View source for स्पिन-फ्लिप

{{short description|Sudden change of spin axis caused by merging with another black hole}}
{{About|black hole spin-flips|atomic spin-flips|Hydrogen line}}

[[Image:SpinFlip.jpg|thumb|ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप का योजनाबद्ध आरेख।]]एक ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप तब होता है जब एक घूमते हुए ब्लैक होल का [[स्पिन अक्ष]] एक दूसरे (छोटे) ब्लैक होल के अवशोषण के कारण अभिविन्यास में अचानक परिवर्तन से गुजरता है। स्पिन-फ्लिप को [[आकाशगंगा विलय]] का परिणाम माना जाता है, जब दो [[सुपरमैसिव ब्लैक होल]] मर्ज की गई आकाशगंगा के केंद्र में एक बाउंड पेयर बनाते हैं और गुरुत्वाकर्षण तरंगों के उत्सर्जन के बाद आपस में जुड़ जाते हैं। खगोल भौतिकी की दृष्टि से स्पिन-फ्लिप्स महत्वपूर्ण हैं क्योंकि ब्लैक होल के चक्करों से कई भौतिक प्रक्रियाएं जुड़ी हुई हैं; उदाहरण के लिए, माना जाता है कि सक्रिय आकाशगंगाओं में आपेक्षिक जेट सुपरमैसिव ब्लैक होल के स्पिन अक्षों के समानांतर प्रक्षेपित होते हैं।
स्पिन-फ्लिप के कारण ब्लैक होल के घूर्णन अक्ष में परिवर्तन के परिणामस्वरूप जेट की दिशा में परिवर्तन होगा।

== स्पिन-फ्लिप की भौतिकी ==

एक स्पिन-फ्लिप [[बाइनरी ब्लैक होल]] के विकास में एक अंतिम चरण है। बाइनरी में द्रव्यमान के साथ दो ब्लैक होल होते हैं <math>M_1</math> और <math>M_2</math>, जो उनके द्रव्यमान के सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। कुल कोणीय गति <math> J </math> बाइनरी सिस्टम की कक्षा की कोणीय गति का योग है, <math>{L}</math>, प्लस स्पिन कोणीय संवेग <math>{S}_{1,2} = {S}_{1} + {S}_{2}</math> दो छेदों में से। अगर हम लिखते हैं <math>\mathbf{M_1}, \mathbf{M_2}</math> प्रत्येक छेद के द्रव्यमान के रूप में और <math>\mathbf{a_1}, \mathbf{a_2}</math> उनके [[केर पैरामीटर]] के रूप में,<ref>[[Rosalba Perna]]. KERR (SPINNING) BLACK HOLES [PowerPoint slides]. Retrieved from http://www.astro.sunysb.edu/rosalba/astro2030/KerrBH.pdf</ref> फिर उनके स्पिन अक्षों के उत्तर से दिए गए कोण का उपयोग करें <math>\theta</math>, हम लिख सकते हैं,

<math>
\mathbf{S}_{1} = \{\mathbf{a}_{1} \mathbf{M}_{1}\cos(\pi/2-\theta), \mathbf{a}_{1} \mathbf{M}_{1}\sin(\pi/2-\theta)\}
</math>

<math>
\mathbf{S}_{2} = \{\mathbf{a}_{2} \mathbf{M}_{2}\cos(\pi/2-\theta), \mathbf{a}_{2} \mathbf{M}_{2}\sin(\pi/2-\theta)\}
</math>

<math>

\mathbf{J}_{\rm init} = \mathbf{L}_{\rm orb} + \mathbf{S}_1 + \mathbf{S}_2.

</math>
यदि कक्षीय पृथक्करण पर्याप्त रूप से छोटा है, तो [[गुरुत्वाकर्षण विकिरण]] के रूप में ऊर्जा और कोणीय गति का उत्सर्जन कक्षीय पृथक्करण को गिरा देगा। आखिरकार, छोटा छेद <math>M_2</math> बड़े छिद्र के चारों ओर अंतरतम स्थिर वृत्ताकार कक्षा, या ISCO तक पहुँचता है। एक बार आईएससीओ तक पहुंचने के बाद, अब एक स्थिर कक्षा मौजूद नहीं है, और छोटा छेद बड़े छेद में गिर जाता है, इसके साथ जुड़ जाता है। सहसंयोजन के बाद अंतिम कोणीय गति न्यायपूर्ण है

<math>

\mathbf{J}_{\rm final} = \mathbf{S},

</math>
एकल, एकत्रित छिद्र का स्पिन कोणीय संवेग। अंतिम डुबकी के दौरान गुरुत्वाकर्षण तरंगों द्वारा दूर किए गए कोणीय गति की उपेक्षा करना - जो कि छोटा है<ref>{{cite journal | last1=Baker | first1=John G. | last2=Centrella | first2=Joan | last3=Choi | first3=Dae-Il | last4=Koppitz | first4=Michael | last5=van Meter | first5=James | title=ग्रेविटेशनल-वेव एक्सट्रैक्शन फ्रॉम ए इंस्पायरिंग कॉन्फिगरेशन ऑफ मर्जिंग ब्लैक होल्स| journal=Physical Review Letters | volume=96 | issue=11 | date=2006-03-22 | issn=0031-9007 | doi=10.1103/physrevlett.96.111102 | page=11102| pmid=16605809 |arxiv=gr-qc/0511103| bibcode=2006PhRvL..96k1102B | s2cid=23409406 }}</ref>—कोणीय संवेग के संरक्षण का तात्पर्य है

<math>

\mathbf{S} \approx \mathbf{L}_{\rm ISCO} + \mathbf{S}_1 + \mathbf{S}_2.

