गुरुत्वाकर्षण पतन
गुरुत्वाकर्षण पतन एक विशाल पिंड का अपने ही गुरुत्वाकर्षण के अधीन अनियंत्रित संकुचन है, जब आंतरिक दबाव इसे और अधिक सहारा नहीं दे पाता है। यह वह प्रक्रिया है जिससे श्वेत वामन, न्यूट्रॉन तारे और ब्लैक होल बनते हैं।
Definition
गुरुत्वाकर्षण पतन एक स्व-गुरुत्वाकर्षण वाले पिंड का गतिशील संकुचन है जब दबाव का समर्थन विफल हो जाता है, जिससे या तो एक स्थिर सघन अवशेष जैसे श्वेत वामन या न्यूट्रॉन तारा बनता है, या, एक महत्वपूर्ण द्रव्यमान से ऊपर, एक ब्लैक होल घटना क्षितिज और विलक्षणता का निर्माण होता है।
Scope
यह विषय सघन वस्तुओं के संतुलन और स्थिरता, चंद्रशेखर और टोलमैन-ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ द्रव्यमान सीमाओं को शामिल करता है जिनके आगे कोई स्थिर विन्यास मौजूद नहीं होता है, दबाव रहित पतन का आदर्श ओपेनहाइमर-स्नाइडर मॉडल, फंसी हुई सतहों और क्षितिज निर्माण की उपस्थिति, अंदर गिरने वाले और दूर के पर्यवेक्षकों द्वारा देखे गए पतन के बीच का अंतर, और सुपरनोवा तथा तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के निर्माण की खगोलीय-भौतिकी सेटिंग्स।
Core questions
- यह क्या निर्धारित करता है कि एक ढहता हुआ तारा न्यूट्रॉन तारा बनेगा या ब्लैक होल?
- एक अंदर गिरने वाले पर्यवेक्षक और एक दूर के पर्यवेक्षक को पतन कैसे अलग दिखाई देता है?
- स्थिर सघन वस्तुओं के अस्तित्व को कौन सी द्रव्यमान सीमाएँ बांधती हैं?
Key concepts
- चंद्रशेखर सीमा
- टोलमैन-ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ सीमा
- अपभ्रष्टता दबाव
- फंसी हुई सतह का निर्माण
- क्षितिज पर स्पष्ट जमाव
- सुपरनोवा कोर पतन
Key theories
- ओपेनहाइमर-स्नाइडर पतन
- एक समान दबाव रहित गोले का आदर्श पतन दर्शाता है कि सतह परिमित उचित समय में अपने श्वार्ज़स्चिल्ड त्रिज्या को पार करती है, जिससे एक घटना क्षितिज बनता है, जबकि एक दूर का पर्यवेक्षक पतन को क्षितिज पर जमते और लाल-स्थानांतरित होते हुए देखता है।
- सघन वस्तुओं के लिए द्रव्यमान सीमाएँ
- अपभ्रष्टता दबाव एक श्वेत वामन को केवल चंद्रशेखर सीमा तक और एक न्यूट्रॉन तारे को केवल टोलमैन-ओपेनहाइमर-वोल्कॉफ सीमा तक ही सहारा दे सकता है; इनके आगे, कोई स्थिर संतुलन मौजूद नहीं होता है और ब्लैक होल में पतन अपरिहार्य है।
Clinical relevance
गुरुत्वाकर्षण पतन कोर-पतन सुपरनोवा, न्यूट्रॉन तारों और तारकीय-द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के निर्माण, और गुरुत्वाकर्षण तरंगों के रूप में पता लगाए गए सघन-वस्तु विलय के पीछे का इंजन है; इसके द्वारा निर्धारित द्रव्यमान सीमाओं का उपयोग देखे गए न्यूट्रॉन तारों और ब्लैक होल के लिए अनुमानित द्रव्यमान की व्याख्या करने के लिए किया जाता है।
History
चंद्रशेखर ने 1931 में श्वेत वामन द्रव्यमान सीमा की खोज की; 1939 में ओपेनहाइमर और वोल्कॉफ ने न्यूट्रॉन तारे की सीमा प्राप्त की, और ओपेनहाइमर और स्नाइडर ने ब्लैक होल में निरंतर पतन का पहला सापेक्षतावादी मॉडल प्रकाशित किया, ये परिणाम 1960 के दशक में सामान्य सापेक्षता के पुनर्जागरण तक काफी हद तक अलग रखे गए थे जिसने उन्हें पुनर्जीवित किया।
Key figures
- J. Robert Oppenheimer
- Hartland Snyder
- Subrahmanyan Chandrasekhar
- Richard Tolman
Related topics
Seminal works
- oppenheimer1939
- shapiroteukolsky1983
Frequently asked questions
- एक दूर का पर्यवेक्षक तारे को क्षितिज को पार करते हुए कभी क्यों नहीं देखता है?
- ढहती हुई सतह से निकलने वाला प्रकाश क्षितिज के पास ऊपर चढ़ते हुए तेजी से लाल-स्थानांतरित और विलंबित होता जाता है, इसलिए एक दूर का पर्यवेक्षक सतह को धीमा और फीका होते हुए देखता है, जो जमते हुए प्रतीत होता है, भले ही सतह स्वयं परिमित उचित समय में क्षितिज को पार कर जाती है।
- क्या हर विशाल तारा ब्लैक होल के रूप में समाप्त होता है?
- नहीं। परिणाम अवशेष द्रव्यमान पर निर्भर करता है: हल्के कोर श्वेत वामन बनाते हैं, मध्यवर्ती कोर न्यूट्रॉन तारे बनाते हैं, और केवल न्यूट्रॉन-तारा द्रव्यमान सीमा से अधिक वाले कोर ही ब्लैक होल में ढहते हैं, जिसमें तारे के जीवनकाल के दौरान द्रव्यमान हानि परिणाम को दृढ़ता से प्रभावित करती है।