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Charting the Galactic Underworld I: Comprehensive simulations of the kinematics, rates, and demographics of Milky Way black holes

यह शोध पत्र मिल्की वे (आकाशगंगा) के ब्लैक होल्स की जनसांख्यिकी, गतिविज्ञान और निर्माण दरों की भविष्यवाणी करने के लिए 'कोग्सवर्थ' (cogsworth) कोड का उपयोग करते हुए व्यापक सिमुलेशन प्रस्तुत करता है, जो यह प्रकट करता है कि उनमें से विशाल बहुमत अलग-थलग (isolated) हैं और उनका वितरण विसरित (diffuse) है, तथा यह प्रदर्शित करता है कि उनके अवलोकन योग्य गुण सुपरनोवा भौतिकी और गैलेक्टिक विभव (Galactic potential) के समय-विकास के प्रति अत्यधिक संवेदनशील हैं।

मूल लेखक: Tom Wagg, Katelyn Breivik, Adrian M. Price-Whelan, Mathieu Renzo, Julianne J. Dalcanton, Natasha S. Abrams

प्रकाशित 2026-07-28

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CC BY 4.0

मूल लेखक: Tom Wagg, Katelyn Breivik, Adrian M. Price-Whelan, Mathieu Renzo, Julianne J. Dalcanton, Natasha S. Abrams

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

हमारी आकाशगंगा के अदृश्य भूत

कल्पना कीजिए कि मिल्की वे (दुग्ध मेखला) केवल चमकते सितारों की एक जगमगाती नदी नहीं है, बल्कि एक हलचल भरा शहर है जहाँ अधिकांश आबादी अदृश्य है। हम गगनचुंबी इमारतों (चमकते सितारों) और स्ट्रीटलाइट्स (चमकती गैस) को देख सकते हैं, लेकिन इन गलियों में लाखों "भूत" भी तैर रहे हैं। ये भूत ब्लैक होल हैं: विशाल सितारों के अत्यंत सघन, अदृश्य अवशेष, जिनका ईंधन समाप्त हो गया है और जो ढह गए हैं। लंबे समय तक, वैज्ञानिक इन भूतों को केवल तभी देख पाते थे जब वे अपने किसी पड़ोसी (एक तारे) को खा रहे होते थे और एक्स-रे उगल रहे होते थे, या यदि वे एक तंग बाइनरी जोड़ी (binary pair) में नृत्य कर रहे होते थे। लेकिन उनमें से विशाल बहुमत संभवतः अकेले, शांत और अंधेरे में अकेले तैरते हुए हैं।

इन भूतों को समझने के लिए, हमें दो बातें जानने की आवश्यकता है: वे कैसे जन्म लेते हैं और वे कैसे चलते हैं। जब एक विशाल तारा मरता है, तो वह हमेशा केवल फीका नहीं पड़ता; वह अक्सर एक सुपरनोवा के रूप में विस्फोट करता है। यह विस्फोट अव्यवस्थित और असमान हो सकता है, जो बचे हुए ब्लैक होल को एक शक्तिशाली "किक" (धक्का) देता है, जैसे कि तोप से दागा गया गोला। यह किक ब्लैक होल को आकाशगंगा के माध्यम से उड़ने के लिए भेज देती है, जो अक्सर उच्च गति पर होती है। क्योंकि ये किक्स अरबों साल पहले हुई थीं, इसलिए इन भूतों के पास वहां से भटकने के लिए बहुत समय रहा है जहाँ वे पैदा हुए थे। आज, हमारे पास गैलिया (Gaia) सैटेलाइट और आगामी रोमन स्पेस टेलिस्कोप जैसे शक्तिशाली नए उपकरण हैं जो अंततः इन अदृश्य पथिकों की एक झलक पाने का वादा करते हैं। लेकिन देखने से पहले, हमें एक मानचित्र की आवश्यकता है। हमें यह जानने की आवश्यकता है कि "भूत आबादी" कैसी दिखनी चाहिए, उनकी संख्या कितनी है, और वे कहाँ छिप सकते हैं, ताकि जब नया डेटा आए तो हमें पता हो कि क्या उम्मीद करनी है।

