ब्लैक होल में गिरते हुए आपको क्या दिखेगा

ब्लैक होल की ओर जाते हुए असल में क्या दिखेगा?

फ़िल्मों में ब्लैक होल एक काले गोले और उसके चारों ओर चमकते छल्ले जैसा दिखता है, और यह तस्वीर सच से बहुत दूर नहीं है। लेकिन अगर आप किसी अंतरिक्ष यान में बैठकर ब्लैक होल की ओर जाएँ और खिड़की से बाहर देखें, तो क्या दिखेगा? तारे वहाँ नहीं रहेंगे जहाँ वे तारा-नक़्शे पर हैं। ब्लैक होल के पास से गुज़रती रोशनी इतनी ज़ोर से मुड़ती है कि पूरा आसमान उसके चारों ओर फिसलता-सा लगता है, ठीक उसके पीछे छिपी कोई आकाशगंगा एक घेरे में बदल जाती है, और उसके चारों ओर घूमती गैस एक तरफ़ चमकीली और दूसरी तरफ़ मद्धम दिखती है।

यह प्रदर्शनी आपके चलते-चलते यही दृश्य बनाती है। आपके ग्राफ़िक्स कार्ड पर चलने वाला एक शेडर हर पिक्सेल से रोशनी की एक किरण को पीछे की ओर, एक न घूमने वाले ब्लैक होल के आसपास के वक्र अंतरिक्ष से होकर, ट्रेस करता है और फिर किरण जिस चीज़ पर ख़त्म होती है उसका रंग भर देता है। स्लाइडर क्षितिज-त्रिज्या rs की इकाई में आपकी दूरी तय करता है, द्रव्यमान मेनू तय करता है कि एक rs कितने किलोमीटर का है, और रीडआउट उस जगह के लिए घड़ी की चाल और ज्वारीय बल निकालता है जहाँ आप ठहरे हुए हैं। मंच पर जो दिखता है वह गणना से बनी छवि है, कभी भी तस्वीर नहीं।

कंप्यूटर तारों की रोशनी को कैसे मोड़ता है

ब्लैक होल के पास रोशनी की किरण सीधी रेखा में नहीं चलती, और कैमरे की कोई तरकीब इस नतीजे की नक़ल नहीं कर सकती। इसे ईमानदारी से बनाने का एक ही तरीक़ा है: हर किरण का पीछा करना। एक न घूमने वाले, आवेश-रहित द्रव्यमान के आसपास का अंतरिक्ष आइंस्टाइन के समीकरणों के श्वार्ज़शिल्ड हल से बताया जाता है। उस ज्यामिति में रोशनी की किरण हमेशा केंद्र से गुज़रने वाले एक सपाट तल में रहती है, और उसका रास्ता एक छोटे समीकरण को मानता है, जिसमें u = 1/r है:

u'' + u = (3/2) rs u²

दाईं ओर का हिस्सा हटा दें तो यह सीधी रेखा का समीकरण है। अतिरिक्त पद ही मुड़ाव है। Riccardo Antonelli ने अपने खुले रे-ट्रेसर Starless में बताया कि साधारण सपाट अंतरिक्ष में एक काल्पनिक कण, जिसे 1/r⁵ के अनुपात वाला बल केंद्र की ओर धकेलता है, ठीक यही रास्ता बनाता है। यह कमज़ोर-क्षेत्र वाला कोई शॉर्टकट नहीं है; कक्षा का आकार वही है जो सामान्य सापेक्षता में है, बस उस पर क़दम-क़दम आगे बढ़ने के लिए इस्तेमाल हुई "घड़ी" नक़ली है। शेडर ऐसे कण को हर पिक्सेल के लिए कुछ सौ छोटे क़दम चलाता है। अगर वह rs के भीतर गिर जाए, तो पिक्सेल काला है। अगर वह 3 और 12 rs के बीच विषुवतीय तल को पार करे, तो वह चक्रिका से टकराया है। अगर वह दूर निकल जाए, तो शेडर वहाँ से अनंत तक बचा हुआ छोटा मुड़ाव जोड़ देता है (लगभग सीधे रास्ते के लिए यह बचा मुड़ाव tan(ψ/2) rs / r है, जहाँ ψ किरण और त्रिज्यीय रेखा के बीच का कोण है), और फिर उस दिशा में आसमान का रंग पढ़ता है।

