الفلك

تشكل النجوم حول الثقوب السوداء الدوارة؟

تشكل النجوم حول الثقوب السوداء الدوارة؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

يرجى المعذرة على سؤال الهواة. أثناء محاولتي التفكير في أي شيء باستثناء ما كان يحدث أثناء إجراء طب الأسنان ، تحول عقلي إلى نموذج لنجم قريب من ثقب أسود دوار والتأثيرات على الرسم في المادة.

في حين أنه من الواضح أن مثل هذه المادة ستكون متحمسة لدرجة حرارة عالية ، فهل يمكن أن يكون الجمع بين الدوران والإثارة كافيين للحث على تفاعل اندماج مستمر؟

إذا كان الأمر كذلك ، فهل ينتج عن ذلك طاقة كافية للحفاظ على "حلقة" اندماج في أفق الحدث - في الأساس نجمة دونات؟

هل سيكون هناك رد فعل كافٍ لبدء إنتاج عناصر أخف؟

الفضول الخالص الناتج عن محاولة إلهاء نفسي


يوفر تراكم المواد على (في) الثقوب السوداء (والنجوم النيوترونية) بيئات شديدة الحرارة وكثيفة (نسبيًا). في ظل هذه الظروف من الممكن حدوث الاندماج النووي ، والسؤال هو ما إذا كان هذا مهمًا ، سواء من حيث الطاقة أو كوسيلة لإنتاج عناصر كيميائية جديدة (التخليق النووي).

الإجابة على أول هذه الأسئلة واضحة نسبيًا. عندما تسقط المادة باتجاه الثقب الأسود ، يجبرها الزخم الزاوي على تكوين قرص تراكمي. تقوم العمليات اللزجة بتسخين القرص وتوفير عزم دوران ، مما يؤدي إلى فقدان المادة للطاقة والزخم الزاوي ، مما يؤدي في النهاية إلى سقوطها في الثقب الأسود. الكثير من طاقة الجاذبية الكامنة (GPE) المكتسبة عندما تسقط المادة نحو الثقب الأسود ينتهي بها الأمر إلى تسخين المادة.

يقع المدار الدائري الأكثر استقرارًا للثقب الأسود عند 3 نصف قطر شوارزشيلد $ = 6GM / c ^ 2 $ ، حيث $ M $ هو كتلة الثقب الأسود. GPE الذي تم إصداره للمواد ذات الكتلة $ m $ التي تقع في نصف القطر هذا هو $ sim GMmc ^ 2 / 6GM = mc ^ 2/6 $. أي أنه يمكن إطلاق سدس الطاقة الكلية الباقية للمادة كحرارة.

قارن هذا بالاندماج النووي. يطلق اندماج الهيدروجين في الهيليوم 0.7٪ فقط من الكتلة المتبقية كطاقة يمكنها تسخين قرص التراكم.

لذلك من وجهة نظر الطاقة ، تكون تفاعلات الاندماج ضئيلة للغاية ، ما لم تكن تحدث بشكل أكبر في القرص

السؤال حول غلة التخليق النووي أكثر تعقيدًا. كلما زاد حجم الثقب الأسود وزاد معدل التراكم ، زادت درجة حرارة القرص وكثافته بشكل عام وزاد معدل الاندماج. ولكنه يعتمد أيضًا على تفاصيل عمليات التبريد الممكنة وكمية المواد التي يتم إدخالها إلى الثقب الأسود. قدم Hu & Peng (2008) بعض نماذج التراكم على ثقب أسود كتلته 10 كتلة شمسية ويقترح أنه قد يكون من الممكن إنتاج بعض النظائر النادرة بواسطة هذه الآلية. ربما تحتاج الثقوب السوداء ذات الحجم النجمي إلى معدلات تراكم فائقة للغاية من Eddington لتحقيق درجات الحرارة اللازمة للحفاظ على الاندماج النووي (أي معدلات تراكم أكبر بكثير مما هو ممكن من خلال تدفقات التراكم الكروية المعاكسة للضغط الإشعاعي) ، وفقًا لفرانكل (2016). من المحتمل أن تكون مثل هذه المعدلات فقط في الحالات التي تعطل فيها الثقوب السوداء رفيقًا ثنائيًا ، وليس من خلال تدفق تراكم ثابت.


تحدث الحرارة في قرص التراكم بسبب الاحتكاك والاحتكاك يحدث فقط عندما تكون هناك حركة نسبية. لذلك في قرص التراكم هذا ، تتحرك الكثير من الجسيمات بالنسبة إلى بعضها البعض بسرعات عالية ، لذا لا ينبغي أن يحدث الاندماج ، لأن ذلك الجسيم يجب أن يجتمع معًا. حتى في النجم (مثل شمسنا) ، فإن كتلة النجم لا تكفي لإنتاج الاندماج ، وهي بحاجة إلى مساعدة من نفق الكم ، لذلك لا يمكننا القول أن الضغط متاح داخل قرص التراكم هذا للتغلب على تنافر القوة النووية.


الثقوب السوداء المركزية تتحكم في تكوين النجوم في المجرات الضخمة: دراسة

تتواجد الثقوب السوداء الهائلة ، التي تزيد كتلتها عن مليون مرة عن كتلة الشمس ، في مراكز كل المجرات الضخمة. دراسة جديدة نشرت في المجلة طبيعة يوضح أن تاريخ تكوين النجوم لمجرة ضخمة يعتمد على كتلة الثقب الأسود المركزي.

الثقوب السوداء الهائلة الموجودة في قلب المجرات تطلق الإشعاع والرياح فائقة السرعة نحو الخارج ، كما هو موضح في تصور هذا الفنان. رصيد الصورة: NASA / JPL-Caltech.

تحتوي كل مجرة ​​ضخمة على ثقب أسود مركزي هائل ، يكشف عن وجوده من خلال تأثيرات الجاذبية على نجوم المجرة ، وفي بعض الأحيان يكون مصدر طاقة الإشعاع النشط من نواة مجرية نشطة (AGN).

يُعتقد أن الطاقة المتدفقة إلى المجرة من نوى مجرية نشطة تعمل على إيقاف تكوين النجوم عن طريق تسخين وتبديد الغاز الذي سيتكثف في النجوم أثناء تبريده.

كانت هذه الفكرة موجودة منذ عقود ، ووجد العلماء أن محاكاة تطور المجرات يجب أن تتضمن ردود فعل من الثقب الأسود من أجل إعادة إنتاج الخصائص المرصودة للمجرات.

لكن الدليل المرصود على وجود علاقة بين الثقوب السوداء فائقة الكتلة وتكوين النجوم كان مفقودًا حتى الآن.

ركزت الدراسة الجديدة ، التي قادها عالم الفلك Ignacio Martín-Navarro بجامعة كاليفورنيا ، على المجرات الضخمة التي تم قياس كتلة الثقب الأسود المركزي فيها في دراسات سابقة عن طريق تحليل حركات النجوم بالقرب من مركز المجرة.

لتحديد تواريخ تكوين النجوم في المجرات ، حلل الباحثون أطيافًا تفصيلية لضوءهم حصل عليها مسح مجرات هوبي-إيبرلي الشامل.

لقد استخدموا تقنيات حسابية لتحليل طيف كل مجرة ​​واستعادة تاريخ تكوين نجمها من خلال إيجاد أفضل مزيج من المجموعات النجمية لتناسب البيانات الطيفية.

وأشار الدكتور مارتين نافارو: "يخبرك مقدار الضوء الذي يأتي من مجموعات نجمية من مختلف الأعمار".

عندما قارن الفريق تاريخ تكوين النجوم للمجرات بالثقوب السوداء ذات الكتل المختلفة ، وجدوا اختلافات مذهلة. ترتبط هذه الاختلافات فقط بكتلة الثقب الأسود وليس مع مورفولوجيا المجرة أو الحجم أو الخصائص الأخرى.

قال الدكتور مارتين نافارو: "بالنسبة للمجرات التي لها نفس كتلة النجوم ولكن كتلة ثقوب سوداء مختلفة في المركز ، فإن تلك المجرات ذات الثقوب السوداء الأكبر تم إخمادها في وقت أبكر وأسرع من تلك ذات الثقوب السوداء الأصغر".

"لذلك استمر تكوين النجوم لفترة أطول في تلك المجرات ذات الثقوب السوداء المركزية الأصغر."

يكون الثقب الأسود فائق الكتلة مضيئًا فقط عندما يلتهم بفاعلية المادة من المناطق الداخلية للمجرة المضيفة.

النوى المجرية النشطة شديدة التغير وتعتمد خصائصها على حجم الثقب الأسود ، ومعدل تراكم المواد الجديدة التي تسقط على الثقب الأسود ، وعوامل أخرى.

"لقد استخدمنا كتلة الثقب الأسود كمؤشر للطاقة التي تم وضعها في المجرة بواسطة AGN ، لأن التراكم في الثقوب السوداء الهائلة يؤدي إلى ردود فعل أكثر نشاطًا من نوى المجرة النشطة ، والتي من شأنها إخماد تشكل النجوم بشكل أسرع" ، د. Martín-Navarro شرح.

قال الدكتور آرون رومانوفسكي ، عالم الفلك في جامعة ولاية سان خوسيه ومراصد جامعة كاليفورنيا: "إن الطبيعة الدقيقة للتغذية المرتدة من الثقب الأسود التي تطفئ تشكل النجوم لا تزال غير مؤكدة".

"هناك طرق مختلفة يمكن للثقب الأسود أن يبث الطاقة في المجرة ، ولدى المنظرين جميع أنواع الأفكار حول كيفية حدوث التبريد ، ولكن هناك المزيد من العمل الذي يتعين القيام به لتلائم هذه الملاحظات الجديدة في النماذج."

اجناسيو مارتن نافارو وآخرون. تشكل النجوم التي تنظمها الثقوب السوداء في المجرات الضخمة. طبيعة، نُشر على الإنترنت في 1 كانون الثاني (يناير) 2018 doi: 10.1038 / nature24999


تشكل النجوم حول الثقوب السوداء الدوارة؟ - الفلك

نقوم بتطوير نموذج استكشافي للمناطق الخارجية غير المستقرة جاذبيًا لأقراص التراكم حول الثقوب السوداء الضخمة. نحن نعتبر الثقوب السوداء كتلتها 10 (6) إلى 10 (10) م شمس ، ووفرة بدائية أو شمسية. في الخطوة الأولى ، ندرس تكوين النجوم وتطورها في قرص غازي خالص غير مستقر هامشيًا ، ونوضح أن الأجزاء غير المستقرة يجب أن تنهار بسرعة وتؤدي إلى نشوء أجسام مضغوطة (كواكب أو نجوم أولية) ، والتي تتجمع بعد ذلك بمعدل مرتفع وفي أقل من 10 (6) سنوات تكتسب كتلة من بضع عشرات من الشمس M ، وفقًا لآلية اقترحها لأول مرة Artymowicz et al. (1993). عندما تنفجر هذه النجوم على شكل مستعرات عظمى ، تندلع قذائف المستعر الأعظم من القرص ، منتجة تدفقات قوية إلى الخارج. نوضح أن القرص الغازي قادر على دعم عدد كبير من النجوم الضخمة والمستعرات الأعظمية مع بقائه متجانساً نسبيًا. والجانب المثير للاهتمام هو أن النجوم النيوترونية المتبقية يمكن أن تخضع لمراحل تراكم أخرى ، مما يؤدي إلى انفجارات مستعر أعظم أخرى (يفترض أنها قوية). في الخطوة الثانية ، نفترض أن المناطق الواقعة على محيط القرص توفر تدفقًا جماعيًا شبه ثابتًا خلال عمر الكوازارات أو أسلافها ، أي.