गैलेक्टिक अंडरवर्ल्ड का मानचित्रण

इस शोध पत्र में, टॉम वैग, केटलिन ब्रेविक और उनके सहयोगियों नामक खगोलविदों की एक टीम ने मिल्की वे की ब्लैक होल आबादी का एक विशाल, आभासी सिमुलेशन बनाने का निर्णय लिया। उन्होंने पूरे आकाशगंगा के जीवन की कहानियों को चलाने के लिए cogsworth नामक एक सुपर-कंप्यूटर कोड का उपयोग किया, जिसमें यह ट्रैक किया गया कि वे कैसे जन्म लेते हैं, वे साथियों के साथ कैसे अंतःक्रिया करते हैं, वे कैसे मरते हैं, और उनके ब्लैक होल अवशेष आज वास्तव में कहाँ समाप्त होते हैं। इसे पूरी आकाशगंगा के लिए एक "क्या होगा अगर" वाली फिल्म चलाने के रूप में समझें, लेकिन अभिनेताओं के बजाय, उन्होंने 53 मिलियन ब्लैक होल का अनुकरण करने के लिए गणित और भौतिकी का उपयोग किया।

महान भूत खोज: कितने और कहाँ?
सिमुलेशन ने एक चौंकाने वाली संख्या का खुलासा किया: मिल्की वे के इतिहास में लगभग 170 मिलियन ब्लैक होल पैदा हुए हैं। यह बहुत सारे अदृश्य भूत हैं! हालाँकि, ट्विस्ट यह है कि उनमें से अधिकांश वर्तमान में अकेले हैं। लगभग 91% ब्लैक होल अलग-थलग (isolated) हैं, जिसका अर्थ है कि वे किसी तारे या अन्य ब्लैक होल के साथ जोड़े में नहीं हैं। केवल लगभग 3% ही आकाशगंगा के गुरुत्वाकर्षण से पूरी तरह बाहर निकलने में सफल रहे हैं और अंतर-आकाशगंगा अंतरिक्ष में तैर रहे हैं। बाकी या तो बाइनरी सिस्टम में हैं या बस पास में ही भटक रहे हैं।

लेखकों ने यह भी खोजा कि ये भूत उन चमकीले सितारों के पड़ोस में नहीं रहते हैं जहाँ वे रहते हैं। जबकि दृश्यमान तारे एक पतली, सपाट डिस्क (जैसे एक पैनकेक) में केंद्रित होते हैं, ब्लैक होल बहुत अधिक बिखरे हुए होते हैं। ब्लैक होल के लिए "स्केल हाइट" (जनसंख्या की मोटाई का माप) सामान्य सितारों की तुलना में लगभग 2.5 गुना बड़ी है। यह ऐसा है जैसे सितारे एक आरामदायक अपार्टमेंट बिल्डिंग में रह रहे हों, जबकि ब्लैक होल पूरे शहर, जिसमें उपनगर और बाहरी इलाके भी शामिल हैं, में बिखरे हुए हैं। ऐसा इसलिए होता है क्योंकि उनके जन्म के समय मिली "किक्स" ने उन्हें उन सितारों की तुलना में ऊँचा और व्यापक रूप से उड़ा दिया जो अपनी जगह पर टिके रहे।

भारी और हल्का: द्रव्यमान-स्थान का संबंध
सबसे दिलचस्प खोजों में से एक ब्लैक होल के वजन और उसके रहने के स्थान के बीच सीधा संबंध है। सिमुलेशन दिखाता है कि सबसे भारी ब्लैक होल गैलेक्टिक प्लेन (शहर के केंद्र) के करीब रहने की प्रवृत्ति रखते हैं, जबकि हल्के वाले बहुत दूर पाए जाते हैं।

