কৃষ্ণগহ্বর-এর উৎস দেখুন

{{সূত্র উন্নতি|date=নভেম্বর ২০১৬}}
{{wikify}}

[[File:Black hole - Messier 87 crop max res.jpg|thumb|275px|[[Type-cD galaxy|অতিবৃহৎ]] [[উপবৃত্তাকার ছায়াপথ]] [[মেসিয়ে ৮৭]] এর কেন্দ্রে অবস্থিত
এবং আকাশগঙ্গার সর্ব সর্ববৃহৎ তারা Uy Squti এর তুলনায় প্রায় 2,030 গুণ বেশি ।[[অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর]]টির ভর সূর্যের ৭০০ কোটি গুণ।<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |লেখক=Oldham, L. J. |লেখক২=AugM. W. |শিরোনাম= Galaxy structure from multiple tracers - II. M87 from parsec to megaparsec scales |তারিখ=March 2016|সাময়িকী=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |খণ্ড=457 |সংখ্যা নং=1 |পাতাসমূহ= 421–439|ডিওআই=10.1093/mnras/stv2982|arxiv=1601.01323 |বিবকোড=2016MNRAS.457..421O }}
</ref> ১০ এপ্রিল ২০১৯ সালে [[ইভেন্ট হরাইজন টেলিস্কোপ]] দ্বারা প্রকাশিত প্রথম ছবিতে যা দেখা যাচ্ছে।<ref name="NYT-20190410">{{সংবাদ উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Overbye |প্রথমাংশ=Dennis |লেখক-সংযোগ=Dennis Overbye |শিরোনাম=Black Hole Picture Revealed for the First Time - Astronomers at last have captured an image of the darkest entities in the cosmos - Comments |ইউআরএল=http://www.nytimes.com/2019/04/10/science/black-hole-picture.html?comments#permid=31473598 |তারিখ=10 April 2019 |কর্ম=[[The New York Times]] |সংগ্রহের-তারিখ=10 April 2019 }}</ref><ref name="APJL-20190410">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |লেখক=[[Event Horizon Telescope|The Event Horizon Telescope Collaboration]] |শিরোনাম=First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole |ইউআরএল=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0ec7 |তারিখ=10 April 2019 |সাময়িকী=[[The Astrophysical Journal Letters]] |খণ্ড=87 |নম্বর=1 |সংগ্রহের-তারিখ=10 April 2019 }}</ref> ছবিতে কৃষ্ণগহ্বরটির অর্ধচন্দ্রাকার নিঃসরণ বলয় এবং কেন্দ্রীয় ছায়া দেখা যাচ্ছে, যা এর [[ঘটনা দিগন্ত]]ের যথাক্রমে  ফোটন বলয় এবং বন্দী ফোটন বিশিষ্ট অঞ্চলের মহাকর্ষীয়ভাবে বিবর্ধিত দৃশ্য। কৃষ্ণগহ্বরের ঘূর্ণনের ফলে এই অর্ধচন্দ্রের মত আকার সৃষ্টি হয়; এবং এই কেন্দ্রীয় ছায়ার ব্যাস ঘটনা দিগন্তের ২.৬ গুণ।<ref name="APJL-20190410" />]]
[[চিত্র:Black hole lensing web.gif|right|frame|alt=Schwarzschild black hole|মহাকর্ষীয় লেন্স প্রভাবের অনুকরণ ([[:File:BlackHole Lensing.gif|বৃহত্তর চলচ্চিত্র]])]]
'''কৃষ্ণগহ্বর''' বা '''কৃষ্ণ বিবর''' ('''ব্ল্যাক হোল''' নামেও পরিচিত) মহাবিশ্বের অস্তিত্ব ও প্রকৃতি বিষয়ক একটি বহুল প্রচলিত ধারণা।<ref>{{harvnb|Wald|1984|pp=299–300}}</ref> এই ধারণা অনুযায়ী কৃষ্ণগহ্বর মহাবিশ্বের এমন একটি বস্তু যা এত ঘন সন্নিবিষ্ট বা অতি ক্ষুদ্র আয়তনে এর ভর এত বেশি যে এর [[মহাকর্ষ|মহাকর্ষীয়]] শক্তি কোন কিছুকেই তার ভিতর থেকে বের হতে দেয় না, এমনকি [[তড়িৎচুম্বকীয় বিকিরণ|তড়িৎচুম্বকীয় বিকিরণকেও]] (যেমন: আলো) নয়। প্রকৃতপক্ষে এই স্থানে সাধারণ মহাকর্ষীয় বলের মান এত বেশি হয়ে যায় যে এটি মহাবিশ্বের অন্য সকল বলকে অতিক্রম করে। ফলে এ থেকে কোন কিছুই পালাতে পারে না। অষ্টাদশ শতাব্দীতে প্রথম তৎকালীন মহাকর্ষের ধারণার ভিত্তিতে কৃষ্ণগহ্বরের অস্তিত্বের বিষয়টি উত্থাপিত হয়।<ref name="wald 1997">{{cite arXiv |last=Wald |first=R. M. |author-link=Robert Wald |title=Gravitational Collapse and Cosmic Censorship |date=1997 |eprint=gr-qc/9710068 |class=gr-qc}}</ref><ref name="NYT-20150607">{{সংবাদ উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Overbye |প্রথমাংশ=Dennis |লেখক-সংযোগ=Dennis Overbye |শিরোনাম=Black Hole Hunters |ইউআরএল=http://www.nytimes.com/2015/06/09/science/black-hole-event-horizon-telescope.html |তারিখ=8 June 2015 |কর্ম=[[NASA]] |সংগ্রহের-তারিখ=8 June 2015 }}</ref>

[[সাধারণ আপেক্ষিকতা]]র তত্ত্ব অনুসারে, কৃষ্ণগহ্বর মহাকাশের এমন একটি বিশেষ স্থান যেখান থেকে কোন কিছু, এমনকি আলো পর্যন্ত বের হয়ে আসতে পারে না। এটা তৈরি হয় খুবই বেশি পরিমাণ ঘনত্ব বিশিষ্ট ভর থেকে। কোন অল্প স্থানে খুব বেশি পরিমাণ ভর একত্র হলে সেটা আর স্বাভাবিক অবস্থায় থাকতে পারে না। আমরা মহাবিশ্বকে  একটি সমতল পৃষ্ঠে কল্পনা করি। মহাবিশ্বকে চিন্তা করুন একটি বিশাল কাপড়ের টুকরো হিসেবে এবং তারপর যদি আপনি কাপড়ের উপর কোন কোন স্থানে কিছু ভারী বস্তু রাখেন তাহলে কি দেখবেন? যেইসব স্থানে ভারি বস্তু রয়েছে সেইসব স্থানের কাপড় একটু নিচু হয়ে গিয়েছে। এই একই বাপারটি ঘটে মহাবিশ্বের ক্ষেত্রে। যেসব স্থানে ভর অচিন্তনিয় পরিমাণ বেশি সেইসব স্থানে গর্ত হয়ে আছে। এই অসামাণ্য ভর এক স্থানে কুন্ডলিত হয়ে [[স্থান-কাল]] বক্রতার সৃষ্টি করে। প্রতিটি গালাক্সির স্থানে স্থানে কম-বেশি কৃষ্ণগহ্বরের অস্তিতের কথা জানা যায়। সাধারণত বেশীরভাগ গ্যালাক্সিই তার মধ্যস্থ কৃষ্ণগহ্বরকে কেন্দ্র করে ঘূর্ণয়মান।

