ثقب أسود

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى التنقل اذهب إلى البحث
الثقب الأسود الفائق "Powehi" داخل نواة المجرة الإهليلجية العملاقة او 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.

الثقب الأسود هو منطقة موجودة في الزمكان (الفضاء بأبعاده الأربعة، وهي الأبعاد الثلاثة بالإضافة إلى الزمن) تتميز بجاذبية قوية جداً بحيث لايمكن لأي شيء - ولا حتى الجسيمات أو موجات الإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء - الإفلات منها.[1] تتنبأ النظرية النسبية العامة بأنه يمكن لكتلة مضغوطة بقدر معين أن تشوه الزمكان لتشكيل الثقب الأسود.[2][3] يُطلق على حدود المنطقة التي لا يُمكن الهروب منها اسم أفق الحدث. وعلى الرغم من أن عبور حدود أفق الحدث له تأثيرات هائلة على مصير وظروف أي جسم يعبُره، الإ أنه لا تظهر أي خصائص يُمكن ملاحظتها لهذه المنطقة.[4] يعمل الثقب الأسود كجسم أسود مثالي، لأنه لا يعكس أي ضوء. [5][6] علاوة على ذلك، تتنبأ نظرية المجال الكمي في الزمكان المنحني بإنبعاث إشعاع هوكينج آفاق الحدث، بنفس الطيف الذي يتسم به الجسم الأسود لدرجة حرارة تتناسب عكسيا مع كتلته. درجة الحرارة هذه على حدود جزء من مليار من الكلفن للثقوب السوداء من الكتلة النجمية، مما يعني استحالة ملاحظتها.

أشار كل من جون ميشيل وبيير سيمون لابلاس إلى وجود أجسام تمتلك حقول جاذبية قوية بحيث لا يمكن للضوء أن يهرب منها في القرن الثامن عشر. [7] عثر كارل شوارزشيلد على أول حل رياضي حديث للنسبية العامة التي تميز الثقب الأسود في عام 1916، إلا أن تفسير الحل الرياضي شكل منطقة فضاء لا يمكن أن يفلت منها أي شيء كان قد نشر لأول مرة من قبل ديفيد فينكلشتاين في عام 1958. كانت الثقوب السوداء تعتبر مجرد خيال وفضول لدى علماء الرياضيات لفترة طويلة. لكن خلال ستينيات القرن العشرين، أظهر العمل النظري تنبؤ النسبية العامة بالثقوب. أثار اكتشاف نجوم نيوترونية بواسطة جوسلين بيل بورنيل في عام 1967 الاهتمام بالأجسام المدمجة المنهارة بالجاذبية كحقيقة فيزيائية فلكية ممكنة.

يعتقد أن الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية تتشكل عند انهيار النجوم الضخمة جدًا في نهاية دورة حياتها. بعد أن يتشكل الثقب الأسود، يمكن أن يستمر في النمو عن طريق امتصاص الكتلة من محيطه. وذلك عن طريق امتصاص النجوم الأخرى والاندماج مع الثقوب السوداء الأخرى، الأمر الذي قد يؤدي إلى تشكل الثقوب السوداء الهائلة والتي تحمل كتلة تعادل ملايين الكتل الشمسية ( M ☉ ). هناك إجماع عام على وجود ثقوب سوداء هائلة في مراكز معظم المجرات.

على الرغم من أن محتواها غير مرئي، يمكن استنتاج وجود ثقب أسود من خلال تأثيرها على المواد الأخرى والإشعاع الكهرومغناطيسي مثل الضوء المرئي. يمكن للمادة التي تسقط في الثقب الأسود أن تشكل قرص تراكم خارجي يتم تسخينه عن طريق الاحتكاك، مما يؤدي إلى تشكيل بعضٍ من أشد الأجسام بريقا في الكون. إذا كان هناك نجوم أخرى تدور حول ثقب أسود، فيمكن استخدام كل من مداراتها وكتلتها لتحديد كتلة الثقب الأسود وموقعه. يمكن استخدام هذه الملاحظات لاستبعاد البدائل المحتملة مثل النجوم النيوترونية. وبهذه الطريقة، تحقق علماء الفلك العديد من العديد من حالات توقعات وجود الثقب الأسود النجمي ضمن الأنظمة الثنائية، وأثبتوا أن مصدر الراديو المعروف باسم الرامي A، في قلب مجرة درب التبانة، يحتوي على ثقب أسود هائل يحمل كتلة تقارب 4.3 مليون كتلة شمسية.

في 11 فبراير 2016، أعلن تحالف مرصد ليغو عن أول اكتشاف مباشر لموجات الجاذبية، والتي تعكس فكرة العثور على لحظة إندماج الثقوب السوداء. [8] اعتبارا من ديسمبر 2018، عثر على إحدى عشرة موجة من موجات الجاذبية التي نشأت من اندماج عشرة ثقوب سوداء وموجة جاذبية واحدة ناتجة عن اندماج نجم نيوتروني ثنائي. [9] [10] في 10 أبريل 2019، تم نشر أول صورة على الإطلاق لثقب أسود وما في جواره، وذلك في أعقاب القراءات التي حصل عليها مقراب أفق الحدث في عام 2017 والمتعلقة بالثقب الأسود الهائل في مركز المجرة مسييه 87. [11] [12]

التاريخ[عدل]

عرض محاكاة لثقب أسود أمام سحابة ماجلان الكبرى. لاحظ تأثير عدسة الجاذبية، الذي يُنتج منظرين مكبرين ولكن مشوهين للغاية للسحابة. ويظهر 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 لا يسمح للضوء بأن يفلت منه، وذلك في بحث نشره في نوفمبر 1784. افترضت حسابات ميشيل البسيطة أن مثل هذا الجسم قد يملك نفس كثافة الشمس، وخلص 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. [13] [7] [14] 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. [15] فأصبح الطرح وقتها أن الضوء عبارة عن موجة وليس " جسيم "، وعليه فتأثير الجاذبية على الموجات لن يقاس بنفس أسلوب القياس المتبع على الجسيمات، هذا إن وجد تأثير للجاذبية على الأمواج الضوئية. [7] [14] النسبية الحديثة خطأت تصور ميشيل لإمكانية انطلاق شعاع ضوئي، مرتفعا من سطح نجم ضخم، ويبدأ يالتباطئ بسبب جاذبية النجم، ويتوقف بعدا، ثم يسقط مرة أخرى على سطح النجم وكأنه كرة. [16]

النسبية العامة[عدل]

في عام 1915، طور ألبرت أينشتاين نظريته النسبية العامة، حيث كان قد أثبت في وقت سابق أن الجاذبية تؤثر على حركة الضوء. بعد ذلك ببضعة أشهر فقط، وجد كارل شوارزشيلد حلاً لمعادلات آينشتاين للمجال، والتي تصف مجال الجاذبية لكل من الكتلة النقطية والكتلة الكروية. [17] 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. [18] [19] ظهر ضمن نتائج وحلول يوهانس نتيجة، تعرف وبالوقت الحاضر باسم 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. [20] 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

"نجم يبلغ قطره 250 مليون كيلومتر لا يمكنه أن يملك كثافة مرتفعة كتلك الموجودة لدى الشمس. أولاً، ستكون قوة الجاذبية كبيرة لدرجة أن الضوء لن يكون 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). " [21] [22]

في عام 1931، توصل سوبرامانيان تشاندراسيخار، مستخدما النسبية الخاصة، إلى أن جسما لا يدور ومكون من المادة المنحلة للإلكترون وبكتلة أعلى من قيمة محددة (تسمى الآن حد تشاندراسيخار 1.4 M ) لن يمتلك حلولا مستقرة ضمن النسبية. [23] تم معارضة استنتاجاته من قبل الكثير من معاصريه مثل إدينغتون وليف لانداو، الذين ردوا عليه أنه لا بد من وجود آليات غير معروفة ستوقف انهيار المادة. [24] حملت معارضاتهم بعضا من الصحة: فالقزم الأبيض الأكبر قليلاً من حد تشاندراسيخار ينهار ليصبح نجمًا نيوترونيًا، [25] 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 التي قدمها تشاندراسيخار، وخلصوا إلى أنه من غير المحتمل أن يوجد أي قانون فيزيائي يمكنه أن يوقف انهيار بعض النجوم مما يعني تحولها إلى ثقوب سوداء. [26] حساباتهم الأصلية، المبنية على مبدأ استبعاد باولي، حددت قيمة الحد الجديد بـ 0.7 M؛ الفهم اللاحق للقوة المرتفعة التي تؤثر على تنافر النجوم النيوترونية رفعت التقدير إلى قيم تتراوح ما بين 1.5 M إلى 3.0 M. [27] أدت القراءات التي تم تسجيلها في مرصد ليغو للموجة الثقالية الناتجة عن إندماج النجم النيوتروني GW170817، والذي يُعتقد أنه أدى إلى ظهور ثقب أسود بعد ذلك بفترة قصيرة، إلى تحسين تقدير حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف إلى 2.17 M. [28] [29] [30] [31] [32]

فسر أوبنهايمر وزملاؤه التفرد على حدود دائرة نصف قطرها قيمة شوارزشيلد على أنه مؤشر على أن هذه هي حدود الفقاعة التي يتوقف الوقت داخلها. وجهة نظر مناسبة للمراقبين خارج الفقاعة، ولكنها بالتأكيد ليست ما يلاحظه الجسم الساقط داخل الفقاعة. وبسبب هذه الخاصية، كانت النجوم المنهارة تسمى "النجوم المجمدة"، لأن المراقب الخارجي سيرى سطح النجم متجمدًا في اللحظة التي يصل بها حجم الانهيار إلى نصف قطر شوارزشيلد. [33]

العصر الذهبي[عدل]

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". [34] لم يتعارض هذا بشكل صارخ مع نتائج أوبنهايمر، لكنه وسع مفاهيمها لتشمل وجهة نظر الأجسام التي تجاوزت أفق الحدث. حل فنكلشتاين سمح لحل شوارزشيلد بالارتباط بمستقبل الأجسام التي سقطت في ثقب أسود. واستطاع مارتن كروسكال العثور على حل كامل وقام بنشره سريعا. [35]

جاءت هذه النتائج في بداية العصر الذهبي للنسبية العامة، الذي تميز بسيادة قضايا النسبية العامة والثقوب السوداء كمواضيع رئيسية للبحث العلمي. ساعد على ذلك اكتشاف النجوم النابضة بواسطة جوسلين بيل بورنيل في عام 1967، [36] [37] والتي بحلول عام 1969، تبين أنها نجوم نيوترونية تدور بسرعات عالية جدا. [38] حتى ذلك الوقت، كان ينظر إلى النجوم النيوترونية، مثلها مثل الثقوب السوداء، على أنها مجرد شطحات وترف فكري نظري؛ لكن اكتشاف النجوم النابضة أوضح أهميتها الفيزيائية وأثار اهتمامًا إضافيًا بجميع أنواع الأجسام المنهارة بسبب الجاذبية.

