⚛️ general relativity

Discovery of a star sensitive to the spin of Sgr A*

यह शोध पत्र एक मंद मुख्य-अनुक्रम तारे, S301, की खोज की सूचना देता है जो Sgr A* के चारों ओर 8.7-वर्षीय अत्यधिक उत्केंद्रता वाली कक्षा में है, जिसकी शिखर गति 25,000 किमी/सेकेंड है, जो इसकी गति को वर्तमान और भविष्य की अवलोकन क्षमताओं के भीतर ब्लैक होल के स्पिन के प्रति प्रत्यक्ष रूप से संवेदनशील बनाती है।

मूल लेखक: K. Abd El Dayem, R. Abuter, N. Aimar, P. Amaro-Seoane, A. Berdeu, J. -P. Berger, G. Bourdarot, W. Brandner, A. Burkert, D. Calderon, C. Correia, J. Cuadra, R. Davies, D. Defrere, L. Delit, A. Drescher

प्रकाशित 2026-07-15

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CC BY 4.0

मूल लेखक: K. Abd El Dayem, R. Abuter, N. Aimar, P. Amaro-Seoane, A. Berdeu, J. -P. Berger, G. Bourdarot, W. Brandner, A. Burkert, D. Calderon, C. Correia, J. Cuadra, R. Davies, D. Defrere, L. Delit, A. Drescher, F. Eisenhauer, L. Esteras Otal, M. Fabricius, H. Feuchtgruber, N. M. Foerster Schreiber, A. Foschi, P. Garcia, R. Garcia Lopez, A. Generozov, R. Genzel, S. Gillessen, F. Gonte, X. Haubois, S. F. Hoenig, M. Houlle, S. Joharle, A. Kaufer, J. Kammerer, P. Kervella, J. Kolb, L. Kreidberg, L. Labadie, S. Lacour, O. Lai, R. Laugier, J. -B. Le Bouquin, J. Leftley, B. Lopez, D. Lutz, F. Mang, A. Merand, F. Millour, M. Montarges, N. Morujao, H. Nowacki, M. Nowak, S. Oberti, J. Osorno, T. Ott, T. Paumard, C. Paladini, H. B. Perets, K. Perraut, G. Perrin, R. Petrov, P. O. Petrucci, T. Piran, N. Pourre, S. Rabien, D. C. Ribeiro, S. Robbe-Dubois, M. Sadun Bordoni, J. Sanchez Bermudez, D. Santos, R. Sari, J. Sauter, S. Scheithauer, J. Scigliuto, J. Shangguan, T. T. Shimizu, F. Soulez, J. Stadler, C. Straubmeier, E. Sturm, M. Subroweit, C. Sykes, L. J. Tacconi, P. Thevenet, I. Urso, F. Vincent, J. Woillez, G. Zins

मूल पेपर CC BY 4.0 (http://creativecommons.org/licenses/by/4.0/) के तहत लाइसेंस किया गया है। ✨ नीचे दिए गए पेपर की यह व्याख्या AI से तैयार की गई है। इसे लेखकों ने न तो लिखा है, न इसका समर्थन किया है। तकनीकी सटीकता के लिए मूल पेपर देखें। पूरा डिस्क्लेमर पढ़ें

कल्पना कीजिए कि हमारी आकाशगंगा, मिल्की वे के केंद्र को एक ब्रह्मांडीय डांस फ्लोर के रूप में, और ठीक बीच में बैठा है डीजे (DJ): एक सुपरमैसिव ब्लैक होल जिसका नाम Sgr A* है। वर्षों से, खगोलशास्त्री इस डीजे के काम करने के तरीके को समझने के लिए कुछ "सितारों" (नर्तकों) को इसके चारों ओर घूमते हुए देख रहे हैं। सबसे प्रसिद्ध नर्तक, S2 नामक एक तारा, मुख्य केंद्र रहा है, लेकिन यह डीजे के गहरे रहस्यों को महसूस करने के लिए डांस फ्लोर पर थोड़ा बहुत दूर है।

अब, एक टीम ने जो GRAVITY नामक एक अत्यंत तीक्ष्ण आँख का उपयोग कर रही है, उसने एक नया, बहुत धुंधला नर्तक S301 देखा है। यह खोज एक बड़ी बात है क्योंकि S301 वह कर रहा है जो S2 कभी नहीं करता: यह ब्लैक होल के अविश्वसनीय रूप से करीब गोता लगाता है, और अपने सबसे करीबी बिंदु पर 25,000 किमी/सेकंड (यानी प्रकाश की गति का 8.5%!) की गति तक पहुँच जाता है।