কৃষ্ণগহ্বর শব্দের অর্থ কালো গর্ত। একে এই নামকরণ করার পেছনে কারণ হল এটি এর নিজের দিকে আসা সকল আলোক রশ্মিকে শুষে নেয়। কৃষ্ণগহ্বর থেকে কোন আলোক বিন্দুই ফিরে আসতে পারে না ঠিক থার্মোডায়নামিক্সের কৃষ্ণ বস্তুর মতো।

অনেকদিন পর্যন্ত কৃষ্ণগহ্বরের কোন প্রত্যক্ষ দর্শন পাওয়া গিয়েছিল না, কারণ এ থেকে আলো বিচ্ছুরিত হতে পারে না যেকারণে একে দেখা সম্ভব নয়, কিন্ত এর উপস্থিতির প্রমাণ আমরা পরোক্ষভাবে পেয়েছিলাম। কৃষ্ণগহ্বরের অস্তিতের প্রমাণ কোন স্থানের তারা নক্ষত্রের গতি এবং দিক দেখে পাওয়া যায়। মহাকাশবিদগণ ১৬ বছর ধরে আশে-পাশের তারামন্ডলীর গতি-বিধি পর্যবেক্ষণ করে গত ২০০৮ সালে প্রমাণ পেয়েছেন অতিমাত্রার ভর বিশিষ্ট একটি কৃষ্ণগহ্বরের যার ভর আমাদের সূর্য থেকে ৪ মিলিয়ন গুন বেশি এবং এটি আমাদের আকাশগঙ্গার মাঝখানে অবস্থিত।

১১ ফেব্রুয়ারি ২০১৬ সালে [[LIGO|লাইগো]] সংগঠন [[মহাকর্ষীয় তরঙ্গ]]ের [[first observation of gravitational waves|প্রথম প্রত্যক্ষ সনাক্তকরণ]]ের ঘোষণা দেয়, যা ছিল দুটি [[কৃষ্ণগহ্বরের একত্রীভবন]]ের প্রথম পর্যবেক্ষণ।<ref name="PRL-20160211" /> ডিসেম্বর ২০১৮ পর্যন্ত ১১ টি [[List of gravitational wave observations|মহাকর্ষীয় তারঙ্গিক ঘটনা]] পর্যবেক্ষিত হয়েছে যার মাঝে ১০ টি ঘটনা কৃষ্ণগহ্বরের একত্রীভবনের ফলে এবং ১ টি ঘটনা দ্বৈত [[নিউট্রন তারা একত্রীভবন]]ের ফলে সৃষ্ট।<ref name=2018Dec>[https://www.forbes.com/sites/startswithabang/2018/12/04/five-surprising-truths-about-black-holes-from-ligo/ Ethan Siegel (4 December 2018) Five Surprising Truths About Black Holes From LIGO]</ref><ref name="ligo list">{{ওয়েব উদ্ধৃতি|শিরোনাম=Detection of gravitational waves|ইউআরএল=https://www.ligo.org/detections.php|প্রকাশক=[[LIGO]]|সংগ্রহের-তারিখ=9 April 2018}}</ref> ২০১৭ সালে [[ইভেন্ট হরাইজন টেলিস্কোপ]] দ্বারা [[মেসিয়ে ৮৭]] ছায়াপথের [[ছায়াপথ কেন্দ্র|কেন্দ্রে]] অবস্থিত [[অতিভারী কৃষ্ণগহ্বর]]ের পর্যবেক্ষণের পর, দীর্ঘ বিশ্লেষণ শেষে ১০ এপ্রিল ২০১৯ সালে প্রথমবারের মত একটি কৃষ্ণবিবর ও তার পার্শ্ববর্তী অঞ্চলের প্রত্যক্ষ চিত্র প্রকাশিত হয়।<ref name="APJL-20190410"/> uy

== কৃষ্ণগহ্বর গবেষণার ইতিহাস ==
{{মূল|কৃষ্ণগহ্বর গবেষণার ইতিহাস}}
[[চিত্র:Black hole details in bengali version..png|thumb|একটি অ-ঘূর্ণন কৃষ্ণগহ্বরের সাধারণ চিত্রণ।]]

বিপুল পরিমাণ [[ভর]] বিশিষ্ট কোন বস্তু, যার [[মহাকর্ষ|মহাকর্ষের]] প্রভাবে [[আলোক তরঙ্গ]] পর্যন্ত পালাতে পারে না- এ ধারণা সর্বপ্রথম প্রদান করেন ভূতত্ত্ববিদ জন মিচেল (John Michell)। তার লেখা একটি চিঠিতে ১৭৮৩ সালে তিনি [[রয়েল সোসাইটি|রয়েল সোসাইটির]] সদস্য এবং বিজ্ঞানী [[হেনরি ক্যাভেন্ডিস|হেনরি ক্যাভেন্ডিসকে]] (Henry Cavendish) এ সম্পর্কে জানান।
[[১৭৯৬]] সালে গণিতবিদ পিয়েরে সিমন ল্যাপলেস একই মতবাদ প্রদান করেন তার Exposition du système du Monde বইয়ের প্রথম ও দ্বিতীয় সংস্করণে। কিন্তু পরবর্তী সংস্করণগুলোতে এ সম্পর্কিত ধারণা রাখা হয় নি। কৃষ্ণগহ্বর সম্পর্কিত এ ধরনের মতামত ঊনবিংশ শতাব্দিতে প্রকটভাবে উপেক্ষিত হয়। কারণ [[আলো|আলোর]] মতো ভরহীন [[তরঙ্গ]] কীভাবে [[মহাকর্ষ|মাধ্যাকর্ষণ শক্তি]] দ্বারা প্রভাবিত হতে পারে সেটা বোধগম্য ছিল না।

