Stellar Black Holes

ستاروں کے بلیک ہولز

سب سے بڑے ستاروں کی آخری حالت، جس کی کشش ثقل اتنی شدید ہے کہ روشنی بھی فرار نہیں ہو پاتی

ستیلر ارتقا کے ڈرامائی نتائج میں، سب سے زیادہ شدید ہے stellar black holes کی تخلیق—ایسے اجسام جو اتنے گھنے ہوتے ہیں کہ ان کی سطح پر فرار کی رفتار روشنی کی رفتار سے زیادہ ہوتی ہے۔ یہ بلیک ہولز بڑے ستاروں کے سکڑے ہوئے مرکز سے بنتے ہیں (عام طور پر ~20–25 M⊙ سے زیادہ)، اور ایک پرتشدد کائناتی چکر کا آخری باب ہوتے ہیں، جو ایک core-collapse supernova یا براہ راست سکڑاؤ کے واقعے پر ختم ہوتا ہے۔ اس مضمون میں، ہم سٹیلر بلیک ہول کی تشکیل کے نظریاتی اصول، ان کے وجود اور خصوصیات کے مشاہداتی شواہد، اور یہ کہ یہ کس طرح X-ray binaries اور gravitational wave mergers جیسے ہائی انرجی مظاہر کو تشکیل دیتے ہیں، کا جائزہ لیتے ہیں۔

1. ستیلر-ماس بلیک ہولز کی ابتدا

1.1 بڑے ستاروں کی آخری تقدیریں

زیادہ بڑے ستارے (≳ 8 M⊙) مین سیکوئنس سے بہت تیزی سے ارتقا پاتے ہیں بمقابلہ کم ماس والے ستاروں کے، اور آخرکار اپنے مرکز میں iron تک عناصر کو ضم کرتے ہیں۔ آئرن کے بعد، فیوژن سے کوئی خالص توانائی حاصل نہیں ہوتی، جس کی وجہ سے ایک سپرنووا میں core collapse ہوتا ہے جب آئرن کا مرکز اتنا بھاری ہو جاتا ہے کہ الیکٹران یا نیوٹران ڈیجنرسی پریشر مزید سکڑاؤ کو روک نہیں پاتا۔

تمام سپرنووا کور نیوٹران ستاروں کے طور پر مستحکم نہیں ہوتے۔ خاص طور پر بڑے پروجینیٹرز کے لیے (یا کچھ کور حالات میں)، ثقلی ممکنہ دباؤ کی حد سے تجاوز کر سکتا ہے، جس سے انہدام شدہ کور black hole بن جاتا ہے۔ کچھ منظرناموں میں، انتہائی بڑے یا دھات سے کم ستارے روشن سپرنووا کو چھوڑ کر براہ راست انہدام کر سکتے ہیں، جس سے بغیر چمکدار دھماکے کے اسٹیلر بلیک ہول بنتا ہے [1], [2]۔

1.2 سنگولیریٹی (یا انتہائی اسپیس ٹائم کرچڑ) کی طرف انہدام

جنرل ریلیٹیویٹی پیش گوئی کرتی ہے کہ، اگر ماس اپنے Schwarzschild radius (Rs = 2GM / c2) کے اندر کمپیکٹ ہو جائے، تو وہ شے black hole بن جاتی ہے—ایک ایسا علاقہ جہاں سے کوئی روشنی فرار نہیں ہو سکتی۔ کلاسیکی حل ایک ایونٹ ہورائزن کی تشکیل کی تجویز دیتا ہے جو مرکزی سنگولیریٹی کے گرد بنتا ہے۔ کوانٹم گریویٹی کی اصلاحات قیاسی ہیں، لیکن میکروسکوپک طور پر، ہم بلیک ہولز کو انتہائی مڑے ہوئے اسپیس ٹائم کے جیبوں کے طور پر دیکھتے ہیں جو اپنے ماحول (اکریشن ڈسکس، جیٹس، گریویٹیشنل ویوز وغیرہ) پر شدید اثر ڈالتے ہیں۔ اسٹیلر-ماس بلیک ہولز کے لیے، عام ماس چند M⊙ سے لے کر دسوں شمسی ماسز تک ہوتے ہیں (اور نایاب صورتوں میں، کچھ مرجنگ یا کم میٹلوسٹی حالات میں 100 M⊙ سے بھی زیادہ) [3], [4]۔

