બ્લૅક હોલ

બ્લૅક હોલ : પ્રચંડ ગુરુત્વાકર્ષણબળ ધરાવતો નાનો, અતિશય ભારે અને અદૃશ્ય ખગોલીય પિંડ. તે એટલું બધું પ્રચંડ ગુરુત્વાકર્ષીય ક્ષેત્ર ધરાવે છે કે તેની આસપાસનો અવકાશ સાપેક્ષવાદ(relativity)ના સિદ્ધાંત મુજબ વક્ર બને છે અને ગુરુત્વાકર્ષીય સ્વબંધ(self closure) રચે છે. એટલે કે એવો વિસ્તાર રચાય છે જેમાંથી કોઈ પણ કણ અથવા ફોટૉન (પ્રકાશ) પણ છટકી શકતો નથી. બહારથી આવતા કણોને આવો સ્વ-બંધિત વિસ્તાર પકડી પાડે છે અને કાયમને માટે તેમાં કેદ કરી રાખે છે. આવા પિંડ ઉપર આપાત થતો પ્રકાશ પરાવર્ત થતો નથી, પણ સંપૂર્ણપણે પ્રગ્રહણ (captured) પામે છે અને તેથી તે અર્દશ્ય રહે છે.

બ્લૅક હોલના સૂક્ષ્મ વિસ્તારમાં બેહદ દ્રવ્ય સમાયેલું હોઈ તે પ્રબળ ગુરુત્વ-તીવ્રતા (gravitational intensity) ધરાવે છે. પૃથ્વીને સંકોચીને બ્લૅક હોલ બનાવી શકાય તો તે લખોટાનું કદ ધરાવે. ઘણા ખગોળવિદોનું માનવું છે કે આપણી ગૅલેક્સી – આકાશગંગા(milky way)માં લાખો સૂક્ષ્મ બ્લૅક હોલ હોય છે.

તારક(star)ની વિકાસગાથા ઘણી લાંબી અને રસપ્રદ છે. માણસની જેમ તે બાલ્ય, યુવા અને વૃદ્ધાવસ્થા જેવી જુદી જુદી અવસ્થાઓમાં થઈને પસાર થાય છે. બ્લૅક હોલને તારકની મૃતાવસ્થા ગણી શકાય.

તારકની બાલ્યાવસ્થા કંઈક અંશે અસ્પષ્ટ છે. આ અવસ્થામાં તે ઓછી ઘનતાવાળા વાયુના વાદળ સ્વરૂપે હોય છે. યુવાતારક મુખ્યત્વે હાઇડ્રોજન વાયુનો બનેલો હોય છે. આંતરતારાકીય (intersteller) વાયુના ઘટ્ટ વાદળમાં તારકનું નિર્માણ થતું હોય તેવું મનાય છે. રહસ્યમય સંજોગોમાં વાયુના વાદળનું ધીમે ધીમે સંકોચન શરૂ થાય છે. આમ તો વાયુના વાદળ ઉપર બહારથી દબાણ થાય કે તેના કેન્દ્ર તરફ ગુરુત્વાકર્ષણબળ લાગે ત્યારે સંકોચન શરૂ થાય છે. દબાણ કે આંતરિક ગુરુત્વાકર્ષણબળ કેવા સંજોગોમાં કાર્યરત બને છે તે હજુ અસ્પષ્ટ છે. સંકોચન શરૂ થયા બાદ વાયુના કણો એકબીજાની નજીક આવતા જાય છે અને વાયુનું ક્રમશ: વધુ ને વધુ સંકોચન ચાલુ રહે છે. સંકોચનની આ પ્રક્રિયા આગળ વધતાં આસપાસનાં આખાં ને આખાં વાયુ-વાદળો ગુરુત્વાકર્ષણને લીધે આકર્ષાઈ તેમાં સમાઈ જાય છે. આથી, વાયુ-વાદળની અંદરનું દબાણ વધે છે. ઉપરાંત જેમ જેમ વાયુ-વાદળ સંકોચાતું જાય છે તેમ તેમ ઉષ્મા પેદા થતાં તેના કેન્દ્રનું તાપમાન વધવા લાગે છે. આ અવસ્થામાં તારકને પ્રોટોસ્ટાર કહે છે.

જ્યારે તાપમાન પૂરતા પ્રમાણમાં પ્રચંડ એટલે કે લગભગ 4 x 10⁶ °સે. જેટલું કે વધુ થાય છે ત્યારે પ્રોટોસ્ટારમાં ન્યૂક્લિયર પ્રક્રિયા શરૂ થાય છે. આ ન્યૂક્લિયર પ્રક્રિયામાં હાઇડ્રોજનની 4 ન્યૂક્લિયસ અતિ ઊંચા તાપમાને સંગલન (fusion) પામી હીલિયમ–ન્યૂક્લિયસમાં રૂપાંતર પામે છે. આ સંગલનની પ્રક્રિયા દરમિયાન વિપુલ ઊર્જા પેદા થાય છે. આ ઊર્જા તારકની સપાટી તરફ જાય છે. આ ઊર્જા પ્રકાશ, ઉષ્મા અને વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણસ્વરૂપે ઉત્સર્જિત થાય છે. બહાર જતી આવી ઊર્જા બાહ્ય દબાણ પેદા કરે છે, જેને ઘણી વખત વિકિરણ-દબાણ (radiation pressure) કહે છે. અહીં ગુરુત્વાકર્ષણબળ તારકના કેન્દ્ર તરફ અને વિકિરણ-દબાણ તારકની સપાટી તરફ લાગે છે. જ્યારે પરસ્પરવિરોધી એવાં આ બળો મૂલ્યમાં સમાન થાય છે ત્યારે સંકોચનની પ્રક્રિયા બંધ પડે છે. આ સ્થિતિમાં તારક કદ અને તાપમાન પરત્વે સ્થાયી (stable) થાય છે.