في هذه الفترة تم العثور على حلول رياضية أكثر عمومية للثقوب السوداء. في عام 1963، وجد روي كير الحل الدقيق لمسألة الثقب الأسود الدوار. بعد ذلك بعامين، وجد عزرا نيومان الحل الرياضي لمحاكاة ثقب أسود متناظر المحاور يدوير ومشحون كهربائياً. [39] من خلال عمل فيرنر إسرائيل، [40] براندون كارتر، [41] [42] وديفيد روبنسون [43] ظهرت نظرية اللا شعر (No-Hair Theorem)، والتي تنص على أن الثقب الأسود الثابت يمكن وصفه تماما من خلال ثلاثة خصائص فقط، قياسات كير-نيومان: الكتلة، الزخم الزاوي، والشحنة الكهربائية. [44]

في البداية، كان يعتقد أن السمات الغريبة التي تظهر في الحلول الرياضية لنماذج الثقب الأسود كانت عبارة عن نتائج متطرفة بسبب افتراض شرط التناظر ضمن النماذج الرياضية، وعليه فهذه النتائج الفردية لن يجب أن تظهر في الحلول الرياضية التي تشرح النماذج العامة. تم تبني هذا الرأي بشكل خاص من قِبل فلاديمير بيلينسكي وإسحاق خلاتنيكوف وإفغيني ليفشيتز، الذين حاولوا إثبات انعدام ظهور التفرد في الحلول الرياضية العمومية. إلا أن روجر بنروز [45] وستيفن هوكينج، في أواخر الستينيات، أثبتا أن الخصائص الفردية تظهر فعلا ضمن الحلول الرياضية العمومية. [46]

أدى عمل كل من جيمس باردين وجاكوب بيكينشتاين وكارتر وهوكينج في أوائل سبعينيات القرن الماضي إلى صياغة قوانين الديناميكا الحرارية للثقب الأسود. [47] تصف تلك القوانين سلوك الثقب الأسود بشكل متفق مع قوانين الديناميكا الحرارية وذلك من خلال ربط الكتلة مع الطاقة، والمساحة مع الانتروبيا، والجاذبية السطحية مع درجة الحرارة. تكاملت الفكرة عندما توصل هوكينج، في عام 1974، إلى أن نظرية المجال الكمي تتنبئ بأن الثقوب السوداء يجب أن تشع مثلها مثل الجسم الأسود عند درجة حرارة تتناسب مع الجاذبية السطحية للثقب الأسود. [48]

أصل المصطلحات المستعملة[عدل]

استخدم جون ميشيل مصطلح "النجم المظلم"، [49] وفي أوائل القرن العشرين، استخدم الفيزيائيون مصطلح "الجسم المنهار الثقالي". تتبعت كاتبة العلوم مارسيا بارتوسياك مصطلح "الثقب الأسود" للفيزيائي روبرت هـ. ديكي، الذي قيل أنه قارن في أوائل الستينيات من القرن الماضي هذه الظاهرة بالثقب الأسود في كلكتا؛ سجن مشهور يدخله الناس أحياء ويخروجوا منه أموات. [50]

وقد تم استخدام مصطلح "الثقب الأسود" في المجلات ضمن مجلتي الحياة وأخبار العلوم عام 1963، [51] 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. [52] [53]

يُقال إن أحد الطلاب أثناء محاضرة لجون ويلر في ديسمبر 1967 اقترح عبارة "الثقب الأسود"؛ [54] تبنى ويلر المصطلح، وسرعان ما انتشر استعماله، [55] مما دفع البعض إلى إعطاء الفضل لويلر على صياغة العبارة. [56]

الخصائص والتركيب[عدل]

رسم توضيحي بسيط لثقب أسود لا يدور

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 لا يحمل أي خصائص أخرى. إذا كانت الفرضية سليمة، فهذا سيعني استحالة تمييز أي من الثقوب السوداء التي 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. [57]

هذه الخصائص خاصة لأنها مرئية من خارج الثقب الأسود. على سبيل المثال، فإن الثقب الأسود المشحون سيتنافر مع الشحنات التي تشبه شحنته مثله مثل أي جسم مشحون آخر. وبالمثل، يمكن العثور على الكتلة الكلية لكرة تحوي ثقبا أسود باستخدام التناظرية الجاذبية لقانون جاوس، كتلة إي دي إم، وذلك بعيدًا عن الثقب الأسود. [58][المرجو التوضيح] وبالمثل، يمكن قياس الزخم الزاوي من بعيد باستخدام سحب الإطار بواسطة مجال مغناطيسية الجاذبية.[المرجو التوضيح]

عندما يسقط جسم في ثقب أسود، يتم توزيع المعلومات المرتبطة "بشكله أو توزيع الشحنة عليه" بالتساوي على طول أفق الثقب الأسود، ويتم فقد أثرها من قبل أي مراقب من الخارج. إن سلوك الأفق في هذه الحالة يمكن تفسيره على أنه نظام تبديد بسلوك يشابه، إلى حد بعيد، سلوك غشاء قابل للتمدد له مقاومة لكل من الاحتكاك وللتوصيل الكهربائي - نموذج الغشاء. [59] هذا يختلف عن نظريات المجال الأخرى مثل الكهرومغناطيسية، التي لا تحتوي على أي احتكاك أو مقاومة على المستوى المجهري، لأنها قابلة للانعكاس ضمن الوقت. ونظرًا لأن الثقب الأسود يصل في النهاية إلى حالة مستقرة مع ثلاثة خصائص فقط، فهذا يعني أنه لا توجد طريقة لتجنب فقدان المعلومات التي وصلته: تُوفر حقول الجاذبية والكهرباء في الثقب الأسود معلومات قليلة جدًا عن الأجسام التي تعبر إلى الداخل. تتضمن المعلومات المفقودة كل كمية لا يمكن قياسها بعيدًا عن أفق الثقب الأسود، بما في ذلك أرقام الكم المحفوظة تقريبًا مثل العدد الإجالي لباريون ورقم اللبتون. هذا السلوك محير جدا لدرجة أنه أخذ تسميته مفارقة فقدان معلومات الثقب الأسود. [60] [61]




تمدد وقت الجاذبية حول ثقب أسود

الخصائص الفيزيائية[عدل]

أبسط الثقوب السوداء الساكنة هي ثقوب بكتلة ولكنها لا تحمل شحنة كهربائية ولا زخم زاوي لها. غالباً ما يشار إلى هذه الثقوب السوداء باسم ثقوب شوارزشيلد السوداء وذلك تقديرا لكارل شوارزشيلد الذي اكتشف هذا الحل الرياضي عام 1916. [62] وفقًا لنظرية بيرخوف، فذلك هو الحل الفراغي الوحيد المتناظر كرويًا. [63] هذا يعني أنه لا يوجد 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. [64]

توجد حلول تصف الثقوب السوداء العامة. يتم وصف الثقوب السوداء المشحونة غير الدوارة بواسطة مقياس رايسنر-نوردستروم، في المقابل يصف مقياس كير الثقب الأسود الدوار وغير المشحون. الحل المعروف للثقب الأسود الثابت هو مقياس كير-نيومان، والذي يصف ثقبا أسود يحمل شحنة وزخما زاوي. [65]

وفي حين أن كتلة الثقب الأسود يمكن أن تأخذ أي قيمة موجبة، فإن الشحنة والزخم الزاوي مقيدان بالكتلة. في وحدات بلانك، الشحنة الكهربائية الكلية Q والزخم الزاوي الكلي J عليهما أن يتبعا القاعدة

وذلك ضمن ثقب أسود له كتلة بمقدار M. وتسمى الثقوب السوداء التي تملك الحد الأدنى من الكتلة اللازمة لتلبية هذا التباين بالثقوب السوداء المتطرفة. توجد حلول، لمعادلات آينشتاين، تنتهك معادلة عدم المساواة هذه، لكنها لا تقدم أفقًا للحدث. تقدم هذه الحلول الرياضية ما يسمى بنقاط التفرد المجردة، وهي نقاط تفرد يمكن للمراقب من الخارج رؤيتها لإنعدام الأفق حولها، وعليه فقد اعتبرت حلولا رياضية غير ملائمة للواقع الفيزيائي للكون. تستبعد فرضية الرقابة الكونية تشكيل مثل هذه التفردات، من خلال الانهيار الجاذبي للمادة الحقيقية. [2] تم دعم هذا الإدعاء من خلال المحاكاة العددية. [66]

بسبب القوة الكبيرة نسبيا للقوة الكهرومغناطيسية، فمن المتوقع احتفاظ الثقوب السوداء المتكونة من انهيار النجوم بكامل الشحنة المحايدة (تقريبًا) للنجم. الدوران، في المقابل، هو ميزة متوقعة للأجسام الفلكية الفيزيائية المنضغطة. الثقب الأسود (المرشح) GRS 1915 + 105 [67] لديه قوة دفع زاوي قريبة من الحد الأقصى للقيمة المسموح. هذا الحد غير المشحون هو [68]

مما يسمح بتعريف معامل الدوران بدون أبعاد على الشكل: [69]

[70][Note 1]

تصنيف الثقوب السوداء
صنف الكتلة التقديرة نصف القطر القديري
ثقب أسود عملاق 10 5 -10 10 MSun 0.001–400 AU
ثقب أسود متوسط الكتلة 10 3 م Sun 10 3 كم ≈ R Earth
ثقب أسود نجمي 10 م Sun 30   كم
الثقب الأسود الصغير حتى Mالقمر 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

حيث rs هي نصف قطر شفارتزشيلد و MSun هي كتلة الشمس. [72] بالنسبة إلى الثقب الأسود الذي يحمل قيم لا صفرية لكل من الدوران والشحنة، يكون نصف القطر أصغر، [Note 2] بحيث يتمكن الثقب الأسود المتطرف من الحصول على أفق حدث قريب جدا. [73]

أفق الحدث[عدل]

بعيدا عن الثقب الأسود ، يمكن للجسيم أن يتحرك في أي اتجاه ، كما يتضح من مجموعة الأسهم. لكن حركته تقتصر على حدود سرعة الضوء.
مع الأقتراب أكثر إلى الثقب الأسود، يبدأ الزمكان بالتشوه. و تصبح هناك المسارات متجهة نحو الثقب الأسود أكثر من نلك المسارات التي تتحرك بعيدًا.[Note 3]
داخل أفق الحدث ، جميع المسارات تنقل الجسيم قريبا إلى مركز الثقب الأسود. تنعدم إمكانية هروب الجسيم.