पास जाने पर एक और सुधार ज़रूरी हो जाता है। त्रिज्या r पर ठहरा अंतरिक्ष यान अपने ही फ़्रेम में कोण मापता है, और उसके लिए "सीधे बाहर" और "बग़ल में" का अर्थ उन निर्देशांकों से अलग है जिनमें रास्ता निकाला जाता है। रूपांतरण है tan α_coordinates = tan α_measured / √(1 − rs/r)। इसे छोड़ दें तो ब्लैक होल के पास का दृश्य बहुत छोटा बनता है।

क्षितिज-त्रिज्या, हाथ से जाँची हुई

यहाँ हर चीज़ का आकार तय करने वाली लंबाई श्वार्ज़शिल्ड त्रिज्या है:

rs = 2GM / c²

सूर्य के लिए NASA की तथ्य-तालिका GM = 1.32712 × 10²⁰ m³/s² देती है, और प्रकाश की चाल ठीक 29,97,92,458 m/s है। तो rs = 2 × 1.32712 × 10²⁰ / (2.99792458 × 10⁸)² = 2,953 m। अगर सूर्य को 5.9 km चौड़ी गेंद में दबा दिया जाए, तो वह ब्लैक होल बन जाएगा। पृथ्वी को 8.87 mm की त्रिज्या में समाना पड़ेगा।

अब तक जिन दो ब्लैक होल की तस्वीरें ली गई हैं, वे कहीं बड़े हैं। इवेंट होराइज़न टेलीस्कोप के नतीजे बताते हुए ESO हमारी आकाशगंगा के केंद्र में स्थित सैजिटेरियस A* का द्रव्यमान लगभग 40 लाख सौर द्रव्यमान बताता है, जिससे rs लगभग 1.18 करोड़ km बनता है। आकाशगंगा मेसियर 87 के M87* के लिए वह 6.5 अरब सौर द्रव्यमान बताता है, इसलिए rs 19.2 अरब km है और क्षितिज का व्यास 38.4 अरब km है। ESO के अपने शब्द हैं "40 अरब km से थोड़ा कम", जो इससे मेल खाते हैं।

अब एक काम का आश्चर्य। अगर आप दूरी को rs की इकाई में नापें, तो तस्वीर द्रव्यमान पर बिल्कुल निर्भर नहीं करती। एक सौर द्रव्यमान वाले ब्लैक होल से 10 rs पर और M87* से 10 rs पर आसमान ठीक एक जैसा दिखता है। इसीलिए द्रव्यमान मेनू रीडआउट में किलोमीटर और बल तो बदलता है, पर छवि को नहीं छूता।

छाया ब्लैक होल से चौड़ी क्यों है

1.5 rs पर रोशनी ब्लैक होल के चारों ओर घेरे में चल सकती है। इसे फ़ोटॉन गोला कहते हैं। जो किरण (3√3/2) rs ≈ 2.598 rs से छोटे संघट्ट प्राचल (केंद्र से उसकी बग़ली चूक की दूरी) के साथ आती है, वह चक्कर खाते हुए अंदर गिर जाती है और कभी नहीं लौटती। इसलिए दूर से देखने पर काली चकती क्षितिज से लगभग 2.6 गुना चौड़ी दिखती है। यह ESO के इस कथन से मेल खाता है कि M87* का घटना क्षितिज "अपनी डाली हुई छाया से 2.5 गुना छोटा" है।

त्रिज्या r पर ठहरे प्रेक्षक के लिए छाया का सटीक अर्ध-कोण, केंद्र की दिशा से मापा गया, उसी कक्षा-समीकरण से निकलता है:

sin α = (3√3/2) (rs / r) √(1 − rs/r)

40 rs पर छाया 7.35° चौड़ी है। 8 rs पर यह 35.4° है, 3 rs पर ठीक 90° हो जाती है, और 1.5 rs पर पूरे आसमान का आधा ढक लेती है। उससे भीतर काला हिस्सा आधे गोलार्ध से भी बड़ा हो जाता है। "पुर्ज़ों के नाम" चालू करने पर दिखने वाला नारंगी डैश वाला घेरा यही सूत्र है; छवि में काले धब्बे का किनारा रे-ट्रेसर से निकलता है, और दोनों एक-दूसरे पर ठीक बैठते हैं।

