কৃষ্ণগহ্বর

কৃষ্ণগহ্বর বা কৃষ্ণ বিবর (ব্ল্যাক হোল নামেও পরিচিত) 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 কৃষ্ণগহ্বরের 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 কৃষ্ণগহ্বরকে কেন্দ্র করে ঘূর্ণয়মান। কৃষ্ণগহ্বর শব্দের অর্থ কালো গর্ত। 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। অনেকদিন পর্যন্ত কৃষ্ণগহ্বরের কোন প্রত্যক্ষ দর্শন পাওয়া গিয়েছিল না, কারণ এ থেকে আলো বিচ্ছুরিত হতে পারে না যেকারণে একে দেখা সম্ভব নয়, কিন্ত এর উপস্থিতির প্রমাণ আমরা পরোক্ষভাবে পেয়েছিলাম। কৃষ্ণগহ্বরের 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 কৃষ্ণগহ্বরের যার ভর আমাদের সূর্য থেকে ৪ মিলিয়ন গুন বেশি এবং এটি আমাদের আকাশগঙ্গার মাঝখানে অবস্থিত। ১১ ফেব্রুয়ারি ২০১৬ সালে লাইগো সংগঠন মহাকর্ষীয় তরঙ্গের প্রথম প্রত্যক্ষ সনাক্তকরণের ঘোষণা দেয়, যা ছিল দুটি কৃষ্ণগহ্বরের একত্রীভবনের প্রথম পর্যবেক্ষণ। ডিসেম্বর ২০১৮ পর্যন্ত ১১ টি মহাকর্ষীয় তারঙ্গিক ঘটনা পর্যবেক্ষিত হয়েছে যার মাঝে ১০ টি ঘটনা কৃষ্ণগহ্বরের একত্রীভবনের ফলে এবং ১ টি ঘটনা দ্বৈত নিউট্রন তারা একত্রীভবনের ফলে সৃষ্ট। ২০১৭ সালে ইভেন্ট হরাইজন টেলিস্কোপ দ্বারা মেসিয়ে ৮৭ ছায়াপথের কেন্দ্রে অবস্থিত অতিভারী কৃষ্ণগহ্বরের পর্যবেক্ষণের পর, দীর্ঘ বিশ্লেষণ শেষে ১০ এপ্রিল ২০১৯ সালে প্রথমবারের মত একটি কৃষ্ণবিবর ও তার পার্শ্ববর্তী অঞ্চলের প্রত্যক্ষ চিত্র প্রকাশিত হয়। uy 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)। তার 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 তার 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 কীভাবে মাধ্যাকর্ষণ শক্তি দ্বারা প্রভাবিত হতে পারে সেটা বোধগম্য ছিল না। মিশেলের সরলীকৃত গণনা অনুমান করে যে এই ধরনের একটি দেহের সূর্যের সমান ঘনত্ব থাকতে পারে এবং এই সিদ্ধান্তে উপনীত হয় যে যখন একটি নক্ষত্রের ব্যাস সূর্যের ব্যাস ৫০০ ফ্যাক্টর দ্বারা অতিক্রম করে এবং এর পৃষ্ঠের পালানোর বেগ আলোর স্বাভাবিক গতিকে অতিক্রম করে তখন এটি তৈরি হবে।মিশেল এই দেহগুলিকে অন্ধকার তারা হিসাবে উল্লেখ করেছেন। তিনি সঠিকভাবে উল্লেখ করেছেন যে এই ধরনের অতি উচ্চ ভরের কিন্তু অ-বিকিরণকারী দেহগুলি কাছাকাছি দৃশ্যমান দেহগুলিতে তাদের মহাকর্ষীয় প্রভাবের মাধ্যমে সনাক্তযোগ্য হতে পারে। তৎকালীন পণ্ডিতরা প্রাথমিকভাবে এই প্রস্তাবে উত্তেজিত হয়েছিলেন যে বিশাল কিন্তু অদৃশ্য 'অন্ধকার তারা'গুলি সরল দৃশ্যে লুকিয়ে থাকতে পারে, কিন্তু ঊনবিংশ শতাব্দীর গোড়ার দিকে আলোর তরঙ্গময় প্রকৃতি স্পষ্ট হয়ে উঠলে উত্সাহ কমে যায়, যেন আলো একটি একটি কণার পরিবর্তে তরঙ্গ, এটি অস্পষ্ট ছিল, যদি থাকে, তাহলে আলোক তরঙ্গ থেকে বেরিয়ে আসা অভিকর্ষের প্রভাব কী হবে। আধুনিক পদার্থবিজ্ঞান