السمة المميزة للثقب الأسود هي ظهور أفق الحدث - وهو الحدود ضمن الزمكان والتي من خلالها يمكن للمادة والضوء المرور فقط إلى الداخل نحو كتلة الثقب الأسود. لا شيء، ولا حتى الضوء، يمكنه الإفلات من داخل أفق الحدث. يشار إلى غستعمال عبارة "أفق الحدث" على هذا النحو لأنه وفي حالة حدوث حدث ما داخل حدوده، فإنه من المستحيل للمعلومات الناتجة عن هذا الحدث أن تصل إلى مراقب خارج تلك الحدود، مما يجعل من المستحيل التعرف على حدوث حدث من ذاك القبيل. [75]

كما تنبأت النسبية العامة، فإن وجود جسم بكتلة يحث تشوها بالزمكان بحيث تنحرف المسارات التي تتخذها الجزيئات نحو الكتلة. [76] في أفق الحدث لثقب أسود، يصبح هذا التشوه قويًا جدًا بحيث لا توجد مسارات تؤدي بعديا عن الثقب الأسود. [77]

بالنسبة للمراقب البعيد، ستظهر نبضات الساعات القريبة من الثقب الأسود أكثر بطئا من الساعات البعيدة عن الثقب الأسود. [78] نتيجة لهذا التأثير، والمعروف باسم تمدد وقت الجاذبي، سيبدو أن الجسم الذي يسقط في ثقب أسود يتباطأ كلما اقترب من أفق الحدث، وسيستغرق وقتًا لا نهائيا للوصول إليه. [79] في الوقت نفسه، تتباطأ جميع العمليات على هذا الجسم، من وجهة نظر مراقب خارجي ثابت، مما يؤدي إلى ظهور أي ضوء منبعث من الجسم بشكل أغمق وأكثر احمراراً، وهو تأثير يُعرف باسم الانزياح نحو الأحمر التثاقلي. [80] في النهاية، يتلاشى الجسم الساقط حتى لا يعد بالإمكان رؤيته. عادةً ما تحدث هذه العملية بسرعة كبيرة عند اختفاء الجسم وخلال أقل من ثانية. [81]

من ناحية أخرى، لا يلاحظ المراقب، الغير قابل للتدمير، أثناء عبوره لأفق الحدث إلى داخل الثقب الأسود أيًا من هذه الآثار. فوفقًا لساعاته الخاصة، والتي تبدو له أنها تعمل بشكل طبيعي، هو سيعبر أفق الحدث بعد فترة زمنية محدودة دون ملاحظة إلى أي معالم دالة على وجود تفرد؛ في النسبية العامة الكلاسيكية، من المستحيل تحديد موقع أفق الحدث اعتمادا على الملاحظات المحلية، بسبب مبدأ التكافؤ لآينشتاين. [82] [83]

شكل أفق الحدث حول الثقب الأسود قريب جدا من الكروية. [Note 4] [86] بالنسبة للثقوب السوداء التي لا تدور (الثابتة)، يكون أفق الحدث كرويا تمامًا، بينما بالنسبة لأفق الثقوب السوداء التي تدور، يكون أفق الحدث ملتزمًا بشاكل الكروي. [87]

التفرد[عدل]

في وسط الثقب الأسود، كما هو مطروح في النسبية العامة، يقبع تفرد جذبوي، وهي المنطقة التي يصبح ضمنهاا انحناء الزمكان لانهائي. [88] بالنسبة لثقب أسود غير الدوراني، تتخذ هذه المنطقة شكل نقطة واحدة، أما بالنسبة لثقب أسود دوار، فيتم تشويه المنطقة لتشكل تفرد حلقي يقع في مستوى الدوران. [89] في كلتا الحالتين، سيكون لمنطقة التفرد حجم صفري. يمكن أيضًا إثبات أن منطقة التفرد تحتوي على كامل كتلة الثقب الأسود. [90] وبالتالي يمكن اعتبار منطقة التفرد مجرد نقطة لكنها ذات كثافة لا حصر لها. [91]

لا يمكن للمراقب الذي يسقط في ثقب شوارزشيلد الأسود ( غير متناوب وغير مشحون) أن يتجنب وصوله إلى نقطة التفرد بمجرد عبوره لأفق الحدث. يمكنه إطالة وجوده من خلال تسارعه بعيدا عن نقطة التفرد لإبطاء سرعة نزوله، ولكن فقط إلى حد معين. [92] عندما يصل إلى نقطة التفرد، سيتم سحقه إلى كثافة لا حصر لها وتضاف كتلته إلى إجمالي كتلة الثقب الأسود. ولطن قبل أن يحدث ذلك، سيكون جسمه قد تمزق بسبب قوى المد والجزر المتنامية في عملية يشار إليها باسم تأثير المعكرونة. [93]

في حالة وجود ثقب أسود مشحون (ثقب رايسنر-نوردستروم) أو ثقب كير أسود، يمكن تجنب التفرد. دفع قيم الحلول الرياضية إلى حدها الأقصى يكشف عن إمكانية افتراضية للخروج من الثقب الأسود ولكن إلى زمكانٍ مختلف، حيث يعمل الثقب الأسود كثقب دودي. [94] طبعا تبقى إمكانية السفر إلى كون آخر مجرد خيال علمي كون الاضطراب الحادث ضمن الثقب سيدمر احتمال حدوث ذلك. [95] الحلول الرياضية المختلفة تعطي أنطباعا بإمكانية اتباع منحنيات توقيت مغلقة حول نقطة تفرد كير، مما قد يفسر على أنه عودة إلى ماضي الشخص، مما سيؤدي إلى مشاكل ومفاراقات مع مبدأ السببية مثل مفارقة الجد. [96] من المتوقع ألا تنجو المادة التي تشكل الإجسام التي تسقط في الثقوب من الإضرابات الكيمومية الغريبة ضمن هذه الثقوب السوداء الدوارة والمشحونة. [97]

عادة ما يُنظر إلى ظهور التفرد في النسبية العامة على أنه إشارة إلى انهيار النظرية. [98] إلا أن هذا الانهيار أمر متوقع عندما تؤدي التأثيرات الكمية إلى حدوث هذه هذا الإنهيار بسبب الكثافة العالية للغاية وبالتالي تفاعل الجسيمات الكمية. حتى الآن، لم يكن من الممكن الجمع بين الآثار الكمومية والجاذبية في نظرية واحدة، على الرغم من وجود محاولات مضنية لصياغة مثل هذه النظرية للجاذبية الكمية. بشكل عام، من المتوقع ألا تتضمن هذه النظرية وجود أي تفرد. [99] [100]

تاريخ مفهوم الثقوب السوداء[عدل]

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.[101]

وهناك فرضية تقول أيضًا أنه يوجد نجوم عديدة من هذه النجوم لا يمكننا أن نرى ضوءها؛ لأنها لا تبعثه لكننا نستطيع أن نتحسس جاذبيتها، وهذه النجوم هي ما نسميها بـ الثقوب السوداء أي الفجوات في الفضاء، وقد أهملت هذه الأفكار؛ لأن النظرية الموجية للضوء كانت سائدة في ذلك الوقت، وأعاد العالم الفرنسي بيير سيمون لابلاس هذه الفكرة إلى الواجهة في 1796 م في كتابه Exposition du Système du Monde (مقدمة عن النظام الكوني)[102][103] ولكن معاصريه شككوا في صحة الفكرة لهشاشتها النظرية[104] إلى أن جاءت نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين التي برهنت على إمكانية وجود الثقوب السوداء.[17]

وبعد ذلك بدأ علماء الفلك في البحث عن آثارها باستخدام التلسكوبات الأرضية والفضائية حيث تم اكتشاف أن نجم الدجاجة إكس-1 يرجح أن يكون ثقب أسود محتمل سنة 1971 م،[105] وتحولت الآراء حول الثقب الأسود إلى حقائق مشاهدة عبر المقراب الفلكي الراديوي الذي يتيح للراصدين مشاهدة الكون بشكل أوضح، وجعل نظرية النسبية حقيقة علمية مقبولة عند معظم دارسي علوم الفيزياء.[106][107]

ثقوب سوداء عظيمة الكتلة[عدل]

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.

يوجد مصدر راديوي شديد في مركز مجرتنا مجرة درب التبانة يشع أشعة راديوية غزيرة وهو يسمى الرامي أ* (أو مختصرا Sgr A* أو بالعربية: «الرامي أ*») وتبلغ كتلته نحو 4.3 مليون كتلة شمسية،[108] وكان تقدير كتلته قبل سنوات معتمدًا على مشاهدات سحب غازات بالقرب منه (مثل ما يسمى ذراع حلزوني صغير) أدت إلى أن تبلغ كتلته 2.7 مليون كتلة شمسية ولكن استخدام تلسكوبات ذات تباين أعلى وحساسية أشد استطاع العلماء استنتاج كتلته في مركز المجرة عن طريق مشاهدة مدارات نجوم قريبة منه وسرعاتها في مداراته حوله مثل S0-102 ونجم إس 2، وقد بينت المشاهدات الحديثة إلى أن كتلته أكبر بكثير؛ فهي تبلغ 4.3 مليون كتلة شمسية.

تشير المشاهدت إلى أن الثقوب السوداء قد تكونت مع تكون المجرات في وقت واحد وأنها قد ساعدت على تكون مجرة حولها، وهذا موضوع هام يهتم به العلماء لتفسيره.