क्यों? यह उनके जन्म के समय मिली "किक" पर निर्भर करता है। जब एक तारा विस्फोट करता है, तो बचा हुआ ब्लैक होल एक धक्का प्राप्त करता है। लेकिन यहाँ एक तरकीब है: यदि ब्लैक होल बहुत भारी है, तो विस्फोट होने वाली बहुत सारी सामग्री वापस उस पर गिर जाती है, जो एक भारी लंगर की तरह काम करती है जो किक को रद्द कर देती है। इसलिए, भारी ब्लैक होल को एक हल्का सा धक्का मिलता है और वे घर के करीब रहते हैं। हालाँकि, हल्के ब्लैक होल को एक ज़ोरदार धक्का मिलता है और उन्हें दूर फेंक दिया जाता है। इसका मतलब है कि यदि आप गैलेक्टिक प्लेन से दूर एक ब्लैक होल पाते हैं, तो इसकी संभावना है कि वह हल्का है। यदि आप उसे डिस्क के बीच में पाते हैं, तो वह भारी होने की संभावना है।

बाइनरी डांस: कौन अभी भी पार्टनर के साथ है?
हालाँकि अधिकांश ब्लैक होल अकेले हैं, लगभग 10 मिलियन अभी भी बाइनरी सिस्टम में हैं। सिमुलेशन भविष्यवाणी करता है कि इन ब्लैक होल्स के लिए सबसे आम साथी अन्य ब्लैक होल या व्हाइट ड्वार्फ (छोटे सितारों के मृत कोर) हैं। हालाँकि, लगभग 100,000 ब्लैक होल अभी भी एक जीवित, चमकते तारे के साथ जुड़े हुए हैं। ये खगोलविदों के लिए "गोल्डन टिकट" हैं क्योंकि इन्हें पहचानना आसान है।

शोध पत्र ने इन स्टार-ब्लैक होल जोड़ों में एक अजीब पैटर्न पाया। वे दो अलग-अलग प्रकार के आते हैं:

तंग, कम द्रव्यमान वाले जोड़े: ये वे सिस्टम हैं जहाँ सितारों करीब आए, सामग्री का आदान-प्रदान किया और अपनी कक्षा को छोटा कर लिया। यहाँ ब्लैक होल हल्के हैं और उन्हें तेज़ किक्स मिले, लेकिन तंग कक्षा ने उन्हें साथ रखा।
चौड़े, उच्च द्रव्यमान वाले जोड़े: ये वे सिस्टम हैं जो कभी करीब नहीं आए। यहाँ ब्लैक होल बहुत भारी हैं, उन्हें लगभग कोई किक नहीं मिला, और वे अभी भी चौड़ी, सुस्त कक्षाओं में हैं।

खेल के नियमों का परीक्षण
लेखकों ने केवल एक सिमुलेशन नहीं चलाया; उन्होंने यह देखने के लिए 32 अलग-अलग संस्करण चलाए कि उनके परिणाम भौतिकी के नियमों के प्रति कितने संवेदनशील हैं। उन्होंने पूछा: "क्या होगा अगर किक्स अधिक शक्तिशाली हों? क्या होगा अगर ब्लैक होल अलग तरह से बनते हैं? क्या होगा अगर आकाशगंगा का गुरुत्वाकर्षण समय के साथ बदल जाता है?"

उन्होंने पाया कि परिणाम "किक" के नियमों के प्रति अत्यधिक संवेदनशील हैं। यदि ब्लैक होल को बहुत बड़ी किक्स मिलती हैं (जैसा कि न्यूट्रॉन सितारों को मिलती हैं), तो आबादी और अधिक फैल जाती है, और स्केल हाइट दोगुनी हो जाती है। यदि उन्हें बिल्कुल भी किक नहीं मिलती है, तो वे डिस्क के करीब रहते हैं। सिमुलेशन ने यह भी दिखाया कि यदि आप इस तथ्य को अनदेखा करते हैं कि तारे अक्सर जोड़ों (बाइनरी इंटरैक्शन) में होते हैं, तो आप गलत उत्तर प्राप्त करेंगे: आप ब्लैक होल द्वारा तय की गई दूरी का लगभग 30% अधिक अनुमान लगाएंगे।

