25.4: مركز المجرة
- Page ID
- 197247
أهداف التعلم
في نهاية هذا القسم، ستكون قادرًا على:
- وصف الملاحظات الراديوية والأشعة السينية التي تشير إلى حدوث ظواهر نشطة في مركز المجرة
- اشرح ما تم الكشف عنه من خلال التصوير عالي الدقة بالأشعة تحت الحمراء القريبة لمركز المجرة
- ناقش كيف يمكن استخدام هذه الصور القريبة من الأشعة تحت الحمراء، عند دمجها مع قانون كيبلر الثالث للحركة، لاشتقاق كتلة جسم الجاذبية المركزي
في بداية هذا الفصل، لمحنا إلى أن جوهر مجرتنا يحتوي على تركيز كبير من الكتلة. في الواقع، لدينا الآن دليل على أن المركز ذاته يحتوي على ثقب أسود بكتلة تعادل 4.6 مليون شمس وأن كل هذه الكتلة تتناسب مع كرة أقل من قطر مدار عطارد. يطلق علماء الفلك على هذه الثقوب السوداء العملاقة اسم الثقوب السوداء الهائلة، للإشارة إلى أن الكتلة التي تحتويها أكبر بكثير من كتلة الثقب الأسود النموذجي الناتج عن موت نجم واحد. إنه لأمر مدهش أن لدينا أدلة مقنعة للغاية على أن هذا الثقب الأسود موجود بالفعل. بعد كل شيء، تذكر من الفصل الخاص بالثقوب السوداء والزمكان المنحني أننا لا نستطيع رؤية الثقب الأسود مباشرة لأنه بحكم تعريفه لا يشع أي طاقة. ولا يمكننا حتى رؤية مركز المجرة في الضوء المرئي بسبب امتصاص الغبار بين النجوم الذي يقع بيننا وبين مركز المجرة. يتم تعتيم الضوء القادم من المنطقة الوسطى من المجرة بعامل تريليون (\(10^{12}\)) بسبب كل هذا الغبار.
لحسن الحظ، لسنا أعمى جدًا في الأطوال الموجية الأخرى. تتدفق الأشعة تحت الحمراء والإشعاعية، التي لها أطوال موجية طويلة مقارنة بأحجام حبيبات الغبار بين النجوم، دون عوائق عبر جزيئات الغبار وبالتالي تصل إلى التلسكوبات الخاصة بنا دون أي تعتيم تقريبًا. في الواقع، كان مصدر الراديو اللامع جدًا في نواة المجرة، والمعروف الآن باسم القوس A* (يُنطق «Sagittarius A-star» واختصارًا Sgr A*)، أول مصدر راديو كوني اكتشفه علماء الفلك.
رحلة نحو المركز
دعونا نذهب في رحلة إلى القلب الغامض لمجرتنا ونرى ما يوجد هناك. الشكل\(\PageIndex{1}\) عبارة عن صورة إذاعية لمنطقة يبلغ عرضها حوالي 1500 سنة ضوئية، تتمحور حول Sagittarius A، وهو مصدر راديو ساطع يحتوي على القوس A* الأصغر. يأتي الكثير من الانبعاثات الراديوية من الغاز الساخن الذي يتم تسخينه إما بواسطة مجموعات من النجوم الساخنة (النجوم نفسها لا تنتج انبعاثات راديوية ولا يمكن رؤيتها في الصورة) أو بواسطة موجات انفجار السوبرنوفا. معظم الدوائر المجوفة المرئية على الصورة الراديوية هي بقايا السوبرنوفا. المصدر الرئيسي الآخر للانبعاثات الراديوية هو من الإلكترونات التي تتحرك بسرعة عالية في المناطق ذات المجالات المغناطيسية القوية. توضح لنا الأقواس الرقيقة الساطعة و «الخيوط» الموجودة في الشكل مكان إنتاج هذا النوع من الانبعاثات.