તારક વધુ દળ (દ્રવ્ય) ધરાવતો હોય તો તેનું ગુરુત્વાકર્ષણબળ પણ વધુ હોય તે સ્વાભાવિક છે. આથી વધુ દળદાર (massive) તારકની બાબતે ગુરુત્વાકર્ષણબળને સમતોલવા માટે બહારની તરફ લાગતું બળ પણ વધારે હોવું આવશ્યક છે. એટલે કે તે માટે વિકિરણ-દબાણ વધારે હોવું જોઈએ. આથી વધુ દળદાર તારકોને સ્થાયી થવા માટે વધુ પ્રમાણમાં ઊર્જાનું ઉત્સર્જન એટલે કે ઊંચું તાપમાન અનિવાર્ય છે. માનવજાત અને તમામ સજીવસૃષ્ટિને ઊર્જા અને પ્રકાશ પૂરો પાડતો સૂર્ય છેલ્લાં પાંચ અબજ (5 x 10⁹) વર્ષથી સ્થાયી છે. માટે જ તે નારાયણ છે. સૂર્યમાં પ્રતિ સેકંડે 4 x 10¹⁴ ગ્રામ હાઇડ્રોજનનું હિલિયમમાં રૂપાંતર થાય છે. સૂર્યની ઉત્પત્તિથી આજ લગીમાં તેનું માત્ર 1/4 ઇંધન વપરાયું છે.

નાના તારકો કરતાં મોટા તારકોમાં હાઇડ્રોજનનું દહન ઝડપથી થાય છે. સૂર્યના જેટલું દળ () ધરાવતો તારક મુખ્યશ્રેણી(main sequence)ની અવસ્થામાં એક અબજ (10⁹) વર્ષ રહે છે જ્યારે 15 દળ ધરાવતો તારો આ અવસ્થામાં એક કરોડ (10⁷) વર્ષ રહે છે.

તારકની બીજી અવસ્થા છે લાલ વિરાટ (red giant) અવસ્થા. આર્દ્રા (Betelgeuse) આવો તારો છે. આ અવસ્થા પ્રમાણમાં ઓછા સમય માટેની હોય છે. તેનું તાપમાન 100 × 10⁶ °સે. જેટલું થાય છે. આ તબક્કે બે હીલિયમ–ન્યૂક્લિયસમાં સંગલન પામીને કાર્બન-ન્યૂક્લિયસમાં રૂપાંતર પામે છે. આવા તારકના બાહ્ય સ્તરમાં હાઇડ્રોજનનું દહન અને અંતર્ભાગ(core)માં હિલિયમનું દહન થાય છે. અહીં તારકનું ભાવિ તેના અંતર્ભાગના દળના જથ્થા ઉપર નિર્ભર રહે છે.

તારકના અંતર્ભાગનું દળ 1.4 થી ઓછું હોય તો અંતર્ભાગનું સંકોચન થંભી જાય છે. 1.4 દળની મર્યાદાને ચંદ્રશેખર-મર્યાદા કહે છે. આ તારકને શ્વેત વામન (white dwarf) કહે છે. વ્યાધ–B (Sirius–B) પ્રથમ નિહાળેલો શ્વેત વામન છે.

તારકનું દળ 8 થી 15 હોય તો તેનું 10 કિલોમીટર ત્રિજ્યાના ગોળામાં સંકોચન થાય છે. આવા તારકને ન્યૂટ્રૉન તારક કહે છે. પોતાના દ્રવ્યમાન-કેન્દ્ર(centre of mass)માંથી પસાર થતી ધરીની આસપાસ પરિભ્રમણ કરતો ન્યૂટ્રૉન તારક વિદ્યુતચુંબકીય વિકિરણનું ઉત્સર્જન કરે છે. ભ્રમણ કરતા આવા ન્યૂટ્રૉન તારકને પલ્સાર કહે છે.

પ્રારંભથી જ તારકનું દળ 20 હોય તો તેનું સંકોચન ચાલુ રહે છે. આવો તારક અંતે બ્લૅક હોલ બને છે. બ્લૅક હોલ અને આપણી વચ્ચે સંદેશા લાવે અને લઈ જાય તેવો એક જ દૂત છે – પ્રકાશ (વિદ્યુતચુંબકીય તરંગો). બ્લૅક હોલ તો તેના પ્રચંડ ગુરુત્વાકર્ષણબળને લીધે પ્રકાશને પણ હડપ કરી જાય છે. આથી પૃથ્વી ઉપર બેઠાં બેઠાં બ્લૅક હોલની માહિતી મેળવવી દુષ્કર છે. એટલે જ તો અત્યાર સુધી બ્લૅક હોલની ચોક્કસ પરખ નોંધાઈ નથી. અપ્રત્યક્ષ રીતે બ્લૅક હોલના અસ્તિત્વનાં અનુમાન થઈ શક્યાં છે; જેમ કે, હંસ–XI (Cygnus–XI) એ યુગ્મ તારક તંત્ર (binary system) છે. 33 M દળ ધરાવતા તારકની આસપાસ 16 દળ ધરાવતો અશ્ય ભારે પદાર્થ ભ્રમણ કરતો જણાયો છે. ખગોળવિદો માને છે કે આ અર્દશ્ય પદાર્થ બ્લૅક હોલ હોવો જોઈએ.

