يمكن لحقل الجاذبية الشديد أن يمنع هروب ليس فقط المادة ، ولكن حتى الضوء. تنتج الأجسام المعروفة بإسم الثقوب السوداء مجالات الجاذبية هذه. في عام 2004 ، اكتشف علماء الفلك ، أثناء البحث عن الكويزرات (أشباه النجوم أو النجوم الزائفة، و هي المنطقة الساخنة المحيطة مباشرة بثقب أسود هائل) ، أكثر من 30 ثقبًا أسودًا محتملاً. تم اكتشاف ثقب أسود في يونيو من عام 2004. يعتقد العلماء أن اكتشافه يساعد في تأكيد أن الثقوب السوداء العملاقة قد نشأت في وقت مبكر من تكوين الكون. في عام 2005 ، تم اكتشاف وجود ثقب أسود يسافر بسرعة ضعف سرعة جريان المجرة أثناء خروجه من درب التبانة. يعتقد العلماء أن مثل هذا الثقب الأسود قد يساعد في دعم النظرية القائلة بوجود ثقب أسود في مركز مجرة درب التبانة.
الحد الأقصى لشدة مجال الجاذبية لجسم كروي هو دالة لكل من كمية المادة التي يحتويها وحجمها. كلما احتوى الجسم على مادة أكثر وصغر حجمه - وبعبارة أخرى ، زادت كثافته - كلما زاد مجال الجاذبية على سطحه. إذا تم ضغط الأرض بحيث يكون لها نفس الكتلة ، ولكن نصف قطرها الحالي ، فإن قوة الجاذبية على سطحها ستكون أربعة أضعاف ما هي عليه الآن ؛ إذا تم ضغطها بشكل أكبر ، فسيتم الوصول في النهاية إلى كثافة لن تتمكن فيها الجسيمات دون الذرية المكونة لها من تحمل وزنها وستنهار إلى حالة (نظريًا) من الكثافة اللانهائية ، مما ينتج عنه ثقب أسود. يمكن أن تحتوي الثقوب السوداء (وبعضها كذلك) على كميات كبيرة جدًا من المادة - ملايين أو بلايين المرات من كتلة الشمس - ولكن يمكن تشكيلها حتى عن طريق كمية صغيرة من المادة مضغوطة بدرجة كافية.
فكرة الثقوب السوداء ليست جديدة. استنتج عالم الرياضيات الفرنسي بيير سيمون لابلاس (1749-1847) في عام 1795 أنه إذا كانت النظرية الجسيمية للضوء التي اقترحها الفيزيائي الإنجليزي إسحاق نيوتن (1642-1727) صحيحة ، فقد توجد أشياء ضخمة لا يمكن للضوء الهروب منها. تتنبأ نظرية النسبية العامة ، التي طرحها الفيزيائي الألماني ألبرت أينشتاين (1679-1959) في عام 1915 وهي اليوم أساسية لفهم الفيزيائيين للكون ، بوجود الثقوب السوداء ، وإن كان ذلك بناءً على منطق مختلف إلى حد ما. في العقود الأخيرة ، تم جمع الكثير من الأدلة الرصدية لدعم وجود الثقوب السوداء. لا يوجد نقاش بين علماء الفلك اليوم حول ما إذا كانت الثقوب السوداء موجودة أم لا ، فقط فيما يتعلق بخصائصها الدقيقة.
أفق الحدث
وفقًا للنسبية العامة ، فإن المسار الذي يسلكه شعاع الضوء هو أقصر مسافة بين نقطتين ؛ مثل هذا المسار يسمى الجيوديسية. علاوة على ذلك ، فإن الجاذبية تشوه الفضاء وتثني الجيوديسيا ؛ كلما كان مجال الجاذبية أقوى في منطقة معينة ، كلما كانت الجيوديسيا أكثر انحناءًا في تلك المنطقة. ضمن نصف قطر معين من الثقب الأسود ، تكون جميع الجيوديسيا مشوهة لدرجة أن فوتون من الضوء لا يستطيع الهروب إلى جزء آخر من الكون. في الأساس ، لا توجد خطوط مستقيمة تربط أي نقطة تقع داخل نصف قطر معين من الثقب الأسود (وهو ما يعني ، من الناحية النظرية ، أنه لا يوجد بعد) بأي نقطة أبعد. يُطلق على السطح الكروي الذي يحدده نصف القطر هذا اسم أفق الحدث للثقب الأسود لأن الأحداث داخل أفق الحدث لا يمكن أن يكون لها أي تأثير على الأحداث خارجها. كل ما هو داخل أفق الحدث مغلق إلى الأبد من الزمكان للمراقبين الخارجيين.
