Gravitational-wave signatures of primordial black hole clusters and the imprint of an early dense-core collapse
प्रत्यक्ष -बॉडी सिमुलेशन का उपयोग करते हुए, यह शोध पत्र प्रस्तावित करता है कि आदिम ब्लैक होल क्लस्टर एक अल्पकालिक, सघन कोर और एक विस्तृत हेलो के साथ बनते हैं, जो एक दो-क्षेत्रीय संरचना है जो प्रेक्षित ब्लैक होल स्पिन उत्पन्न करने और क्लस्टर के अस्तित्व को सुनिश्चित करने के बीच के तनाव को हल करती है और भविष्य के डिटेक्टरों जैसे कि LISA के लिए एक विशिष्ट स्टोकेस्टिक ग्रेविटेशनल-वेव बैकग्राउंड और विशिष्ट स्पिन-मास सिग्नेचर की भविष्यवाणी करती है।
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ब्लैक होल को अक्सर विशाल तारों के अंतिम, ढहे हुए अवशेषों के रूप में देखा जाता है, लेकिन एक दूसरा संभावना भी है जिसने दशकों से भौतिकविदों को मंत्रमुग्ध किया है: आदिम (प्राइमॉर्डियल) ब्लैक होल। ये वे वस्तुएं हैं जो मरने वाले तारों से नहीं बनीं, बल्कि बिग बैंग के बाद के पहले कुछ सेकंडों में ही अस्तित्व में आ गईं, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड के अत्यधिक घनत्व द्वारा अस्तित्व में लाई गईं। यदि वे मौजूद हैं, तो वे उस अदृश्य "डार्क मैटर" का हिस्सा हो सकते हैं जो आकाशगंगाओं को एक साथ थामे रखता है। उनकी पहचान का एक महत्वपूर्ण सुराग उनके घूमने (स्पिन) के तरीके में छिपा है। तारे ढहते समय घूमते हैं, इसलिए तारों से पैदा होने वाले ब्लैक होल आमतौर पर एक महत्वपूर्ण मात्रा में घूर्णन (रोटेशन) रखते हैं। हालांकि, आदिम ब्लैक होल लगभग बिना किसी स्पिन के पैदा होते हैं। यदि हमें स्पिन करने वाले ब्लैक होल की एक आबादी मिलती है, तो यह सुझाव देता है कि वे किसी अलग तरीके से निर्मित हुए थे, शायद अपने जन्म के बहुत लंबे समय बाद आपस में टकराकर।
इन प्राचीन वस्तुओं के अस्तित्व और उनके व्यवहार का प्रश्न अब शुद्ध सिद्धांत से हटकर एक परीक्षण योग्य परिकल्पना में बदल गया है, जिसका श्रेय गुरुत्वाकर्षण-तरंग डिटेक्टरों को जाता है जो टकराते ब्लैक होल के कारण अंतरिक्ष-समय (स्पेस-टाइम) में उत्पन्न होने वाली लहरों को "सुनने" में सक्षम हैं। हालिया अवलोकनों ने ब्लैक होल के द्रव्यमान और स्पिन का एक ऐसा मिश्रण प्रकट किया है जिसे केवल मानक तारकीय विकास (स्टेलर इवोल्यूशन) से समझाना कठिन है। इनमें से कुछ ब्लैक होल आश्चर्यजनक रूप से भारी हैं, जबकि अन्य तेजी से घूमते हैं, एक ऐसा गुण जो आमतौर पर पिछले टकराव का संकेत देता है। यह समझने के लिए कि क्या आदिम ब्लैक होल की एक आबादी इस विशिष्ट मिश्रण के संकेतों को उत्पन्न कर सकती है, शोधकर्ताओं को यह सिम्युलेट करने की आवश्यकता थी कि ये अदृश्य वस्तुएं अरबों वर्षों में एक-दूसरे के साथ कैसे परस्पर क्रिया करेंगी, जो कि हजारों व्यक्तिगत द्रव्यमान बिंदुओं के बीच गुरुत्वाकर्षण के जटिल नृत्य को ट्रैक करने वाला एक कार्य है।
