مكتشف الثقوب السوداء الفلكي 6 أحرف دليل الكلمات المتقاطعة تاريخ الثقوب السوداء. إنتروبيا سطحية جدا

الثقوب السوداء ، المادة المظلمة ، المادة المظلمة ... هذه بلا شك أغرب الأشياء وأكثرها غموضًا في الفضاء. يمكن لخصائصها الغريبة أن تتحدى قوانين فيزياء الكون وحتى طبيعة الواقع الحالي. لفهم ماهية الثقوب السوداء ، يقترح العلماء "تغيير المعالم" ، وتعلم التفكير خارج الصندوق وتطبيق القليل من الخيال. تتكون الثقوب السوداء من نوى النجوم فائقة الكتلة ، والتي يمكن وصفها بأنها منطقة من الفضاء حيث تتركز كتلة ضخمة في الفراغ ، ولا يمكن لأي شيء ، ولا حتى الضوء ، الإفلات من الجاذبية هناك. هذه هي المنطقة التي تتجاوز فيها السرعة الكونية الثانية سرعة الضوء: وكلما زادت كتلة الجسم المتحرك ، يجب أن يتحرك بشكل أسرع للتخلص من جاذبيته. يُعرف هذا بالسرعة الفضائية الثانية.

تصف موسوعة كوليير الثقوب السوداء بأنها منطقة في الفضاء نشأت نتيجة لانهيار الجاذبية الكامل للمادة ، حيث يكون الجذب التثاقلي كبيرًا لدرجة أنه لا يمكن للمادة ولا الضوء ولا حاملات المعلومات الأخرى أن تتركها. لذلك ، لا يرتبط الجزء الداخلي من الثقب الأسود ارتباطًا سببيًا ببقية الكون ؛ لا يمكن للعمليات الفيزيائية التي تحدث داخل الثقب الأسود أن تؤثر على العمليات التي تتم خارجها. الثقب الأسود محاط بسطح له خاصية غشاء أحادي الاتجاه: تسقط المادة والإشعاع من خلاله بحرية في الثقب الأسود ، لكن لا شيء يستطيع الهروب من هناك. هذا السطح يسمى "أفق الحدث".

تاريخ الاكتشاف

الثقوب السوداء التي تنبأت بها النظرية العامة للنسبية (نظرية الجاذبية التي اقترحها أينشتاين في عام 1915) وغيرها من نظريات الجاذبية الأكثر حداثة تم إثباتها رياضياً بواسطة R. تبين أن قرب هذه الأجسام كان غير عادي لدرجة أن علماء الفلك والفيزيائيين لم يأخذوها على محمل الجد لمدة 25 عامًا. ومع ذلك ، فإن الاكتشافات الفلكية في منتصف الستينيات جعلت الثقوب السوداء تبدو وكأنها حقيقة فيزيائية محتملة. يمكن للاكتشافات والاستكشافات الجديدة أن تغير فهمنا للمكان والزمان بشكل أساسي ، وتسليط الضوء على مليارات الأسرار الكونية.

تكوين الثقوب السوداء

بينما تحدث التفاعلات النووية الحرارية في الجزء الداخلي من النجم ، فإنها تحافظ على درجة حرارة وضغط مرتفعين ، مما يمنع النجم من الانكماش تحت تأثير جاذبيته. ومع ذلك ، بمرور الوقت ، ينضب الوقود النووي ويبدأ النجم في الانكماش. تظهر الحسابات أنه إذا لم تتجاوز كتلة النجم ثلاث كتل شمسية ، فإنه سيفوز في "معركة الجاذبية": سيتوقف انهيار الجاذبية بضغط المادة "المنحلة" ، وسيتحول النجم إلى الأبد إلى قزم أبيض أو نجم نيوتروني. ولكن إذا كانت كتلة النجم أكثر من ثلاث كتل شمسية ، فلا شيء يمكن أن يوقف انهياره الكارثي وسرعان ما سيذهب تحت أفق الحدث ، ليصبح ثقبًا أسود.

هل الثقب الأسود ثقب دائري؟

ليس من السهل ملاحظة ما لا ينبعث منه ضوء. تتمثل إحدى طرق العثور على الثقب الأسود في البحث عن مناطق ضخمة في الفضاء الخارجي وفي الفضاء المظلم. أثناء البحث عن هذه الأنواع من الأجسام ، وجدها علماء الفلك في منطقتين رئيسيتين: في مراكز المجرات وفي أنظمة النجوم الثنائية في مجرتنا. في المجموع ، كما يقترح العلماء ، هناك عشرات الملايين من هذه الأشياء.

تاريخ الثقوب السوداء

أليكسي ليفين

أحيانًا ما يبني التفكير العلمي كائنات ذات خصائص متناقضة لدرجة أن حتى أكثر العلماء ذكاءً يرفضون في البداية التعرف عليها. المثال الأكثر وضوحًا في تاريخ الفيزياء الحديثة هو عدم الاهتمام بالثقوب السوداء على المدى الطويل ، وهي الحالات المتطرفة لحقل الجاذبية ، والتي تم التنبؤ بها منذ ما يقرب من 90 عامًا. لفترة طويلة كانوا يعتبرون تجريدًا نظريًا بحتًا ، وفقط في الستينيات والسبعينيات من القرن الماضي كانوا يؤمنون بواقعهم. ومع ذلك ، فإن المعادلة الأساسية لنظرية الثقوب السوداء مشتقة منذ أكثر من مائتي عام.

مصدر إلهام جون ميشيل

فُقد اسم جون ميشيل ، الفيزيائي والفلكي والجيولوجي ، الأستاذ بجامعة كامبريدج وراعي الكنيسة الإنجليزية ، تمامًا بين نجوم العلوم الإنجليزية في القرن الثامن عشر. وضع ميشيل أسس علم الزلازل ، وعلم الزلازل ، وأجرى دراسة ممتازة للمغناطيسية ، وقبل فترة طويلة من اختراع كولوم لتوازن الالتواء ، الذي استخدمه في قياسات الجاذبية. في عام 1783 حاول الجمع بين اثنين من إبداعات نيوتن العظيمة - الميكانيكا والبصريات. اعتبر نيوتن الضوء تيارًا من الجزيئات الصغيرة. اقترح ميشيل أن الجسيمات الخفيفة ، مثل المادة العادية ، تخضع لقوانين الميكانيكا. تبين أن نتيجة هذه الفرضية غير بديهية للغاية - يمكن أن تتحول الأجرام السماوية إلى مصائد للضوء.

كيف سبب ميشيل؟ سوف تتغلب كرة المدفع التي يتم إطلاقها من سطح الكوكب تمامًا على جاذبيتها فقط إذا تجاوزت سرعتها الأولية القيمة التي تسمى الآن السرعة الكونية الثانية وسرعة الهروب. إذا كانت جاذبية الكوكب قوية جدًا لدرجة أن سرعة الهروب تتجاوز سرعة الضوء ، فلا يمكن لجسيمات الضوء المنبعثة في السمت أن تصل إلى ما لا نهاية. سيحدث نفس الشيء مع الضوء المنعكس. وبالتالي ، بالنسبة لمراقب بعيد جدًا ، سيكون الكوكب غير مرئي. قام ميشيل بحساب القيمة الحرجة لنصف قطر مثل هذا الكوكب R cr اعتمادًا على كتلته M ، مخفضة إلى كتلة شمسنا M s: R cr = 3 km x M / M s.

صدق جون ميشيل صيغه وافترض أن أعماق الفضاء أخفت العديد من النجوم التي لا يمكن رؤيتها من الأرض من خلال أي تلسكوب. في وقت لاحق ، توصل عالم الرياضيات والفلك والفيزياء الفرنسي العظيم بيير سيمون لابلاس إلى نفس النتيجة ، بما في ذلك في الطبعتين الأولى (1796) والثانية (1799) من معرضه لنظام العالم. لكن الطبعة الثالثة نُشرت في عام 1808 ، عندما اعتبر معظم الفيزيائيين الضوء على أنه تذبذبات للأثير. تناقض وجود النجوم "غير المرئية" مع نظرية موجات الضوء ، ورأى لابلاس أنه من الأفضل عدم ذكرها. في الأوقات اللاحقة ، اعتبرت هذه الفكرة من الفضول ، ولا تستحق العرض إلا في الأعمال المتعلقة بتاريخ الفيزياء.

نموذج شوارزشيلد

في تشرين الثاني (نوفمبر) 1915 ، نشر ألبرت أينشتاين نظرية الجاذبية التي أطلق عليها اسم النظرية العامة للنسبية (GR). وجد هذا العمل على الفور قارئًا ممتنًا في شخص زميله في أكاديمية برلين للعلوم كارل شوارزشيلد. كان شوارزشيلد هو الأول في العالم الذي استخدم النسبية العامة لحل مشكلة فيزيائية فلكية محددة ، وحساب مقياس الزمكان خارج وداخل جسم كروي غير دوار (من أجل الواقعية ، سنسميها نجمًا) .

ويترتب على حسابات شوارزشيلد أن جاذبية النجم لا تشوه البنية النيوتونية للمكان والزمان بشكل مفرط فقط إذا كان نصف قطرها أكبر بكثير من نفس القيمة التي حسبها جون ميشيل! كانت تسمى هذه المعلمة في البداية نصف قطر شوارزشيلد ، والآن تسمى نصف قطر الجاذبية. وفقًا للنسبية العامة ، لا تؤثر الجاذبية على سرعة الضوء ، ولكنها تقلل من تواتر اهتزازات الضوء بنفس النسبة التي تبطئ من الوقت. إذا كان نصف قطر النجم 4 أضعاف نصف قطر الجاذبية ، فإن تدفق الوقت على سطحه يتباطأ بنسبة 15٪ ، ويكتسب الفضاء انحناءًا ملموسًا. مع وجود فائض مضاعف ، ينحني بقوة أكبر ، ويبطئ الوقت تشغيله بنسبة 41٪. عندما يتم الوصول إلى نصف قطر الجاذبية ، يتوقف الوقت على سطح النجم تمامًا (جميع الترددات صفرية ، ويتجمد الإشعاع ، وينطفئ النجم) ، لكن انحناء الفضاء هناك لا يزال محدودًا. بعيدًا عن النجم ، لا تزال الهندسة إقليدية ، والوقت لا يغير سرعتها.

على الرغم من حقيقة أن قيم نصف قطر الجاذبية لميشيل وشوارزشيلد هي نفسها ، إلا أن النماذج نفسها لا تشترك في شيء. في ميشيل ، المكان والزمان لا يتغيران ، لكن الضوء يتباطأ. النجم ، الذي يكون حجمه أقل من نصف قطر جاذبيته ، يستمر في التألق ، لكنه مرئي فقط لمراقب ليس بعيدًا جدًا. بالنسبة لشوارزشيلد ، فإن سرعة الضوء مطلقة ، لكن بنية المكان والزمان تعتمد على الجاذبية. النجم الذي يسقط تحت نصف قطر الجاذبية يختفي لأي مراقب ، أينما كان (بتعبير أدق ، يمكن اكتشافه من خلال تأثيرات الجاذبية ، ولكن بأي حال من الأحوال عن طريق الإشعاع).

من الكفر إلى التوكيد

اعتقد شوارزشيلد ومعاصروه أن مثل هذه الأجسام الفضائية الغريبة لم تكن موجودة في الطبيعة. لم يكن أينشتاين نفسه يتبنى وجهة النظر هذه فحسب ، بل اعتقد خطأً أيضًا أنه نجح في إثبات رأيه رياضيًا.

في الثلاثينيات من القرن الماضي ، أثبت عالم الفيزياء الفلكية الهندي الشاب شاندراسيخار أن النجم الذي استنفد وقوده النووي يلقي غلافه ويتحول إلى قزم أبيض بارد ببطء فقط إذا كانت كتلته أقل من 1.4 مرة من كتلة الشمس. سرعان ما خمن الأمريكي فريتز زويكي أن انفجارات السوبرنوفا تنتج أجسامًا شديدة الكثافة من المادة النيوترونية. فيما بعد توصل ليف لانداو إلى نفس النتيجة. بعد عمل Chandrasekhar ، كان من الواضح أن النجوم التي تزيد كتلتها عن 1.4 مرة كتلة الشمس هي الوحيدة التي يمكن أن تخضع لمثل هذا التطور. لذلك ، نشأ سؤال طبيعي - هل هناك حد أقصى لكتلة المستعرات الأعظمية التي تترك وراءها النجوم النيوترونية؟

في أواخر الثلاثينيات من القرن الماضي ، أثبت الأب المستقبلي للقنبلة الذرية الأمريكية ، روبرت أوبنهايمر ، أن مثل هذا الحد موجود ولا يتجاوز عددًا قليلاً من الكتل الشمسية. في ذلك الوقت لم يكن من الممكن إعطاء تقييم أكثر دقة ؛ من المعروف الآن أن كتل النجوم النيوترونية يجب أن تتراوح بين 1.5 و 3 ميغا بايت. ولكن حتى من الحسابات التقريبية لأوبنهايمر وتلميذه المتخرج جورج فولكوف ، فقد تبع ذلك أن أحفاد المستعرات الأعظمية الضخمة لا تصبح نجوماً نيوترونية ، بل تدخل في حالة أخرى. في عام 1939 ، أثبت أوبنهايمر وهارتلاند سنايدر ، باستخدام نموذج مثالي ، أن نجمًا هائلًا منهارًا يتقلص إلى نصف قطر جاذبيته. من الصيغ ، يترتب على ذلك في الواقع أن النجم لا يتوقف عند هذا الحد ، لكن المؤلفين المشاركين امتنعوا عن مثل هذا الاستنتاج الجذري.