ब्लैक होल के पीछे की आकाशगंगा छल्ला बन जाती है

"पीछे की आकाशगंगा" चालू करें, तो एक छोटी चमकीली आकाशगंगा ठीक ब्लैक होल के पीछे, आपसे सबसे दूर वाली तरफ़, रख दी जाती है। उसकी रोशनी ब्लैक होल के बाएँ, दाएँ, ऊपर या नीचे से गुज़र सकती है, और इनमें से हर रास्ता आपकी ओर उतना ही मुड़ता है। आपको एक पूरा घेरा दिखता है, आइंस्टाइन वलय।

पास के प्रेक्षक के लिए इस वलय का आकार किसी किताब के सूत्र में नहीं मिलता, इसलिए पेज इसे मेहनत से ढूँढता है। पृष्ठभूमि में वह उसी किरण-समीकरण को डबल प्रिसिज़न में हल करता है और वह प्रक्षेपण-कोण खोजता है जिस पर किरण आख़िर में ठीक आपसे उलटी दिशा में इशारा करे। 20 rs से उसे 40.4° चौड़ा वलय मिलता है; 40 rs से 27.7°। दूर जाने पर वलय जाने-पहचाने कमज़ोर-क्षेत्र अनुमान θ ≈ √(2 rs / D) के क़रीब आता है: 200 rs पर पूरी गणना 11.88° देती है और अनुमान 11.46°। छाया के ठीक बाहर देखें तो वलय की एक दूसरी, कहीं पतली प्रति भी दिखेगी। वह ऐसी रोशनी है जो आप तक पहुँचने से पहले ब्लैक होल का एक और पूरा चक्कर लगा आई।

चक्रिका का एक हिस्सा ज़्यादा चमकीला क्यों है

गैस सीधे अंदर नहीं गिरती। वह परिक्रमा करती है और एक सपाट चक्रिका में धीरे-धीरे चक्कर खाती नीचे उतरती है। प्रदर्शनी में चक्रिका 3 rs, यानी सबसे भीतरी स्थिर वृत्ताकार कक्षा, से 12 rs तक फैली है। उसकी चमक मानक पतली-चक्रिका मॉडल की तरह त्रिज्या के साथ घटती है, जिसमें प्रवाह r⁻³ (1 − √(3 rs / r)) के अनुपात में है।

भीतरी किनारे पर गैस प्रकाश की आधी चाल से चलती है, जैसा उसके बग़ल में ठहरा कोई व्यक्ति मापेगा। आपकी ओर आती गैस की रोशनी ऊँची आवृत्ति पर खिसकती है और आगे की ओर एक किरण-पुंज में सिमट जाती है; दूर जाती गैस की रोशनी नीची आवृत्ति पर खिसकती है और फैल जाती है। चक्रिका गुरुत्व-कूप में गहरी भी बैठी है, जो उसकी सारी रोशनी से ऊर्जा छीन लेता है। शेडर दोनों को एक आवृत्ति-अनुपात में जोड़ता है:

g = √(1 − 3rs/2r) / ( √(1 − rs/r_obs) × (1 − Ω b) )

यहाँ Ω गैस की कक्षीय कोणीय चाल है और b प्रति इकाई ऊर्जा किरण का कोणीय संवेग। चमक g⁴ के अनुसार बदलती है। भीतरी किनारे से गैस की गति की दिशा में सीधे निकलती रोशनी के लिए पास आती तरफ़ g 1.41 है और दूर जाती तरफ़ 0.47, इसलिए चमक का अनुपात 3⁴ = 81 है। Jeremy Schnittman के 2019 के NASA विज़ुअलाइज़ेशन में भी ऐसी ही एकतरफ़ा चक्रिका दिखती है और इसे सापेक्षिक डॉप्लर बीमिंग कहा गया है।

आपको चक्रिका का पिछला हिस्सा भी दिखता है। छाया के ऊपर मेहराब की तरह झुकी चमकीली पट्टी चक्रिका का वह हिस्सा है जो ब्लैक होल के पीछे है। उसकी रोशनी चक्रिका से ऊपर की ओर निकलती है और ऊपर से मुड़कर आपकी ओर आती है। छाया के नीचे एक धुंधली पट्टी उसी चक्रिका की निचली सतह है।

ठहरी हुई घड़ी कितनी धीमी चलती है

त्रिज्या r पर स्थिर रखी घड़ी दूर की घड़ी की तुलना में इस गुणक से धीमी चलती है:

√(1 − rs / r)