इसके अलावा, टीम ने देखा कि आकाशगंगा खुद कैसे बढ़ी है। अतीत में मिल्की वे छोटी और कम द्रव्यमान वाली थी। जब उन्होंने इस कमजोर गुरुत्वाकर्षण में ब्लैक होल बनने का अनुकरण किया, तो उन्होंने पाया कि एक ऐसे सिमुलेशन की तुलना में जहाँ आकाशगंगा का द्रव्यमान हमेशा एक समान रहता था, दोगुने से अधिक ब्लैक होल आकाशगंगा से बाहर निकल गए। यह सुझाव देता है कि आकाशगंगा के विकास का इतिहास यह समझने के लिए महत्वपूर्ण है कि आज भूत कहाँ हैं।

भविष्य के लिए इसका क्या अर्थ है
यह शोध पत्र ब्लैक होल की खोज के भविष्य के लिए एक रोडमैप है। रोमन स्पेस टेलिस्कोप (जो प्रकाश को मोड़ने के तरीके से ब्लैक होल की तलाश करेगा) और Gaia DR4 (जो सितारों की स्थिति और गति का मानचित्र बनाएगा) से आगामी डेटा के साथ, खगोलविद वास्तविक डेटा की बाढ़ के करीब हैं।

लेखक सुझाव देते हैं कि वास्तविक डेटा की तुलना अपने सिमुलेशन से करके, हम अंततः बड़े सवालों के जवाब दे सकते हैं:

ब्लैक होल को अपनी किक कैसे मिलती है? यदि वास्तविक ब्लैक होल सिमुलेशन की भविष्यवाणी के अनुसार फैले हुए हैं, तो यह पुष्टि करता है कि "किक" भौतिकी सही है।
द्रव्यमान वितरण क्या है? सिमुलेशन ब्लैक होल के द्रव्यमान में विशिष्ट अंतराल और चोटियों की भविष्यवाणी करता है। यदि रोमन टेलिस्कोप उस अंतराल को पाता है जहाँ सिमुलेशन कहता है कि कोई ब्लैक होल नहीं होना चाहिए (विशेष रूप से 10 और 18 सौर द्रव्यमान के बीच), तो यह साबित करेगा कि हमारे तारे कैसे फटते हैं, इसके बारे में वर्तमान सिद्धांतों को अपडेट करने की आवश्यकता है।

संक्षेप में, यह शोध पत्र केवल भूतों को गिनता नहीं है; यह उनकी आदतों, उनके परिवारों और उनके इतिहास का एक विस्तृत प्रोफाइल बनाता है। यह हमें बताता है कि मिल्की वे अदृश्य, भटकते हुए ब्लैक होल्स से भरी हुई है, और यह हमें उन्हें खोजने के लिए आवश्यक सुराग देता है।

समस्या विवरण
ताराकीय द्रव्यमान वाले ब्लैक होल (BHs) विशाल तारकीय विकास के अंतिम चरण हैं, फिर भी मिल्की वे (Milky Way) की अधिकांश अंतर्निहित जनसंख्या अभी तक अनसुलझी है। हालांकि ब्लैक होल को एक्स-रे बाइनरीज, ग्रेविटेशनल वेव विलय (mergers), और कुछ वाइड-ऑर्बिट गाइआ (Gaia) उम्मीदवारों के रूप में पहचाना गया है, अधिकांश ब्लैक होल के अलग (isolated) और अदृश्य होने की भविष्यवाणी की गई है। इस "गैलेक्टिक अंडरवर्ल्ड" (Galactic Underworld) की उत्पत्ति, जनसांख्यिकी और गतिशीलता को समझना बाइनरी तारकीय विकास, सुपरनोवा (SN) भौतिकी (विशेष रूप से विषमता और विस्फोट तंत्रों) और गैलेक्टिक विभव (Galactic potential) को समझने के लिए महत्वपूर्ण है। पिछले अध्ययनों में या तो बाइनरी इंटरैक्शन और गैलेक्टिक ऑर्बिट इंटीग्रेशन के स्व-सुसंगत उपचार की कमी थी, या उन्होंने सरलीकृत एकल-तारा निर्माण चैनलों को माना था, या वर्तमान-दिवस की जनसंख्या पर तारकीय विकास मॉडल की अनिश्चितताओं के प्रभाव को मापने में विफल रहे थे।