10 (8) سنوات ، وأن يتم ضمان النقل الجماعي بالكامل بواسطة المستعرات الأعظمية ، والتي تحفز نقل الزخم الزاوي نحو الخارج ، كما هو موضح في المحاكاة العددية لـ Rozyczka et al. (1995). بافتراض أن معدل تشكل النجوم يتناسب مع معدل نمو عدم استقرار الجاذبية ، فإننا نحل بنية القرص ونحدد الغاز والكثافة النجمية ، ويتم توفير التسخين بشكل أساسي بواسطة النجوم نفسها. نجد حلولًا متسقة ذاتيًا يتم فيها الحفاظ على الغاز في حالة قريبة جدًا من عدم استقرار الجاذبية ، في حلقة تقع بين 0.1 و 10 أجهزة كمبيوتر لكتلة ثقب أسود تبلغ 10 (6) M_sun ، وبين 1 و 100 جهاز كمبيوتر ل a كتلة الثقب الأسود تبلغ 10 (8) M_sun أو أكبر ، مهما كانت الوفرة ، ولمعدلات التراكم المنخفضة نسبيًا (& lt = 10٪ من معدل التراكم الحرج). بالنسبة لمعدلات التراكم الأكبر ، يصبح عدد النجوم كبيرًا جدًا لدرجة أنها تمنع أي تكوين نجمي إضافي ، و / أو يكون معدل المستعرات الأعظمية مرتفعًا جدًا لدرجة أنها تفسد التجانس والاستقرار الهامشي للقرص. نؤجل دراسة هذه الحالة. يمكن تصور العديد من النتائج لهذا النموذج ، إلى جانب حقيقة أنه يقترح حلاً لمشكلة النقل الجماعي في المنطقة الوسيطة من القرص حيث لا يعمل عدم الاستقرار العالمي. وكنتيجة أولى ، يمكن أن تفسر التدفقات الخارجة المخصبة بالمعادن عالية السرعة التي ينطوي عليها وجود خطوط امتصاص واسعة في الكوازارات. وكنتيجة ثانية ، يمكن أن تكون مسؤولة عن إثراء ما قبل المجرات للوسط بين المجرات ، إذا تشكلت الثقوب السوداء في وقت مبكر من الكون. أخيرًا يمكن أن توفر آلية تحفيز للانفجارات النجمية في المناطق الوسطى من المجرات. قد يكون فحص النموذج هو اكتشاف انفجار مستعر أعظم خلال بضع فرسخ فلكي من مركز نواة مجرية نشطة ، وهي ملاحظة يمكن إجراؤها في المستقبل القريب.


أضعف المجرات القزمة

جوشوا د.سيمون
المجلد. 57 ، 2019

الملخص

تمثل المجرات الساتلية لمجرة درب التبانة أدنى لمعان (L) الحد الأدنى الأقصى لوظيفة لمعان المجرة. هذه الأقزام الخافتة للغاية هي أقدم الأنظمة النجمية وأكثرها مظلمة ، ومعظمها فقير بالمعادن ، وأقلها تطورًا كيميائيًا. اقرأ أكثر

المواد التكميلية

الشكل 1: تعداد المجرات التابعة لمجرة درب التبانة كدالة للوقت. تشمل الكائنات الموضحة هنا جميع المجرات القزمة المؤكدة طيفيًا وكذلك تلك التي يشتبه في كونها أقزامًا استنادًا إلى l.

الشكل 2: توزيع أقمار درب التبانة بالمقدار المطلق () ونصف قطر الضوء. تُعرض المجرات القزمة المؤكدة على شكل دوائر مملوءة باللون الأزرق الداكن ، ويشتبه في أنها مجرات قزمة.

الشكل 3: تشتت سرعة خط البصر لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كدالة ذات الحجم المطلق. تظهر القياسات وأوجه عدم اليقين كنقاط زرقاء مع أشرطة خطأ ، و 90٪ ج.

الشكل 4: (أ) الكتل الديناميكية لسواتل مجرة ​​درب التبانة شديدة الباهتة كدالة للسطوع. (ب) نسب الكتلة إلى الضوء ضمن نصف قطر نصف الضوء لأقمار درب التبانة فائقة الخفة كوظيفة.

الشكل 5: متوسط ​​المعادن النجمية لأقمار درب التبانة كدالة ذات حجم مطلق. يتم عرض المجرات القزمة المؤكدة كدوائر ممتلئة باللون الأزرق الداكن ، والأجسام المشتبه في كونها قزمة.

الشكل 6: دالة توزيع المعادن للنجوم في الأقزام الخافتة للغاية. مراجع المعادن الموضحة هنا مذكورة في الجدول الإضافي 1. نلاحظ أن هذه البيانات غير متجانسة تمامًا.

الشكل 7: أنماط الوفرة الكيميائية للنجوم في UFDs. تظهر هنا النسب (أ) [C / Fe] ، (ب) [Mg / Fe] ، و (ج) [Ba / Fe] كوظائف معدنية ، على التوالي. تم رسم نجوم UFD على شكل ديامو ملون.

الشكل 8: قابلية الكشف عن الأنظمة النجمية الباهتة كوظائف للمسافة والقدر المطلق وعمق المسح. يُظهر المنحنى الأحمر سطوع النجم العشرين الأكثر سطوعًا في كائن ما كوظيفة.

الشكل 9: (أ) مخطط اللون والحجم للقسم 1 (القياس الضوئي من Muñoz et al. 2018). تشير مناطق الحجم المظللة باللون الأزرق والوردي إلى العمق التقريبي الذي يمكن الوصول إليه باستخدام الوسط الموجود.


صور الثقب الأسود

هل تريد رؤية بعض صور الثقب الأسود؟ هنا تحدي كيفية إظهار صورة لشيء يمتص كل الضوء الذي يصل إليه. بالطبع ، من المستحيل عرض أي صور حقيقية للثقوب السوداء لأنها & # 8217re غير مرئية. ولكن يمكنك إظهار المناطق المحيطة بالثقوب السوداء بالإضافة إلى الرسوم التوضيحية للشكل الذي قد تبدو عليه الثقوب السوداء.

تُظهر صورة الثقب الأسود هذه الثقب الأسود غير المرئي في المركز محاطًا بقرص تراكم من المادة. يتفاعل الدوران السريع للثقب الأسود مع قرص التنامي الذي يولد مجالات مغناطيسية قوية.

رسم توضيحي لفنان لثقب أسود هائل. رصيد الصورة: ناسا

هذه صورة لثقب أسود هائل (رسم توضيحي للفنان). أنت & # 8217 ترى الثقب الأسود من الجانب ، وهو محاط بحلقة سميكة من الغاز والغبار تحجب المنطقة المحيطة بالثقب الأسود عن الأنظار. تولد المجالات المغناطيسية القوية للثقب الأسود نفاثات قوية تتدفق إلى الفضاء.

ثقب أسود هائل يمنع تشكل النجوم. رصيد الصورة: ناسا

تظهر هذه الصورة الفنية لثقب أسود ثقبًا أسود هائلًا في مركز مجرة. يتدفق إشعاع قوي من نواة الثقب الأسود ، مما يوقف تشكل النجوم في المناطق القريبة من مركز المجرة.

دليل على وجود ثقب أسود دوار. رصيد الصورة: ناسا

تُظهر هذه الصورة للثقب الأسود ثقبًا أسود يدور بسرعة في مركز قرص التراكم الخاص به. على الرغم من أن الثقب الأسود نفسه غير مرئي ، إلا أنه محاط بقرص سريع من المواد التي تسقط في الثقب الأسود ، مثل المياه التي تسقط في البالوعة.

ثنائي الثقب الأسود. رصيد الصورة: ناسا

هنا & # 8217s صورة للثقب الأسود تُظهر ثقبًا أسود في علاقة ثنائية مع نجم. تتدفق المواد من النجم إلى قرص تراكمي حول الثقب الأسود. يولد الثقب الأسود سريع الدوران مجالًا مغناطيسيًا قويًا ينتج عنه تدفق مزدوج من المواد المتدفقة أعلى وأسفل الثقب الأسود.


محتويات

اقترح الرائد الفلكي ورجل الدين الإنجليزي جون ميشيل فكرة وجود جسم ضخم جدًا لدرجة أنه حتى الضوء لا يمكن الهروب منه في رسالة نُشرت في نوفمبر 1784. افترضت حسابات ميشيل المبسطة أن مثل هذا الجسم قد يكون له نفس كثافة الشمس ، وخلصت إلى أن مثل هذا الجسم سيتشكل عندما يتجاوز قطر النجم قطر الشمس بمعامل 500 ، وتتجاوز سرعة الهروب السطحي سرعة الضوء المعتادة. لاحظ ميشيل بشكل صحيح أن مثل هذه الأجسام فائقة الكتلة ولكن غير المشعة يمكن اكتشافها من خلال تأثيرات الجاذبية على الأجسام المرئية القريبة. [7] [25] [26] كان العلماء في ذلك الوقت متحمسون في البداية للاقتراح القائل بأن النجوم العملاقة ولكن غير المرئية قد تكون مختبئة في مرأى من الجميع ، لكن الحماس تضاءل عندما أصبحت الطبيعة الموجية للضوء واضحة في أوائل القرن التاسع عشر. [27]

إذا كان الضوء عبارة عن موجة وليس "جسمًا" ، فليس من الواضح ما إذا كان هناك تأثير للجاذبية على موجات الضوء الهاربة. [7] [26] تشوه الفيزياء الحديثة فكرة ميشيل عن إطلاق شعاع ضوئي مباشرة من سطح نجم فائق الكتلة ، حيث يتم إبطائه بفعل جاذبية النجم ، ثم يتوقف ، ثم يسقط بحرية مرة أخرى على سطح النجم. [28]

النسبية العامة

في عام 1915 ، طور ألبرت أينشتاين نظريته عن النسبية العامة ، حيث أظهر في وقت سابق أن الجاذبية تؤثر على حركة الضوء. بعد بضعة أشهر فقط ، وجد Karl Schwarzschild حلاً لمعادلات مجال أينشتاين ، والتي تصف مجال الجاذبية لكتلة نقطية وكتلة كروية. [29] بعد بضعة أشهر من شفارتسشيلد ، قدم يوهانس دروست ، الطالب في هندريك لورنتز ، بشكل مستقل نفس الحل للكتلة النقطية وكتب بشكل مكثف أكثر عن خصائصها. [30] [31] كان لهذا الحل سلوك غريب فيما يسمى الآن نصف قطر شوارزشيلد ، حيث أصبح مفردًا ، مما يعني أن بعض المصطلحات في معادلات أينشتاين أصبحت لانهائية. لم تكن طبيعة هذا السطح مفهومة تمامًا في ذلك الوقت. في عام 1924 ، أظهر آرثر إدينجتون أن التفرد اختفى بعد تغيير الإحداثيات (انظر إحداثيات إدينجتون-فنكلشتاين) ، على الرغم من أن جورج لوميتر استغرق حتى عام 1933 ليدرك أن هذا يعني أن التفرد في نصف قطر شوارزشيلد كان تفردًا غير فيزيائي للإحداثيات. [32] لكن آرثر إدينجتون علق على إمكانية وجود نجم بكتلة مضغوطة إلى نصف قطر شوارزشيلد في كتاب صدر عام 1926 ، مشيرًا إلى أن نظرية أينشتاين تسمح لنا باستبعاد كثافات كبيرة جدًا للنجوم المرئية مثل منكب الجوزاء لأن "نجمًا يبلغ 250 مليونًا. لا يمكن أن يكون نصف قطر كم من الكثافة العالية مثل الشمس. أولاً ، ستكون قوة الجاذبية كبيرة جدًا بحيث لا يتمكن الضوء من الهروب منها ، وستتراجع الأشعة مرة أخرى إلى النجم مثل الحجر على الأرض. ثانيًا ، سيكون الانزياح الأحمر للخطوط الطيفية كبيرًا لدرجة أن الطيف سيتحول من الوجود. ثالثًا ، ستنتج الكتلة الكثير من الانحناء لمقياس الزمكان بحيث يغلق الفضاء حول النجم ، مما يتركنا في الخارج (أي ، لا مكان في أي مكان) ). " [33] [34]

في عام 1931 ، حسب Subrahmanyan Chandrasekhar ، باستخدام النسبية الخاصة ، أن جسمًا غير دوار من مادة متحللة للإلكترون فوق كتلة محددة معينة (تسمى الآن حد Chandrasekhar عند 1.4 M ) ليس لديها حلول مستقرة. [35] عارض العديد من معاصريه مثل إدينجتون وليف لانداو حججه ، الذين جادلوا بأن بعض الآليات غير المعروفة حتى الآن ستوقف الانهيار. [36] كانوا على صواب جزئيًا: قزم أبيض أضخم بقليل من حد شاندراسيخار سينهار إلى نجم نيوتروني ، [37] وهو نفسه مستقر. ولكن في عام 1939 ، توقع روبرت أوبنهايمر وآخرون أن النجوم النيوترونية التي تتجاوز حدًا آخر (حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف) ستنهار أكثر للأسباب التي قدمها شاندراسيخار ، وخلصوا إلى أنه لا يوجد قانون فيزيائي من المحتمل أن يتدخل ويتوقف على الأقل بعضًا. النجوم من الانهيار إلى الثقوب السوداء. [38] حساباتهم الأصلية ، على أساس مبدأ استبعاد باولي ، أعطتها 0.7 مليون أدى النظر اللاحق في التنافر القوي بين النيوترونات والنيوترونات بوساطة القوة إلى رفع التقدير إلى ما يقرب من 1.5 مليون إلى 3.0 م . [39] رصدت ملاحظات اندماج النجوم النيوترونية GW170817 ، والذي يُعتقد أنه قد ولّد ثقبًا أسود بعد ذلك بوقت قصير ، وقد صقل تقدير حد TOV إلى

فسر أوبنهايمر وزملاؤه التفرُّد عند حدود نصف قطر شوارزشيلد على أنه يشير إلى أن هذه كانت حدود الفقاعة التي توقف فيها الوقت. هذه وجهة نظر صالحة للمراقبين الخارجيين ، ولكن ليس للمراقبين المخطئين. بسبب هذه الخاصية ، أُطلق على النجوم المنهارة اسم "النجوم المجمدة" ، لأن مراقبًا خارجيًا سيرى سطح النجم متجمدًا في الوقت المناسب في اللحظة التي يؤدي فيها انهياره إلى نصف قطر شوارزشيلد. [45]

العصر الذهبي

في عام 1958 ، حدد David Finkelstein سطح Schwarzschild على أنه أفق حدث ، "غشاء مثالي أحادي الاتجاه: يمكن للتأثيرات السببية عبوره في اتجاه واحد فقط". [46] لم يتعارض هذا بشكل صارم مع نتائج أوبنهايمر ، لكنه امتد ليشمل وجهة نظر المراقبون المخطئون. أدى حل فينكلشتاين إلى تمديد حل شوارزشيلد لمستقبل المراقبين الذين يسقطون في الثقب الأسود. تم بالفعل العثور على امتداد كامل بواسطة Martin Kruskal ، الذي تم حثه على نشره. [47]

جاءت هذه النتائج في بداية العصر الذهبي للنسبية العامة ، والذي تميز بالنسبية العامة وأصبحت الثقوب السوداء موضوعات رئيسية للبحث. وقد ساعد اكتشاف النجوم النابضة جوسلين بيل بورنيل في عام 1967 ، [48] [49] والتي ، بحلول عام 1969 ، تبين أنها تدور بسرعة حول النجوم النيوترونية. [50] حتى ذلك الوقت ، كان يُنظر إلى النجوم النيوترونية ، مثل الثقوب السوداء ، على أنها مجرد فضول نظرية ، لكن اكتشاف النجوم النابضة أظهر أهميتها المادية وحفز اهتمامًا إضافيًا بجميع أنواع الأجسام المدمجة التي قد تتشكل عن طريق الانهيار الثقالي. [ بحاجة لمصدر ]

في هذه الفترة ، تم العثور على حلول أكثر عمومية للثقب الأسود. في عام 1963 ، وجد روي كير الحل الدقيق لثقب أسود دوار. بعد ذلك بعامين ، وجد عزرا نيومان الحل المحوري للثقب الأسود الذي يدور ويشحن كهربائيًا. [51] من خلال عمل ويرنر إسرائيل ، [52] براندون كارتر ، [53] [54] وديفيد روبنسون [55] ظهرت نظرية اللا شعر ، والتي تنص على أن حل الثقب الأسود الثابت موصوف تمامًا بواسطة المعلمات الثلاثة مقياس كير نيومان: الكتلة والزخم الزاوي والشحنة الكهربائية. [56]

في البداية ، كان يشتبه في أن السمات الغريبة لحلول الثقب الأسود هي نتائج مرضية من شروط التناظر المفروضة ، وأن التفردات لن تظهر في المواقف العامة. تم تبني هذا الرأي بشكل خاص من قبل فلاديمير بيلينسكي ، وإسحاق خالاتنيكوف ، وإيفجيني ليفشيتز ، الذين حاولوا إثبات عدم ظهور أي تفرد في الحلول العامة. ومع ذلك ، في أواخر الستينيات من القرن الماضي ، استخدم روجر بنروز [57] وستيفن هوكينغ تقنيات عالمية لإثبات أن التفردات تظهر بشكل عام. [58] لهذا العمل ، حصل بنروز على نصف جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2020 ، وتوفي هوكينج في عام 2018. [59] استنادًا إلى الملاحظات في غرينتش وتورنتو في أوائل السبعينيات ، Cygnus X-1 ، مصدر الأشعة السينية المجرية اكتشف في عام 1964 ، أصبح أول جسم فلكي مقبول بشكل عام ليكون ثقبًا أسود. [60] [61]

أدت أعمال جيمس باردين وجاكوب بيكينشتاين وكارتر وهوكينج في أوائل السبعينيات إلى صياغة الديناميكا الحرارية للثقب الأسود. [62] تصف هذه القوانين سلوك الثقب الأسود في تشابه وثيق مع قوانين الديناميكا الحرارية من خلال ربط الكتلة بالطاقة ، والمساحة بالانتروبيا ، والجاذبية السطحية لدرجة الحرارة. اكتمل التشبيه عندما أظهر هوكينج ، في عام 1974 ، أن نظرية المجال الكمومي تشير إلى أن الثقوب السوداء يجب أن تشع مثل الجسم الأسود بدرجة حرارة تتناسب مع جاذبية سطح الثقب الأسود ، متنبأًا بالتأثير المعروف الآن بإشعاع هوكينج. [63]

علم أصول الكلمات

استخدم جون ميشيل مصطلح "النجم المظلم" ، [64] وفي أوائل القرن العشرين ، استخدم الفيزيائيون مصطلح "الجسم المنهار جاذبيًا". تتبع الكاتبة العلمية مارسيا بارتوسياك مصطلح "الثقب الأسود" للفيزيائي روبرت إتش ديكي ، الذي يقال إنه في أوائل الستينيات قارن هذه الظاهرة بالثقب الأسود في كلكتا ، المعروف بأنه سجن دخل إليه الناس ولكنهم لم يتركوا أحياء. [65]

تم استخدام مصطلح "الثقب الأسود" في الطباعة من قبل حياة و أخبار العلوم المجلات في عام 1963 ، [65] والصحفية العلمية آن إوينغ في مقالتها "الثقوب السوداء في الفضاء" ، بتاريخ 18 يناير 1964 ، والذي كان تقريرًا عن اجتماع الجمعية الأمريكية لتقدم العلوم الذي عقد في كليفلاند ، أوهايو. [66] [67]

في ديسمبر 1967 ، يقال إن أحد الطلاب اقترح عبارة "الثقب الأسود" في محاضرة ألقاها جون ويلر [66] تبنى ويلر المصطلح للإيجاز و "القيمة الإعلانية" ، وسرعان ما انتشر ، [68] مما دفع البعض إلى اعتماد ويلر مع صياغة العبارة. [69]

تفترض نظرية عدم وجود شعر أنه بمجرد أن يحقق الثقب الأسود حالة مستقرة بعد التكوين ، فإن الثقب الأسود له ثلاث خصائص فيزيائية مستقلة فقط: الكتلة والشحنة الكهربائية والزخم الزاوي ، فإن الثقب الأسود يكون بخلاف ذلك عديم الملامح. إذا كان التخمين صحيحًا ، فإن أي ثقبين أسودين يشتركان في نفس القيم لهذه الخصائص ، أو المعلمات ، لا يمكن تمييزهما عن بعضهما البعض. درجة صحة التخمين بالنسبة للثقوب السوداء الحقيقية بموجب قوانين الفيزياء الحديثة هي حاليًا مشكلة لم يتم حلها. [56]

هذه الخصائص خاصة لأنها يمكن رؤيتها من خارج الثقب الأسود. على سبيل المثال ، الثقب الأسود المشحون يصد الشحنات الأخرى مثل أي جسم مشحون آخر. وبالمثل ، يمكن العثور على الكتلة الكلية داخل كرة تحتوي على ثقب أسود باستخدام تناظرية الجاذبية لقانون غاوس (من خلال كتلة ADM) ، بعيدًا عن الثقب الأسود. [70] وبالمثل ، يمكن قياس الزخم الزاوي (أو الدوران) من بعيد باستخدام سحب الإطار بواسطة مجال الجاذبية المغناطيسية ، من خلال تأثير Lense-Thirring على سبيل المثال. [71]

عندما يسقط جسم في ثقب أسود ، فإن أي معلومات حول شكل الجسم أو توزيع الشحنة عليه يتم توزيعها بالتساوي على طول أفق الثقب الأسود ، ويتم فقدانها للمراقبين الخارجيين. إن سلوك الأفق في هذه الحالة هو نظام مشتت يشبه إلى حد بعيد نظام الغشاء المطاطي الموصل ذي الاحتكاك والمقاومة الكهربائية - نموذج الغشاء. [72] وهذا يختلف عن نظريات المجال الأخرى مثل الكهرومغناطيسية ، والتي لا تحتوي على أي احتكاك أو مقاومة على المستوى المجهري ، لأنها قابلة لعكس الزمن. نظرًا لأن الثقب الأسود يحقق في النهاية حالة مستقرة بثلاثة معلمات فقط ، فلا توجد طريقة لتجنب فقدان المعلومات حول الظروف الأولية: تعطي الحقول الكهربية والتثاقلية للثقب الأسود معلومات قليلة جدًا حول ما حدث. المعلومات المفقودة يتضمن كل كمية لا يمكن قياسها بعيدًا عن أفق الثقب الأسود ، بما في ذلك الأرقام الكمية المحفوظة تقريبًا مثل إجمالي عدد الباريون ورقم ليبتون. هذا السلوك محير للغاية لدرجة أنه سمي بمفارقة فقدان معلومات الثقب الأسود. [73] [74]

الخصائص الفيزيائية

أبسط الثقوب السوداء الساكنة لها كتلة ولكنها ليست شحنة كهربائية ولا زخمًا زاويًا. غالبًا ما يشار إلى هذه الثقوب السوداء باسم ثقوب شوارزشيلد السوداء على اسم كارل شوارزشيلد الذي اكتشف هذا الحل في عام 1916. [29] وفقًا لنظرية بيركوف ، فهو محلول الفراغ الوحيد المتماثل كرويًا. [75] هذا يعني أنه لا يوجد فرق يمكن ملاحظته على مسافة بين مجال الجاذبية لهذا الثقب الأسود ومجال أي جسم كروي آخر له نفس الكتلة. وبالتالي فإن الفكرة الشائعة عن أن الثقب الأسود "يمتص كل شيء" في محيطه صحيح فقط بالقرب من أفق الثقب الأسود البعيد ، ومجال الجاذبية الخارجية مطابق لحقل أي جسم آخر له نفس الكتلة. [76]

توجد أيضًا حلول تصف الثقوب السوداء الأكثر عمومية. تم وصف الثقوب السوداء المشحونة غير الدوارة بواسطة مقياس Reissner-Nordström ، بينما يصف مقياس Kerr ثقبًا أسود دوارًا غير مشحون. حل الثقب الأسود الأكثر ثباتًا والمعروف هو مقياس كير نيومان ، والذي يصف ثقبًا أسودًا له شحنة وزخم زاوي. [77]

في حين أن كتلة الثقب الأسود يمكن أن تأخذ أي قيمة موجبة ، فإن الشحنة والزخم الزاوي مقيدان بالكتلة. إجمالي الشحنة الكهربائية س والزخم الزاوي الكلي ي من المتوقع أن ترضي

لثقب أسود من الكتلة م. تسمى الثقوب السوداء ذات الكتلة الدنيا الممكنة التي ترضي هذا التفاوت بالثقب المتطرف. توجد حلول معادلات أينشتاين التي تنتهك عدم المساواة هذه ، لكنها لا تمتلك أفق حدث. هذه الحلول لها ما يسمى بالتفردات العارية التي يمكن ملاحظتها من الخارج ، وبالتالي تعتبر غير جسدي. تستبعد فرضية الرقابة الكونية تشكيل مثل هذه التفردات ، عندما يتم إنشاؤها من خلال الانهيار الثقالي للمادة الواقعية. [2] يدعم ذلك المحاكاة العددية. [78]

نظرًا للقوة الكبيرة نسبيًا للقوة الكهرومغناطيسية ، من المتوقع أن تحتفظ الثقوب السوداء المتكونة من انهيار النجوم بالشحنة المحايدة تقريبًا للنجم. ومع ذلك ، من المتوقع أن يكون الدوران سمة عالمية للأجسام الفيزيائية الفلكية المدمجة. يبدو أن مصدر الأشعة السينية الثنائي المرشح للثقب الأسود GRS 1915 + 105 [79] يمتلك زخمًا زاويًا بالقرب من القيمة القصوى المسموح بها. هذا الحد غير المشحون هو [80]

السماح بتعريف معامل الدوران عديم الأبعاد مثل أن [80]

0 ≤ ج ج ج م 2 ≤ 1. >> leq 1.> [80] [ملاحظة 1]

تصنيفات الثقب الأسود
صف دراسي تقريبا.
كتلة
تقريبا.
نصف القطر
ثقب أسود عملاق 10 5 –10 10 م 0.001 - 400 وحدة فلكية
ثقب أسود متوسط ​​الكتلة 10 3 م 10 3 كم ≈ صأرض
ثقب أسود نجمي 10 م 30 كم
ثقب أسود صغير يصل إلى مالقمر يصل إلى 0.1 ملم

تصنف الثقوب السوداء بشكل عام وفقًا لكتلتها ، بغض النظر عن الزخم الزاوي ، ي. حجم الثقب الأسود ، كما يحدده نصف قطر أفق الحدث ، أو نصف قطر شوارزشيلد ، يتناسب مع الكتلة ، م، عبر

أين صس هو نصف قطر Schwarzschild و M هي كتلة الشمس. [82] بالنسبة للثقب الأسود مع دوران غير صفري و / أو شحنة كهربائية ، يكون نصف القطر أصغر ، [ملاحظة 2] حتى يمكن أن يكون أفق حدث للثقب الأسود المتطرف قريبًا من [83]

أفق الحدث

السمة المميزة للثقب الأسود هي ظهور أفق الحدث - حدود في الزمكان يمكن للمادة والضوء من خلالها المرور إلى الداخل فقط باتجاه كتلة الثقب الأسود. لا شيء ، ولا حتى الضوء ، يمكنه الهروب من داخل أفق الحدث. [85] [86] يشار إلى أفق الحدث على هذا النحو لأنه إذا حدث حدث داخل الحدود ، فلا يمكن للمعلومات من هذا الحدث أن تصل إلى مراقب خارجي ، مما يجعل من المستحيل تحديد ما إذا كان مثل هذا الحدث قد حدث أم لا. [87]

كما تنبأت النسبية العامة ، فإن وجود كتلة يشوه الزمكان بطريقة تجعل المسارات التي تسلكها الجسيمات تنحني نحو الكتلة. [88] في أفق الحدث للثقب الأسود ، يصبح هذا التشوه قويًا جدًا بحيث لا توجد مسارات تبتعد عن الثقب الأسود. [89]

بالنسبة لمراقب بعيد ، فإن الساعات القريبة من الثقب الأسود تبدو أبطأ من الساعات البعيدة عن الثقب الأسود. [90] نتيجة لهذا التأثير ، المعروف باسم تمدد وقت الجاذبية ، يبدو أن سقوط الجسم في ثقب أسود يتباطأ مع اقترابه من أفق الحدث ، ويستغرق وقتًا غير محدود للوصول إليه. [91] في الوقت نفسه ، تتباطأ جميع العمليات على هذا الجسم ، من وجهة نظر مراقب خارجي ثابت ، مما يتسبب في ظهور أي ضوء ينبعث من الجسم أكثر احمرارًا وخافتًا ، وهو تأثير يُعرف باسم الانزياح الأحمر الثقالي. [92] في النهاية ، يتلاشى الجسم الساقط حتى لا يمكن رؤيته مرة أخرى. عادةً ما تحدث هذه العملية بسرعة كبيرة مع اختفاء كائن عن الأنظار في أقل من ثانية. [93]

من ناحية أخرى ، لا يلاحظ المراقبون غير القابلون للتدمير الذين يسقطون في ثقب أسود أيًا من هذه التأثيرات أثناء عبورهم أفق الحدث. وفقًا لساعاتهم الخاصة ، والتي يبدو لهم أنها تدق بشكل طبيعي ، فإنهم يعبرون أفق الحدث بعد وقت محدود دون ملاحظة أي سلوك فريد في النسبية العامة الكلاسيكية ، فمن المستحيل تحديد موقع أفق الحدث من الملاحظات المحلية ، بسبب مبدأ التكافؤ لأينشتاين. [94] [95]

دائمًا ما تكون طوبولوجيا أفق الحدث للثقب الأسود عند التوازن كروية. [ملاحظة 4] [98] بالنسبة للثقوب السوداء غير الدورية (الساكنة) ، تكون هندسة أفق الحدث كروية بدقة ، بينما بالنسبة للثقوب السوداء المستديرة يكون أفق الحدث مفلطحًا. [99] [100] [101]

التفرد

في مركز الثقب الأسود ، كما هو موصوف في النسبية العامة ، قد تكمن الجاذبية المفردة ، وهي المنطقة التي يصبح فيها انحناء الزمكان لانهائيًا. [102] بالنسبة للثقب الأسود غير الدوار ، تأخذ هذه المنطقة شكل نقطة واحدة وبالنسبة للثقب الأسود الدوار ، يتم تلطيخها لتشكيل حلقة مفردة تقع في مستوى الدوران. [103] في كلتا الحالتين ، المنطقة المفردة لها حجم صفري. يمكن أيضًا إظهار أن المنطقة المفردة تحتوي على كل كتلة محلول الثقب الأسود. [104] وبالتالي يمكن اعتبار المنطقة المفردة ذات كثافة غير محدودة. [105]

لا يمكن للمراقبين الذين يسقطون في ثقب أسود من نوع Schwarzschild (أي غير دوار وغير مشحون) تجنب حملهم في حالة التفرد بمجرد عبورهم أفق الحدث. يمكنهم إطالة التجربة من خلال الإسراع بعيدًا لإبطاء نزولهم ، ولكن فقط إلى الحد الأقصى. [106] عندما يصلون إلى التفرد ، يتم سحقهم إلى كثافة غير محدودة وتضاف كتلتهم إلى إجمالي الثقب الأسود. قبل أن يحدث ذلك ، سيكونون قد تمزقوا بسبب قوى المد والجزر المتزايدة في عملية يشار إليها أحيانًا باسم السباغيتي أو "تأثير المعكرونة". [107]

في حالة وجود ثقب أسود مشحون (Reissner-Nordström) أو ثقب أسود دوار (Kerr) ، فمن الممكن تجنب التفرد. إن توسيع هذه الحلول إلى أقصى حد ممكن يكشف عن إمكانية افتراضية للخروج من الثقب الأسود إلى زمكان مختلف مع عمل الثقب الأسود كثقب دودي. [108] ومع ذلك ، فإن إمكانية السفر إلى كون آخر هي نظرية فقط لأن أي اضطراب من شأنه أن يدمر هذا الاحتمال. [109] يبدو أيضًا أنه من الممكن اتباع المنحنيات المغلقة الزمنية (العودة إلى ماضي المرء) حول تفرد كير ، مما يؤدي إلى مشاكل السببية مثل مفارقة الجد. [110] من المتوقع ألا تنجو أي من هذه التأثيرات الغريبة في المعالجة الكمومية المناسبة للثقوب السوداء الدوارة والمشحونة. [111]

عادة ما يُنظر إلى ظهور التفردات في النسبية العامة على أنه إشارة إلى انهيار النظرية. [112] ومع ذلك ، من المتوقع أن يحدث هذا الانهيار في حالة يجب أن تصف فيها التأثيرات الكمية هذه الإجراءات ، نظرًا للكثافة العالية للغاية وبالتالي تفاعلات الجسيمات. حتى الآن ، لم يكن من الممكن الجمع بين التأثيرات الكمومية والجاذبية في نظرية واحدة ، على الرغم من وجود محاولات لصياغة نظرية الجاذبية الكمومية. من المتوقع بشكل عام أن مثل هذه النظرية لن تحتوي على أي تفردات. [113] [114]

كرة الفوتون

إن كرة الفوتون هي حدود كروية بسمك صفري حيث تحاصر الفوتونات التي تتحرك في ظل ذلك الكرة في مدار دائري حول الثقب الأسود. بالنسبة للثقوب السوداء غير الدوارة ، يبلغ نصف قطر كرة الفوتون 1.5 مرة نصف قطر شوارزشيلد. ستكون مداراتهم غير مستقرة ديناميكيًا ، ومن ثم فإن أي اضطراب صغير ، مثل جسيم من المادة المتساقطة ، من شأنه أن يتسبب في عدم استقرار قد ينمو بمرور الوقت ، إما أن يضع الفوتون على مسار خارجي يتسبب في هروبه من الثقب الأسود ، أو إلى الداخل. دوامة حيث ستعبر في النهاية أفق الحدث. [115]

بينما لا يزال بإمكان الضوء الهروب من كرة الفوتون ، فإن أي ضوء يعبر كرة الفوتون على مسار داخلي سوف يلتقطه الثقب الأسود. ومن ثم فإن أي ضوء يصل إلى مراقب خارجي من كرة الفوتون يجب أن يكون قد انبعث من أجسام بين كرة الفوتون وأفق الحدث. [115] بالنسبة لثقب كير الأسود ، يعتمد نصف قطر كرة الفوتون على معامل الدوران وعلى تفاصيل مدار الفوتون ، والذي يمكن أن يكون تقدمًا (يدور الفوتون بنفس معنى دوران الثقب الأسود) أو إلى الوراء. [116] [117]

إيرجوسفير

الثقوب السوداء الدوارة محاطة بمنطقة من الزمكان يستحيل الوقوف فيها ساكنًا ، تسمى ergosphere. هذا هو نتيجة لعملية تعرف باسم سحب الإطار تتنبأ النسبية العامة بأن أي كتلة دوارة ستميل إلى "السحب" قليلاً على طول الزمكان المحيط بها مباشرة. يميل أي جسم قريب من الكتلة الدوارة إلى البدء في التحرك في اتجاه الدوران. بالنسبة للثقب الأسود الدوار ، يكون هذا التأثير قويًا جدًا بالقرب من أفق الحدث بحيث يتعين على الكائن أن يتحرك أسرع من سرعة الضوء في الاتجاه المعاكس ليظل ثابتًا. [119]

الغلاف الخارجي للثقب الأسود هو حجم يحده أفق حدث الثقب الأسود و سطح الأرض، والذي يتزامن مع أفق الحدث عند القطبين ولكنه يقع على مسافة أكبر بكثير حول خط الاستواء. [118]

يمكن للأجسام والإشعاع الهروب بشكل طبيعي من الغلاف الجوي. من خلال عملية Penrose ، يمكن للأجسام أن تخرج من الغلاف الجوي بطاقة أكثر مما دخلت به. يتم أخذ الطاقة الإضافية من الطاقة الدورانية للثقب الأسود. وبذلك يتباطأ دوران الثقب الأسود. [120] تباين عملية بنروز في وجود مجالات مغناطيسية قوية ، تعتبر عملية بلاندفورد-زنايك آلية محتملة للسطوع الهائل والنفاثات النسبية للكوازارات ونواة المجرة النشطة الأخرى.

المدار الدائري الأكثر استقرارًا (ISCO)

في الجاذبية النيوتونية ، يمكن لجسيمات الاختبار أن تدور بثبات على مسافات عشوائية من جسم مركزي. ومع ذلك ، في النسبية العامة ، يوجد مدار دائري مستقر أعمق (يسمى غالبًا ISCO) ، داخله ، أي اضطرابات متناهية الصغر في مدار دائري ستؤدي إلى ثقب أسود. [121] يعتمد موقع ISCO على دوران الثقب الأسود ، في حالة وجود ثقب أسود من نوع Schwarzschild (الدوران صفر) هو:

ويتناقص مع زيادة دوران الثقب الأسود للجسيمات التي تدور في نفس اتجاه الدوران. [122]

نظرًا للطابع الغريب للثقوب السوداء ، فقد كان هناك تساؤل طويل حول ما إذا كانت هذه الأشياء يمكن أن توجد بالفعل في الطبيعة أو ما إذا كانت مجرد حلول مرضية لمعادلات أينشتاين. اعتقد أينشتاين نفسه خطأً أن الثقوب السوداء لن تتشكل ، لأنه اعتقد أن الزخم الزاوي للجسيمات المنهارة سيثبت حركتها عند نصف قطر معين. [123] أدى ذلك بمجتمع النسبية العامة إلى رفض جميع النتائج على عكس ذلك لسنوات عديدة.ومع ذلك ، استمرت أقلية من النسبيين في التأكيد على أن الثقوب السوداء كانت أجسامًا مادية ، [124] وبحلول نهاية الستينيات ، أقنعوا غالبية الباحثين في هذا المجال بعدم وجود عائق أمام تشكيل أفق الحدث. [ بحاجة لمصدر ]

أظهر بنروز أنه بمجرد تشكل أفق الحدث ، فإن النسبية العامة بدون ميكانيكا الكم تتطلب أن تتشكل التفرد في الداخل. [57] بعد ذلك بوقت قصير ، أظهر هوكينج أن العديد من الحلول الكونية التي تصف الانفجار العظيم لها خصائص متفردة بدون حقول عددية أو مادة غريبة أخرى (انظر "نظريات بينروز - هوكينغ التفرد"). [ التوضيح المطلوب ] أظهر حل كير ، نظرية اللا شعر ، وقوانين الديناميكا الحرارية للثقب الأسود أن الخصائص الفيزيائية للثقوب السوداء كانت بسيطة ومفهومة ، مما يجعلها مواضيع محترمة للبحث. [125] تتشكل الثقوب السوداء التقليدية عن طريق الانهيار الثقالي للأجسام الثقيلة مثل النجوم ، ولكن يمكن أيضًا من الناحية النظرية أن تتشكل من خلال عمليات أخرى. [126] [127]

انهيار الجاذبية

يحدث الانهيار الثقالي عندما يكون الضغط الداخلي لجسم ما غير كافٍ لمقاومة جاذبية الجسم نفسه. يحدث هذا عادةً بالنسبة للنجوم إما لأن النجم لديه القليل جدًا من "الوقود" المتبقي للحفاظ على درجة حرارته من خلال التركيب النووي النجمي ، أو لأن النجم الذي كان من الممكن أن يكون مستقرًا يتلقى مادة إضافية بطريقة لا ترفع درجة حرارته الأساسية. في كلتا الحالتين ، لم تعد درجة حرارة النجم مرتفعة بما يكفي لمنعه من الانهيار تحت ثقله. [128] قد يتوقف الانهيار عن طريق ضغط انحلال مكونات النجم ، مما يسمح بتكثيف المادة إلى حالة غريبة أكثر كثافة. والنتيجة هي واحدة من الأنواع المختلفة للنجم المضغوط. يعتمد نوع الأشكال على كتلة بقايا النجم الأصلي المتبقي إذا تم تفجير الطبقات الخارجية (على سبيل المثال ، في مستعر أعظم من النوع الثاني). يمكن أن تكون كتلة البقايا ، الجسم المنهار الذي نجا من الانفجار ، أقل بكثير من كتلة النجم الأصلي. بقايا تتجاوز 5 م من إنتاج النجوم التي يزيد عمرها عن 20 مليونًا قبل الانهيار. [128]

إذا تجاوزت كتلة البقايا حوالي 3-4 م (حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف [38]) ، إما لأن النجم الأصلي كان ثقيلًا جدًا أو لأن البقية جمعت كتلة إضافية من خلال تراكم المادة ، حتى ضغط انحلال النيوترونات غير كافٍ لإيقاف الانهيار. لا توجد آلية معروفة (ربما باستثناء ضغط انحلال الكوارك ، انظر نجم الكوارك) قوية بما يكفي لإيقاف الانفجار الداخلي وسوف ينهار الجسم حتمًا لتشكيل ثقب أسود. [128]

يُفترض أن الانهيار الثقالي للنجوم الثقيلة هو المسؤول عن تكوين ثقوب سوداء ذات كتل نجمية. ربما نتج عن تشكل النجوم في بدايات الكون نجومًا ضخمة جدًا ، والتي عند انهيارها كانت ستنتج ثقوبًا سوداء تصل إلى 10 3 م. . قد تكون هذه الثقوب السوداء بذور الثقوب السوداء الهائلة الموجودة في مراكز معظم المجرات. [130] كما تم اقتراح وجود ثقوب سوداء ضخمة ذات كتل نموذجية

10 5 م يمكن أن تكون قد تشكلت من الانهيار المباشر لسحب الغاز في الكون الفتى. [126] تم اقتراح هذه الأجسام الضخمة على أنها البذور التي شكلت في النهاية أقرب الكوازارات التي لوحظت بالفعل عند الانزياح الأحمر z ∼ 7 . [131] تم العثور على بعض المرشحين لمثل هذه الأشياء في ملاحظات الكون الفتى. [126]

في حين أن معظم الطاقة المنبعثة أثناء انهيار الجاذبية تنبعث بسرعة كبيرة ، فإن المراقب الخارجي لا يرى في الواقع نهاية هذه العملية. على الرغم من أن الانهيار يستغرق وقتًا محدودًا من الإطار المرجعي للمادة المتساقطة ، فإن المراقب البعيد سيرى المادة المتساقطة بطيئة وتتوقف فوق أفق الحدث مباشرةً ، بسبب تمدد زمن الجاذبية. يستغرق الضوء من المادة المنهارة وقتًا أطول للوصول إلى المراقب ، مع تأجيل الضوء المنبعث قبل تشكل أفق الحدث مباشرة مقدارًا غير محدود من الوقت. وهكذا فإن المراقب الخارجي لا يرى أبدًا تشكيل أفق الحدث بدلاً من ذلك ، ويبدو أن المادة المنهارة تصبح باهتة وتتحول إلى اللون الأحمر بشكل متزايد ، وتتلاشى في النهاية. [132]

الثقوب السوداء البدائية والانفجار العظيم

يتطلب انهيار الجاذبية كثافة كبيرة. في العصر الحالي للكون ، توجد هذه الكثافات العالية فقط في النجوم ، ولكن في الكون المبكر بعد فترة وجيزة من الانفجار العظيم كانت الكثافة أكبر بكثير ، مما قد يسمح بإنشاء ثقوب سوداء. لا تكفي الكثافة العالية وحدها للسماح بتكوين الثقب الأسود لأن التوزيع المنتظم للكتلة لن يسمح للكتلة بالتجمع. من أجل أن تتشكل الثقوب السوداء البدائية في مثل هذا الوسط الكثيف ، يجب أن تكون هناك اضطرابات أولية في الكثافة يمكن أن تنمو بعد ذلك تحت تأثير جاذبيتها. تختلف النماذج المختلفة للكون المبكر اختلافًا كبيرًا في تنبؤاتها بمقياس هذه التقلبات. تتنبأ نماذج مختلفة بتكوين ثقوب سوداء بدائية تتراوح في الحجم من كتلة بلانك (مص= √ ħ ج/جي ≈ 1.2 × 10 19 جي في /ج 2 ≈ 2.2 × 10 −8 كجم) إلى مئات الآلاف من الكتل الشمسية. [127]

على الرغم من أن الكون المبكر كان شديد الكثافة - أكثر كثافة بكثير مما هو مطلوب عادة لتكوين ثقب أسود - إلا أنه لم ينهار مرة أخرى في ثقب أسود خلال الانفجار العظيم. نماذج الانهيار الثقالي لأجسام ذات حجم ثابت نسبيًا ، مثل النجوم ، لا تنطبق بالضرورة بنفس الطريقة على الفضاء المتسع بسرعة مثل الانفجار العظيم. [133]

تصادمات عالية الطاقة

انهيار الجاذبية ليس العملية الوحيدة التي يمكن أن تخلق ثقوبًا سوداء. من حيث المبدأ ، يمكن أن تتشكل الثقوب السوداء في تصادمات عالية الطاقة تحقق كثافة كافية. اعتبارًا من عام 2002 ، لم يتم اكتشاف مثل هذه الأحداث ، سواء بشكل مباشر أو غير مباشر كنقص في توازن الكتلة في تجارب معجل الجسيمات. [134] هذا يشير إلى أنه يجب أن يكون هناك حد أدنى لكتلة الثقوب السوداء. من الناحية النظرية ، من المتوقع أن تقع هذه الحدود حول كتلة بلانك ، حيث من المتوقع أن تؤدي التأثيرات الكمية إلى إبطال تنبؤات النسبية العامة. [135] هذا من شأنه أن يجعل تكوين الثقوب السوداء بعيدًا عن متناول أي عملية عالية الطاقة تحدث على الأرض أو بالقرب منها. ومع ذلك ، تشير بعض التطورات في الجاذبية الكمومية إلى أن الحد الأدنى لكتلة الثقب الأسود يمكن أن يكون أقل بكثير: بعض سيناريوهات عالم braneworld على سبيل المثال تضع الحدود منخفضة مثل 1 TeV /ج 2. [136] وهذا سيجعل من الممكن تصور إنشاء الثقوب السوداء الدقيقة في التصادمات عالية الطاقة التي تحدث عندما تضرب الأشعة الكونية الغلاف الجوي للأرض ، أو ربما في مصادم الهادرونات الكبير في سيرن. هذه النظريات تخمينية للغاية ، ويعتبر العديد من المتخصصين أن إنشاء الثقوب السوداء في هذه العمليات أمر غير مرجح. [137] حتى لو تم تشكيل الثقوب السوداء الدقيقة ، فمن المتوقع أن تتبخر في حوالي 10-25 ثانية ، ولا تشكل أي تهديد للأرض. [138]

نمو

بمجرد تكوين الثقب الأسود ، يمكنه الاستمرار في النمو عن طريق امتصاص مادة إضافية. سوف يمتص أي ثقب أسود الغاز والغبار البينجمي باستمرار من محيطه. عملية النمو هذه هي إحدى الطرق الممكنة التي قد تكونت من خلالها بعض الثقوب السوداء الهائلة ، على الرغم من أن تكوين الثقوب السوداء الهائلة لا يزال مجالًا مفتوحًا للبحث. [130] تم اقتراح عملية مماثلة لتشكيل ثقوب سوداء متوسطة الكتلة وجدت في العناقيد الكروية. [139] يمكن أن تندمج الثقوب السوداء أيضًا مع أشياء أخرى مثل النجوم أو حتى الثقوب السوداء الأخرى. يُعتقد أن هذا كان مهمًا ، خاصة في النمو المبكر للثقوب السوداء الهائلة ، والتي يمكن أن تكونت من تجمع العديد من الأجسام الأصغر. [130] تم اقتراح هذه العملية أيضًا على أنها أصل بعض الثقوب السوداء متوسطة الكتلة. [140] [141]

تبخر

في عام 1974 ، تنبأ هوكينغ بأن الثقوب السوداء ليست سوداء بالكامل ولكنها تصدر كميات صغيرة من الإشعاع الحراري عند درجة حرارة ℏج 3 / (8πGMكب) [63] أصبح هذا التأثير معروفًا بإشعاع هوكينغ. من خلال تطبيق نظرية المجال الكمي على خلفية ثقب أسود ثابت ، قرر أن الثقب الأسود يجب أن ينبعث منه جزيئات تعرض طيفًا مثاليًا للجسم الأسود. منذ نشر هوكينج ، تحقق العديد من الآخرين من النتيجة من خلال مناهج مختلفة. [142] إذا كانت نظرية هوكينغ عن إشعاع الثقب الأسود صحيحة ، فمن المتوقع أن تتقلص الثقوب السوداء وتتبخر بمرور الوقت لأنها تفقد كتلتها عن طريق انبعاث الفوتونات والجسيمات الأخرى. [63] درجة حرارة هذا الطيف الحراري (درجة حرارة هوكينغ) تتناسب طرديًا مع جاذبية سطح الثقب الأسود ، والتي ، بالنسبة لثقب شوارزشيلد الأسود ، تتناسب عكسًا مع الكتلة. وبالتالي ، تصدر الثقوب السوداء الكبيرة إشعاعًا أقل من الثقوب السوداء الصغيرة. [143]

ثقب أسود نجمي يبلغ طوله 1 م تبلغ درجة حرارة هوكينغ 62 نانوكلفن. [144] هذا أقل بكثير من درجة حرارة 2.7 كلفن لإشعاع الخلفية الكونية الميكروي. تتلقى الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية أو الأكبر حجمًا كتلة من الخلفية الميكروية الكونية أكبر مما تنبعث من خلال إشعاع هوكينغ ، وبالتالي فإنها ستنمو بدلاً من الانكماش. [145] لكي تكون درجة حرارة هوكينغ أكبر من 2.7 كلفن (وتكون قادرة على التبخر) ، فإن الثقب الأسود يحتاج إلى كتلة أقل من القمر. مثل هذا الثقب الأسود سيكون قطره أقل من عُشر ملليمتر. [146]

إذا كان الثقب الأسود صغيرًا جدًا ، فمن المتوقع أن تصبح تأثيرات الإشعاع قوية جدًا. يبلغ قطر الثقب الأسود بكتلة السيارة حوالي 10 -24 مترًا ويستغرق نانو ثانية حتى يتبخر ، وخلال هذه الفترة سيكون سطوعه لفترة وجيزة أكثر من 200 مرة من لمعان الشمس. من المتوقع أن تتبخر الثقوب السوداء ذات الكتلة المنخفضة بشكل أسرع ، على سبيل المثال ، ثقب أسود كتلته 1 تيرا بايت /ج 2 يستغرق أقل من 10-88 ثانية حتى يتبخر تمامًا. بالنسبة لمثل هذا الثقب الأسود الصغير ، من المتوقع أن تلعب تأثيرات الجاذبية الكمية دورًا مهمًا ويمكن أن تجعل مثل هذا الثقب الأسود الصغير مستقرًا افتراضيًا ، على الرغم من أن التطورات الحالية في الجاذبية الكمية لا تشير إلى هذا هو الحال. [147] [148]

من المتوقع أن يكون إشعاع هوكينغ للثقب الأسود الفيزيائي الفلكي ضعيفًا جدًا وبالتالي سيكون من الصعب جدًا اكتشافه من الأرض. الاستثناء المحتمل ، مع ذلك ، هو انفجار أشعة غاما المنبعثة في المرحلة الأخيرة من تبخر الثقوب السوداء البدائية. أثبتت عمليات البحث عن مثل هذه الومضات عدم نجاحها وتوفر قيودًا صارمة على إمكانية وجود ثقوب سوداء بدائية منخفضة الكتلة. [149] سيواصل تلسكوب فيرمي الفضائي لأشعة جاما التابع لناسا والذي تم إطلاقه في عام 2008 البحث عن هذه الومضات. [150]

إذا تبخرت الثقوب السوداء عبر إشعاع هوكينج ، فسوف يتبخر ثقب أسود ذو كتلة شمسية (يبدأ بمجرد انخفاض درجة حرارة الخلفية الكونية الميكروية إلى ما دون درجة حرارة الثقب الأسود) على مدى 10 64 عامًا. [151] ثقب أسود هائل كتلته 10 11 M سوف تتبخر في حوالي 2 × 10 100 عام. [152] من المتوقع أن تستمر بعض الثقوب السوداء الوحوش في الكون في النمو حتى 10 14 مليونًا تقريبًا خلال انهيار العناقيد المجرية العملاقة. حتى هذه الأشياء ستتبخر على مدى زمني يصل إلى 10106 سنة. [151]

بطبيعتها ، لا تصدر الثقوب السوداء نفسها أي إشعاع كهرومغناطيسي بخلاف إشعاع هوكينغ الافتراضي ، لذلك يجب أن يعتمد علماء الفيزياء الفلكية الذين يبحثون عن الثقوب السوداء بشكل عام على الملاحظات غير المباشرة. على سبيل المثال ، يمكن أحيانًا الاستدلال على وجود الثقب الأسود من خلال ملاحظة تأثير جاذبيته على محيطه. [153]

في 10 أبريل 2019 ، تم إطلاق صورة لثقب أسود ، والتي تُرى بطريقة مكبرة لأن مسارات الضوء بالقرب من أفق الحدث منحنية للغاية. ينتج الظل الداكن في المنتصف عن مسارات الضوء التي يمتصها الثقب الأسود. [22] الصورة بألوان زائفة ، حيث أن الهالة الضوئية المكتشفة في هذه الصورة ليست في الطيف المرئي ، بل في موجات الراديو.

يعد Event Horizon Telescope (EHT) برنامجًا نشطًا يراقب مباشرة البيئة المباشرة لأفق الحدث للثقوب السوداء ، مثل الثقب الأسود في مركز درب التبانة. في أبريل 2017 ، بدأت EHT مراقبة الثقب الأسود في وسط ميسيه 87. [154] "إجمالاً ، لاحظت ثمانية مراصد راديوية في ستة جبال وأربع قارات المجرة في برج العذراء متقطعة لمدة 10 أيام في أبريل 2017" قدم البيانات التي أسفرت عن الصورة بعد ذلك بعامين في أبريل 2019. [155] بعد عامين من معالجة البيانات ، أصدرت EHT أول صورة مباشرة لثقب أسود ، وتحديداً الثقب الأسود الهائل الذي يقع في مركز المجرة المذكورة أعلاه. [156] [157] ما هو مرئي ليس الثقب الأسود ، والذي يظهر باللون الأسود بسبب فقدان كل الضوء داخل هذه المنطقة المظلمة ، بل الغازات الموجودة على حافة أفق الحدث ، والتي يتم عرضها باللون البرتقالي أو الأحمر ، الذي يحدد الثقب الأسود. [158]

يُعتقد أن سطوع هذه المادة في النصف "السفلي" من صورة EHT المعالجة ناتج عن أشعة دوبلر ، حيث يُنظر إلى المادة التي تقترب من العارض بسرعات نسبية على أنها أكثر إشراقًا من المواد التي تتحرك بعيدًا. في حالة الثقب الأسود ، تشير هذه الظاهرة إلى أن المادة المرئية تدور بسرعات نسبية (GT1000 كم / ثانية) ، وهي السرعات الوحيدة التي يمكن من خلالها تحقيق التوازن بالطرد المركزي للجاذبية الهائلة للتفرد ، وبالتالي تبقى في المدار فوق أفق الحدث. يشير هذا التكوين للمادة الساطعة إلى أن EHT لاحظ M87 * من منظور يلتقط قرص تراكم الثقب الأسود تقريبًا من الحافة ، حيث كان النظام بأكمله يدور في اتجاه عقارب الساعة. [159] [160] ومع ذلك ، فإن عدسات الجاذبية الشديدة المرتبطة بالثقوب السوداء تنتج الوهم بمنظور يرى قرص التنامي من الأعلى. في الواقع ، تم إنشاء معظم الحلقة الموجودة في صورة EHT عندما ينحني الضوء المنبعث من الجانب البعيد من قرص التراكم حول بئر جاذبية الثقب الأسود وهرب ، مما يعني أن معظم المنظورات المحتملة على M87 * يمكنها رؤية القرص بالكامل ، حتى ذلك خلف "الظل" مباشرة.

قبل ذلك ، في عام 2015 ، اكتشف EHT مجالات مغناطيسية خارج أفق الحدث لـ Sagittarius A * ، وحتى اكتشف بعض خصائصها. تم العثور على خطوط الحقل التي تمر عبر قرص التنامي على أنها خليط معقد من مرتبة ومتشابكة. تم التنبؤ بوجود المجالات المغناطيسية من خلال الدراسات النظرية للثقوب السوداء. [161] [162]

الكشف عن موجات الجاذبية من اندماج الثقوب السوداء

في 14 سبتمبر 2015 ، أجرى مرصد ليجو للموجات الثقالية أول رصد مباشر ناجح لموجات الجاذبية. [11] [164] كانت الإشارة متوافقة مع التوقعات النظرية لموجات الجاذبية الناتجة عن اندماج ثقبين أسودين: أحدهما يحتوي على حوالي 36 كتلة شمسية والآخر حوالي 29 كتلة شمسية. [11] [165] توفر هذه الملاحظة أكثر الأدلة الملموسة على وجود الثقوب السوداء حتى الآن. على سبيل المثال ، تشير إشارة موجة الجاذبية إلى أن الفصل بين الجسمين قبل الاندماج كان 350 كم فقط (أو ما يقرب من أربعة أضعاف نصف قطر شوارزشيلد المقابل للكتل المستنتجة). لذلك يجب أن تكون الأجسام مضغوطة للغاية ، تاركة الثقوب السوداء باعتبارها التفسير الأكثر منطقية. [11]

والأهم من ذلك ، أن الإشارة التي لاحظها LIGO تضمنت أيضًا بدء حلقة ما بعد الاندماج ، وهي الإشارة التي تم إنتاجها عندما يستقر الكائن المضغوط الذي تم تشكيله حديثًا في حالة ثابتة. يمكن القول أن الحلقة هي الطريقة الأكثر مباشرة لرصد الثقب الأسود. [166] من إشارة LIGO يمكن استخراج التردد ووقت التخميد للوضع السائد للرنين. من الممكن استنتاج الكتلة والزخم الزاوي للجسم النهائي من خلالهما ، والتي تتطابق مع تنبؤات مستقلة من المحاكاة العددية للاندماج. [167] يتم تحديد التردد وزمن الاضمحلال للوضع السائد بواسطة هندسة كرة الفوتون. ومن ثم ، تؤكد مراقبة هذا الوضع وجود كرة فوتونية ، ومع ذلك ، لا يمكنها استبعاد البدائل الغريبة المحتملة للثقوب السوداء التي تكون مضغوطة بدرجة كافية للحصول على كرة فوتونية. [166]

توفر الملاحظة أيضًا أول دليل رصدي لوجود ثنائيات الثقب الأسود ذات الكتلة النجمية. علاوة على ذلك ، فهو أول دليل رصدي على وجود ثقوب سوداء ذات كتلة نجمية تزن 25 كتلة شمسية أو أكثر. [168]

منذ ذلك الحين تم رصد العديد من أحداث الموجات الثقالية. [13]

الحركات المناسبة للنجوم التي تدور حول القوس A *

توفر الحركات المناسبة للنجوم بالقرب من مركز مجرتنا درب التبانة دليلًا قويًا على الملاحظة على أن هذه النجوم تدور حول ثقب أسود هائل. [169] منذ عام 1995 ، تتبع علماء الفلك حركات 90 نجمًا تدور حول جسم غير مرئي يتزامن مع مصدر الراديو القوس A *. من خلال ملاءمة حركاتهم لمدارات كبلر ، تمكن علماء الفلك ، في عام 1998 ، من استنتاج أن 2.6 × 10 6 م يجب أن يتم احتواء الجسم في حجم نصف قطره 0.02 سنة ضوئية لإحداث حركة تلك النجوم. [170] منذ ذلك الحين ، أكمل أحد النجوم - المسمى S2 - دورة كاملة. من البيانات المدارية ، تمكن علماء الفلك من صقل حسابات الكتلة إلى 4.3 × 10 6 م ونصف قطر أقل من 0.002 سنة ضوئية للجسم الذي يسبب الحركة المدارية لتلك النجوم. [169] لا يزال الحد الأعلى لحجم الجسم كبيرًا جدًا بحيث لا يمكن اختبار ما إذا كان أصغر من نصف قطر شوارزشيلد ، ومع ذلك ، تشير هذه الملاحظات بقوة إلى أن الجسم المركزي عبارة عن ثقب أسود فائق الكتلة حيث لا توجد سيناريوهات أخرى معقولة لحصره كثيرًا. كتلة غير مرئية في مثل هذا الحجم الصغير. [170] بالإضافة إلى ذلك ، هناك بعض الأدلة الرصدية على أن هذا الجسم قد يمتلك أفق حدث ، وهي ميزة فريدة للثقوب السوداء. [171]

تراكم المادة

بسبب الحفاظ على الزخم الزاوي ، [173] الغاز الذي يسقط في بئر الجاذبية الناتج عن جسم هائل سيشكل عادةً بنية تشبه القرص حول الجسم. تصور انطباعات الفنانين ، مثل التمثيل المصاحب للثقب الأسود مع الإكليل ، الثقب الأسود كما لو كان جسمًا فضاءًا مسطحًا يخفي جزءًا من القرص خلفه مباشرةً ، ولكن في الواقع ، من شأن عدسة الجاذبية أن تشوه صورة الجاذبية إلى حد كبير. قرص التراكم. [174]

داخل هذا القرص ، قد يتسبب الاحتكاك في نقل الزخم الزاوي إلى الخارج ، مما يسمح للمادة بالهبوط بعيدًا إلى الداخل ، وبالتالي إطلاق الطاقة الكامنة وزيادة درجة حرارة الغاز. [175]

عندما يكون الجسم المتراكم نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود ، يدور الغاز الموجود في قرص التراكم الداخلي بسرعات عالية جدًا نظرًا لقربه من الجسم المضغوط. يكون الاحتكاك الناتج مهمًا جدًا لدرجة أنه يسخن القرص الداخلي إلى درجات حرارة تُصدر عندها كميات هائلة من الإشعاع الكهرومغناطيسي (الأشعة السينية بشكل أساسي). يمكن الكشف عن مصادر الأشعة السينية الساطعة هذه بواسطة التلسكوبات.تعتبر عملية التراكم هذه واحدة من أكثر عمليات إنتاج الطاقة كفاءة والمعروفة حتى 40٪ من الكتلة المتبقية من المادة المتراكمة يمكن أن تنبعث كإشعاع. [175] (في الاندماج النووي فقط حوالي 0.7٪ من الكتلة الباقية ستنبعث كطاقة.) في كثير من الحالات ، تكون أقراص التراكم مصحوبة بنفاثات نسبية تنبعث على طول القطبين ، والتي تحمل الكثير من الطاقة. آلية إنشاء هذه الطائرات غير مفهومة جيدًا حاليًا ، ويرجع ذلك جزئيًا إلى عدم كفاية البيانات. [176]

على هذا النحو ، فإن العديد من الظواهر الأكثر نشاطًا في الكون تُعزى إلى تراكم المادة على الثقوب السوداء. على وجه الخصوص ، يُعتقد أن نوى المجرة النشطة والكوازارات هي أقراص تراكم الثقوب السوداء فائقة الكتلة. [177] وبالمثل ، يتم قبول ثنائيات الأشعة السينية عمومًا على أنها أنظمة نجمية ثنائية يكون فيها أحد النجمين عبارة عن جسم مضغوط يتراكم مادة من رفيقه. [177] وقد اقترح أيضًا أن بعض مصادر الأشعة السينية فائقة السطوع قد تكون أقراص تراكم للثقوب السوداء متوسطة الكتلة. [178]

في تشرين الثاني (نوفمبر) 2011 ، تم الإبلاغ عن أول ملاحظة مباشرة لقرص تراكم شبه نجمي حول ثقب أسود فائق الكتلة. [179] [180]

ثنائيات الأشعة السينية

ثنائيات الأشعة السينية هي أنظمة نجمية ثنائية تصدر غالبية إشعاعها في جزء الأشعة السينية من الطيف. يُعتقد عمومًا أن انبعاثات الأشعة السينية هذه تنتج عندما يراكم أحد النجوم (جسم مضغوط) مادة من نجم آخر (عادي). يوفر وجود نجم عادي في مثل هذا النظام فرصة لدراسة الجسم المركزي وتحديد ما إذا كان ثقبًا أسود. [177]

إذا أرسل مثل هذا النظام إشارات يمكن تتبعها مباشرة إلى الجسم المضغوط ، فلا يمكن أن يكون ثقبًا أسود. ومع ذلك ، فإن غياب مثل هذه الإشارة لا يستبعد احتمال أن يكون الجسم المضغوط نجمًا نيوترونيًا. من خلال دراسة النجم المرافق ، غالبًا ما يكون من الممكن الحصول على المعلمات المدارية للنظام والحصول على تقدير لكتلة الجسم المضغوط. إذا كان هذا أكبر بكثير من حد تولمان - أوبنهايمر - فولكوف (الحد الأقصى للكتلة التي يمكن أن يمتلكها النجم دون أن ينهار) ، فلا يمكن أن يكون الجسم نجمًا نيوترونيًا ومن المتوقع عمومًا أن يكون ثقبًا أسود. [177]

تم اكتشاف أول مرشح قوي للثقب الأسود ، Cygnus X-1 ، بهذه الطريقة من قبل تشارلز توماس بولتون ، [181] لويز ويبستر ، وبول موردين [182] في عام 1972. [183] ​​[184] ومع ذلك ، يشك البعض ، بقيت بسبب الشكوك التي تنتج عن كون النجم المرافق أثقل بكثير من الثقب الأسود المرشح. حاليًا ، يوجد مرشحون أفضل للثقوب السوداء في فئة من ثنائيات الأشعة السينية تسمى عابرات الأشعة السينية اللينة. في هذه الفئة من النظام ، يكون النجم المصاحب منخفض الكتلة نسبيًا مما يسمح بتقديرات أكثر دقة لكتلة الثقب الأسود. علاوة على ذلك ، فإن هذه الأنظمة تبعث بنشاط أشعة سينية لعدة أشهر فقط مرة واحدة كل 10-50 سنة. خلال فترة انبعاث الأشعة السينية المنخفض (تسمى الهدوء) ، يكون قرص التراكم خافتًا للغاية مما يسمح بالمراقبة التفصيلية للنجم المصاحب خلال هذه الفترة. أحد أفضل المرشحين هو V404 Cygni. [177]

تذبذبات شبه دورية

تومض انبعاثات الأشعة السينية من أقراص التراكم أحيانًا عند ترددات معينة. تسمى هذه الإشارات التذبذبات شبه الدورية ويعتقد أنها ناتجة عن مادة تتحرك على طول الحافة الداخلية لقرص التراكم (المدار الدائري الأكثر استقرارًا). على هذا النحو ، يرتبط ترددها بكتلة الجسم المضغوط. وبالتالي يمكن استخدامها كطريقة بديلة لتحديد كتلة الثقوب السوداء المرشحة. [185]

نوى المجرة

يستخدم علماء الفلك مصطلح "المجرة النشطة" لوصف المجرات ذات الخصائص غير العادية ، مثل انبعاث خط طيفي غير عادي وانبعاث راديوي قوي للغاية. أظهرت الدراسات النظرية والدراسات الرصدية أن النشاط في هذه النوى المجرية النشطة (AGN) يمكن تفسيره بوجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة ، والتي يمكن أن تكون أكبر بملايين المرات من الثقوب النجمية. تتكون نماذج هذه النوى المجرية النشطة من ثقب أسود مركزي قد تكون كتلته أكبر بملايين أو بلايين المرات من كتلة الشمس ، وقرص من الغاز والغبار بين النجوم يسمى قرص التنامي ، ونفاثتان متعامدتان مع قرص التنامي. [186] [187]

على الرغم من أنه من المتوقع وجود ثقوب سوداء فائقة الكتلة في معظم النوى المجرية النشطة ، إلا أن بعض نوى المجرات فقط تمت دراستها بعناية أكبر في محاولات لتحديد وقياس الكتل الفعلية للثقب الأسود المركزي فائق الكتلة. تتضمن بعض المجرات الأكثر شهرة ذات الثقوب السوداء الضخمة المرشحة مجرة ​​أندروميدا ، و M32 ، و M87 ، و NGC 3115 ، و NGC 3377 ، و NGC 4258 ، و NGC 4889 ، و NGC 1277 ، و OJ 287 ، و APM 08279 + 5255 ، ومجرة سومبريرو. [189]

من المقبول الآن على نطاق واسع أن مركز كل مجرة ​​تقريبًا ، وليس فقط المجرات النشطة ، يحتوي على ثقب أسود هائل. [190] الارتباط الوثيق بالرصد بين كتلة هذا الثقب والتشتت السريع لانتفاخ المجرة المضيفة ، والمعروف باسم علاقة M – sigma ، يشير بقوة إلى وجود صلة بين تكوين الثقب الأسود وتكوين المجرة نفسها. [191]

Microlensing (مقترح)

هناك طريقة أخرى يمكن من خلالها اختبار طبيعة الثقب الأسود لجسم ما في المستقبل من خلال مراقبة التأثيرات الناتجة عن مجال جاذبية قوي في المنطقة المجاورة لها. أحد هذه التأثيرات هو عدسة الجاذبية: يؤدي تشوه الزمكان حول جسم ضخم إلى انحراف أشعة الضوء بقدر الضوء الذي يمر عبر عدسة بصرية. تم إجراء ملاحظات لعدسة جاذبية ضعيفة ، حيث تنحرف أشعة الضوء ببضع ثوان قوسية فقط. ومع ذلك ، لم يتم رصده بشكل مباشر من قبل لثقب أسود. [193] أحد الاحتمالات لرصد عدسة الجاذبية بواسطة الثقب الأسود هو مراقبة النجوم في مدار حول الثقب الأسود. هناك العديد من المرشحين لمثل هذه الملاحظة في مدار حول القوس A *. [193]

يعتمد الدليل على وجود الثقوب السوداء النجمية بقوة على وجود حد أعلى لكتلة النجم النيوتروني. يعتمد حجم هذا الحد بشكل كبير على الافتراضات التي تم إجراؤها حول خصائص المادة الكثيفة. يمكن لمراحل غريبة جديدة للمادة أن ترفع هذا الحد. [177] قد تسمح مرحلة الكواركات الحرة ذات الكثافة العالية بوجود نجوم كوارك كثيفة ، [194] وتتنبأ بعض النماذج فائقة التناظر بوجود نجوم Q. [195] تفترض بعض امتدادات النموذج القياسي وجود البريونات باعتبارها لبنات بناء أساسية للكواركات واللبتونات ، والتي يمكن أن تشكل نجومًا بريونية افتراضيًا. [196] من المحتمل أن تفسر هذه النماذج الافتراضية عددًا من ملاحظات الثقوب السوداء النجمية المرشحة. ومع ذلك ، يمكن إثبات من الحجج في النسبية العامة أن أي كائن من هذا القبيل سيكون له كتلة قصوى. [177]

نظرًا لأن متوسط ​​كثافة الثقب الأسود داخل نصف قطر شوارزشيلد يتناسب عكسًا مع مربع كتلته ، فإن الثقوب السوداء فائقة الكتلة أقل كثافة بكثير من الثقوب السوداء النجمية (متوسط ​​الكثافة 10 8 M الثقب الأسود يمكن مقارنته مع الماء). [177] وبالتالي ، فإن فيزياء المادة المكونة لثقب أسود فائق الكتلة مفهومة بشكل أفضل والتفسيرات البديلة المحتملة لملاحظات الثقوب السوداء فائقة الكتلة هي أكثر دنيوية. على سبيل المثال ، يمكن تشكيل ثقب أسود فائق الكتلة من خلال مجموعة كبيرة من الأجسام المظلمة جدًا. ومع ذلك ، فإن مثل هذه البدائل عادةً ما تكون غير مستقرة بما يكفي لتفسير الثقوب السوداء المرشحة فائقة الكتلة. [177]

يشير الدليل على وجود ثقوب سوداء نجمية وفائقة الكتلة إلى أنه حتى لا تتشكل الثقوب السوداء ، يجب أن تفشل النسبية العامة كنظرية في الجاذبية ، ربما بسبب بداية التصحيح الميكانيكي الكمومي. من السمات المتوقعة لنظرية الجاذبية الكمومية أنها لن تتميز بالتفردات أو آفاق الحدث ، وبالتالي لن تكون الثقوب السوداء من القطع الأثرية الحقيقية. [197] على سبيل المثال ، في نموذج كرة الزغب المبني على نظرية الأوتار ، لا يكون للحالات الفردية لحل الثقب الأسود عمومًا أفق حدث أو تفرد ، ولكن بالنسبة للمراقب الكلاسيكي / شبه الكلاسيكي ، يظهر المتوسط ​​الإحصائي لمثل هذه الحالات فقط كثقب أسود عادي مستنتج من النسبية العامة. [198]

تم تخمين عدد قليل من الأجسام النظرية لمطابقة ملاحظات الثقوب السوداء الفلكية المرشحة بشكل متماثل أو شبه متطابق ، ولكنها تعمل عبر آلية مختلفة. وتشمل هذه الجرافاستار ، والنجم الأسود ، [199] ونجم الطاقة المظلمة. [200]

الانتروبيا والديناميكا الحرارية

في عام 1971 ، أظهر هوكينغ في ظل الظروف العامة [ملاحظة 5] أن المساحة الإجمالية لأفاق الحدث لأي مجموعة من الثقوب السوداء الكلاسيكية لا يمكن أن تنخفض أبدًا ، حتى لو اصطدمت واندمجت. [201] هذه النتيجة ، المعروفة الآن باسم القانون الثاني لميكانيكا الثقب الأسود ، تشبه بشكل ملحوظ القانون الثاني للديناميكا الحرارية ، والذي ينص على أن الانتروبيا الكلية لنظام معزول لا يمكن أن تنخفض أبدًا. كما هو الحال مع الأجسام الكلاسيكية عند درجة حرارة الصفر المطلق ، كان من المفترض أن الثقوب السوداء لا تحتوي على إنتروبيا. إذا كان هذا هو الحال ، فسيتم انتهاك القانون الثاني للديناميكا الحرارية من خلال دخول مادة محملة بالانتروبيا إلى ثقب أسود ، مما يؤدي إلى انخفاض في إجمالي الكون. لذلك ، اقترح بيكنشتاين أن الثقب الأسود يجب أن يكون له إنتروبيا ، وأنه يجب أن يكون متناسبًا مع منطقة أفقه. [202]

تم تعزيز الارتباط بقوانين الديناميكا الحرارية من خلال اكتشاف هوكينج أن نظرية المجال الكمومي تتنبأ بأن الثقب الأسود يشع إشعاع الجسم الأسود عند درجة حرارة ثابتة. يبدو أن هذا يتسبب في انتهاك القانون الثاني لميكانيكا الثقب الأسود ، لأن الإشعاع سينقل الطاقة من الثقب الأسود مما يؤدي إلى تقلصه. ومع ذلك ، فإن الإشعاع يحمل أيضًا الإنتروبيا بعيدًا ، ويمكن إثباته وفقًا للافتراضات العامة بأن مجموع إنتروبيا المادة المحيطة بالثقب الأسود وربع مساحة الأفق كما تم قياسها بوحدات بلانك هو في الواقع يتزايد دائمًا. يسمح هذا بصياغة القانون الأول لميكانيكا الثقب الأسود كنظير للقانون الأول للديناميكا الحرارية ، حيث تعمل الكتلة كطاقة ، والجاذبية السطحية كدرجة حرارة ومنطقة إنتروبيا. [202]

إحدى الميزات المحيرة هي أن إنتروبيا الثقب الأسود تتناسب مع مساحتها بدلاً من حجمها ، نظرًا لأن الانتروبيا عادةً ما تكون كمية كبيرة تتناسب بشكل خطي مع حجم النظام. أدت هذه الخاصية الفردية إلى قيام جيرارد هوفت وليونارد سسكيند باقتراح مبدأ التصوير المجسم ، والذي يقترح أن أي شيء يحدث في حجم من الزمكان يمكن وصفه من خلال البيانات الموجودة على حدود هذا الحجم. [203]

على الرغم من أنه يمكن استخدام النسبية العامة لإجراء حساب شبه كلاسيكي لانتروبيا الثقب الأسود ، فإن هذا الموقف غير مرضٍ من الناحية النظرية. في الميكانيكا الإحصائية ، يُفهم الانتروبيا على أنها حساب عدد التكوينات المجهرية لنظام له نفس الصفات العيانية (مثل الكتلة والشحنة والضغط وما إلى ذلك). بدون نظرية مرضية عن الجاذبية الكمية ، لا يمكن إجراء مثل هذا الحساب للثقوب السوداء. تم إحراز بعض التقدم في مناهج مختلفة للجاذبية الكمية. في عام 1995 ، أظهر أندرو سترومينجر وكومرون فافا أن إحصاء الحالات الدقيقة لثقب أسود فائق التناظر في نظرية الأوتار يعيد إنتاج إنتروبيا بيكينشتاين-هوكينج. [204] منذ ذلك الحين ، تم الإبلاغ عن نتائج مماثلة لثقوب سوداء مختلفة في كل من نظرية الأوتار وفي مناهج أخرى للجاذبية الكمومية مثل الجاذبية الكمية الحلقية. [205]

مفارقة فقدان المعلومات

هل المعلومات الفيزيائية مفقودة في الثقوب السوداء؟

نظرًا لأن الثقب الأسود يحتوي فقط على عدد قليل من المعلمات الداخلية ، فإن معظم المعلومات حول المادة التي تدخل في تكوين الثقب الأسود يتم فقدها. بغض النظر عن نوع المادة التي تدخل في الثقب الأسود ، يبدو أنه يتم حفظ المعلومات المتعلقة بالكتلة الكلية والشحنة والزخم الزاوي فقط. طالما كان يُعتقد أن الثقوب السوداء تستمر إلى الأبد ، فإن فقدان المعلومات هذا ليس مشكلة ، حيث يمكن اعتبار المعلومات موجودة داخل الثقب الأسود ، ولا يمكن الوصول إليها من الخارج ، ولكنها ممثلة في أفق الحدث وفقًا لمبدأ الهولوغرام. ومع ذلك ، فإن الثقوب السوداء تتبخر ببطء عن طريق انبعاث إشعاع هوكينغ. لا يبدو أن هذا الإشعاع يحمل أي معلومات إضافية حول المادة التي شكلت الثقب الأسود ، مما يعني أن هذه المعلومات تبدو وكأنها قد ولت إلى الأبد. [206]

أدى السؤال عما إذا كانت المعلومات مفقودة حقًا في الثقوب السوداء (مفارقة معلومات الثقب الأسود) إلى تقسيم مجتمع الفيزياء النظرية (انظر رهان ثورن-هوكينج-بريسكيل). في ميكانيكا الكم ، يتطابق فقدان المعلومات مع انتهاك خاصية تسمى الوحدوية ، وقد قيل أن فقدان الوحدة قد يعني أيضًا انتهاكًا لحفظ الطاقة ، [207] على الرغم من أن هذا قد تم الجدل فيه أيضًا. [208] على مدى السنوات الأخيرة ، كان هناك دليل على أن المعلومات والوحدة محفوظة بالفعل في معالجة الجاذبية الكمومية الكاملة للمشكلة. [209]

تُعرف محاولة واحدة لحل مفارقة معلومات الثقب الأسود باسم تكامل الثقب الأسود. في عام 2012 ، تم تقديم "مفارقة جدار الحماية" بهدف إظهار أن تكامل الثقب الأسود فشل في حل مفارقة المعلومات. وفقًا لنظرية المجال الكمومي في الزمكان المنحني ، فإن الانبعاث الفردي لإشعاع هوكينغ يشتمل على جسيمين متشابكين بشكل متبادل. يهرب الجسيم الخارج وينبعث ككمية من إشعاع هوكينغ حيث يبتلع الثقب الأسود الجسيم المتساقط. افترض أن الثقب الأسود قد شكل وقتًا محدودًا في الماضي وسيتبخر تمامًا في وقت محدد في المستقبل. بعد ذلك ، ستصدر كمية محدودة فقط من المعلومات المشفرة داخل إشعاع هوكينغ الخاص بها. وفقًا لبحث أجراه فيزيائيون مثل دون بيج [210] [211] وليونارد سسكيند ، سيكون هناك في النهاية وقت يجب أن يتشابك فيه الجسيم الخارج مع كل إشعاعات هوكينغ التي أطلقها الثقب الأسود سابقًا. يبدو أن هذا يخلق مفارقة: مبدأ يسمى "أحادي التشابك" يتطلب ، مثل أي نظام كمي ، أن الجسيم الخارج لا يمكن أن يكون متشابكًا تمامًا مع نظامين آخرين في نفس الوقت ، ولكن هنا يبدو أن الجسيم الخارج متشابك مع كلا النظامين. الجسيم ، وبشكل مستقل ، مع إشعاع هوكينغ السابق. [212] من أجل حل هذا التناقض ، قد يضطر الفيزيائيون في النهاية إلى التخلي عن أحد المبادئ الثلاثة التي تم اختبارها عبر الزمن: مبدأ التكافؤ لأينشتاين ، أو الوحدة ، أو نظرية المجال الكمومي المحلي. أحد الحلول الممكنة ، والذي ينتهك مبدأ التكافؤ ، هو أن "جدار الحماية" يدمر الجسيمات الواردة في أفق الحدث. [213] بشكل عام ، أي من هذه الافتراضات - إن وجدت - يجب التخلي عنها يظل موضوعًا للنقاش. [208]


ناسا تلتقط ثقبًا أسودًا يمزق ويبتلع نجمًا بحجم شمسنا

اكتشفت وكالة ناسا حدثًا كونيًا نادرًا باستخدام أحد أحدث تلسكوباتها و [مدش] ثقب أسود تمزق بعنف نجمًا بحجم شمسنا تقريبًا. تم التقاط هذه الظاهرة ، المعروفة باسم حدث اضطراب المد والجزر ، بالتفصيل بواسطة القمر الصناعي Transiting Exoplanet Survey Satellite التابع لناسا ، أو TESS.

نشر الباحثون نتائجهم للحدث في مجلة الفيزياء الفلكية يوم الخميس. استخدم العلماء شبكة دولية مكونة من 20 تلسكوبًا آليًا تسمى ASAS-SN (المسح الآلي بالكامل للسوبرنوفا) للكشف عن حدث اضطراب المد والجزر مرة أخرى في يناير ، قبل التحول إلى TESS ، التي اشتعلت بداية المواجهة الكونية.

باستخدام مناطق المشاهدة الدائمة ، تمكنت TESS من مشاهدة النجم وهو يُمتص في الثقب الأسود وجمع البيانات اللازمة المستخدمة لدراسة الحدث. أصدرت وكالة ناسا فيديو متحرك يوضح الظاهرة الكارثية.

قال توماس هولوين من مراصد كارنيجي في باسادينا بكاليفورنيا في بيان: "بيانات TESS تتيح لنا أن نرى بالضبط متى بدأ هذا الحدث المدمر ، المسمى ASASSN-19bt ، يصبح أكثر إشراقًا ، وهو ما لم نتمكن من القيام به من قبل". موقع ناسا. "البيانات المبكرة ستكون مفيدة بشكل لا يصدق لنمذجة فيزياء هذه الانفجارات."

تعجب كريس كوتشانيك ، أستاذ علم الفلك في ولاية أوهايو ، من مدى حسن حظه بوقوع الحدث في خطوط رؤية الأنظمة: "كان هذا حقًا مزيجًا من كونك جيدًا وأن تكون محظوظًا ، وأحيانًا هذا ما تحتاجه لدفع العلم إلى الأمام ".

أحداث اضطراب المد والجزر نادرة ويجب أن تكون النجوم قريبة جدًا من الثقب الأسود لتكوين ثقب. قال الباحثون إن هذا النوع من الأحداث الكونية يحدث مرة كل 10000 إلى 100000 سنة في مجرة ​​بحجم مجرة ​​درب التبانة. ومع ذلك ، نظرًا لوجود مليارات المجرات في الكون ، تمكن العلماء من ملاحظة حوالي 40 اضطرابًا في المد والجزر على مر السنين. ومع ذلك ، لا يزال من الصعب جدًا الحصول عليها.

قال كوتشانيك: "تخيل أنك تقف على قمة ناطحة سحاب في وسط المدينة ، وأنك أسقطت قطعة من الرخام من فوقها ، وتحاول أن تجعلها تنزل في حفرة في غطاء فتحة". "الأمر أصعب من ذلك".

نُشر لأول مرة في 27 سبتمبر 2019/1:58 مساءً

& نسخ 2019 CBS Interactive Inc. جميع الحقوق محفوظة.

كريستوفر بريتو منتج على وسائل التواصل الاجتماعي وكاتب شائع في CBS News ، يركز على الرياضة والقصص التي تنطوي على قضايا العرق والثقافة.


المتجولون في الفراغ

تم اكتشاف أول جسمين من نوع G في عامي 2005 و 2012 على التوالي. نظرًا لأن الجسمين يتبعان مدارًا مشابهًا بشكل لافت للنظر حول Sgr A * ، فسرهما بعض علماء الفلك على أنهما خصلات من الغاز تمزق بعيدًا عن نجم ميت مؤسف ، أو "عقد" متكتلة في حلقة مستمرة من الغاز تدور حول الثقب.

ظهر أول دليل كبير على حدوث شيء آخر في عام 2014 ، عندما جاءت النقطة المسماة G2 ضمن بضع مئات من الوحدات الفلكية (بضع مئات أضعاف متوسط ​​المسافة بين الأرض والشمس) للثقب الأسود أفق الحدث. توقع علماء الفلك أنه إذا كانت G2 مجرد سحابة من الغاز ، فسوف تمزقها الجاذبية الشديدة. لكن النقطة نجت - وإن كانت مشوهة بعض الشيء.

قال غيز: "في وقت الاقتراب الأقرب ، كان لدى G2 توقيع غريب حقًا". "لقد تحول من كونه كائنًا غير ضار إلى حد ما عندما كان بعيدًا عن الثقب الأسود إلى كائن تم تمديده وتشويهه بالفعل عند أقرب نقطة له."

في السنوات التي تلت اللقاء ، أصبح G2 أكثر إحكاما مرة أخرى. كل هذا يشير إلى أن شيئًا ما قوي الجاذبية يربط النقطة ببعضها البعض - مما يعني أنه من المحتمل أن يكون نجمًا من نوع ما ، كما كتب المؤلفون.


علم الكونيات والفيزياء الأساسية

تغطي الاهتمامات البحثية في علم الكونيات والفيزياء الأساسية في معهد علم الفلك مجموعة واسعة من الظواهر الفيزيائية ، تمتد على نطاق واسع من المقاييس والعهود الفيزيائية الفلكية - من خصائص الكون الحالية التي تعود بالزمن إلى سطح التشتت الأخير و عصر مقياس بلانك.

من أجل دراسة هذه الظواهر الفيزيائية المعقدة وغير الخطية بأعلى واقعية ممكنة ، يستخدم الباحثون أكواد عددية متطورة ويستفيدون من مرافق الكمبيوتر الفائقة عالية الأداء المتوفرة محليًا ، مثل الكمبيوتر العملاق الوطني في المملكة المتحدة (COSMOS) ، و مجمع الحوسبة داروين ، أحد أكبر أجهزة الكمبيوتر العملاقة الأكاديمية في المملكة المتحدة.


Artymowicz، P.، Lin، D.N. and Wampler، EJ: 1993، الفلك. ج. 409, 592.

Begelman، MC، Frank، J. and Shlosman، I: 1989، in: F.Meyer وآخرون. (محرران) ، نظرية أقراص التراكم، Kluwer Academic Publishers.

Collin، S. and Huré، JM: 1998، أسترون. الفلك. 341, 385.

كولين ، إس: 1998 ، ليظهر في أعمال مؤتمر "من النوى الذرية إلى المجرات" ، المنعقد في حيفا ، إسرائيل ، تقارير الفيزياء ، تحرير O. Regev.

كولين ، س ، زان ، ج.ب .: 1999 ، أسترون. الفلك. 344, 433.

Goldreich، P. and Lynden-Bell، D: 1965، الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 130, 97.

هامان ، ف: 1997 ، الفلك. J. ملحق. 109, 279.

كروليك ، ج. وبيغلمان ، MC: 1988 ، الفلك. ج. 329, 702.

مالكان ، ماجستير وسارجنت ، WLW: 1982 ، الفلك. ج. 254, 22.

Murray، N.، Chiang، J.، Grossman، SA and Voit، GM: 1995، الفلك. ج. 451, 498.

Rozyczka، M.، Bodenheimer، P.، Lin، DNC: 1995، الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 276, 597.

شيلدز ، GA: 1978 ، طبيعة 272, 423.

Silk، J. and Rees، M.J: 1998، أسترون. الفلك. 331، L1.

سلطان أ: 1982 الاثنين. لا. ر.أسترون. شركة 200, 115.

Steidel، C.، Giavalisco، M.، Pettini، M.، Dickinson، M. and Adelberger، K.L: 1996، الفلك. ج. 462، L17.

تومري ، أ: 1964 ، الفلك. ج. 139, 1217.

Turnshek، D: 1995، in: Meylan (ed.)، خطوط امتصاص QSO، ورشة عمل ESO ، نيويورك ، Springer.