Binary black hole
بائنری بلیک ہول (بی بی ایچ)، یا بلیک ہول بائنری، ایک ایسا نظام ہے جو ایک دوسرے کے گرد قریبی مدار میں دو بلیک ہولز پر مشتمل ہوتا ہے۔ خود بلیک ہولز کی طرح، بائنری بلیک ہولز کو اکثر تارکیی بائنری بلیک ہولز میں تقسیم کیا جاتا ہے، جو یا تو ہائی ماس بائنری اسٹار سسٹمز کی باقیات کے طور پر یا متحرک عمل اور باہمی گرفتاری کے ذریعے تشکیل پاتے ہیں۔ اور بائنری سپر ماسیو بلیک ہولز، جن کے بارے میں خیال کیا جاتا ہے کہ وہ کہکشاں کے انضمام کا نتیجہ ہیں۔ کئی سالوں سے، بائنری بلیک ہولز کے وجود کو ثابت کرنا مشکل بنا دیا گیا تھا کیونکہ خود بلیک ہولز کی نوعیت اور پتہ لگانے کے محدود ذرائع دستیاب تھے۔ تاہم، اس صورت میں جب بلیک ہولز کا ایک جوڑا ضم ہونا تھا، تو کشش ثقل کی لہروں کے طور پر بہت زیادہ توانائی دی جانی چاہیے، مخصوص لہر کی شکلوں کے ساتھ جن کا حساب عمومی اضافیت کا استعمال کرتے ہوئے کیا جا سکتا ہے۔ لہذا، 20 ویں صدی کے آخر اور 21 ویں صدی کے اوائل کے دوران، بائنری بلیک ہولز سائنسی طور پر اس طرح کی لہروں کے ممکنہ ذریعہ اور کشش ثقل کی لہروں کے وجود کو ثابت کرنے کے ایک ذریعہ کے طور پر بہت دلچسپی کا باعث بن گئے۔ بائنری بلیک ہول کا انضمام کائنات میں کشش ثقل کی لہروں کے سب سے مضبوط ذرائع میں سے ایک ہوگا، اور اس طرح اس طرح کی لہروں کا براہ راست پتہ لگانے کا ایک اچھا موقع فراہم کرتا ہے۔ جیسے جیسے مدار میں چکر لگانے والے بلیک ہولز ان لہروں کو چھوڑتے ہیں، مدار ختم ہو جاتا ہے، اور مداری مدت کم ہو جاتی ہے۔ اس مرحلے کو بائنری بلیک ہول انسپریل کہا جاتا ہے۔ بلیک ہولز کافی قریب ہونے کے بعد ضم ہو جائیں گے۔ ایک بار ضم ہونے کے بعد، سنگل ہول ایک مستحکم شکل میں آباد ہو جاتا ہے، ایک مرحلے کے ذریعے جسے رنگ ڈاؤن کہا جاتا ہے، جہاں شکل میں کوئی بھی مسخ زیادہ کشش ثقل کی لہروں کے طور پر ختم ہو جاتی ہے۔ ایک سیکنڈ کے آخری حصے میں بلیک ہولز انتہائی تیز رفتار تک پہنچ سکتے ہیں، اور کشش ثقل کی لہر کا طول و عرض اپنے عروج پر پہنچ جاتا ہے۔ تارکیی بڑے پیمانے پر بائنری بلیک ہولز (اور خود کشش ثقل کی لہروں) کے وجود کی بالآخر اس وقت تصدیق ہوئی جب LIGO نے GW150914 (ستمبر 2015 کا پتہ چلا، فروری 2016 کا اعلان کیا گیا) کا پتہ لگایا، جو کشش ثقل کی لہر کا ایک مخصوص اشارہ ہے جو تقریبا 30 شمسی کمیت کے دو تارکیی بڑے پیمانے پر بلیک ہولز کو ضم کرتا ہے، جو تقریبا 1.3 بلین روشنی سال دور واقع ہوتا ہے۔ اندر کی طرف سرپلنگ اور انضمام کے اپنے آخری 20 ایم ایس میں، جی ڈبلیو 150914 نے کشش ثقل کی توانائی کے طور پر تقریبا 3 شمسی کمیتوں کو جاری کیا، جو قابل مشاہدہ کائنات میں تمام ستاروں کے ذریعے خارج ہونے والی تمام روشنی کی مشترکہ طاقت سے 3.6 واٹ زیادہ کی شرح سے عروج پر ہے۔ بڑے پیمانے پر بائنری بلیک ہول کے امیدوار پائے گئے ہیں، لیکن ابھی تک واضح طور پر ثابت نہیں ہوئے ہیں۔ LIGO کے ذریعہ بلیک ہول انضمام ایونٹ GW150914 کا پہلا پتہ لگانے سے، اسٹینر ماس بائنری بلیک ہولز کے وجود کا مظاہرہ کیا گیا ہے۔ خیال کیا جاتا ہے کہ سپر ماسیو بلیک ہول (ایس ایم بی ایچ) بائنری کہکشاں کے انضمام کے دوران بنتی ہیں۔ بائنری بلیک ہولز کے کچھ ممکنہ امیدوار ایسی کہکشایں ہیں جن کے ڈبل کور ابھی بھی بہت دور ہیں۔ ایک فعال ڈبل نیوکلئس کی مثال این جی سی 6240 ہے۔ ڈبل اخراج لائنوں والی سنگل کور کہکشاؤں میں بہت قریب بلیک ہول بائنری ہونے کا امکان ہے۔ مثالوں میں SDSS J104807.74 + 005543.5 اور EGSD2 J142033.66 525917.5 شامل ہیں۔ دیگر کہکشاں کے مرکزوں میں وقتا فوقتا اخراج ہوتا ہے جس سے پتہ چلتا ہے کہ بڑی اشیاء مرکزی بلیک ہول کے گرد چکر لگا رہی ہیں، مثال کے طور پر، OJ287 میں۔ کہکشاں J 0437+2456 میں موبائل ایس ایم بی ایچ کی مخصوص رفتار کی پیمائش اس بات کی نشاندہی کرتی ہے کہ یہ ری کوائلنگ یا بائنری ایس ایم بی ایچ، یا کہکشاں کے جاری انضمام کی میزبانی کے لیے ایک امید افزا امیدوار ہے۔ ایسا لگتا ہے کہ کواسر پی کے ایس 1302-102 میں بائنری بلیک ہول ہے جس کی مداری مدت 1900 دن ہے۔ فائنل پارسیک مسئلہ جب دو کہکشاؤں کا تصادم ہوتا ہے، تو ان کے مراکز پر موجود بڑے پیمانے پر بلیک ہولز کے آمنے سامنے ٹکرانے کا امکان بہت کم ہوتا ہے اور زیادہ تر امکان ہائپربولک ٹریجیکٹوریز پر ایک دوسرے سے گزر جاتے ہیں، جب تک کہ کوئی میکانزم انہیں اکٹھا نہ کرے۔ سب سے اہم میکانزم متحرک رگڑ ہے، جو حرکی توانائی کو بلیک ہولز سے قریبی مادے میں منتقل کرتا ہے۔ جیسے ہی بلیک ہول ایک ستارے سے گزرتا ہے، کشش ثقل کا سلنگ شاٹ بلیک ہول کو کم کرتے ہوئے ستارے کو تیز کرتا ہے۔ یہ بلیک ہولز کو اتنا سست کر دیتا ہے کہ وہ ایک باؤنڈ بائنری سسٹم بناتے ہیں، اور مزید متحرک رگڑ جوڑی سے مداری توانائی کو اس وقت تک چرا لیتی ہے جب تک کہ وہ ایک دوسرے کے چند پارسیک کے اندر چکر نہ لگائیں۔ تاہم، یہ عمل مداری راستے سے مادے کو بھی باہر نکالتا ہے، اور جیسے جیسے مدار سکڑتے جاتے ہیں، بلیک ہولز کا خلا کا حجم کم ہوتا جاتا ہے، یہاں تک کہ اتنا کم مادہ باقی رہ جاتا ہے کہ یہ کائنات کی عمر کے اندر انضمام کا سبب نہیں بن سکتا۔ کشش ثقل کی لہریں مداری توانائی کے نمایاں نقصان کا سبب بن سکتی ہیں، لیکن اس وقت تک نہیں جب تک کہ علیحدگی بہت کم قدر، تقریبا 0.01-0.001 پارسیک تک سکڑ نہ جائے۔ بہر حال، ایسا لگتا ہے کہ بڑے پیمانے پر بلیک ہولز ضم ہو گئے ہیں، اور جو اس انٹرمیڈیٹ رینج میں ایک جوڑا معلوم ہوتا ہے وہ پی کے ایس 1302-102 میں دیکھا گیا ہے۔ یہ سوال کہ یہ کیسے ہوتا ہے "حتمی مسئلہ" ہے۔ فائنل پارسک مسئلے کے کئی حل تجویز کیے گئے ہیں۔ زیادہ تر میں اضافی مادے، ستاروں یا گیس کو لانے کے لیے میکانزم شامل ہوتے ہیں، جو بائنری جوڑے کے اتنے قریب ہوتے ہیں کہ بائنری سے توانائی نکال سکتے ہیں اور اسے سکڑ سکتے ہیں۔ اگر کافی ستارے مدار میں چکر لگانے والے جوڑے کے قریب سے گزرتے ہیں، تو ان کی کشش ثقل کا اخراج فلکیاتی طور پر قابل فہم وقت میں دونوں بلیک ہولز کو ایک ساتھ لا سکتا ہے۔ ایک طریقہ کار جو کام کرنے کے لیے جانا جاتا ہے، اگرچہ کبھی کبھار، دوسرے کہکشاں کے تصادم سے تیسرا زبردست بلیک ہول ہے۔ قریب قریب تین بلیک ہولز کے ساتھ، مدار افراتفری کا شکار ہوتے ہیں اور تین اضافی توانائی کے نقصان کے طریقہ کار کی اجازت دیتے ہیں: بلیک ہولز کہکشاں کے کافی بڑے حجم کے ذریعے مدار میں چکر لگاتے ہیں، جو مادے کی بہت زیادہ مقدار کے ساتھ تعامل کرتے ہیں (اور توانائی کھو دیتے ہیں)۔ مدار انتہائی سنکی بن سکتے ہیں، جس سے قریب ترین نقطہ نظر پر کشش ثقل کی تابکاری سے توانائی کا نقصان ہوتا ہے۔ بلیک ہولز میں سے دو توانائی کو تیسرے میں منتقل کر سکتے ہیں، ممکنہ طور پر اسے باہر نکال سکتے ہیں۔ لائف سائیکل انسپریل بائنری بلیک ہول کی زندگی کا پہلا مرحلہ متاثر کن، بتدریج سکڑتا ہوا مدار ہے۔ متاثر کن کے پہلے مراحل میں بہت طویل وقت لگتا ہے، کیونکہ جب بلیک ہولز ایک دوسرے سے دور ہوتے ہیں تو خارج ہونے والی کشش ثقل کی لہریں بہت کمزور ہوتی ہیں۔ کشش ثقل کی لہروں کے اخراج کی وجہ سے مدار کے سکڑنے کے علاوہ، دیگر ستاروں جیسے موجود دیگر مادوں کے ساتھ تعاملات کی وجہ سے اضافی کونیی رفتار ختم ہو سکتی ہے۔ جیسے جیسے بلیک ہولز کا مدار سکڑتا ہے، رفتار بڑھتی ہے، اور کشش ثقل کی لہر کا اخراج بڑھتا ہے۔ جب بلیک ہولز قریب ہوتے ہیں تو کشش ثقل کی لہریں مدار کو تیزی سے سکڑنے کا سبب بنتی ہیں۔ آخری مستحکم مدار یا اندرونی ترین مستحکم سرکلر مدار (آئی ایس سی او) متاثر کن سے انضمام کی طرف منتقلی سے پہلے کا اندرونی ترین مکمل مدار ہے۔ انضمام اس کے بعد ایک گرتا ہوا مدار آتا ہے، جس میں دو بلیک ہولز ملتے ہیں، اس کے بعد انضمام ہوتا ہے۔ کشش ثقل کی لہر کا اخراج اس وقت عروج پر ہے۔ انضمام کے فورا بعد، اب واحد بلیک ہول "بج جائے گا"۔ اس بجنے کو اگلے مرحلے میں کشش ثقل کی لہروں کے اخراج سے ڈمپ کیا جاتا ہے، جسے رنگ ڈاؤن کہا جاتا ہے۔ رنگ ڈاؤن مرحلہ اس وقت شروع ہوتا ہے جب بلیک ہولز فوٹون دائرے کے اندر ایک دوسرے کے قریب آتے ہیں۔ اس خطے میں خارج ہونے والی زیادہ تر کشش ثقل کی لہریں واقعہ کے افق کی طرف جاتی ہیں، اور فرار ہونے والوں کا طول و عرض کم ہو جاتا ہے۔ دور سے دریافت ہونے والی کشش ثقل کی لہروں میں تیزی سے کم ہونے والے طول و عرض کے ساتھ ارتعاش ہوتا ہے، کیونکہ انضمام کے واقعے کی بازگشت نتیجے میں بلیک ہول کے ارد گرد سخت اور سخت سرپل کے نتیجے میں ہوتی ہے۔ مشاہدہ تارکیی بڑے پیمانے پر بائنری بلیک ہولز کے انضمام کا پہلا مشاہدہ، GW150914، LIGO ڈٹیکٹر کے ذریعے کیا گیا تھا۔ جیسا کہ زمین سے مشاہدہ کیا گیا ہے، سورج سے 36 اور 29 گنا زیادہ تخمینہ شدہ کمیت والے بلیک ہولز کا ایک جوڑا ایک دوسرے میں گھمایا گیا اور 14 ستمبر 2015 کو 09:50 UTC پر تقریبا 62 شمسی کمیت والے بلیک ہول کی تشکیل کے لیے ضم ہو گیا۔ تین شمسی کمیتوں کو ایک سیکنڈ کے آخری حصے میں کشش ثقل کی تابکاری میں تبدیل کیا گیا، جس کی چوٹی طاقت 3.6 × 1056 ایرگ/سیکنڈ (200 شمسی کمیت فی سیکنڈ) تھی، جو قابل مشاہدہ کائنات کے تمام ستاروں کی کل پیداواری طاقت سے 50 گنا زیادہ ہے۔ یہ انضمام زمین سے 600 ملین سے 1.8 ارب سال پہلے ہوا تھا۔ مشاہدہ شدہ سگنل عددی اضافیت کی پیش گوئیوں کے مطابق ہے۔ ڈائنامکس ماڈلنگ کچھ آسان الجبرائی ماڈل اس معاملے کے لیے استعمال کیے جا سکتے ہیں جہاں بلیک ہولز بہت دور ہیں، متاثر کن مرحلے کے دوران، اور حتمی رنگ ڈاؤن کو حل کرنے کے لیے بھی۔ پوسٹ-نیوٹونین تخمینے متاثر کن کے لیے استعمال کیے جا سکتے ہیں۔ یہ نیوٹنین کشش ثقل میں مساوات میں اضافی اصطلاحات کا اضافہ کرتے ہوئے عمومی اضافیت کے میدان کی مساوات کا تخمینہ لگاتے ہیں۔ ان حسابات میں استعمال ہونے والے آرڈرز کو 2 پی این (سیکنڈ آرڈر پوسٹ نیوٹونیئن) 2.5PN یا 3 پی این (تھرڈ آرڈر پوسٹ نیوٹونیئن) کہا جا سکتا ہے۔ ایفیکٹو ون باڈی (ای او بی) تخمینہ مساوات کو ایک ہی شے میں تبدیل کرکے بائنری بلیک ہول سسٹم کی حرکیات کو حل کرتا ہے۔ یہ خاص طور پر مفید ہے جہاں بڑے پیمانے پر تناسب بڑے ہوتے ہیں، جیسے کہ ایک تارکیی بڑے پیمانے پر بلیک ہول جو کہکشاں کے کور بلیک ہول کے ساتھ ضم ہوتا ہے، لیکن مساوی بڑے پیمانے کے نظام کے لیے بھی استعمال کیا جا سکتا ہے۔ رنگ ڈاؤن کے لیے، بلیک ہول پرٹربیشن تھیوری استعمال کی جا سکتی ہے۔ آخری کیر بلیک ہول مسخ شدہ ہے، اور اس سے پیدا ہونے والی تعدد کے سپیکٹرم کا حساب لگایا جا سکتا ہے۔ انضمام سمیت پورے ارتقاء کی تفصیل کے لیے عمومی اضافیت کی مکمل مساوات کو حل کرنے کی ضرورت ہوتی ہے۔ یہ عددی اضافیت کے تخروپن میں کیا جا سکتا ہے۔ عددی اضافیت خلائی وقت کے نمونے بناتی ہے اور وقت کے ساتھ اس کی تبدیلی کی تقلید کرتی ہے۔ ان حسابات میں یہ ضروری ہے کہ بلیک ہولز کے قریب کافی باریک تفصیل ہو، اور پھر بھی کشش ثقل کی تابکاری کا تعین کرنے کے لیے کافی حجم ہو جو لامحدود تک پھیلتی ہے۔ پوائنٹس کی تعداد کو کم کرنے کے لیے کہ عددی مسئلہ مناسب وقت میں قابل حل ہو، خصوصی کوآرڈینیٹ سسٹم استعمال کیے جا سکتے ہیں، جیسے کہ بوئیر-لنڈکوسٹ کوآرڈینیٹ یا فش-آئی کوآرڈینیٹ۔ عددی-اضافیت کی تکنیکوں میں 1960 اور 1970 کی دہائی کی ابتدائی کوششوں سے مسلسل بہتری آئی۔ تاہم، بلیک ہولز کے گرد چکر لگانے کے طویل مدتی تخروپن اس وقت تک ممکن نہیں تھے جب تک کہ تین گروپوں نے آزادانہ طور پر 2005 میں بائنری بلیک ہولز کے متاثر کن، انضمام اور رنگ ڈاؤن کا نمونہ بنانے کے لیے نئے جدید طریقے تیار نہیں کیے۔ پورے انضمام کے مکمل حساب میں، مذکورہ بالا کئی طریقوں کو ایک ساتھ استعمال کیا جا سکتا ہے۔ اس کے بعد ماڈل کے مختلف ٹکڑوں کو فٹ کرنا ضروری ہے جن پر مختلف الگورتھم کا استعمال کرتے ہوئے کام کیا گیا تھا۔ لازارس پروجیکٹ نے انضمام کے وقت حصوں کو ایک خلائی نما ہائپر سرفیس پر جوڑا۔ حساب کے نتائج میں بائنڈنگ انرجی شامل ہو سکتی ہے۔ ایک مستحکم مدار میں بائنڈنگ انرجی پیرامیٹر پرٹربیشن کے لیے مقامی کم از کم رشتہ دار ہوتی ہے۔ اندرونی ترین مستحکم سرکلر مدار میں مقامی کم از کم ایک انفلیکشن پوائنٹ بن جاتا ہے۔ مشاہدے کی پیش گوئی اور تصدیق کے لیے پیدا ہونے والی کشش ثقل کی لہر اہم ہے۔ جب متاثر کن کشش ثقل کے میدان کے مضبوط زون تک پہنچتی ہے، تو لہریں اس زون کے اندر منتشر ہو جاتی ہیں جسے پوسٹ نیوٹنین ٹیل (پی این ٹیل) کہا جاتا ہے۔ کیر بلیک ہول کے رنگ ڈاؤن مرحلے میں، فریم کھینچنے سے افق کی تعدد کے ساتھ کشش ثقل کی لہر پیدا ہوتی ہے۔ اس کے برعکس، شوارز چائلڈ بلیک ہول رنگ ڈاؤن دیر سے متاثر کن سے بکھری ہوئی لہر کی طرح لگتا ہے، لیکن اس میں کوئی براہ راست لہر نہیں ہے۔ تابکاری کے رد عمل کی قوت کا حساب کشش ثقل کی لہر کے بہاؤ کے پیڈ ریسممیشن سے لگایا جا سکتا ہے۔ تابکاری کو قائم کرنے کی ایک تکنیک کاچی-خصوصیت نکالنے کی تکنیک سی سی ای ہے، جو بڑے اور بڑے محدود فاصلے پر حساب کیے بغیر، انفینیٹی پر بہاؤ کا قریبی تخمینہ دیتی ہے۔ نتیجے میں بننے والے بلیک ہول کی حتمی کمیت کا انحصار عمومی اضافیت میں کمیت کی تعریف پر ہوتا ہے۔ بونڈی ماس ایم بی کا حساب بونڈی-ساچ ماس-لاس فارمولے سے لگایا جاتا ہے، جس میں f (U) ریٹرڈ ٹائم پر کشش ثقل کی لہر کا بہاؤ ہوتا ہے۔ U. f ٹھوس زاویے سے مختلف صفر انفینیٹی پر نیوز فنکشن کا ایک سطحی انٹیگرل ہے۔ آرنوٹ-ڈیزر-میسنر (اے ڈی ایم) توانائی، یا اے ڈی ایم ماس، وہ کمیت ہے جس کی پیمائش لامحدود فاصلے پر کی جاتی ہے اور اس میں خارج ہونے والی تمام کشش ثقل کی تابکاری شامل ہوتی ہے: کشش ثقل کی تابکاری میں کونیی رفتار بھی ختم ہو جاتی ہے۔ یہ بنیادی طور پر ابتدائی مدار کے z محور میں ہے۔ اس کا حساب ملٹی پولر میٹرک ویوفارم کے پروڈکٹ کو ریٹرڈ ٹائم پر نیوز فنکشن تکمیل کے ساتھ مربوط کرکے کیا جاتا ہے۔ شکل حل کرنے والے مسائل میں سے ایک بلیک ہول کے انضمام کے دوران ایونٹ کے افق کی شکل یا ٹوپولوجی ہے۔ عددی ماڈلز میں، ٹیسٹ جیوڈیکس کو یہ دیکھنے کے لیے داخل کیا جاتا ہے کہ آیا وہ کسی واقعہ کے افق کا سامنا کرتے ہیں۔ جیسے ہی دو بلیک ہولز ایک دوسرے کے قریب آتے ہیں، ایک "ڈک بل" کی شکل دونوں واقعات کے افق میں سے ہر ایک سے دوسرے کی طرف نکلتی ہے۔ یہ پھیلاؤ اس وقت تک لمبا اور تنگ ہوتا ہے جب تک کہ یہ دوسرے بلیک ہول سے نکلنے والے حصے سے نہیں ملتا ہے۔ اس وقت واقعہ کے افق میں ملاقات کے مقام پر ایک بہت ہی تنگ ایکس شکل ہوتی ہے۔ پروٹریشن کو ایک پتلی دھاگے میں کھینچا جاتا ہے۔ میٹنگ پوائنٹ تقریبا بیلناکار کنکشن تک پھیلتا ہے جسے پل کہا جاتا ہے۔ تخروپنوں نے ٹورائڈل ٹوپولوجی (رنگ کی شکل) کے ساتھ کوئی واقعہ افق پیدا نہیں کیا تھا۔ کچھ محققین نے تجویز کیا کہ یہ ممکن ہوگا اگر، مثال کے طور پر، ایک ہی تقریبا سرکلر مدار میں کئی بلیک ہولز یکجا ہوں۔ بلیک ہول انضمام ریکوئل بائنری بلیک ہولز کے ضم ہونے کے ساتھ ایک غیر متوقع نتیجہ سامنے آسکتا ہے، جس میں کشش ثقل کی لہریں رفتار پکڑتی ہیں، اور ضم ہونے والا بلیک ہول جوڑا تیز ہوتا ہے، جو بظاہر نیوٹن کے تیسرے قانون کی خلاف ورزی کرتا ہے۔ کشش ثقل کا مرکز 1000 کلومیٹر فی سیکنڈ سے زیادہ کک کی رفتار کا اضافہ کر سکتا ہے۔ سب سے بڑی کک کی رفتار (5000 کلومیٹر فی سیکنڈ کے قریب) مساوی کمیت اور مساوی گھماؤ کی شدت والے بلیک ہول بائنری کے لیے ہوتی ہے، جب گھماؤ کی سمتیں مداری سطح کے متوازی یا تقریبا مداری کونیی رفتار کے ساتھ سیدھی ہوتی ہیں۔ یہ بڑی کہکشاؤں سے بچنے کے لیے کافی ہے۔ زیادہ ممکنہ سمتوں کے ساتھ، ایک چھوٹا اثر ہوتا ہے، شاید صرف چند سو کلومیٹر فی سیکنڈ۔ اس طرح کی رفتار گلوبولر کلسٹرز سے بائنری بلیک ہولز کو ضم کر کے باہر نکال سکتی ہے، اس طرح گلوبولر کلسٹر کورز میں بڑے پیمانے پر بلیک ہولز کی تشکیل کو روکا جا سکتا ہے۔ اس کے نتیجے میں، بعد میں انضمام کے امکانات کم ہو جاتے ہیں، اور اس طرح کشش ثقل کی لہروں کا پتہ لگانے کا امکان کم ہو جاتا ہے۔ غیر گھومنے والے بلیک ہولز کے لیے پانچ سے ایک کے تناسب میں کمیتوں کے لیے 175 کلومیٹر فی سیکنڈ کی زیادہ سے زیادہ بازگشت کی رفتار ہوتی ہے۔ جب مداری سطح میں گھماؤ سیدھے ہوتے ہیں، تو دو ایک جیسے بلیک ہولز کے ساتھ 5000 کلومیٹر فی سیکنڈ کا ریکوئل ممکن ہوتا ہے۔ جن پیرامیٹرز میں دلچسپی ہو سکتی ہے ان میں وہ نقطہ شامل ہے جس پر بلیک ہولز ضم ہوتے ہیں، ماس تناسب جو زیادہ سے زیادہ کک پیدا کرتا ہے، اور کشش ثقل کی لہروں کے ذریعے کتنی کمیت/توانائی خارج ہوتی ہے۔ سر پر ٹکرانے میں اس حصے کا حساب 0.002، یا 0.2 ٪ پر لگایا جاتا ہے۔ ریکوائلڈ سپر ماسیو بلیک ہولز کے بہترین امیدواروں میں سے ایک CXO J101527.2 + 625911 ہے۔ یہ بھی دیکھیں سب سے بڑے بلیک ہولز کی فہرست حوالہ جات بیرونی روابط بائنری بلیک ہولز آربٹ اور کولائیڈ + ویڈیو کلپس پر مشتمل مضامین