تم العثور على الإجابة النهائية في النصف الثاني من القرن العشرين من خلال جهود مجرة ​​كاملة من الفيزيائيين النظريين اللامعين ، بما في ذلك السوفييت. اتضح أن انهيار مماثل دائمايضغط النجم "على طول الطريق" ، ويدمر جوهره تمامًا. نتيجة لذلك ، تنشأ التفرد ، "مركز فائق" لحقل الجاذبية ، مغلق في حجم صغير للغاية. بالنسبة للثقب الثابت ، هذه نقطة ، وللثقب الدوار ، حلقة. يميل انحناء الزمكان ، وبالتالي قوة الجاذبية بالقرب من التفرد ، إلى اللانهاية. في نهاية عام 1967 ، كان الفيزيائي الأمريكي جون أرشيبالد ويلر أول من أطلق على مثل هذا الانهيار النجمي النهائي ثقبًا أسود. وقع المصطلح الجديد في حب علماء الفيزياء وأفرح الصحفيين الذين نشروه في جميع أنحاء العالم (على الرغم من أن الفرنسيين لم يعجبهم في البداية ، لأن تعبير ترو نوير اقترح ارتباطات مريبة).

هناك ، وراء الأفق

الثقب الأسود ليس مادة أو إشعاع. مع درجة معينة من التصوير المجازي ، يمكننا القول أن هذا مجال جاذبية مكتفٍ ذاتيًا يتركز في منطقة منحنية بشدة من الزمكان. يتم تحديد حدوده الخارجية من خلال سطح مغلق ، أفق الحدث. إذا لم يدور النجم قبل الانهيار ، فإن هذا السطح يتضح أنه كرة منتظمة ، يتطابق نصف قطرها مع نصف قطر شوارزشيلد.

المعنى المادي للأفق واضح جدا. يمكن للإشارة الضوئية المرسلة من محيطها الخارجي أن تقطع مسافة بعيدة لا نهائية. لكن الإشارات المرسلة من المنطقة الداخلية ، لن تعبر الأفق فحسب ، بل ستسقط حتماً في التفرد. الأفق هو الحد المكاني بين الأحداث التي يمكن أن تصبح معروفة لعلماء الفلك الأرضي (وأي شخص آخر) ، والأحداث ، التي لن تظهر معلومات عنها تحت أي ظرف من الظروف.

كما يجب أن يكون "وفقًا لشوارزشيلد" ، بعيدًا عن الأفق ، فإن جاذبية الثقب تتناسب عكسًا مع مربع المسافة ، لذلك بالنسبة للمراقب البعيد ، فإنها تتجلى كجسم ثقيل عادي. بالإضافة إلى الكتلة ، يرث الثقب لحظة القصور الذاتي للنجم المنهار وشحنته الكهربائية. وجميع الخصائص الأخرى للنجم السابق (الهيكل ، التركيب ، النوع الطيفي ، إلخ) تذهب إلى النسيان.

دعنا نرسل مسبارًا إلى الحفرة مع محطة راديو ، والتي تعطي إشارة مرة واحدة في الثانية وفقًا للوقت على متن الطائرة. بالنسبة لمراقب بعيد ، عندما يقترب المسبار من الأفق ، ستزداد الفواصل الزمنية بين الإشارات - من حيث المبدأ ، إلى أجل غير مسمى. بمجرد أن تعبر السفينة الأفق غير المرئي ، فإنها ستغلق تمامًا أمام العالم "فوق الثقب". ومع ذلك ، لن يكون هذا الاختفاء بدون أثر ، لأن المسبار سيعطي كتلته وشحنته وعزمه إلى الحفرة.

إشعاع الثقب الأسود

تم بناء جميع النماذج السابقة حصريًا على أساس النسبية العامة. ومع ذلك ، فإن عالمنا تحكمه قوانين ميكانيكا الكم ، والتي لا تتجاهل أيضًا الثقوب السوداء. تمنع هذه القوانين التفرد المركزي من اعتباره نقطة رياضية. في السياق الكمي ، يُعطى قطرها من خلال طول بلانك ويلر ، الذي يساوي تقريبًا 10-33 سم. في هذا المجال ، لم يعد الفضاء العادي من الوجود. من المقبول عمومًا أن مركز الثقب محشو بمجموعة متنوعة من الهياكل الطوبولوجية التي تظهر وتموت وفقًا لقوانين احتمالية الكم. لا تزال خصائص شبه الفضاء الفقاعي ، والتي أطلق عليها ويلر اسم الرغوة الكمومية ، غير مفهومة جيدًا.

يرتبط وجود التفرد الكمي ارتباطًا مباشرًا بمصير الأجسام المادية التي تسقط في عمق الثقب الأسود. عند الاقتراب من مركز الحفرة ، فإن أي جسم مصنوع من مواد معروفة حاليًا سوف يتم سحقه وتمزيقه بفعل قوى المد والجزر. ومع ذلك ، حتى لو ابتكر المهندسون والتقنيون المستقبليون نوعًا من السبائك والمركبات فائقة القوة بخصائص غير مسبوقة ، فإنهم جميعًا محكوم عليهم بالاختفاء: بعد كل شيء ، في منطقة التفرد لا يوجد الوقت المعتاد ولا المكان المعتاد.

الآن ضع في اعتبارك أفق الثقب في المكبر الميكانيكي الكمومي. الفضاء الفارغ - الفراغ المادي - ليس فارغًا على الإطلاق. بسبب التقلبات الكمومية لمختلف المجالات في الفراغ ، فإن العديد من الجسيمات الافتراضية تولد وتتدمر باستمرار. نظرًا لأن الجاذبية قوية جدًا بالقرب من الأفق ، فإن تقلباتها تخلق رشقات جاذبية قوية للغاية. عند تسريعها في مثل هذه المجالات ، تكتسب "افتراضية" حديثي الولادة طاقة إضافية وتصبح أحيانًا جسيمات طبيعية طويلة العمر.

تولد الجسيمات الافتراضية دائمًا في أزواج تتحرك في اتجاهين متعاكسين (وهذا مطلوب بموجب قانون الحفاظ على الزخم). إذا استخرج تذبذب الجاذبية زوجًا من الجسيمات من الفراغ ، فقد يحدث أن أحدهما يتجسد خارج الأفق ، والثاني (الجسيم المضاد الأول) - بالداخل. سوف يسقط الجسيم "الداخلي" في الحفرة ، بينما يمكن للجسيم "الخارجي" الهروب في ظل ظروف مواتية. نتيجة لذلك ، يتحول الثقب إلى مصدر إشعاع وبالتالي يفقد الطاقة وبالتالي الكتلة. لذلك ، فإن الثقوب السوداء ، من حيث المبدأ ، غير مستقرة.

تسمى هذه الظاهرة بتأثير هوكينج ، نسبة إلى الفيزيائي الإنجليزي اللافت للنظر الذي اكتشفها في منتصف السبعينيات. أثبت ستيفن هوكينج ، على وجه الخصوص ، أن أفق الثقب الأسود يصدر فوتونات بنفس الطريقة التي يبعث بها الجسم الأسود المطلق إلى درجة حرارة T = 0.5 x 10 –7 x M s / M. ويترتب على ذلك أنه عندما يصبح الثقب أرق ، ترتفع درجة حرارته ، ويزداد "التبخر" بشكل طبيعي. هذه العملية بطيئة للغاية ، ويبلغ عمر ثقب الكتلة M حوالي 10 65 x (M / M) 3 سنوات. عندما يصبح حجمها مساويًا لطول Planck-Wheeler ، يفقد الثقب الاستقرار وينفجر ، ويطلق نفس الطاقة مثل الانفجار المتزامن لمليون قنبلة هيدروجينية بعشرة ميغا طن. من الغريب أن كتلة الثقب وقت اختفائها لا تزال كبيرة جدًا ، 22 ميكروغرامًا. وفقًا لبعض النماذج ، لا يختفي الثقب بدون أثر ، ولكنه يترك وراءه بقايا ثابتة من نفس الكتلة ، ما يسمى بالحكمة.

مكسيمونمنذ 40 عامًا - كمصطلح وكفكرة مادية. في عام 1965 ، اقترح الأكاديمي MA ماركوف أن هناك حدًا أعلى لكتلة الجسيمات الأولية. واقترح النظر في هذه القيمة المحددة لأبعاد الكتلة ، والتي يمكن دمجها من ثلاثة ثوابت فيزيائية أساسية - ثابت بلانك h ، وسرعة الضوء C وثابت الجاذبية G (لأولئك الذين يحبون التفاصيل: للقيام بذلك ، تحتاج إلى اضرب h و C ، اقسم الناتج على G واستخرج الجذر التربيعي). هذا هو نفس 22 ميكروجرام المذكورة في المقالة ، هذه القيمة تسمى كتلة بلانك. من نفس الثوابت يمكن تكوين كمية بأبعاد الطول (طول Planck-Wheeler ، 10-33 سم) وبُعد زمني (10 -43 ثانية) سيخرج.
ذهب ماركوف أبعد من ذلك في منطقه. وفقًا لفرضيته e ، يؤدي تبخر الثقب الأسود إلى تكوين "بقايا جافة" - حد أقصى. دعا ماركوف هذه الهياكل الأولية بالثقوب السوداء. إلى أي مدى تتوافق هذه النظرية مع الواقع ، لا يزال السؤال مفتوحًا. على أي حال ، تم إحياء نظائرها من ماركوف ماكسيمونز في بعض نماذج الثقوب السوداء بناءً على نظرية الأوتار الفائقة.

أعماق الفضاء

الثقوب السوداء لا تحظرها قوانين الفيزياء ، لكن هل هي موجودة في الطبيعة؟ لم يتم العثور على دليل صارم تمامًا على وجود جسم واحد على الأقل في الفضاء. ومع ذلك ، فمن المحتمل جدًا أن تكون الثقوب السوداء النجمية مصادر للأشعة السينية في بعض الثنائيات. يجب أن ينشأ هذا الإشعاع بسبب امتصاص الغلاف الجوي لنجم عادي بواسطة مجال الجاذبية للفتحة المجاورة. عندما يتحرك الغاز نحو أفق الحدث ، فإنه يسخن بقوة ويصدر كوانتا الأشعة السينية. يُعتبر الآن ما لا يقل عن عشرين مصدرًا للأشعة السينية مرشحين مناسبين لدور الثقوب السوداء. علاوة على ذلك ، تشير بيانات الإحصائيات النجمية إلى وجود حوالي عشرة ملايين ثقب من أصل نجمي في مجرتنا وحدها.

يمكن أن تتشكل الثقوب السوداء أيضًا في عملية زيادة سماكة الجاذبية للمادة في نوى المجرة. هذه هي الطريقة التي تظهر بها الثقوب العملاقة بكتلة الملايين والمليارات من الكتل الشمسية ، والتي ، على الأرجح ، توجد في العديد من المجرات. على ما يبدو ، في وسط مجرة ​​درب التبانة ، يوجد ثقب كتلته 3-4 ملايين كتلة شمسية ، مغطاة بسحب الغبار.

توصل ستيفن هوكينج إلى استنتاج مفاده أن الثقوب السوداء ذات الكتلة التعسفية يمكن أن تولد مباشرة بعد الانفجار العظيم ، مما أدى إلى نشوء كوننا. لقد تبخرت بالفعل الثقوب الأولية التي يصل وزنها إلى مليار طن ، لكن الثقوب الأثقل يمكن أن تختبئ الآن في أعماق الفضاء ، وفي الوقت المناسب ، تنظم ألعابًا نارية كونية على شكل دفعات قوية من أشعة جاما. ومع ذلك ، لم يتم رصد مثل هذه الانفجارات حتى الآن.

مصنع الثقب الأسود

هل من الممكن تسريع الجسيمات في المسرع إلى مثل هذه الطاقة العالية وأن تصادمها سيخلق ثقبًا أسود؟ للوهلة الأولى ، هذه الفكرة مجنونة بكل بساطة - انفجار الحفرة سيدمر كل أشكال الحياة على الأرض. علاوة على ذلك ، فهي ليست مجدية من الناحية الفنية. إذا كان الحد الأدنى لكتلة الثقب يساوي 22 ميكروغرامًا ، فإن وحدات الطاقة تساوي 10 28 إلكترون فولت. هذه العتبة أكبر بـ 15 مرة من قدرات أقوى مسرع في العالم ، مصادم الهادرونات الكبير (LHC) ، والذي سيتم إطلاقه في CERN في عام 2007.

src = "black_holes1 / aerial-view-lhc.jpg" width = "275" border = "0">

ومع ذلك ، من الممكن أن يكون التقدير القياسي للحد الأدنى لكتلة الحفرة مبالغًا فيه بشكل كبير. على أي حال ، هذا ما يقوله الفيزيائيون الذين يطورون نظرية الأوتار الفائقة ، والتي تتضمن نظرية الكم للجاذبية (رغم أنها بعيدة عن الاكتمال). وفقًا لهذه النظرية ، ليس للفضاء ثلاثة أبعاد ، بل تسعة أبعاد على الأقل. نحن لا نلاحظ الأبعاد الإضافية ، حيث يتم إرجاعها مرة أخرى على نطاق صغير بحيث لا تستطيع أدواتنا إدراكها. ومع ذلك ، فإن الجاذبية منتشرة في كل مكان ، كما أنها تخترق الأبعاد الخفية. في الفضاء ثلاثي الأبعاد ، تتناسب قوة الجاذبية عكسًا مع مربع المسافة ، وفي الفضاء ذي الأبعاد التسعة - إلى الدرجة الثامنة. لذلك ، في عالم متعدد الأبعاد ، تزداد قوة مجال الجاذبية بشكل أسرع مع تناقص المسافة عنها في عالم ثلاثي الأبعاد. في هذه الحالة ، يزيد طول بلانك عدة مرات ، وينخفض ​​الحد الأدنى لكتلة الفتحة بشكل حاد.