মিশেলের সরলীকৃত গণনা অনুমান করে যে এই ধরনের একটি দেহের সূর্যের সমান ঘনত্ব থাকতে পারে এবং এই সিদ্ধান্তে উপনীত হয় যে যখন একটি নক্ষত্রের ব্যাস সূর্যের ব্যাস ৫০০ ফ্যাক্টর দ্বারা অতিক্রম করে এবং এর পৃষ্ঠের [[মুক্তিবেগ|পালানোর বেগ]] আলোর স্বাভাবিক গতিকে অতিক্রম করে তখন এটি তৈরি হবে।মিশেল এই দেহগুলিকে অন্ধকার তারা হিসাবে উল্লেখ করেছেন।<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |লেখক-সংযোগ= Simon Schaffer |প্রথমাংশ= Simon |শেষাংশ= Schaffer |শিরোনাম= John Michell and black holes |ইউআরএল= http://jha.sagepub.com/content/10/1/42.extract |সাময়িকী= Journal for the History of Astronomy |খণ্ড= 10 |পাতাসমূহ= 42–43 |তারিখ= 1979 |ডিওআই= 10.1177/002182867901000104 |বিবকোড= 1979JHA....10...42S |s2cid= 123958527 |সংগ্রহের-তারিখ= 27 August 2021 |আর্কাইভের-তারিখ= 22 May 2020 |আর্কাইভের-ইউআরএল= https://web.archive.org/web/20200522223131/http://jha.sagepub.com/content/10/1/42.extract/ |ইউআরএল-অবস্থা= dead }}</ref> তিনি সঠিকভাবে উল্লেখ করেছেন যে এই ধরনের অতি উচ্চ ভরের কিন্তু অ-বিকিরণকারী দেহগুলি কাছাকাছি দৃশ্যমান দেহগুলিতে তাদের মহাকর্ষীয় প্রভাবের মাধ্যমে সনাক্তযোগ্য হতে পারে।<ref name="origin">{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Montgomery|প্রথমাংশ১=Colin|শেষাংশ২=Orchiston|প্রথমাংশ২=Wayne|শেষাংশ৩=Whittingham|প্রথমাংশ৩=Ian|বছর=2009|শিরোনাম=Michell, Laplace and the origin of the black hole concept|সাময়িকী=Journal of Astronomical History and Heritage|খণ্ড=12|সংখ্যা নং=2|পাতাসমূহ=90–96|ডিওআই=10.3724/SP.J.1440-2807.2009.02.01 |বিবকোড=2009JAHH...12...90M|s2cid=55890996 |ইউআরএল=https://researchonline.jcu.edu.au/9892/1/Microsoft_Word_-_Paper__Black_Hole_Concept_Final_.pdf }}</ref><ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি |শেষাংশ=Michell |প্রথমাংশ=J. |author-link1=John Michell |তারিখ=1784 |শিরোনাম=On the Means of Discovering the Distance, Magnitude, &c. of the Fixed Stars, in Consequence of the Diminution of the Velocity of Their Light, in Case Such a Diminution Should be Found to Take Place in any of Them, and Such Other Data Should be Procured from Observations, as Would be Farther Necessary for That Purpose |সাময়িকী=[[Philosophical Transactions of the Royal Society]] |খণ্ড=74 |পাতাসমূহ=35–57 |বিবকোড=1784RSPT...74...35M |ডিওআই=10.1098/rstl.1784.0008|jstor=106576|doi-access=free}}</ref><ref name=thorne_123_124>{{harvnb|Thorne|1994|pp=123–124}}</ref>  তৎকালীন পণ্ডিতরা প্রাথমিকভাবে এই প্রস্তাবে উত্তেজিত হয়েছিলেন যে বিশাল কিন্তু অদৃশ্য 'অন্ধকার তারা'গুলি সরল দৃশ্যে লুকিয়ে থাকতে পারে, কিন্তু ঊনবিংশ শতাব্দীর গোড়ার দিকে আলোর তরঙ্গময় প্রকৃতি স্পষ্ট হয়ে উঠলে উত্সাহ কমে যায়,<ref>{{বই উদ্ধৃতি |শিরোনাম=Light and Electron Microscopy |প্রথমাংশ১=Elizabeth M. |শেষাংশ১=Slayter |প্রথমাংশ২=Henry S. |শেষাংশ২=Slayter |প্রকাশক=Cambridge University Press |বছর=1992 |আইএসবিএন=978-0-521-33948-3 |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC |ইউআরএল-অবস্থা=live |আর্কাইভের-ইউআরএল=https://web.archive.org/web/20171130151044/https://books.google.com/books?id=LlePVS9oq7MC |আর্কাইভের-তারিখ=30 November 2017}}</ref>   যেন আলো একটি একটি কণার পরিবর্তে তরঙ্গ, এটি অস্পষ্ট ছিল, যদি থাকে, তাহলে আলোক তরঙ্গ থেকে বেরিয়ে আসা অভিকর্ষের প্রভাব কী হবে।

আধুনিক পদার্থবিজ্ঞান একটি সুপারম্যাসিভ নক্ষত্রের পৃষ্ঠ থেকে সরাসরি আলোক রশ্মি নির্গত হওয়ার, তারার মাধ্যাকর্ষণ দ্বারা ধীর হয়ে যাওয়া, থেমে যাওয়া এবং তারপর তারার পৃষ্ঠে অবাধ পতনের মিশেলের ধারণাকে অস্বীকার করে।<ref>{{সংবাদ উদ্ধৃতি |শেষাংশ১=Crass |প্রথমাংশ১=Institute of Astronomy – Design by D.R. Wilkins and S.J. |শিরোনাম=Light escaping from black holes |ইউআরএল=https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633 |সংগ্রহের-তারিখ=10 March 2018 |কর্ম=www.ast.cam.ac.uk |আর্কাইভের-তারিখ=6 July 2019 |আর্কাইভের-ইউআরএল=https://web.archive.org/web/20190706164013/https://www.ast.cam.ac.uk/public/ask/2633 |ইউআরএল-অবস্থা=live }}</ref>

== সাধারণ আপেক্ষিকতা ==
{{সাধারণ আপেক্ষিকতা পার্শ্বদণ্ড|expanded=আপেক্ষিকতা সম্পর্কিত বিষয়সমূহ}}
১৯১৫ সালে, [[আলবার্ট আইনস্টাইন]] [[সাধারণ আপেক্ষিকতা|তার সাধারণ আপেক্ষিকতার]] তত্ত্ব তৈরি করেছিলেন, আগে দেখিয়েছিলেন যে মাধ্যাকর্ষণ আলোর গতিকে প্রভাবিত করে। মাত্র কয়েক মাস পরে, [[কার্ল শোয়ার্জশিল্ড]] [[আইনস্টাইন ক্ষেত্র সমীকরণ|আইনস্টাইন ক্ষেত্র সমীকরণের]] একটি সমাধান খুঁজে পান, যা একটি [[বিন্দু কণা|বিন্দু ভর]] এবং একটি গোলাকার ভরের [[মহাকর্ষীয় ক্ষেত্র|মহাকর্ষীয় ক্ষেত্রকে বর্ণনা করে।]] শোয়ার্জশিল্ডের কয়েক মাস পরে, [[হেন্ড্রিক আন্টোন লোরেন্‌ৎস|হেন্ড্রিক লরেন্টজের]] একজন ছাত্র [[জোহানেস ড্রস্ট]] স্বাধীনভাবে [[বিন্দু কণা|বিন্দু ভরের]] জন্য একই সমাধান দিয়েছিলেন এবং এর বৈশিষ্ট্যগুলি সম্পর্কে আরও বিস্তৃতভাবে লিখেছেন। এই সমাধানটির একটি অদ্ভুত আচরণ ছিল যাকে এখন [[শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ]] বলা হয়, যেখানে এটি একবচনে পরিণত হয়েছে, যার অর্থ আইনস্টাইন সমীকরণের কিছু পদ অসীম হয়ে উঠেছে। এই ভূপৃষ্ঠের প্রকৃতি তখন পুরোপুরি বোঝা যায়নি। ১৯২৪ সালে, [[আর্থার স্ট্যানলি এডিংটন|আর্থার এডিংটন]] দেখিয়েছিলেন যে স্থানাঙ্কের পরিবর্তনের পরে এককতা অদৃশ্য হয়ে গেছে (দেখুন [[এডিংটন-ফিঙ্কেলস্টেইন স্থানাঙ্ক]]), যদিও [[জর্জ ল্যমেত্র্‌|জর্জেস লেমাইত্রের]] বুঝতে ১৯৩৩ সাল পর্যন্ত সময় লেগেছিল যে এর অর্থ [[শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ|শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধের]] এককতা একটি অ-ভৌতিক সমন্বয়। আর্থার এডিংটন যদিও ১৯২৬ সালের একটি বইয়ে [[শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ|শোয়ার্জচাইল্ড ব্যাসার্ধের]] সাথে সংকুচিত একটি নক্ষত্রের সম্ভাবনা সম্পর্কে মন্তব্য করেছিলেন, উল্লেখ করেছেন যে আইনস্টাইনের তত্ত্ব আমাদের বেটেলজিউসের মতো দৃশ্যমান তারার জন্য অত্যধিক বড় ঘনত্বকে বাতিল করার অনুমতি দেয় কারণ "২৫০ মিলিয়ন কিলোমিটার ব্যাসার্ধের একটি তারা হতে পারে। সূর্যের মতো এত বেশি ঘনত্ব সম্ভবত নেই।প্রথমত, মহাকর্ষ বল এত বেশি হবে যে আলো তা থেকে পালাতে অক্ষম হবে, রশ্মিগুলি পাথরের মতো তারার দিকে ফিরে আসবে।দ্বিতীয়ত, বর্ণালি রেখাগুলির লাল স্থানান্তর এতটাই দুর্দান্ত হবে যে বর্ণালীটি অস্তিত্ব থেকে সরে যাবে।তৃতীয়ত, ভর স্পেসটাইম মেট্রিকের এত বেশি বক্রতা তৈরি করবে যে মহাকাশ নক্ষত্রের চারপাশে বন্ধ হয়ে যাবে, আমাদের বাইরে (অর্থাৎ কোথাও) রেখে যাবে।"