कार्यप्रणाली
लेखक cogsworth (v4.0.2) का उपयोग करते हैं, जो COSMIC (v4.1.1) के माध्यम से तीव्र बाइनरी पॉपुलेशन सिंथेसिस और Gala (v1.11.1) के माध्यम से गैलेक्टिक विभव में कक्षाओं के एकीकरण को जोड़ता है।

सिमुलेशन का दायरा: अध्ययन $\sim 53$ मिलियन ब्लैक होल्स के विकास का अनुकरण करता है, जो मिल्की वे के कुल तारकीय द्रव्यमान ( $6 \times 10^8 M_\odot$ नमूना लिया गया, जिसे $6 \times 10^{10} M_\odot$ तक स्केल किया गया है) का लगभग $1/100$ वां हिस्सा है।
प्रारंभिक स्थितियाँ: बाइनरीज को एक ब्रेक्ड पावर-लॉ इनिशियल मास फंक्शन (IMF) से लिया गया है, जिसमें मास रेश्यो, विलक्षणता (eccentricity), और अवधियाँ स्थापित वितरणों से ली गई हैं। जन्म समय, स्थान, वेग और धात्विकता (metallicity) को एक डिस्ट्रीब्यूशन-फंक्शन-आधारित स्टार फॉर्मेशन हिस्ट्री मॉडल (Sanders & Binney 2015) से लिया गया है जो थिन/थिक डिस्क और रेडियल माइग्रेशन को ध्यान में रखता है।
भौतिकी: सिमुलेशन में विस्तृत बाइनरी विकास (स्थिर द्रव्यमान स्थानांतरण, कॉमन-एनवेलप फेज), कोर-कोलैप्स सुपरनोवा, और डायरेक्ट कोलैप्स शामिल हैं। नैटल किक्स (Natal kicks) को फॉलबैक मास अंशों (Fryer et al. 2012) के आधार पर लागू किया जाता है, जहाँ उच्च फॉलबैक अंश किक्स को कम करते हैं।
विविधताएँ: फिडुशियल मॉडल का परीक्षण 32 विविधताओं के विरुद्ध किया गया है, जिनमें विभिन्न रेमनेंट मास प्रिस्क्रिप्शन (Fryer et al. 2012, Mandel & Müller 2020, Maltsev et al. 2025), नैटल किक मॉडल (बदलते फॉलबैक स्केलिंग, Hobbs et al. 2005 वितरण, कोई किक नहीं), प्रारंभिक बाइनरी वितरण (IMF स्लोप, मास रेश्यो, पीरियड), द्रव्यमान स्थानांतरण भौतिकी, और गैलेक्टिक विभव का उपचार (स्थिर बनाम समय-विकसित) शामिल हैं।

