This site is not complete. The work to converting the volumes of സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം is on progress. Please bear with us
Please contact webmastersiep@yahoo.com for any queries regarding this website.
Reading Problems? see Enabling Malayalam
തമോഗര്‍ത്തം
സര്‍വ്വവിജ്ഞാനകോശം സംരംഭത്തില്‍ നിന്ന്
(New page: =തമോഗര്‍ത്തം= ആഹമരസ വീഹല ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപ്രകാരം നക്ഷത്രപരിണാമദശയുട...) |
|||
| വരി 1: | വരി 1: | ||
=തമോഗര്‍ത്തം= | =തമോഗര്‍ത്തം= | ||
| + | Black hole | ||
| - | + | ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപ്രകാരം നക്ഷത്രപരിണാമദശയുടെ സൈദ്ധാന്തികമായി പ്രവചിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന അന്ത്യഘട്ടം. ഭീമമായ (massive) നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തകര്‍ച്ചയുടെ (gravitational collapse) അന്തിമഘട്ടം തമോഗര്‍ത്തമായിട്ടാണ്. തമോഗര്‍ത്ത മേഖലയില്‍ നിന്ന് ദ്രവ്യത്തിനോ ഏതെങ്കിലും വികിരണത്തിനോ പുറത്തുകടക്കാന്‍ കഴിയുകയില്ല. (ഈ സിദ്ധാന്തം 2004-ല്‍ വിവാദഗ്രസ്തമായി.) ഇവിടത്തെ പലായന പ്രവേഗം (escape velocity) പ്രകാശവേഗത്തേക്കാള്‍ കൂടുതലാണ്. പ്രകാശത്തെ ഉള്‍പ്പെടെ സര്‍വതിനേയും വിഴുങ്ങുന്ന സ്പേയ്സിലെ ഇത്തരം മേഖലകളാണ് തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്. | |
| - | + | സ്വന്തം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനു വിധേയമായി ഞെരുങ്ങി ചുരുങ്ങാതിരിക്കാന്‍ നക്ഷത്രത്തെ സഹായിക്കുന്നത് അതിന്റെ വാതകമര്‍ദം കൊണ്ടുള്ള വികസനബലം (expansive force) ആണ്. നക്ഷത്രാന്തര ഊര്‍ജത്തിന്റെ സ്രോതസ്സായ ആണവ ഊര്‍ജത്തിന്റെ (nuclear energy) ക്ഷയത്തോടെ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തകര്‍ച്ച ആരംഭിക്കുന്നതായി കരുതാം. ഈ ദശയില്‍ വികസനബലം ഉത്പാദിപ്പിക്കാനുള്ള കഴിവ് നക്ഷത്രത്തിനു നഷ്ടപ്പെടുന്നു. വ്യാപ്തം കുറയുകയും സാന്ദ്രത വര്‍ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നതോടൊപ്പം ദ്രവ്യമാനത്തിനനുസരിച്ച് അവയ്ക്ക് രൂപമാറ്റങ്ങളും സംഭവിക്കുന്നു. കുറഞ്ഞ ദ്രവ്യമാനത്തോടുകൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വെള്ളക്കുള്ളന്‍ (white dwarf), സൂപ്പര്‍നോവ (അധിനവതാര), ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം എന്നിവയില്‍ ഏതെങ്കിലുമൊന്നായി മാറുന്നു. എന്നാല്‍ ഭീമമായ ദ്രവ്യമാനത്തോടുകൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഇത്തരമൊരു സംരൂപണത്തില്‍ (configuration) എത്തി പരിണാമം പൂര്‍ത്തിയാക്കുന്നില്ല. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തകര്‍ച്ചയിലൂടെ നക്ഷത്രം അത്യന്തം ചെറുതാകുന്നതിനെ തടയാന്‍ ഒന്നിനും കഴിയുന്നുമില്ല. ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ പൊതു ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം ഇവിടെ പ്രസക്തി കൈവരിക്കുന്നു. ഇതുപ്രകാരം ദ്രവ്യത്തിനു സമീപത്തുള്ള സ്പേയ്സ് വക്രഗതി പ്രാപിക്കുന്നു. ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടുന്നതനുസരിച്ച് വക്രതയുടെ അളവും കൂടും. ഒരു നിശ്ചിത വലുപ്പത്തിനു താഴെ ചുരുങ്ങല്‍ സംഭവിക്കുമ്പോള്‍ സ്പേയ്സിലെ ഈ ഉച്ചവക്രതയ്ക്ക് (eatreme curvature) ചുറ്റുപാടുമായുള്ള സമ്പര്‍ക്കം നഷ്ടപ്പെടുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനമാണ് അതിന്റെ ചുരുങ്ങലിനെ നിര്‍ണയിക്കുന്ന ഘടകം. തുടര്‍ന്ന് നക്ഷത്രം തമോഗര്‍ത്തമായി മാറുന്നു. | |
| - | + | '''വിവിധയിനം തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍.''' തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ താരകീയം, മൗലികം, അതിസ്ഥൂലം എന്നിങ്ങനെ മൂന്ന് വിഭാഗങ്ങളിലായി ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ വര്‍ഗീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്. | |
| - | + | '''1. താരകീയ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (stellar black holes).''' ഏതെങ്കിലും ഒരു നക്ഷത്രമോ നക്ഷത്രക്കൂട്ടമോ ഇതര വസ്തുക്കളോ തകര്‍ന്നടിഞ്ഞ ശൂന്യാകാശമേഖല. അവശിഷ്ട കാമ്പിന് സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 2.3 മടങ്ങിലേറെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അവയുടെ താപീയ ആണവ (thermonuclear) ജീവിതത്തിന്റെ അന്ത്യത്തിലെത്തുമ്പോള്‍ സംഭവിക്കുന്നതാണിത്. ഈയിനം നക്ഷത്രം ഒരു ക്രാന്തിക വലുപ്പത്തിലേക്ക് തകരുകയും ഇലക്ട്രോണ്‍, ന്യൂട്രോണ്‍, ഡീജനറസി മര്‍ദങ്ങളെ അതിജീവിക്കുകയും അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മറ്റെല്ലാ ബലങ്ങളേയും മറികടക്കുകയും ചെയ്യുന്നു. | |
| - | + | '''2. മൗലിക(ആദ്യ)തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Primordial black holes).''' മഹാവിസ്ഫോടന (ആശിഴ യമിഴ) സമയത്ത് ഉരുത്തിരിഞ്ഞ വയായി കരുതുന്ന തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍. സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ് എന്ന ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് ഈ ആശയത്തിന്റെ ആവിഷ്കര്‍ത്താവ്. മഹാവിസ്ഫോടനവേളയില്‍ അത്യധികമായി ഞെരുക്കപ്പെട്ട മേഖലകള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തകര്‍ച്ചയ്ക്കു വിധേയമായതു മൂലം ഉത്ഭൂതമായവയാണിവ. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആദ്യ ദ്രവ്യമാനം ഭൂമിയോളമോ അതിലും ചെറുതോ ആയി താരതമ്യപ്പെടുത്തിയാല്‍ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളായി മാറുമ്പോള്‍ അവയുടെ വ്യാസാര്‍ധം ഒരു സെ.മീറ്ററോ അതിലും താഴെയോ ആയി മാറും. ഇത്തരം ചെറു തമോഗര്‍ത്തങ്ങളില്‍ ക്വാണ്ടം പ്രഭാവങ്ങള്‍ക്ക് വലിയ പ്രസക്തിയുണ്ട്. വികിരണങ്ങള്‍ 'ടണല്‍ ഔട്ട്' ചെയ്യുന്നതിനാല്‍ ഇവ തീര്‍ത്തും കറുപ്പല്ല. ഇത്തരം വികിരണങ്ങളെ ഹോക്കിങ് വികിരണം എന്നു വിളിക്കാറുണ്ട്. ഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ ബാഷ്പീകരണത്തിനുതന്നെ ഇവ വഴിയൊരുക്കാം. അതിനാല്‍ മൗലിക തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ വളരെ ചൂടുള്ളവയാകാം. പുറമേനിന്ന് അവ ശ്വേതഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (white holes) ആയി കാണപ്പെടുകയും ചെയ്യാം. | |