બ્લૅક હોલમાં ઘણા ઓછા વિસ્તારમાં પુષ્કળ દ્રવ્ય કેન્દ્રિત થયેલું હોય છે. આથી બ્લૅક હોલ મધ્યસ્થ સંમિતિ (central symmetry) ધરાવે છે. આવું દળ આગળ વધુ સંકોચાય છે ત્યારે તે ઘટ્ટ બ્લૅક હોલ (dense black hole) બને છે. આવું ઘટ્ટ બ્લૅક હોલ નૈજ પરિભ્રમણીય (intrinsic rotational) ગતિ ધરાવે છે.

ઘણાબધા તારાકીય (steller) પદાર્થો નૈજ પરિભ્રમણ ગતિ ધરાવે છે અને આવા પદાર્થોના નિપાત(collapse)થી બ્લૅક હોલનું નિર્માણ થતું હોય છે. સ્વાભાવિક છે કે બ્લૅક હોલ પરિભ્રમણીય હોય. પદાર્થ પરિભ્રમણ કરતો હોય કે ન હોય પણ તે બ્લૅક હોલ છે, કારણ કે તેમાંથી ‘કશું જ’ – પ્રકાશ સુધ્ધાં – છટકી શકતું નથી. એટલે કે બ્લૅક હોલની સપાટી એવો ગુણધર્મ ધરાવે છે, જેની અંદર બનતી કોઈ પણ ઘટના બહારનો અવલોકનકાર જોઈ શકતો નથી કે જાણી શકતો નથી. તે મુજબ આવા પદાર્થ(બ્લૅક હોલ)ની આ સપાટીને ઘટના-ક્ષિતિજ (event horizon) કહે છે. ઘટના-ક્ષિતિજનું અસ્તિત્વ બ્લૅક હોલની ઉપસ્થિતિ દર્શાવે છે એટલે કે ઘટના-ક્ષિતિજ બ્લૅક હોલનો અગ્ર-દૂત છે. ઘટના-ક્ષિતિજ ધરાવનાર પરિભ્રમણીય પદાર્થની બહાર ગુરુત્વાકર્ષણબળને લગતી ઘણી અસરો જાણી શકાય છે. આને માટે રૉબિન્સને મહત્વનું અદ્વિતીયતા-પ્રમેય (uniqueness theorem) આપ્યું છે. આ પ્રમેય પ્રમાણે પરિભ્રમણ કરતા બ્લૅક હોલના ગુરુત્વાકર્ષી ક્ષેત્ર બહાર અક્ષીય (axial) સંમિતિ અને અનંતસ્પર્શી સમતલતા(asymptolic flatness)નો ગુણધર્મ અદ્વિતીય (અનન્ય) છે. અહીં અક્ષીય સંમિતિની આવશ્યકતા એ વધારાની પૂર્વધારણા નથી, પણ તે હૉકિંગના અગાઉના પ્રમેયમાંથી જ ઊતરી આવે છે. હૉકિંગનું પ્રમેય કહે છે કે પરિભ્રમણ કરતા બ્લૅક હોલની બહારનો વિસ્તાર અક્ષીય સંમિતિ ધરાવે છે. અદ્વિતીયતા પ્રમેયના સંદર્ભમાં ઘટના-ક્ષિતિજ અને અનંતસ્પર્શી સમતલતા ધરાવનાર શૂન્યાવકાશ આઇન્સ્ટાઇનનાં સમીકરણોનો અક્ષીય સંમિતિ ઉકેલ ભ્રમણ કરતા બ્લૅક હોલના બાહ્ય વિસ્તારના ઉકેલનું વર્ણન કરે છે.

બ્લૅક હોલના વર્ણન માટે દળ (mass), કોણીય વેગમાન (angular momentum) અને સંભવત: વિદ્યુતભાર (electric charge) જેવા થોડાક પ્રાચલોની જરૂર પડે છે. તેનો મતલબ એ કે ગુરુત્વાકર્ષી નિપાત (gravitational collapse) પ્રારંભિક પ્રતિબંધો(initial conditions)નું ધોવાણ કરી નાખે છે. ભૌમિતિક આકાર અને ઘટક-દ્રવ્યનું બંધારણ જેવા પ્રારંભિક અવસ્થાના વિગતવાર ગુણધર્મોનો ઉચ્છેદ કરે છે; અન્યથા ગુરુત્વાકર્ષીય નિપાત-પ્રણાલી વિશેની માહિતીનો લોપ કરે છે. આ પરિસ્થિતિમાંથી એક નવા જ ખ્યાલનો પ્રભવ થાય છે. એટલે કે બ્લૅક હોલ સાથે તાપમાનનો ખ્યાલ જોડી શકાય છે. તેની સ્પષ્ટતા માટે ઉષ્માગતિકી(thermodynamics)નો ખ્યાલ ઉપયોગી ગણાય. બ્લૅક હોલની સપાટીના ક્ષેત્રફળમાં ઘટાડો થતો નથી, તેને લગતો નિયમ ઉપલબ્ધ થાય છે. ઉષ્માગતિકી મુજબ એન્ટ્રૉપી એટલે કે અવ્યવસ્થામાં ઘટાડો થતો નથી. બ્લૅક હોલના ક્ષેત્રફળમાં આપમેળે ઘટાડો થતો નથી. તેને લગતો નિયમ ઉષ્માગતિકીના એન્ટ્રૉપીના નિયમને અનુરૂપ છે; પણ શુદ્ધ પ્રશિષ્ટ ભૌતિકવિજ્ઞાનના સ્તરે, આ ઉપમાઓ કંઈ ફળદાયી પરિણામો ભણી લઈ જતી નથી. આ માટે બ્લૅક હોલ તાપમાન ધરાવે છે તે ખ્યાલને લક્ષમાં લેતાં તે નિશ્ચિતપણે ઉષ્મીય વિકિરણ(thermal radiation)નું ઉત્સર્જન કરવા શક્તિમાન હોવું જોઈએ; પણ પ્રશિષ્ટ ભૌતિકવિજ્ઞાનને આધારે આવા વિકિરણ જેવું ‘કશું જ’ બ્લૅક હોલમાંથી નીકળી શકતું નથી. તે રીતે બ્લૅક હોલના તાપમાનનો ખ્યાલ છોડી દેવો પડે.