تتنبأ نظرية الأوتار بأن ثقبًا أسود كتلته 10-20 جم فقط يمكن أن يولد في فضاء ذي أبعاد تسعة ، والكتلة النسبية المحسوبة للبروتونات المتسارعة في مسرع سيرن الفائق هي نفسها تقريبًا. وفقًا للسيناريو الأكثر تفاؤلاً ، سيكون قادرًا على إنتاج ثقب واحد كل ثانية ، والذي سيعيش حوالي 10-26 ثانية. في عملية التبخر ، ستولد جميع أنواع الجسيمات الأولية ، والتي سيكون من السهل تسجيلها. إن اختفاء الحفرة سيؤدي إلى إطلاق طاقة وهذا لا يكفي حتى لتسخين ميكروجرام واحد من الماء لكل ألف من الدرجة. لذلك ، هناك أمل في أن يتحول المصادم LHC إلى مصنع للثقوب السوداء غير الضارة. إذا كانت هذه النماذج صحيحة ، فستكون هذه الثقوب قادرة على تسجيل جيل جديد من كاشفات الأشعة الكونية المدارية.

كل ما سبق ينطبق على الثقوب السوداء الثابتة. وفي الوقت نفسه ، هناك ثقوب دوارة مع مجموعة من الخصائص المثيرة للاهتمام. أدت نتائج التحليل النظري لإشعاع الثقب الأسود أيضًا إلى إعادة التفكير بجدية في مفهوم الانتروبيا ، والتي تستحق أيضًا مناقشة منفصلة.

الحذافات الفضائية فائقة

الثقوب السوداء المحايدة كهربائيًا ، التي تحدثنا عنها ، ليست نموذجية على الإطلاق في العالم الحقيقي. تميل النجوم المنهارة إلى الدوران ويمكن أيضًا أن تكون مشحونة كهربائيًا.

نظرية الرأس الأصلع

على الأرجح ، تتكون الثقوب العملاقة في نوى المجرة من المراكز الأولية لتكثيف الجاذبية - ثقب واحد "ما بعد النجمي" أو عدة ثقوب اندمجت نتيجة الاصطدامات. تبتلع هذه الثقوب الجرثومية النجوم القريبة والغاز بين النجوم وبالتالي تضاعف كتلتها. المادة التي تسقط في الأفق ، مرة أخرى ، لها شحنة كهربائية (غاز الفضاء وجزيئات الغبار تتأين بسهولة) ولحظة دورانية (يحدث السقوط مع الالتواء ، في دوامة). في أي عملية فيزيائية ، يتم الحفاظ على لحظة القصور الذاتي والشحنة ، وبالتالي من الطبيعي أن نفترض أن تشكل الثقوب السوداء ليس استثناءً.

لكن البيان الأقوى هو أيضًا صحيح ، وقد تمت صياغة حالة معينة في الجزء الأول من المقالة (انظر A. Levin ، The Amazing History of Black Holes ، "Popular Mechanics" رقم 11 ، 2005). مهما كانت أسلاف الثقب الأسود العياني ، فإنه لا يتلقى منهم سوى الكتلة ولحظة الدوران والشحنة الكهربائية. وفقًا لجون ويلر ، "الثقب الأسود ليس له شعر." سيكون من الأصح القول أنه لا يوجد أكثر من ثلاثة "شعيرات" تتدلى من أفق أي ثقب ، وهو ما تم إثباته من خلال الجهود المشتركة للعديد من علماء الفيزياء النظرية في السبعينيات. صحيح ، يجب أيضًا الحفاظ على الشحنة المغناطيسية في الحفرة ، والتي تنبأ بول ديراك بحاملاتها الافتراضية ، أحادي القطب المغناطيسي في عام 1931. ومع ذلك ، لم يتم العثور على هذه الجسيمات بعد ، ومن السابق لأوانه الحديث عن "الشعر" الرابع. من حيث المبدأ ، قد يكون هناك "شعيرات" إضافية مرتبطة بالحقول الكمومية ، لكنها غير مرئية تمامًا في الثقب العياني.

ومع ذلك فهي تدور

إذا تم إعادة شحن نجم ثابت ، سيتغير مقياس الزمكان ، لكن أفق الحدث سيظل كرويًا. ومع ذلك ، فإن الثقوب السوداء النجمية والمجرية ، لعدد من الأسباب ، لا يمكن أن تحمل شحنة كبيرة ، لذلك ، من وجهة نظر الفيزياء الفلكية ، فإن هذه الحالة ليست مثيرة للاهتمام للغاية. لكن دوران الحفرة يترتب عليه عواقب أكثر خطورة. أولاً ، يتغير شكل الأفق. تقوم قوى الطرد المركزي بضغطها على طول محور الدوران وتمددها في المستوى الاستوائي ، بحيث تتحول الكرة إلى شيء مثل الشكل الإهليلجي. من حيث الجوهر ، يحدث الشيء نفسه مع الأفق كما هو الحال مع أي جسم دوار ، على وجه الخصوص ، مع كوكبنا - بعد كل شيء ، فإن نصف قطر خط الاستواء للأرض أطول بمقدار 21.5 كم من القطب القطبي. ثانيًا ، يقلل الدوران من الأبعاد الخطية للأفق. تذكر أن الأفق هو الواجهة بين الأحداث التي قد ترسل أو لا ترسل إشارات إلى عوالم بعيدة. إذا كانت جاذبية الثقب تأسر الكميات الخفيفة ، فإن قوى الطرد المركزي ، على العكس من ذلك ، تساهم في هروبهم إلى الفضاء الخارجي. لذلك ، يجب أن يكون أفق الثقب الدوار أقرب إلى مركزه من أفق نجم ساكن له نفس الكتلة.

لكن هذا ليس كل شيء. الثقب في دورانه يحمل الفضاء المحيط بعيدًا. في المنطقة المجاورة مباشرة للحفرة ، يكون الحصر كاملاً ؛ ويضعف تدريجيًا عند المحيط. لذلك ، فإن أفق الثقب مغمور في منطقة خاصة من الفضاء - الغلاف الجوي. تلامس حدود ergosphere الأفق عند القطبين وتتحرك بعيدًا عنه في المستوى الاستوائي. على هذا السطح ، سرعة سحب الفضاء تساوي سرعة الضوء ؛ بداخلها أكبر من سرعة الضوء وخارجه أقل. لذلك ، فإن أي جسم مادي ، سواء كان جزيء غاز أو جسيمًا من الغبار الكوني أو مسبار استطلاع ، عندما يدخل الغلاف الجوي ، يبدأ حتمًا بالدوران حول الثقب ، وفي نفس اتجاهه.

مولدات النجوم

يسمح وجود الغلاف الجوي ، من حيث المبدأ ، باستخدام الحفرة كمصدر للطاقة و. دع جسمًا ما يخترق الغلاف الجوي ويتفكك هناك إلى جزأين. قد يتضح أن أحدهما سيقع تحت الأفق ، والآخر سيغادر الغلاف الجوي ، وستتجاوز طاقته الحركية الطاقة الأولية للجسم كله! يمتلك الغلاف الجوي أيضًا القدرة على تضخيم الإشعاع الكهرومغناطيسي الذي يسقط عليه وينتثر مرة أخرى في الفضاء (تسمى هذه الظاهرة الإشعاع الفائق).

ومع ذلك ، فإن قانون الحفاظ على الطاقة والآلات الثابتة الحركة غير موجودة. عندما يغذي الثقب جسيمًا أو طاقة إشعاعية له ، تقل طاقته الدورانية. تتباطأ حذافة الفضاء الفائقة تدريجيًا وقد تتوقف في النهاية. يُحسب أنه بهذه الطريقة يمكن التحويل إلى طاقة تصل إلى 29٪ من كتلة الحفرة. فقط إبادة المادة والمادة المضادة هي أكثر فعالية من هذه العملية ، لأنه في هذه الحالة يتم تحويل الكتلة بالكامل إلى إشعاع. لكن الوقود النووي الحراري الشمسي يحترق بكفاءة أقل بكثير - حوالي 0.6 ٪.

وبالتالي ، فإن الثقب الأسود الذي يدور بسرعة هو تقريبًا مولد مثالي للطاقة للحضارات الكونية الفائقة (إذا كان هذا موجودًا بالطبع). على أي حال ، كانت الطبيعة تستخدم هذا المورد منذ زمن سحيق. الكوازارات ، أقوى "محطات راديو" فضائية (مصادر الموجات الكهرومغناطيسية) ، تتغذى على طاقة الثقوب الدوارة العملاقة الموجودة في قلب المجرات. تم طرح هذه الفرضية من قبل إدوين سالبيتر وياكوف زيلدوفيتش في عام 1964 ، ومنذ ذلك الحين أصبحت مقبولة بشكل عام. تشكل المادة التي تقترب من الثقب بنية شبيهة بالحلقة ، تسمى قرص التراكم. نظرًا لأن المساحة القريبة من الثقب ملتوية بشدة من خلال دورانها ، فإن المنطقة الداخلية للقرص مثبتة في المستوى الاستوائي وتستقر ببطء نحو أفق الحدث. يتم تسخين الغاز في هذه المنطقة بشدة عن طريق الاحتكاك الداخلي ويولد الأشعة تحت الحمراء والضوء والأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية ، وأحيانًا حتى كوانتا جاما. تنبعث الكوازارات أيضًا من انبعاث راديو غير حراري ، والذي يرجع أساسًا إلى تأثير السنكروترون.

إنتروبيا سطحية جدا

تخفي نظرية الثقب الأصلع مأزقًا خبيثًا. النجم المنهار عبارة عن كتلة غاز فائق الاحتراق يتم ضغطها بواسطة قوى الجاذبية. كلما زادت كثافة ودرجة حرارة البلازما النجمية ، قل ترتيبها وزادت الفوضى فيها. يتم التعبير عن درجة الفوضى بكمية فيزيائية محددة للغاية - الإنتروبيا. بمرور الوقت ، تزداد إنتروبيا أي جسم معزول - وهذا هو جوهر القانون الثاني للديناميكا الحرارية. إن إنتروبيا النجم قبل بداية الانهيار عالية بشكل مانع ، ويبدو أن إنتروبيا الثقب صغيرة للغاية ، حيث لا يلزم سوى ثلاث معلمات لوصف الثقب لا لبس فيه. هل تم انتهاك القانون الثاني للديناميكا الحرارية أثناء انهيار الجاذبية؟

ألا يمكن الافتراض أنه عندما يتحول نجم إلى مستعر أعظم ، فإن إنتروبيا تندفع بعيدًا مع الغلاف المقذوف؟ للاسف لا. أولاً ، لا يمكن مقارنة كتلة الغلاف بكتلة النجم ، وبالتالي فإن فقدان الانتروبيا سيكون ضئيلاً. ثانيًا ، من السهل التوصل إلى "تفنيد" عقلي أكثر إقناعًا للقانون الثاني للديناميكا الحرارية. دع جسمًا من درجة حرارة غير صفرية ونوع من الانتروبيا يقعان في منطقة جذب حفرة جاهزة. بعد أن سقطت تحت أفق الحدث ، ستختفي جنبًا إلى جنب مع احتياطياتها من الانتروبيا ، ولن تزداد إنتروبيا الحفرة ، على الأرجح ، على الإطلاق. هناك إغراء للقول إن إنتروبيا الفضائي لا تختفي ، بل تنتقل إلى داخل الحفرة ، لكن هذه مجرد خدعة لفظية. تتحقق قوانين الفيزياء في عالم يمكن الوصول إليه لنا ولأدواتنا ، والمنطقة الواقعة تحت أفق الحدث لأي مراقب خارجي هي الأرض المجهولة.

تم حل هذه المفارقة من قبل طالب الدراسات العليا في ويلر جاكوب بيكينشتاين. تمتلك الديناميكا الحرارية مصدرًا فكريًا قويًا للغاية - الدراسة النظرية للمحركات الحرارية المثالية. ابتكر Bekenstein جهازًا عقليًا يحول الحرارة إلى عمل مفيد باستخدام الثقب الأسود كمدفأة. باستخدام هذا النموذج ، قام بحساب إنتروبيا الثقب الأسود ، التي اتضح أنها متناسبة مع مساحة أفق الحدث... هذه المنطقة متناسبة مع مربع نصف قطر الحفرة ، والتي تذكر أنها متناسبة مع كتلتها. عندما يتم التقاط أي جسم خارجي ، تزداد كتلة الحفرة ، ويطول نصف القطر ، وتزداد مساحة الأفق ، وبالتالي تزداد الإنتروبيا. أظهرت الحسابات أن إنتروبيا الثقب الذي ابتلع جسمًا غريبًا يتجاوز إجمالي إنتروبيا هذا الكائن والثقب قبل أن يلتقيا. وبالمثل ، فإن إنتروبيا النجم المنهار أقل بكثير من إنتروبيا الحفرة الوريثة. في الواقع ، ينتج عن منطق بيكينشتاين أن سطح الثقب له درجة حرارة غير صفرية ، وبالتالي يجب ببساطة أن ينبعث منه فوتونات حرارية (ومع تسخين كافٍ ، جسيمات أخرى). ومع ذلك ، لم يجرؤ Bekenstein على الذهاب إلى هذا الحد (هذه الخطوة قام بها ستيفن هوكينج).