১৯৩১ সালে, [[সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর]] বিশেষ আপেক্ষিকতা ব্যবহার করে গণনা করেছিলেন যে একটি নির্দিষ্ট সীমিত ভরের উপরে [[অবক্ষয়িত পদার্থ|ইলেকট্রন-অক্ষয় পদার্থের]] {{সৌর ভর|1.4}} (এ [[চন্দ্রশেখর সীমা]] বলা হয়) কোন স্থিতিশীল সমাধান নেই। তাঁর যুক্তিগুলির বিরোধিতা করেছিলেন তাঁর সমসাময়িক অনেক যেমন এডিংটন এবং [[ল্যেভ লান্দাউ|লেভ ল্যান্ডউ]], যারা যুক্তি দিয়েছিলেন যে কিছু এখনও অজানা প্রক্রিয়া পতন বন্ধ করবে। তারা আংশিকভাবে সঠিক ছিল: চন্দ্রশেখরের সীমার চেয়ে সামান্য বেশি বিশাল [[শ্বেত বামন|একটি সাদা বামন]] [[নিউট্রন তারা|একটি নিউট্রন]] তারায় ভেঙে পড়বে,  যেটি নিজেই স্থিতিশীল।কিন্তু 1939 সালে, [[রবার্ট ওপেনহেইমার|রবার্ট ওপেনহাইমার]] এবং অন্যরা ভবিষ্যদ্বাণী করেছিলেন যে চন্দ্রশেখর দ্বারা উপস্থাপিত কারণগুলির জন্য নিউট্রন নক্ষত্রগুলি অন্য সীমার উপরে ([[টলম্যান-ওপেনহাইমার-ভকহফ সীমা|টলম্যান-ওপেনহাইমার-ভোলকফ সীমা]]) আরও ভেঙে পড়বে এবং এই সিদ্ধান্তে উপনীত হন যে পদার্থবিজ্ঞানের কোনও আইন হস্তক্ষেপ করার এবং অন্তত কিছু বন্ধ করার সম্ভাবনা নেই। ব্ল্যাক হোলে ধ্বসে পড়া থেকে তারা। [[পাউলির অপবর্জন নীতি|পাওলি বর্জন নীতির]] উপর ভিত্তি করে তাদের মূল গণনা {{সৌর ভর|0.7}} হিসাবে দিয়েছে&nbsp;<var>M</var> <sub>&#x2609;</sub> ; শক্তিশালী বল-মধ্যস্থ নিউট্রন-নিউট্রন বিকর্ষণের পরবর্তী বিবেচনা অনুমানটি প্রায় {{সৌর ভর|1.5}} <sub>&#x2609;</sub> থেকে {{সৌর ভর|3.0}} <sub>&#x2609;</sub> । নিউট্রন স্টার মার্জার [[জিডব্লিউ১৭০৮১৭|GW170817 এর]] পর্যবেক্ষণ, যা কিছুক্ষণ পরে একটি ব্ল্যাক হোল তৈরি করেছে বলে মনে করা হয়, TOV সীমা {{সৌর ভর|2.17}} <sub>&#x2609;</sub> ।

ওপেনহাইমার এবং তার সহ-লেখকরা শোয়ার্জচাইল্ড ব্যাসার্ধের সীমানার এককতাকে ব্যাখ্যা করেছেন যে এটি একটি বুদবুদের সীমানা যেখানে সময় থামে।এটি বহিরাগত পর্যবেক্ষকদের জন্য একটি বৈধ দৃষ্টিভঙ্গি, কিন্তু অনুপ্রাণিত পর্যবেক্ষকদের জন্য নয়।এই বৈশিষ্ট্যের কারণে, ধ্বসে পড়া নক্ষত্রকে "হিমায়িত তারা" বলা হয়, কারণ একজন বাইরের পর্যবেক্ষক তাৎক্ষণিকভাবে নক্ষত্রের পৃষ্ঠটি হিমায়িত দেখতে পাবেন যেখানে এটির পতন এটিকে শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধে নিয়ে যায়।

=== স্বর্ণযুগ ===
[[File:BH_LMC.png|থাম্ব|[[বড় ম্যাগেলানিক ক্লাউডের|বড় ম্যাগেলানিক মেঘের]] সামনে একটি কৃষ্ণগহ্বরের কৃত্রিম দৃশ্য।[[মহাকর্ষীয় লেন্স|মহাকর্ষীয় লেন্সিং]] প্রভাব লক্ষ্য করুন, যা মেঘের দুটি বর্ধিত কিন্তু অত্যন্ত বিকৃত দৃশ্য তৈরি করে।শীর্ষ জুড়ে, [[আকাশগঙ্গা ছায়াপথ|মিল্কিওয়ে]] ডিস্ক একটি চাপে বিকৃত দেখা যাচ্ছে।]]১৯৫৮ সালে, ডেভিড ফিঙ্কেলস্টেইন শোয়ার্জচাইল্ড পৃষ্ঠকে একটি [[ঘটনা দিগন্ত]] হিসাবে চিহ্নিত করেছিলেন, "একটি নিখুঁত একমুখী ঝিল্লি: কার্যকারণ প্রভাবগুলি এটিকে শুধুমাত্র একটি দিকে অতিক্রম করতে পারে"। এটি ওপেনহাইমারের ফলাফলের সাথে কঠোরভাবে বিরোধিতা করেনি, তবে পর্যবেক্ষকদের ক্রমবর্ধমান দৃষ্টিভঙ্গি অন্তর্ভুক্ত করার জন্য তাদের প্রসারিত করেছিল।ফিঙ্কেলস্টাইনের সমাধানটি ব্ল্যাক হোলে পর্যবেক্ষকদের ভবিষ্যতের জন্য শোয়ার্জচাইল্ড সমাধানকে প্রসারিত করেছে।মার্টিন ক্রুসকালের দ্বারা ইতিমধ্যেই একটি সম্পূর্ণ এক্সটেনশন পাওয়া গেছে, যাকে এটি প্রকাশ করার জন্য অনুরোধ করা হয়েছিল।