| - | + | '''3. അതിസ്ഥൂല തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Supermassive black holes).''' സക്രിയ ഗാലക്തിക ന്യൂക്ളിയസ്സുകളുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നവയും സൌരപിണ്ഡത്തിന്റെ നൂറു ദശലക്ഷം മടങ്ങോളം ദ്രവ്യമാനമുള്ളവയുമാണിവ. ക്വാസാറുകള്‍ ഇതിനുദാഹരണമാണ്. ക്ഷീരപഥം (Milky way) പോലുള്ള സാധാരണ ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിലും ഇത്തരം തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുണ്ടാകാം. | |
| - | + | തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ ആയുര്‍ദൈര്‍ഘ്യം അവയുടെ ദ്രവ്യമാന ത്തിന്റെ മൂന്നാം ഘാതത്തിന് (power) ആനുപാതികമായിരിക്കും. എന്നാല്‍ പല മൗലിക തമോഗര്‍ത്തങ്ങളും ഈ സമയാന്തരത്തിനുള്ളില്‍ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കും. | |
| - | + | ||
| - | തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ ആയുര്‍ദൈര്‍ഘ്യം അവയുടെ ദ്രവ്യമാന ത്തിന്റെ മൂന്നാം ഘാതത്തിന് ( | + | |
തമോഗര്‍ത്തത്തില്‍ നിന്ന് പ്രകാശത്തിനുപോലും പുറത്തു കട ക്കാന്‍ കഴിയുന്നില്ല; പ്രത്യുത അതിശക്തമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ത്തിനു വിധേയമായി അവ തിരിച്ചു പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. പ്രകാശമോ മറ്റ് ഊര്‍ജരൂപങ്ങളോ ദ്രവ്യമോ എല്ലാംതന്നെ ഇങ്ങനെ സ്ഥിരമായി പിടിച്ചെടുക്കപ്പെടുന്നതിനാല്‍ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ നമുക്ക് ഒരിക്കലും കാണാന്‍ കഴിയുകയില്ല. സമീപ വസ്തുക്കളിന്മേല്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന അവയുടെ പ്രഭാവത്താലോ സമീപത്തെത്തുന്ന വികിരണങ്ങള്‍ക്കു സംഭവിക്കുന്ന മാറ്റങ്ങളാലോ മാത്രമാണ് ഇവയുടെ സാന്നിധ്യം നാം മനസ്സിലാക്കുന്നത്. ഇക്കാരണത്താല്‍ ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളിലെ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പഠനവിധേയമാക്കാറുണ്ട്. | തമോഗര്‍ത്തത്തില്‍ നിന്ന് പ്രകാശത്തിനുപോലും പുറത്തു കട ക്കാന്‍ കഴിയുന്നില്ല; പ്രത്യുത അതിശക്തമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ത്തിനു വിധേയമായി അവ തിരിച്ചു പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. പ്രകാശമോ മറ്റ് ഊര്‍ജരൂപങ്ങളോ ദ്രവ്യമോ എല്ലാംതന്നെ ഇങ്ങനെ സ്ഥിരമായി പിടിച്ചെടുക്കപ്പെടുന്നതിനാല്‍ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ നമുക്ക് ഒരിക്കലും കാണാന്‍ കഴിയുകയില്ല. സമീപ വസ്തുക്കളിന്മേല്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന അവയുടെ പ്രഭാവത്താലോ സമീപത്തെത്തുന്ന വികിരണങ്ങള്‍ക്കു സംഭവിക്കുന്ന മാറ്റങ്ങളാലോ മാത്രമാണ് ഇവയുടെ സാന്നിധ്യം നാം മനസ്സിലാക്കുന്നത്. ഇക്കാരണത്താല്‍ ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളിലെ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പഠനവിധേയമാക്കാറുണ്ട്. | ||