40 rs पर यह 0.987 है, यानी यहाँ का एक घंटा दूर के 1.013 घंटे के बराबर है, जो मुश्किल से महसूस होगा। 3 rs पर गुणक 0.816 है। 1.6 rs पर यह 0.612 है, यानी यहाँ का एक घंटा दूर के 1.63 घंटे। जैसे-जैसे r, rs के पास आता है, गुणक शून्य की ओर जाता है, और ठहरे प्रेक्षक को अपनी जगह टिके रहने के लिए लगातार बढ़ते रॉकेट-धक्के की ज़रूरत होगी। इसीलिए स्लाइडर 1.05 rs पर रुक जाता है।

छोटे ब्लैक होल खींचकर लंबा कर देते हैं, बड़े निकल जाने देते हैं

अगर आप पैरों के बल गिरें, तो गुरुत्व आपके पैरों को सिर से ज़्यादा खींचता है। लंबाई L वाले शरीर के आर-पार यह अंतर है

Δa = 2GM L / r³

और सीधे गिरते शरीर के लिए यही व्यंजक सामान्य सापेक्षता में भी लागू होता है। एक सौर द्रव्यमान वाले ब्लैक होल के पास 2 m के शरीर के लिए यह अंतर लगभग 3,800 km पर 1 g तक पहुँचता है। 6 rs पर, केंद्र से केवल 17.7 km दूर, यह 97 लाख g है। Andrew Hamilton के JILA पेज आगे होने वाली घटना को "स्पेगेटीकरण" कहते हैं: आप लंबाई में खिंचकर अलग होते हैं और बग़ल से दब जाते हैं।

अतिविशाल ब्लैक होल के साथ उलटा होता है। क्योंकि rs द्रव्यमान के साथ बढ़ता है जबकि क्षितिज पर ज्वारीय खिंचाव 1/M² के अनुसार घटता है, सैजिटेरियस A* के क्षितिज पर अंतर केवल लगभग 1.3 × 10⁻⁴ g है, और M87* पर लगभग 5 × 10⁻¹¹ g। आप बिना कुछ महसूस किए क्षितिज पार कर जाएँगे।

ठहरने और गिरने वालों को अलग आसमान दिखता है

रीडआउट सामान्यतः मानता है कि आप रॉकेटों के सहारे ठहरे हैं। "गिरता प्रेक्षक" चालू करें, तो दृश्य उस व्यक्ति के लिए फिर से बनता है जो दूर से विराम-अवस्था से गिरना शुरू हुआ, और जो हर त्रिज्या से प्रकाश की चाल के √(rs / r) गुना चाल से गुज़रता है। इतनी तेज़ चलते हुए आगे का दृश्य सिमटा हुआ और पीछे का फैला हुआ दिखता है, एक विशेष-सापेक्षिक प्रभाव जिसे विपथन कहते हैं। 1.15 rs पर ठहरे प्रेक्षक को 250° चौड़ी छाया दिखती है, जबकि गिरते प्रेक्षक को केवल लगभग 80°।

Hamilton यहाँ एक आम ग़लतफ़हमी की ओर ध्यान दिलाते हैं। यह कहानी कि बाहर का ब्रह्मांड सिकुड़कर आपके ऊपर एक चमकीला बिंदु बन जाता है, केवल उस प्रेक्षक के लिए सच है जो और पास ठहरता जाता है। गिरते प्रेक्षक को क्षितिज पर भी आसमान दृश्य के बड़े हिस्से में फैला दिखता है, और उनके शब्दों में "आपको क्षितिज पार करने का कोई संकेत नहीं दिखेगा"।

बीस ब्लैक होल आमने-सामने

मंच के नीचे की तालिका में 20 ब्लैक होल हैं, उनके खोजकर्ताओं द्वारा प्रकाशित द्रव्यमान और दूरी के साथ। सबसे हल्का तारा-गुच्छ ओमेगा सेंटॉरी में 4.46 सौर द्रव्यमान का ब्लैक होल है, जो एक साथी तारे की डगमगाहट से मिला। सबसे भारी आकाशगंगा-गुच्छ Abell 85 की आकाशगंगा Holm 15A के केंद्र में 40 अरब सौर द्रव्यमान का दैत्य है, 70 करोड़ प्रकाश-वर्ष दूर। इनके बीच ESA के गाया मिशन से मिले सुप्त ब्लैक होल, सिग्नस X-1, विलय से बने चार ब्लैक होल जिन्हें LIGO ने गुरुत्वीय तरंगों के रूप में "सुना", और पास-दूर की आकाशगंगाओं के केंद्र हैं।