પણ ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકી(quantum mechanics)માં બ્લૅક હોલનું ચિત્ર કંઈક જુદું જ છે. તેમાં બોગદું-ઘટના (tunnel effect) મહત્વનું સ્થાન ધરાવે છે. E ઊર્જા સાથે ગતિ કરતા કોઈ કણને U ઊર્જા જેટલા સ્થિતિમાન અંતરાય(potential barrier)નો સામનો કરવાનો થાય તો ગતિ-ઊર્જા E સ્થિતિમાન અંતરાય U કરતાં  વધારે હોય તો કણ અંતરાયને સરળતાથી ઓળંગી જાય છે, પણ ગતિ-ઊર્જા E સ્થિતિમાન અંતરાય U કરતાં ઓછી હોય તો, પ્રશિષ્ટ ભૌતિકવિજ્ઞાનના સિદ્ધાંત પ્રમાણે, કણ કદાપિ અંતરાય ઓળંગી શકે નહિ. તે છતાં આવો કણ અંતરાયમાં બોગદું બનાવીને આરપાર નીકળી જવાની સંભાવના ધરાવે છે. આ બોગદું-ઘટના સમજવા માટે તરંગ-યાંત્રિકી(wave mechanics)નો ઉપયોગ કરવો પડે છે. સામાન્યત: આ ઘટના સૂક્ષ્મ (microscopic) પદાર્થો માટે શક્ય છે, નહિ કે સ્થૂળ (macroscopic) પદાર્થો માટે.

બ્લૅક હોલનું સ્થિતિમાન અંતરાય ઘણું વધારે હોવા છતાં ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકીય બોગદું-ઘટનાના અસ્તિત્વને કારણે વિકિરણ બ્લૅક હોલમાંથી બહાર નીકળી શકે છે. હકીકતમાં સ્ટીફન હૉકિંગે શોધી કાઢ્યું છે કે ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકીય અસરને કારણે બ્લૅક હોલમાંથી વિકિરણ નીકળે છે. આથી બ્લૅક હોલ તાપમાન ધરાવે તે સ્વાભાવિક છે.

સૂર્યના દળથી ઓછું દળ ધરાવતા બ્લૅક હોલની શક્યતા વિશે વિચારી શકાય ખરું ? ચંદ્રશેખર સીમા (મર્યાદા) કરતાં ઓછાં દળ માટે ગુરુત્વાકર્ષીય નિપાતને લીધે બ્લૅક હોલનું નિર્માણ શક્ય નથી. ન્યૂક્લિયર ઇંધન ખૂટી જવા છતાં ઓછા દળવાળો તારો ગુરુત્વાકર્ષણબળની વિરુદ્ધ પોતાની જાતને ટકાવી રાખે છે. દ્રવ્યને પ્રચંડ બાહ્ય દબાણ વડે સંકોચવામાં આવે તો ઓછા દળવાળા બ્લૅક હોલની રચના શક્ય બની શકે ખરી. મહાશક્તિશાળી હાઇડ્રોજન બૉંબમાં આવી પરિસ્થિતિ સર્જાય છે. ભૌતિકવિજ્ઞાની જ્હૉન વ્હિલરે ગણતરી કરીને બતાવ્યું છે કે વિશ્વના તમામ સમુદ્રોમાં રહેલ ભારે (heavy) પાણીમાંથી હાઇડ્રોજન બૉંબ બનાવવામાં આવે તો તેના વડે એક નાના બિંદુ ઉપર દ્રવ્યનું સંકોચન કરીને બ્લૅક હોલનું સર્જન કરી શકાય. (આવા બ્લૅક હોલનું સર્જન કરી શકાય તો તેને જોવા-જાણવા માટે લેખક કે વાચક કોઈ બચે નહિ એ પણ નક્કર હકીકત છે.)

શક્ય છે કે વિશ્વની ઉત્પત્તિ બાદ થોડાક સમય પછી અતિ ઊંચા તાપમાન અને દબાણ ધરાવતા આરંભના સંજોગોમાં ઓછા દળવાળાં બ્લૅક હોલ રચાયાં હોય. પ્રારંભમાં વિશ્વ સંપૂર્ણપણે સમતલ (smooth) અને સમાન (uniform) ન હોય તથા એકાદ વિસ્તાર બીજાની સાપેક્ષ વધુ ઘટ્ટ હોય તો તેનું આ રીતે સંકોચન શક્ય બનતાં બ્લૅક હોલના નિર્માણની સંભાવના બની રહે છે. તે માટે કેટલીક અનિયમિતતાઓ (irregularities) આવશ્યક છે. જો તે ન હોત તો તારકો અને ગૅલેક્સીમાં ખડકાયેલા દ્રવ્યના ઢગલાઓને બદલે દ્રવ્ય વિશ્વમાં સંપૂર્ણપણે એકસમાન રીતે વિતરિત થયેલું હોત.