ما وصلنا إليه؟ لا تترك الانعكاسات في الثقوب السوداء القانون الثاني للديناميكا الحرارية ثابتًا فحسب ، بل تجعل من الممكن أيضًا إثراء مفهوم الانتروبيا. إن إنتروبيا الجسم المادي العادي تتناسب إلى حد ما مع حجمه ، وتتناسب إنتروبيا الثقب مع سطح الأفق. يمكن إثباته بصرامة أنه أكبر من إنتروبيا أي جسم مادي له نفس الأبعاد الخطية. هذا يعني انه أقصىإنتروبيا منطقة مغلقة من الفضاء يتم تحديدها حصريًا من خلال مساحة حدودها الخارجية! كما يمكننا أن نرى ، فإن التحليل النظري لخصائص الثقوب السوداء يسمح للفرد باستخلاص استنتاجات عميقة جدًا لطبيعة فيزيائية عامة.

النظر في أعماق الكون

كيف يتم البحث عن الثقوب السوداء في أعماق الفضاء؟ طرح مجلة Popular Mechanics هذا السؤال على عالم الفيزياء الفلكية الشهير راميش نارايان ، الأستاذ بجامعة هارفارد.

"يجب اعتبار اكتشاف الثقوب السوداء أحد أعظم إنجازات علم الفلك والفيزياء الفلكية الحديثة. في العقود الأخيرة ، تم تحديد الآلاف من مصادر الأشعة السينية في الفضاء ، كل منها يتكون من نجم عادي وجسم صغير غير مضيء محاط بقرص تراكمي. الأجسام المظلمة ، ذات كتل تتراوح من نصف إلى ثلاث كتل شمسية ، هي على الأرجح نجوم نيوترونية. ومع ذلك ، من بين هذه الأجسام غير المرئية ، هناك ما لا يقل عن عشرين عمليا مرشحًا بنسبة مائة بالمائة لدور الثقب الأسود. بالإضافة إلى ذلك ، توصل العلماء إلى إجماع على أن هناك ما لا يقل عن اثنين من الثقوب السوداء العملاقة الكامنة في قلب المجرة. واحد منهم يقع في وسط مجرتنا. وفقًا لإصدار العام الماضي من قبل علماء الفلك من الولايات المتحدة وألمانيا ، تبلغ كتلته 3.7 مليون كتلة شمسية (M). قبل عدة سنوات ، قدم زملائي في مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية جيمس موران ولينكولن جرينهيل مساهمة كبيرة في قياس الثقب الموجود في مركز مجرة ​​سيفرت NGC 4258 ، والذي سحب 35 مليون M s. في جميع الاحتمالات ، تحتوي أنوية العديد من المجرات على ثقوب كتلتها من مليون إلى عدة مليارات ميغا بايت.

حتى الآن ، لا توجد طريقة لإصلاح توقيع فريد حقًا لثقب أسود من الأرض - وجود أفق حدث. ومع ذلك ، فنحن نعرف بالفعل كيف نكون مقتنعين بغيابه. يبلغ نصف قطر النجم النيوتروني 10 كيلومترات. نفس الترتيب من حيث الحجم ونصف قطر الثقوب التي ولدت نتيجة انهيار نجمي. ومع ذلك ، فإن النجم النيوتروني له سطح صلب ، بينما الثقب ليس كذلك. يستلزم سقوط المادة على سطح نجم نيوتروني انفجارات نووية حرارية ، والتي تولد دفعات دورية من الأشعة السينية لمدة ثانية. وعندما يصل الغاز إلى أفق الثقب الأسود فإنه يذهب تحته ولا يظهر في أي إشعاع. لذلك ، فإن غياب توهجات الأشعة السينية القصيرة هو تأكيد قوي لطبيعة الجسم الشبيهة بالثقب. جميع الأنظمة الثنائية البالغ عددها عشرين ، والتي من المفترض أنها تحتوي على ثقوب سوداء ، لا تصدر مثل هذه التوهجات.

يجب الاعتراف بأننا الآن مجبرون على الاكتفاء بالدليل السلبي على وجود الثقوب السوداء. الأشياء التي نعلن أنها ثقوب لا يمكن أن تكون أي شيء آخر من وجهة نظر النماذج النظرية المقبولة عمومًا. بعبارة أخرى ، نحن نعتبرها ثغرات فقط لأننا لا نستطيع أن نعتبرها أي شيء آخر. نأمل أن تكون الأجيال القادمة من علماء الفلك أكثر حظًا ".

إلى كلمات البروفيسور نارايان ، يمكننا أن نضيف أن علماء الفلك يؤمنون منذ فترة طويلة بحقيقة وجود الثقوب السوداء. تاريخيًا ، كان المرشح الأول الموثوق به لهذا المنصب هو القمر الصناعي الداكن للعملاق الأزرق الساطع للغاية HDE 226868 ، الذي يبعد 6500 سنة ضوئية عنا. تم اكتشافه في أوائل السبعينيات في نظام Cygnus X-1 الثنائي للأشعة السينية. وفقًا لأحدث البيانات ، تبلغ كتلته حوالي 20 ميغا بايت. تجدر الإشارة إلى أنه في 20 سبتمبر من هذا العام ، تم نشر بيانات بددت تمامًا الشكوك حول حقيقة وجود ثقب مجري آخر ، والذي اشتبه علماء الفلك في وجوده لأول مرة منذ 17 عامًا. يقع في وسط المجرة M31 ، المعروفة باسم سديم أندروميدا. Galaxy M31 قديم جدًا ، عمره حوالي 12 مليار سنة. الثقب كبير أيضًا - 140 مليون كتلة شمسية. بحلول خريف عام 2005 ، اقتنع علماء الفلك والفيزياء الفلكية أخيرًا بوجود ثلاثة ثقوب سوداء فائقة الكتلة وعشرات من رفاقهم الأكثر تواضعًا.

حكم المنظرين

تمكنت شركة Popular Mechanics أيضًا من التحدث إلى اثنين من أكثر الخبراء موثوقية في نظرية الجاذبية ، والذين كرسوا عقودًا من البحث في مجال الثقوب السوداء. طلبنا منهم سرد أهم الإنجازات في هذا المجال. إليكم ما قاله لنا كيب ثورن ، أستاذ الفيزياء النظرية في معهد كاليفورنيا للتكنولوجيا:

"إذا تحدثنا عن الثقوب السوداء العيانية ، والتي تم وصفها جيدًا بواسطة معادلات النسبية العامة ، فعندئذٍ في مجال نظريتهم تم الحصول على النتائج الرئيسية في الستينيات والثمانينيات من القرن العشرين. فيما يتعلق بالأعمال الحديثة ، فإن أكثرها إثارة للاهتمام سمح بفهم أفضل للعمليات التي تحدث داخل الثقب الأسود مع تقدمه في العمر. في السنوات الأخيرة ، تم إيلاء اهتمام كبير لنماذج الثقوب السوداء في الفضاءات متعددة الأبعاد ، والتي تظهر بشكل طبيعي في نظرية الأوتار. لكن هذه الدراسات لم تعد مرتبطة بالدراسات الكلاسيكية ، بل بالثقوب الكمية التي لم يتم اكتشافها بعد. كانت النتيجة الرئيسية للسنوات الأخيرة تأكيدًا فيزيائيًا فلكيًا مقنعًا جدًا لواقع وجود ثقوب بكتلة عدة كتل شمسية ، بالإضافة إلى ثقوب فائقة الكتلة في مراكز المجرات. لم يعد هناك أي شك اليوم في أن هذه الثقوب موجودة بالفعل وأننا نفهم جيدًا عمليات تكوينها ".

أجاب على نفس السؤال طالب الأكاديمي ماركوف ، الأستاذ في جامعة مقاطعة ألبرت فاليري فرولوف الكندية:

"بادئ ذي بدء ، أود أن أسمي اكتشاف ثقب أسود في وسط مجرتنا. كما أن الدراسات النظرية للثقوب في الفراغات ذات الأبعاد الإضافية مثيرة جدًا للاهتمام ، والتي يتبعها إمكانية ولادة الثقوب الصغيرة في التجارب على مسرعات المصادم وفي عمليات تفاعل الأشعة الكونية مع المواد الأرضية. في الآونة الأخيرة ، أرسل ستيفن هوكينغ نسخة أولية من العمل ، والتي يترتب عليها أن الإشعاع الحراري من الثقب الأسود يعود تمامًا إلى العالم الخارجي بمعلومات حول حالة الأشياء التي سقطت تحت أفقه. في السابق ، كان يعتقد أن هذه المعلومات تختفي بشكل لا رجعة فيه ، لكنه وصل الآن إلى الاستنتاج المعاكس. ومع ذلك ، يجب التأكيد على أنه لا يمكن حل هذه المشكلة أخيرًا إلا على أساس نظرية الجاذبية الكمية ، التي لم يتم بناؤها بعد ".

يستحق عمل هوكينج تعليقًا منفصلاً. من المبادئ العامة لميكانيكا الكم ، يترتب على ذلك أنه لا توجد معلومات تختفي بدون أثر ، ولكنها ربما تنتقل إلى شكل أقل "مقروءًا". ومع ذلك ، فإن الثقوب السوداء تدمر المادة بشكل لا رجعة فيه ، ويبدو أنها تتعامل مع المعلومات بنفس القسوة. في عام 1976 نشر هوكينج مقالاً حيث تم دعم هذا الاستنتاج بواسطة جهاز رياضي. اتفق معه بعض المنظرون والبعض الآخر لم يوافقه. على وجه الخصوص ، يعتقد منظرو الأوتار أن المعلومات غير قابلة للتدمير. في مؤتمر عقد في دبلن الصيف الماضي ، قال هوكينغ إن المعلومات لا تزال مخزنة وتترك سطح ثقب التبخر مع الإشعاع الحراري. في هذا الاجتماع ، قدم هوكينج رسمًا تخطيطيًا فقط لحساباته الجديدة ، ووعد بنشرها بالكامل مع مرور الوقت. والآن ، كما قال فاليري فرولوف ، أصبح هذا العمل متاحًا كمطبوعة أولية.

أخيرًا ، طلبنا من البروفيسور فرولوف أن يشرح لماذا يعتبر الثقوب السوداء واحدة من أروع اختراعات الذكاء البشري.

"كان الفلكيون يكتشفون أجسامًا لفترة طويلة لم تتطلب فهمًا لأفكار فيزيائية جديدة إلى حد كبير. هذا لا ينطبق فقط على الكواكب والنجوم والمجرات ، ولكن أيضًا على الأجسام الغريبة مثل الأقزام البيضاء والنجوم النيوترونية. لكن الثقب الأسود شيء مختلف تمامًا ، إنه اختراق في المجهول. قال أحدهم أن بطنها هو أفضل مكان لإيواء العالم السفلي. إن دراسة الثقوب ، وخاصة التفردات ، تفرض ببساطة استخدام مثل هذه المفاهيم والنماذج غير القياسية التي لم تتم مناقشتها عمليًا في الفيزياء حتى وقت قريب - على سبيل المثال ، الجاذبية الكمومية ونظرية الأوتار. تظهر هنا العديد من المشاكل غير المعتادة للفيزياء ، حتى أنها مؤلمة ، ولكن كما يتضح الآن ، فهي حقيقية تمامًا. لذلك ، تتطلب دراسة الثقوب باستمرار مناهج نظرية جديدة بشكل أساسي ، بما في ذلك تلك التي على وشك معرفتنا بالعالم المادي ".

بين الفرنسيين والبريطانيين ، يوجد أحيانًا نصف مزاح ، وأحيانًا جدل خطير: من ينبغي اعتباره مكتشفًا لإمكانية وجود نجوم غير مرئية؟ الفرنسي ب. لابلاس أو الإنجليزي جي. ميشيل؟ في عام 1973 ، استشهد الفيزيائيان النظريان البريطانيان المشهوران س. هوكينج وج. إليس ، في كتاب مخصص للأسئلة الرياضية الخاصة الحديثة المتعلقة ببنية المكان والزمان ، بعمل الفرنسي ب. لابلاس مع دليل على إمكانية حدوث ذلك. وجود النجوم السوداء ثم لم يكن عمل جي ميشيل معروفًا بعد. في خريف عام 1984 ، قال عالم الفيزياء الفلكية الإنجليزي الشهير إم رايس ، متحدثًا في مؤتمر في تولوز ، إنه على الرغم من أنه ليس من الملائم التحدث على أراضي فرنسا ، إلا أنه يجب أن يؤكد أن الإنجليزي جي ميشيل كان أول من توقع النجوم غير المرئية ، وعرض لقطة للصفحة الأولى من عمله المقابل. قوبلت هذه الملاحظة التاريخية بتصفيق وابتسامات من الجمهور.

كيف لا نتذكر المناقشات بين الفرنسيين والبريطانيين حول من توقع موقع كوكب نبتون بناءً على الاضطرابات في حركة أورانوس: الفرنسي دبليو لو فيرييه أم الإنجليزي جيه آدامز؟ كما تعلم ، أشار كلا العالمين بشكل صحيح إلى موقع الكوكب الجديد. ثم كان الفرنسي دبليو لو فيرييه أكثر حظًا. هذا هو مصير العديد من الاكتشافات. غالبًا ما يتم إجراؤها في وقت واحد تقريبًا وبشكل مستقل من قبل أشخاص مختلفين ، وعادة ما تعطى الأولوية لأولئك الذين يتعمقون في جوهر المشكلة ، ولكن في بعض الأحيان تكون هذه مجرد نزوات حظ.

