान और समान-स्पिन-परिमाण ब्लैक-होल द्विआधारी के लिए सबसे बड़ी किक वेग (5000 किमी/सेकंड के करीब) तब होती है, जब स्पिन की दिशाएँ कक्षीय तल के समानांतर या कक्षीय कोणीय गति के साथ लगभग संरेखित होने के लिए अनुकूल रूप से उन्मुख होती हैं। यह बड़ी आकाशगंगाओं से बचने के लिए पर्याप्त है। अधिक संभावित अभिविन्यास के साथ, एक छोटा प्रभाव होता है, शायद केवल कुछ सौ किलोमीटर प्रति सेकंड। इस तरह की गति गोलाकार समूहों से द्विआधारी ब्लैक होल के विलय को बाहर निकाल सकती है, इस प्रकार गोलाकार-क्लस्टर कोर में बड़े पैमाने पर ब्लैक होल के गठन को रोक सकती है। यह, बदले में, बाद के विलय की संभावना को कम करता है, और इस प्रकार गुरुत्वाकर्षण तरंगों का पता लगाने की संभावना को कम करता है। गैर-कताई ब्लैक होल के लिए पांच से एक के अनुपात में द्रव्यमान के लिए 175 किमी/सेकंड का अधिकतम पुनरावृत्ति वेग होता है। जब स्पिन को कक्षीय तल में संरेखित किया जाता है, तो दो समान ब्लैक होल के साथ 5000 किमी/सेकंड की पुनरावृत्ति संभव है। जिन मापदंडों में रुचि हो सकती है, उनमें वह बिंदु शामिल है जिस पर ब्लैक होल का विलय होता है, द्रव्यमान अनुपात जो अधिकतम किक पैदा करता है, और गुरुत्वाकर्षण तरंगों के माध्यम से कितना द्रव्यमान/ऊर्जा विकिरणित होती है। आमने-सामने की टक्कर में इस अंश की गणना 0.002, या 0.20% पर की जाती है। रिकॉइल्ड सुपरमैसिव ब्लैक होल के सबसे अच्छे उम्मीदवारों में से एक CXO J101527.2 + 625911 है। यह भी देखें सबसे बड़े ब्लैक होल की सूची संदर्भ बाहरी लिंक बाइनरी ब्लैक होल ऑर्बिट और कोलाइड + वीडियो क्लिप वाले लेख