| - | ആധുനിക കണ്ടെത്തലുകള്‍. 1970-കളില്‍ തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ ആവിഷ്കര്‍ത്താക്കളുടെ മുന്‍പന്തിയില്‍നിന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ്. 1975-ല്‍ ഇദ്ദേഹം രൂപം നല്കിയ തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിന് ആഗോളഖ്യാതി ലഭിച്ചെങ്കിലും 2004 ജൂലായില്‍ പ്രസ്തുത സിദ്ധാന്തത്തെ ഇദ്ദേഹം സ്വയം നിരാകരിച്ചത് ശാസ്ത്രലോകത്ത് വന്‍ വാര്‍ത്ത സൃഷ്ടിച്ചു. തമോഗര്‍ത്തങ്ങളിലകപ്പെട്ട യാതൊന്നില്‍നിന്നും ഒരു വിവരവും ( | + | '''ആധുനിക കണ്ടെത്തലുകള്‍.''' 1970-കളില്‍ തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ ആവിഷ്കര്‍ത്താക്കളുടെ മുന്‍പന്തിയില്‍നിന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ്. 1975-ല്‍ ഇദ്ദേഹം രൂപം നല്കിയ തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിന് ആഗോളഖ്യാതി ലഭിച്ചെങ്കിലും 2004 ജൂലായില്‍ പ്രസ്തുത സിദ്ധാന്തത്തെ ഇദ്ദേഹം സ്വയം നിരാകരിച്ചത് ശാസ്ത്രലോകത്ത് വന്‍ വാര്‍ത്ത സൃഷ്ടിച്ചു. തമോഗര്‍ത്തങ്ങളിലകപ്പെട്ട യാതൊന്നില്‍നിന്നും ഒരു വിവരവും (information) പിന്നീട് പുറത്തുവരില്ല എന്നതായിരുന്നു ഹോക്കിങ് ആദ്യം അവതരിപ്പിച്ച ആശയം. ഇതിനെ പസദേനയിലെ കാലിഫോര്‍ണിയ ഇന്‍സ്റ്റിറ്റ്യൂട്ട് ഒഫ് ടെക്നോളജിയില്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോണ്‍ പ്രെസ്കില്‍ ചോദ്യം ചെയ്തിരുന്നു. വര്‍ഷങ്ങള്‍ നീണ്ടുനിന്ന ഗവേഷണങ്ങളിലൂടെ ക്വാണ്ടം സിദ്ധാന്തത്തേയും പൊതു ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തത്തേയും സംയോജിപ്പിച്ചുകൊണ്ട് ക്വാണ്ടം ഗുരുത്വ സിദ്ധാന്തം (quantum gravity) എന്ന പുതിയൊരു സിദ്ധാന്തത്തിന് ഹോക്കിങ് രൂപം നല്കി. ഇതിനുവേണ്ടി 'യൂക്ളീഡിയന്‍ പാത് ഇന്റഗ്രല്‍' എന്ന അതിസങ്കീര്‍ണ ഗണിതീയ മാതൃകയാണ് ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയത്. തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ സാവധാനത്തില്‍ സ്പേയ്സിലേക്ക് കണങ്ങളെ നഷ്ടപ്പെടുത്തിക്കൊണ്ട് ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുകയാണ് എന്ന പുതിയ കണ്ടെത്തലിലാണ് ഹോക്കിങ് എത്തിച്ചേര്‍ന്നത്. ത്വരണവിധേയമാകുന്ന (accelerated) പ്രസ്തുത കണങ്ങള്‍ ഊര്‍ജപായ്ക്കറ്റുകള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നു (Hawking radiation). തമോഗര്‍ത്തം ക്രമേണ ചുരുങ്ങിച്ചുരുങ്ങി ഏറ്റവും ഞെരുങ്ങിയ അവസ്ഥയിലെത്തുന്നു. സാന്ദ്രതയുടെ ഉച്ചതമമായ ഈ നിര്‍ണായകഘട്ടം വികിരണപ്രവാഹത്തിന്റെ വര്‍ധിച്ച അളവിലുള്ള ഒരു കുത്തൊഴുക്കിനു വഴിതെളിക്കുന്നു. ഒപ്പം, ഒരിക്കല്‍ അകത്തേക്കു പിടിച്ചെടുക്കപ്പെട്ട 'വിവരങ്ങളും' പുറത്തുവരുന്നു. ഇതാണ് പുതിയ കണ്ടെത്തലിലൂടെ ഹോക്കിങ് നല്കുന്ന വിശദീകരണം. |
തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിലൂണ്ടാകുന്ന പരിവര്‍ത്തനങ്ങളെ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രം വിസ്മയത്തോടെ വീക്ഷിക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും ഹോക്കിങ്ങിന്റെ പുതിയ കണ്ടെത്തലുകളെ ശാസ്ത്രലോകം പൂര്‍ണരൂപേണ അംഗീകരിച്ചുകഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. | തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിലൂണ്ടാകുന്ന പരിവര്‍ത്തനങ്ങളെ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രം വിസ്മയത്തോടെ വീക്ഷിക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും ഹോക്കിങ്ങിന്റെ പുതിയ കണ്ടെത്തലുകളെ ശാസ്ത്രലോകം പൂര്‍ണരൂപേണ അംഗീകരിച്ചുകഴിഞ്ഞിട്ടില്ല. | ||
Current revision as of 06:21, 23 ജൂണ്‍ 2008
തമോഗര്‍ത്തം
Black hole
ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രപ്രകാരം നക്ഷത്രപരിണാമദശയുടെ സൈദ്ധാന്തികമായി പ്രവചിക്കപ്പെട്ടിരിക്കുന്ന അന്ത്യഘട്ടം. ഭീമമായ (massive) നക്ഷത്രത്തിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ തകര്‍ച്ചയുടെ (gravitational collapse) അന്തിമഘട്ടം തമോഗര്‍ത്തമായിട്ടാണ്. തമോഗര്‍ത്ത മേഖലയില്‍ നിന്ന് ദ്രവ്യത്തിനോ ഏതെങ്കിലും വികിരണത്തിനോ പുറത്തുകടക്കാന്‍ കഴിയുകയില്ല. (ഈ സിദ്ധാന്തം 2004-ല്‍ വിവാദഗ്രസ്തമായി.) ഇവിടത്തെ പലായന പ്രവേഗം (escape velocity) പ്രകാശവേഗത്തേക്കാള്‍ കൂടുതലാണ്. പ്രകാശത്തെ ഉള്‍പ്പെടെ സര്‍വതിനേയും വിഴുങ്ങുന്ന സ്പേയ്സിലെ ഇത്തരം മേഖലകളാണ് തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ എന്നറിയപ്പെടുന്നത്.
സ്വന്തം ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തിനു വിധേയമായി ഞെരുങ്ങി ചുരുങ്ങാതിരിക്കാന്‍ നക്ഷത്രത്തെ സഹായിക്കുന്നത് അതിന്റെ വാതകമര്‍ദം കൊണ്ടുള്ള വികസനബലം (expansive force) ആണ്. നക്ഷത്രാന്തര ഊര്‍ജത്തിന്റെ സ്രോതസ്സായ ആണവ ഊര്‍ജത്തിന്റെ (nuclear energy) ക്ഷയത്തോടെ അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തകര്‍ച്ച ആരംഭിക്കുന്നതായി കരുതാം. ഈ ദശയില്‍ വികസനബലം ഉത്പാദിപ്പിക്കാനുള്ള കഴിവ് നക്ഷത്രത്തിനു നഷ്ടപ്പെടുന്നു. വ്യാപ്തം കുറയുകയും സാന്ദ്രത വര്‍ധിക്കുകയും ചെയ്യുന്നതോടൊപ്പം ദ്രവ്യമാനത്തിനനുസരിച്ച് അവയ്ക്ക് രൂപമാറ്റങ്ങളും സംഭവിക്കുന്നു. കുറഞ്ഞ ദ്രവ്യമാനത്തോടുകൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ വെള്ളക്കുള്ളന്‍ (white dwarf), സൂപ്പര്‍നോവ (അധിനവതാര), ന്യൂട്രോണ്‍ നക്ഷത്രം എന്നിവയില്‍ ഏതെങ്കിലുമൊന്നായി മാറുന്നു. എന്നാല്‍ ഭീമമായ ദ്രവ്യമാനത്തോടുകൂടിയ നക്ഷത്രങ്ങള്‍ ഇത്തരമൊരു സംരൂപണത്തില്‍ (configuration) എത്തി പരിണാമം പൂര്‍ത്തിയാക്കുന്നില്ല. ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തകര്‍ച്ചയിലൂടെ നക്ഷത്രം അത്യന്തം ചെറുതാകുന്നതിനെ തടയാന്‍ ഒന്നിനും കഴിയുന്നുമില്ല. ഐന്‍സ്റ്റൈന്റെ പൊതു ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തം ഇവിടെ പ്രസക്തി കൈവരിക്കുന്നു. ഇതുപ്രകാരം ദ്രവ്യത്തിനു സമീപത്തുള്ള സ്പേയ്സ് വക്രഗതി പ്രാപിക്കുന്നു. ദ്രവ്യത്തിന്റെ സാന്ദ്രത കൂടുന്നതനുസരിച്ച് വക്രതയുടെ അളവും കൂടും. ഒരു നിശ്ചിത വലുപ്പത്തിനു താഴെ ചുരുങ്ങല്‍ സംഭവിക്കുമ്പോള്‍ സ്പേയ്സിലെ ഈ ഉച്ചവക്രതയ്ക്ക് (eatreme curvature) ചുറ്റുപാടുമായുള്ള സമ്പര്‍ക്കം നഷ്ടപ്പെടുന്നു. നക്ഷത്രത്തിന്റെ ദ്രവ്യമാനമാണ് അതിന്റെ ചുരുങ്ങലിനെ നിര്‍ണയിക്കുന്ന ഘടകം. തുടര്‍ന്ന് നക്ഷത്രം തമോഗര്‍ത്തമായി മാറുന്നു.
വിവിധയിനം തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍. തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ താരകീയം, മൗലികം, അതിസ്ഥൂലം എന്നിങ്ങനെ മൂന്ന് വിഭാഗങ്ങളിലായി ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ വര്‍ഗീകരിച്ചിട്ടുണ്ട്.
1. താരകീയ തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (stellar black holes). ഏതെങ്കിലും ഒരു നക്ഷത്രമോ നക്ഷത്രക്കൂട്ടമോ ഇതര വസ്തുക്കളോ തകര്‍ന്നടിഞ്ഞ ശൂന്യാകാശമേഖല. അവശിഷ്ട കാമ്പിന് സൗരപിണ്ഡത്തിന്റെ 2.3 മടങ്ങിലേറെ ദ്രവ്യമാനമുള്ള നക്ഷത്രങ്ങള്‍ അവയുടെ താപീയ ആണവ (thermonuclear) ജീവിതത്തിന്റെ അന്ത്യത്തിലെത്തുമ്പോള്‍ സംഭവിക്കുന്നതാണിത്. ഈയിനം നക്ഷത്രം ഒരു ക്രാന്തിക വലുപ്പത്തിലേക്ക് തകരുകയും ഇലക്ട്രോണ്‍, ന്യൂട്രോണ്‍, ഡീജനറസി മര്‍ദങ്ങളെ അതിജീവിക്കുകയും അതിന്റെ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണം മറ്റെല്ലാ ബലങ്ങളേയും മറികടക്കുകയും ചെയ്യുന്നു.
2. മൗലിക(ആദ്യ)തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Primordial black holes). മഹാവിസ്ഫോടന (ആശിഴ യമിഴ) സമയത്ത് ഉരുത്തിരിഞ്ഞ വയായി കരുതുന്ന തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍. സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ് എന്ന ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് ഈ ആശയത്തിന്റെ ആവിഷ്കര്‍ത്താവ്. മഹാവിസ്ഫോടനവേളയില്‍ അത്യധികമായി ഞെരുക്കപ്പെട്ട മേഖലകള്‍ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണത്തകര്‍ച്ചയ്ക്കു വിധേയമായതു മൂലം ഉത്ഭൂതമായവയാണിവ. നക്ഷത്രങ്ങളുടെ ആദ്യ ദ്രവ്യമാനം ഭൂമിയോളമോ അതിലും ചെറുതോ ആയി താരതമ്യപ്പെടുത്തിയാല്‍ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളായി മാറുമ്പോള്‍ അവയുടെ വ്യാസാര്‍ധം ഒരു സെ.മീറ്ററോ അതിലും താഴെയോ ആയി മാറും. ഇത്തരം ചെറു തമോഗര്‍ത്തങ്ങളില്‍ ക്വാണ്ടം പ്രഭാവങ്ങള്‍ക്ക് വലിയ പ്രസക്തിയുണ്ട്. വികിരണങ്ങള്‍ 'ടണല്‍ ഔട്ട്' ചെയ്യുന്നതിനാല്‍ ഇവ തീര്‍ത്തും കറുപ്പല്ല. ഇത്തരം വികിരണങ്ങളെ ഹോക്കിങ് വികിരണം എന്നു വിളിക്കാറുണ്ട്. ഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ ബാഷ്പീകരണത്തിനുതന്നെ ഇവ വഴിയൊരുക്കാം. അതിനാല്‍ മൗലിക തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ വളരെ ചൂടുള്ളവയാകാം. പുറമേനിന്ന് അവ ശ്വേതഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (white holes) ആയി കാണപ്പെടുകയും ചെയ്യാം.