एक नए अध्ययन में, मार्क बार्सेलो-सास्त्रे और जुआन गार्सिया-बेलोइडो ने एक क्लस्टर के आदिम ब्लैक होल के जीवन की कहानी को ट्रेस करने के लिए इन सिमुलेशन को किया है। उन्होंने एक सरल धारणा के साथ शुरुआत की: यदि ये वस्तुएं बिना स्पिन के पैदा होती हैं, तो उन्हें टकराव के माध्यम से स्पिन प्राप्त करना होगा। हालांकि, उनकी गणनाओं ने एक तीव्र विरोधाभास प्रकट किया। देखे गए कुछ ब्लैक होल में स्पिन की मात्रा उत्पन्न करने के लिए, क्लस्टर को अविश्वसनीय रूप से सघन होना चाहिए, जो इतनी छोटी जगह में पैक हो कि ब्लैक होल अपने जन्म के तुरंत बाद एक-दूसरे से टकरा जाएं। फिर भी, इतना घना क्लस्टर अस्थिर होगा; यह ब्रह्मांड की वर्तमान आयु तक पहुँचने से बहुत पहले ही बिखर जाएगा और अपने सदस्यों को बिखेर देगा। दूसरी ओर, एक क्लस्टर जो अरबों वर्षों तक जीवित रहने के लिए पर्याप्त बड़ा है, वह टकराव के माध्यम से महत्वपूर्ण स्पिन उत्पन्न करने के लिए बहुत विरल (लूज़) है। शोधकर्ताओं ने पाया कि एक एकल, समान क्लस्टर दोनों शर्तों को संतुष्ट नहीं कर सकता है।
इस तनाव को हल करने के लिए, टीम ने इन प्राचीन समूहों के लिए एक दो-भाग वाली संरचना का प्रस्ताव दिया, जिसमें एक बहुत बड़े, विसरित हेलो (halo) के भीतर छिपा हुआ एक छोटा, सघन कोर (core) शामिल है। उन्होंने कोर के जीवन को अलग से सिम्युलेट किया, इसे लगभग एक लाखवें प्रकाश वर्ष के क्षेत्र में पैक किए गए चार हजार ब्लैक होलों के एक सघन समूह के रूप में माना। इस चरम वातावरण में, ब्लैक होल अंदर की ओर ढहे और उनके निर्माण के दिनों या वर्षों के भीतर हिंसक रूप से टकराने लगे। ये टकराव कोमल सर्पिल (स्पाइरल) नहीं थे, बल्कि लगभग रेडियल प्लंज (सीधे गिरने) थे, जहाँ वस्तुएं एक-दूसरे की ओर सीधे गिरीं। सिमुलेशन ने दिखाया कि इस प्रकार के क्रैश मध्यम मात्रा में स्पिन (आमतौर पर 0.1 और 0.2 के बीच) वाले विलय अवशेष (मरर रेमनेंट) उत्पन्न करते हैं, जो देखे गए निचले स्तर से मेल खाता है। महत्वपूर्ण रूप से, यह पूरी प्रक्रिया इतनी तेज़ी से होती है कि क्लस्टर के फैलने या बिखरने से पहले ही स्पिन "फ्रीज" हो जाता है।
जबकि कोर ब्रह्मांडीय पलक झपकने के समय में अपनी ऊर्जा समाप्त कर देता है, आसपास का हेलो जीवित रहता है। शोधकर्ताओं ने फिर एक बहुत बड़े क्लस्टर के दीर्घकालिक विकास का सिमुलेशन किया, जिसमें दस प्रकाश वर्ष के क्षेत्र में फैले बीस हजार ब्लैक होल शामिल थे। ब्रह्मांड के इतिहास के दौरान, यह ढीला समूह बहुत कम आंतरिक टकराव उत्पन्न करता है, जिससे पुष्टि होती है कि यह स्वयं स्पिन करने वाले ब्लैक होल उत्पन्न नहीं कर सकता। इसके बजाय, इसका मुख्य योगदान वे