لكن بصيرة بي لابلاس وجي ميشيل لم تكن بعد تنبؤًا حقيقيًا بوجود ثقب أسود. لماذا ا؟

الحقيقة هي أنه في وقت لابلاس لم يكن معروفًا بعد أنه لا شيء يمكن أن يتحرك أسرع من الضوء في الطبيعة. من المستحيل تجاوز الضوء في الفراغ! أسس هذا آينشتاين في النظرية النسبية الخاصة الموجودة بالفعل في قرننا. لذلك ، بالنسبة لـ P. Laplace ، كان النجم الذي كان يفكر فيه أسودًا فقط (غير مضيء) ، ولم يكن يعلم أن مثل هذا النجم يفقد قدرته بشكل عام على "التواصل" مع العالم الخارجي ، و "توصيل" أي شيء إلى عوالم بعيدة عن الأحداث التي تجري فيه ... بعبارة أخرى ، لم يكن يعلم حتى الآن أنه ليس مجرد "أسود" ، ولكن أيضًا "ثقب" يمكن أن يسقط فيه المرء ، ولكن كان من المستحيل الخروج منه. نحن نعلم الآن أنه إذا لم يتمكن الضوء من الخروج من منطقة معينة من الفضاء ، فهذا يعني أنه لا يمكن أن يخرج أي شيء على الإطلاق ، ونحن نطلق على هذا الجسم اسم ثقب أسود.

سبب آخر لعدم إمكانية اعتبار تفكير لابلاس صارمًا هو أنه اعتبر الحقول الحركية ذات القوة الهائلة ، حيث تتسارع الأجسام الساقطة إلى سرعة الضوء ، ويمكن أن يتأخر الضوء الصادر نفسه ، وفي نفس الوقت طبق القانون من الجاذبية نيوتن.

أظهر آينشتاين "أن نظرية نيوتن في الجاذبية غير قابلة للتطبيق في مثل هذه المجالات ، وأنشأ نظرية جديدة صالحة للفائق القوة ، وكذلك للحقول المتغيرة بسرعة (والتي لا تنطبق عليها نظرية نيوتن أيضًا!) ، و. أطلق عليها اسم النظرية العامة للنسبية. يجب استخدام استنتاجات هذه النظرية لإثبات إمكانية وجود الثقوب السوداء ودراسة خصائصها.

النسبية العامة هي نظرية مذهلة. إنه عميق ونحيف لدرجة أنه يثير إحساسًا بالمتعة الجمالية لدى كل من يعرفه. أطلق الفيزيائيان السوفيتيان L. Landau و E. Lifshits في كتابهما المدرسي "Field Theory" على أنه "أجمل النظريات الفيزيائية الموجودة". قال الفيزيائي الألماني ماكس بورن عن اكتشاف نظرية النسبية: "أنا معجب به كعمل فني". وكتب الفيزيائي السوفيتي في. غينزبرغ أن ذلك يثير "... شعورًا ... مشابهًا لذلك الذي نختبره عند النظر إلى روائع الرسم أو النحت أو الهندسة المعمارية الأكثر تميزًا."

يمكن للمحاولات العديدة في عرض شعبي لنظرية أينشتاين ، بالطبع ، أن تعطي انطباعًا عامًا عنها. ولكن لكي أكون صادقًا ، فإن الأمر يشبه إلى حد ما الاختطاف من معرفة النظرية نفسها ، حيث يختلف التعرف على استنساخ "سيستين مادونا" عن التجربة التي تنشأ عند التفكير في الأصل الذي ابتكره عبقرية رافائيل .

ومع ذلك ، عندما لا تكون هناك إمكانية للإعجاب بالأصل ، فمن الممكن (وضروري!) التعرف على النسخ المتاحة ، أفضل النسخ (وهناك جميع الأنواع).

نوفيكوف آي.

في 10 أبريل ، أصدرت مجموعة من علماء الفيزياء الفلكية من مشروع Event Horizon Telescope أول لقطة على الإطلاق لثقب أسود. لا تزال هذه الأجسام الفضائية العملاقة ولكن غير المرئية من أكثر الأشياء غموضًا وإثارة للاهتمام في عالمنا.

اقرأ أدناه

ما هو الثقب الأسود؟

الثقب الأسود هو جسم (منطقة في الزمكان) تكون جاذبيته كبيرة جدًا لدرجة أنه يجذب جميع الأجسام المعروفة ، بما في ذلك تلك التي تتحرك بسرعة الضوء. كما أن كمات الضوء نفسها لا يمكنها مغادرة هذه المنطقة ، لذا فإن الثقب الأسود غير مرئي. يمكنك فقط مراقبة الموجات الكهرومغناطيسية والإشعاع وتشوهات الفضاء حول الثقب الأسود. يصور Event Horizon Telescope المنشور أفق الحدث للثقب الأسود - حافة منطقة الجاذبية الفائقة ، مؤطرة بقرص تراكم - مادة مضيئة "تمتص" من الثقب.

ظهر مصطلح "الثقب الأسود" في منتصف القرن العشرين ، وقد قدمه الفيزيائي الأمريكي جون أرشيبالد ويلر John Archibald Wheeler. استخدم المصطلح لأول مرة في مؤتمر علمي في عام 1967.

ومع ذلك ، فإن الافتراضات حول وجود أجسام ضخمة لدرجة أنه حتى الضوء لا يستطيع التغلب على قوة جاذبيتها تم طرحها في القرن الثامن عشر. بدأت النظرية الحديثة للثقوب السوداء تتشكل في إطار النسبية العامة. ومن المثير للاهتمام أن ألبرت أينشتاين نفسه لم يؤمن بوجود الثقوب السوداء.

من أين تأتي الثقوب السوداء؟

يعتقد العلماء أن الثقوب السوداء من أصول مختلفة. تصبح النجوم الضخمة ثقبًا أسودًا في نهاية حياتها: على مدى مليارات السنين ، يتغير تكوين الغازات ودرجة الحرارة فيها ، مما يؤدي إلى اختلال التوازن بين جاذبية النجم وضغط الغازات الساخنة. ثم ينهار النجم: يتناقص حجمه ، ولكن بما أن الكتلة لا تتغير ، تزداد الكثافة. يبلغ نصف قطر الثقب الأسود ذي الكتلة النجمية 30 كيلومترًا وكثافة تزيد عن 200 مليون طن لكل سنتيمتر مكعب. للمقارنة: لكي تتحول الأرض إلى ثقب أسود ، يجب أن يكون نصف قطرها 9 ملم.

هناك نوع آخر من الثقوب السوداء - الثقوب السوداء الهائلة التي تشكل نوى معظم المجرات. تبلغ كتلتها مليار ضعف كتلة الثقوب السوداء النجمية. أصل الثقوب السوداء فائقة الكتلة غير معروف ، ويُفترض أنها كانت ذات يوم ثقوبًا سوداء ذات كتلة نجمية نمت والتهمت نجومًا أخرى.

هناك أيضًا فكرة مثيرة للجدل عن وجود ثقوب سوداء بدائية ، والتي يمكن أن تظهر من ضغط أي كتلة في بداية الكون. بالإضافة إلى ذلك ، هناك افتراض بأن الثقوب السوداء الصغيرة جدًا بكتلة قريبة من كتلة الجسيمات الأولية تتشكل في مصادم الهادرونات الكبير. ومع ذلك ، لا يوجد تأكيد لهذا الإصدار حتى الآن.

هل يبتلع الثقب الأسود مجرتنا؟

يوجد في وسط مجرة ​​درب التبانة ثقب أسود - القوس A *. تبلغ كتلته أربعة ملايين ضعف كتلة الشمس ، وحجمه - 25 مليون كيلومتر - يساوي تقريبًا قطر 18 شمسًا. مثل هذا المقياس دفع البعض إلى التساؤل: ألا يهدد الثقب الأسود مجرتنا بأكملها؟ ليس فقط كتاب الخيال العلمي لديهم أسباب لمثل هذه الافتراضات: قبل بضع سنوات ، أبلغ العلماء عن المجرة W2246-0526 ، التي تقع على بعد 12.5 مليار سنة ضوئية من كوكبنا. وفقًا لوصف علماء الفلك ، الموجود في مركز W2246-0526 ، فإن الثقب الأسود الهائل يمزقه تدريجيًا ، ويتسارع الإشعاع الناتج في جميع الاتجاهات المتوهجة السحب العملاقة من الغاز. تتوهج المجرة ، التي مزقتها ثقب أسود ، أكثر سطوعًا من 300 تريليون شمس.

ومع ذلك ، فإن مجرتنا الأصلية ليست مهددة (على الأقل في المدى القصير). معظم الأجسام في مجرة ​​درب التبانة ، بما في ذلك النظام الشمسي ، بعيدة جدًا عن الثقب الأسود بحيث لا تشعر بسحبها. بالإضافة إلى ذلك ، فإن الثقب الأسود "الخاص بنا" لا يمتص كل المواد ، مثل المكنسة الكهربائية ، ولكنه يعمل فقط كمرساة جاذبية لمجموعة من النجوم في مدار حوله - مثل الشمس بالنسبة للكواكب.

ومع ذلك ، حتى لو تجاوزنا أفق الحدث للثقب الأسود ، فلن نلاحظه على الأرجح.

ماذا يحدث إذا "وقعت" في ثقب أسود؟

على الأرجح لن يتمكن الجسم الذي يجتذبه الثقب الأسود من العودة من هناك. للتغلب على جاذبية الثقب الأسود ، تحتاج إلى تطوير سرعة أعلى من سرعة الضوء ، لكن البشرية لا تعرف بعد كيفية القيام بذلك.

إن مجال الجاذبية حول الثقب الأسود قوي جدًا وغير متجانس ، لذا فإن كل الأجسام القريبة منه تغير شكلها وبنيتها. ينجذب جانب الكائن الأقرب إلى أفق الحدث بقوة أكبر ويسقط مع تسارع أكبر ، لذلك يتمدد الكائن بأكمله ، ويصبح مثل المعكرونة. تم وصف هذه الظاهرة في كتابه "موجز لتاريخ الزمن" من قبل الفيزيائي النظري الشهير ستيفن هوكينج. حتى قبل هوكينج ، أطلق علماء الفيزياء الفلكية على هذه الظاهرة اسم سباغيتي.

إذا وصفنا السباغيتيت من وجهة نظر رائد فضاء طار إلى قدم ثقب أسود أولاً ، فإن حقل الجاذبية سيشد ساقيه ، ثم يمتد ويمزق الجسم ، ويحوله إلى تيار من الجسيمات دون الذرية.

من المستحيل رؤية الثقب الأسود يسقط من الخارج لأنه يمتص الضوء. لن يرى المراقب الخارجي إلا أن الجسم الذي يقترب من ثقب أسود يتباطأ تدريجياً ، ثم يتوقف تمامًا. بعد ذلك ، ستصبح الصورة الظلية للكائن أكثر ضبابية ، وستكتسب اللون الأحمر ، وتختفي في النهاية إلى الأبد.

وفقًا لافتراض ستيفن هوكينج ، تظل جميع الأجسام التي ينجذب إليها الثقب الأسود في أفق الحدث. من نظرية النسبية ، يترتب على ذلك أن الوقت بالقرب من الثقب الأسود يتباطأ حتى يتوقف ، لذلك بالنسبة لشخص يسقط ، قد لا يحدث السقوط في الثقب الأسود نفسه أبدًا.

ماذا يوجد في الداخل؟

لأسباب واضحة ، لا توجد إجابة موثوقة على هذا السؤال الآن. ومع ذلك ، يتفق العلماء على أنه داخل الثقب الأسود ، فإن قوانين الفيزياء التي اعتدنا عليها لم تعد تعمل. وفقًا لواحدة من أكثر الفرضيات إثارة وغرابة ، فإن استمرارية الزمان والمكان حول الثقب الأسود مشوهة لدرجة أن ثقبًا يتشكل في الواقع نفسه ، والذي يمكن أن يكون بوابة لكون آخر - أو ما يسمى بالثقب الدودي.

الثقوب السوداء: أكثر الأشياء غموضًا في الكون

نظرًا للزيادة الحديثة نسبيًا في الاهتمام بصنع أفلام علمية شهيرة حول موضوع استكشاف الفضاء ، فقد سمع المشاهد الحديث كثيرًا عن ظواهر مثل التفرد أو الثقب الأسود. ومع ذلك ، من الواضح أن الأفلام لا تكشف عن الطبيعة الكاملة لهذه الظواهر ، بل إنها في بعض الأحيان تشوه النظريات العلمية المبنية من أجل زيادة الفعالية. لهذا السبب ، فإن فكرة العديد من الأشخاص المعاصرين حول هذه الظواهر إما سطحية تمامًا أو خاطئة تمامًا. أحد الحلول لهذه المشكلة هو هذا المقال ، الذي سنحاول فيه فهم نتائج البحث الحالية والإجابة على السؤال - ما هو الثقب الأسود؟

في عام 1784 ، ذكر الكاهن الإنجليزي وعالم الطبيعة جون ميشيل لأول مرة في رسالة إلى الجمعية الملكية بعض الأجسام الضخمة الافتراضية التي تتمتع بجاذبية قوية لدرجة أن السرعة الكونية الثانية بالنسبة لها ستتجاوز سرعة الضوء. السرعة الكونية الثانية هي السرعة التي يحتاجها جسم صغير نسبيًا للتغلب على جاذبية جرم سماوي وتجاوز المدار المغلق حول هذا الجسم. وفقًا لحساباته ، فإن الجسم بكثافة الشمس ونصف قطره 500 نصف قطر شمسي سيكون على سطحه سرعة كونية ثانية تساوي سرعة الضوء. في هذه الحالة ، حتى الضوء لن يترك سطح مثل هذا الجسم ، وبالتالي فإن هذا الجسم سوف يمتص الضوء القادم فقط ويبقى غير مرئي للمراقب - نوع من البقعة السوداء على خلفية الفضاء المظلم.