3. അതിസ്ഥൂല തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ (Supermassive black holes). സക്രിയ ഗാലക്തിക ന്യൂക്ളിയസ്സുകളുടെ കേന്ദ്രത്തില്‍ സ്ഥിതി ചെയ്യുന്നവയും സൌരപിണ്ഡത്തിന്റെ നൂറു ദശലക്ഷം മടങ്ങോളം ദ്രവ്യമാനമുള്ളവയുമാണിവ. ക്വാസാറുകള്‍ ഇതിനുദാഹരണമാണ്. ക്ഷീരപഥം (Milky way) പോലുള്ള സാധാരണ ഗാലക്സികളുടെ കേന്ദ്രങ്ങളിലും ഇത്തരം തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുണ്ടാകാം.
തമോഗര്‍ത്തങ്ങളുടെ ആയുര്‍ദൈര്‍ഘ്യം അവയുടെ ദ്രവ്യമാന ത്തിന്റെ മൂന്നാം ഘാതത്തിന് (power) ആനുപാതികമായിരിക്കും. എന്നാല്‍ പല മൗലിക തമോഗര്‍ത്തങ്ങളും ഈ സമയാന്തരത്തിനുള്ളില്‍ ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെട്ടിരിക്കും.
തമോഗര്‍ത്തത്തില്‍ നിന്ന് പ്രകാശത്തിനുപോലും പുറത്തു കട ക്കാന്‍ കഴിയുന്നില്ല; പ്രത്യുത അതിശക്തമായ ഗുരുത്വാകര്‍ഷണ ത്തിനു വിധേയമായി അവ തിരിച്ചു പോവുകയും ചെയ്യുന്നു. പ്രകാശമോ മറ്റ് ഊര്‍ജരൂപങ്ങളോ ദ്രവ്യമോ എല്ലാംതന്നെ ഇങ്ങനെ സ്ഥിരമായി പിടിച്ചെടുക്കപ്പെടുന്നതിനാല്‍ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ നമുക്ക് ഒരിക്കലും കാണാന്‍ കഴിയുകയില്ല. സമീപ വസ്തുക്കളിന്മേല്‍ അനുഭവപ്പെടുന്ന അവയുടെ പ്രഭാവത്താലോ സമീപത്തെത്തുന്ന വികിരണങ്ങള്‍ക്കു സംഭവിക്കുന്ന മാറ്റങ്ങളാലോ മാത്രമാണ് ഇവയുടെ സാന്നിധ്യം നാം മനസ്സിലാക്കുന്നത്. ഇക്കാരണത്താല്‍ ബൈനറി നക്ഷത്രങ്ങളിലെ തമോഗര്‍ത്തങ്ങളെ ജ്യോതിശ്ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പഠനവിധേയമാക്കാറുണ്ട്.