दो स्तंभ इसी पेज पर निकाले जाते हैं। क्षितिज-त्रिज्या तालिका के द्रव्यमान के साथ rs = 2GM/c² से निकलती है, इसलिए यह 13.2 km से 118 अरब km तक जाती है। पृथ्वी से दिखने वाली छाया का आकार दूर-क्षेत्र की छाया के व्यास 2 × 2.598 rs को दूरी से भाग देकर निकलता है। M87* के लिए यह 39.5 माइक्रो-आर्कसेकंड आता है और सैजिटेरियस A* के लिए 49.6। सूची में हमारे आसमान पर ये दोनों कहीं सबसे बड़ी छायाएँ हैं, और यही दो ब्लैक होल ESO द्वारा 2019 और 2022 में जारी इवेंट होराइज़न टेलीस्कोप की छवियों में हैं। उसके बाद एंड्रोमेडा आकाशगंगा के ब्लैक होल की छाया 18.7 के साथ आती है। अरबों प्रकाश-वर्ष दूर के पिंडों के लिए यह सीधा भाग काम नहीं करता, क्योंकि ब्रह्मांड का फैलाव आकार और दूरी का संबंध बदल देता है, इसलिए उन पंक्तियों में डैश है।

पास जाने पर दृश्य चौड़ा क्यों होता है

3 rs पर छाया 90° चौड़ी है, एक सामान्य कैमरे के 60° दृश्य से भी चौड़ी, और पूरी स्क्रीन काली हो जाती। इसलिए छाया बढ़ने के साथ पेज फ़िशआई लेंस जैसा बना एक चौड़ा दृश्य अपना लेता है, जिसमें स्क्रीन के केंद्र से कोण स्क्रीन पर दूरी के साथ समान रूप से बढ़ता है। कैमरा अपनी जगह रहता है। "केंद्र से हटकर देखें" स्लाइडर आपकी नज़र को ब्लैक होल से 180° तक दूर घुमा देता है, और फ़ोटॉन गोले के भीतर ठहरने पर बचे हुए आसमान को देखने का यही एक तरीक़ा है। मंच के नीचे के बटन आपको सीधे 40, 12, 6, 3, 1.6 या 1.1 rs पर ले जाते हैं।

असली तस्वीरें क्या दिखाती हैं

इवेंट होराइज़न टेलीस्कोप दुनिया भर के रेडियो एंटेनाओं को जोड़कर पृथ्वी के आकार का एक उपकरण बनाता है। ESO ने 10 अप्रैल 2019 को बताया कि इसने 5.5 करोड़ प्रकाश-वर्ष दूर M87* की छवि बनाई है, जो 2017 के एक अभियान में आठ दूरबीनों से 1.3 mm तरंगदैर्ध्य पर किए गए प्रेक्षणों से बनी। तस्वीर में एक अँधेरे केंद्रीय क्षेत्र, यानी छाया, के चारों ओर चमकीला छल्ला दिखता है। 12 मई 2022 को उसी सहयोग ने लगभग 27,000 प्रकाश-वर्ष दूर सैजिटेरियस A* की छवि जारी की, जिसके बारे में ESO कहता है कि वह आसमान में लगभग उतना बड़ा दिखता है जितना चंद्रमा पर रखा एक डोनट। M87* की परिक्रमा में गैस को दिनों से हफ़्तों तक लगते हैं, पर Sgr A* की परिक्रमा में मिनट, और इसी से दूसरी छवि बनाना कठिन था।

2020 का भौतिकी का नोबेल पुरस्कार Roger Penrose को यह दिखाने के लिए मिला कि ब्लैक होल का बनना सामान्य सापेक्षता की एक पक्की भविष्यवाणी है, और Reinhard Genzel तथा Andrea Ghez को हमारी आकाशगंगा के केंद्र में एक अतिविशाल सघन पिंड की खोज के लिए।

धनु A* को सौरमंडल के पैमाने पर रखें

ऊपर के आँकड़ों को सौरमंडल में रखकर देखते हैं। rs = 11.8 मिलियन km है, इसलिए धनु A* का क्षितिज 23.6 मिलियन km चौड़ा है, यानी 1.39 मिलियन km व्यास वाले सूर्य का लगभग 17 गुना। फ़ोटॉन गोला (1.5 rs) केंद्र से 17.7 मिलियन km दूर है, यानी 0.12 खगोलीय इकाई। दूर से दिखने वाली छाया का व्यास 2 × 2.598 × 11.8 मिलियन km है, लगभग 61 मिलियन km या 0.41 खगोलीय इकाई। यह बुध की कक्षा की त्रिज्या 0.39 खगोलीय इकाई से थोड़ा बड़ा है, और 27,000 प्रकाश-वर्ष दूर से यह सारणी के 49.6 माइक्रोआर्कसेकंड तक सिकुड़ जाता है।

प्रकाश को भी इस दूरी को पार करने में समय लगता है। प्रकाश की किरण को एक क्षितिज-त्रिज्या तय करने में 11.8 मिलियन km / 2,99,792 km/s = 39 s लगता है। एक सौर द्रव्यमान के लिए यही गणना 2,953 m को प्रकाश की गति से भाग देने पर 9.9 माइक्रोसेकंड देती है। इसलिए rs में नापी दूरी प्रकाश-सेकंड में समय भी है। इसी कारण प्रदर्शनी का आसमान हर द्रव्यमान के लिए एक जैसा दिखता है, जबकि पाठ-पट्टी की घड़ी नहीं।

चक्रिका का भीतरी किनारा कितना तेज़ घूमता है

सबसे भीतरी स्थिर कक्षा, 3 rs, 6 GM/c² के बराबर है। केप्लर का तीसरा नियम T = 2π √(r³ / GM) दूर की घड़ी के लिए T ≈ 92 GM/c³ देता है। GM/c³ सूर्य के लिए 4.925 माइक्रोसेकंड है और द्रव्यमान के साथ बढ़ता है। नतीजा एक सौर द्रव्यमान के लिए लगभग 0.45 मिलीसेकंड का आवर्तकाल है, यानी गैस प्रति सेकंड 2,000 से ज़्यादा चक्कर लगाती है। चार मिलियन सौर द्रव्यमान वाले धनु A* के लिए यह लगभग 1,800 s, यानी 30 मिनट है। 6.5 बिलियन सौर द्रव्यमान वाले M87* के लिए लगभग 2.96 मिलियन s, यानी 34 दिन।

इसीलिए इवेंट होराइज़न टेलीस्कोप के दोनों लक्ष्य इतने अलग हैं। ESO बताता है कि M87* के चारों ओर गैस को एक चक्कर में दिन से हफ़्ते लगते हैं, जबकि धनु A* के चारों ओर केवल मिनट। यह सरल सूत्र घूर्णन और दूर से दिखने वाले आवर्तकाल पर सामान्य सापेक्षता के सुधारों को छोड़ देता है, इसलिए नतीजों को माप नहीं, परिमाण का अनुमान समझें।

दो कृष्ण विवरों की टक्कर: GW150914

अब तक एक शांत कृष्ण विवर की बात थी। कृष्ण विवरों की पहली सीधी पहचान एक टक्कर से हुई। लिविंगस्टन (लुइज़ियाना) और हैनफ़र्ड (वॉशिंगटन) में LIGO के दो संसूचकों ने 14 सितंबर 2015 को 09:51 UTC पर गुरुत्वीय तरंगें दर्ज कीं। संकेत लगभग 36 और 29 सौर द्रव्यमान के दो कृष्ण विवरों से आया, जो 1.3 बिलियन प्रकाश-वर्ष दूर सर्पिल में पास आकर मिल गए। LIGO के अनुसार लगभग 3 सौर द्रव्यमान एक सेकंड के अंश में गुरुत्वीय तरंगों में बदल गए, और चरम शक्ति पूरे दृश्य ब्रह्मांड की लगभग 50 गुना थी।

इस घटना पर क्षितिज का सूत्र लगाइए। दोनों क्षितिज rs = 106 km और 85.6 km के थे, और मिले हुए विवर का द्रव्यमान 62 सौर है, इसलिए rs = 183 km, यानी सारणी की संख्या। ध्यान दें कि 183 km दोनों के जोड़ 191.6 km से कम है। गायब 3 सौर द्रव्यमान, यानी 8.9 km क्षितिज-त्रिज्या, प्रकाश नहीं बल्कि अंतरिक्ष की लहरों के रूप में निकल गए।