આ રીતે વિશ્વની રચનાના થોડાક સમય બાદ અસ્તિત્વમાં આવેલાં બ્લૅક હોલને આદિમ (primordial) કહે છે. દ્રવ્યના વિતરણની અનિયમિતતાઓનો આધાર વિશ્વની ઉત્પત્તિ ટાણે પ્રવર્તતી પરિસ્થિતિ ઉપર નિર્ભર રહે છે. પ્રારંભમાં કેટલાં અને કેવી રીતે બ્લૅક હોલ રચાયાં તે આજે નક્કી કરી શકાય તો વિશ્વની ઉત્પત્તિનો તબક્કાવાર અભ્યાસ શક્ય અને સરળ બને.

10⁹ ટન કરતાં વધુ દળ ધરાવતા આદિ બ્લૅક હોલની બીજા પદાર્થ અથવા ર્દશ્ય દ્રવ્ય અથવા વિશ્વના વિસ્તરણ ઉપર થતી ગુરુત્વાકર્ષીય અસરોને કારણે તેમને જાણી શકાય છે.

આ રીતે, વિશ્વના પ્રારંભિક તબક્કામાં અનિયમિતતાના નિપાતને કારણે ઓછા દળવાળાં આદિ બ્લૅક હોલ સર્જાયાં હોવાં જોઈએ. આવા આદિ બ્લૅક હોલનું તાપમાન ઘણું ઊંચું હોય છે, તેથી તે ઊંચા દરે વિકિરણનું ઉત્સર્જન કરે છે. પ્રારંભિક 10⁹ ટન ધરાવતા આદિ બ્લૅક હોલનો જીવનકાળ લગભગ વિશ્વના આયુષ્ય જેટલો હોય છે. આથી ઓછા દળવાળા આદિ બ્લૅક હોલનું આજ લગી સંપૂર્ણપણે બાષ્પીભવન (evaporation) થઈ જાય છે. પણ ભારે આદિ બ્લૅક હોલ X અને ગૅમા કિરણોના સ્વરૂપે વિકિરણનું ઉત્સર્જન કરતાં રહે છે. આ X અને ગૅમા કિરણો પ્રકાશના તરંગો જેવાં હોય છે; પણ ઘણી ઓછી તરંગ-લંબાઈ ધરાવે છે. વિકિરણનું ઉત્સર્જન કરતાં આવાં હોલને બ્લૅક વિશેષણ લગાડવું યથાર્થ નથી, કારણ કે તે તો વાસ્તવમાં શ્વેત હોલ (white hole) હોય છે. તે સતત દશ હજાર મૅગાવૉટના દરે ઊર્જાનું ઉત્સર્જન કરે છે. આવા બ્લૅક હોલની ઊર્જાનો ઉપયોગ કરીને મોટાં મોટાં દશ ઊર્જા-મથકો ચલાવી શકાય; પણ તે વ્યવહારુ નથી.

આવું બ્લૅક હોલ અતિ સૂક્ષ્મ હોય છે. આવા એકાદ બ્લૅક હોલને પૃથ્વીની સપાટી ઉપર રાખવામાં આવે તો પૃથ્વીનું પેટાળ ચીરીને કેન્દ્ર તરફ જતાં તેને કોઈ રોકી શકે નહિ. તે જોરથી બીજી બાજુની સપાટીએ જશે. ત્યાંથી પાછું ફરશે. આ રીતે તે દોલનો કરશે અને અંતે તે કેન્દ્ર આગળ સ્થાયી થાય છે. આવા બ્લૅક હોલને પૃથ્વીની આસપાસ ભ્રમણકક્ષામાં ગોઠવવામાં આવે તો તેનાથી ઉત્સર્જિત થતી ઊર્જાનો ઉપયોગ કરી શકાય. કક્ષામાં ભ્રમણ કરે તે માટે તેની આગળ થોડેક દૂર વધુ દળ ધરી રાખવું પડે (ગધેડાના મોઢામાં લાકડી રાખી તેના દૂરના છેડે ગાજર લટકાવેલું હોય તે રીતે). ઓછામાં ઓછું નજીકના ભવિષ્યમાં આ વાત વ્યવહારુ લાગતી નથી.

જેમ બ્લૅક હોલનું દળ ઓછું તેમ તેનું તાપમાન વધુ. આથી જેમ જેમ તે દ્રવ્ય ગુમાવે છે તેમ તેમ તેનું તાપમાન અને ઉત્સર્જનનો દર વધે છે. આથી તે વધુ ઝડપથી દ્રવ્ય ગુમાવે છે. બ્લૅક હોલનું દળ અત્યંત ઓછું થઈ જાય ત્યારે ખરેખર શું બને છે તે હજુ સ્પષ્ટ નથી; પણ અંતે પ્રચંડ સ્ફોટ સાથે ઉત્સર્જન પામી તે સંપૂર્ણપણે અર્દશ્ય થઈ જાય તેવું બને. આવો સ્ફોટ લાખો હાઇડ્રોજન બૉંબના ધડાકાની સમકક્ષ હોય છે.