मुख्य खोज: एक तारा जो स्पिन (घूर्णन) को महसूस करता है

पेपर रिपोर्ट करता है कि S301 एक तंग, 8.7-वर्षीय कक्षा (orbit) पर है। क्योंकि यह बहुत करीब पहुँच जाता है—ब्लैक होल के इवेंट होराइजन के आकार के केवल 136 से 142 गुना के भीतर—यह ब्लैक होल के स्पिन के कारण होने वाले एक विशिष्ट, पेचीदा प्रभाव के प्रति संवेदनशील है।

सोचिए कि ब्लैक होल एक विशाल, घूमते हुए लट्टू (spinning top) की तरह है। आइंस्टीन के गुरुत्वाकर्षण सिद्धांत में, एक घूमता हुआ लट्टू केवल वहीं नहीं बैठता; वह अपने साथ अंतरिक्ष और समय के ताने-बाने को भी घुमाता है, जैसे कि शहद में चम्मच हिला रहा हो। इसे लेंस-थिरिंग प्रभाव (Lense-Thirring effect) या फ्रेम-ड्रैगिंग कहा जाता है।

S2 अभी इतना दूर है कि वह अभी तक इस "हिलाने" (stirring) को मापने के लिए पर्याप्त रूप से महसूस नहीं कर सकता।
हालाँकि, S301, सीधे उस भंवर में गोता लगा रहा है। लेखक सुझाव देते हैं कि वर्तमान और भविष्य के टेलिस्कोपों के साथ लगभग एक दशक तक S301 को देखकर, हम अंततः Sgr A* के स्पिन को सीधे माप सकेंगे। यह बिल्कुल वैसा ही है जैसे कि अंततः डीजे के टर्नटेबल की गूँज सुनना क्योंकि आप स्पीकरों के बिल्कुल बगल में खड़े हैं।

S301 क्या है (और क्या नहीं है)

पेपर इस बात पर बहुत स्पष्ट है कि S301 क्या नहीं है:

यह कोई विशाल, फूला हुआ तारा नहीं है। यदि ऐसा होता, तो ब्लैक होल के ज्वारीय बल (tidal forces) इसे इतने करीब आने पर फाड़ देते।
यह कोई रहस्यमय, अज्ञात वस्तु नहीं है। इसकी चमक (परिमाण mK = 19.3) के आधार पर, लेखक गणना करते हैं कि यह एक मेन-सीक्वेंस स्टार है, जो संभवतः प्रकार F1.5 (हमारे सूर्य की तरह लेकिन थोड़ा अधिक गर्म और नीला) है, जिसका द्रव्यमान 1.5 सौर द्रव्यमान से कम है।

लेखक स्पष्ट रूप से इस बात को भी खारिज करते हैं कि S301 अन्य टीमों (जैसे कि S4711 या S62 नामक एक अन्य तारा) द्वारा हाल के वर्षों में दावा किए गए "शॉर्ट-पीरियड" सितारों में से एक है। उन्होंने डेटा की जाँच की और पाया कि उन अन्य दावा किए गए सितारों की कक्षाएं अलग हैं, उनकी गति की दिशा अलग है, या वे GRAVITY द्वारा ली गई उच्च-रिज़ॉल्यूशन छवियों में मौजूद ही नहीं हैं। S301 एक वास्तविक, नई खोज है।

यह यहाँ कैसे पहुँचा? द "हिल्स" ब्रेकअप (Hills Breakup)

आप सोच सकते हैं: एक तारा ब्लैक होल के इतने करीब बिना खाए कैसे पहुँच गया? पेपर हिल्स मैकेनिज्म (Hills mechanism) से जुड़ी एक नाटकीय उत्पत्ति की कहानी का सुझाव देता है।

कल्पना कीजिए कि एक बाइनरी स्टार सिस्टम (दो तारे जो एक साथ नाच रहे हैं) ब्लैक होल के बहुत करीब भटक जाता है। ब्लैक होल का गुरुत्वाकर्षण इतना मजबूत होता है कि वह जोड़ी को अलग कर देता है। एक तारा उच्च गति से आकाशगंगा से बाहर फेंक दिया जाता है (एक हाइपरवेलोसिटी स्टार), जबकि दूसरा पकड़ा जाता है और एक तंग, अत्यधिक दीर्घवृत्ताकार (elliptical) कक्षा में फेंक दिया जाता है।

S301 की कक्षा अत्यंत खिंची हुई है, जिसकी उत्केंद्रता (eccentricity) 0.9832 है (लगभग एक पूर्ण रेखा)। यह अत्यधिक आकार बिल्कुल वही है जिसकी आप उम्मीद करेंगे जब किसी तारे को बाइनरी ब्रेकअप से पकड़ा गया हो।
लेखक सुझाव देते हैं कि मूल बाइनरी बहुत घनिष्ठ थी, जिसमें ब्लैक होल के हस्तक्षेप से पहले दोनों तारे एक-दूसरे की परिक्रमा हर 5 से 20 दिनों में करते थे।

हम कितने आश्वस्त हैं?