आम भ्रांतियाँ

"कृष्ण विवर वैक्यूम क्लीनर की तरह सब कुछ खींच लेता है।" NASA कहता है कि कृष्ण विवर आसपास का पदार्थ नहीं खींचते: काफ़ी दूर से उनका गुरुत्व उसी द्रव्यमान की किसी भी वस्तु जैसा है, और सूर्य की जगह उसी द्रव्यमान का कृष्ण विवर रख दें तो ग्रह अपनी कक्षाओं में बने रहेंगे (बस ठंड हो जाएगी)। सूर्य से 150 मिलियन km दूर पृथ्वी की कक्षा एक सौर द्रव्यमान के कृष्ण विवर से लगभग 50 मिलियन rs दूर है। उसके सामने इस प्रदर्शनी का 40 rs वाला दृश्य बहुत नज़दीक है।

"काला हिस्सा ही कृष्ण विवर है।" प्रदर्शनी का काला धब्बा छाया है, जो दूर से क्षितिज से 2.6 गुना चौड़ी दिखती है। क्षितिज एक सतह है, वस्तु नहीं, और वह छाया के भीतर है।

"कुछ बाहर नहीं आ सकता, इसलिए प्रकाश पास नहीं जा सकता।" प्रकाश 1.5 rs पर परिक्रमा कर सकता है और चक्रिका से बहुत-सा प्रकाश बच निकलता है। चित्र में सबसे चमकीली चीज़ चक्रिका है। कुछ भी लौटकर नहीं आता तो केवल क्षितिज के भीतर।

"गिरने पर हमेशा किनारे पर ही शरीर फट जाता है।" यह केवल छोटे कृष्ण विवरों पर सच है। अतिविशाल कृष्ण विवर पर क्षितिज पर ज्वारीय बल बहुत छोटा होता है, जैसा ऊपर के आँकड़े दिखाते हैं।

मंच पर आज़माएँ

1. 40 rs बटन दबाएँ, फिर दूरी (rs) को धीरे-धीरे 3 rs तक घटाएँ। 3 rs पर छाया 90° चौड़ी हो जाती है।
2. आसमान की जाली चालू और अभिवृद्धि चक्रिका बंद करें। 15 rs पर विवर को घेरती जाली की रेखाएँ गिनें।
3. 20 rs पर पीछे की आकाशगंगा चालू करें और छल्ले का व्यास 40.4° पढ़ें। 40 rs पर यह 27.7° रह जाता है।
4. द्रव्यमान को एक सूर्य पर रखें और 6 rs पर जाएँ। ज्वारीय मान लगभग 9.7 मिलियन g है। फिर M87* चुनकर वही पंक्ति पढ़ें।
5. 1.15 rs पर गिरता प्रेक्षक चालू करें और छाया की तुलना टिके हुए प्रेक्षक के 250° से करें।
6. 1.6 rs पर केंद्र से हटकर देखें को 180° तक बढ़ाएँ और देखें कि आसमान का कितना हिस्सा बचा है।

यह मॉडल प्रकृति से कहाँ सरल है

• ब्लैक होल घूमता नहीं है। असली ब्लैक होल के घूमने की उम्मीद है, जो छाया को थोड़ा चपटा करता है और चक्रिका का भीतरी किनारा खिसका देता है।
• चक्रिका एक पतली, अपारदर्शी परत है। Sgr A* और M87* के पास की गैस मोटा, गर्म और ज़्यादातर पारदर्शी प्रवाह मानी जाती है, इसीलिए EHT की छवियाँ धुंधले छल्लों जैसी दिखती हैं, इस चक्रिका जैसी नहीं।
• चक्रिका के रंग गहरे लाल से नीले-सफ़ेद तक का प्रदर्शन-पैमाना हैं। किसी तारकीय ब्लैक होल के चारों ओर असली चक्रिका ज़्यादातर X-किरणों में चमकती है। पढ़ने में आसानी के लिए चक्रिका की चमक में वह कुल नीला विस्थापन शामिल नहीं है जो ठहरे प्रेक्षक को आने वाली सारी रोशनी में दिखेगा, और जो क्षितिज के पास हर चीज़ को सफ़ेद कर देता।
• तारे बनाए गए हैं, कोई असली तारा-सूची नहीं, और आसमान समय के साथ नहीं बदलता।
• किरणों के रास्ते कुछ सौ क़दमों में, और फ़ोन पर उससे कम में, निकाले जाते हैं, इसलिए दूसरे आइंस्टाइन वलय जैसी बारीक चीज़ें दानेदार दिख सकती हैं।