स्पिन-फ्लिप: Difference between revisions

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[[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|विशाल ब्लैक होल]] मिली हुई आकाशगंगा के केंद्र में बंधी हुई जोड़ी 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  विशाल ब्लैक होल के स्पिन अक्षों के समानांतर प्रक्षेपित होते हैं।
[[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|विशाल ब्लैक होल]] मिली हुई आकाशगंगा के केंद्र में बंधी हुई जोड़ी 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, कहा जाता है कि सक्रिय आकाशगंगाओं में आपेक्षिक जेट  विशाल 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 के कारण ब्लैक होल के घूर्णन अक्ष में परिवर्तन के परिणामस्वरूप जेट की दिशा में परिवर्तन होगा।
की दिशा में परिवर्तन होगा।


== स्पिन-फ्लिप की भौतिकी ==
== 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,
एक स्पिन-फ्लिप [[बाइनरी ब्लैक होल]] के विकास में एक अंतिम चरण है। बाइनरी में द्रव्यमान के साथ <math>M_1</math> और <math>M_2</math> दो ब्लैक होल होते हैं, जो उनके द्रव्यमान के सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। बाइनरी पद्धति का कुल कोणीय गति <math> J </math> कक्षा की कोणीय गति <math>{L}</math> का योग  है, दो छिद्रों का स्पिन कोणीय संवेग <math>{S}_{1,2} = {S}_{1} + {S}_{2}</math> है। यदि हम <math>\mathbf{M_1}, \mathbf{M_2}</math> प्रत्येक छिद्र के द्रव्यमान के रूप में और <math>\mathbf{a_1}, \mathbf{a_2}</math> उनके [[केर पैरामीटर]] के रूप में लिखते हैं,<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 करके  <math>\theta</math> हम लिख सकते हैं,


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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
 
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 छिद्र <math>M_2</math> बड़े छिद्र के चारों ओर अंतरतम स्थिर वृत्ताकार कक्षा या आईएससीओ तक पहुँचता है। एक बार आईएससीओ तक पहुंचने के बाद अब एक स्थिर कक्षा उपस्थित नहीं है, और छोटा छिद्र बड़े छिद्र में गिर जाता है, और इसके साथ जुड़ जाता है। सहसंयोजन के बाद अंतिम कोणीय गति न्यायपूर्ण है


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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
 
एकल, एकत्रित छिद्र का स्पिन कोणीय संवेग। अंतिम डुबकी के समयगुरुत्वाकर्षण 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


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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
यह समीकरण बताता है कि छिद्र का अंतिम स्पिन बड़े छिद्र के प्रारंभिक स्पिन और अंतिम स्थिर कक्षा में छोटे छिद्र के कक्षीय कोणीय गति का योग है। इसके बाद से सदिश <math>S_1</math> और <math> L </math> साधारणतः अलग-अलग दिशाओं में उन्मुख होते हैं, <math> S </math> की तुलना में <math> S_1 </math> एक अलग दिशा में इंगित करेगा —एक स्पिन-फ्लिप।<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>
 
वह कोण जिसके द्वारा ब्लैक होल का स्पिन फिर से उन्मुख होता है, <math> L_{\rm ISCO}</math> और <math> S_1</math> के आकार पर और उनके बीच के कोण पर निर्भर करता है। एक चरम पर, यदि <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 प्रारंभ में अधिकतम घूमने वाला [[केर ब्लैक होल]] हो सकता है। इसकी स्पिन कोणीय गति क्रम की होगी


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आईएससीओ में छोटे छेद की कक्षीय कोणीय गति इसकी कक्षा की दिशा पर निर्भर करती है, लेकिन क्रम की है
 
आईएससीओ में छोटे छिद्र की कक्षीय कोणीय गति इसकी कक्षा की दिशा पर निर्भर करती है, किन्तु क्रम है


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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"/>


इन दो अभिव्यक्तियों की तुलना करने पर, यह पता चलता है कि बड़े छिद्र के लगभग पांचवें हिस्से के द्रव्यमान के साथ एक अधिक छोटा छिद्र भी बड़े छिद्र को 90 डिग्री या उससे अधिक तक बदल सकता है।<ref name="ME2002" />
== रेडियो आकाशगंगाओं के साथ संबंध ==
== 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।
ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप्स पर पहली बार [[रेडियो आकाशगंगा]] के एक विशेष वर्ग, एक्स-आकार के रेडियो स्रोतों के संदर्भ में चर्चा की गई थी।<ref name="ME2002" />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 समयदूसरे ब्लैक होल के अवशोषण के कारण हो सकता था।
 
== यह भी देखें ==
== यह भी देखें ==


* {{annotated link|Supermassive black hole}}
* {{annotated link|अत्यधिक द्रव्यमान वाला ब्लैक होल}}
* {{annotated link|Gravitational wave}}
* {{annotated link|गुरुत्वाकर्षण तरंग}}
* {{annotated link|Radio galaxy}}
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== संदर्भ ==
== संदर्भ ==
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* [http://relativity.livingreviews.org/Articles/lrr-2005-8/index.html Massive black hole binary evolution] An article on binary black holes.
* [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]
* [http://www.nrao.edu/pr/2002/xmark/ Scientists Detect "Smoking Gun" of Colliding Black Holes]
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Latest revision as of 11:47, 24 April 2023