ومع ذلك ، فإن مفهوم ميشيل عن الجسد الفائق لم يجذب الكثير من الاهتمام ، حتى عمل أينشتاين. دعونا نتذكر أن الأخير حدد سرعة الضوء على أنها السرعة المحددة لنقل المعلومات. بالإضافة إلى ذلك ، قام أينشتاين بتوسيع نظرية الجاذبية لسرعات قريبة من سرعة الضوء (). نتيجة لذلك ، لم يعد تطبيق نظرية نيوتن على الثقوب السوداء مناسبًا.

معادلة أينشتاين

نتيجة لتطبيق النسبية العامة على الثقوب السوداء وحل معادلات أينشتاين ، تم الكشف عن المعلمات الرئيسية للثقب الأسود ، والتي لا يوجد منها سوى ثلاثة: الكتلة والشحنة الكهربائية والزخم الزاوي. وتجدر الإشارة إلى المساهمة الكبيرة لعالم الفيزياء الفلكية الهندي سوبرامانيان شاندراسيخار ، الذي ابتكر دراسة أساسية: "النظرية الرياضية للثقوب السوداء".

وهكذا ، يتم تقديم حل معادلات أينشتاين من خلال أربعة خيارات لأربعة أنواع محتملة من الثقوب السوداء:

• BH بدون دوران وبدون شحن - حل Schwarzschild. أحد الأوصاف الأولى للثقب الأسود (1916) باستخدام معادلات أينشتاين ، ولكن دون مراعاة اثنتين من معلمات الجسم الثلاثة. يتيح حل الفيزيائي الألماني كارل شوارزشيلد حساب مجال الجاذبية الخارجية لجسم كروي ضخم. تكمن خصوصية مفهوم BH من قبل العالم الألماني في وجود أفق الحدث والأفق المخفي وراءه. أيضًا ، كان Schwarzschild أول من قام بحساب نصف قطر الجاذبية ، والذي حصل على اسمه ، والذي يحدد نصف قطر الكرة التي يقع عليها أفق الحدث لجسم ذي كتلة معينة.
• BH بدون دوران بشحنة - محلول Reisner-Nordström. حل تم طرحه في 1916-1918 ، مع الأخذ في الاعتبار الشحنة الكهربائية المحتملة للثقب الأسود. لا يمكن أن تكون هذه الشحنة كبيرة كما هو مطلوب وهي محدودة بسبب التنافر الكهربائي الناتج. يجب تعويض هذا الأخير عن طريق الجاذبية.
• BH مع الدوران وبدون شحن - حل كير (1963). يختلف الثقب الأسود Kerr الدوار عن الثقب الثابت بوجود ما يسمى بـ ergosphere (حول هذا ومكونات أخرى من الثقب الأسود - تابع القراءة).
• BH مع الدوران والشحن - حل كير - نيومان. تم حساب هذا الحل في عام 1965 وهو الأكثر اكتمالا حاليًا ، لأنه يأخذ في الاعتبار جميع معلمات BH الثلاثة. ومع ذلك ، لا يزال من المفترض أن الثقوب السوداء في الطبيعة لها شحنة ضئيلة.

تكوين الثقب الأسود

هناك العديد من النظريات حول كيفية تشكل الثقب الأسود وظهوره ، وأشهرها تكوين نجم بكتلة كافية نتيجة لانهيار الجاذبية. يمكن أن يؤدي هذا الضغط إلى إنهاء تطور النجوم التي تزيد كتلتها عن ثلاث كتل شمسية. عند الانتهاء من التفاعلات الحرارية النووية داخل هذه النجوم ، تبدأ في الانهيار بسرعة إلى تفاعلات فائقة الكثافة. إذا كان ضغط الغاز للنجم النيوتروني لا يستطيع تعويض قوى الجاذبية ، فإن كتلة النجم تتغلب على ما يسمى. حد أوبنهايمر - فولكوف ، ثم يستمر الانهيار ، ونتيجة لذلك يتم ضغط المادة في ثقب أسود.

السيناريو الثاني ، الذي يصف ولادة الثقب الأسود ، هو ضغط الغاز الأولي ، أي الغاز بين النجوم الذي هو في مرحلة التحول إلى مجرة ​​أو نوع من الكتلة. إذا لم يكن هناك ضغط داخلي كافٍ للتعويض عن نفس قوى الجاذبية ، فقد يظهر ثقب أسود.

لا يزال هناك سيناريوهان آخران افتراضيان:

• ظهور BH نتيجة لذلك - ما يسمى ب. الثقوب السوداء البدائية.
• حدوثه نتيجة تفاعلات نووية على طاقات عالية. مثال على هذه التفاعلات هو تجارب المصادم.

هيكل وفيزياء الثقوب السوداء

تشتمل بنية Schwarzschild للثقب الأسود على عنصرين فقط ، تم ذكرهما سابقًا: التفرد وأفق الحدث للثقب الأسود. عند الحديث بإيجاز عن التفرد ، يمكن ملاحظة أنه من المستحيل رسم خط مستقيم من خلاله ، وأيضًا أن معظم النظريات الفيزيائية الموجودة داخله لا تعمل. وهكذا ، تظل فيزياء التفرد لغزا للعلماء اليوم. الثقب الأسود هو نوع من الحدود ، حيث يفقد الجسم المادي فرصة العودة إلى ما وراء حدوده وبالتأكيد "يسقط" في خصوصية الثقب الأسود.

يصبح هيكل الثقب الأسود أكثر تعقيدًا إلى حد ما في حالة حل Kerr ، أي في وجود دوران BH. يفترض حل كير أن الثقب يحتوي على غلاف إيرجوسفير. الغلاف الجوي هو منطقة معينة خارج أفق الحدث ، حيث تتحرك جميع الأجسام في اتجاه دوران الثقب الأسود. هذه المنطقة ليست مثيرة بعد ويمكن تركها على عكس أفق الحدث. ربما يكون الغلاف الجوي نوعًا من التناظرية لقرص التراكم ، والذي يدور حول المادة حول الأجسام الضخمة. إذا تم تمثيل ثقب شوارزشيلد الأسود الساكن على شكل كرة سوداء ، فإن Kerry BH ، نظرًا لوجود الغلاف الخارجي ، يكون له شكل إهليلجي مفلطح ، في شكله الذي رأيناه غالبًا BH في الرسومات ، في الأفلام القديمة أو العاب الكترونية.

• كم يزن الثقب الأسود؟ - أعظم مادة نظرية عن أصل الثقب الأسود متاحة لسيناريو ظهوره نتيجة انهيار نجم. في هذه الحالة ، يتم تحديد الحد الأقصى لكتلة النجم النيوتروني والحد الأدنى لكتلة الثقب الأسود بواسطة حد أوبنهايمر - فولكوف ، والذي بموجبه يكون الحد الأدنى لكتلة BH هو 2.5 - 3 كتل شمسية. أثقل ثقب أسود تم اكتشافه على الإطلاق (في المجرة NGC 4889) تبلغ كتلته 21 مليار كتلة شمسية. ومع ذلك ، لا ينبغي لأحد أن ينسى BHs ، التي تنشأ افتراضيًا نتيجة للتفاعلات النووية عند الطاقات العالية ، مثل تلك التي تحدث عند المصادمات. كتلة مثل هذه الثقوب السوداء الكمومية ، بعبارة أخرى ، "ثقوب بلانك السوداء" ، لها ترتيب من حيث الحجم ، أي 2 · 10 5 جم.
• حجم الثقب الأسود. يمكن حساب الحد الأدنى لنصف قطر BH من الحد الأدنى للكتلة (2.5 - 3 كتل شمسية). إذا كان نصف قطر جاذبية الشمس ، أي المنطقة التي يقع فيها أفق الحدث ، حوالي 2.95 كيلومترًا ، فإن نصف قطر BH الأدنى البالغ 3 كتل شمسية سيكون حوالي تسعة كيلومترات. مثل هذا الحجم الصغير نسبيًا لا يتناسب مع الرأس عندما يتعلق الأمر بالأجسام الضخمة التي تجذب كل شيء حولها. ومع ذلك ، بالنسبة للثقوب السوداء الكمومية ، يكون نصف قطرها - 10 - 35 م.
• يعتمد متوسط ​​كثافة الثقب الأسود على معاملين: الكتلة ونصف القطر. تبلغ كثافة ثقب أسود كتلته ثلاث كتل شمسية حوالي 6 · 10 26 كجم / م 3 ، بينما تبلغ كثافة الماء 1000 كجم / م 3. ومع ذلك ، لم يتم العثور على مثل هذه الثقوب السوداء الصغيرة من قبل العلماء. تزيد كتلة معظم BHs المكتشفة عن 10 5 كتل شمسية. هناك نمط مثير للاهتمام مفاده أنه كلما زاد حجم الثقب الأسود ، قلت كثافته. في هذه الحالة ، يؤدي التغيير في الكتلة بمقدار 11 مرتبة من حيث الحجم إلى تغيير في الكثافة بمقدار 22 أمرًا من حيث الحجم. وبالتالي ، فإن الثقب الأسود بكتلة 1 · 10 9 كتلة شمسية تبلغ كثافته 18.5 كجم / م 3 ، وهي أقل بمقدار وحدة واحدة من كثافة الذهب. ويمكن أن يكون متوسط ​​كثافة BHs التي تزيد كتلتها عن 10 10 كتلة شمسية أقل من كثافة الهواء. بناءً على هذه الحسابات ، من المنطقي أن نفترض أن تكوين الثقب الأسود لا يحدث بسبب ضغط المادة ، ولكن نتيجة لتراكم كمية كبيرة من المادة في حجم معين. في حالة BHs الكم ، يمكن أن تكون كثافتها حوالي 1094 كجم / م 3.
• تتناسب درجة حرارة الثقب الأسود عكسياً مع كتلته. ترتبط درجة الحرارة هذه مباشرة بـ. يتطابق طيف هذا الإشعاع مع طيف الجسم الأسود تمامًا ، أي الجسم الذي يمتص كل الإشعاع الساقط. يعتمد الطيف الإشعاعي لجسم أسود تمامًا على درجة حرارته فقط ، ثم يمكن تحديد درجة حرارة BH من طيف إشعاع هوكينغ. كما ذكرنا سابقًا ، كلما كان الثقب الأسود أصغر ، زادت قوة هذا الإشعاع. في الوقت نفسه ، يظل إشعاع هوكينغ افتراضيًا ، لأنه لم يلاحظه علماء الفلك بعد. ويترتب على ذلك أنه في حالة وجود إشعاع هوكينغ ، فإن درجة حرارة BHs المرصودة منخفضة للغاية بحيث لا تسمح بتسجيل الإشعاع المشار إليه. وفقًا للحسابات ، حتى درجة حرارة الثقب الذي تبلغ كتلته كتلة كتلة الشمس لا يكاد يذكر (1 · 10 -7 كلفن أو -272 درجة مئوية). يمكن أن تصل درجة حرارة الثقوب السوداء الكمومية إلى حوالي 10 12 كلفن ، وبتبخرها السريع (حوالي 1.5 دقيقة) ، يمكن لمثل هذه الثقوب السوداء أن تصدر طاقة تصل إلى عشرة ملايين قنبلة ذرية. ولكن ، لحسن الحظ ، يتطلب إنشاء مثل هذه الأجسام الافتراضية طاقة أكبر بمقدار 10 14 مرة من تلك التي تم تحقيقها اليوم في مصادم الهادرونات الكبير. بالإضافة إلى ذلك ، لم يلاحظ علماء الفلك مثل هذه الظواهر.

مما يتكون الثقب الأسود؟

هناك سؤال آخر يثير قلق العلماء وأولئك الذين هم ببساطة مولعون بالفيزياء الفلكية - مما يتكون الثقب الأسود؟ لا توجد إجابة لا لبس فيها على هذا السؤال ، لأنه لا يمكن النظر إلى ما وراء أفق الحدث المحيط بأي ثقب أسود. بالإضافة إلى ذلك ، كما ذكرنا سابقًا ، توفر النماذج النظرية للثقب الأسود ثلاثة فقط من مكوناته: الغلاف الجوي وأفق الحدث والتفرد. من المنطقي أن نفترض أنه لا يوجد في الغلاف الجوي سوى تلك الأشياء التي جذبها الثقب الأسود ، والتي تدور الآن حوله - أنواع مختلفة من الأجسام الكونية والغازات الكونية. أفق الحدث هو مجرد حدود ضمنية رفيعة ، بعد السقوط التي بعدها ، تنجذب نفس الأجسام الكونية بشكل لا رجعة فيه نحو المكون الرئيسي الأخير في BH - التفرد. لم تتم دراسة طبيعة التفرد اليوم ومن السابق لأوانه الحديث عن تكوينها.