प्रमुख योगदान और परिणाम

जनसंख्या दर और जनसांख्यिकी:
- फिडुशियल मॉडल भविष्यवाणी करता है कि मिल्की वे के इतिहास में $\sim 1.7 \times 10^8$ ब्लैक होल बने हैं।
- अलगाव (Isolation): इनमें से $\sim 91\%$ ब्लैक होल वर्तमान में अलग (isolated) हैं। इनमें से $\sim 59\%$ की कुल जनसंख्या सुपरनोवा द्वारा बाइनरी विखंडन के कारण अलग हुई है, जबकि $\sim 33\%$ इसलिए अलग हैं क्योंकि उनके प्रोगेनेटर बाइनरी कोर कोलैप्स से पहले ही विलीन हो गए थे।
- बाइनरीज: केवल $\sim 3\%$ ब्लैक होल ही बाउंड बाइनरीज में रहते हैं। सबसे सामान्य साथी अन्य ब्लैक होल ( $6.7 \times 10^6$ ), व्हाइट ड्वार्फ ( $1.3 \times 10^6$ ), न्यूट्रॉन स्टार ( $1.4 \times 10^5$ ), और चमकदार तारकीय साथी ( $1.7 \times 10^5$ ) हैं।
- पलायन (Escape): $\sim 3\%$ ब्लैक होल गैलेक्टिक विभव से बाहर निकल चुके हैं।
गतिशीलता और स्थानिक वितरण:
- स्केल हाइट: ब्लैक होल दृश्य तारों की तुलना में अधिक विसरित (diffuse) रूप से वितरित हैं, जिनका प्रभावी स्केल हाइट ( $h_{z,eff}$ ) $\sim 786$ pc है, जो दृश्य तारकीय जनसंख्या ($306$ pc) से लगभग $2.5\times$ बड़ा है। यह मुख्य रूप से नैटल किक्स द्वारा संचालित है।
- द्रव्यमान-स्थान सहसंबंध (Mass-Location Correlation): ब्लैक होल के द्रव्यमान और गैलेक्टिक प्लेन से दूरी ( $|z|$ ) के बीच एक मजबूत सहसंबंध है। प्लेन के करीब स्थित ब्लैक होल अधिक द्रव्यमान वाले हैं (मध्यम $\sim 7.7 M_\odot$ $|z| < 1$ kpc पर), जबकि दूर स्थित ब्लैक होल कम द्रव्यमान वाले हैं (मध्यम $\sim 5.0 M_\odot$ $|z| \ge 10$ kpc पर)। यह उलटाव इसलिए होता है क्योंकि कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होल बड़े नैटल किक्स प्राप्त करते हैं (कम फॉलबैक अंशों के कारण) और उच्च कक्षाओं तक ऊष्मित होते हैं, जबकि उच्च द्रव्यमान वाले ब्लैक होल दमित किक्स का अनुभव करते हैं और प्लेन के पास रहते हैं।
- वेग प्रकीर्णन (Velocity Dispersion): ब्लैक होल तारकीय रूप से अधिक 'हॉट' हैं, जिनका वेग प्रकीर्णन रेडियल/वर्टिकल दिशाओं में $50\%$ अधिक और अज़ीमुथल (azimuthal) दिशा में $70\%$ अधिक है। $\sim 4\%$ ब्लैक होल रेट्रोग्रेड कक्षाओं में हैं।
मॉडल विविधताओं के प्रति संवेदनशीलता:
- नैटल किक्स: स्केल हाइट सीधे तौर पर अनुमानित किक स्ट्रेंथ के समानुपाती है। किक्स को हटाने से स्केल हाइट घटकर $\sim 380$ pc हो जाती है; NS-जैसे किक्स (कोई फॉलबैक स्केलिंग नहीं) लागू करने से यह बढ़कर $\sim 2570$ pc हो जाती है। मास-लोकेशन सहसंबंध भी किक मॉडलों के प्रति अत्यधिक संवेदनशील है।
- रेमनेंट मास प्रिस्क्रिप्शन: ब्लैक होल द्रव्यमान वितरण रेमनेंट मास प्रिस्क्रिप्शन के प्रति अत्यंत संवेदनशील है। "आइलैंड्स ऑफ एक्सप्लोडेबिलिटी" (जैसे, Maltsev et al. 2025) को शामिल करने वाले मॉडल $10 $और$ 18 M_\odot$ के बीच ब्लैक होल्स की भारी कमी की भविष्यवाणी करते हैं, जबकि अन्य मॉडल अलग-अलग पीक संरचनाओं की भविष्यवाणी करते हैं।
- बाइनरी इंटरैक्शन: बाइनरी इंटरैक्शन को नजरअंदाज करना (तारों को एकल वस्तुओं के रूप में विकसित करना) ब्लैक होल स्केल हाइट को $\sim 30\%$ तक बढ़ा देता है। ऐसा इसलिए है क्योंकि बाइनरी विकास भारी साथियों को बंधे रहने की अनुमति देता है, जो नैटल किक के संवेग (momentum) को साझा करते हैं और सिस्टम के शुद्ध वेग को कम करते हैं।
- समय-विकसित विभव (Time-Evolving Potential): मिल्की वे के द्रव्यमान के समय के साथ विकास को ध्यान में रखने से पलायन दर (escape fraction) $2.5 $गुना बढ़ जाती है ($ 2.7% $से$ 6.8% $तक) और बंधे हुए ब्लैक होल्स का स्केल हाइट$ \sim 20%$ बढ़ जाता है।
- द्रव्यमान स्थानांतरण: द्रव्यमान स्थानांतरण और कॉमन-एनवेलप दक्षता में विविधता का स्केल हाइट ( $<5\%$ ) और मास-लोकेशन सहसंबंधों पर नगण्य प्रभाव पड़ता है, हालांकि वे ब्लैक होल्स की कुल संख्या को $20\%$ तक प्रभावित करते हैं।
बाइनरीज में ब्लैक होल्स:
- BH-स्टार बाइनरीज: ये सिस्टम एक द्विमोडल (bimodal) वितरण प्रदर्शित करते हैं। कम द्रव्यमान वाले ब्लैक होल टाइट, पोस्ट-कॉमन-एनवेलप बाइनरीज (अवध $< 100$ दिन) में पाए जाते हैं जो मजबूत किक्स से बचे रहते हैं। उच्च द्रव्यमान वाले ब्लैक होल वाइड, नॉन-इंटरैक्टिंग बाइनरीज (अवध $> 1000$ दिन) में पाए जाते हैं जहाँ कमजोर किक्स ने उन्हें बंधे रहने दिया।
- एक्रीशन (Accretion): $\sim 7\%$ BH-स्टार बाइनरीज वर्तमान में रोश-लोब ओवरफ्लो के माध्यम से द्रव्यमान ग्रहण कर रही हैं, जो मिल्की वे में $\sim 11,000$ प्रणालियों के अनुरूप है, हालांकि एक्स-रे बाइनरी के रूप में इनकी पहचान चमक और चयन प्रभावों (selection effects) पर निर्भर करती है।