This article is about ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप्स. For परमाणु स्पिन-फ्लिप, see हाइड्रोजन रेखा.
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 विशाल ब्लैक होल मिली हुई आकाशगंगा के केंद्र में बंधी हुई जोड़ी 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, कहा जाता है कि सक्रिय आकाशगंगाओं में आपेक्षिक जेट विशाल 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 और दो ब्लैक होल होते हैं, जो उनके द्रव्यमान के सामान्य केंद्र के चारों ओर घूमते हैं। बाइनरी पद्धति का कुल कोणीय गति कक्षा की कोणीय गति का योग है, दो छिद्रों का स्पिन कोणीय संवेग है। यदि हम प्रत्येक छिद्र के द्रव्यमान के रूप में और उनके केर पैरामीटर के रूप में लिखते हैं,[1] फिर उनके स्पिन अक्षों के उत्तर से दिए गए कोण का उपयोग करके हम लिख सकते हैं,

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 छिद्र बड़े छिद्र के चारों ओर अंतरतम स्थिर वृत्ताकार कक्षा या आईएससीओ तक पहुँचता है। एक बार आईएससीओ तक पहुंचने के बाद अब एक स्थिर कक्षा उपस्थित नहीं है, और छोटा छिद्र बड़े छिद्र में गिर जाता है, और इसके साथ जुड़ जाता है। सहसंयोजन के बाद अंतिम कोणीय गति न्यायपूर्ण है

एकल, एकत्रित छिद्र का स्पिन कोणीय संवेग। अंतिम डुबकी के समयगुरुत्वाकर्षण तरंगों द्वारा दूर किए गए कोणीय गति की उपेक्षा करना - जो कि छोटा है[2]—कोणीय संवेग के संरक्षण का तात्पर्य है

क्रम का गुना और ध्यान नहीं दिया जा सकता है यदि से बहुत छोटा है तो सन्निकटन बना देते है

यह समीकरण बताता है कि छिद्र का अंतिम स्पिन बड़े छिद्र के प्रारंभिक स्पिन और अंतिम स्थिर कक्षा में छोटे छिद्र के कक्षीय कोणीय गति का योग है। इसके बाद से सदिश और साधारणतः अलग-अलग दिशाओं में उन्मुख होते हैं, की तुलना में एक अलग दिशा में इंगित करेगा —एक स्पिन-फ्लिप।[3]

वह कोण जिसके द्वारा ब्लैक होल का स्पिन फिर से उन्मुख होता है, और के आकार पर और उनके बीच के कोण पर निर्भर करता है। एक चरम पर, यदि बहुत छोटा है, अंतिम स्पिन का प्रभुत्व होगा और फ्लिप एंगल बड़ा हो सकता है। दूसरे चरम पर, बड़ा ब्लैक होल प्रारंभ में अधिकतम घूमने वाला केर ब्लैक होल हो सकता है। इसकी स्पिन कोणीय गति क्रम की होगी

आईएससीओ में छोटे छिद्र की कक्षीय कोणीय गति इसकी कक्षा की दिशा पर निर्भर करती है, किन्तु क्रम है

इन दो अभिव्यक्तियों की तुलना करने पर, यह पता चलता है कि बड़े छिद्र के लगभग पांचवें हिस्से के द्रव्यमान के साथ एक अधिक छोटा छिद्र भी बड़े छिद्र को 90 डिग्री या उससे अधिक तक बदल सकता है।[3]

रेडियो आकाशगंगाओं के साथ संबंध

ब्लैक होल स्पिन-फ्लिप्स पर पहली बार रेडियो आकाशगंगा के एक विशेष वर्ग, एक्स-आकार के रेडियो स्रोतों के संदर्भ में चर्चा की गई थी।[3]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 समयदूसरे ब्लैक होल के अवशोषण के कारण हो सकता था।

यह भी देखें

संदर्भ

  1. ↑ Rosalba Perna. KERR (SPINNING) BLACK HOLES [PowerPoint slides]. Retrieved from http://www.astro.sunysb.edu/rosalba/astro2030/KerrBH.pdf
  2. ↑ Baker, John G.; Centrella, Joan; Choi, Dae-Il; Koppitz, Michael; van Meter, James (2006-03-22). "ग्रेविटेशनल-वेव एक्सट्रैक्शन फ्रॉम ए इंस्पायरिंग कॉन्फिगरेशन ऑफ मर्जिंग ब्लैक होल्स". Physical Review Letters. 96 (11): 11102. arXiv:gr-qc/0511103. Bibcode:2006PhRvL..96k1102B. doi:10.1103/physrevlett.96.111102. ISSN 0031-9007. PMID 16605809. S2CID 23409406.
  3. ↑ 3.0 3.1 3.2 Merritt, D. (2002-08-01). "रेडियो लोब आकृति विज्ञान के माध्यम से ब्लैक होल विलय का पता लगाना". Science. 297 (5585): 1310–1313. arXiv:astro-ph/0208001. Bibcode:2002Sci...297.1310M. doi:10.1126/science.1074688. ISSN 0036-8075. PMID 12154199. S2CID 1582420.


बाहरी संबंध

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