تطور نجم[عدل]

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،[109] وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها.[110] 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 التي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار المستعر الأعظم مطلقاً طاقة هائلة.[111]

لكن ما يُحدد مصير النجم بعد انفجاره هو ما يُسمى «حد تشاندراسيخار»، هذا الحد هو مقدار الكتلة (1.4 كتلة شمسية) الذي إن لم يَتجاوزه النجم فسيَتحول إلى قزم أبيض، وإن تجاوزه فيَتحول إما إلى نجم نيوتروني أو إلى ثقب أسود (ما يُحدد أيهما هو حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف).[112] إذا ما كانت كتلة النجم عالية، فسيَعني هذا أنه سيَكون أكثر كثافة، ولذلك فإن النجوم الكثيفة تصبح نجوماً نيوترونية أو ثقوباً سوداء. النجوم النيوترونية هي أجسام عالية الكثافة جداً، ولذا فعندما تتكون تندمج الإلكترونات والبروتونات لتصبح نيوترونات تستطيع تحمل الضغط الهائل في النواة (فقطر هذه النجوم لا يَتجاوز الـ20 كم)، أما عندما تكون الكثافة أعلى من ذلك، فإن حتى النيوترونات لا تعود قادرة على تحمل الضغط الهائل، فيَنهار النجم متحولاً إلى ثقب أسود هائل الكثافة.[113][114]


تكثر النجوم في أذرعة مجرة حيث تشتد فيها كثافة سحب الغازات التي تتكون منها النجوم. وتدور النجوم في مدارات حول مركز مجرة، مثلما تدور الكواكب حول الشمس. وتبلغ دورة واحدة لمجرتنا حول مركزها نحو 250 مليون سنة.

الثقوب السوداء والنظرية النسبية[عدل]

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

أفق الحدث هو (حدود منطقة من الزمان والمكان التي 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 التي يقصد بها إنحناءات الفضاء) تنتقل بسرعة الضوء وتشبه موجات الضوء التي هي تموجات المجال الكهرمغناطيسي إلا أنها يصعب إكتشافها وهي كالضوء تأخذ الطاقة من الأجسام التي تبثها وبالتالي يتوقع أن ينهار نظام من الأجسام الضخمة ويعود في النهاية إلى وضع مستقر لأن الطاقة في أي حركة سوف تحمل بعيداً.

على سبيل المثال دوران الأرض حول الشمس يولد موجات جاذبية ويكون تأثير مسارات الطاقة في تغير مدار الأرض حول الشمس الذي يؤدي في آخر المطاف إلى أن الأرض تقترب من الشمس حتى تستقر داخلها ومعدل ضياع الطاقة ضئيل جداً.

وشوهد هذا التأثير في نظام النجم النابض وهو نوع خاص من النجوم النيوترونية تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو، ويضم هذا النظام نجمين نيترونيين يدوران حول بعضهما البعض فيما يعرف بالنجوم المزدوجة.

شكل النجوم التي تكون منها الثقب الأسود[عدل]

أحدث «ورنر إزرائيل» Werner Israel - وهو باحث كندي ولد في برلين – ثورة في دراسة الثقوب السوداء عام 1967 م عندما بيَّن أن الثقوب السوداء ليست دوارة، فوفقا للنظرية النسبية العامة إن كانت دوارة فلابد أن تكون كروية تماماً. ولا يتوقف حجمها إلا على كتلتها، وأي ثقبين سوداوين، بكتلة متساوية هما متساويان بالحجم. وقد أمكن وضعهما عن طريق حل خاص لمعادلات أينشتاين قبل النسبية العامة بقليل. وكان من المعتقد أن الثقب الأسود لا يتكون إلا عند انسحاق جسم كروي تماما. وأن النجوم ليست كروية تماما، ولا يمكن بالتالي أن يسحق إلا بشكل تفرد ثقاليا عاريا، لكن هناك تفسيرات مختلفة لنتيجة «إزرائيل» تبناها روجر بنروز و«جون ويلر» فقد أبديا أن الحركات السريعة في انسحاق النجم يعني أن موجات الجاذبية المنبعثة منه تجعله أكثر كروية إلى أن يستقر في وضع ثابت ويصبح كروياً بشكل دقيق. ووفق هذه النظرية فأن أي نجم دوار يصبح كرويا مهما كان شكله وبنيته الداخلية معقدتين، وسوف ينتهي بعد انسحاقه بالجاذبية إلى ثقب أسود كروي تماما يتوقف حجمه على كتلته فقط.[115][116] واكتشف أول نباض عام 1967 مؤيدا للنظرية النسبية.[117][118] وتبين ان تلك النباضات ما هي إلا نجوم نيوترونية. حتى ذلك الحين كانت النجوم النيوترونية والثقوب السوداء ترى على أنها أجسام نظرية ولا وجود لها في الطبيعة.

وخلال تلك الفترة كثرت حسابات النظرية النسبية التي تؤدي إلى امكانية نشأة ثقب أسود.[119] من خلال عمل ورنر إزرائيل وبراندون كارتر[120] ,[121][122][123] نشأت «نظرية لا شعر» والتي تشير إلى أن حل الثقب الأسود الثابت يمكن وصفه بثلاثة إحداثيات طبقا لمقياسية كتلة، والعزم الزاوي والشحنة الكهربائية.[44]

وكانت ظواهر الثقب الأسود المحسوبة بواسطة النظرية النسبية لا تزال تعتبر نظرية بحتة وناشئة عن شروط تناظر مفترضة في حل المعادلات. كان من العلماء الذين اعتنقوا تلك الفكرة فلاديمير بلينسكي وأيزاك خالاتنيكوف وافيجني ليفشيتز الذي حاول إثبات ظهور تلك الحلول في الحال العام أيضا. ولكن في الستينيات من القرن الماضي قام روجر بنروز[45] وستيفن هوكينغ باستخدام طريقة شاملة لإثبات أن حالة التفرد الثقالي تظهر أيضا في الحلول العامة لمعادلات النظرية النسبية العامة.[124]

وفي عام 1963 م، وجد «دوي كير» مجموعة من الحلول لمعادلات النسبية العامة تصف الثقوب السوداء الدوارة التي أغفلها «إزرائيل «. فإذا كانت الدورات صفر يكون الثقب الأسود كروي تماما ويصبح الحل مماثلاً لحل «شفارزشيلد». أما إذا كان الدوران ليس صفرا ينتفخ الثقب الأسود نحو الخارج قرب مستوى خط استوائه تماما مثل الأرض منبعجة من تأثير دورانها. لقد افترض إزرائيل أن أي جسم ينسحق ليكون ثقبا أسود سوف ينتهي إلى وضع مستقر كما يصف حل كير.

حجم الثقوب السوداء وأدلة وجودها[عدل]

في عام 1970 م بين «براندون كارتر» أن حجم وشكل أي ثقب أسود ثابت الدوران يتوقف فقط على كتلة ومعدل دورانه بشرط يكون له محور تناظر، وبعد فترة أثبت ستيفن هوكينغ أن أي ثقب أسود ذي دوران ثابت سوف يكون له محور تناظر. واستخدم «رو بنسون» هذه النتائج ليثبت أنه بعد انسحاق الجاذبية بان الثقب الأسود من الاستقرار على وضع يكون دوارا ولكن ليس نابضا، وأيضا حجمه وشكله يتوقفان على كتلته ومعدل دورانه دون الجسم الذي انسحق ليكونه.

ولكن في وقتنا هذا تم رصد أحجام للثقوب السوداء بعد إكتشاف أكبر خمسة ثقوب سوداء في الفضاء الخارجي.

وهم كالترتيب التالي:

(1) NGC 1277 يعد من أصغر الثقوب المستكشفة لوقتنا هذا حيت تبلغ الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 5000,000,000 كتلة شمسية، بالإضافة أنه يقع في كتلة 50% من كتلة المجرة الذي يوجد بها ولكن يوجد ثقوب سوداء أكبر من ذلك.

(2) Holmberg 158[125]

حيث تصل الكتلة الشمسية فيه إلى 10,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثاني أكبر ثقب أسود مكتشف.(3) OJ 278 [126]

تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 18,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثالث أكبر ثقب أسود مكتشف.(4) H1821+643 [127]

تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 30,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر رابع ثقب أسود مكتشف. (5) S50014+81[128]

حيث تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 40,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر ثقب أسود مكتشف.

ما الأدلة على وجود هذه الثقوب؟[عدل]

لم يتوفر دليل على وجود الثقوب السوداء سوى حسابات مبنية على النسبية لذلك كان هناك من لم يصدق بها. وفي عام 1963 م، رصد «مارتن سميدت» وهو عالم فلكي أمريكي الانزياح نحو الأحمر في طيف جسم باهت يشبه النجم في اتجاه مصدر موجات الراديو فوجد أنه أكبر من كونه ناتج عن حقل جاذبية فلو كان انزياحه بالجاذبية نحو الأحمر لكان الجسم كبير الكتلة وقريبا منا بحيث تنزاح مدرات الكواكب في النظام الشمسي. وهذا الانزياح نحو الأحمر ناتج عن توسع الكون وهذا يعني بدوره أن الجسم بعيداً جدا عنا ولكي يرى على هذه المسافة الكبيرة لابد وأنه يبث مقدار هائلاً من الطاقة والتفسير الوحيد لهذا ناتج انسحاق بالجاذبية ليس لنجم واحد بل لمنطقة مركزية من إحدى المجرات بكاملها وتسمى أشباه النجوم.

في العاشر من أبريل لعام 2019 تم نشر أول صورة حقيقية لثقب أسود داخل نواة المجرة الأهليليجية العملاقة 87 , حيث تم الاعلان عنها في مؤتمر بواسطة شبكة مقراب أفق الحدث.

الكوازارات[عدل]

في عام 1967م اكتشفت «جوسلين بل» أجسام في الفضاء تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو وكانت يعتقد بأنها أتصلت مع الحضارات غريبة في المجرة ولكنها توصلت إلى أن هذه النبضات ناتجة عن نجم نباض هو في الواقع نجوم نيترونية دوارة تبث هذه النبضات هي بسبب تداخل معقد بين حقولها الجاذبة وبين المادة المحيطة بها وهذه النبضات هي الدليل الأول على وجود الثقوب السوداء ولكن كيف يمكن لنا اكتشاف أو استشعار الثقب الأسود مع أنه لا يبعث الضوء؟ ذلك عن طريق دراسة القوة التي يمارسها الثقب الأسود على الأجسام المجاورة فقد شاهدوا نجما يدور حول آخر غير مرئي ولكن ليس هذا شرطً أن يكون النجم غير المرئي ثقباً أسود فقد يكون نجماً باهتاً.