लेखक S301 के अस्तित्व और इसकी कक्षा को लेकर बहुत आश्वस्त हैं। उनके पास 2017 से 2025 तक के 19 एस्ट्रोमेट्रिक स्थान (तारे की स्थिति के स्नैपशॉट) हैं, जो एक दीर्घवृत्ताकार पथ में पूरी तरह से फिट बैठते हैं। उन्होंने डेटा में 2017 और 2021 में इसे "पोस्ट-डिक्ट" (अतीत में खोजा) भी किया है, जिससे पुष्टि होती है कि यह केवल एक रैंडम ग्लिच नहीं था।

हालाँकि, कुछ चीजें ऐसी हैं जिनका वे अभी भी इंतजार कर रहे हैं:

स्पिन का माप: उन्होंने अभी तक स्पिन को मापा नहीं है। उन्होंने भविष्य के अवलोकनों (वर्ष 2035 तक) का सिमुलेशन किया है और पाया है कि यदि वे S301 पर नज़र रखना जारी रखते हैं, तो उच्च सटीकता के साथ स्पिन को मापने का एक "उचित अवसर" है। यह भविष्य का एक वादा है, आज का हल नहीं हुआ पहेली।
रेडियल वेलोसिटी: उनके पास अभी तक इस बात का स्पेक्ट्रोस्कोपिक माप नहीं है कि तारा हमारी ओर या हमसे दूर कितनी तेजी से बढ़ रहा है। वर्तमान डेटा उनके वर्तमान उपकरणों के लिए बहुत धुंधला है, लेकिन भविष्य का ELT/MICADO टेलिस्कोप इसे देख पाएगा।
उत्पत्ति: हालांकि "बाइनरी ब्रेकअप" की कहानी डेटा के साथ पूरी तरह से फिट बैठती है, लेकिन यह तारे की अत्यधिक कक्षा और क्षेत्र के भौतिकी पर आधारित एक सुझाव है। इसे टाइम मशीन के साथ साबित नहीं किया गया है, लेकिन यह सबसे तार्किक स्पष्टीकरण है जो लेखक दे रहे हैं।

निचोड़ (The Bottom Line)

S301 मिल्की वे के केंद्रीय ब्लैक होल के चारोंв ओर एक रिकॉर्ड तोड़, 8.7-वर्षीय कक्षा पर स्थित एक छोटा, तेज़, मेन-सीक्वेंस तारा है। यह पहला ज्ञात तारा है जो ब्लैक होल के स्पिन को महसूस करने के लिए पर्याप्त करीब पहुँचता है। हालाँकि हमने अभी तक उस स्पिन को नहीं मापा है, लेकिन S301 वह कुंजी है जो अगले दशक में दरवाजा खोल देगी, जिससे एक सैद्धांतिक भविष्यवाणी एक वास्तविक माप में बदल जाएगी। यह ब्लैक होल कैसे घूमते हैं और वे अपने चारों ओर नाचने वाले सितारों को कैसे पकड़ते हैं, इसकी हमारी समझ में एक नया अध्याय है।