وهكذا فإن أفق الحدث يفرض شكلاً من أشكال الرقابة على تكوين الثقب الأسود. الخصائص الوحيدة للثقب الأسود التي يمكن التحقق منها من الخارج هي كتلته وشحنته الصافية ومعدل دورانه. لا يمكن اكتشاف أي عمليات داخلية تعتمد على الوقت في البيئة الخارجية ، لأن ذلك قد يتضمن إرسال إشارات من داخل الثقب الأسود إلى الخارج - وهو أمر مستحيل ، لأنه لا يمكن حتى للضوء الهروب. هذه الرقابة ، أو عدم القدرة على إنتاج معلومات من داخل الثقب الأسود ، هو المسؤول عن قلة خصائص الثقب الأسود القابلة للقياس: الكتلة والدوران والشحنة.
على الرغم من وجود تعقيدات في تحديد حجم الثقب الأسود - نظرًا لحقيقة أن المفهوم اليومي للحجم يفترض الفضاء الإقليدي ثلاثي الأبعاد وأن مثل هذا الفضاء لا يوجد حتى بالقرب من الثقب الأسود تقريبًا - يمكن للمرء أن يحدد بشكل فريد محيط الثقب الأسود وبالتالي نصف قطره كمحيط مقسوم على 2π ، حيث π ثابت رياضي يساوي 3.1459 تقريبًا. تُعرف هذه القيمة باسم نصف قطر شوارزشيلد (Rs) نسبة إلى عالم الفلك الألماني (Karl Schwarzschild (1873-1916، الذي عرفها لأول مرة على أنها 2Rs = 2GM /c حيث G هو ثابت الجاذبية، و M هي كتلة الثقب الأسود، و c هي سرعة الضوء.
مع ذلك ، لا يمكن تفسير Rs على أنه نصف قطر الكرة الإقليدية - أي المسافة من سطح كروي (أفق الحدث) إلى مركزه (الثقب الأسود).
ومع ذلك ، توفر Rs مقياسًا للمساحة حول ثقب أسود كتلته M.Rs لجسم له كتلة الشمس حوالي 3 كيلومترات (كم). وبالتالي ، من أجل تحويل الشمس إلى ثقب أسود ، سيتعين على المرء ضغطها من كرة نصف قطرها 696000 كيلومتر إلى كرة نصف قطرها 3 كيلومترات فقط. يمثل ضغط أي كتلة في الحجم الذي يمليه نصف قطر شوارزشيلد مشكلة تجميع خطيرة. في الواقع، العمليات الوحيدة التي قد تؤدي إلى تكوين ثقب أسود كبير هي الموت المتفجر لنجم معتدل الكتلة أو تكوين نجم فائق الكتلة عن طريق التراكم الهائل. يتكهن الفيزيائيون أيضًا أن الثقوب السوداء الصغيرة للغاية قد تنشأ عن تصادم الجسيمات دون الذرية عند طاقات عالية. في الواقع ، يقدرون أن ما يصل إلى 100 ثقب أسود بحجم ما دون الذري يمكن أن تنتج في الغلاف الجوي للأرض كل عام بواسطة الأشعة الكونية.
يأمل المختبر الأوروبي لفيزياء الجسيمات (Conseil Europe´en pour la Recherche Nucleáire) في إنتاج مثل هذه الثقوب السوداء المجهرية عند الطلب في مصادم الهادرونات الكبير الجديد ، المقرر أن يبدأ العمل في نوفمبر 2007. اعتبارًا من عام 2006 ، تم الإعلان عن التكوين الاصطناعي للثقوب السوداء الصغيرة في مسرعات الجسيمات ، ولكن لم يتم تأكيد إنشائها بعد.