এই ফলাফলগুলি [[সাধারণ আপেক্ষিকতার ইতিহাস|সাধারণ আপেক্ষিকতার স্বর্ণযুগের]] শুরুতে এসেছিল, যা সাধারণ আপেক্ষিকতা দ্বারা চিহ্নিত করা হয়েছিল এবং ব্ল্যাক হোলগুলি গবেষণার মূলধারার বিষয় হয়ে উঠেছে।এই প্রক্রিয়াটি ১৯৬৭ সালে [[জসলিন বেল বার্নেল|জোসেলিন বেল বার্নেল]] [[পালসার|দ্বারা পালসার]] আবিষ্কারের দ্বারা সাহায্য করা হয়েছিল   যা, 1969 সালের মধ্যে, নিউট্রন নক্ষত্রগুলিকে দ্রুত ঘূর্ণায়মান হিসাবে দেখানো হয়েছিল। সেই সময় পর্যন্ত, ব্ল্যাক হোলের মতো নিউট্রন নক্ষত্রকে শুধু তাত্ত্বিক কৌতূহল হিসেবে গণ্য করা হতো; কিন্তু পালসারের আবিষ্কার তাদের দৈহিক প্রাসঙ্গিকতা দেখিয়েছে এবং মহাকর্ষীয় পতনের ফলে তৈরি হতে পারে এমন সব ধরনের কমপ্যাক্ট বস্তুর প্রতি আরও আগ্রহ জাগিয়েছে।{{Citation needed|date=March 2018}} <sup class="noprint Inline-Template Template-Fact" style="white-space:nowrap;">&#x5B; ''[[উইকিপিডিয়া:তথ্যসূত্র প্রয়োজন|<span title="This claim needs references to reliable sources. (March 2018)">উদ্ধৃতি প্রয়োজন</span>]]'' &#x5D;</sup>

এই সময়ের মধ্যে আরও সাধারণ ব্ল্যাক হোলের সমাধান পাওয়া গেছে।1963 সালে, রয় কের একটি ঘূর্ণায়মান ব্ল্যাক হোলের সঠিক সমাধান খুঁজে পান।দুই বছর পর, এজরা নিউম্যান একটি ব্ল্যাক হোলের জন্য অক্ষ -প্রতিসম সমাধান খুঁজে পান যা [[বৈদ্যুতিক আধান|ঘূর্ণায়মান এবং বৈদ্যুতিকভাবে চার্জযুক্ত]] । ভার্নার ইজরায়েল,  ব্র্যান্ডন কার্টার,   এবং ডেভিড রবিনসন  মাধ্যমে চুলের নো-হেয়ার উপপাদ্য আবির্ভূত হয়, এই বলে যে একটি স্থির ব্ল্যাক হোল সমাধান সম্পূর্ণরূপে কের-এর তিনটি প্যারামিটার দ্বারা বর্ণনা করা হয়েছে। নিউম্যান মেট্রিক: [[ভর]], [[কৌণিক ভরবেগ]], এবং বৈদ্যুতিক চার্জ। <ref name="HeuslerNoHair" />

প্রথমে, সন্দেহ করা হয়েছিল যে ব্ল্যাক হোল সমাধানগুলির অদ্ভুত বৈশিষ্ট্যগুলি আরোপিত প্রতিসাম্য অবস্থা থেকে প্যাথলজিকাল আর্টিফ্যাক্ট ছিল এবং এককতাগুলি সাধারণ পরিস্থিতিতে প্রদর্শিত হবে না।এই দৃষ্টিভঙ্গিটি বিশেষভাবে ভ্লাদিমির বেলিনস্কি, আইজাক খালাতনিকভ এবং ইভজেনি লিফশিটজ দ্বারা অনুষ্ঠিত হয়েছিল, যারা প্রমাণ করার চেষ্টা করেছিলেন যে জেনেরিক সমাধানগুলিতে কোনও এককতা দেখা যায় না।যাইহোক, 1960-এর দশকের শেষের দিকে [[রজার পেনরোজ]]  এবং [[স্টিভেন হকিং|স্টিফেন হকিং]] বিশ্বব্যাপী কৌশল ব্যবহার করেছিলেন প্রমাণ করার জন্য যে এককতা সাধারণভাবে প্রদর্শিত হয়। এই কাজের জন্য, পেনরোজ [[পদার্থবিজ্ঞানে নোবেল পুরস্কার|পদার্থবিজ্ঞানে 2020 সালের নোবেল পুরস্কারের]] অর্ধেক পেয়েছিলেন, হকিং 2018 সালে মারা গিয়েছিলেন। 1970 এর দশকের গোড়ার দিকে [[গ্রিনিচ মান মন্দির|গ্রিনউইচ]] এবং টরন্টোতে পর্যবেক্ষণের উপর ভিত্তি করে , সিগনাস এক্স-1, 1964 সালে আবিষ্কৃত একটি গ্যালাকটিক [[রঞ্জন রশ্মি|এক্স-রে]] উৎস, প্রথম জ্যোতির্বিজ্ঞানের বস্তু হয়ে ওঠে যা সাধারণত একটি ব্ল্যাক হোল হিসাবে গৃহীত হয়।

1970 এর দশকের গোড়ার দিকে জেমস বারডিন, [[ইয়াকব বেকেনস্তেইন|জ্যাকব বেকেনস্টাইন]], কার্টার এবং হকিং এর কাজ ব্ল্যাক হোল থার্মোডাইনামিকস গঠনের দিকে পরিচালিত করেছিল। এই আইনগুলি শক্তির সাথে ভর, [[বিশৃঙ্খলা-মাত্রা|এনট্রপির সাথে]] ক্ষেত্রফল এবং [[তাপমাত্রা|তাপমাত্রার সাথে]] পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণকে [[তাপগতিবিদ্যার সূত্র|সম্পর্কিত করে তাপগতিবিদ্যার আইনের]] সাথে ঘনিষ্ঠ সাদৃশ্যে একটি ব্ল্যাক হোলের আচরণকে বর্ণনা করে।সাদৃশ্যটি সম্পূর্ণ হয়েছিল যখন হকিং, 1974 সালে, [[কোয়ান্টাম ক্ষেত্র তত্ত্ব|কোয়ান্টাম ফিল্ড তত্ত্ব]] দেখিয়েছিলেন যে ব্ল্যাক হোলগুলিকে ব্ল্যাক হোলের পৃষ্ঠের মাধ্যাকর্ষণের সমানুপাতিক তাপমাত্রা সহ একটি [[কৃষ্ণবস্তু|ব্ল্যাক বডির]] [[হকিং বিকিরণ|মতো বিকিরণ করা উচিত, যার প্রভাব এখন হকিং বিকিরণ]] নামে পরিচিত। <ref name="Hawking1974" />