बाइनरी जोड़े हैं जो क्लस्टर से बाहर निकाले जाते हैं। जैसे-जैसे ये जोड़े दूर जाते हैं, वे धीरे-धीरे ऊर्जा खोते हैं और अपनी कक्षाओं को गोलाकार बनाते हैं, अंततः अरबों वर्षों के बाद विलय होते हैं। बाहर निकलने वाले इन जोड़ों का द्रव्यमान सबसे भारी ब्लैक होलों की ओर अत्यधिक झुका हुआ है, जिनमें से अधिकांश हमारे सूर्य के द्रव्यमान के तीस से पचास गुना के बीच आते हैं। यह निष्कर्ष उन अवलोकनों के अनुरूप है जो सुझाव देते हैं कि पचास सौर द्रव्यमान से ऊपर ब्लैक होल की संख्या में एक कट-ऑफ है, जो प्रारंभिक ब्रह्मांड के भौतिकी द्वारा अनुमानित एक सीमा है।
अध्ययन ने यह भी पता लगाया कि क्या क्लस्टर के केंद्र में एक विशाल "मध्यवर्ती-द्रव्यमान" (इंटरमीडिएट-मास) ब्लैक होल बनता है, जो कोर के तीव्र पतन का एक संभावित परिणाम है। यदि यह केंद्रीय पिंड बहुत भारी है, लगभग दो हजार सौर द्रव्यमान का, तो इसका गुरुत्वाकर्षण इतना मजबूत है कि यह अन्य ब्लैक होल को टाइट पेयर्स बनाने से रोकता है, जिससे विलय होने वाले बाइनरी के उत्पादन को प्रभावी रूप से बंद कर देता है। हालांकि, यदि केंद्रीय ब्लैक होल थोड़ा हल्का है, तो इसे अक्सर पहले कुछ अरब वर्षों के भीतर क्लस्टर से बाहर निकाल दिया जाता है, जिससे शेष प्रणाली वैसे ही विकसित होती है जैसे कि वह वहां कभी थी ही नहीं। यह गतिशीलता बताती है कि एक केंद्रीय भारी वस्तु की उपस्थिति या अनुपस्थिति आज हमारे द्वारा पहचाने जाने वाले ब्लैक होल विलय की संख्या को नाटकीय रूप से बदल सकती है।
अंत में, शोधकर्ताओं ने गणना की कि ये सिस्टम कौन सी गुरुत्वाकर्षण तरंगें उत्सर्जित करेंगे। शुरुआती, घने कोर में होने वाले हिंसक टकरावों ने तरंगों का एक विस्फोट पैदा किया होगा, जो ब्रह्मांड के विस्तार के कारण खिंचकर अब अंतरिक्ष-आधारित वेधशालाओं जैसे कि LISA में एक विशिष्ट निम्न-आवृत्ति बैंड में पता लगाने योग्य होंगे। जीवित रहने वाले हेलो के धीमे, दीर्घकालिक विकास से एक अलग संकेत उत्पन्न होगा, जो उच्च आवृत्तियों पर बाहर निकले बाइनरी जोड़ों के विलय से प्रधान होगा। शोध पत्र निष्कर्ष निकालता है कि ब्लैक होल के स्पिन और द्रव्यमान के देखे गए गुणों को समझाया जा सकता है यदि आदिम ब्लैक होल इन दो-स्तरीय क्लस्टरों में बने थे, जहाँ स्पिन ब्रह्मांड के पहले कुछ वर्षों में निर्धारित किया गया था और आज हम जो विलय देखते हैं वे बाहरी हेलो के उत्तरजीवियों से आते हैं। यह परिदृश्य एक सुसंगत स्पष्टीकरण प्रदान करता है कि क्यों कुछ ब्लैक होल स्पिन करते हैं जबकि अन्य नहीं करते, और क्यों सबसे भारी ब्लैक होल में एक प्राकृतिक ऊपरी सीमा प्रतीत होती है, जो इन आदिम अवशेषों के अस्तित्व के परीक्षण के लिए एक ठोस मार्ग प्रदान करता है।
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