تنبأت النظرية بأن الثقوب السوداء الصغيرة جدًا تكون قصيرة العمر ، وذلك بسبب ظاهرة كمومية تسمى التبخر. فقط الثقوب السوداء الكبيرة هي التي تدوم طويلًا بما يكفي ليكون لها تأثيرات كونية - لابتلاع ملايين من كتلة الشمس ، ولضغط طاقة كافية من المادة التي تقترب من آفاق الحدث الخاصة بها لتتفوق على مجرات بأكملها ، ولتنظيم مدارات بلايين النجوم في مجرات محددة جيدًا، وما إلى ذلك. يُعتقد أن الثقوب السوداء الكبيرة تتكون أساسًا من انفجار النجوم أو عن طريق تراكم الجاذبية المباشر لكميات كبيرة من المادة.
يمكن أن ينتج الثقب الأسود عن طريق انفجار نجم (نوفا) على النحو التالي: يستنفد نجم أقدم في النهاية الوقود النووي الذي يمكّنه من إنتاج الطاقة في قلبه ، وبالتالي دعم وزنه (والتألق بثبات لملايين السنين). ثم يبدأ الانهيار السريع. قد يكون الضغط الساحق للمادة المنهارة كافياً لتكوين ثقب أسود كتلته عدة مرات من كتلة الشمس. مثل هذه الثقوب السوداء سيكون لها أنصاف أقطار شوارزشيلد من عدة إلى بضع عشرات من الكيلومترات. بالنظر إلى مقدار الكتلة التي تملأ هذا الفضاء ، فإن هذه الأشياء صغيرة حقًا.
الكشف عن الثقوب السوداء
تنتج الثقوب السوداء في جوارها القريب تأثيرات غريبة. ومع ذلك ، فهم يسلكون سلوكًا جيدًا من بعيد. إذا كان على المرء أن يستبدل الشمس بثقب أسود من نفس كتلة الشمس ، فستكون هناك منطقة من الفضاء يبلغ حجمها بضعة كيلومترات ، تقع في المكان الذي يوجد فيه مركز الشمس حاليًا ، حيث يكون الفضاء مشوهًا للغاية. سيكون مجال الجاذبية لهذا الجسم ، المقاس على مسافة الأرض ، هو بالضبط حقل الشمس الحالي. ستستمر الأرض والكواكب في مداراتها وسيستمر النظام الشمسي كما هو الحال اليوم - فقط في الظلام.
عادةً ، يجب على المراقب الوصول إلى مسافة قليلة من أنصاف أقطار شوارزشيلد ليشعر بالتأثيرات المميزة للثقب الأسود.
في الواقع، يتمثل أحد اختبارات الرصد لوجود ثقب أسود في الأنظمة الثنائية (ذات الجسمين) في البحث عن الإشعاعات المميزة للمادة التي يتم تسخينها أثناء ضغطها و أثناء اندفاعها النهائي نحو أفق حدث الثقب الأسود. ستصدر مثل هذه المادة أشعة سينية متذبذبة بسبب انضغاطها. معدل التذبذب مرتبط بحجم منطقة الانبعاث. وجد علماء الفلك أن الأشعة السينية في مثل هذه الأنظمة تأتي من مساحة من حجم الفضاء قطرها بضعة كيلومترات فقط. في عدة حالات ، يشير تحليل الحركات المدارية في نظام نجمي ثنائي مع عضو واحد فقط مرئي (نجم ساطع تقليديًا) إلى أن العضو المظلم غير المرئي في النظام الثنائي أكبر بكثير من الشمس. يُعد المكون النجمي الداكن الأكثر كتلة من الشمس المحصور بحجم أصغر من بضعة كيلومترات مرشحًا رئيسيًا للثقب الأسود.