=== ব্যুৎপত্তি ===
জন মিশেল "ডার্ক স্টার" শব্দটি ব্যবহার করেছিলেন,  এবং 20 শতকের প্রথম দিকে, পদার্থবিদরা "মহাকর্ষীয়ভাবে ভেঙে পড়া বস্তু" শব্দটি ব্যবহার করেছিলেন।[[রবার্ট হেনরী|বিজ্ঞান লেখক মার্সিয়া বার্টুসিয়াক পদার্থবিজ্ঞানী রবার্ট এইচ ডিকের]] কাছে "ব্ল্যাক হোল" শব্দটি চিহ্নিত করেছেন, যিনি ১৯৬০-এর দশকের গোড়ার দিকে ঘটনাটিকে [[অন্ধকূপ হত্যা|কলকাতার অন্ধকূপের]] সাথে তুলনা করেছিলেন, যা একটি কারাগার হিসেবে কুখ্যাত, যেখানে লোকেরা প্রবেশ করেছিল কিন্তু কখনও জীবিত ছিল না।

"ব্ল্যাক হোল" শব্দটি ১৯৬৩ ''[[লাইফ (সাময়িকী)|সালে লাইফ]]'' অ্যান্ড ''সায়েন্স নিউজ'' <ref name="Bartusiak" /> এবং বিজ্ঞান সাংবাদিক অ্যান ইউইং তার নিবন্ধ {{Double single}} <span>'</span> ব্ল্যাক হোলস' ইন স্পেস" তারিখে ১৮ জানুয়ারি ১৯৬৪ তারিখে একটি প্রতিবেদনে ব্যবহার করেছিলেন। আমেরিকান অ্যাসোসিয়েশন ফর দ্য অ্যাডভান্সমেন্ট অফ সায়েন্সের একটি সভা ক্লিভল্যান্ড, ওহিওতে অনুষ্ঠিত হয়েছে।

১৯৬৭ সালের ডিসেম্বরে, [[জন আর্চিবল্ড হুইলার|জন হুইলারের]] একটি বক্তৃতায় একজন ছাত্র কথিতভাবে "ব্ল্যাক হোল" শব্দগুচ্ছ প্রস্তাব করেছিলেন;<ref name="scinewsewing" /> হুইলার তার সংক্ষিপ্ততা এবং "বিজ্ঞাপন মূল্য" এর জন্য এই শব্দটিকে গ্রহণ করেছিলেন এবং এটি দ্রুতই ধরা পড়েছিল,  শব্দগুচ্ছটি তৈরি করার জন্য কেউ কেউ হুইলারকে কৃতিত্ব দেয়।

== ঘটনা দিগন্ত ==
[[চিত্র:Black Hole Milkyway.jpg|থাম্ব|পটভূমিতে মিল্কিওয়ের সাথে ৬০০ কিলোমিটার দূর থেকে দেখা দশটি সৌর ভরের একটি কৃত্রিম ব্ল্যাক হোল (অনুভূমিক ক্যামেরা খোলার কোণ: ৯০°)।]]
[[সাধারণ আপেক্ষিকতা]] মতে, ঘটনা দিগন্ত হচ্ছে কোন একটি ঘটনার স্থান-কাল এর সীমানা যার বাইরে অবস্থিত কোন পর্যবেক্ষকের উপর এর কোন প্রভাব পড়ে না। সাধারণ কথায় একে বলা যায় "প্রত্যাবর্তনের শেষ বিন্দু" যেখানে মধ্যাকর্ষন টান এতই শক্তিশালী হয় যে, কোন কণার পক্ষে আর দূরে যাওয়া সম্ভব হয় না। ঘটনা দিগন্ত বিষয়টি মূলত কৃষ্ণগহ্বর এর সাথে সংযুক্ত। ঘটনা দিগন্তের ভেতর থেকে নিক্ষিপ্ত আলো এর বাইরের পর্যবেক্ষকের কাছে পৌঁছুতে পারে না। একইভাবে, এর বাইরে থেকে আসা কণার গতিও ধীর হয়ে যাচ্ছে বলে মনে হয় এবং তা দিগন্ত কে পুরোপুরি অতিক্রম করে না, বরং সময়ের সাথে সাথে এটির [[লোহিত সরণ]] বাড়তে থাকে। কণাটি বিরুপ প্রভাব অনুভব করে না এবং একটি সসীম মানের প্রকৃত সময়ে দিগন্ত অতিক্রম করে।

কৃষ্ণগহ্বরের আশেপাশে আরও বিশিষ্ট ধরনের কিছু দিগন্ত যেমন, পরম দিগন্ত এবং আপাত দিগন্ত দেখা যায়। এছাড়া আরও কিছু স্বতন্ত্র ধারণা থেকে প্রাপ্ত কোশি দিগন্ত এবং খুনে দিগন্ত; কাড় দ্রবণ এর [[ফোটন]] পরিমন্ডল এবং আর্গো-পরিমন্ডল; বিশ্বতত্ত্ব সংক্রান্ত কণা দিগন্ত ও মহাজাগতিক দিগন্ত; বিচ্ছিন্ন দিগন্ত এবং গতিশীল দিগন্ত কৃষ্ণবিবরের গবেষণায় গুরুত্বপূর্ণ।
বিস্ফোরণ।

== কৃষ্ণগহ্বরের গঠন == 
স্বাভাবিকভাবে কোনো একটি নক্ষত্র চুপসে গেলে কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত হয়। তবে নক্ষত্রগুলোর ভর হয় অনেক। আমাদের সবচেয়ে কাছের নক্ষত্র সূর্যের বিস্তৃতি প্রায় 1.3×10⁹km এবং এর ভর প্রায় 2×10³⁰kg এর কাছাকাছি। নক্ষত্রগুলোর অস্বাভাবিক ভরের জন্য এদের [[মহাকর্ষ|মধ্যাকর্ষণও]] অনেক। কেননা আমরা জানি [[মহাকর্ষ|মধ্যাকর্ষণের]] সাথে [[ভর|ভরের]] একটি অনন্য সম্পর্ক রয়েছে। কারণঃ

<math>F=G \frac{m_1m_2}{r^2}</math>

এটি [[নিউটনের মহাকর্ষ সূত্র|নিউটনের মধ্যাকর্ষন সূত্র]]। এখানে G এর মান ধ্রুবক। <math>G=6.673\times10^{-11}</math> যা খুব ছোট। যাই হোক, যখন আপনি <math>m_1m_2</math> তে সূর্য এবং পৃথিবীর ভর রাখবেন এবং r তাদের মধ্যবর্তী দুরত্ব হবে তখন এদের মধ্যে আকর্ষণ মান হবেঃ 3.76×10²²N ।

যখন নক্ষত্রের বাইরের তাপমাত্রার চাপে ভেতরের [[মহাকর্ষ|মধ্যাকর্ষণ]] বাড়তে থাকে, তখন সেই বলের কারণে নক্ষত্র চুপসে যেতে শুরু করে। সব ভর একটি বিন্দুতে পতিত হতে শুরু করে। এটি ধীরে ধীরে ছোট এবং অধিক ঘনত্বে আসতে শুরু করে এবং এক সময় সমস্ত ভর একটি ছোট্ট বিন্দুতে ভিড় করে যার নাম [[মহাকর্ষীয় অদ্বৈত অবস্থান|সিঙ্গুলারিটি বা মহাকর্ষীয় অদ্বৈত অবস্থান]]।