महत्व
यह शोध पत्र मिल्की वे के ब्लैक होल्स की अंतर्निहित जनसंख्या के लिए एक व्यापक, स्व-सुसंगत ढांचा स्थापित करता है, यह प्रदर्शित करते हुए कि उनकी वर्तमान-दिवस गतिशीलता और जनसांख्यिकी सुपरनोवा भौतिकी और बाइनरी विकास के शक्तिशाली प्रोब हैं। लेखक दावा करते हैं कि नैन्सी deस ग्रेस रोमन स्पेस टेलीस्कोप (माइ्रोलेंसिंग), गाइआ DR4 (एस्ट्रोमेट्री), और स्पेक्ट्रोस्कोपिक सर्वेक्षणों से आगामी डेटा उन भविष्यवाणियों का परीक्षण करने के लिए आवश्यक डेटासेट प्रदान करेगा। विशेष रूप से, ब्लैक होल द्रव्यमान वितरण और गैलेक्टिक ऊंचाई के साथ उनके सहसंबंध के अवलोकन रेमनेंट मास प्रिस्क्रिप्शन और नैटल किक मॉडलों को नियंत्रित कर सकते हैं, जिससे विशिष्ट सैद्धांतिक परिदृश्यों (जैसे कि $10-18 M_\odot$ रेंज में अनुमानित गैप) को खारिज किया जा सकता है। अध्ययन इस बात पर जोर देता है कि "गैलेक्टिक अंडरवर्ल्ड" पर भविष्य के अवलोकन संबंधी प्रतिबंधों की सही व्याख्या करने के लिए बाइनरी इंटरैक्शन और गैलेक्टिक विभव के समय-विकास का सटीक मॉडलिंग आवश्यक है।

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