तकनीकी सारांश: Sgr A के स्पिन (घूर्णन) के प्रति संवेदनशील एक तारे की खोज*

समस्या और संदर्भ
आकाशगंगा के केंद्र में स्थित सुपरमैसिव ब्लैक होल (MBH) Sgr A*, सामान्य सापेक्षता (general relativity) के परीक्षण के लिए एक अद्वितीय प्रयोगशाला प्रदान करता है क्योंकि यह निकटतम विशाल ब्लैक होल है। जबकि S2 जैसे तारों की कक्षाओं ने उप-प्रतिशत सटीकता के साथ केंद्रीय द्रव्यमान को सफलतापूर्वक मापा है और $\beta^2 = (v/c)^2$ के क्रम के सापेक्षतावादी प्रभावों (गुरुत्वाकर्षण रेडशिफ्ट, ट्रांसवर्स डॉपलर प्रभाव और श्वार्ज़चाइल्ड प्रीसेशन) की पुष्टि की है, ब्लैक होल के स्पिन (घूर्णन) को मापना एक महत्वपूर्ण चुनौती बना हुआ है। स्पिन-प्रेरित प्रभाव (लेंस-थिरिंग प्रीसेशन) $\beta^3$ के क्रम में दिखाई देते हैं और $r^{-3}$ के रूप में घटते हैं, जिससे बड़े पेरीसेंटर (pericenter) दूरी वाले तारों के लिए उन्हें पहचानना कठिन हो जाता है। वर्तमान उपकरण ज्ञात तारों जैसे S2 का उपयोग करके स्पिन प्रभावों का पता लगाने के लिए अत्यधिक लंबी समय श्रृंखला (time series) की मांग करते हैं। यह शोध पत्र एक ऐसे टेस्ट पार्टिकल (परीक्षण कण) की आवश्यकता को संबोधित करता है जिसका पेरीसेंटर दूरी ( $r_p$ ) पर्याप्त रूप से कम हो, ताकि एक दशक के भीतर Sgr A* के स्पिन को मापने योग्य बनाया जा सके।

कार्यप्रणाली
यह अध्ययन यूरोपीय दक्षिण वेरी लार्ज टेलीस्कोप (VLT) के GRAVITY इंस्ट्रूमेंट के निकट-अवरक्त (near-infrared) व्यतिकरणमापी (interferometric) डेटा का उपयोग करता है।

अवलोकन: 2017 से 2025 के बीच Sgr A* के आसपास के केंद्रीय आर्कसेकंड का नियमित अवलोकन किया गया, जो प्रति वर्ष लगभग 80-100 घंटे था।
डेटा विश्लेषण: टीम ने दो प्राथमिक विश्लेषण विधियों का उपयोग किया:
1. मॉडल फिटिंग: स्थितियों और फ्लक्स को प्राप्त करने के लिए ज्ञात स्रोतों के मॉडल को फिट करना।
2. इमेज रिकंस्ट्रक्शन: जटिल विज़िबिलिटी (visibilities) को छवियों में फूरियर-इनवर्ट करने के लिए GRAVITY-RESOLVE (GR) कोड का उपयोग करना। यह विधि, क्लासिकल एल्गोरिदम जैसे कि CLEAN के साथ मिलकर, अज्ञात धुंधले स्रोतों की पहचान करने की अनुमति देती है।
कक्षा निर्धारण: नव-खोजे गए तारे, S301, की एस्ट्रोमेट्रिक स्थितियों को Sgr A* के सापेक्ष मापा गया। एक प्रारंभिक केप्लरियन कक्षा को $\chi^2$ मिनिमाइजेशन का उपयोग करके फिट किया गया, जिसमें S2 के लिए उपयोग किए गए मॉडल के अनुरूप $\beta^2$ सापेक्षतावादी प्रभावों (रोमर डिले और श्वार्ज़चाइल्ड प्रीसेशन) को शामिल किया गया। रेडियल वेलोसिटी डेटा की कमी के कारण, कक्षा के 3D ओरिएंटेशन के लिए दो अपभ्रष्ट (degenerate) समाधान मौजूद हैं, हालांकि कक्षीय तत्व ( $a, e, P$ ) सुसंगत रहते हैं।
स्पिन संवेदनशीलता पूर्वानुमान: लेखकों ने वर्तमान एस्ट्रोमेट्री को सिम्युलेटेड भविष्य के अवलोकनों (2035 तक) के साथ जोड़कर मॉक डेटा विश्लेषण किया ताकि लेंस-थिरिंग प्रीसेशन की पता लगाने की क्षमता का पूर्वानुमान लगाया जा सके। उन्होंने स्पिन मापन पर प्रभाव का आकलन करने के लिए तारकीय द्रव्यमान के ब्लैक होल के एक समूह से होने वाले न्यूटोनियन विक्षोभों (perturbations) को भी मॉडल किया।