সব চুপসে পড়া নক্ষত্রই কৃষ্ণগহ্বরে পরিণত হয়না। কৃষ্ণগহ্বর হবে কিনা তা নির্ভর করে তার ভরের উপর। কৃষ্ণগহ্বর হতে হলে নক্ষত্রকে বা বস্তুকে একটি নির্দিষ্ট ব্যাসার্ধে আসতে হবে। নিচে সমীকরণটি দেওয়া হলো যার সাহায্যে আমরা নির্ণয় করতে পারি কৃষ্ণগহ্বর হতে হলে কোনো বস্তু বা নক্ষত্রের কত ব্যাসার্ধে আসা দরকারঃ

<math>R_s = \frac{2GM}{c^2}</math>

যেখানে, M বস্তু বা নক্ষত্রটির ভর। G মহাকর্ষিয় ধ্রুবক। c আলোর বেগ।

এই ব্যাসার্ধ পরিমাপের সূত্রটির মান [[শোয়ার্জশিল্ড ব্যাসার্ধ]], পদার্থবিজ্ঞানী '''[[কার্ল শোয়ার্জশিল্ড]]''' এই সূত্র আবিষ্কার করেছিলেন ১৯১৬ সালে। তার নাম অনুসারে এর নাম রাখা হয়।

== জন মিশেলের নির্ণয় করা ব্যাসার্ধ<ref>{{সাময়িকী উদ্ধৃতি|ইউআরএল=https://vixra.org/pdf/1512.0496v1.pdf|শিরোনাম=Derivation Of The Schwarzschild Radius Without General Relativity|শেষাংশ=Frino|প্রথমাংশ=R.A.|সাময়িকী=vixra.org}}</ref> ==
বিজ্ঞানী জন মিশেল নিউটনিয়ান মেকানিক্স ব্যবহার করে একটি কৃষ্ণবিবরের ব্যসার্ধ নির্ণয় করেন যা বর্তমান সময়ে প্রাপ্ত মানের সমান।

=== প্রমাণঃ ===
m ভরে চলমান কোনো কণার গতি যদি v হয় তবে কণার গতিশক্তি হবে, <math>K = \frac{1}{2} mv^2</math>

ঐ কণা যদি r পরিমাণ দূরত্ব অতিক্রম করে তবে তার দ্বারা কৃতকাজ হবে, <math>W = F \times r = G \frac{Mm}{r}</math>

শক্তির নিত্যতা অনুসারেঃ <math>K=W</math>

বা, <math>\frac{1}{2}mv^2 = G \frac{Mm}{r}</math>

বা, <math>r = \frac{2GM}{v^2}</math>

== আরও দেখুন ==

* [[সাধারণ আপেক্ষিকতা]]
* [[শ্বেত বিবর]]
* [[ক্ষুদ্রবিবর]]

== তথ্যসূত্র ==
{{সূত্র তালিকা|30em}}

==আরো পড়ুন==
===জনপ্রিয় পাঠ===
{{refbegin}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Ferguson | প্রথমাংশ১=Kitty|শিরোনাম=Black Holes in Space-Time| ইউআরএল=https://archive.org/details/blackholesinspac0000ferg |প্রকাশক=Watts Franklin|তারিখ=1991|আইএসবিএন=0-531-12524-6 |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ১=স্টিফেন |শেষাংশ১=হকিং |author1-link=স্টিফেন হকিং|শিরোনাম=[[আ ব্রিফ হিস্টরি অফ টাইম]]|প্রকাশক=Bantam Books, Inc|তারিখ=1988|আইএসবিএন=0-553-38016-8|সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি|প্রথমাংশ১=স্টিফেন |শেষাংশ১=হকিং |author1-link=স্টিফেন হকিং|প্রথমাংশ২=রজার |শেষাংশ২=পেনরোজ |author2-link=রজার পেনরোজ |শিরোনাম=The Nature of Space and Time |তারিখ=1996 |প্রকাশক=Princeton University Press |আইএসবিএন=0-691-03791-4 |ইউআরএল=https://books.google.com/?id=LstaQTXP65cC |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Melia |প্রথমাংশ১=Fulvio | author1-link= |শিরোনাম=The Black Hole at the Center of Our Galaxy| ইউআরএল=https://archive.org/details/blackholeatcente0000meli |প্রকাশক=Princeton U Press|তারিখ=2003|আইএসবিএন=978-0-691-09505-9 |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Melia | প্রথমাংশ১=Fulvio |শিরোনাম=The Edge of Infinity. Supermassive Black Holes in the Universe| ইউআরএল=https://archive.org/details/edgeofinfinitysu00meli |প্রকাশক=Cambridge U Press|তারিখ=2003|আইএসবিএন=978-0-521-81405-8 |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Pickover | প্রথমাংশ১=Clifford|শিরোনাম=Black Holes: A Traveler's Guide|প্রকাশক=Wiley, John & Sons, Inc|তারিখ=1998|আইএসবিএন=0-471-19704-1}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=থর্ন | প্রথমাংশ১=কিপ এস. |লেখক-সংযোগ=কিপ থর্ন|শিরোনাম=[[Black Holes and Time Warps]]|প্রকাশক=Norton, W. W. & Company, Inc|তারিখ=1994|আইএসবিএন=0-393-31276-3|সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ=Wheeler |প্রথমাংশ=J. Craig|শিরোনাম = Cosmic Catastrophes| ইউআরএল=https://archive.org/details/cosmiccatastroph0000whee_f9s6 |সংস্করণ = 2nd|প্রকাশক = Cambridge University Press|তারিখ = 2007|আইএসবিএন = 0-521-85714-7 |সূত্র=harv}}
{{refend}}