একটি সুপারম্যাসিভ নক্ষত্রের পৃষ্ঠ থেকে সরাসরি আলোক রশ্মি নির্গত হওয়ার, তারার মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা ধীর হয়ে যাওয়া, থেমে যাওয়া এবং তারপর তারার পৃষ্ঠে অবাধ পতনের মিশেলের ধারণাকে অস্বীকার করে। ১৯১৫ সালে, আলবার্ট আইনস্টাইন তার সাধারণ আপেক্ষিকতার তত্ত্ব তৈরি করেছিলেন, আগে দেখিয়েছিলেন যে মাধ্যাকর্ষণ আলোর গতিকে প্রভাবিত করে। মাত্র কয়েক মাস পরে, কার্ল শোয়ার্জশিল্ড আইনস্টাইন ক্ষেত্র সমীকরণের একটি সমাধান খুঁজে পান, যা একটি বিন্দু ভর এবং একটি গোলাকার ভরের মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রকে বর্ণনা করে। শোয়ার্জশিল্ডের কয়েক মাস পরে, হেন্ড্রিক লরেন্টজের একজন ছাত্র জোহানেস ড্রস্ট স্বাধীনভাবে বিন্দু ভরের জন্য একই সমাধান দিয়েছিলেন এবং এর বৈশিষ্ট্যগুলি সম্পর্কে আরও বিস্তৃতভাবে লিখেছেন। এই সমাধানটির একটি অদ্ভুত আচরণ ছিল যাকে এখন শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ বলা হয়, যেখানে এটি একবচনে পরিণত হয়েছে, যার অর্থ আইনস্টাইন সমীকরণের কিছু পদ অসীম হয়ে উঠেছে। এই ভূপৃষ্ঠের প্রকৃতি তখন পুরোপুরি বোঝা যায়নি। ১৯২৪ সালে, আর্থার এডিংটন দেখিয়েছিলেন যে স্থানাঙ্কের পরিবর্তনের পরে এককতা অদৃশ্য হয়ে গেছে (দেখুন এডিংটন-ফিঙ্কেলস্টেইন স্থানাঙ্ক), যদিও জর্জেস লেমাইত্রের বুঝতে ১৯৩৩ সাল পর্যন্ত সময় লেগেছিল যে এর অর্থ শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধের এককতা একটি অ-ভৌতিক সমন্বয়। আর্থার এডিংটন যদিও ১৯২৬ সালের একটি বইয়ে শোয়ার্জচাইল্ড ব্যাসার্ধের সাথে সংকুচিত একটি নক্ষত্রের সম্ভাবনা সম্পর্কে মন্তব্য করেছিলেন, উল্লেখ করেছেন যে আইনস্টাইনের তত্ত্ব আমাদের বেটেলজিউসের মতো দৃশ্যমান তারার জন্য অত্যধিক বড় ঘনত্বকে বাতিল করার অনুমতি দেয় কারণ "২৫০ মিলিয়ন কিলোমিটার ব্যাসার্ধের একটি তারা হতে পারে। সূর্যের মতো এত বেশি ঘনত্ব সম্ভবত নেই।প্রথমত, মহাকর্ষ বল এত বেশি হবে যে আলো তা থেকে পালাতে অক্ষম হবে, রশ্মিগুলি পাথরের মতো তারার দিকে ফিরে আসবে।দ্বিতীয়ত, বর্ণালি রেখাগুলির লাল স্থানান্তর এতটাই দুর্দান্ত হবে যে বর্ণালীটি অস্তিত্ব থেকে সরে যাবে।তৃতীয়ত, ভর স্পেসটাইম মেট্রিকের এত বেশি বক্রতা তৈরি করবে যে মহাকাশ নক্ষত্রের চারপাশে বন্ধ হয়ে যাবে, আমাদের বাইরে (অর্থাৎ কোথাও) রেখে যাবে।" ১৯৩১ সালে, সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর বিশেষ আপেক্ষিকতা ব্যবহার করে গণনা করেছিলেন যে একটি নির্দিষ্ট সীমিত ভরের উপরে ইলেকট্রন-অক্ষয় পদার্থের 1.4 M☉ (এ চন্দ্রশেখর সীমা বলা হয়) কোন স্থিতিশীল সমাধান নেই। তাঁর যুক্তিগুলির বিরোধিতা করেছিলেন তাঁর সমসাময়িক অনেক যেমন এডিংটন এবং লেভ ল্যান্ডউ, যারা যুক্তি দিয়েছিলেন যে কিছু এখনও অজানা প্রক্রিয়া পতন বন্ধ করবে। তারা আংশিকভাবে সঠিক ছিল: চন্দ্রশেখরের সীমার চেয়ে সামান্য বেশি বিশাল একটি সাদা বামন একটি নিউট্রন তারায় ভেঙে পড়বে, যেটি নিজেই স্থিতিশীল।