الآن دعونا نركز على المنطقة الوسطى باستخدام شكل أكثر نشاطًا من الإشعاع الكهرومغناطيسي. \(\PageIndex{2}\)يوضح الشكل انبعاث الأشعة السينية من منطقة أصغر بعرض 400 سنة ضوئية وعرضها 900 سنة ضوئية تتمركز في القوس A*. تظهر في هذه الصورة المئات من الأقزام البيضاء الساخنة والنجوم النيوترونية والثقوب السوداء النجمية مع أقراص التراكم المتوهجة بالأشعة السينية. الضباب المنتشر في الصورة هو انبعاث غاز يقع بين النجوم عند درجة حرارة 10 ملايين كلفن.
عندما نقترب من مركز المجرة، نجد الثقب الأسود الهائل Sagittarius A*. هناك أيضًا آلاف النجوم في غضون بضع سنوات ضوئية من Sagittarius A*. معظم هذه النجوم هي نجوم التسلسل الرئيسي القديمة ذات اللون الأحمر. ولكن هناك أيضًا حوالي مائة نجم من نجوم OB الساخنة التي يجب أن تكون قد تشكلت خلال ملايين السنين القليلة الماضية. لا يوجد حتى الآن تفسير جيد لكيفية تشكل النجوم مؤخرًا بالقرب من الثقب الأسود الهائل. ربما تشكلت في مجموعة كثيفة من النجوم التي كانت في الأصل على مسافة أكبر من الثقب الأسود ثم هاجرت لاحقًا عن قرب.
لا يوجد حاليًا أي تكوين نجمي في مركز المجرة، ولكن هناك الكثير من الغبار والغاز الجزيئي الذي يدور حول الثقب الأسود، إلى جانب بعض أجهزة بث الغاز المؤين التي يتم تسخينها بواسطة النجوم الساخنة. الشكل\(\PageIndex{3}\) عبارة عن خريطة راديوية تعرض أجهزة بث الغاز هذه.
العثور على قلب المجرة
ما هو القوس A*، الذي يقع مباشرة في مركز مجرتنا؟ لإثبات وجود ثقب أسود بالفعل هناك، يجب أن نظهر أن هناك كمية كبيرة جدًا من الكتلة المحشورة في حجم صغير جدًا. كما رأينا في Black Holes و Curved Spacetime، فإن إثبات وجود الثقب الأسود يمثل تحديًا لأن الثقب الأسود نفسه لا يصدر أي إشعاع. ما يجب على علماء الفلك فعله هو إثبات أن الثقب الأسود هو التفسير الوحيد الممكن لملاحظاتنا - أن منطقة صغيرة تحتوي على كتلة أكبر بكثير مما يمكن تفسيره بمجموعة كثيفة جدًا من النجوم أو أي شيء آخر مصنوع من مادة عادية.
ولوضع بعض الأرقام في هذه المناقشة، فإن نصف قطر أفق أحداث الثقب الأسود المجري الذي تبلغ كتلته حوالي 4 ملايين\(M_{\text{Sun}}\) سيكون فقط حوالي 17 مرة من حجم الشمس - أي ما يعادل نجمًا عملاقًا أحمر واحدًا. ستكون الكثافة المقابلة داخل هذه المنطقة من الفضاء أعلى بكثير من أي عنقود نجمي أو أي كائن فلكي عادي آخر. لذلك، يجب علينا قياس كل من قطر القوس A* وكتلته. كل من الملاحظات الراديوية والأشعة تحت الحمراء مطلوبة لإعطائنا الأدلة اللازمة.
أولاً، دعونا ننظر إلى كيفية قياس الكتلة. إذا ركزنا على الأيام الضوئية الداخلية القليلة للمجرة باستخدام تلسكوب الأشعة تحت الحمراء المجهز بالبصريات التكيفية، فإننا نرى منطقة مزدحمة بالنجوم الفردية (الشكل\(\PageIndex{4}\)). تمت ملاحظة هذه النجوم الآن منذ ما يقرب من عقدين، وقد اكتشف علماء الفلك حركاتها المدارية السريعة حول مركز المجرة.
تحقق من نسخة متحركة من الشكل\(\PageIndex{4}\)، تُظهر حركة النجوم على مر السنين.
إذا قمنا بدمج ملاحظات فتراتها وحجم مداراتها مع قانون كيبلر الثالث، يمكننا تقدير كتلة الجسم الذي يبقيها في مداراتها. تمت ملاحظة أحد النجوم في مداره الكامل الذي يبلغ 15.6 عامًا. أقرب طريقة لها تأخذها إلى مسافة 124 AU فقط أو حوالي 17 ساعة ضوئية من الثقب الأسود. يشير هذا المدار، عند دمجه مع ملاحظات النجوم الأخرى القريبة من مركز المجرة، إلى أن كتلة 4.6 مليون متر من الشمس يجب أن تتركز داخل المدار - أي في غضون 17 ساعة ضوئية من مركز المجرة.
تأتي القيود الأكثر صرامة على حجم تركيز الكتلة في مركز المجرة من علم الفلك الراديوي، الذي قدم أول دليل على أن الثقب الأسود قد يقع في مركز المجرة. عندما تتدفق المادة إلى الداخل باتجاه أفق حدث الثقب الأسود، يتم تسخينها في قرص تراكم دوراني وتنتج إشعاعًا راديويًا. (تم شرح أقراص التراكم هذه في Black Holes و Curved Spacetime.) تُظهر قياسات حجم قرص التراكم باستخدام مصفوفة خط الأساس الطويلة جدًا، والتي توفر دقة مكانية عالية جدًا، أن قطر المصدر الراديوي Sagittarius A* لا يزيد عن حوالي 0.3 AU، أو حوالي حجم مدار عطارد. (في الوحدات الخفيفة، يستغرق ذلك 2.5 دقيقة ضوئية فقط!)
وهكذا تظهر الملاحظات أن 4.6 مليون كتلة شمسية محشورة في حجم لا يزيد قطره عن مدار عطارد. إذا كان هذا أي شيء آخر غير الثقب الأسود الهائل - النجوم منخفضة الكتلة التي تصدر القليل جدًا من الضوء أو النجوم النيوترونية أو عددًا كبيرًا جدًا من الثقوب السوداء الصغيرة - تظهر الحسابات أن هذه الأجسام ستكون مكتظة بكثافة بحيث تنهار إلى ثقب أسود واحد في غضون مائة ألف عام. هذه فترة قصيرة جدًا مقارنة بعمر المجرة، التي ربما بدأت في التكون منذ أكثر من 13 مليار سنة. نظرًا لأنه يبدو من غير المحتمل جدًا أن نكون قد اكتشفنا مثل هذه المجموعة المعقدة من الأجسام قبل انهيارها مباشرة، فإن الأدلة على وجود ثقب أسود هائل في مركز المجرة مقنعة بالفعل.
العثور على المصدر
من أين جاء الثقب الأسود المجري؟ يعد أصل الثقوب السوداء فائقة الكتلة في المجرات مثل مجرتنا حاليًا مجالًا نشطًا للبحث. أحد الاحتمالات هو أن سحابة كبيرة من الغاز بالقرب من مركز درب التبانة انهارت مباشرة لتشكيل ثقب أسود. نظرًا لأننا نجد ثقوبًا سوداء كبيرة في مراكز معظم المجرات الكبيرة الأخرى (انظر المجرات النشطة والكوازار والثقوب السوداء فائقة الكتلة) - حتى تلك الصغيرة جدًا - ربما كان هذا الانهيار سيحدث عندما بدأت مجرة درب التبانة في التبلور. ربما كانت الكتلة الأولية لهذا الثقب الأسود بضع عشرات من الكتل الشمسية. هناك طريقة أخرى يمكن أن تبدأ بها وهي أن نجمًا ضخمًا ربما انفجر ليخلف وراءه ثقبًا أسودًا، أو ربما انهارت مجموعة كثيفة من النجوم في ثقب أسود.
بمجرد وجود ثقب أسود في مركز المجرة، يمكن أن ينمو على مدى عدة مليارات من السنين القادمة من خلال التهام النجوم القريبة وسحب الغاز في المناطق الوسطى المزدحمة. يمكن أن تنمو أيضًا من خلال الدمج مع الثقوب السوداء الأخرى.
يبدو أن الثقب الأسود الوحشي في مركز مجرتنا لم ينته بعد من «الأكل». في الوقت الحاضر، نلاحظ سحب الغاز والغبار التي تسقط في مركز المجرة بمعدل حوالي 1\(M_{\text{Sun}}\) لكل ألف سنة. النجوم موجودة أيضًا في قائمة الثقب الأسود. كثافة النجوم بالقرب من مركز المجرة عالية بما يكفي بحيث نتوقع أن يمر نجم بالقرب من الثقب الأسود وأن يبتلعه كل عشرة آلاف عام أو نحو ذلك. عند حدوث ذلك، يتم إطلاق بعض طاقة السقوط كإشعاع. ونتيجة لذلك، قد يشتعل مركز المجرة بل ويتفوق لفترة وجيزة على جميع النجوم في مجرة درب التبانة. قد تغامر الأشياء الأخرى أيضًا بالقرب من الثقب الأسود ويتم سحبها. يعتمد حجم التوهج الذي نلاحظه على كتلة الجسم الساقط فيه.
في عام 2013، اكتشف القمر الصناعي Chandra X-ray توهجًا من مركز مجرتنا كان أكثر سطوعًا 400 مرة من الناتج المعتاد من Sagittarius A*. وبعد مرور عام، تم أيضًا اكتشاف شعلة ثانية، نصف ساطعها فقط. هذه طاقة أقل بكثير مما قد ينتج عن ابتلاع نجم كامل. هناك نظريتان لتفسير التوهجات. أولاً، قد يكون الكويكب قد غامر بالقرب جدًا من الثقب الأسود وتم تسخينه إلى درجة حرارة عالية جدًا قبل ابتلاعه. بدلاً من ذلك، قد تتضمن التوهجات تفاعلات المجالات المغناطيسية بالقرب من مركز المجرة في عملية مشابهة لتلك الموصوفة للتوهجات الشمسية (انظر الشمس: A Garden-Variety Star). يستمر علماء الفلك في مراقبة منطقة مركز المجرة بحثًا عن التوهجات أو أي نشاط آخر. على الرغم من أن الوحش الموجود في وسط المجرة ليس قريبًا بما يكفي منا لتمثيل أي خطر، إلا أننا ما زلنا نريد إبقاء أعيننا عليه.
أندريا جيز
تبحث أندريا جيز، وهي من محبي الألغاز، عن واحدة من أعظم الألغاز في علم الفلك: أي كيان غريب يكمن في مركز مجرة درب التبانة؟ عندما كانت طفلة تعيش في شيكاغو في أواخر الستينيات، كانت أندريا غيز (الشكل\(\PageIndex{5}\)) مفتونة بهبوط أبولو مون. لكنها انجذبت أيضًا إلى الباليه وحل جميع أنواع الألغاز. في المدرسة الثانوية، فقدت حشرة الباليه لصالح المنافسة في لعبة الهوكي، والعزف على الفلوت، والتعمق في الأكاديميين. تخللت سنوات دراستها الجامعية في MIT بعدد من التغييرات في تخصصها - من الرياضيات إلى الكيمياء والهندسة الميكانيكية وهندسة الطيران وأخيراً الفيزياء - حيث شعرت أن خياراتها كانت أكثر انفتاحًا. كمتخصصة في الفيزياء، انخرطت في الأبحاث الفلكية تحت إشراف أحد معلميها. بمجرد قيامها ببعض المراقبة الفعلية في مرصد كيت بيك الوطني في أريزونا، ولاحقًا في مرصد سيرو تولولو للبلدان الأمريكية في تشيلي، وجدتها غيز تنادي.
بعد متابعة دراساتها العليا في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا، تمسكت بالفيزياء لكنها وجهت جهودها نحو الفيزياء الفلكية الرصدية، وهو مجال تمكنت فيه كالتيك من الوصول إلى المرافق المتطورة. على الرغم من انجذابها في البداية لدراسة الثقوب السوداء التي كان يشتبه في وجودها داخل معظم المجرات الضخمة، إلا أن غيز انتهى بها الأمر بقضاء معظم دراستها العليا وأبحاث ما بعد الدكتوراه لاحقًا في جامعة أريزونا لدراسة النجوم في التكوين. من خلال التقاط صور عالية الدقة (مفصلة) للمناطق التي تولد فيها نجوم جديدة، اكتشفت أن معظم النجوم تتشكل كأعضاء في الأنظمة الثنائية. ومع تقدم التقنيات، تمكنت من تتبع المدارات التي رقصت بواسطة هذه الأزواج النجمية وبالتالي تمكنت من التأكد من كتل كل منها.
يعمل غيز حاليًا أستاذًا في علم الفلك في جامعة كاليفورنيا، وقد استخدم منذ ذلك الحين تقنيات تصوير مماثلة عالية الدقة لدراسة مدارات النجوم في النواة الأعمق لمجرة درب التبانة. يستغرق رسم هذه المدارات سنوات، لذلك سجلت غيز وفريقها العلمي أكثر من 20 عامًا من التقاط صور الأشعة تحت الحمراء فائقة الدقة باستخدام تلسكوبات كيك العملاقة في هاواي. استنادًا إلى المدارات النجمية الناتجة، استقرت مجموعة UCLA Galactic Center Group (كما رأينا) على حل الجاذبية الذي يتطلب وجود ثقب أسود فائق الكتلة بكتلة تعادل 4.6 مليون شمس - تقع جميعها داخل مساحة أصغر من تلك التي يشغلها نظامنا الشمسي. تم الاعتراف بإنجازات Ghez بإحدى جوائز «العبقرية» التي قدمتها مؤسسة MacArthur. وفي الآونة الأخيرة، اكتشف فريقها سحبًا متوهجة من الغاز المؤين الدافئ الذي يتشارك في المدار مع النجوم ولكنه قد يكون أكثر عرضة للتأثيرات التخريبية للثقب الأسود المركزي. من خلال مراقبة هذه الغيوم، يأمل الفريق في فهم تطور الثقوب السوداء الضخمة وضواحيها المباشرة بشكل أفضل. يأملون أيضًا في اختبار نظرية النسبية العامة لأينشتاين من خلال التدقيق الدقيق في مدارات النجوم الأقرب إلى الثقب الأسود شديد الجاذبية.
إلى جانب عملها الرائد كعالمة فلك، تتنافس جيز كسبّاحة بارعة، وتستمتع بالحياة الأسرية كأم لطفلين، وتشجع النساء الأخريات بنشاط على متابعة المهن العلمية.
ملخص
يوجد ثقب أسود فائق الضخامة في مركز المجرة. تُظهر قياسات سرعات النجوم الموجودة في غضون بضعة أيام ضوئية من المركز أن الكتلة داخل مداراتها حول المركز تبلغ حوالي 4.6 مليون\(M_{\text{Sun}}\). تظهر الملاحظات الراديوية أن هذه الكتلة تتركز في حجم بقطر مماثل لمدار عطارد. وتتجاوز كثافة تركيز هذه المادة كثافة مجموعات النجوم المعروفة بمعامل يقارب المليون. الكائن الوحيد المعروف بمثل هذه الكثافة العالية والكتلة الكلية هو الثقب الأسود.
مسرد المصطلحات
- ثقب أسود فائق الضخامة
- الجسم الموجود في مركز معظم المجرات الكبيرة والذي يكون ضخمًا وصغيرًا لدرجة أن الضوء لا يستطيع الهروب منه؛ يحتوي الثقب الأسود فائق الضخامة في درب التبانة على 4.6 ملايين من كتلة الشمس