===বিশ্ববিদ্যালয়ের পাঠ্যবই এবং মনোগ্রাফ===
{{refbegin}}
* {{বই উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Carroll |প্রথমাংশ১=Sean M. |শিরোনাম=Spacetime and Geometry |তারিখ=2004 |প্রকাশক=Addison Wesley |আইএসবিএন=0-8053-8732-3 |সূত্র=harv}}, the lecture notes on which the book was based are available for free from Sean Carroll's [https://web.archive.org/web/20070613183600/http://pancake.uchicago.edu/~carroll/notes/ website].
* {{বই উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Carter |প্রথমাংশ১=B. |লেখক-সংযোগ১=Brandon Carter |তারিখ=1973 |অধ্যায়=Black hole equilibrium states |শিরোনাম=Black Holes |সম্পাদক-শেষাংশ=DeWitt |সম্পাদক-প্রথমাংশ=B. S. |সম্পাদক১-সংযোগ=Bryce De Witt |সম্পাদক২-শেষাংশ=DeWitt |সম্পাদক২-প্রথমাংশ=C. |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=চন্দ্রশেখর | প্রথমাংশ১=সুব্রহ্মণ্যন |লেখক-সংযোগ১=সুব্রহ্মণ্যন চন্দ্রশেখর |শিরোনাম=Mathematical Theory of Black Holes|প্রকাশক=Oxford University Press|তারিখ=1999|আইএসবিএন=0-19-850370-9 |সূত্র=harv}}
* {{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Frolov |প্রথমাংশ১=V. P. |শেষাংশ২=Novikov |প্রথমাংশ২=I. D. |তারিখ=1998 |শিরোনাম=Black hole physics |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি |শেষাংশ১=Frolov |প্রথমাংশ১=Valeri P. |শেষাংশ২=Zelnikov |প্রথমাংশ২=Andrei |শিরোনাম=Introduction to Black Hole Physics |প্রকাশক=Oxford University Press |তারিখ=2011 |অবস্থান=Oxford |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=r_l5AK9DdXsC&lpg=PA34 |আইএসবিএন=978-0-19-969229-3 |zbl=1234.83001 |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=হকিং |প্রথমাংশ১=এস. ডব্লিউ. |শেষাংশ২=Ellis |প্রথমাংশ২=G. F. R. |লেখক-সংযোগ১=স্টিফেন হকিং |শিরোনাম=Large Scale Structure of space time |প্রকাশক=Cambridge University Press |তারিখ=1973 |ইউআরএল=https://books.google.com/?id=QagG_KI7Ll8C |আইএসবিএন=0-521-09906-4|সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Melia |প্রথমাংশ১=Fulvio |author1-link=Fulvio Melia|শিরোনাম=The Galactic Supermassive Black Hole| ইউআরএল=https://archive.org/details/galacticsupermas0000meli |প্রকাশক=Princeton U Press|তারিখ=2007|আইএসবিএন=978-0-691-13129-0 |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Misner | প্রথমাংশ১=Charles | শেষাংশ২=Thorne | প্রথমাংশ২=Kip S. | শেষাংশ৩=Wheeler | প্রথমাংশ৩=John |author1-link=Kip Thorne |author2-link=Charles W. Misner| author3-link=John Archibald Wheeler |শিরোনাম=Gravitation| ইউআরএল=https://archive.org/details/gravitation0000misn_o3a5 |প্রকাশক=W. H. Freeman and Company|তারিখ=1973|আইএসবিএন=0-7167-0344-0 |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Taylor | প্রথমাংশ১=Edwin F. |শেষাংশ২=হুইলার | প্রথমাংশ২=জন আর্চিবল্ড |author2-link=জন আর্চিবল্ড হুইলার | শিরোনাম=Exploring Black Holes|প্রকাশক=Addison Wesley Longman | তারিখ=2000|আইএসবিএন=0-201-38423-X |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি|শেষাংশ=Wald | প্রথমাংশ=Robert M. |লেখক-সংযোগ=Robert Wald |শিরোনাম=General Relativity |প্রকাশক=University of Chicago Press |তারিখ=1984 |আইএসবিএন=978-0-226-87033-5 |ইউআরএল=https://books.google.com/books?id=9S-hzg6-moYC |সূত্র=harv}}
* {{বই উদ্ধৃতি| শেষাংশ১=Wald | প্রথমাংশ১=Robert M. |শিরোনাম=Space, Time, and Gravity: The Theory of the Big Bang and Black Holes|প্রকাশক= University of Chicago Press| তারিখ=1992|আইএসবিএন=0-226-87029-4 |সূত্র=harv}}
* [http://www.scholarpedia.org/article/Black_holes Black holes] Teviet Creighton, [[Richard H. Price]]  [[Scholarpedia]] 3(1):4277. [[doi:10.4249/scholarpedia.4277]]
{{refend}}

===পর্যালোচনা কাগজপত্র===
{{refbegin}}
* {{সাময়িকী উদ্ধৃতি|শেষাংশ১=Gallo|প্রথমাংশ১=Elena|শেষাংশ২=Marolf|প্রথমাংশ২=Donald|ডিওআই=10.1119/1.3056569|শিরোনাম=Resource Letter BH-2: Black Holes|তারিখ=2009|পাতা=294|সংখ্যা নং=4|খণ্ড=77|সাময়িকী=American Journal of Physics|arxiv=0806.2316|বিবকোড = 2009AmJPh..77..294G|সূত্র=harv }}
* {{cite arXiv |eprint=hep-ph/0511217 |last1=Hughes|first1=Scott A. |title=Trust but verify: The case for astrophysical black holes |class= |date=2005}} Lecture notes from 2005 [[SLAC]] Summer Institute.
{{refend}}

==বহিঃসংযোগ==
{{Sister project links|voy=no|wikt=no|commons=Category:Black holes|b=General Astronomy/Black holes/Introduction}}
* {{In Our Time|Black Holes|p00547f4|Black_Holes}}
* [[Stanford Encyclopedia of Philosophy]]: "[http://plato.stanford.edu/entries/spacetime-singularities/ Singularities and Black Holes]" by Erik Curiel and Peter Bokulich.
* [http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/ Black Holes: Gravity's Relentless Pull]—Interactive multimedia Web site about the physics and astronomy of black holes from the Space Telescope Science Institute
* [[ESA]]'s [https://www.esa.int/gsp/ACT/phy/Projects/Blackholes/WebGL.html Black Hole Visualization] {{ওয়েব আর্কাইভ|ইউআরএল=https://web.archive.org/web/20190503070935/http://www.esa.int/gsp/ACT/phy/Projects/Blackholes/WebGL.html |তারিখ=৩ মে ২০১৯ }}
* [http://apod.nasa.gov/htmltest/gifcity/bh_pub_faq.html Frequently Asked Questions (FAQs) on Black Holes]
* "[https://web.archive.org/web/19980118051503/http://casa.colorado.edu/~ajsh/schwp.html Schwarzschild Geometry]"
* [http://hubblesite.org/explore_astronomy/black_holes/home.html Hubble site]
;ভিডিও
* [http://www.eso.org/public/videos/eso0846b/ 16-year-long study tracks stars orbiting Milky Way black hole]
* [https://web.archive.org/web/20040925044354/http://www.mpe.mpg.de/ir/GC/index.php Movie of Black Hole Candidate from Max Planck Institute]
* [http://www.nature.com/news/3d-simulations-of-colliding-black-holes-hailed-as-most-realistic-yet-1.17360 Nature.com 2015-04-20 3D simulations of colliding black holes]
* [http://www.bbc.com/news/science-environment-35524440 Computer visualisation of the signal detected by LIGO]
* [https://www.youtube.com/watch?v=I_88S8DWbcU Two Black Holes Merge into One based upon the signal GW150914]

{{কৃষ্ণগহ্বর}}
{{Relativity}}
{{String theory topics}}
{{Portal bar|Astronomy|History of science|গণিত|পদার্থবিজ্ঞান|Stars}}
{{কর্তৃপক্ষ নিয়ন্ত্রণ}}

[[বিষয়শ্রেণী:কৃষ্ণগহ্বর| ]]
[[বিষয়শ্রেণী:ছায়াপথ]]
[[বিষয়শ্রেণী:আপেক্ষিকতা তত্ত্ব]]
[[বিষয়শ্রেণী:জ্যোতির্বিজ্ঞানের ধারণা]]
[[বিষয়শ্রেণী:জ্যোতিঃপদার্থবিজ্ঞান]]