બ્લૅક હોલમાંથી નીકળતા વિકિરણનો ખ્યાલ અમુક અંશે મહત્વનો છે. આ એવી એક ઘટના છે, જેની આગાહી વીસમી સદીના બે મહાન સિદ્ધાંતો – વ્યાપક સાપેક્ષવાદ (general relativity) અને ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકી – ઉપર આધારિત છે. બ્લૅક હોલના વિકિરણના અસ્તિત્વથી એટલું અભિપ્રેત થાય છે કે ગુરુત્વાકર્ષીય નિપાત નિશ્ચયાત્મક (final) અને અપ્રતિવર્તી (irreversible) નથી. જો પદાર્થ બ્લૅક હોલમાં પડે તો તેનું દળ વધે છે, પણ તેના પ્રતિસાદ રૂપે વધેલા દળને અનુરૂપ ઊર્જા વિકિરણ-સ્વરૂપે વિશ્વને મળે છે.

આદિ બ્લૅક હોલમાંથી ઉત્સર્જિત થતા વિકિરણને જાણી ન શકીએ તો તેને કેવી રીતે શોધી શકાય ? બ્લૅક હોલ તેના સમગ્ર જીવન દરમિયાન ગામા કિરણોનું ઉત્સર્જન કરે તે માટે રાહ જોવી પડે છે. ઘણાંખરાં બ્લૅક હોલ અતિ દૂર હોઈ તથા તેમાંથી ઉત્સર્જન પામતું વિકિરણ અતિ મંદ હોવાને કારણે નોંધવું મુશ્કેલ હોય છે. બધું જ વિકિરણ એકીસાથે મળે તો કદાચ નોંધી શકાય. પશ્ચભૂમિ ગૅમા કિરણો(background g-radiation)નું અવલોકન શક્ય છે. ગૅમા કિરણોની તીવ્રતા તેની આવૃત્તિ સાથે બદલાય છે. એટલે બની શકે કે પશ્ચભૂમિ ગૅમા કિરણો આદિ બ્લૅક હોલ સિવાય બીજી કોઈ પ્રક્રિયાના પરિણામસ્વરૂપે પેદા થતાં હોય. એક ઘન પ્રકાશવર્ષમાં સરેરાશ 300 જેટલાં આદિ બ્લૅક હોલ હોય તો ગૅમા કિરણોનું અવલોકન કદાચ શક્ય બને. આથી પશ્ચભૂમિ ગૅમા કિરણો આદિ બ્લૅક હોલ માટેનો ચોક્કસ પુરાવો નથી; પણ એટલું તારણ કાઢી શકાય કે આદિ બ્લૅક હોલનું દ્રવ્ય વિશ્વના દ્રવ્યના લગભગ દસ લાખમા ભાગ જેટલું થાય.

બ્લૅક હોલ વડે થતા ઉત્સર્જન માટે, સ્ટીફન હૉકિંગે, કેટલીક સંનિકટતાઓ(approximations)નો ઉપયોગ કર્યો છે. બ્લૅક હોલનું દળ ગ્રામના અલ્પાંશ જેટલું હોય ત્યારે આ સંનિકટતા બરાબર લાગુ પડે છે. પણ બ્લૅક હોલના જીવનને અંતે જ્યારે તેનું દળ નહિવત્ બને છે ત્યારે આ પ્રકારની સંનિકટતાનો ભંગ થાય છે અને સંભવત: બ્લૅક હોલ અર્દશ્ય થઈ જાય છે. આ સાથે તેની સાથે સંકળાયેલી તમામ અસામાન્યતાઓ(singularities)ને પણ લઈ જાય છે. આ એવો પ્રથમ સંકેત (નિર્દેશ) છે, જ્યાં વ્યાપક સાપેક્ષવાદ પ્રમાણે પ્રતિપાદિત થયેલી અસામાન્યતાઓને ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકી દૂર કરે છે.

આઇન્સ્ટાઇનના  વ્યાપક સાપેક્ષવાદની પ્રાગુક્તિ પ્રમાણે, પરમ-વિસ્ફોટ(big bang)થી અવકાશ-સમય(space lime)નો પ્રારંભ થયો. આ ક્ષણ એક અસામાન્યતા કહેવાય. મહા આફત (big crunch) સાથે અવકાશ-સમયનો અંત આવશે. આ બીજી અસામાન્યતા થઈ અથવા બ્લૅક હોલની અંદર પણ આવી અસામાન્યતાને લીધે અવકાશ-સમયનો અંત આવે છે, જે દ્રવ્ય બ્લૅક હોલમાં પડે છે. તેનો અસામાન્યતા આગળ નાશ થાય છે અને દળની માત્ર ગુરુત્વાકર્ષીય અસરની બહારથી અનુભૂતિ થાય છે. ક્વૉન્ટમ અસરોને ધ્યાનમાં લેતાં દળ અથવા ઊર્જા બાકીના વિશ્વને પરત થાય છે. આવું બ્લૅક હોલ કોઈ પણ અસામાન્યતા સાથે બાષ્પીભવન પામે છે અને આખરે તે અશ્ય થાય છે.

શ્વેત વામન અને ન્યૂટ્રૉન તારકો કદમાં નાના અને નિસ્તેજ હોઈ તેમને શોધવા મુશ્કેલ છે. તેમનામાંથી નીકળતા સૂક્ષ્મ તરંગો (microwaves) વડે તેમની ભાળ મળે છે; પણ બ્લૅક હોલમાંથી તો કોઈ જાતનો પ્રકાશ નીકળતો નથી કે તેની પાસે થઈને પસાર થતો પ્રકાશ છટકી શકતો નથી. ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકીની વિભાવના મુજબ બ્લૅક હોલમાંથી બોગદું ઘટનાને કારણે વિકિરણનું ઉત્સર્જન થાય છે (જેને હૉકિંગ વિકિરણ કહે છે).

આઇન્સ્ટાઇનના સામાન્ય સાપેક્ષવાદ (general theory of relativity) મુજબ બ્લૅક હોલ પેદા થાય છે ત્યારે તેમાંથી ગુરુત્વાકર્ષીય તરંગો ક્ષેત્રીય કણ ગ્રૅવિટૉન સ્વરૂપે નીકળતા હોય છે. સંવેદી ઉપકરણો વડે ગ્રૅવિટૉન ઝીલતાં બ્લૅક હોલના સ્થાનનો ખ્યાલ શક્ય બને છે. બીજું, દૂર દૂરથી આવતાં પ્રકાશનાં કિરણો બ્લૅક હોલ પાસેથી પસાર થાય ત્યારે તે અંદર તરફ વાંકાં વળે છે એટલે કે બ્લૅક હોલ ર્દગકાચ(lens)નું કાર્ય કરે છે. કોઈ તારક કે તારાવિશ્વ અતિ દૂર હોવા છતાં તે મોટાં દેખાય તો એમ માની શકાય કે જોનાર અને તારક વચ્ચે બ્લૅક હોલ કે તેવો કોઈ અતિ ભારે પદાર્થ હોવો જોઈએ. આપણા સપ્તર્ષિમંડળમાં આવો એક ગુરુત્વાકર્ષીય ર્દગકાચ હોવાનું મનાય છે.

યુગ્મ-તારા તેમનાં કેન્દ્રોને જોડતી રેખા ઉપર આવેલા એક બિંદુ–દ્રવ્યમાનકેન્દ્ર(center of mass)ની આસપાસ ભ્રમણ કરતા હોય છે. બંને તારાઓ દળમાં સમાન હોય તો આવું દ્રવ્યમાન-કેન્દ્ર તેમની બિલકુલ મધ્યમાં હોય છે; પણ બેમાંથી એક તારો ભારે હોય તો દ્રવ્યમાન-કેન્દ્ર તેની નજીક હોય છે. આ રીતે યુગ્મતારાના દ્રવ્યમાન-કેન્દ્રનું સ્થાન જાણવાથી પ્રત્યેક તારકના વજન તેમજ દ્રવ્યમાનની તુલના કરી શકાય છે. યુગ્મતારામાં એક બ્લૅક હોલ હોય તો દ્રવ્યમાન-કેન્દ્ર તેની વધુ નજીક હોય છે. સૉર્શીની ત્રિજ્યા (scawartzchild) એ બ્લૅક હોલની ત્રિજ્યા છે, જેના પરિસરમાંથી પ્રકાશ સમેત કશું જ છટકી શકતું નથી. બ્લૅક હોલના દળ(M)ને સૂર્યના દળ () વડે વ્યક્ત કરવામાં આવે તો સૉર્શીની ત્રિજ્યા K = 3M કિલોમીટર થાય છે. કોઈ બ્લૅક હોલનું દળ સૂર્યના દળ કરતાં ચારગણું વધારે હોય તો સૉર્શીની ત્રિજ્યા 12 કિમી. થાય. બ્લૅક હોલ પોતાના પ્રચંડ ગુરુત્વાકર્ષણબળને કારણે તેની આસપાસના દ્રવ્યને ભરખી જાય છે. આવું દ્રવ્ય બ્લૅક હોલની સૉર્શી ત્રિજ્યાથી આશરે 200 કિમી. દૂર રહીને તકતી રચે છે. આવી તકતી તેની આસપાસ ભ્રમણ કરે છે. આવી તકતીને અભિવૃદ્ધિ તકતી (accretion disc) કહે છે.

બીજા તારકોની જેમ અભિવૃદ્ધિ-તકતીમાંથી બ્લૅક હોલ વિકસે છે અને વૃદ્ધિ પામે છે; પણ બ્લૅક હોલ સામાન્ય તારક કરતાં ઘણો વધારે ઊંડો ગુરુત્વાકર્ષી કૂપ (gravitational well) પેદા કરે છે. આ કારણથી સૉર્શી ત્રિજ્યા નજીક અભિવૃદ્ધિ-તકતીનો ભાગ ઘણો તેજસ્વી હોય છે.

જર્મન ખગોળવિદ કાર્લ સૉર્શીએ તેના મૃત્યુ પહેલાં બ્લૅક હોલનું સૈદ્ધાંતિક અસ્તિત્વ સ્થાપિત કર્યું હતું. આઇન્સ્ટાઇને તૈયાર કરેલા સાપેક્ષવાદના સમીકરણના પૃથક્કરણાત્મક ઉકેલ તરીકે સૉર્શીએ બ્લૅક હોલનો ખ્યાલ રજૂ કર્યો. આ ઉકેલ તે સમયે અને આજે પણ અડીખમ છે. બ્લૅક હોલ ગોળ હોઈ તે ગોલીય સંમિતિ (spherical symmetary) ધરાવે છે અને તેને કારણે આ ઉકેલનું સ્વરૂપ તદ્દન સરળ રહ્યું છે. આ રીતે સૉર્શીની ત્રિજ્યા R = 3M મળે છે.

અભિવૃદ્ધિ-તકતીની ક્રિયાપદ્ધતિ (mechanism) પ્રમાણે તારક ઉપર દળ જમા થતું જાય છે, પરિણામે કોણીય વેગમાન (angular momentum) વધતાં મધ્યસ્થ-દળ વધુ ઝડપથી પ્રચક્રણ (spin) કરે છે. બ્લૅક હોલની રચના પણ આ રીતે થાય છે. મધ્યસ્થ-દળ વડે આજુબાજુનું દળ ગુરુત્વાકર્ષણથી ખેંચાઈ આવે છે. વિપુલ પ્રમાણમાં દળ જમા થતાં બ્લૅક હોલ રચાય છે.

સૉર્શી ત્રિજ્યા પાસે વલયો પ્રકાશના વેગની 71%ની ઝડપે ભ્રમણ કરે છે. તે સમયે તેમનું તાપમાન દશ કરોડ (10 × 10⁷)° સે.થી વધુ હોય છે. આથી તે મહદંશે ગૅમા અને X કિરણોનું ઉત્સર્જન કરે છે. વલયથી થોડેક દૂર તાપમાન થોડુંક ઓછું હોય છે; જ્યાંથી પારજાંબલી (ultraviolet) કિરણોનું ઉત્સર્જન થાય છે. પદાર્થ દૂર જતો હોઈ પાર-જાંબલી પ્રકાશનું લાલ તરફ સંસરણ થાય છે. પરિણામે તે નીલ-વર્ણી પ્રકાશ આપે છે. ક્વાસાર (quasar–quasi star) આવો પ્રકાશ આપે છે. ક્વાસાર રેડિયો-તરંગોનો પ્રબળ ખગોલીય સ્રોત છે. ક્વાસાર ઘણા દૂર છે, માટે તેમનો અભ્યાસ કઠિન છે. ભવિષ્યમાં કદાચ ચોંકાવનારી માહિતીઓ ઉપલબ્ધ પણ થાય. તેમ છતાં આજે ક્વાસાર એ બ્લૅક હોલની ફરતે વલય છે એવું જાણવા મળે છે. વર્તમાન અવલોકનો આ માન્યતાનું ખંડન કરતાં નથી.

હબલ સ્પેસ ટેલિસ્કોપ વડે ગૅલેક્સી NGC 4261 અને M 87ના અંતર્ભાગમાં બ્લૅક હોલ હોવાની માહિતી અનુક્રમે 1992 અને 1994માં સાંપડી છે. (જુઓ આકૃતિ.)

કૅપ્લરના ત્રીજા નિયમ પ્રમાણે, M 87ના અંતર્ભાગમાં રહેલ પદાર્થનું દળ બે અબજ (2 × 10⁹) સૂર્યદળ () જેટલું છે. આ રીતે ત્યારથી અને તાજેતરમાં કેટલીક ગૅલેક્સીઓના અંતર્ભાગમાં બ્લૅક હોલ હોવાનું પુરવાર થતું રહ્યું છે.

સૉર્શી ત્રિજ્યાની બહાર કણો ભ્રમણ કરતાં કરતાં એકબીજા સાથે અથડાય છે, પરિણામે પ્રચંડ ઘર્ષણ થાય છે, અતિશય ઉષ્મા પેદા થાય છે. તેથી તેમાંથી X–કિરણો પેદા થાય છે. જો X–કિરણોના આવા સ્રોતને શોધી શકાય તો ત્યાં બ્લૅક હોલ હોવાની સંભાવના ખરી. હંસ-મંડળનો સિગ્નસ-XI યુગ્મતારો છે. તેના ર્દશ્ય તારાનું નામ HDE–2,26,868 છે. તે જ રીતે યયાતિ (perseus) અને પરકાર (ciricinus) તારકમંડળોમાં યુગ્મતારા જોવા મળ્યાના હેવાલ છે. બ્રહ્માહૃદ(cepella) તારાની પાસે યુગ્મતારો એપ્સિલૉન ઑરિગી છે, જેમાં તારકો A અને B છે. તારક A ર્દશ્યમાન છે. જ્યારે તારક B અર્દશ્ય છે. તેનું દળ સૂર્યના દળ કરતાં 8 ગણું વધારે હોઈ તે બ્લૅક હોલ હોઈ શકે.

વિજ્ઞાનમાં ઘણી બાબતે શોધો સૈદ્ધાંતિક સ્વરૂપે થયેલી છે અને પાછળથી તેના પ્રાયોગિક પુરાવા મળ્યા છે; જેમ કે, ભૌતિકવિજ્ઞાનમાં પૉઝિટ્રૉન અને ખગોળવિજ્ઞાનમાં પલ્સારોને સૈદ્ધાંતિક રીતે પ્રતિપાદિત કરવામાં આવ્યા છે. બ્લૅક હોલ પણ સૈદ્ધાંતિક નીપજ રહી છે. બ્લૅક હોલના એક છેડે ક્વૉન્ટમ યાંત્રિકી છે તો બીજા છેડે વ્યાપાક સાપેક્ષવાદ છે. બીજી રીતે કહી શકાય છે. બ્લૅક હોલના એક છેડે ભૌતિક વિજ્ઞાન તો બીજા છેડે ખગોળવિજ્ઞાન છે. વિજ્ઞાનની આ બે પ્રમુખ શાખાઓને નજીક લાવવા બ્લૅક હોલ સેતુનું કાર્ય કરે છે.

પ્રહલાદ છ. પટેલ