কিন্তু 1939 সালে, রবার্ট ওপেনহাইমার এবং অন্যরা ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যে চন্দ্রশেখর দ্বারা উপস্থাপিত কারণগুলির জন্য নিউট্রন নক্ষত্রগুলি অন্য সীমার উপরে (টলম্যান-ওপেনহাইমার-ভোলকফ সীমা) আরও ভেঙে পড়বে এবং এই সিদ্ধান্তে উপনীত হন যে পদার্থবিজ্ঞানের কোনও আইন হস্তক্ষেপ করার এবং অন্তত কিছু বন্ধ করার সম্ভাবনা নেই। ব্ল্যাক হোলে ধ্বসে পড়া থেকে তারা। পাওলি বর্জন নীতির উপর ভিত্তি করে তাদের মূল গণনা 0.7 M☉ হিসাবে দিয়েছে M ☉ ; শক্তিশালী বল-মধ্যস্থ নিউট্রন-নিউট্রন বিকর্ষণের পরবর্তী বিবেচনা অনুমানটি প্রায় 1.5 M☉ ☉ থেকে 3.0 M☉ ☉ । নিউট্রন স্টার মার্জার GW170817 এর পর্যবেক্ষণ, যা কিছুক্ষণ পরে একটি ব্ল্যাক হোল তৈরি করেছে বলে মনে করা হয়, TOV সীমা 2.17 M☉ ☉ । ওপেনহাইমার এবং তার সহ-লেখকরা শোয়ার্জচাইল্ড ব্যাসার্ধের সীমানার এককতাকে ব্যাখ্যা করেছেন যে এটি একটি বুদবুদের সীমানা যেখানে সময় থামে।এটি বহিরাগত পর্যবেক্ষকদের জন্য একটি বৈধ দৃষ্টিভঙ্গি, কিন্তু অনুপ্রাণিত পর্যবেক্ষকদের জন্য নয়।এই বৈশিষ্ট্যের কারণে, ধ্বসে পড়া নক্ষত্রকে "হিমায়িত তারা" বলা হয়, কারণ একজন বাইরের পর্যবেক্ষক তাৎক্ষণিকভাবে নক্ষত্রের পৃষ্ঠটি হিমায়িত দেখতে পাবেন যেখানে এটির পতন এটিকে শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধে নিয়ে যায়। ১৯৫৮ সালে, ডেভিড ফিঙ্কেলস্টেইন শোয়ার্জচাইল্ড পৃষ্ঠকে একটি ঘটনা দিগন্ত হিসাবে চিহ্নিত করেছিলেন, "একটি নিখুঁত একমুখী ঝিল্লি: কার্যকারণ প্রভাবগুলি এটিকে শুধুমাত্র একটি দিকে অতিক্রম করতে পারে"। এটি ওপেনহাইমারের ফলাফলের সাথে কঠোরভাবে বিরোধিতা করেনি, তবে পর্যবেক্ষকদের ক্রমবর্ধমান দৃষ্টিভঙ্গি অন্তর্ভুক্ত করার জন্য তাদের প্রসারিত করেছিল।ফিঙ্কেলস্টাইনের সমাধানটি ব্ল্যাক হোলে পর্যবেক্ষকদের ভবিষ্যতের জন্য শোয়ার্জচাইল্ড সমাধানকে প্রসারিত করেছে।মার্টিন ক্রুসকালের দ্বারা ইতিমধ্যেই একটি সম্পূর্ণ এক্সটেনশন পাওয়া গেছে, যাকে এটি প্রকাশ করার জন্য অনুরোধ করা হয়েছিল। এই ফলাফলগুলি সাধারণ আপেক্ষিকতার স্বর্ণযুগের শুরুতে এসেছিল, যা সাধারণ আপেক্ষিকতা দ্বারা চিহ্নিত করা হয়েছিল এবং ব্ল্যাক হোলগুলি গবেষণার মূলধারার বিষয় হয়ে উঠেছে।এই প্রক্রিয়াটি ১৯৬৭ সালে জোসেলিন বেল বার্নেল দ্বারা পালসার আবিষ্কারের দ্বারা সাহায্য করা হয়েছিল যা, 1969 সালের মধ্যে, নিউট্রন নক্ষত্রগুলিকে দ্রুত ঘূর্ণায়মান হিসাবে দেখানো হয়েছিল। সেই সময় পর্যন্ত, ব্ল্যাক হোলের মতো নিউট্রন নক্ষত্রকে শুধু তাত্ত্বিক কৌতূহল হিসেবে গণ্য করা হতো; কিন্তু পালসারের আবিষ্কার তাদের দৈহিক প্রাসঙ্গিকতা দেখিয়েছে এবং মহাকর্ষীয় পতনের ফলে তৈরি হতে পারে এমন সব ধরনের কমপ্যাক্ট বস্তুর প্রতি আরও আগ্রহ জাগিয়েছে।[তথ্যসূত্র প্রয়োজন] [ উদ্ধৃতি প্রয়োজন ] এই সময়ের মধ্যে আরও সাধারণ ব্ল্যাক হোলের সমাধান পাওয়া গেছে।1963 সালে, রয় কের একটি ঘূর্ণায়মান ব্ল্যাক হোলের সঠিক সমাধান খুঁজে পান।দুই বছর পর, এজরা নিউম্যান একটি ব্ল্যাক হোলের জন্য অক্ষ -প্রতিসম সমাধান খুঁজে পান যা ঘূর্ণায়মান এবং বৈদ্যুতিকভাবে চার্জযুক্ত । ভার্নার ইজরায়েল, ব্র্যান্ডন কার্টার, এবং ডেভিড রবিনসন মাধ্যমে চুলের নো-হেয়ার উপপাদ্য আবির্ভূত হয়, এই বলে যে একটি স্থির ব্ল্যাক হোল সমাধান সম্পূর্ণরূপে কের-এর তিনটি প্যারামিটার দ্বারা বর্ণনা করা হয়েছে। নিউম্যান মেট্রিক: ভর, কৌণিক ভরবেগ, এবং বৈদ্যুতিক চার্জ। প্রথমে, সন্দেহ করা হয়েছিল যে ব্ল্যাক হোল সমাধানগুলির অদ্ভুত বৈশিষ্ট্যগুলি আরোপিত প্রতিসাম্য অবস্থা থেকে প্যাথলজিকাল আর্টিফ্যাক্ট ছিল এবং এককতাগুলি সাধারণ পরিস্থিতিতে প্রদর্শিত হবে না।এই দৃষ্টিভঙ্গিটি বিশেষভাবে ভ্লাদিমির বেলিনস্কি, আইজাক খালাতনিকভ এবং ইভজেনি লিফশিটজ দ্বারা অনুষ্ঠিত হয়েছিল, যারা প্রমাণ করার চেষ্টা করেছিলেন যে জেনেরিক সমাধানগুলিতে কোনও এককতা দেখা যায় না।যাইহোক, 1960-এর দশকের শেষের দিকে রজার পেনরোজ এবং স্টিফেন হকিং বিশ্বব্যাপী কৌশল ব্যবহার করেছিলেন প্রমাণ করার জন্য যে এককতা সাধারণভাবে প্রদর্শিত হয়। এই কাজের জন্য, পেনরোজ পদার্থবিজ্ঞানে 2020 সালের নোবেল পুরস্কারের অর্ধেক পেয়েছিলেন, হকিং 2018 সালে মারা গিয়েছিলেন। 1970 এর দশকের গোড়ার দিকে গ্রিনউইচ এবং টরন্টোতে পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে , সিগনাস এক্স-1, 1964 সালে আবিষ্কৃত একটি গ্যালাকটিক এক্স-রে উৎস, প্রথম জ্যোতির্বিজ্ঞানের বস্তু হয়ে ওঠে যা সাধারণত একটি ব্ল্যাক হোল হিসাবে গৃহীত হয়। 1970 এর দশকের গোড়ার দিকে জেমস বারডিন, জ্যাকব বেকেনস্টাইন, কার্টার এবং হকিং এর কাজ ব্ল্যাক হোল থার্মোডাইনামিকস গঠনের দিকে পরিচালিত করেছিল। এই আইনগুলি শক্তির সাথে ভর, এনট্রপির সাথে ক্ষেত্রফল এবং তাপমাত্রার সাথে পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণকে সম্পর্কিত করে তাপগতিবিদ্যার আইনের সাথে ঘনিষ্ঠ সাদৃশ্যে একটি ব্ল্যাক হোলের আচরণকে বর্ণনা করে।সাদৃশ্যটি সম্পূর্ণ হয়েছিল যখন হকিং, 1974 সালে, কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্ব দেখিয়েছিলেন যে ব্ল্যাক হোলগুলিকে ব্ল্যাক হোলের পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণের সমানুপাতিক তাপমাত্রা সহ একটি ব্ল্যাক বডির মতো বিকিরণ করা উচিত, যার প্রভাব এখন হকিং বিকিরণ নামে পরিচিত। জন মিশেল "ডার্ক স্টার" শব্দটি ব্যবহার করেছিলেন, এবং 20 শতকের প্রথম দিকে, পদার্থবিদরা "মহাকর্ষীয়ভাবে ভেঙে পড়া বস্তু" শব্দটি ব্যবহার করেছিলেন।বিজ্ঞান লেখক মার্সিয়া বার্টুসিয়াক পদার্থবিজ্ঞানী রবার্ট এইচ ডিকের কাছে "ব্ল্যাক হোল" শব্দটি চিহ্নিত করেছেন, যিনি ১৯৬০-এর দশকের গোড়ার দিকে ঘটনাটিকে কলকাতার অন্ধকূপের সাথে তুলনা করেছিলেন, যা একটি কারাগার হিসেবে কুখ্যাত, যেখানে লোকেরা প্রবেশ করেছিল কিন্তু কখনও জীবিত ছিল না। "ব্ল্যাক হোল" শব্দটি ১৯৬৩ সালে লাইফ অ্যান্ড সায়েন্স নিউজ এবং বিজ্ঞান সাংবাদিক অ্যান ইউইং তার নিবন্ধ "' ' ব্ল্যাক হোলস' ইন স্পেস" তারিখে ১৮ জানুয়ারি ১৯৬৪ তারিখে একটি প্রতিবেদনে ব্যবহার করেছিলেন। আমেরিকান অ্যাসোসিয়েশন ফর দ্য অ্যাডভান্সমেন্ট অফ সায়েন্সের একটি সভা ক্লিভল্যান্ড, ওহিওতে অনুষ্ঠিত হয়েছে। ১৯৬৭ সালের ডিসেম্বরে, জন হুইলারের একটি বক্তৃতায় একজন ছাত্র কথিতভাবে "ব্ল্যাক হোল" শব্দগুচ্ছ প্রস্তাব করেছিলেন; হুইলার তার সংক্ষিপ্ততা এবং "বিজ্ঞাপন মূল্য" এর জন্য এই শব্দটিকে গ্রহণ করেছিলেন এবং এটি দ্রুতই ধরা পড়েছিল, শব্দগুচ্ছটি তৈরি করার জন্য কেউ কেউ হুইলারকে কৃতিত্ব দেয়। 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 কৃষ্ণগহ্বর 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। কৃষ্ণগহ্বরের 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 গবেষণায় গুরুত্বপূর্ণ। বিষ্ফোরণ। স্বাভাবিকভাবে কোনো একটি নক্ষত্র চুপসে গেলে কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত হয়। তবে নক্ষত্রগুলোর ভর হয় অনেক। আমাদের সবচেয়ে কাছের নক্ষত্র সূর্যের বিস্তৃতি প্রায় 1.3×10⁹km এবং এর ভর প্রায় 2×10³⁰kg এর কাছাকাছি। নক্ষত্রগুলোর অস্বাভাবিক ভরের জন্য এদের মধ্যাকর্ষণও অনেক। কেননা আমরা জানি মধ্যাকর্ষণের সাথে ভরের একটি অনন্য সম্পর্ক রয়েছে। কারণঃ F = G m 1 m 2 r 2 {\displaystyle F=G{\frac {m_{1}m_{2}}{r^{2}}}} এটি নিউটনের মধ্যাকর্ষন সূত্র। এখানে G এর মান ধ্রুবক। G = 6.673 × 10 − 11 {\displaystyle G=6.673\times 10^{-11}} যা খুব ছোট। যাই হোক, যখন আপনি m 1 m 2 {\displaystyle m_{1}m_{2}} তে সূর্য এবং পৃথিবীর ভর রাখবেন এবং r তাদের মধ্যবর্তী দুরত্ব হবে তখন এদের মধ্যে আকর্ষণ মান হবেঃ 3.76×10²²N । যখন নক্ষত্রের বাইরের তাপমাত্রার চাপে ভেতরের মধ্যাকর্ষণ বাড়তে থাকে, 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 বা মহাকর্ষীয় অদ্বৈত অবস্থান। সব চুপসে পড়া নক্ষত্রই কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত হয়না। কৃষ্ণগহ্বর হবে কিনা তা নির্ভর করে তার ভরের উপর। কৃষ্ণগহ্বর হতে হলে নক্ষত্রকে বা বস্তুকে একটি নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে আসতে হবে। নিচে সমীকরণটি দেওয়া হলো যার সাহায্যে আমরা নির্ণয় করতে পারি কৃষ্ণগহ্বর হতে হলে কোনো বস্তু বা নক্ষত্রের কত ব্যাসার্ধে আসা দরকারঃ R s = 2 G M c 2 {\displaystyle R_{s}={\frac {2GM}{c^{2}}}} যেখানে, M বস্তু বা নক্ষত্রটির ভর। G মহাকর্ষিয় ধ্রুবক। c আলোর বেগ। এই ব্যাসার্ধ পরিমাপের সূত্রটির মান শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ, পদার্থবিজ্ঞানী কার্ল শোয়ার্জশিল্ড এই সূত্র আবিষ্কার করেছিলেন ১৯১৬ সালে। তার নাম অনুসারে এর নাম রাখা হয়। বিজ্ঞানী জন মিশেল নিউটনিয়ান মেকানিক্স ব্যবহার করে একটি কৃষ্ণবিবরের ব্যসার্ধ নির্ণয় করেন যা বর্তমান সময়ে প্রাপ্ত মানের সমান। m ভরে চলমান কোনো কণার গতি যদি v হয় তবে কণার গতিশক্তি হবে, K = 1 2 m v 2 {\displaystyle K={\frac {1}{2}}mv^{2}} ঐ কণা যদি r পরিমাণ দূরত্ব অতিক্রম করে তবে তার দ্বারা কৃতকাজ হবে, W = F × r = G M m r {\displaystyle W=F\times r=G{\frac {Mm}{r}}} শক্তির নিত্যতা অনুসারেঃ K = W {\displaystyle K=W} বা, 1 2 m v 2 = G M m r {\displaystyle {\frac {1}{2}}mv^{2}=G{\frac {Mm}{r}}} বা, r = 2 G M v 2 {\displaystyle r={\frac {2GM}{v^{2}}}} সাধারণ আপেক্ষিকতা শ্বেত বিবর ক্ষুদ্রবিবর Oldham, L. J.; AugM. W. (মার্চ ২০১৬)। "Galaxy structure from multiple tracers - II. M87 from parsec to megaparsec scales"। Monthly Notices of the Royal Astronomical Society। 457 (1): 421–439। arXiv:1601.01323 । ডিওআই:10.1093/mnras/stv2982। বিবকোড:2016MNRAS.457..421O।  Overbye, Dennis (১০ এপ্রিল ২০১৯)। "Black Hole Picture Revealed for the First Time - Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos - Comments"। The New York Times। সংগ্রহের তারিখ ১০ এপ্রিল ২০১৯।  The Event Horizon Telescope Collaboration (১০ এপ্রিল ২০১৯)। "First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole"। The Astrophysical Journal Letters। 87 (1)। সংগ্রহের তারিখ ১০ এপ্রিল ২০১৯।  Wald 1984, পৃ. 299–300 Wald, R. M. (১৯৯৭)। "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship"। arXiv:gr-qc/9710068  [gr-qc]। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) Overbye, Dennis (৮ জুন ২০১৫)। "Black Hole Hunters"। NASA। সংগ্রহের তারিখ ৮ জুন ২০১৫।  উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; PRL-20160211 নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি Ethan Siegel (4 December 2018) Five Surprising Truths About Black Holes From LIGO "Detection of gravitational waves"। LIGO। সংগ্রহের তারিখ ৯ এপ্রিল ২০১৮।  Schaffer, Simon (১৯৭৯)। "John Michell and black holes"। Journal for the History of Astronomy। 10: 42–43। এসটুসিআইডি 123958527। ডিওআই:10.1177/002182867901000104। বিবকোড:1979JHA....10...42S। ২২ মে ২০২০ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ২৭ আগস্ট ২০২১। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) Montgomery, Colin; Orchiston, Wayne; Whittingham, Ian (২০০৯)। "Michell, Laplace and the origin of the black hole concept" (পিডিএফ)। Journal of Astronomical History and Heritage। 12 (2): 90–96। এসটুসিআইডি 55890996। ডিওআই:10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01। বিবকোড:2009JAHH...12...90M। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) Michell, J. (১৭৮৪)। "On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose"। Philosophical Transactions of the Royal Society। 74: 35–57। জেস্টোর 106576। ডিওআই:10.1098/rstl.1784.0008 । বিবকোড:1784RSPT...74...35M। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) Thorne 1994, পৃ. 123–124 Slayter, Elizabeth M.; Slayter, Henry S. (১৯৯২)। Light and Electron Microscopy। Cambridge University Press। আইএসবিএন 978-0-521-33948-3। ৩০ নভেম্বর ২০১৭ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) Crass, Institute of Astronomy – Design by D.R. Wilkins and S.J.। "Light escaping from black holes"। www.ast.cam.ac.uk। ৬ জুলাই ২০১৯ তারিখে মূল থেকে আর্কাইভ করা। সংগ্রহের তারিখ ১০ মার্চ ২০১৮। উদ্ধৃতি টেমপ্লেট ইংরেজি প্যারামিটার ব্যবহার করেছে (link) উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; HeuslerNoHair নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; Hawking1974 নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; Bartusiak নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি উদ্ধৃতি ত্রুটি: <ref> ট্যাগ বৈধ নয়; scinewsewing নামের সূত্রটির জন্য কোন লেখা প্রদান করা হয়নি Frino, R.A.। "Derivation Of The Schwarzschild Radius Without General Relativity" (পিডিএফ)। vixra.org।  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।  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 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. উইকিপিডিয়ার সহপ্রকল্পেকৃষ্ণগহ্বর কমন্স হতে মিডিয়া উইকিসংবাদ হতে সংবাদ উইকিউক্তি হতে উক্তিসমূহ উইকিসংকলন হতে পাঠ্যসমূহ উইকিবই হতে পাঠ্যবই উইকিবিশ্ববিদ্যালয় হতে শিক্ষা উপকরণ 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 ওয়েব্যাক মেশিনে আর্কাইভকৃত ৩ মে ২০১৯ তারিখে 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 টেমপ্লেট:কৃষ্ণগহ্বর টেমপ্লেট:Relativity টেমপ্লেট:String theory topics প্রবেশদ্বার:  গণিত পদার্থবিজ্ঞান