24.6: الأدلة على الثقوب السوداء

Last updated
Save as PDF

Page ID: 197700

\( \newcommand{\vecs}[1]{\overset { \scriptstyle \rightharpoonup} {\mathbf{#1}} } \) \( \newcommand{\vecd}[1]{\overset{-\!-\!\rightharpoonup}{\vphantom{a}\smash {#1}}} \)\(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \(\newcommand{\id}{\mathrm{id}}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\) \( \newcommand{\kernel}{\mathrm{null}\,}\) \( \newcommand{\range}{\mathrm{range}\,}\) \( \newcommand{\RealPart}{\mathrm{Re}}\) \( \newcommand{\ImaginaryPart}{\mathrm{Im}}\) \( \newcommand{\Argument}{\mathrm{Arg}}\) \( \newcommand{\norm}[1]{\| #1 \|}\) \( \newcommand{\inner}[2]{\langle #1, #2 \rangle}\) \( \newcommand{\Span}{\mathrm{span}}\)\(\newcommand{\AA}{\unicode[.8,0]{x212B}}\)

أهداف التعلم

في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:

وصف ما يجب البحث عنه عند البحث عن ثقب أسود نجمي وتأكيده
اشرح كيف أن الثقب الأسود أسود بطبيعته ولكن يمكن ربطه بالمادة المضيئة
فرّق بين الثقوب السوداء النجمية والثقوب السوداء في مراكز المجرات

تخبرنا النظرية كيف تبدو الثقوب السوداء. ولكن هل هم موجودون بالفعل؟ وكيف يمكننا البحث عن شيء يبعد عدة سنوات ضوئية، فقط حوالي بضع عشرات من الكيلومترات (إذا كان ثقبًا أسود نجمًا)، وأسود تمامًا؟ اتضح أن الحيلة ليست البحث عن الثقب الأسود نفسه ولكن بدلاً من ذلك البحث عما يفعله لنجم مصاحب قريب.

كما رأينا، عندما تنهار النجوم الضخمة، فإنها تترك وراءها تأثير الجاذبية. ماذا لو أصبح عضو في نظام النجمة المزدوجة ثقبًا أسود، وتمكن رفيقه من النجاة من موت النجم الضخم؟ بينما يختفي الثقب الأسود من وجهة نظرنا، قد نتمكن من استنتاج وجوده من الأشياء التي يقوم بها لرفيقه.

متطلبات الثقب الأسود

إذن، إليك وصفة طبية للعثور على ثقب أسود: ابدأ بالبحث عن نجم تُظهر حركته (المحددة من تحول دوبلر لخطوطه الطيفية) أنه عضو في نظام نجمي ثنائي. إذا كان كلا النجمين مرئيًا، فلا يمكن أن يكون هناك ثقب أسود، لذا ركز انتباهك على تلك الأنظمة فقط حيث يمكن رؤية نجمة واحدة فقط من الزوج، حتى مع التلسكوبات الأكثر حساسية لدينا.

ومع ذلك، فإن كونك غير مرئي لا يكفي لأن النجم الخافت نسبيًا قد يكون من الصعب رؤيته بجوار وهج رفيق لامع أو إذا كان محاطًا بالغبار. وحتى لو كان النجم غير مرئي حقًا، فقد يكون نجمًا نيوترونيًا. لذلك، يجب أن يكون لدينا أيضًا دليل على أن النجم غير المرئي له كتلة عالية جدًا بحيث لا يمكن أن يكون نجمًا نيوترونيًا وأنه جسم منهار - بقايا نجمية صغيرة جدًا.

يمكننا استخدام قانون كيبلر (انظر المدارات والجاذبية) ومعرفتنا بالنجم المرئي لقياس كتلة العضو غير المرئي في الزوج. إذا كانت الكتلة أكبر من حوالي 3\(M_{\text{Sun}}\)، فمن المحتمل أن نرى (أو بشكل أكثر دقة، لا نرى) ثقبًا أسود - طالما يمكننا التأكد من أن الكائن هو بالفعل نجم منهار.

إذا سقطت المادة باتجاه جسم مضغوط ذي جاذبية عالية، يتم تسريع المادة إلى سرعة عالية. بالقرب من أفق حدث الثقب الأسود، تتحرك المادة بسرعات تقترب من سرعة الضوء. عندما تدور الذرات بشكل فوضوي نحو أفق الحدث، فإنها تحتك ضد بعضها البعض؛ يمكن للاحتكاك الداخلي تسخينها إلى درجات حرارة تصل إلى 100 مليون كلفن أو أكثر. تصدر هذه المادة الساخنة إشعاعًا في شكل أشعة سينية وامضة. الجزء الأخير من وصفتنا، إذن، هو البحث عن مصدر للأشعة السينية المرتبطة بالنظام الثنائي. نظرًا لأن الأشعة السينية لا تخترق الغلاف الجوي للأرض، يجب العثور على هذه المصادر باستخدام تلسكوبات الأشعة السينية في الفضاء.

في مثالنا، يأتي الغاز المتطاير الذي ينتج انبعاث الأشعة السينية من النجم المصاحب للثقب الأسود. كما رأينا في The Death of Stars، يمكن للنجوم في الأنظمة الثنائية القريبة تبادل الكتلة، خاصة عندما يتوسع أحد الأعضاء ليصبح عملاقًا أحمر. لنفترض أن نجمًا واحدًا في نظام النجمة المزدوجة قد تطور إلى ثقب أسود وأن النجم الثاني بدأ في التوسع. إذا لم يكن النجمان متباعدين جدًا، فقد تصل الطبقات الخارجية للنجم المتوسع إلى النقطة التي يمارس فيها الثقب الأسود قوة جاذبية أكبر من الطبقات الداخلية للعملاق الأحمر الذي ينتمي إليه الغلاف الجوي. ثم يمر الغلاف الجوي الخارجي عبر نقطة اللاعودة بين النجوم ويسقط باتجاه الثقب الأسود.

تتسبب الثورة المتبادلة للنجم العملاق والثقب الأسود في جعل المادة المتساقطة نحو الثقب الأسود تدور حوله بدلاً من التدفق مباشرة إليه. يدور الغاز المتساقط حول الثقب الأسود في فطيرة من المادة تسمى قرص التراكم. تدور المادة داخل الجزء الداخلي من هذا القرص حول الثقب الأسود بسرعة كبيرة بحيث يؤدي الاحتكاك الداخلي إلى تسخينه إلى الأشعة السينية - مما يؤدي إلى انبعاث درجات حرارة (انظر الصورة المصغرة للفصل).

هناك طريقة أخرى لتكوين قرص تراكم في نظام نجمي ثنائي وهي الحصول على رياح نجمية قوية تأتي من رفيق الثقب الأسود. هذه الرياح هي سمة من سمات عدة مراحل في حياة النجم. سيتدفق بعض الغاز المقذوف في الرياح قريبًا بدرجة كافية من الثقب الأسود ليتم التقاطه به في القرص (الشكل\(\PageIndex{1}\)).

بديل — الشكل\(\PageIndex{1}\): ثقب أسود ثنائي. يُظهر أداء هذا الفنان ثقبًا أسود ونجمة (حمراء). عندما تتدفق المادة من النجم، فإنها تشكل قرصًا حول الثقب الأسود. يتم دفع بعض المواد الدوارة القريبة من الثقب الأسود للخارج عموديًا على القرص في نفاثين ضيقين.

يجب أن نشير إلى أنه، كما يحدث غالبًا، فإن القياسات التي ناقشناها ليست بسيطة تمامًا كما هو موضح في الكتب المدرسية التمهيدية. في الحياة الواقعية، يسمح لنا قانون كيبلر بحساب الكتلة المجمعة للنجمين فقط في النظام الثنائي. يجب أن نتعلم المزيد عن النجم المرئي للزوج وتاريخه للتأكد من المسافة إلى الزوج الثنائي، والحجم الحقيقي لمدار النجم المرئي، وكيف يميل مدار النجمين نحو الأرض، وهو أمر نادرًا ما يمكننا قياسه. ويمكن أن تحتوي النجوم النيوترونية أيضًا على أقراص تراكم تنتج الأشعة السينية، لذلك يجب على علماء الفلك دراسة خصائص هذه الأشعة السينية بعناية عند محاولة تحديد نوع الكائن الموجود في مركز القرص. ومع ذلك، تم الآن العثور على عدد من الأنظمة التي تحتوي بوضوح على ثقوب سوداء.

اكتشاف الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية

نظرًا لأن الأشعة السينية هي أدوات تتبع مهمة للثقوب السوداء التي تستقبل بعض رفاقها من النجوم لتناول طعام الغداء، فقد كان على البحث عن الثقوب السوداء انتظار إطلاق تلسكوبات الأشعة السينية المتطورة في الفضاء. يجب أن تتمتع هذه الأدوات بالدقة لتحديد مصادر الأشعة السينية بدقة وبالتالي تمكننا من مطابقتها مع مواقع أنظمة النجوم الثنائية.

يُطلق على أول نظام ثنائي للثقب الأسود يتم اكتشافه اسم Cygnus X-1 (انظر الصورة المصغرة للفصل). النجم المرئي في هذا النظام الثنائي هو النوع الطيفي O. تُظهر قياسات تحولات دوبلر للخطوط الطيفية للنجم O أن له رفيقًا غير مرئي. يشير وميض الأشعة السينية منه بقوة إلى أن الرفيق هو كائن صغير منهار. تبلغ كتلة الرفيق المنهار غير المرئي حوالي 15 مرة من كتلة الشمس. لذلك فإن الرفيق ضخم جدًا بحيث لا يمكن أن يكون قزمًا أبيض أو نجمًا نيوترونيًا.

يفي عدد من الأنظمة الثنائية الأخرى أيضًا بجميع شروط احتواء الثقب الأسود. \(\PageIndex{1}\)يسرد الجدول خصائص بعض أفضل الأمثلة.

الجدول\(\PageIndex{1}\): بعض مرشحي الثقب الأسود في أنظمة Binary Star
تسمية الاسم/الكتالوج ¹	النوع الطيفي للنجم المصاحب	الفترة المدارية (أيام)	تقديرات كتلة الثقب الأسود (\(M_{\text{Sun}}\))
إل إم سي إكس-1	يا عملاق	3.9	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">10.9
سيجنوس إكس-1	أو عملاق	5.6	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">15
XTE J1819.3-254 (V4641 Sr)	كن عملاقًا	2.8	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">6—7
إل إم سي إكس-3	ب) التسلسل الرئيسي	1.7	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">7
4U1543-475 (لمبة الزيت)	تسلسل رئيسي	1.1	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">9
جرو J1655-40 (V1033 sco)	عملاق الترددات اللاسلكية	2.6	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">7
الإجمالي 1915+105	عملاق المملكة المتحدة	33.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">14
طراز GS202+1338 (طراز V404 جيجابت)	عملاق المملكة المتحدة	6.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">12
XTE J1550-564	عملاق المملكة المتحدة	1.5	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">11
A0620-00 (V616 دقيقة)	تسلسل K الرئيسي	0.33	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">9—13
H1705-250 (نوفا أوف 1977)	تسلسل K الرئيسي	0.52	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">5—7
GRS1124-683 (نوفا موس 1991)	تسلسل K الرئيسي	0.43	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">7
GS2000+25 (وحدة قياس القيمة المضافة)	تسلسل K الرئيسي	0.35	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">5—10
GRS1009-45 (نوفا فيل 1993)	قزم	0.29	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">8—9
إكس تي إي 1118+480	قزم	0.17	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">7
الموقع رقم 1859+226	قزم	0.38	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">5.4
جرو J0422+32	قزمي	0.21	\ (M_ {\ text {Sun}}\))» النمط = المحاذاة الرأسية: الوسطى؛ ">4

تغذية الثقب الأسود

بعد أن يتحول نجم معزول، أو حتى نجم واحد في نظام نجمي ثنائي، إلى ثقب أسود، فمن المحتمل ألا يكون قادرًا على النمو بشكل أكبر. في مناطق ضواحي مجرة درب التبانة حيث نعيش (انظر مجرة درب التبانة)، تكون النجوم وأنظمة النجوم متباعدة جدًا بحيث لا تستطيع النجوم الأخرى توفير «الطعام» للثقب الأسود الجائع. بعد كل شيء، يجب أن تقترب المادة قريبًا جدًا من أفق الحدث قبل أن تختلف الجاذبية عن جاذبية النجم قبل أن تصبح الثقب الأسود.

ولكن، كما سنرى، تختلف المناطق المركزية للمجرات تمامًا عن أجزائها الخارجية. هنا، يمكن أن تكون النجوم والمواد الخام مزدحمة جدًا معًا، ويمكنها التفاعل بشكل متكرر مع بعضها البعض. لذلك، قد تتمتع الثقوب السوداء في مراكز المجرات بفرصة أفضل بكثير للعثور على كتلة قريبة بما يكفي من آفاق الحدث لجذبها. لا تتعلق الثقوب السوداء بشكل خاص بما «تأكله»: فهي سعيدة باستهلاك النجوم الأخرى والكويكبات والغاز والغبار وحتى الثقوب السوداء الأخرى. (إذا تم دمج فتحتين أسودتين، ستحصل فقط على ثقب أسود بكتلة أكبر وأفق حدث أكبر.)

ونتيجة لذلك، يمكن أن تنمو الثقوب السوداء في المناطق المزدحمة، مما يؤدي في النهاية إلى ابتلاع آلاف أو حتى ملايين المرات من كتلة الشمس. قدمت الملاحظات الأرضية أدلة دامغة على وجود ثقب أسود في مركز مجرتنا بكتلة تبلغ حوالي 4 ملايين مرة كتلة الشمس (سنناقش هذا الأمر بمزيد من التفصيل في الفصل الخاص بمجرة درب التبانة). أظهرت الملاحظات باستخدام تلسكوب هابل الفضائي أدلة مثيرة على وجود ثقوب سوداء في مراكز العديد من المجرات الأخرى. يمكن أن تحتوي هذه الثقوب السوداء على أكثر من مليار كتلة شمسية. قد يكون جنون التغذية لمثل هذه الثقوب السوداء الهائلة مسؤولاً عن بعض الظواهر الأكثر نشاطًا في الكون (انظر المجرات النشطة والكوازارات والثقوب السوداء فائقة الكتلة). كما بدأت الأدلة من ملاحظات الأشعة السينية الحديثة تشير أيضًا إلى وجود ثقوب سوداء «متوسطة الوزن»، تبلغ كتلتها عشرات الآلاف من أضعاف كتلة الشمس. قد تكون المناطق الداخلية المزدحمة للمجموعات الكروية التي وصفناها في «النجوم من المراهقة إلى الشيخوخة» مجرد أرض تكاثر مناسبة لمثل هذه الثقوب السوداء متوسطة الكتلة.

على مدى العقود الماضية، تم إجراء العديد من الملاحظات، خاصة مع تلسكوب هابل الفضائي والأقمار الصناعية للأشعة السينية، والتي لا يمكن تفسيرها إلا في حالة وجود ثقوب سوداء بالفعل. علاوة على ذلك، فإن الاختبارات الرصدية لنظرية النسبية العامة لأينشتاين أقنعت حتى العلماء الأكثر تشككًا بأن صورته للزمكان المشوه أو المنحني هي بالفعل أفضل وصف لدينا لتأثيرات الجاذبية بالقرب من هذه الثقوب السوداء.

ملخص

أفضل دليل على الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية يأتي من أنظمة النجوم الثنائية التي (1) لا يمكن رؤية نجمة واحدة من الزوج فيها، (2) انبعاث الأشعة السينية الوامض هو سمة مميزة لقرص التراكم حول جسم مضغوط، و (3) يشير مدار وخصائص النجم المرئي إلى أن كتلة الرفيق غير المرئي أكبر من 3\(M_{\text{Sun}}\). تم العثور على عدد من الأنظمة بهذه الخصائص. توجد ثقوب سوداء بكتل من الملايين إلى المليارات من الكتل الشمسية في مراكز المجرات الكبيرة.

الحواشي

¹ كما يمكنك القول، لا توجد طريقة قياسية لتسمية هؤلاء المرشحين. سلسلة الأرقام هي موقع المصدر في الصعود والانحدار الأيمن (نظام خطوط الطول والعرض في السماء)؛ تشير بعض الأحرف التي تسبق الأرقام إلى الأشياء (مثل LMC) والأبراج (على سبيل المثال، Cygnus)، بينما تشير أحرف أخرى إلى القمر الصناعي الذي اكتشف المرشح - أ لارييل، G لGinga، وهلم جرا. الرموز الموجودة بين قوسين هي تلك التي يستخدمها علماء الفلك الذين يدرسون نظام النجوم الثنائية أو المستعرضين.

مسرد المصطلحات

قرص التراكم: قرص الغاز والغبار الموجود في مدار النجوم حديثة الولادة، بالإضافة إلى بقايا النجوم المدمجة مثل الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء عندما تكون في أنظمة ثنائية وتكون قريبة بدرجة كافية من رفاقها الثنائيين لسحب المواد