मुख्य परिणाम

S301 की खोज: टीम ने एक धुंधले मुख्य-अनुक्रम (main-sequence) तारे की खोज की, जिसकी K-बैंड मैग्नीट्यूड $m_K = 19.3 \pm 0.3$ है।
कक्षीय पैरामीटर: S301 का 8.7 वर्ष का कक्षीय काल है, जो Sgr A* के चारों ओर अब तक के सबसे छोटे ज्ञात कक्षीय काल का नया रिकॉर्ड बनाता है। इसकी कक्षा अत्यधिक उत्केंद्रित (eccentric) है ( $e \approx 0.983$ ), जिसके परिणामस्वरूप पेरीसेंटर दूरी $r_p \approx 136\text{--}142 R_S$ (श्वार्ज़चाइल्ड त्रिज्या) है। यह S2 के पेरीसेंटर की तुलना में घटना क्षितिज (event horizon) के दस गुना करीब है।
सापेक्षतावादी वेग: पेरीसेंटर पर, S301 का वेग $\approx 25,000$ किमी/सेकंड ( $\approx$ प्रकाश की गति का $8.5\%$ ) तक पहुँच जाता है।
तारकीय लक्षण वर्णन: इसकी चमक और विकासवादी पथों (evolutionary tracks) के आधार पर, S301 को एक F1.5 मुख्य-अनुक्रम तारे के रूप में पहचाना गया है जिसका द्रव्यमान $\lesssim 1.5 M_\odot$ और त्रिज्या $\sim 1.4\text{--}1.6 R_\odot$ है। यह वर्गीकरण यह संकेत देता है कि तारा अपने वर्तमान पेरीसेंटर पर ज्वारीय विघटन (tidal disruption) से बचने के लिए पर्याप्त छोटा है।
स्पिन संवेदनशीलता: छोटा पेरीसेंटर दूरी Sgr A* के स्पिन के प्रति S301 को संवेदनशील बनाती है। एक अधिकतम घूमते ब्लैक होल ( $\chi=1$ ) के लिए, लेंस-थिरिंग प्रीसेशन प्रति चक्कर $\approx 0.11^\circ$ का योगदान देता है (स्पिन ओरिएंटेशन के आधार पर)। लेखक अनुमान लगाते हैं कि वर्तमान और नियोजित उपकरणों (GRAVITY+ और भविष्य के ELT स्पेक्ट्रोस्कोपी सहित) के साथ, एक दशक के भीतर $< 0.2$ की अनिश्चितता के साथ स्पिन पैरामीटर $\chi$ का प्रत्यक्ष मापन संभव है।
उत्पत्ति: अत्यधिक उत्केंद्रता और लघु अवधि यह सुझाव देती है कि S301 एक कॉम्पैक्ट बाइनरी सिस्टम का कैप्चर किया गया घटक है, जिसे हिल्स तंत्र (Hills mechanism) के माध्यम से MBH द्वारा बाधित किया गया था। पूर्वज बाइनरी का सेमी-मेजर एक्सिस (semi-major axis) $\sim 0.1$ AU रहा होगा।

महत्व और दावे
शोध पत्र दावा करता है कि S301 तारकीय गतिकी (stellar dynamics) का उपयोग करके Sgr A* के स्पिन को मापने का पहला और वर्तमान में एकमात्र व्यावहारिक तरीका है। अन्य ज्ञात S-तारों के विपरीत, जो बड़े पेरीसेंटर दूरियों के कारण अवलोकन योग्य समय सीमा में फ्रेम-ड्रैगिंग के प्रति असंवेदनशील हैं, S301 की कक्षा एक उचित समय सीमा के भीतर $\beta^3$ प्रभावों का पता लगाने की अनुमति देती है।

लेखक कहते हैं कि हालांकि वर्तमान डेटासेट 1PN स्तर पर सामान्य सापेक्षता के अनुरूप है, लेकिन S301 की दीर्घकालिक निगरानी निम्नलिखित के लिए मार्ग प्रशस्त करती है:

Sgr A* के स्पिन पैरामीटर को सीधे सीमित करना।
सामान्य सापेक्षता से विचलन (जैसे, स्ट्रॉन्ग-फील्ड PPN पैरामीटर्स) पर प्रतिबंधों को कड़ा करना।
अंततः ब्लैक होल के क्वाड्रुपोल मोमेंट को सीमित करके केर नो-हेयर थ्योरम (Kerr no-hair theorem) का परीक्षण करना।

शोध पत्र विनम्रतापूर्वक नोट करता है कि हालांकि तारकीय कस्प (stellar cusp) से न्यूटोनियन विक्षोभ मौजूद हैं, लेकिन लेंस-थिरिंग प्रभाव (जो पेरीसेंटर के पास केंद्रित होता है) के विशिष्ट टेम्पोरल और स्थानिक सिग्नेचर, तारकीय विक्षोभों (जो एपोसेंटर के पास प्रभावी होते हैं) की तुलना में, इन प्रभावों को अलग करने के लिए एक आशाजनक मार्ग प्रदान करते हैं। यह खोज आंतरिकतम S-स्टार क्लस्टर को पॉपुलेट करने वाले हिल्स तंत्र का एक स्व-सुसंगत चित्र भी प्रदान करती है।

मुख्य खोज: एक तारा जो स्पिन (घूर्णन) को महसूस करता है

S301 क्या है (और क्या नहीं है)

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