هناك حالة أخرى على الأقل يشتبه فيها علماء الفلك في وجود ثقب أسود. لأن الثقب الأسود الذي لا يبتلع بشكل نشط كميات كبيرة من المادة لا يشع بشكل كبير ، يجب على الفلكيين اكتشافه بشكل غير مباشر ، من خلال تأثير مجال الجاذبية على الأجسام المجاورة. في مراكز العديد من المجرات ، تتحرك النجوم والغاز والغبار في المجرة بسرعات عالية جدًا ، مما يشير إلى أنها تدور حول بعض الأجسام الضخمة جدًا والصغيرة نسبيًا. إذا كان الجسم عبارة عن مجموعة مليئة بإحكام من النجوم الضخمة ، فسوف يلمع بشدة بحيث يسيطر على الضوء من مركز المجرة. يشير غياب الضوء من الجسم المركزي الضخم إلى أنه ثقب أسود. أكدت الملاحظات الفلكية الحديثة أن العديد من المجرات ، بما في ذلك مجرة درب التبانة ، بها ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكزها. يعتقد بعض العلماء أن كل المجرات يمكن أن تكون منظمة حول مثل هذه الثقوب السوداء. بعد الانفجار العظيم ، ربما تكونت الثقوب السوداء الهائلة أولاً ، ثم جمعت المجرات حولها.
في إحدى المجرات، التقط تلسكوب هابل الفضائي صورًا لقرص حلزوني من المادة يبدو أنه يتراكم على جسم مظلم مركزي ضخم يُحتمل أن يكون ثقبًا أسود. أبلغ فريق كبير من علماء الفلك مؤخرًا عن نتائج دراسة عالمية شملت تلسكوب هابل الفضائي، و القمر الصناعي الدولي للأشعة فوق البنفسجية، و العديد من التلسكوبات الأرضية.
كانت الأجهزة قادرة على الكشف عن الضوء المنبعث من المادة المتراكمة أثناء تصاعدها في الثقب الأسود الذي تم امتصاصه لاحقًا وإعادة إرساله بواسطة السحب المدارية على بعد أيام قليلة من الضوء المركزي. تشير تقديرات الكتلة للمصدر المركزي المحدد من حركة هذه السحب إلى أن الجسم يحتوي على كتلة لا تقل عن عدة ملايين مرة كتلة الشمس. توفر الكثير من المواد الموجودة في مساحة لا يزيد قطرها عن بضعة أيام ضوئية بعضًا من أوضح الأدلة حتى الآن على وجود ثقب أسود في مركز أي مجرة.
في دراسة أخرى مع تلسكوب هابل الفضائي و تلسكوب أرضي في هاواي، تمكن العلماء من رصد ثقب أسود في نظام نجمتين في كوكبة (الدجاجة).
يمتص هذا الثقب الأسود مادة من النجم المرافق له في قرص دوّامي من المواد والغازات الساخنة ، ويبتلع ما يقارب من 100 ضعف الطاقة التي يشعها. تخزن المادة التي يتم سحبها باتجاه الثقب الأسود طاقتها على شكل حرارة حتى اللحظة الحرجة. تظهر الملاحظات غازًا عند درجات حرارة تزيد عن مليون درجة يسقط باتجاه أفق الحدث للثقب الأسود.
محور المجرة
يتم دعم مفهوم الثقوب السوداء الضخمة في مراكز بعض المجرات من خلال التحقيقات النظرية لتشكيل النجوم الضخمة للغاية.
المصطلحات الرئيسية
النظام الثنائي - أي نظام يتكون من جسمين شبيهين بالنجوم يدور أحدهما حول الآخر تحت تأثير جاذبيتهما المشتركة.
المجرة - مجموعة كبيرة من النجوم ومجموعات النجوم ، تحتوي في أي مكان من بضعة ملايين إلى بضعة تريليونات من النجوم.
النسبية العامة - نظرية الجاذبية التي وضعها ألبرت أينشتاين في عام 1915 والتي تصف الجاذبية أساسًا على أنها تشويه للزمكان بسبب وجود المادة.
المواد بين النجوم - أي مادة تتواجد بين النجوم. إنها تشكل المادة التي تتكون منها النجوم الجديدة.
المبرد المثالي - يُعرف أيضًا باسم الجسم الأسود (يجب عدم الخلط بينه وبين الثقب الأسود). أي جسم يمتص كل الطاقة المشعة التي تسقط عليه ثم يعيد إشعاع تلك الطاقة. يمكن تمييز الطاقة المشعة بواسطة متغير واحد تابع ، هو درجة الحرارة.
الجاذبية الكمية - نظرية ناتجة عن تطبيق مبادئ الكم للتفاعل بين جسمين يُعزى عادةً إلى الجاذبية.
ميكانيكا الكم - النظرية التي تم تطويرها من مبدأ ماكس بلانك الكمومي لوصف فيزياء الأشياء الصغيرة جدًا. ينص المبدأ الكمومي ، بشكل أساسي ، على أن الطاقة تأتي فقط بكميات معينة غير قابلة للتجزئة تسمى كوانتا. أي تفاعل فيزيائي يتم فيه تبادل الطاقة يمكنه فقط تبادل أعداد متكاملة من الكوانتا.
أكثر من مائة مرة (وأقل من حوالي مليون مرة) لا يمكن أن تتشكل كتلة الشمس لأنها ستنفجر من الطاقة النووية المنبعثة أثناء تقلصها قبل أن يتقلص النجم بما يكفي لجاذبيته الذاتية لتثبته معًا. ومع ذلك ، إذا احتوت السحابة المنهارة من المواد البين نجمية على أكثر من مليون مرة كتلة الشمس ، فسيحدث الانهيار بسرعة بحيث لن تتمكن العمليات النووية التي بدأها الانهيار من إيقاف الانهيار. سيستمر الانهيار بلا قيود حتى يشكل الجسم ثقبًا أسود.
يبدو أن مثل هذه الأشياء مطلوبة لفهم السلوك الملحوظ للمادة في مركز بعض المجرات. في الواقع ، من المؤكد الآن أن الثقوب السوداء توجد في مراكز العديد من المجرات العادية ، بما في ذلك درب التبانة. تأتي الأدلة من حركة السحب الغازية بالقرب من مركز المجرة ومن اكتشاف انفجارات الأشعة السينية من مركز المجرة ، مثل تلك التي تنتج عادة عن طريق ابتلاع الثقب الأسود الهائل للمادة.
فيزياء الكم والثقوب السوداء
كل ما قيل حتى الآن يتعلق بالثقوب السوداء كما وصفتها نظرية النسبية العامة (كما كتبها أينشتاين). ومع ذلك ، في عالم صغير جدًا ، أثبتت ميكانيكا الكم أنها النظرية المناسبة لوصف العالم المادي. حتى الآن ، لم ينجح أحد في الجمع بين النسبية العامة وميكانيكا الكم لإنتاج نظرية متسقة تمامًا للجاذبية الكمية. ومع ذلك ، في عام 1974 ، اقترح الفيزيائي البريطاني ستيفن هوكينج (1942–) أن مبادئ الكم أظهرت أن الثقب الأسود يجب أن يشع طاقة مثل مشع مثالي له درجة حرارة تتناسب عكسياً مع كتلته. هذا الإشعاع - الذي يُطلق عليه اسم إشعاع هوكينغ - لا يأتي من رحيل الفوتونات التقليدي عن سطح الثقب الأسود - وهو أمر مستحيل - ولكن نتيجة لتأثيرات معينة تنبأت بها فيزياء الكم. في حين أن كمية الإشعاع لأي ثقب أسود فيزيائي فلكي صغيرة جدًا (على سبيل المثال، ستكون درجة حرارة الإشعاع لثقب أسود بكتلة الشمس 10-7 كلفن [كلفن])، فإن الاقتراح بأن فقدان الطاقة من الثقب الأسود كان ممكنًا على الإطلاق كما كان ثوريًا. واقترح وجود صلة بين نظرية الكم والنسبية العامة. لقد ولّد الاقتراح مجموعة من الأفكار الجديدة لتوسيع العلاقة بين النظريتين. إن قدرة الثقب الأسود على فقد كتلته عبر إشعاع هوكينغ (أي أن يتبخر) هو ما يمنع الثقوب السوداء المجهرية، مثل تلك التي يأمل الفيزيائيون في إنتاجها في سيرن، من ابتلاع الأرض. تتبخر هذه الثقوب السوداء أسرع مما يمكن أن تنمو.
المصدر:
Black Hole | Encyclopedia.com
ترجمة:
زهراء حميد الزاكي
"خريجة بكالوريوس كيمياء - علوم الحياة، هاوية فلكية، مهتمة بعلوم الفيزياء وبكتابة المقالات والشعر العربي"
مراجعة وتدقيق:
مريم العريبي
Comments