</math>

<math>S_2</math> आदेश का है <math> (M_2/M_1)^2</math> टाइम्स <math>S_1</math> और अगर अनदेखा किया जा सकता है <math>M_2</math> से बहुत छोटा है <math> M_1</math>. यह सन्निकटन,

<math>

\mathbf{S} \approx \mathbf{L}_{\rm ISCO} + \mathbf{S}_1.

</math>
यह समीकरण बताता है कि छेद का अंतिम स्पिन बड़े छेद के प्रारंभिक स्पिन और अंतिम स्थिर कक्षा में छोटे छेद के कक्षीय कोणीय गति का योग है। वैक्टर के बाद से <math>S_1</math> और <math> L </math> आम तौर पर अलग-अलग दिशाओं में उन्मुख होते हैं, <math> S </math> की तुलना में एक अलग दिशा में इंगित करेगा <math> S_1 </math>—एक स्पिन-फ्लिप।<ref name=ME2002/>

वह कोण जिसके द्वारा ब्लैक होल का स्पिन फिर से उन्मुख होता है, के सापेक्ष आकार पर निर्भर करता है <math> L_{\rm ISCO}</math> और <math> S_1</math>, और उनके बीच के कोण पर। एक चरम पर, अगर <math> S_1 </math> बहुत छोटा है, अंतिम स्पिन का प्रभुत्व होगा <math> L_{\rm ISCO}</math> और फ्लिप एंगल बड़ा हो सकता है। दूसरे चरम पर, बड़ा ब्लैक होल शुरू में अधिकतम घूमने वाला [[केर ब्लैक होल]] हो सकता है। इसकी स्पिन कोणीय गति क्रम की है

<math>

S_1 \approx GM_1^2/c.

</math>
आईएससीओ में छोटे छेद की कक्षीय कोणीय गति इसकी कक्षा की दिशा पर निर्भर करती है, लेकिन क्रम की है

<math>

  L_{\rm ISCO} \approx GM_1M_2/c.

</math>
इन दो अभिव्यक्तियों की तुलना करने पर, यह पता चलता है कि बड़े छेद के लगभग पांचवें हिस्से के द्रव्यमान के साथ एक काफी छोटा छेद भी बड़े छेद को 90 डिग्री या उससे अधिक तक बदल सकता है।<ref name="ME2002"/>


== रेडियो आकाशगंगाओं के साथ संबंध ==

ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप्स पर सबसे पहले चर्चा की गई<ref name="ME2002">{{cite journal | last=Merritt | first=D. |author-link=David Merritt| title=रेडियो लोब आकृति विज्ञान के माध्यम से ब्लैक होल विलय का पता लगाना| journal=Science | volume=297 | issue=5585 | date=2002-08-01 | issn=0036-8075 | doi=10.1126/science.1074688 | pages=1310–1313| pmid=12154199 |bibcode=2002Sci...297.1310M|arxiv=astro-ph/0208001| s2cid=1582420 }}</ref> [[रेडियो आकाशगंगा]] के एक विशेष वर्ग के संदर्भ में, X-आकार की रेडियो आकाशगंगा|X-आकार के रेडियो स्रोत। X-आकार की आकाशगंगाएँ रेडियो पालियों के दो, गलत संरेखित युग्मों को प्रदर्शित करती हैं: सक्रिय लोब और पंख। ऐसा माना जाता है कि पंख स्पिन-फ्लिप से पहले जेट की दिशा में उन्मुख होते हैं, और सक्रिय लोब वर्तमान जेट दिशा में इंगित करते हैं। स्पिन-फ्लिप आकाशगंगा विलय के दौरान दूसरे ब्लैक होल के अवशोषण के कारण हो सकता था।

== यह भी देखें ==

* {{annotated link|Supermassive black hole}}
* {{annotated link|Gravitational wave}}
* {{annotated link|Radio galaxy}}

== संदर्भ ==

{{Reflist}}


==बाहरी संबंध==
* [http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2005-8/index.html Massive black hole binary evolution] An article on binary black holes.
* [http://www.nrao.edu/pr/2002/xmark/ Scientists Detect "Smoking Gun" of Colliding Black Holes]
[[Category: रेडियो आकाशगंगाएँ| रेडियो आकाशगंगाएँ]] [[Category: सुपरमैसिव ब्लैक होल]] [[Category: ब्लैक होल्स]] 



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[[Category:Created On 27/03/2023]]