ആധുനിക കണ്ടെത്തലുകള്‍. 1970-കളില്‍ തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിന്റെ ആവിഷ്കര്‍ത്താക്കളുടെ മുന്‍പന്തിയില്‍നിന്ന ശാസ്ത്രജ്ഞനാണ് സ്റ്റീഫന്‍ ഹോക്കിങ്. 1975-ല്‍ ഇദ്ദേഹം രൂപം നല്കിയ തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിന് ആഗോളഖ്യാതി ലഭിച്ചെങ്കിലും 2004 ജൂലായില്‍ പ്രസ്തുത സിദ്ധാന്തത്തെ ഇദ്ദേഹം സ്വയം നിരാകരിച്ചത് ശാസ്ത്രലോകത്ത് വന്‍ വാര്‍ത്ത സൃഷ്ടിച്ചു. തമോഗര്‍ത്തങ്ങളിലകപ്പെട്ട യാതൊന്നില്‍നിന്നും ഒരു വിവരവും (information) പിന്നീട് പുറത്തുവരില്ല എന്നതായിരുന്നു ഹോക്കിങ് ആദ്യം അവതരിപ്പിച്ച ആശയം. ഇതിനെ പസദേനയിലെ കാലിഫോര്‍ണിയ ഇന്‍സ്റ്റിറ്റ്യൂട്ട് ഒഫ് ടെക്നോളജിയില്‍ ശാസ്ത്രജ്ഞനായ ജോണ്‍ പ്രെസ്കില്‍ ചോദ്യം ചെയ്തിരുന്നു. വര്‍ഷങ്ങള്‍ നീണ്ടുനിന്ന ഗവേഷണങ്ങളിലൂടെ ക്വാണ്ടം സിദ്ധാന്തത്തേയും പൊതു ആപേക്ഷികതാസിദ്ധാന്തത്തേയും സംയോജിപ്പിച്ചുകൊണ്ട് ക്വാണ്ടം ഗുരുത്വ സിദ്ധാന്തം (quantum gravity) എന്ന പുതിയൊരു സിദ്ധാന്തത്തിന് ഹോക്കിങ് രൂപം നല്കി. ഇതിനുവേണ്ടി 'യൂക്ളീഡിയന്‍ പാത് ഇന്റഗ്രല്‍' എന്ന അതിസങ്കീര്‍ണ ഗണിതീയ മാതൃകയാണ് ഉപയോഗപ്പെടുത്തിയത്. തമോഗര്‍ത്തങ്ങള്‍ സാവധാനത്തില്‍ സ്പേയ്സിലേക്ക് കണങ്ങളെ നഷ്ടപ്പെടുത്തിക്കൊണ്ട് ബാഷ്പീകരിക്കപ്പെടുകയാണ് എന്ന പുതിയ കണ്ടെത്തലിലാണ് ഹോക്കിങ് എത്തിച്ചേര്‍ന്നത്. ത്വരണവിധേയമാകുന്ന (accelerated) പ്രസ്തുത കണങ്ങള്‍ ഊര്‍ജപായ്ക്കറ്റുകള്‍ ഉത്സര്‍ജിക്കുന്നു (Hawking radiation). തമോഗര്‍ത്തം ക്രമേണ ചുരുങ്ങിച്ചുരുങ്ങി ഏറ്റവും ഞെരുങ്ങിയ അവസ്ഥയിലെത്തുന്നു. സാന്ദ്രതയുടെ ഉച്ചതമമായ ഈ നിര്‍ണായകഘട്ടം വികിരണപ്രവാഹത്തിന്റെ വര്‍ധിച്ച അളവിലുള്ള ഒരു കുത്തൊഴുക്കിനു വഴിതെളിക്കുന്നു. ഒപ്പം, ഒരിക്കല്‍ അകത്തേക്കു പിടിച്ചെടുക്കപ്പെട്ട 'വിവരങ്ങളും' പുറത്തുവരുന്നു. ഇതാണ് പുതിയ കണ്ടെത്തലിലൂടെ ഹോക്കിങ് നല്കുന്ന വിശദീകരണം.
തമോഗര്‍ത്ത സിദ്ധാന്തത്തിലൂണ്ടാകുന്ന പരിവര്‍ത്തനങ്ങളെ പ്രപഞ്ചശാസ്ത്രം വിസ്മയത്തോടെ വീക്ഷിക്കുന്നുണ്ടെങ്കിലും ഹോക്കിങ്ങിന്റെ പുതിയ കണ്ടെത്തലുകളെ ശാസ്ത്രലോകം പൂര്‍ണരൂപേണ അംഗീകരിച്ചുകഴിഞ്ഞിട്ടില്ല.