ومع هذه الجاذبية العالية والطاقة الهائلة التي يبثها الثقب الأسود فإنه قد تتولد جسيمات ذات طاقة عالية جداً قرب الثقب الأسود ويكون الحقل المغناطيسي شديداً بحيث تتجمع الجسيمات في نفاثتين متضادتين تنطلقان خارجاً على طول محور الدوران، ونشاهد مثل هذه الجسيمات في عدد من الكوازار.

إشعاع الثقب الأسود[عدل]

من فكرة تعريف الثقب الأسود كمجموعة من الأحداث التي لا يمكن الإفلات منها بعيداً، ويعني أن الثقب الأسود أي أفق الحدث مكون من مسارات أشعة الضوء في الزمكان وبالتالي لا يستطيع الضوء الابتعاد عن الثقب الأسود بل يحوم عند أطرافه إلى الأبد. أن هذه المسارات لا يمكن أن تقترب من بعضها البعض فإذا أقتربت فلابد أن تندمج لتصبح واحدة وفي هذه الحالة تقع في ثقب أسود، ولكن إذا أبتلع الثقب الأسود هذه الأشعة فهذا يعني أنها لم تكن على حدوده، وهذا يعني أنه يجب أن تكون الأشعة متوازية أو متباعدة، وإذا كانت الأشعة التي يتألف منها أفق الحدث لا يمكنها أن تتقارب فإن مساحة أفق الحدث تبقى كما هي أو تتسع مع الزمان، وفي الواقع تتسع المساحة كلما وقع في الثقب الأسود مادة أو إشعاع وإذا تصادم ثقبان أسودان واندمجا معا في ثقب واحد فإن مساحة أفق حدث للثقب الجديد تساوي مجموع مساحتي الثقبين الأوليين أو أكبر وبناءً على هذا التعريف وهذه الفكرة فسوف تكون حدود الثقب الأسود هي للثقب الأسود وأيضا مساحتهما بشرط أن يكون الثقب الأسود صار إلى وضع مستقر لا يتغير مع الزمن، كان هذا السلوك لمساحة الثقب الأسود مستوحى إلى حد بعيد من سلوك مقدار مادي يدعى «أنتروبيا»-وهو مقياس درجة الخلل أو اضطراب نظام ما - ويعرف تقدير أو وصف هذه الفكرة الدقيقة بالقانون الثاني للديناميكا الحرارية فهو ينص على أن «الأنتروبيا» لنظام معزول تتزايد باطراد وعندما يندمج نظامين معا، تكون «أنتروبيا» النظام الموحد، أكبر من مجموع الأثنين في كل منهما، وأقترح طالب أبحاث اسمه «جاكوب بكنشتاين» إن مساحة أفق الحدث هي مقياس أنتروبيا لثقب الأسود؛ فكلما سقطت فيه مادة تحمل أنتروبيا كلما وأتسعت مساحة أفق الحدث ’بحيث أن مجموع أنتروبيا المادة خارج الثقوب السوداء ومساحة الآفاق لا تنقص أبدا، فإذا كان للثقب الأسود أنتروبيا فلابد أن تكون له حرارة كذلك كل جسم ذي حرارة معينة لابد أن يبث إشعاع بمعدل ما وهذا الإشعاع ضروري لتفادي خرق القانون الثاني للديناميكا. أي أنه يجب أن تبث الثقوب السوداء إشعاعاً ولكن الثقوب السوداء بحكم تعريفها بالذات أجسام يفترض أن لا تبث شيئا.

وفي الحقيقة الثقوب السوداء الدوارة تبث جسيمات ذرية، ولكن عندما أجرى ستيفن هوكينغ حساباته ظهرت له نتيجة مزعجة وهي أنه حتى الثقوب السوداء غير الدوارة تبث جسيمات ذرية وهذه النتيجة كان يعتقد ستيفن أنها ناتجة عن اعتماده تقديرا خاطئا وأخيرا أكد له طيف هذه الجسيمات هو بالضبط ما قد يصدر عن جسم حار.

كيف يبدو أن الثقب الأسود يمكنه بث جسيمات مادمنا نعرف أن لا شي يمكنه الإفلات من أفق الحدث؟ الجواب كما تفيد نظرية الكم هو إن الجسيمات لا تصدر من داخل الثقب الأسود بل من (الفراغ) الفضاء الفارغ خارج أفق الحدث للثقب الأسود مباشرة؛ وكي تتضح الصورة لابد من إعادة فكرة إن ما نخاله فضاء فارغا، لا يمكن أن يكون فراغا تماما لأن ذلك يعني إن جميع الحقول من الجاذبية ووكهرومغناطيسية ستكون صفرا بالضبط إلا أن قيمة الحقل ومعدل تغيره مع الزمن يشبهان موقع وسرعة الجسم: فمبدأ عدم التأكد يحتم أنه كلما قمنا بقياس واحدة من هاتين الكميتين بدقة عالية كلما تناقصت دقة قياس الكمية الأخرى. ففي فضاء فارغ لا يمكن تحديد الحقل صفرا بدقة لأنه تكون له قيمة صفر ومعدل تغير صفر، وهذا مخالف لمبدأ عدم التأكد. إذاً لابد أن تكون هناك جسيمات أولية في الفضاء تظهر تارة وتختفي تارة، وهي حينما تفعل ذلك فهي تظهر على هيئة زوجا من الجسيمات أحدهما الجسيم والآخر نقيضه. ولا يلبثان طويلا بل يفني كل منهما الآخر ثانيا (من هنا ظهرت فكرة طاقة الصفر حاول البحث عن أعمال وحياة العالم نيكول تسلى).

ولا يمكن رؤية هذه الجسيمات أو اكتشافها بالكشافّات لان تأثيراتها غير مباشرة ويتنبأ مبدأ الارتياب بوجود أزواج أفتراضية متشابهة من جسيمات المادة بحيث يكون أحد الزوجين من المادة والأخر من المادة المضادة. وتخيل هذه الجسيمات على حدود الثقب الأسود أي على حدود أفق الحدث من الممكن جدا أن يسقط الجسم الافتراضي الذي يحمل الطاقة السالبة وينجو الجسم ذو الطاقة الموجبة.

بالنسبة لراصد من بعيد يبدو وكان الجسيم صادر عن الثقب الأسود ومع دفق الطاقة السالبة إلى داخل الثقب الأسود سوف تنخفض كتلة الثقب الأسود ولفقد الثقب الأسود لبعض كتلته تتضاءل مساحة أفق حدثه فكلما صغرت كتلة الثقب الأسود أرتفعت درجة الحرارة ومع ارتفاع درجة الحرارة يزداد معدل بثه الإشعاع فيتسارع نقصان كتلة أكثر فأكثر ولكن لا أحد يعلم ماذا يحدث للثقب الأسود إذا تقلصت أو انكمشت كتلته إلى درجه كبيرة ولكن الاعتقاد الأقرب أنه سوف ينتهي إلى انفجار نهائي هائل من الإشعاع يعادل انفجار ملايين من القنابل الهيدورجينية. فالثقب الأسود الأولى ذو الكتلة البدائية من ألف مليون طن يكون عمره مقاربا لعمر الكون. أما الثقوب السوداء البدائية ذات الكتلة دون هذه الأرقام فتكون قد تبخرت كليا. وتلك التي لها كتله أكبر بقليل تستمر في بث إشعاعات على شكل أشعة سينية أشعة غاما وهذه الإشعاعات من سينيه وغاما تشبه الموجات الضوئية ولكن بطول موجي أقصر وتكاد هذه الثقوب لا تستحق صفة سوداء فهي حارة في الواقع إلى درجة (الاحمرار- أبيض) وتبث طاقة بمعدل يقارب عشرة آلاف ميغا الواط.

إشعاع هوكينغ[عدل]

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[عدل]

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

قد نفتش عن أشعة غاما التي تبثها الثقوب السوداء الأولية طوال حياتها مع إن إشعاعات معظمها سوف تكون ضعيفة بسبب بعدها عنا بعدا كبيرا، ولكن اكتشافها من الممكن. ومن خلال النظر إلي خلفية أشعة غاما لا نجد أي دليل على ثقوب سوداء أولية ولكنها تفيد بأنه لا يمكن تواجد أكثر من 300 منها في كل سنه ضوئية مكعبة من الكون. فلو كان تواجدها مثلا أكثر بمليون مرة من هذا العدد فإن أقرب ثقب أسود إلينا يبعد ألف مليون كيلومتر، وكي نشاهد ثقبا أسودا أوليا علينا أن نكشف عدة كمات من أشعة غاما صادرة في اتجاه واحد خلال مدى معقول من الزمن كأسبوع مثلا، ولكن نحتاج إلى جهاز استشعار كبير لأشعة غاما وأيضا يجب أن يكون في الفضاء الخارجي لأن الغلاف الجوي للأرض يمتص قدرا كبيرا من أشعة غاما الآتية من خارج الأرض.. إن أكبر مكشاف أشعة غاما يمكنه التقاطها وتحديد نقطة الثقوب السوداء موجود لدينا هو الطبقة الهوائية للأرض بكاملها. فعندما يصطدم كم عالي من الطاقة من أشعة غاما بذرات جو الأرض يـُولد أزواجا من الإلكترونات والبوزيترونات (نقيض الإلكترون) ونحصل على وابل من الإلكترونات السريعة التي تـُشع ضوءاً يدعى إشعاع شيرنكوف. إن فكرة إشعاع الثقوب السوداء هي من أمثلة التنبؤ الفيزيائي المبني على النظريتين الكبيرتين المـُكتشفتان في هذا القرن : النظرية النسبية العامة وميكانيكا الكم. وهذه أول إشارة إلى أن ميكانيكا الكم قادرة على حل بعض التفردات الثقالية التي تنبأت بها النسبية العامة.

وقد استطاع العلماء الالمان في السنوات القليلة الماضية اكتشاف حقيقة تواجد أحد تلك الثقوب السوداء في مركز المجرة. بالطبع لم يروه رؤية مباشرة، ولكنهم دئبوا على مراقبة حركة نجم كبير قريب من مركز المجرة لمدة سنوات عديدة، ويدور هذا النجم في مدار حول مركز خفي.

وعلى أساس معرفة كتلة النجم ونصف قطر فلكه، استطاع العلماء استنتاج وجود الثقب الأسود في مجرتنا وحساب كتلته التي تبلغ نحو 2 مليون ضعف لكتلة الشمس.

الثقوب السوداء والنظريات الفيزيائية[عدل]

من المعروف أن قوانين الفيزياء مبنية على النظريات وعلى هذا الأساس بما أنه توجد أجسام تسمى ثقوب سوداء، يمكن للأشياء السقوط فيها بلا عودة فإنه يجب أن تكون هناك أجسام تخرج منها الأشياء تسمى الثقوب البيضاء ومن هنا يمكن للمرء افتراض إمكانية القفز في ثقب أسود في مكان ما ليخرج من ثقب أبيض في مكان آخر. فهذا النوع من السفر الفضائي ممكن نظريا، فهناك حلول لنظرية النسبية العامة يمكن فيها السقوط في ثقب أسود ومن ثم الخروج من ثقب أبيض أيضا لكن الأعمال التالية بينت أن هذه الحلول جميعها غير مستقرة : فالاضطراب الضئيل قد يدمر أخدود الدودة أو المعبر الذي يصل بين الثقب الأسود والثقب الأبيض (أو بين كوننا وكون موازي له)، إن كل هذا الكلام الذي ذكر يستند إلى حسابات باستخدام النظرية النسبية العامة لأينشتاين وتعتبر هذه الحسابات تقريبية وغير صحيحة تماما لأنها لا تاخذ مبدأ عدم التأكد في الحسبان. اعتبر في الماضي أن الثقب الأسود لا يفقد مادة فهو لا يسمح حتى للضوء بمغادرته، ولكن أعاد ستيفن هوكنغ التفكير ويميل إلى أن بعض الجسيمات يمكنها الانطلاق منه. ولو أفترضنا أنه كانت هنالك مركبة فضاء قفزت إلى هذا الثقب ماذا يحدث؟ فيقول ستيفن هوكينغ بناءً على عمل أخير له إن المركبة سوف تذهب إلى كون (طفل) صغير خاص بها كون صغير مكتف ذاتيا يتفرع عن منطقتنا من الكون (الكون الطفل يمكن توضيحه وذلك بأن تتخيل كمية من الزيت في حوض ماء وهي متجمعة حرك هذه الكمية بقلم سوف تنفصل كرة صغيرة من الزيت عن الكرة الكبيرة هذه الكرة الصغيرة هي الكون الطفل والكرة الكبيرة هي عبارة عن كوننا ولاحظ أن الكرة الصغيرة قد ترجع وتتصل مع الكرة الكبيرة) وقد يعود هذا الكون الطفل إلى الانضمام ثانية إلى منطقتنا من عالم الزمكان فأن فعل سيبدو لنا كثقب أسود آخر قد تشكل ثم تبخر والجسيمات التي سقطت في ثقب أسود تبدو كجسيمات مشعة من ثقب آخر. ويبدو هذا وكأنه المطلوب للسماح بالسفر الفضائي عبر الثقوب السوداء لكن هناك عيوب في هذا المخطط لهذا السفر الكوني أولها أنك لن تستطيع تحديد مكان توجهك أي لا تعلم إلى أين سوف تذهب وأيضا الأكوان الطفلة التي تأخذ الجسيمات التي وقعت في الثقب الأسود تحصل فيما يدعى بالزمن التخيلي يصل رجل الفضاء الذي سقط في الثقب الأسود إلى نهاية بغيضة مؤلمة فهو يستطيل مثل «المعكرونة الاسباجتي» ثم يتمزق بسبب الفرق بين القوى المطبقة على رأسه وقدميه. حتى الجسيمات التي يتكون منها جسمه سوف تنسحق تواريخها في الزمن الحقيقي وستنتهي في متفرد ثقالي. ولكن تواريخها في الزمن التخيلي سوف تستمر حيث تعبر إلى كون طفل ثم تعود للظهور كجسيمات يشعها ثقب أبيض، إن على من يسقط في ثقب أسود أن يتخذ الشعار : (فكر تخيليا). وما نعنيه هو إن الذهاب عبر ثقب أسود ليس مرشحا ليكون طريقة مرضية وموثوق بها للسفر الكوني لأنها ما زالت في طور الفلسفة النظرية ولربما نتمكن بعد سنوات من الدراسات من دخول الثقب الأسود فبعض العلماء قالو ان الثقب الأسود بوابة لمجرة بعيدة أو عالم آخر

هل يمكن رؤية الثقب الأسود؟[عدل]

ثقب أسود يجذب إليه المادة من نجم مجاور.

ينشأ الثقب الأسود عندما ينتهي عمر أحد النجوم البالغة الأكبر (حجما) وينتهي وقوده، فينفجر وينهار على نفسه. ويتحول 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.

ولكن كل ما ينجذب وينهار على الثقب الأسود يكتسب سرعات عالية جدا وترتفع درجة حرارتها. وتستطيع التلسكوبات الكبيرة على الأرض رؤية تلك الدوامات الشديدة الحرارة. أي أن الثقب الأسود يفصح عن نفسه بواسطة شهيته وجشعه لالتقاط كل مادة حوله. ولا يتعين علينا أن نخاف لأن الفلكيين لم يجدوا أي ثقب أسود بالقرب من المجموعة الشمسية.

أنواعها[عدل]

الثقب الأسود هو المرحلة الأخيرة 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[عدل]

ملاحظات[عدل]

  1. ^ The value of cJ/GM2 can exceed 1 for objects other than black holes. The largest value known for a neutron star is ≤ 0.4, and commonly used equations of state would limit that value to < 0.7.[71]
  2. ^ The (outer) event horizon radius scales as:
  3. ^ The set of possible paths, or more accurately the future مخروط ضوئي containing all possible خط العالمs (in this diagram the light cone is represented by the V-shaped region bounded by arrows representing light ray world lines), is tilted in this way in Eddington–Finkelstein coordinates (the diagram is a "cartoon" version of an Eddington–Finkelstein coordinate diagram), but in other coordinates the light cones are not tilted in this way, for example in Schwarzschild coordinates they simply narrow without tilting as one approaches the event horizon, and in Kruskal–Szekeres coordinates the light cones do not change shape or orientation at all.[74]
  4. ^ This is true only for 4-dimensional spacetimes. In higher dimensions more complicated horizon topologies like a black ring are possible.[84][85]

مراجع[عدل]

  1. ^ Wald 1984
  2. أ ب Wald، R. M. (1997). "Gravitational Collapse and Cosmic Censorship". In Iyer, B. R.؛ Bhawal, B. Black Holes, Gravitational Radiation and the Universe. Springer. صفحات 69–86. ISBN 978-9401709347. arXiv:gr-qc/9710068Freely accessible. doi:10.1007/978-94-017-0934-7. 
  3. ^ Overbye، Dennis (8 June 2015). "Black Hole Hunters". ناسا. تمت أرشفته من الأصل في 9 June 2015. اطلع عليه بتاريخ 08 يونيو 2015. 
  4. ^ "Introduction to Black Holes". اطلع عليه بتاريخ 26 سبتمبر 2017. 
  5. ^ Schutz، Bernard F. (2003). Gravity from the ground up. Cambridge University Press. صفحة 110. ISBN 978-0-521-45506-0. تمت أرشفته من الأصل في 2 December 2016. 
  6. ^ Davies، P. C. W. (1978). "Thermodynamics of Black Holes" (PDF). Reports on Progress in Physics. 41 (8): 1313–1355. Bibcode:1978RPPh...41.1313D. doi:10.1088/0034-4885/41/8/004. تمت أرشفته من الأصل (PDF) في 10 May 2013. 
  7. أ ب ت Montgomery، Colin؛ Orchiston، Wayne؛ Whittingham، Ian (2009). "Michell, Laplace and the origin of the black hole concept". Journal of Astronomical History and Heritage. 12 (2): 90–96. Bibcode:2009JAHH...12...90M. 
  8. ^ Abbott, B.P.؛ وآخرون. (2016). "Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger". Phys. Rev. Lett. 116 (6): 061102. Bibcode:2016PhRvL.116f1102A. PMID 26918975. arXiv:1602.03837Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevLett.116.061102. 
  9. ^ Siegel، Ethan. "Five Surprising Truths About Black Holes From LIGO". Forbes. اطلع عليه بتاريخ 12 أبريل 2019. 
  10. ^ "Detection of gravitational waves". ليغو (مرصد). اطلع عليه بتاريخ 09 أبريل 2018. 
  11. ^ 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. 
  12. ^ 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. 
  13. ^ 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. JSTOR 106576. doi:10.1098/rstl.1784.0008. 
  14. أ ب Thorne 1994
  15. ^ Slayter، Elizabeth M.؛ Slayter، Henry S. (1992). Light and Electron Microscopy. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-33948-3. تمت أرشفته من الأصل في 30 November 2017. 
  16. ^ Crass، Institute of Astronomy – Design by D.R. Wilkins and S.J. "Light escaping from black holes". www.ast.cam.ac.uk. اطلع عليه بتاريخ 10 مارس 2018. 
  17. أ ب Schwarzschild، K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196.  وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "Schwarzschild1916" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  18. ^ 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. تمت أرشفته (PDF) من الأصل في 18 May 2013. 
  19. ^ Kox، A. J. (1992). "General Relativity in the Netherlands: 1915–1920". In Eisenstaedt، Jean؛ Kox، A. J. Studies in the history of general relativity. Birkhäuser. صفحة 41. ISBN 978-0-8176-3479-7. 
  20. ^ 't Hooft، G. (2009). "Introduction to the Theory of Black Holes" (pdf). Institute for Theoretical Physics / Spinoza Institute: 47–48. تمت أرشفته (PDF) من الأصل في 21 May 2009. 
  21. ^ Eddington، Arthur (1926). The Internal Constitution of the Stars. Cambridge University Press. صفحة 6. ISBN 9780521337083. تمت أرشفته من الأصل في 11 August 2016. 
  22. ^ Thorne، Kip S.؛ Hawking، Stephen (1994). Black Holes and Time Warps: Einstein's Outrageous Legacy. W. W. Norton & Company. صفحات 134–135. ISBN 9780393312768. اطلع عليه بتاريخ 12 أبريل 2019. The first conclusion was the Newtonian version of light not escaping; the second was a semi-accurate, relativistic description; and the third was typical Eddingtonian hyperbole ... when a star is as small as the critical circumference, the curvature is strong but not infinite, and space is definitely not wrapped around the star. Eddington may have known this, but his description made a good story, and it captured in a whimsical way the spirit of Schwarzschild's spacetime curvature." 
  23. ^ Venkataraman، G. (1992). Chandrasekhar and his limit. Universities Press. صفحة 89. ISBN 978-81-7371-035-3. تمت أرشفته من الأصل في 11 August 2016. 
  24. ^ 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. 
  25. ^ Harpaz، A. (1994). Stellar evolution. A K Peters. صفحة 105. ISBN 978-1-56881-012-6. تمت أرشفته من الأصل في 11 August 2016. 
  26. ^ 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. 
  27. ^ Bombaci، I. (1996). "The Maximum Mass of a Neutron Star". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية. 305: 871–877. Bibcode:1996A&A...305..871B. 
  28. ^ Cho، A. (16 February 2018). "A weight limit emerges for neutron stars". Science. 359 (6377): 724–725. Bibcode:2018Sci...359..724C. PMID 29449468. doi:10.1126/science.359.6377.724. اطلع عليه بتاريخ 16 فبراير 2018. 
  29. ^ 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. Bibcode:2017ApJ...850L..19M. arXiv:1710.05938Freely accessible. doi:10.3847/2041-8213/aa991c. 
  30. ^ 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. Bibcode:2017PhRvD..96l3012S. arXiv:1710.07579Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevD.96.123012. 
  31. ^ Ruiz، M.؛ Shapiro، S. L.؛ Tsokaros، A. (11 January 2018). "GW170817, general relativistic magnetohydrodynamic simulations, and the neutron star maximum mass". Physical Review D. 97 (2): 021501. Bibcode:2018PhRvD..97b1501R. PMID 30003183 تأكد من صحة قيمة |pmid= (مساعدة). arXiv:1711.00473Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevD.97.021501. 
  32. ^ 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. Bibcode:2018ApJ...852L..25R. arXiv:1711.00314Freely accessible. doi:10.3847/2041-8213/aaa401. 
  33. ^ Ruffini، R.؛ Wheeler، J. A. (1971). "Introducing the black hole" (PDF). Physics Today. 24 (1): 30–41. Bibcode:1971PhT....24a..30R. doi:10.1063/1.3022513. تمت أرشفته (PDF) من الأصل في 25 July 2011. 
  34. ^ 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. 
  35. ^ Kruskal، M. (1960). "Maximal Extension of Schwarzschild Metric". فيزيكال ريفيو. 119 (5): 1743. Bibcode:1960PhRv..119.1743K. doi:10.1103/PhysRev.119.1743. 
  36. ^ Hewish، A.؛ وآخرون. (1968). "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source". نيتشر (مجلة). 217 (5130): 709–713. Bibcode:1968Natur.217..709H. doi:10.1038/217709a0. 
  37. ^ Pilkington، J. D. H.؛ وآخرون. (1968). "Observations of some further Pulsed Radio Sources". نيتشر (مجلة). 218 (5137): 126–129. Bibcode:1968Natur.218..126P. doi:10.1038/218126a0. 
  38. ^ Hewish، A. (1970). "Pulsars". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 8 (1): 265–296. Bibcode:1970ARA&A...8..265H. doi:10.1146/annurev.aa.08.090170.001405. 
  39. ^ Newman، E. T.؛ وآخرون. (1965). "Metric of a Rotating, Charged Mass". Journal of Mathematical Physics. 6 (6): 918. Bibcode:1965JMP.....6..918N. doi:10.1063/1.1704351. 
  40. ^ Israel، W. (1967). "Event Horizons in Static Vacuum Space-Times". فيزيكال ريفيو. 164 (5): 1776. Bibcode:1967PhRv..164.1776I. doi:10.1103/PhysRev.164.1776. 
  41. ^ Carter، B. (1971). "Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom". Physical Review Letters. 26 (6): 331. Bibcode:1971PhRvL..26..331C. doi:10.1103/PhysRevLett.26.331. 
  42. ^ Carter، B. (1977). "The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations". Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity. صفحات 243–254. 
  43. ^ Robinson، D. (1975). "Uniqueness of the Kerr Black Hole". Physical Review Letters. 34 (14): 905. Bibcode:1975PhRvL..34..905R. doi:10.1103/PhysRevLett.34.905. 
  44. أ ب Heusler، M. (2012). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Reviews in Relativity. 15 (7): 7. Bibcode:2012LRR....15....7C. PMID 28179837. arXiv:1205.6112Freely accessible. doi:10.12942/lrr-2012-7.  وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "HeuslerNoHair" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  45. أ ب Penrose، R. (1965). "Gravitational Collapse and Space-Time Singularities". Physical Review Letters. 14 (3): 57. Bibcode:1965PhRvL..14...57P. doi:10.1103/PhysRevLett.14.57.  وسم <ref> غير صالح؛ الاسم "penrose1965" معرف أكثر من مرة بمحتويات مختلفة.
  46. ^ Ford، L. H. (2003). "The Classical Singularity Theorems and Their Quantum Loopholes". International Journal of Theoretical Physics. 42 (6): 1219. doi:10.1023/A:1025754515197. 
  47. ^ Bardeen، J. M.؛ Carter، B.؛ Hawking، S. W. (1973). "The four laws of black hole mechanics". Communications in Mathematical Physics. 31 (2): 161–170. Bibcode:1973CMaPh..31..161B. MR 0334798. Zbl 1125.83309. doi:10.1007/BF01645742. 
  48. ^ Hawking، S. W. (1974). "Black hole explosions?". Nature. 248 (5443): 30–31. Bibcode:1974Natur.248...30H. doi:10.1038/248030a0. 
  49. ^ Popova، Maria (27 June 2016). "Mapping the Heavens: How Cosmology Shaped Our Understanding of the Universe and the Strange Story of How the Term "Black Hole" Was Born". brainpickings.org. اطلع عليه بتاريخ 12 أبريل 2019. 
  50. ^ "MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe". www.wbur.org. اطلع عليه بتاريخ 12 أبريل 2019. 
  51. ^ "MIT's Marcia Bartusiak On Understanding Our Place In The Universe". www.wbur.org. اطلع عليه بتاريخ 12 أبريل 2019. 
  52. ^ Siegfried، Tom (23 December 2013). "50 years later, it's hard to say who named black holes". Science News. تمت أرشفته من الأصل في 9 March 2017. اطلع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2017. It seems that the "black hole" label was also bandied about in January 1964 in Cleveland at a meeting of the American Association for the Advancement of Science. Science News Letter reporter Ann Ewing reported from that meeting, describing how an intense gravitational field could cause a star to collapse in on itself. "Such a star then forms a 'black hole' in the universe," Ewing wrote 
  53. ^ Brown، Emma (3 August 2010). "Ann E. Ewing, journalist first reported black holes". Boston.com. تمت أرشفته من الأصل في 24 September 2017. اطلع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2017. 
  54. ^ Siegfried، Tom (23 December 2013). "50 years later, it's hard to say who named black holes". Science News. تمت أرشفته من الأصل في 9 March 2017. اطلع عليه بتاريخ 24 سبتمبر 2017. It seems that the "black hole" label was also bandied about in January 1964 in Cleveland at a meeting of the American Association for the Advancement of Science. Science News Letter reporter Ann Ewing reported from that meeting, describing how an intense gravitational field could cause a star to collapse in on itself. "Such a star then forms a 'black hole' in the universe," Ewing wrote 
  55. ^ "Pioneering Physicist John Wheeler Dies at 96". ساينتفك أمريكان. تمت أرشفته من الأصل في 28 November 2016. اطلع عليه بتاريخ 27 نوفمبر 2016. 
  56. ^ Overbye، Dennis (14 April 2008). "John A. Wheeler, Physicist Who Coined the Term 'Black Hole,' Is Dead at 96". نيويورك تايمز. تمت أرشفته من الأصل في 22 November 2016. اطلع عليه بتاريخ 27 نوفمبر 2016. 
  57. ^ Heusler، M. (2012). "Stationary Black Holes: Uniqueness and Beyond". Living Reviews in Relativity. 15 (7): 7. Bibcode:2012LRR....15....7C. PMID 28179837. arXiv:1205.6112Freely accessible. doi:10.12942/lrr-2012-7. 
  58. ^ Carroll 2004
  59. ^ Thorne، K. S.؛ Price، R. H. (1986). Black holes: the membrane paradigm. Yale University Press. ISBN 978-0-300-03770-8. 
  60. ^ Anderson، Warren G. (1996). "The Black Hole Information Loss Problem". Usenet Physics FAQ. تمت أرشفته من الأصل في 22 January 2009. اطلع عليه بتاريخ 24 مارس 2009. 
  61. ^ استشهاد فارغ (مساعدة) 
  62. ^ Schwarzschild، K. (1916). "Über das Gravitationsfeld eines Massenpunktes nach der Einsteinschen Theorie". Sitzungsberichte der Königlich Preussischen Akademie der Wissenschaften. 7: 189–196. 
  63. ^ Hawking & Ellis 1973
  64. ^ Seeds، Michael A.؛ Backman، Dana E. (2007). Perspectives on Astronomy. Cengage Learning. صفحة 167. ISBN 978-0-495-11352-2. تمت أرشفته من الأصل في 10 August 2016. 
  65. ^ Shapiro، S. L.؛ Teukolsky، S. A. (1983). Black holes, white dwarfs, and neutron stars: the physics of compact objects. John Wiley and Sons. صفحة 357. ISBN 978-0-471-87316-7. 
  66. ^ Berger، B. K. (2002). "Numerical Approaches to Spacetime Singularities". Living Reviews in Relativity. 5 (1): 2002–1. Bibcode:2002LRR.....5....1B. PMID 28179859. arXiv:gr-qc/0201056Freely accessible. doi:10.12942/lrr-2002-1. 
  67. ^ McClintock، J. E.؛ Shafee، R.؛ Narayan، R.؛ Remillard، R. A.؛ Davis، S. W.؛ Li، L.-X. (2006). "The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105". Astrophysical Journal. 652 (1): 518–539. Bibcode:2006ApJ...652..518M. arXiv:astro-ph/0606076Freely accessible. doi:10.1086/508457. 
  68. ^ Abbott، B. P. (1 June 2017). "GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2". Physical Review Letters. 118 (22): 221101. Bibcode:2017PhRvL.118v1101A. PMID 28621973. arXiv:1706.01812Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevLett.118.221101. 
  69. ^ Abbott، B. P. (1 June 2017). "GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2". Physical Review Letters. 118 (22): 221101. Bibcode:2017PhRvL.118v1101A. PMID 28621973. arXiv:1706.01812Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevLett.118.221101. 
  70. ^ Abbott، B. P.؛ وآخرون. (LIGO Scientific Collaboration and مقياس التداخل فيرجو) (1 June 2017). "GW170104: Observation of a 50-Solar-Mass Binary Black Hole Coalescence at Redshift 0.2". Physical Review Letters. 118 (22): 221101. Bibcode:2017PhRvL.118v1101A. PMID 28621973. arXiv:1706.01812Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevLett.118.221101. 
  71. ^ Abbott، B. P.؛ وآخرون. (LIGO Scientific Collaboration & مقياس التداخل فيرجو) (16 October 2017). "GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral". Physical Review Letters. 119 (16): 161101. Bibcode:2017PhRvL.119p1101A. PMID 29099225. arXiv:1710.05832Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. 
  72. ^ Wald 1984
  73. ^ Saa، Alberto؛ Santarelli، Raphael (18 July 2011). "Destroying a near-extremal Kerr–Newman black hole". Physical Review D. 84 (2): 027501. Bibcode:2011PhRvD..84b7501S. arXiv:1105.3950Freely accessible. doi:10.1103/PhysRevD.84.027501. 
  74. ^ Thorne, Misner & Wheeler 1973, p. 848
  75. ^ Wheeler 2007
  76. ^ Carroll 2004
  77. ^ "Singularities and Black Holes > Lightcones and Causal Structure". plato.stanford.edu. موسوعة ستانفورد للفلسفة. اطلع عليه بتاريخ 11 مارس 2018. 
  78. ^ Carroll 2004
  79. ^ Carroll 2004
  80. ^ "Inside a black hole". Knowing the universe and its secrets. تمت أرشفته من الأصل في 23 April 2009. اطلع عليه بتاريخ 26 مارس 2009. 
  81. ^ "What happens to you if you fall into a black holes". math.ucr.edu. جون سي بايز. اطلع عليه بتاريخ 11 مارس 2018. 
  82. ^ Carroll 2004
  83. ^ "Watch: Three Ways an Astronaut Could Fall Into a Black Hole". 1 February 2014. اطلع عليه بتاريخ 13 مارس 2018. 
  84. ^ Emparan، R.؛ Reall، H. S. (2008). "Black Holes in Higher Dimensions". Living Reviews in Relativity. 11 (6): 6. Bibcode:2008LRR....11....6E. PMC 5253845Freely accessible. PMID 28163607. arXiv:0801.3471Freely accessible. doi:10.12942/lrr-2008-6. 
  85. ^ Obers، N. A. (2009). المحرر: Papantonopoulos، Eleftherios. Black Holes in Higher-Dimensional Gravity (PDF). Physics of Black Holes. Lecture Notes in Physics. 769. صفحات 211–258. Bibcode:2009LNP...769.....P. ISBN 978-3-540-88459-0. arXiv:0802.0519Freely accessible. doi:10.1007/978-3-540-88460-6. 
  86. ^ hawking & ellis 1973
  87. ^ Shapiro، Stuart (1995). "Toroidal black holes and topological censorship". Physical Review D. 52 (12). 
  88. ^ Carroll 2004
  89. ^ Carroll 2004
  90. ^ Carroll 2004
  91. ^ "Sizes of Black Holes? How Big is a Black Hole?". Sky & Telescope. 22 July 2014. اطلع عليه بتاريخ 09 أكتوبر 2018. 
  92. ^ Lewis، G. F.؛ Kwan، J. (2007). "No Way Back: Maximizing Survival Time Below the Schwarzschild Event Horizon". Publications of the Astronomical Society of Australia. 24 (2): 46–52. Bibcode:2007PASA...24...46L. arXiv:0705.1029Freely accessible. doi:10.1071/AS07012. 
  93. ^ Wheeler 2007
  94. ^ Carroll 2004
  95. ^ Droz، S.؛ Israel، W.؛ Morsink، S. M. (1996). "Black holes: the inside story". Physics World. 9 (1): 34–37. Bibcode:1996PhyW....9...34D. تمت أرشفته من الأصل في 17 August 2014. 
  96. ^ Carroll 2004
  97. ^ Poisson، E.؛ Israel، W. (1990). "Internal structure of black holes". Physical Review D. 41 (6): 1796. Bibcode:1990PhRvD..41.1796P. doi:10.1103/PhysRevD.41.1796. 
  98. ^ Wald 1984
  99. ^ Hamade، R. (1996). "Black Holes and Quantum Gravity". Cambridge Relativity and Cosmology. University of Cambridge. تمت أرشفته من الأصل في 7 April 2009. اطلع عليه بتاريخ 26 مارس 2009. 
  100. ^ Palmer، D. "Ask an Astrophysicist: Quantum Gravity and Black Holes". NASA. تمت أرشفته من الأصل في 28 March 2009. اطلع عليه بتاريخ 26 مارس 2009. 
  101. ^ 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". Phil. Trans. R. Soc. (London). Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 74. 74: 35–57. 
  102. ^ "Dark Stars (1783)". Thinkquest. 1999. اطلع عليه بتاريخ 28 مايو 2008. 
  103. ^ Laplace; see Israel, Werner (1987), "Dark stars: the evolution of an idea", in Hawking, Stephen W. & Israel, Werner, 300 Years of Gravitation, Cambridge University Press, Sec. 7.4
  104. ^ Thorne (1994:123–124).
  105. ^ https://blackholes.stardate.org/history/
  106. ^ Oppenheimer, J. R. and Volkoff, G. M. (1939-01-03). "On Massive Neutron Cores". Physical Review. 55 (4): 374–381. doi:10.1103/PhysRev.55.374. 
  107. ^ Ruffini, Remo and Wheeler, John A. (January 1971). "Introducing the black hole" (PDF). Physics Today: 30–41. 
  108. ^ Ein Monster im Visier. Astronomen vermessen das Schwarze Loch im Milchstraßenzentrum. In: wissenschaft.de. 10. Dezember 2008. Retrieved on 1. Oktober 2009.
  109. ^ النجوم: الاندماج النووي في النجوم - تجميع النواة. من وكالة الفضاء ناسا. تاريخ الولوج 29-12-2010.[وصلة مكسورة] نسخة محفوظة 06 يوليو 2013 على موقع واي باك مشين.
  110. ^ معلومات المستعرات العظيمة: النجوم المتفجرة. من ناشيونال جيوغرافيك. تاريخ الولوج 29-12-2010. نسخة محفوظة 25 ديسمبر 2016 على موقع واي باك مشين.
  111. ^ الاندماج النووي في النجوم. تاريخ الولوج 29-12-2010.
  112. ^ حد تشاندراسيكار. "the internet Encyclopedia of science" (موسوعة العلم الإلكترونية). تاريخ الولوج 29-12-2010. نسخة محفوظة 03 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
  113. ^ كيف تتكون الثقوب السوداء؟. اسأل فيزيائياً فلكياً - وكالة الفضاء ناسا. تاريخ الولوج 29-12-2010. نسخة محفوظة 03 أكتوبر 2017 على موقع واي باك مشين.
  114. ^ ولادة الثقب الأسود. تاريخ الولوج 29-12-2010. نسخة محفوظة 12 ديسمبر 2013 على موقع واي باك مشين.
  115. ^ Finkelstein، David (1958). "Past-Future Asymmetry of the Gravitational Field of a Point Particle". Phys. Rev. 110: 965–967. doi:10.1103/PhysRev.110.965. 
  116. ^ Kruskal، M. (1960). "Maximal Extension of Schwarzschild Metric". Physical Review. 119: 1743. doi:10.1103/PhysRev.119.1743. 
  117. ^ Hewish، Antony؛ Bell، S. J.؛ Pilkington، J. D. H.؛ Scott، P. F.؛ Collins، R. A. (1968). "Observation of a Rapidly Pulsating Radio Source". Nature. 217: 709–713. doi:10.1038/217709a0. اطلع عليه بتاريخ 06 يوليو 2007. 
  118. ^ Pilkington، J D H؛ Hewish، A.؛ Bell، S. J.؛ Cole، T. W. (1968). "Observations of some further Pulsed Radio Sources" (PDF). Nature. 218: 126–129. doi:10.1038/218126a0. اطلع عليه بتاريخ 06 يوليو 2007. 
  119. ^ Newman، E. T.؛ Couch، E.؛ Chinnapared، K.؛ Exton، A.؛ Prakash، A.؛ Torrence، R. (1965). "Metric of a Rotating, Charged Mass". Journal of Mathematical Physics. 6: 918. doi:10.1063/1.1704351. 
  120. ^ Israel، Werner (1967). "Event Horizons in Static Vacuum Space-Times". Physical Review. 164: 1776. doi:10.1103/PhysRev.164.1776. 
  121. ^ Carter، B. (1971). "Axisymmetric Black Hole Has Only Two Degrees of Freedom". Physical Review Letters. 26: 331. doi:10.1103/PhysRevLett.26.331. 
  122. ^ Carter، B. (1977). "The vacuum black hole uniqueness theorem and its conceivable generalisations.". Proceedings of the 1st Marcel Grossmann meeting on general relativity. صفحات 243–254. 
  123. ^ Robinson، D. (1975). "Uniqueness of the Kerr Black Hole". Physical Review Letters. 34: 905. doi:10.1103/PhysRevLett.34.905. 
  124. ^ Ford، L. H. (2003). International Journal of Theoretical Physics. 42: 1219. doi:10.1023/A:1025754515197.  مفقود أو فارغ |title= (مساعدة)
  125. ^ López-Cruz، O.؛ Añorve، C.؛ Birkinshaw، M.؛ Worrall، D. M.؛ Ibarra-Medel، H. J.؛ Barkhouse، W. A.؛ Torres-Papaqui، J. P.؛ Motta، V. (2014). "The Brightest Cluster Galaxy in Abell 85: The Largest Core Known So Far". The Astrophysical Journal. 795 (2): L31. doi:10.1088/2041-8205/795/2/L31. 
  126. ^ "OJ 287 - Wikipedia". en.m.wikipedia.org (باللغة الإنجليزية). اطلع عليه بتاريخ 22 فبراير 2018. 
  127. ^ Walker، S. A.؛ Fabian، A. C.؛ Russell، H. R.؛ Sanders، J. S. (2014). "The effect of the quasar H1821 643 on the surrounding intracluster medium: Revealing the underlying cooling flow". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 442 (3): 2809. doi:10.1093/mnras/stu1067. 
  128. ^ "S5 0014+81 - Wikipedia". en.m.wikipedia.org (باللغة الإنجليزية). اطلع عليه بتاريخ 22 فبراير 2018. 

مصادر[عدل]

وصلات خارجية[عدل]