وفقًا لبعض الافتراضات ، قد يتكون الثقب الأسود من نيوترونات. إذا اتبعنا سيناريو الثقب الأسود نتيجة انضغاط نجم إلى نجم نيوتروني مع تقلصه اللاحق ، فعلى الأرجح أن الجزء الرئيسي من الثقب الأسود يتكون من نيوترونات يتكون منها النجم النيوتروني نفسه. بكلمات بسيطة: عندما ينهار نجم ، تتقلص ذراته بطريقة تتحد فيها الإلكترونات مع البروتونات ، وبالتالي تشكل النيوترونات. يحدث تفاعل مشابه في الطبيعة ، بينما يحدث انبعاث النيوترينو مع تكوين نيوترون. ومع ذلك ، هذه مجرد افتراضات.

ماذا يحدث إذا دخلت في ثقب أسود؟

السقوط في ثقب أسود فيزيائي فلكي يمتد الجسم. لنفترض أن رائد فضاء انتحاري افتراضي يسير في ثقب أسود في لا شيء سوى بدلة الفضاء ، قدمه أولاً. عبور أفق الحدث ، لن يلاحظ رائد الفضاء أي تغييرات ، على الرغم من حقيقة أنه لم يعد لديه فرصة للخروج. في مرحلة ما ، سيصل رائد الفضاء إلى نقطة (خلف أفق الحدث قليلاً) حيث سيبدأ حدوث تشوه في جسمه. نظرًا لأن مجال الجاذبية للثقب الأسود غير متجانس ويتم تمثيله بتدرج قوة متزايد نحو المركز ، فإن أرجل رائد الفضاء ستتعرض لتأثير جاذبية أكبر بشكل ملحوظ من الرأس ، على سبيل المثال. ثم ، بسبب الجاذبية ، أو بالأحرى قوى المد والجزر ، فإن الأرجل "ستسقط" بشكل أسرع. وهكذا ، يبدأ الجسم في التمدد تدريجيًا في الطول. لوصف هذه الظاهرة ، توصل علماء الفيزياء الفلكية إلى مصطلح إبداعي إلى حد ما - السباغيتيت. من المرجح أن يؤدي التمدد الإضافي للجسم إلى تحللها إلى ذرات ، والتي ستصل ، عاجلاً أم آجلاً ، إلى حالة فردية. ما سيشعر به الشخص في هذه الحالة هو تخمين أي شخص. من الجدير بالذكر أن تأثير تمدد الجسم يتناسب عكسياً مع كتلة الثقب الأسود. بمعنى ، إذا قام BH بكتلة من ثلاثة شموس بتمديد / كسر الجسم على الفور ، فإن الثقب الأسود الهائل سيكون له قوى مد أقل ، وهناك اقتراحات بأن بعض المواد الفيزيائية يمكن أن "تتحمل" مثل هذا التشوه دون أن تفقد بنيتها.

كما تعلم ، يتدفق الوقت بشكل أبطأ بالقرب من الأجسام الضخمة ، مما يعني أن الوقت بالنسبة لرائد الفضاء الانتحاري سوف يتدفق بشكل أبطأ بكثير من الوقت بالنسبة لأبناء الأرض. في هذه الحالة ، ربما لن يعيش أكثر من أصدقائه ، ولكن أيضًا على الأرض نفسها. ستكون الحسابات مطلوبة لتحديد مقدار الوقت الذي سيتباطأ بالنسبة لرائد الفضاء ؛ ومع ذلك ، مما سبق ، يمكن افتراض أن رائد الفضاء سوف يسقط في BH ببطء شديد ، وربما ببساطة لن يعيش ليرى اللحظة التي سيكون فيها رائد الفضاء. يبدأ الجسم في التشوه.

من الجدير بالذكر أنه بالنسبة للمراقب في الخارج ، فإن جميع الأجسام التي طارت إلى أفق الحدث ستبقى على حافة هذا الأفق حتى تختفي صورتها. سبب هذه الظاهرة هو الانزياح الأحمر الثقالي. تبسيطًا إلى حد ما ، يمكننا القول أن الضوء الساقط على جسد رائد فضاء انتحاري "متجمد" في أفق الحدث سيغير تردده بسبب وقته البطيء. مع مرور الوقت بشكل أبطأ ، سينخفض ​​تواتر الضوء ويزداد الطول الموجي. نتيجة لهذه الظاهرة ، عند الإخراج ، أي بالنسبة للمراقب الخارجي ، سيتحول الضوء تدريجياً نحو التردد المنخفض - الأحمر. سيحدث تحول في الضوء على طول الطيف ، حيث يتحرك رائد الفضاء الانتحاري بعيدًا عن المراقب ، وإن كان ذلك غير محسوس تقريبًا ، ويمر وقته ببطء أكثر فأكثر. وهكذا ، فإن الضوء المنعكس من جسده سوف يتجاوز قريبًا الطيف المرئي (ستختفي الصورة) ، وفي المستقبل ، يمكن التقاط جسم رائد الفضاء فقط في منطقة الأشعة تحت الحمراء ، وبعد ذلك - في تردد الراديو ، وك نتيجة لذلك ، سيكون الإشعاع بعيد المنال تمامًا.

على الرغم مما سبق ، يُفترض أنه في الثقوب السوداء الهائلة الضخمة جدًا ، لا تتغير قوى المد والجزر كثيرًا مع المسافة وتعمل بشكل موحد تقريبًا على الجسم الساقط. في هذه الحالة ، ستحتفظ سفينة الفضاء المتساقطة بهيكلها. يطرح سؤال معقول - إلى أين يقود الثقب الأسود؟ يمكن الإجابة على هذا السؤال من خلال عمل بعض العلماء الذين يربطون بين ظاهرتين مثل الثقوب الدودية والثقوب السوداء.

في عام 1935 ، وضع ألبرت أينشتاين وناثان روزين ، مع الأخذ في الاعتبار ، فرضية حول وجود ما يسمى بالثقوب الدودية ، وربط نقطتين من الزمكان بمسار في أماكن الانحناء الكبير للأخير - أينشتاين روزن جسر أو ثقب دودي. لمثل هذا الانحناء القوي للفضاء ، ستكون هناك حاجة إلى أجسام ذات كتلة عملاقة ، مع الدور الذي يمكن للثقوب السوداء أن تتأقلم معه بشكل مثالي.

يعتبر جسر آينشتاين - روزن ثقبًا دوديًا سالكًا لأنه صغير وغير مستقر.

من الممكن اجتياز ثقب دودي في إطار نظرية الثقوب السوداء والبيضاء. حيث يكون الثقب الأبيض ناتجًا لمعلومات محتجزة في ثقب أسود. تم وصف الثقب الأبيض في إطار النسبية العامة ، لكنه يظل اليوم افتراضيًا ولم يتم اكتشافه. نموذج آخر للثقب الدودي ، اقترحه العلماء الأمريكيون كيب ثورن وطالبه الخريج مايك موريس ، يمكن المشي فيه. ومع ذلك ، كما في حالة ثقب Morris-Thorne الدودي ، لذلك في حالة الثقوب السوداء والبيضاء ، تتطلب إمكانية السفر وجود ما يسمى بالمادة الغريبة ، والتي لها طاقة سلبية وتظل أيضًا افتراضية.

الثقوب السوداء في الكون

تم تأكيد وجود الثقوب السوداء مؤخرًا نسبيًا (سبتمبر 2015) ، ولكن بحلول ذلك الوقت كانت هناك بالفعل مادة نظرية كبيرة حول طبيعة BHs ، بالإضافة إلى العديد من الكائنات المرشحة لدور الثقب الأسود. بادئ ذي بدء ، يجب على المرء أن يأخذ في الاعتبار حجم BH ، لأن طبيعة الظاهرة نفسها تعتمد عليها:

• ثقب أسود ذو كتلة نجمية... تتشكل هذه الأجسام نتيجة لانهيار نجم. كما ذكرنا سابقًا ، فإن الحد الأدنى من كتلة الجسم القادر على تكوين مثل هذا الثقب الأسود هو 2.5 - 3 كتلة شمسية.
• ثقوب سوداء متوسطة الكتلة... نوع وسيط مشروط من الثقوب السوداء ازداد بسبب امتصاص الأجسام القريبة ، مثل تراكم الغازات ، ونجم مجاور (في أنظمة نجمتين) وأجسام كونية أخرى.
• ثقب أسود عملاق... كائنات مدمجة بها 10 5-10 10 كتل شمسية. الخصائص المميزة لهذه BHs هي الكثافة المنخفضة بشكل متناقض ، وكذلك قوى المد والجزر الضعيفة ، والتي تم ذكرها سابقًا. إنه ثقب أسود هائل في مركز مجرتنا درب التبانة (Sagittarius A *، Sgr A *) ، بالإضافة إلى معظم المجرات الأخرى.

المرشحون للبيت الأسود

أقرب ثقب أسود ، أو بالأحرى مرشح لدور BH ، هو جسم (V616 Unicorn) ، والذي يقع على مسافة 3000 سنة ضوئية من الشمس (في مجرتنا). يتكون من مكونين: نجم كتلته نصف كتلة الشمس ، بالإضافة إلى جسم صغير غير مرئي ، كتلته 3-5 كتل شمسية. إذا تبين أن هذا الجسم عبارة عن ثقب أسود صغير ذو كتلة نجمية ، فسيكون أقرب BH عن طريق اليمين.

بعد هذا الكائن ، ثاني أقرب ثقب أسود هو Cyg X-1 ، والذي كان المرشح الأول لدور BH. المسافة إليها حوالي 6070 سنة ضوئية. تمت دراسته جيدًا: كتلته 14.8 كتلة شمسية ويبلغ نصف قطر أفق الحدث حوالي 26 كم.

وفقًا لبعض المصادر ، قد يكون أقرب مرشح آخر لدور BH هو الجسم في النظام النجمي V4641 Sagittarii (V4641 Sgr) ، والذي ، وفقًا لتقديرات عام 1999 ، كان يقع على مسافة 1600 سنة ضوئية. ومع ذلك ، زادت الدراسات اللاحقة هذه المسافة بمقدار 15 مرة على الأقل.

كم عدد الثقوب السوداء الموجودة في مجرتنا؟

لا توجد إجابة دقيقة على هذا السؤال ، نظرًا لأنه من الصعب مراقبتها ، وطوال فترة دراسة السماء ، تمكن العلماء من العثور على حوالي عشرة ثقوب سوداء داخل مجرة ​​درب التبانة. دون الانغماس في الحسابات ، نلاحظ أنه يوجد في مجرتنا ما يقرب من 100 - 400 مليار نجم ، وكل نجم في الألف تقريبًا لديه كتلة كافية لتشكيل ثقب أسود. من المحتمل أن تكون ملايين الثقوب السوداء قد تكونت أثناء وجود مجرة ​​درب التبانة. نظرًا لأنه من الأسهل تسجيل ثقوب سوداء ضخمة ، فمن المنطقي أن نفترض أن معظم البي اتش في مجرتنا ليست فائقة الضخامة. يشار إلى أن دراسات ناسا 2005 تشير إلى وجود سرب من الثقوب السوداء (10-20 ألفًا) يدور حول مركز المجرة. بالإضافة إلى ذلك ، في عام 2016 ، اكتشف علماء الفيزياء الفلكية اليابانيون قمرًا صناعيًا ضخمًا بالقرب من الجسم * - ثقب أسود ، قلب مجرة ​​درب التبانة. نظرًا لنصف القطر الصغير (0.15 سنة ضوئية) لهذا الجسم ، وكذلك كتلته الضخمة (100000 كتلة شمسية) ، يقترح العلماء أن هذا الجسم هو أيضًا ثقب أسود هائل.

نواة مجرتنا ، الثقب الأسود لمجرة درب التبانة (Sagittarius A * ، Sgr A * أو Sagittarius A *) فائقة الكتلة وتبلغ كتلتها 4.31 10 6 كتلة شمسية ، ونصف قطرها 0.00071 سنة ضوئية (6.25 سنة ضوئية) . أو 6.75 مليار كيلومتر). تبلغ درجة حرارة برج القوس أ * مع العنقود المحيط به حوالي 1 · 10 7 كلفن.

أكبر ثقب أسود

أكبر ثقب أسود في الكون اكتشفه العلماء هو الثقب الأسود الهائل ، FSRQ blazar ، في وسط المجرة S5 0014 + 81 ، على مسافة 1.2 10 10 سنوات ضوئية من الأرض. وفقًا للنتائج الأولية للرصد ، باستخدام مرصد Swift الفضائي ، كانت كتلة BH 40 مليار (40-109) كتلة شمسية ، وكان نصف قطر Schwarzschild لمثل هذا الثقب 118.35 مليار كيلومتر (0.013 سنة ضوئية). بالإضافة إلى ذلك ، تشير التقديرات إلى أنها نشأت منذ 12.1 مليار سنة (1.6 مليار سنة بعد الانفجار العظيم). إذا لم يمتص هذا الثقب الأسود العملاق المادة المحيطة به ، فسيبقى على قيد الحياة حتى عصر الثقوب السوداء - إحدى فترات تطور الكون ، حيث ستهيمن الثقوب السوداء فيه. إذا استمرت نواة المجرة S5 0014 + 81 في النمو ، فستصبح واحدة من آخر الثقوب السوداء الموجودة في الكون.

يعتبر الثقبان الأسودان الآخران المعروفان ، على الرغم من عدم وجود أسمائهما الخاصة بهما ، من الأهمية بمكان في دراسة الثقوب السوداء ، حيث أكدا وجودهما تجريبيًا ، كما أنهما أعطتا نتائج مهمة لدراسة الجاذبية. نحن نتحدث عن الحدث GW150914 ، والذي يسمى تصادم ثقبين أسودين في ثقب واحد. هذا الحدث جعل من الممكن التسجيل.

كشف الثقوب السوداء

قبل التفكير في طرق اكتشاف BHs ، يجب على المرء أن يجيب على السؤال - لماذا الثقب الأسود أسود؟ - الجواب لا يتطلب معرفة عميقة في الفيزياء الفلكية وعلم الكونيات. الحقيقة أن الثقب الأسود يمتص كل الإشعاع الساقط عليه ولا ينبعث منه إطلاقاً ، إذا لم تأخذ في الحسبان الافتراض. إذا نظرنا إلى هذه الظاهرة بمزيد من التفصيل ، يمكن افتراض أن العمليات التي تؤدي إلى إطلاق الطاقة في شكل إشعاع كهرومغناطيسي لا تحدث داخل الثقوب السوداء. ثم ، إذا كان BH يشع ، فهو في طيف هوكينغ (الذي يتزامن مع طيف الجسم الأسود المطلق الساخن). ومع ذلك ، كما ذكرنا سابقًا ، لم يتم اكتشاف هذا الإشعاع ، مما يشير إلى درجة حرارة منخفضة تمامًا للثقوب السوداء.

تقول نظرية أخرى مقبولة عمومًا أن الإشعاع الكهرومغناطيسي غير قادر على الإطلاق على مغادرة أفق الحدث. من المرجح أن الفوتونات (جسيمات الضوء) لا تنجذب إلى الأجسام الضخمة ، لأنها ، وفقًا للنظرية ، ليس لها كتلة. ومع ذلك ، لا يزال الثقب الأسود "يجذب" فوتونات الضوء عن طريق تشويه الزمكان. إذا تخيلنا وجود BH في الفضاء كنوع من الاكتئاب على السطح الأملس للزمكان ، فهناك مسافة معينة من مركز الثقب الأسود ، لن يتمكن الضوء من الابتعاد عنها بعد الآن. وهذا يعني ، بشكل تقريبي ، أن الضوء يبدأ في "السقوط" في "الحفرة" ، التي لا تحتوي حتى على "قاع".

بالإضافة إلى ذلك ، إذا أخذنا في الاعتبار تأثير الانزياح الأحمر للجاذبية ، فربما يفقد الضوء تردده في الثقب الأسود ، ويتحول على طول الطيف إلى منطقة الإشعاع ذي الطول الموجي المنخفض التردد ، حتى يفقد الطاقة على الإطلاق.

لذا ، فإن الثقب الأسود أسود وبالتالي يصعب اكتشافه في الفضاء.

طرق الكشف

ضع في اعتبارك الطرق التي يستخدمها علماء الفلك لاكتشاف الثقب الأسود:

بالإضافة إلى الأساليب المذكورة أعلاه ، غالبًا ما يربط العلماء كائنات مثل الثقوب السوداء و. النجوم الزائفة هي نوع من مجموعات الأجسام والغازات الكونية ، وهي واحدة من ألمع الأجسام الفلكية في الكون. نظرًا لأنها تتمتع بكثافة عالية في التلألؤ بحجم صغير نسبيًا ، فهناك سبب للاعتقاد بأن مركز هذه الأجسام هو ثقب أسود فائق الكتلة يجذب المادة المحيطة. نظرًا لمثل هذه الجاذبية القوية ، فإن المادة المنجذبة تكون ساخنة جدًا لدرجة أنها تشع بشكل مكثف. عادة ما يتم مقارنة اكتشاف مثل هذه الأجسام باكتشاف الثقب الأسود. في بعض الأحيان يمكن للكوازارات أن تشع في اتجاهين نفاثات من البلازما الساخنة - النفاثات النسبية. أسباب ظهور هذه النفاثات ليست واضحة تمامًا ، ومع ذلك ، فمن المحتمل أن تكون ناجمة عن تفاعل المجالات المغناطيسية لـ BH والقرص التراكمي ، ولا تنبعث من الثقب الأسود المباشر.

ضربت طائرة نفاثة في المجرة M87 من مركز البحرين

تلخيصًا لما سبق ، يمكن للمرء أن يتخيل ، عن قرب: إنه جسم كروي أسود ، تدور حوله مادة شديدة التسخين ، وتشكل قرص تراكم مضيء.

دمج وتصادم الثقوب السوداء

أحد أكثر الظواهر إثارة للاهتمام في الفيزياء الفلكية هو اصطدام الثقوب السوداء ، مما يجعل من الممكن أيضًا اكتشاف مثل هذه الأجسام الفلكية الضخمة. هذه العمليات لا تهم علماء الفيزياء الفلكية فقط ، لأنها تؤدي إلى ظواهر سيئة الدراسة من قبل الفيزيائيين. أوضح مثال على ذلك هو الحدث المذكور سابقًا والمسمى GW150914 ، عندما اقترب ثقبان أسودان كثيرًا لدرجة أنهما اندمجا في واحد نتيجة الجاذبية المتبادلة. كانت إحدى النتائج المهمة لهذا الاصطدام ظهور موجات الجاذبية.

وفقًا لتعريف موجات الجاذبية ، هذه تغيرات في مجال الجاذبية تنتشر بطريقة تشبه الموجة من الأجسام الضخمة المتحركة. عندما يقترب اثنان من هذه الأشياء من بعضهما البعض ، فإنهما يبدآن بالدوران حول مركز ثقل مشترك. عندما يقتربون من بعضهم البعض ، يزداد دورانهم حول محورهم. مثل هذه التقلبات المتغيرة في مجال الجاذبية في مرحلة ما يمكن أن تشكل موجة جاذبية قوية واحدة ، والتي يمكن أن تنتشر في الفضاء لملايين السنين الضوئية. لذلك على مسافة 1.3 مليار سنة ضوئية ، اصطدم ثقبان أسودان ، مما شكل موجة جاذبية قوية ، وصلت إلى الأرض في 14 سبتمبر 2015 وتم تسجيلها بواسطة كاشفات LIGO و VIRGO.

كيف تموت الثقوب السوداء؟

من الواضح ، لكي يتوقف الثقب الأسود عن الوجود ، سيحتاج إلى فقد كل كتلته. ومع ذلك ، وفقًا لتعريفه ، لا شيء يمكن أن يترك حدود الثقب الأسود إذا تجاوز أفق الحدث الخاص به. من المعروف أن عالم الفيزياء النظرية السوفيتي فلاديمير غريبوف كان أول من ذكر إمكانية انبعاث الجسيمات من خلال ثقب أسود في مناقشته مع عالم سوفيتي آخر ياكوف زيلدوفيتش. وقال إنه من وجهة نظر ميكانيكا الكم ، فإن الثقب الأسود قادر على انبعاث الجسيمات من خلال تأثير النفق. لاحقًا ، وبمساعدة ميكانيكا الكم ، بنى الفيزيائي الإنجليزي ستيفن هوكينغ نظريته الخاصة والمختلفة نوعًا ما. يمكنك قراءة المزيد عن هذه الظاهرة. باختصار ، يوجد في الفراغ ما يسمى بالجسيمات الافتراضية التي تولد باستمرار في أزواج وتفنى مع بعضها البعض ، بينما لا تتفاعل مع العالم المحيط. ولكن إذا ظهرت مثل هذه الأزواج في أفق الحدث للثقب الأسود ، فإن الجاذبية القوية قادرة افتراضيًا على فصلها ، حيث يسقط أحد الجسيمات داخل BH ، ويبتعد الآخر عن الثقب الأسود. وبما أن الجسيم الذي يهرب من الحفرة يمكن ملاحظته ، وبالتالي لديه طاقات إيجابية ، فإن الجسيم الذي يسقط في الحفرة يجب أن يكون له طاقات سلبية. وبالتالي ، يفقد الثقب الأسود طاقته وسيكون هناك تأثير يسمى تبخر الثقب الأسود.

وفقًا للنماذج المتاحة للثقب الأسود ، كما ذكرنا سابقًا ، مع تناقص كتلته ، يصبح إشعاعه أكثر وأكثر كثافة. بعد ذلك ، في المرحلة الأخيرة من وجود BH ، عندما قد يتناقص إلى حجم الثقب الأسود الكمومي ، فإنه سيطلق كمية هائلة من الطاقة على شكل إشعاع ، والتي قد تكون معادلة لآلاف أو حتى ملايين من قنابل ذرية. هذا الحدث يذكرنا إلى حد ما بانفجار ثقب أسود ، مثل القنبلة نفسها. وفقًا للحسابات ، نتيجة للانفجار العظيم ، من الممكن أن تكون الثقوب السوداء البدائية قد نشأت ، ومن المفترض أن تلك الثقوب ، التي تبلغ كتلتها حوالي 10 12 كجم ، قد تبخرت وانفجرت في وقت قريب من عصرنا. مهما كان الأمر ، لم يلاحظ علماء الفلك مثل هذه الانفجارات.

على الرغم من الآلية التي اقترحها هوكينج لتدمير الثقوب السوداء ، فإن خصائص إشعاع هوكينغ تسبب مفارقة في إطار ميكانيكا الكم. إذا امتص الثقب الأسود جسمًا ، ثم فقد الكتلة الناتجة عن امتصاص هذا الجسم ، فبغض النظر عن طبيعة الجسم ، لن يختلف الثقب الأسود عما كان عليه قبل امتصاص الجسم. في هذه الحالة ، يتم فقد المعلومات حول الجسم إلى الأبد. من وجهة نظر الحسابات النظرية ، فإن تحويل الحالة النقية الأولية إلى الحالة المختلطة ("الحرارية") التي تم الحصول عليها لا يتوافق مع النظرية الحالية لميكانيكا الكم. تسمى هذه المفارقة أحيانًا اختفاء المعلومات في الثقب الأسود. لم يتم العثور على حل نهائي لهذه المفارقة. الخيارات المعروفة لحل التناقض:

• تناقض نظرية هوكينج. هذا يستلزم استحالة تدمير الثقب الأسود ونموه المستمر.
• وجود ثقوب بيضاء. في هذه الحالة ، لا تختفي المعلومات التي تم امتصاصها ، بل يتم التخلص منها ببساطة في كون آخر.
• تناقض النظرية المقبولة عمومًا لميكانيكا الكم.

المشاكل غير المحلولة لفيزياء الثقوب السوداء

على ما يبدو ، ما تم وصفه سابقًا ، على الرغم من دراسة الثقوب السوداء لفترة طويلة نسبيًا ، إلا أنها لا تزال تتمتع بالعديد من الميزات ، والتي لا تزال آلياتها غير معروفة للعلماء.

• في عام 1970 ، صاغ عالم إنجليزي ما يسمى ب. "مبدأ الرقابة الكونية" - "الطبيعة تكره التفرد العاري". هذا يعني أن التفرد يتشكل فقط في الأماكن المخفية عن الأنظار ، مثل مركز الثقب الأسود. ومع ذلك ، لم يتم إثبات هذا المبدأ بعد. هناك أيضًا حسابات نظرية يمكن وفقًا لها أن تحدث التفرد "العاري".
• كما لم يتم إثبات "نظرية عدم وجود شعر" ، والتي وفقًا لها تحتوي الثقوب السوداء على ثلاثة معايير فقط.
• لم يتم تطوير نظرية كاملة للغلاف المغناطيسي للثقب الأسود.
• لم يتم دراسة طبيعة وفيزياء التفرد الثقالي.
• ليس معروفًا على وجه اليقين ما يحدث في المرحلة الأخيرة من وجود الثقب الأسود ، وما يتبقى بعد الاضمحلال الكمومي.

حقائق مثيرة للاهتمام حول الثقوب السوداء

تلخيصًا لما سبق ، هناك العديد من السمات المثيرة وغير العادية لطبيعة الثقوب السوداء:

• تحتوي BHs على ثلاث معلمات فقط: الكتلة والشحنة الكهربائية والزخم الزاوي. نتيجة لهذا العدد الصغير من خصائص هذا الجسم ، فإن النظرية التي تنص على ذلك تسمى "نظرية عدم الشعر". أدى هذا أيضًا إلى ظهور عبارة "الثقب الأسود ليس له شعر" ، مما يعني أن ثقبين أسودين متطابقان تمامًا ، ومعاييرهما الثلاثة المذكورة هي نفسها.
• يمكن أن تكون كثافة BH أقل من كثافة الهواء ، وتكون درجة الحرارة قريبة من الصفر المطلق. من هذا ، يمكن افتراض أن تشكل الثقب الأسود لا يحدث بسبب انضغاط المادة ، ولكن نتيجة لتراكم كمية كبيرة من المادة في حجم معين.
• يعمل وقت الأجسام التي يمتصها BH أبطأ بكثير من وقت مراقب خارجي. بالإضافة إلى ذلك ، تمتد الأجسام الممتصة بشكل كبير داخل الثقب الأسود ، وهو ما أطلق عليه العلماء - السباغيتيت.
• قد يكون هناك حوالي مليون ثقب أسود في مجرتنا.
• ربما يوجد ثقب أسود هائل في مركز كل مجرة.
• في المستقبل ، وفقًا للنموذج النظري ، سيصل الكون إلى ما يسمى بعصر الثقوب السوداء ، عندما تصبح الثقوب السوداء هي الأجسام المهيمنة في الكون.