2. کور-کولپس سپرنووا کا راستہ

2.1 آئرن کور کا انہدام اور ممکنہ نتائج

ایک بڑے ستارے کے اندر، جب silicon burning کا مرحلہ ختم ہو جاتا ہے، تو ایک iron-peak core غیر فعال ہو جاتا ہے۔ شیل برننگ کی تہیں باہر جاری رہتی ہیں، لیکن جب آئرن کور کا ماس Chandrasekhar limit (~1.4 M⊙) کے قریب پہنچتا ہے، تو یہ مزید فیوژن توانائی پیدا نہیں کر سکتا۔ کور تیزی سے انہدام پذیر ہو جاتا ہے، جس کی کثافتیں نیوکلیئر سیچوریشن تک پہنچ جاتی ہیں۔ ستارے کے ابتدائی ماس اور ماس-لاس کی تاریخ کے مطابق:

  • اگر کور ماس باؤنس کے بعد ≲2–3 M⊙ ہو، تو یہ کامیاب سپرنووا کے بعد neutron star بنا سکتا ہے۔
  • اگر ماس یا فال بیک زیادہ ہو، تو کور stellar black hole میں تبدیل ہو جاتا ہے، ممکنہ طور پر دھماکے کی چمک کو دبا دیتا ہے یا کم کر دیتا ہے۔

2.2 ناکام یا مدھم سپرنووا

حالیہ ماڈلز یہ تجویز کرتے ہیں کہ کچھ بہت بڑے ستارے بالکل روشن سپرنووا پیدا نہیں کر سکتے اگر جھٹکا نیوٹریونز سے کافی توانائی حاصل کرنے میں ناکام رہے یا اگر انتہائی فال بیک کور کی طرف مادہ کو اندر کی طرف کھینچ لے۔ مشاہداتی طور پر، ایسا واقعہ ایک ستارے کے بغیر کسی روشن دھماکے کے غائب ہونے کے طور پر ظاہر ہو سکتا ہے—“failed supernova”—جو براہ راست بلیک ہول کی تشکیل کی طرف لے جاتا ہے۔ اگرچہ ایسے براہ راست انہدامات کا نظریہ ہے، یہ فعال مشاہداتی تلاش کا ایک میدان باقی ہیں [5], [6]۔

3. متبادل تشکیل کے چینلز

3.1 Pair-Instability Supernova یا Direct Collapse

انتہائی بڑے، کم دھات والے ستارے (≳ 140 M⊙) ممکنہ طور پر pair-instability supernova سے گزرتے ہیں، جو ستارے کو مکمل طور پر تباہ کر دیتا ہے بغیر کسی باقیات کے۔ متبادل طور پر، کچھ ماس رینجز (تقریباً 90–140 M⊙) جزوی جوڑی عدم استحکام کا تجربہ کر سکتے ہیں، جو پلسیشنل پھوٹوں میں ماس کھو دیتے ہیں اور آخر کار گر جاتے ہیں۔ ان میں سے کچھ راستے نسبتاً بڑے بلیک ہولز پیدا کر سکتے ہیں—جو LIGO/Virgo gravitational-wave واقعات میں دریافت شدہ بڑے بلیک ہولز سے متعلق ہیں۔

3.2 Binary Interactions

قریبی بائنری نظاموں میں، mass transfer یا اسٹیلر مرجرز بھاری ہیلیم کورز یا وولف-رائٹ ستارے کے مراحل کا باعث بن سکتے ہیں، جو بلیک ہولز میں ختم ہوتے ہیں جو سنگل اسٹار ماس کی توقعات سے زیادہ ہو سکتے ہیں۔ کشش ثقل کی لہروں میں مرج کرنے والے بلیک ہولز کے مشاہدات، جو اکثر 30–60 M⊙ ہوتے ہیں، ظاہر کرتے ہیں کہ binaries اور ترقی یافتہ ارتقائی چینلز غیر متوقع طور پر بڑے اسٹیلر بلیک ہولز پیدا کر سکتے ہیں [7]۔

4. اسٹیلر بلیک ہولز کے مشاہداتی شواہد

4.1 X-ray Binaries

اسٹیلر بلیک ہول امیدواروں کی تصدیق کا ایک بنیادی طریقہ X-ray binaries کے ذریعے ہے: ایک بلیک ہول ساتھی ستارے کی ہوا یا Roche lobe overflow سے مادہ حاصل کرتا ہے۔ ایکریشن ڈسک کے عمل کشش ثقل کی توانائی کو آزاد کرتے ہیں، جو مضبوط X-ray سگنلز پیدا کرتے ہیں۔ مدار کی حرکیات اور ماس فنکشنز کا تجزیہ کر کے، ماہرین فلکیات کمپیکٹ شے کے ماس کا اندازہ لگاتے ہیں۔ اگر یہ زیادہ سے زیادہ نیوٹران اسٹار کی حد (~2–3 M⊙) سے زیادہ ہو، تو اسے بلیک ہول کے طور پر درجہ بند کیا جاتا ہے [8]۔

اہم X-ray Binary مثالیں

  • Cygnus X-1: پہلے مضبوط بلیک ہول امیدواروں میں سے، 1964 میں دریافت ہوا، جس میں تقریباً 15 M⊙ بلیک ہول ہے۔
  • V404 Cygni: روشن پھوٹوں کے لیے نمایاں، جو تقریباً 9 M⊙ بلیک ہول ظاہر کرتے ہیں۔
  • GX 339–4, GRO J1655–40، اور دیگر: ریاست کی تبدیلیوں اور رشتہ داریت کی جیٹس کے اقساط دکھاتے ہیں۔

4.2 Gravitational Waves

2015 سے، LIGO-Virgo-KAGRA تعاون نے متعدد merging stellar-mass black holes کو gravitational wave سگنلز کے ذریعے دریافت کیا ہے۔ یہ واقعات 5–80 M⊙ رینج (اور ممکنہ طور پر اس سے زیادہ) کے بلیک ہولز ظاہر کرتے ہیں۔ انسپائرل اور رنگ ڈاؤن ویوفارمز آئن سٹائن کے جنرل ریلیٹیویٹی کے بلیک ہول مرجرز کے پیش گوئیوں سے میل کھاتے ہیں، اس بات کی تصدیق کرتے ہوئے کہ اسٹیلر بلیک ہولز اکثر بائنریز میں ہوتے ہیں اور مرج کر سکتے ہیں، جو کشش ثقل کی لہروں میں بہت زیادہ توانائی خارج کرتے ہیں [9]۔

4.3 Microlensing اور دیگر طریقے

اصولاً، microlensing واقعات بلیک ہولز کا پتہ لگا سکتے ہیں جب وہ پس منظر کے ستاروں کے سامنے سے گزرتے ہیں اور ان کی روشنی کو موڑتے ہیں۔ اگرچہ کچھ microlensing کے آثار آزاد تیرتے ہوئے بلیک ہولز سے ہو سکتے ہیں، حتمی شناخت مشکل ہے۔ جاری وسیع میدان کے وقت-ڈومین سروے ہماری کہکشاں کے ڈسک یا ہیلو میں مزید آوارہ بلیک ہولز ظاہر کر سکتے ہیں۔

5. ستاروں کے بلیک ہول کی ساخت

5.1 ایونٹ ہورائزن اور سنگولیریٹی

روایتی طور پر، ایونٹ ہورائزن وہ حد ہے جس کے اندر escape velocity روشنی کی رفتار سے زیادہ ہوتی ہے۔ کوئی بھی گرتا ہوا مادہ یا فوٹون اس ہورائزن کے پار ناقابل واپسی طور پر چلا جاتا ہے۔ مرکز میں، جنرل ریلیٹیویٹی ایک singularity کی پیش گوئی کرتی ہے—ایک نقطہ (یا گھومنے والے حل میں حلقہ) بے انتہا کثافت کا، حالانکہ حقیقی کوانٹم-کشش ثقل کے اثرات ابھی ایک کھلا سوال ہیں۔

5.2 سپن (Kerr بلیک ہولز)

ستاروں کے بلیک ہولز اکثر گھومتے ہیں، جو ان کے پیش رو ستارے کے زاویائی حرکیات سے وراثت میں ملتا ہے۔ گھومنے والا (Kerr) بلیک ہول خصوصیات:

  • ایرگوسفیئر: ہورائزن کے باہر کا وہ علاقہ جہاں فریم ڈریگنگ انتہائی ہوتی ہے۔
  • سپن پیرامیٹر: عام طور پر بے بُعد سپن a* = cJ/(GM2) سے بیان کیا جاتا ہے، جو 0 (غیر گھومنے والا) سے لے کر تقریباً 1 (زیادہ سے زیادہ سپن) تک ہوتا ہے۔
  • اکسیرشن کی کارکردگی: سپن اس بات کو بہت متاثر کرتا ہے کہ مادہ کس طرح ہورائزن کے قریب مدار میں رہ سکتا ہے، جس سے ایکس رے کے اخراج کے نمونے بدل جاتے ہیں۔

Fe Kα لائن پروفائلز کے مشاہدات یا اکسیرشن ڈسکس کی مسلسل فٹنگ کچھ ایکس رے بائنریز میں بلیک ہول کے سپن کا اندازہ لگا سکتی ہے [10].

5.3 رشتہ دار jets

جب ایکس رے بائنریز میں مادہ اکسیرٹ ہوتا ہے، تو بلیک ہول گردش کے محوروں کے ساتھ رشتہ دار ذرات کے jets بھیج سکتا ہے، جو Blandford–Znajek میکانزم یا ڈسک میگنیٹوہائیڈرودائنامکس سے طاقت حاصل کرتے ہیں۔ یہ jets مائیکروکوازارز کے طور پر ظاہر ہو سکتے ہیں، جو ستاروں کے بلیک ہول کی سرگرمی کو سپرمیسیو بلیک ہولز میں AGN jets کے وسیع تر مظہر سے جوڑتے ہیں۔

6. فلکیات میں کردار

6.1 ماحول پر تاثرات

ستاروں کی تشکیل کے علاقوں میں ستاروں کے بلیک ہولز پر اکسیرشن X-ray feedback پیدا کر سکتا ہے، جو مقامی گیس کو گرم کرتا ہے اور ممکنہ طور پر ستاروں کی تشکیل یا مالیکیولر بادلوں کی کیمیائی حالتوں کو متاثر کرتا ہے۔ اگرچہ یہ سپرمیسیو بلیک ہولز جتنا عالمی تبدیلی نہیں لاتے، یہ چھوٹے بلیک ہولز کلسٹروں یا ستاروں کی تشکیل کے کمپلیکس میں ماحول کو شکل دے سکتے ہیں۔

6.2 r-process نیوکلیوسنتھیسس؟

جب دو نیوٹران ستارے ضم ہوتے ہیں، تو وہ ایک زیادہ بڑے بلیک ہول یا ایک مستحکم نیوٹران ستارہ بنا سکتے ہیں۔ یہ عمل، جو کیلونووا دھماکوں کے ساتھ ہوتا ہے، r-process بھاری عناصر کی پیداوار (مثلاً سونا، پلاٹینم) کی ایک اہم جگہ ہے۔ اگرچہ بلیک ہول آخری نتیجہ ہوتا ہے، انضمام کے ارد گرد کا ماحول اہم فلکیاتی نیوکلیوسنتھیسس کو فروغ دیتا ہے۔

6.3 کشش ثقل کی لہروں کے ذرائع

ستاروں کے بلیک ہولز کے انضمام سے سب سے طاقتور کشش ثقل کی لہروں کے سگنلز پیدا ہوتے ہیں۔ مشاہدہ شدہ انسپائرلز اور رنگ ڈاؤنز 10–80 M⊙ رینج میں بلیک ہولز کو ظاہر کرتے ہیں، جو کائناتی فاصلے کے پیمانے کی جانچ، نظریہ اضافیت کے ٹیسٹ، اور مختلف کہکشانی ماحول میں بڑے ستاروں کی ارتقاء اور بائنری تشکیل کی شرحوں کے بارے میں ڈیٹا فراہم کرتے ہیں۔

7. نظری چیلنجز اور مستقبل کے مشاہدات

7.1 سیاہ سوراخ کی تشکیل کے طریقہ کار

ابھی بھی سوالات باقی ہیں کہ ایک ستارہ کتنا بڑا ہونا چاہیے تاکہ وہ براہ راست سیاہ سوراخ پیدا کرے، یا سپرنووا کے بعد فالبیک مواد کس طرح آخری کور کی کمیت کو نمایاں طور پر بدل سکتا ہے۔ “ناکام سپرنووا” یا تیز مدھم زوال کے مشاہداتی شواہد ان منظرناموں کی تصدیق کر سکتے ہیں۔ بڑے پیمانے پر عارضی سروے (Rubin Observatory، اگلی نسل کے وسیع میدان کے X-ray مشن) بڑے ستاروں کے بغیر روشن دھماکہ غائب ہونے کا پتہ لگا سکتے ہیں۔

7.2 بلند کثافتوں پر حالت مساوات

جبکہ نیوٹران ستارے سپر-نیوکلیئر کثافتوں پر براہ راست پابندیاں فراہم کرتے ہیں، سیاہ سوراخ اپنی اندرونی ساخت کو ایونٹ ہورائزن کے پیچھے چھپاتے ہیں۔ زیادہ سے زیادہ نیوٹران ستارے کی کمیت اور سیاہ سوراخ کی تشکیل کے آغاز کے درمیان حد نیوکلیئر طبیعیات کی غیر یقینیوں سے جڑی ہوئی ہے۔ 2–2.3 M کے قریب بڑے نیوٹران ستاروں کے مشاہدات⊙ ان نظری حدود کو آگے بڑھائیں۔

7.3 انضمام کی حرکیات

ثقلی موج مشاہدہ گاہوں کے ذریعے سیاہ سوراخ بائنریز کی دریافت کی شرح بڑھ رہی ہے۔ گھماؤ کی سمتوں، کمیت کی تقسیم، اور ریڈ شفٹ کے شماریاتی تجزیے ستاروں کی تشکیل کی دھاتیت، کلسٹر کی حرکیات، اور ان بائنریز کے ارتقا کے راستوں کے بارے میں اشارے فراہم کرتے ہیں جو ان ملنے والے سیاہ سوراخوں کو پیدا کرتے ہیں۔

8. نتائج

Stellar black holes سب سے بڑے ستاروں کے شاندار اختتام کی نشاندہی کرتے ہیں—ایسے اجسام جو اتنے دبائے گئے ہیں کہ روشنی بھی فرار نہیں ہو پاتی۔ یہ یا تو کور-کولپس سپرنووا واقعات (فالبیک کے ساتھ) یا کچھ انتہائی معاملات میں براہ راست زوال سے پیدا ہوتے ہیں، یہ سیاہ سوراخ کئی سے لے کر دسوں شمسی کمیت کے ہوتے ہیں (اور کبھی کبھار اس سے زیادہ بھی)۔ یہ X-ray binaries، جب ملتے ہیں تو مضبوط gravitational wave سگنلز، اور کبھی کبھار اگر دھماکہ کمزور ہو تو مدھم سپرنووا نشانات کے ذریعے اپنی موجودگی ظاہر کرتے ہیں۔

یہ کائناتی چکر—بڑے ستاروں کی پیدائش، مختصر روشن زندگی، زبردست موت، سیاہ سوراخ کے بعد کے اثرات—کہکشانی ماحول کو تبدیل کرتا ہے، بھاری عناصر کو بین النجمی مادے میں واپس لوٹاتا ہے اور اعلی توانائی بینڈز میں کائناتی آتشبازی کو فروغ دیتا ہے۔ جاری اور مستقبل کے سروے، تمام آسمان کے X-ray سے لے کر ثقلی موج کی فہرستوں تک، ہمیں یہ سمجھنے میں مدد دیں گے کہ یہ سیاہ سوراخ کیسے بنتے ہیں، بائنری میں کیسے ارتقا پاتے ہیں، گھومتے ہیں، اور ممکنہ طور پر ملتے ہیں، جو ستاروں کی ارتقا، بنیادی طبیعیات، اور مادے کے ساتھ وقت و مکان کے انتہائی حالات میں تعامل کی گہری بصیرت فراہم کرتے ہیں۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. Oppenheimer, J. R., & Snyder, H. (1939). “مسلسل ثقلی سکڑاؤ پر۔” Physical Review, 56, 455–459.
  2. Woosley, S. E., Heger, A., & Weaver, T. A. (2002). “بڑے ستاروں کی ارتقا اور دھماکہ۔” Reviews of Modern Physics, 74, 1015–1071.
  3. Fryer, C. L. (1999). “بڑے ستارے کا سیاہ سوراخ میں زوال۔” The Astrophysical Journal, 522, 413–418.
  4. Belczynski, K., et al. (2010). “On the Maximum Mass of Stellar Black Holes.” The Astrophysical Journal, 714, 1217–1226.
  5. Smartt, S. J. (2015). “Progenitors of Core-Collapse Supernovae.” Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
  6. Adams, S. M., et al. (2017). “The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: confirmation of a disappearing star.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 4968–4981.
  7. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). (2016). “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger.” Physical Review Letters, 116, 061102.
  8. Remillard, R. A., & McClintock, J. E. (2006). “X-Ray Properties of Black-Hole Binaries.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 49–92.
  9. Abbott, R., et al. (LIGO-Virgo-KAGRA Collaborations) (2021). “GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo During the Second Part of the Third Observing Run.” arXiv:2111.03606.
  10. McClintock, J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F. (2014). “Black Hole Spin via Continuum Fitting and the Role of Spin in Powering Transient Jets.” Space Science Reviews, 183, 295–322.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس