ثقب أسود

من ويكيبيديا، الموسوعه الحره
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث

السفر عبر الزمن لو كنت شفت افلام الخيال العلمي قبل كدة فدي مبينة علي نظرية فيزيائة هي وجود الثقب الاسود ولان الفيزيا الطلبة شايفيها صعبة ومملة لكن هية مشوقة لازم الاول تشوف الافلام دي عشان يبقي عندك شغف بالفيزيا الفيزيا اساس العلوم والتقدم وكل العلوم هية علوم تطبيقية لنظريات الفيزيا اللي انت شايفها علوم جامدة ومملة اتمني الاستمتاع بقراءة المقال دة عن الثقوب السودة واتمني استكمابل وتبسيط المفقال باللغة المصرية عشان نلسط العلوم للجيل الجديد

الثقب الأسود الفائق "Powehi" داخل نواة المجرة الإهليلجية العملاقة أو السديم مسييه 78 التابع لكوكبة الجبار، تعود هذه الصورة لشبكة تلسكوب «ايفينت هوريزون»، وتظهر بقعة مظلمة أمام حلقة تضيء بشكل خافت، وعرضت لأول مرة خلال ستة مؤتمرات صحفية متزامنة تم إصداره في العاشر من أبريل لعام 2019
الثقب الأسود الفائق داخل نواة المجرة الإهليلجية العملاقة مسييه 87 التابعة لكوكبة العذراء. تعدّ هذه الصورة أول صورة حقيقية لثقب أسود، وتعود لشبكة مقراب أفق الحدث، وتظهر فيها بقعة مظلمة أمام حلقة تضيء بشكل خافت، وعُرضت لأول مرة خلال ستة مؤتمرات صحفية متزامنة تمت في العاشر من أبريل عام 2019.

[1] الثقب الأسود هوه منطقة موجودة في الزمكان (الفضاء بأبعاده الأربعة، الأبعاد الثلاثة والبعدالزمني) بتتميز بجاذبية قوية جداً لدرجة ان اي حاجة - ولا حتى الجسيمات أو موجات الإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء - انها تفلت منها.

تتنبأ النظرية النسبية العامة بأنه يمكن لكتلة مضغوطة بقدر معين أن تشوه الزمكان لتشكيل الثقب الأسود.

العلماء شايفين أن الثقوب السودة اللي عندها كتلة نجمية بتتشكل عند انهيار النجوم الضخمة جدًا في نهاية دورة حياتها. بعد أن يتشكل الثقب الأسود، ممكن يستمر في التضخم عن طريق امتصاص الكتلة من محيطه. وذه عن طريق امتصاص النجوم التانية والاندماج مع الثقوب السوداء التانية الأمر ده بيكون نتيجتة تشكل الثقوب السوداء الهائلة واللي بتحمل كتلة تساوي ملايين الكتل الشمسية ( M ☉ ). وفي هناك إجماع عام على وجود ثقوب سوداء هائلة في مراكز معظم المجرات.

في 11 فبراير 2016، أعلن تحالف مرصد ليغو عن أول اكتشاف مباشر لموجات الجاذبية، واللي تعكس فكرة العثور على لحظة اندماج الثقوب السوداء. [2]

، عثر على إحدى عشرة موجة من موجات الجاذبية اللي نشأت من اندماج عشرة ثقوب سوداء وموجة جاذبية واحدة ناتجة عن اندماج نجم نيوتروني ثنائي.[3][4] في 10 أبريل 2019، اتننشتر أول صورة لثقب أسود وما في جواره، وذلك في أعقاب القراءات اللي حصل عليها مقراب أفق الحدث في عام 2017 والمتعلقة بالثقب الأسود الهائل في مركز المجرة مسييه 87.[5][6]

أفلام سينمائية تحدثت عن الثقب الأسود[تعديل]

فية افلام خيال علمي كتير اتكلمت عن الثفوب السودة زي 1- Time Bandits 2-Interstellar 3-Event Horizon

التاريخ[تعديل]

عرض محاكاة لثقب أسود أمام سحابة ماجلان الكبرى. لاحظ تأثير عدسة الجاذبية، اللي يُنتج منظرين مكبرين ولكن مشوهين للغاية للسحابة. وبيظهر شكل قرص درب التبانة، عبر الجزء العلوي، مشوهًا على شكل قوس.

اقترح الفلكي ورجل الدين الإنجليزي جون ميشيل تصوره لوجود جسم ضخم جدا لدرجة أنه مش ييسمح للضوء بأن يفلت منه، وذلك في بحث نشره في نوفمبر 1784. افترضت حسابات ميشيل أن مثل هذا الجسم قد يملك نفس كثافة الشمس، وخَلُص إلى أن مثل هذا الجسم سوف يتشكل عندما يتجاوز قطر النجم قطر الشمس بـ 500 مرة، محتسبا أن سرعة الهروب من سطحه ستتجاوز سرعة الضوء المعتادة. أشار ميشيل إلى أنه يمكن اكتشاف هذه الأجسام الفائقة الحجم ولكن غير المرئية من خلال آثارها الجاذبية على الأجسام المرئية القريبة.[7][8][9] كان الباحثون في ذلك الوقت متحمسين للاقتراح القائل بأن هنالك نجوم عملاقة ولكن غير مرئية أمام أنظارهم، ولكن ذلك الحماس تضاءل عندما أصبحت الطبيعة الموجية للضوء معروفة في أوائل القرن التاسع عشر.[10] فأصبح الطرح وقتها أن الضوء عبارة عن موجة وليس «جسيما»، وعليه فتأثير الجاذبية على الموجات مش هايقاتس بنفس أسلوب القياس المتبع على الجسيمات، هذا إن وُجد تأثير للجاذبية على الأمواج الضوئية.[8][9] النسبية الحديثة خطأت تصور ميشيل لإمكانية انطلاق شعاع ضوئي، مرتفعا من سطح نجم ضخم، ويبدأ بالتباطئ بسبب جاذبية النجم، ويتوقف بعدها، ثم يسقط مرة أخرى على سطح النجم وكأنه كرة.[11]

النسبية العامة[تعديل]

في سنة 1915، طور ألبرت أينشتاين نظريته النسبية العامة، كان أثبت في وقت قبل كده أن الجاذبية بتأثر على حركة الضوء. بعد كده ببضعة أشهر فقط، وجد كارل شوارزشيلد حلاً لمعادلات آينشتاين للمجال، واللي تصف مجال الجاذبية لكل من الكتلة النقطية والكتلة الكروية.[12] بعد بضعة أشهر من نتائج شوارزشيلد، قدم يوهانس دروست، وهو من طلبة هندريك لورنتز، الحل نفسه، وبشكل مستقل عن عمل شوارزشيلد، لوصف النقطة ذات الكتلة وكتب متعمقا بتفصيل أفضل وأوسع عن خصائصها.[13][14] ظهر ضمن نتائج وحلول يوهانس نتيجة، تعرف فيالوقت الحاضر بٱسم نصف قطر شوارزشيلد، حيث تؤول النقطة إلى وضعية التفرد، مما يعني أن بعض المتغيرات ضمن معادلات آينشتاين أصبحت بقيم لا نهائية. لم تكن طبيعة هذا الأمر مفهومة تمامًا في ذلك الوقت. في عام 1924، أثبت آرثر إدينجتون أن التفرد يختفي بعد تغييير الإحداثيات (انظر إحداثيات إدينجتون-فينكلشتاين )، إلا أن الأمر استغرق حتى عام 1933 حتى أدرك جورج ليمايتر أن هذا يعني أن التفرد في دائرة نصف قطرها مقدار شوارزشيلد هو تفرد في الإحداثيات غير المادية.[15] كتب آرثر إدينغتون معلقا على احتمال وجود نجم ذي كتلة مضغوطة لحجم نصف قطر شوارزشيلد في كتاب صدر عام 1926، مشيرًا إلى أن نظرية أينشتاين تسمح لنا باستبعاد الكثافات المرتفعة جداً ضمن النجوم المرئية مثل منكب الجوزاء لأن

«نجما يبلغ قطره 250 مليون كيلومتر ما يقدرش ه أنه يمتلك كثافة مرتفعة مثل تلك الموجودة لدى الشمس. أولاً، ستكون قوة الجاذبية كبيرة لدرجة أن الضوء مش هايكون قادرًا على الهروب منه، ستسقط الأشعة إليه ثانية كسقوط الحجر عائدا إلى الأرض. ثانياً، سيكون الانزياح نحو الأحمر كبيراً لدرجة أنه سيتم إزاحة الطيف خارج الوجود. ثالثًا، ستنتج الكتلة انحناءًا كبيرًا في مقياس الزمان والمكان بحيث يتم إغلاق الفضاء حول النجم، مما سيتركنا في الخارج (أي، في أي مكان)».[16][17]

في عام 1931، توصل سوبرامانيان تشاندراسيخار، مستخدما النسبية الخاصة، إلى أن جسما ما بيدورش ومكونا من المادة المنحلة للإلكترون وبكتلة أعلى من قيمة محددة (تسمى الآن حد تشاندراسيخار قالب:Solar mass ) مش هايمتلك حلول مستقرة ضمن النسبية.[18] تم معارضة استنتاجاته من قبل الكثير من معاصريه مثل إدينغتون وليف لانداو، اللين ردوا عليه أنه لا بد من وجود آليات غير معروفة ستوقف انهيار المادة.[19] حملت معارضاتهم بعضا من الصحة: فالقزم الأبيض الأكبر قليلاً من حد تشاندراسيخار ينهار ليصبح نجمًا نيوترونيًا، [20] وهو جسم مستقر بحد ذاته. لكن في عام 1939، توقع روبرت أوبنهايمر وآخرون أن النجوم النيوترونية فوق حد آخر (حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف ) ستنهار بناء على التعليلات اللي قدّمها تشاندراسيخار، وخَلَصوا إلى أنه من غير المحتمل أن يوجد أي قانون فيزيائي يمكنه أن يوقف انهيار بعض النجوم مما يعني تحولها إلى ثقوب سوداء.[21] حساباتهم الأصلية، المبنية على مبدأ استبعاد باولي، حددت قيمة الحد الجديد بـ قالب:Solar mass؛ الفهم اللاحق للقوة المرتفعة اللي تؤثر على تنافر النجوم النيوترونية رفعت التقدير إلى قيم تتراوح ما بين قالب:Solar mass إلى قالب:Solar mass.[22] أدت القراءات اللي تم تسجيلها في مرصد ليغو للموجة الثقالية الناتجة عن اندماج النجم النيوتروني GW170817، واللي يُعتقد أنه أدى إلى ظهور ثقب أسود بعد ذلك بفترة قصيرة، إلى تحسين تقدير حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف إلى قالب:Solar mass.[23][24][25][26][27]

العصر الذهبي[تعديل]

في عام 1958، أقر ديفيد فينكلشتاين بأن سطح شوارزشيلد هو أفق للحدث، «غشاء مثالي أحادي الاتجاه: يمكن للتأثيرات السببية أن تعبره ولكن في اتجاه واحد فقط».[28] لم يتعارض هذا بشكل صارخ مع نتائج أوبنهايمر، لكنه وسع مفاهيمها لتشمل وجهة نظر الأجسام اللي تجاوزت أفق الحدث. حل فنكلشتاين سمح لحل شوارزشيلد بالارتباط بمستقبل الأجسام اللي سقطت في ثقب أسود. واستطاع مارتن كروسكال العثور على حل كامل وقام بنشره سريعا.[29]

أصل المصطلحات المستعملة[تعديل]

استخدم جون ميشيل مصطلح «النجم المظلم»، [30] وفي أوائل القرن العشرين، استخدم الفيزيائيون مصطلح «الجسم المنهار الثقالي». تتبعت كاتبة العلوم مارسيا بارتوسياك مصطلح «الثقب الأسود» للفيزيائي روبرت هـ. ديكي، اللي قيل أنه قارن في أوائل الستينيات من القرن الماضي هذه الظاهرة بالثقب الأسود في كلكتا؛ سجن مشهور يدخله الناس أحياء ويخرجون منه أمواتا.[31]

وقد تم استخدام مصطلح «الثقب الأسود» في المجلات ضمن مجلتي الحياة وأخبار العلوم عام 1963، [31] وأيضا استعملتها الصحافية آن يوينغ في مقالها «الثقوب السوداء في الفضاء»، بتاريخ 18 يناير عام 1964، حيث كتبت تقريرا عن اجتماع للرابطة الأمريكية لتقدم العلوم في كليفلاند، أوهايو.[32][33]

يُقال أن أحد الطلاب أثناء محاضرة لجون ويلر في ديسمبر 1967 اقترح عبارة «الثقب الأسود»؛ [32] تبنى ويلر المصطلح، وسرعان ما انتشر استعماله، [34] مما دفع البعض إلى إعطاء الفضل لويلر على صياغة العبارة.[35]

الخصائص والتركيب[تعديل]

رسم توضيحي بسيط لثقب أسود ما بيدورش

تفترض نظرية اللا شعر، أنه بمجرد وصول الثقب الأسود لحالة مستقرة بعد تكونه، تصبح له، فقط، ثلاث خصائص فيزيائية مستقلة : الكتلة، الشحنة، والزخم الزاوي. وبخلاف ذلك فالثقب الأسود ما بيشليش أي خصائص أخرى. إذا كانت الفرضية سليمة، فهذا سيعني استحالة تمييز أي من الثقوب السوداء اللي تشترك بنفس القيم لهذه الخصائص عن بعضها البعض. إن درجة مطابقة النظرية مع الثقوب السوداء على أرض الواقع ووفقًا لقوانين الفيزياء الحديثة، هي مشكلة لم يتم حلها بعد.[36]

الخصائص الفيزيائية[تعديل]

أبسط الثقوب السوداء الساكنة هي ثقوب بكتلة ولكنها ما بتشلش شحنة كهربائية ولا زخم زاوي لها. غالباً ما يشار إلى هذه الثقوب السوداء باسم ثقوب شوارزشيلد السوداء وذلك تقديرا لكارل شوارزشيلد اللي اكتشف هذا الحل الرياضي عام 1916.[12] وفقًا لنظرية بيرخوف، فذلك هو الحل الفراغي الوحيد المتناظر كرويًا.[37] هذا يعني أنه مش موجود فرق ملحوظ بين مجال الجاذبية لهذا الثقب الأسود وأي مجال كروي آخر يحمل نفس الكتلة. وبالتالي فإن الفكرة الشائعة عن "امتصاص الثقب الأسود لكل شيء" هي فقط صحيحة ضمن محيط الثقب الأسود بالقرب من أفقه؛ أما بعيدًا، فإن حقل الجاذبية الخارجي مطابق لحقل أي جسم آخر، له نفس الكتلة.[38]

تصنيف الثقوب السوداء
صنف الكتلة التقديرة نصف القطر القديري
ثقب أسود عملاق 10 5 -10 10 [[كتلة شمسية|Mقالب:Sub]] 0.001–400 AU
ثقب أسود متوسط الكتلة 10 3 م قالب:Sub 10 3 كم ≈ [[نصف قطر أرضي|R قالب:Sub]]
ثقب أسود نجمي 10 م قالب:Sub 30   كم
الثقب الأسود الصغير حتى Mقالب:Sub حتى 0.1   مم

تصنف الثقوب السوداء عادة حسب كتلتها، بدون الإعتماد على زخمها الزاوي، J. يتناسب حجم الثقب الأسود، كما يحدده نصف قطر أفق الحدث، أو نصف قطر شوارزشيلد، مع الكتلة ، M ، من خلال المعادلة

'"`UNIQ--postMath-00000002-QINU`"'

حيث rقالب:Sub هي نصف قطر شفارتزشيلد و Mقالب:Sub هي كتلة الشمس.[1] بالنسبة إلى الثقب الأسود اللي يحمل قيم لا صفرية لكل من الدوران والشحنة، يكون نصف القطر أصغر، [Note 1] بحيث يتمكن الثقب الأسود المتطرف من الحصول على أفق حدث قريب جدا.[39]

أفق الحدث[تعديل]

التفرد[تعديل]

محيط الفوتون[تعديل]

محيط الفوتون أو كرة الفوتون هي حدود كروية بسماكة صفرية يتم ضمنها التقاط وحبس الفوتونات اللي تتحرك بشكل ملامس لمماسها ضمن مدار دائري حول الثقب الأسود. بالنسبة إلى الثقوب السوداء غير الدوارة، فإن كرة الفوتون لها دائرة نصف قطرها 1.5 مرة نصف قطر شوارزشيلد. مدارات الفوتونات غير مستقرة ديناميكيًا، وبالتالي فإن أي اضطراب صغير يتسبب به أي جسيم مادي من شأنه أن يتسبب في عدم استقرار ينمو مع الوقت، و بالتالي ينتقل الفوتون إلى مسار خارجي يؤدي إلى هربه من الثقب الأسود، أو مسار للداخل حيث سيعبر أفق الحدث.[40]

إرغوسفير[تعديل]

إيرجوسفير هي منطقة على شكل قرعة، تقع خارج أفق الحدث. لا يمكن أن تبقى الأجسام ثابتة ضمنها.[41]

يحيط بالثقوب السوداء الدوارة منطقة زمكان يستحيل الوقوف بثبات ضمنها ، تُسمى إرغوسفير أو منطقة العمل (أرغو كلمة إغريقية تعني العمل). و هي ناتجة عن آلية تعرف باسم جر الإطار أو تباطؤ الإطار؛ تتنبأ النسبية العامة بأن أي كتلة دوارة تميل إلى جر الزمكان المحيط بها بشكل مباشرة. سوف يميل أي كائن بالقرب من الكتلة الدوارة إلى التحرك في نفس اتجاه الدوران. بالنسبة إلى الثقب الأسود الدوار، يكون هذا التأثير قويًا جدًا بالقرب من أفق الحدث ، بحيث يتحتم على الجسم أن يتحرك بسرعة أكبر من سرعة الضوء في الاتجاه المعاكس حتى يظل ثابتًا.[42]

أقصى مدار دائري داخلي مستقر (ISCO)[تعديل]

ضمن الجاذبية النيوتونية، يمكن لجسيمات الاختبار أن تدور بثبات ضمن أي مدارات و بأي بعد عن جسم مركزي. لكن في النسبية العامة، يوجد مدار دائري مستقر (يُطلق عليه عادة ISCO)، بحيث يؤدي حدوث أي اضطرابات متناهية الصغر في المدار الدائري ضمنه إلى الدوران بسقوطا داخل الثقب الأسود.[43] يعتمد موقع ISCO على دوران الثقب الأسود، في حالة وجود ثقب شوارزشيلد أسود (بدون دوران) يكون موقعه محددا بالمعادلة:

'"`UNIQ--postMath-00000004-QINU`"'

التكوين والتطور[تعديل]

بالنظر إلى الطابع الغريب للثقوب السوداء، كان هناك تساؤل طويل حول ما إذا كانت هذه الأشياء يمكن أن توجد بالفعل في الطبيعة أو ما إذا كانت مجرد حلول خيالية لمعادلات آينشتاين. اعتقد آينشتاين نفسه خطأً أن الثقوب السوداء مش هاتتشكل، لأنه رأى أن الزخم الزاوي للجزيئات المنهارة من شأنه أن يثبّت حركتها عند بعض دائرة بنصف قطر معين.[44] وقد أدى ذلك إلى رفض مجتمع النسبية العام جميع النتائج اللي تصر على عكس رأي آينشتاينلوسنوات عديدة. ومع ذلك ، استمرت أقلية من الباحثين في الادعاء بأن الثقوب السوداء هي أجسام مادية حقيقية، [45] ومع نهاية الستينيات، أقنعوا غالبية الباحثين في هذا المجال بعدم وجود عقبة أمام تشكيل أفق الحدث.

النمو[تعديل]

بمجرد تشكيل ثقب أسود، يمكن أن يستمر في النمو عن طريق امتصاص مادة إضافية. أي ثقب أسود سوف يقوم بامتصاص الغبار والغبار بين النجوم من المناطق المحيطة به. هذه هي العملية الأساسية اللي من خلالها يبدو أن الثقوب السوداء الهائلة قد نمت إلى احجامها الحالية. === التبخر === في عام 1974، تنبئ هوكينج أن الثقوب السوداء ليست سوداء تمامًا وإنما ينبعث منها كميات صغيرة من الإشعاع الحراري عند درجة حرارة ℏ c3/(8 π G M [./https://en.wikipedia.org/wiki/Bolzmann_constant kقالب:Sub]) ؛ [46] أصبح هذا التأثير معروفًا بإشعاع هوكينج. من خلال تطبيق نظرية المجال الكمومي على خلفية ثقب أسود ثابت، راى هوكينج أن الثقب الأسود يجب أن يصدر جزيئات تعكس طيف جسم الأسود مثالي. ومنذ نشر هوكينج لتنبؤاته، تحقق الكثيرون الآخرون من تلك النتائج وذلك من خلال أساليب مختلفة.[47] إذا كانت نظرية هوكينج لإشعاع الثقب الأسود صحيحة، فهذا يعني أن الثقوب السوداء ستتقلص وتتبخر بمرور الوقت لأنها تفقد الكتلة بسبب انبعاث الفوتونات والجزيئات الأخرى.[46] تتناسب درجة حرارة هذا الطيف الحراري ( درجة حرارة هوكينج ) مع الجاذبية السطحية للثقب الأسود، واللي يتناسب عكسياً مع الكتلة (في ثقب شوارزشيلد الأسود). وبالتالي، فإن الثقوب السوداء الكبيرة تنبعث منها إشعاعات أقل من تلك المنبعثة من الثقوب السوداء الصغيرة.[42]

الأدلة الرصدية[تعديل]

بحكم طبيعتها، لا ينبعث من الثقوب السوداء مباشرة أي إشعاع كهرمغنطيسي بخلاف إشعاع هوكينج الافتراضي، لذلك يتوجب على علماء الفيزياء الفلكية اللين يبحثون عن الثقوب السوداء الاعتماد عمومًا على الملاحظات غير المباشرة. على سبيل المثال، يمكن في بعض الأحيان الاستدلال على وجود ثقب أسود من خلال مراقبة تفاعلاتها الجاذبية مع محيطها.[48]

الحركة الصحيحة لنجوم تدور حول القوس A *[تعديل]

توفر الحركات المناسبة للنجوم القريبة من مركز درب التبانة دليلًا قويًا على أن هذه النجوم تدور حول ثقب أسود هائل.[49] منذ عام 1995، قام علماء الفلك بتتبع حركات 90 نجمًا تدور حول جسم غير مرئي يتزامن مع مصدر الراديو الرامي A* . من خلال تطبيق حركاتها على معادلات الامدارات الكبلرية، استنتج علماء الفلك، في عام 1998، وجود جسم بكتلة تصل إلى 2.6 مليون M ☉ وبجم يصل نصف قطره إلى 0.02 سنة ضوئية، وذلك لتفسير حركة تلك النجوم.[50] ومنذ ذلك الوقت، أكمل أحد النجوم - يسمى S2 - مدارا كامل حول الجسم المتوقع. من البيانات المدارية، كان العلماء قادرين على تصحيح حساب الكتلة إلى 4.3 مليون قالب:Solar mass وتصحيح قيمة نصف قطرها إلى أقل من 0.002 سنة ضوئية ليصبح ذلك الجسم المخفي قادرا على فرض تلك الحركة المدارية على النجوم اللي تتبع حركة.[49] لا يزال الحد الأعلى لحجم الكائن أكبر من لإمكانية اختبار ما إذا كان أصغر من نصف قطر شفارتزشيلد الخاص به؛ ومع ذلك ، فإن هذه الملاحظات تشير بقوة إلى أن الجسم المركزي هو ثقب أسود هائل، حيث لا توجد سيناريوهات أخرى معقولة لحصر الكثير من الكتلة غير المرئية ضمن هذا الحجم الصغير.[50] بالإضافة إلى ذلك، هناك بعض الأدلة اللي تم ملاحظتها و اللي تشير إلى أن هذا الجسم قد يمتلك أفق الحدث، الميزة الفريدة للثقوب السوداء.[51]

تراكم المادة[تعديل]

ثقب أسود مع الهالة، ومصدر لأشعة سينية (تخيل للرسام).[52]

بسبب مبدأ الحفاظ على الزخم الزاوي، [53] لإإن الغاز اللي يسقط في البئر التثاقلي الناتج عن جسم ضخم سوف يشكل بنية تشبه القرص حول ذلك الجسم. إن تخيلات الفنانين لشكل ذلك القرص حول الثقب الأسود، عادةً ما يتم ترجمتها كما لو كان جسمًا مسطحًا يخفي جزءًا من القرص خلفه مباشرةً ، ولكن الواقع مختلف، فالعدسات الجاذبية ستشوه إلى حد كبير صورة قرص التراكم.[54]

منظر متوقع من خارج أفق ثقب أسود في شفارتزشيلد مضاء بواسطة قرص تراكم رفيع

قد يتسبب الاحتكاك، داخل هذا القرص، بنقل الزخم الزاوي للخارج، مما يسمح بتراجع المادة إلى الداخل ، وبالتالي إطلاق طاقة الوضع وزيادة درجة حرارة الغاز.[55]

عدم وضوح الأشعة السينية بالقرب من الثقب الأسود ( نوستار ، 12 أغسطس 2014).[56]

عندما يكون الجسم التراكم نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود، فإن الغاز الموجود في قرص التراكم الداخلي يدور بسرعات عالية جدًا نظرًا لقربه من الجسم المضغوط. الاحتكاك الناتج مؤثر للغاية لدرجة أنه يرفع حرارة القرص الداخلي إلى درجات حرارة تنبعث منها كميات هائلة من الإشعاع الكهرومغناطيسي (الأشعة السينية بشكل رئيسي). يمكن الكشف عن مصادر الأشعة السينية الساطعة هذه بواسطة التلسكوبات. عملية التراكم هذه هي واحدة من أكثر العمليات المعروفة كفاءة في إنتاج الطاقة؛ حيث يمكن أن ينبعث ما يصل إلى 40٪ من كتلة المواد المتراكمة كإشعاع.[55] (في الانصهار النووي، يتم تحويل حوالي 0.7٪ فقط من الكتلة إلى طاقة ). في الكثير من الحالات، تترافق أقراص التراكم مع نفاثات نسبية تنبعث على طول الأقطاب، حاملة الكثير من الطاقة. آلية إنشاء هذه النفاثات غير مفهومة بشكل جيد في الوقت الحالي ، ويعزى ذلك جزئيًا إلى عدم كفاية البيانات.

تاريخ مفهوم الثقوب السوداء[تعديل]

صورة خيالية لثقب أسود.

كان طرح فرضية إمكانية وجود مثل هذه الظاهرة هو اكتشاف رومر أن للضوء سرعة محددة، وطرح هذا الاكتشاف تساؤلاً وهو لماذا لا تزيد سرعة الضوء إلى سرعة أكبر؟ وفُسِّر ذلك على أنه قد يكون للجاذبية تأثير على الضوء، وكتب جون مينشل من هذا الاكتشاف مقالاً عام 1783 م أشار فيه إلى أنه قد يكون للنجم الكثيف المتراص جاذبية شديدة جدًا حتى أن الضوء لا يمكنهُ الإفلات منها فأي ضوء ينبعث من سطح النجم تعيده هذه الجاذبية.[57]

ثقوب سوداء عظيمة الكتلة[تعديل]

سحابة غازية في طريقها إلى ثقب أسود في مركز المجرة (Video).

تبلغ كتلة ثقوب سوداء عظيمة الكتلة بين ملايين كتلة شمسية إلى مليارات كتلة شمسية، ويبدو أنها تتواجد في معظم الحالات في مراكز المجرات، وكيفية تكون تلك الثقوب السوداء وعلاقتها بتكوّن مجرة حولها لا يزال تحت بحث علماء الفلك.

تطور نجم[تعديل]

يتكون النجم من سحابة من غاز الهيدروجين (والقليل من الهيليوم) تبدأ بالتجمع والتكدس على بعضها ثم بالدوران حول نفسها. ومع هذا التكثف يَزداد الضغط على نواتها بشكل كبير، فيَسخن الغاز في النواة حتى يصبح حاراً جداً إلى درجة أن تندمج ذرات الهيدروجين لتكونّ عنصر الهيليوم،[58] وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها.[59] لكن عندما يَنفذ وقود النجم من الهيدروجين يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه نتيجة لضغط كتلته، فترتفع درجة حرارة قلب النجم إلى درجة يَبدأ فيها النجم تفاعلات إندماج تنتج الليثيوم ثم الكربون والنتروجين والأكسجين وصولاً إلى الحديد. فحينها لا يَعود النجم قادراً على دمجه إلى عناصر أثقل لأن الطاقة اللي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار المستعر الأعظم مطلقاً طاقة هائلة.[60]

الثقوب السوداء والنظرية النسبية[تعديل]

التشوهات الناتجة عن الجاذبية الهائلة للثقب الأسود أمام سحابة ماجلان الكبرى (تفسير تصوري)

أفق الحدث هو (حدود منطقة من الزمان والمكان اللي لا يمكن للضوء الإفلات منها) وبما أنه لا شيء يمكنه السير بأسرع من الضوء، فإن أي شي يقع في هذه المنطقة سوف يبلغ بسرعة منطقة ذات كثافة عالية ونهاية الزمان.

وتتنبأ النسبية العامة بأن الأجسام الثقيلة المتحركة سوف تتسبب ببث موجات جاذبية وهي تموجات نتيجة إنحناء الفضاء (هذه التموجات هي ليست مثل موجات الراديو بل هي إنحناء وتقوس في بنية الزمكان تخيل أنك تمشي في بركة ماء سوف تتكون موجات من الماء بسبب حركة في البركة وهذه الموجات الناشئة هي مكانية ذات ثلاث أبعاد وموجة مثلها معها زمانية لتكون موجات من بعد رابع هي اللي يقصد بها إنحناءات الفضاء) تنتقل بسرعة الضوء وتشبه موجات الضوء اللي هي تموجات المجال الكهرمغناطيسي إلا أنها يصعب إكتشافها وهي كالضوء تأخذ الطاقة من الأجسام اللي تبثها وبالتالي يتوقع أن ينهار نظام من الأجسام الضخمة ويعود في النهاية إلى وضع مستقر لأن الطاقة في أي حركة سوف تحمل بعيداً.

شكل النجوم اللي تكون منها الثقب الأسود[تعديل]

حجم الثقوب السوداء وأدلة وجودها[تعديل]

في وقتنا ده اترصد أحجام للثقوب السوداء بعد إكتشاف أكبر خمسة ثقوب سوداء في الفضاء الخارجي.

إشعاع الثقب الأسود[تعديل]

إشعاع هوكينغ[تعديل]

طبق عالم الفيزياء النظرية ستيفن هوكينغ نظريات الترموديناميكا والنظرية النسبية العامة وميكانيكا الكم وتوصل إلى أن الثقب الأسود يمكن أن يصدر أشعة. وافترض حدوث إنتاج زوجي عند أفق الحدث للثقب الأسود ينتج عنه إشعاع سُمي «إشعاع هوكينغ». كما استطاع استنتاج أن كتلة الثقب الأسود تتبخر مع الوقت، وقدر عمر تبخر الثقب الأسود بنحو 6710 سنة.

رصد الثقب الأسود[تعديل]

ثقب أسود يمر بين المشاهد ومجرة تقع خلفه، ويرى تشوه ضوء المجرة القادم إلينا (محاكاة تشبيهية)

الثقوب السوداء والنظريات الفيزيائية[تعديل]

هل يمكن رؤية الثقب الأسود؟[تعديل]

ثقب أسود يجذب إليه المادة من نجم مجاور.

الثقب الأسود بتتولد لما ينتهي عمر واحد من النجوم البالغة الأكبر (حجما) وينتهي وقوده، فينفجر وينهار على نفسه. وبيتحول النجم من سحابة كبيرة عظيمة إلى تجمع صغير محدود جدا للمادة المكثفة. ويعمل ذلك التجمع المادي المركز على جذب كل ما حوله من جسيمات أو أي مادة أخرى. وحتى فوتونات الضوء لا تفلت منه بسبب جاذبيته الخارقة، فالثقب الأسود لا ينبعث منه ضوء.

أنواعها[تعديل]

الثقب الأسود هو المرحلة الاخرانية من عمر نجم عظيم الكتلة. وفي الواقع فهو ليس نجما حيث أنه لا يولّد طاقة عن طريق الاندماج النووي (يتوقف الاندماج النووي في النجم كبير الكتلة بعد استهلاكه لوقوده من الهيدروجين والهيليوم ويصبح ثقبا أسودا لا يشع ضوءا).

ويمكن تكوّن ثقب أسود بعدة طرق:

انظر أيضاً[تعديل]

ملاحظات[تعديل]

  1. The (outer) event horizon radius scales as: '"`UNIQ--postMath-00000003-QINU`"'

مراجع[تعديل]

  1. أ ب قالب:استشهاد بهارفارد دون أقواس
  2. Abbott, B.P.؛ et al. (2016). "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger". Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. arXiv:1602.03837Freely accessible. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. PMID 26918975. 
  3. خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  4. خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  5. Event Horizon Telescope، The (2019). "First M87 Event Horizon Telescope Results. I. The Shadow of the Supermassive Black Hole". المجلة الفيزيائية الفلكية. 87 (1). doi:10.3847/2041-8213/ab0ec7. 
  6. Bouman، Katherine L.؛ Johnson، Michael D.؛ Zoran، Daniel؛ Fish، Vincent L.؛ Doeleman، Sheperd S.؛ Freeman، William T. (2016). "Computational Imaging for VLBI Image Reconstruction": 913–922. arXiv:1512.01413Freely accessible. doi:10.1109/CVPR.2016.105. 
  7. Michell، J. (1784). "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. By the Rev. John Michell, B. D. F. R. S. In a Letter to Henry Cavendish, Esq. F. R. S. and A. S". المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية. 74: 35–57. Bibcode:1784RSPT...74...35M. doi:10.1098/rstl.1784.0008. JSTOR 106576. 
  8. أ ب المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع origin
  9. أ ب قالب:استشهاد بهارفارد دون أقواس
  10. '.
  11. خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1 على السطر 3495: bad argument #1 to 'pairs' (table expected, got nil).
  12. أ ب Schwarzschild، K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196. 
  13. Droste، J. (1917). "On the field of a single centre in Einstein's theory of gravitation, and the motion of a particle in that field" (pdf). Proceedings Royal Academy Amsterdam. 19 (1): 197–215. Archived (PDF) from the original on 18 May 2013. 
  14. '.
  15. 't Hooft، G. (2009). "Introduction to the Theory of Black Holes" (pdf). Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute: 47–48. Archived (PDF) from the original on 21 May 2009. 
  16. '.
  17. '.
  18. '.
  19. Detweiler، S. (1981). "Resource letter BH-1: Black holes". American Journal of Physics. 49 (5): 394–400. Bibcode:1981AmJPh..49..394D. doi:10.1119/1.12686. 
  20. '.
  21. Oppenheimer، J. R.؛ Volkoff، G. M. (1939). "On Massive Neutron Cores". فيزيكال ريفيو. 55 (4): 374–381. Bibcode:1939PhRv...55..374O. doi:10.1103/PhysRev.55.374. 
  22. Bombaci، I. (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B. 
  23. Cho، A. (16 February 2018). "A weight limit emerges for neutron stars". Science. 359 (6377): 724–725. Bibcode:2018Sci...359..724C. doi:10.1126/science.359.6377.724. PMID 29449468. Retrieved 16 فبراير 2018. 
  24. Margalit، B.؛ Metzger، B. D. (1 December 2017). "Constraining the Maximum Mass of Neutron Stars from Multi-messenger Observations of GW170817". The Astrophysical Journal. 850 (2): L19. arXiv:1710.05938Freely accessible. Bibcode:2017ApJ...850L..19M. doi:10.3847/2041-8213/aa991c. 
  25. Shibata، M.؛ Fujibayashi، S.؛ Hotokezaka، K.؛ Kiuchi، K.؛ Kyutoku، K.؛ Sekiguchi، Y.؛ Tanaka، M. (22 December 2017). "Modeling GW170817 based on numerical relativity and its implications". Physical Review D. 96 (12): 123012. arXiv:1710.07579Freely accessible. Bibcode:2017PhRvD..96l3012S. doi:10.1103/PhysRevD.96.123012. 
  26. خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1 على السطر 3495: bad argument #1 to 'pairs' (table expected, got nil).
  27. Rezzolla، L.؛ Most، E. R.؛ Weih، L. R. (9 January 2018). "Using Gravitational-wave Observations and Quasi-universal Relations to Constrain the Maximum Mass of Neutron Stars". Astrophysical Journal. 852 (2): L25. arXiv:1711.00314Freely accessible. Bibcode:2018ApJ...852L..25R. doi:10.3847/2041-8213/aaa401. 
  28. Finkelstein، D. (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". فيزيكال ريفيو. 110 (4): 965–967. Bibcode:1958PhRv..110..965F. doi:10.1103/PhysRev.110.965. 
  29. Kruskal، M. (1960). "Maximal Extension of Schwarzschild Metric". فيزيكال ريفيو. 119 (5): 1743. Bibcode:1960PhRv..119.1743K. doi:10.1103/PhysRev.119.1743. 
  30. خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  31. أ ب خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  32. أ ب خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  33. Brown، Emma (3 August 2010). "Ann E. Ewing, journalist first reported black holes". Boston.com. Archived from the original on 24 September 2017. Retrieved 24 سبتمبر 2017. 
  34. "Pioneering Physicist John Wheeler Dies at 96". ساينتفك أمريكان. Archived from the original on 28 November 2016. Retrieved 27 نوفمبر 2016. 
  35. Overbye، Dennis (14 April 2008). "John A. Wheeler, Physicist Who Coined the Term 'Black Hole,' Is Dead at 96". نيويورك تايمز. Archived from the original on 22 November 2016. Retrieved 27 نوفمبر 2016. 
  36. المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع HeuslerNoHair
  37. قالب:استشهاد بهارفارد دون أقواس
  38. '.
  39. Saa، Alberto؛ Santarelli، Raphael (18 July 2011). "Destroying a near-extremal Kerr–Newman black hole". Physical Review D. 84 (2): 027501. arXiv:1105.3950Freely accessible. Bibcode:2011PhRvD..84b7501S. doi:10.1103/PhysRevD.84.027501. 
  40. Nitta، Daisuke؛ Chiba، Takeshi؛ Sugiyama، Naoshi (September 2011). "Shadows of colliding black holes". Physical Review D. 84 (6): 063008. arXiv:1106.2425Freely accessible. Bibcode:2011PhRvD..84f3008N. doi:10.1103/PhysRevD.84.063008. 
  41. قالب:Cite arxiv, page 35, Fig. 3
  42. أ ب المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع Carroll5.8
  43. قالب:استشهاد بهارفارد دون أقواس
  44. Einstein، A. (1939). "On A Stationary System With Spherical Symmetry Consisting of Many Gravitating Masses". Annals of Mathematics. 40 (4): 922–936. doi:10.2307/1968902. JSTOR 1968902. 
  45. '.
  46. أ ب المرجع غلط: اكتب عنوان المرجع فى النُص بين علامة الفتح <ref> وعلامة الافل </ref> فى المرجع Hawking1974
  47. Page، D. N. (2005). "Hawking radiation and black hole thermodynamics". New Journal of Physics. 7 (1): 203. arXiv:hep-th/0409024Freely accessible. Bibcode:2005NJPh....7..203P. doi:10.1088/1367-2630/7/1/203. 
  48. خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  49. أ ب Gillessen، S.؛ Eisenhauer، F.؛ Trippe، S.؛ et al. (2009). "Monitoring Stellar Orbits around the Massive Black Hole in the Galactic Center". The Astrophysical Journal. 692 (2): 1075–1109. arXiv:0810.4674Freely accessible. Bibcode:2009ApJ...692.1075G. doi:10.1088/0004-637X/692/2/1075. 
  50. أ ب Ghez، A. M.؛ Klein، B. L.؛ Morris، M.؛ et al. (1998). "High Proper‐Motion Stars in the Vicinity of Sagittarius A*: Evidence for a Supermassive Black Hole at the Center of Our Galaxy". The Astrophysical Journal. 509 (2): 678–686. arXiv:astro-ph/9807210Freely accessible. Bibcode:1998ApJ...509..678G. doi:10.1086/306528. 
  51. Broderick، Avery؛ Loeb، Abraham؛ Narayan، Ramesh (August 2009). "The Event Horizon of Sagittarius A*". The Astrophysical Journal. 701 (2): 1357–1366. arXiv:0903.1105Freely accessible. Bibcode:2009ApJ...701.1357B. doi:10.1088/0004-637X/701/2/1357. 
  52. خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  53. خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1 على السطر 3495: bad argument #1 to 'pairs' (table expected, got nil).
  54. Marck، Jean-Alain (1 March 1996). "Short-cut method of solution of geodesic equations for Schwarzchild black hole". Classical and Quantum Gravity. 13 (3): 393–402. arXiv:gr-qc/9505010Freely accessible. doi:10.1088/0264-9381/13/3/007. ISSN 0264-9381. 
  55. أ ب '. section 4.1.5.
  56. خطأ في استخدام القالب ثقب أسود: يجب تحديد المعاملات مسار و عنوان
  57. خطأ لوا في وحدة:Citation/CS1 على السطر 3495: bad argument #1 to 'pairs' (table expected, got nil).
  58. النجوم: الاندماج النووي في النجوم - تجميع النواة. من وكالة الفضاء ناسا. تاريخ الولوج 29-12-2010.[dead link] Archived 6 July 2013[Date mismatch] at the Wayback Machine.
  59. معلومات المستعرات العظيمة: النجوم المتفجرة. من ناشيونال جيوغرافيك. تاريخ الولوج 29-12-2010. Archived 25 December 2016[Date mismatch] at the Wayback Machine.
  60. الاندماج النووي في النجوم. تاريخ الولوج 29-12-2010. Archived 08 2يناير7 at the Wayback Machine.

مصادر[تعديل]

وصلات خارجية[تعديل]

Commons-logo.svg
فيه فايلات فى تصانيف ويكيميديا كومونز عن:

قالب:مواضيع النسبية

Commons-logo.svg
فيه فايلات فى تصانيف ويكيميديا كومونز عن: