cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
ثقب أسود
التبخر
ثقب أسود نجمي من    لديه درجة حرارة هوكينج 62   نانوكيلفين. هذا أقل بكثير من قيمة 2.7 كيلفين لإشعاع الخلفية الميكروويفية للكون. تكتسب الثقوب ذات الكتلة النجمية أو الثقوب السوداء الأكبر حجمًا من خلفية الميكروويف الكونية أكثر مما تخسر من خلال إشعاع هوكينج، وبالتالي ستنمو بدلاً من أن تنكمش. للحصول على درجة حرارة هوكينج أكبر من 2.7  K (وليكون قادرًا على التبخر)، سيحتاج الثقب الأسود إلى كتلة أقل من كتلة القمر وسيكون بقطر أقل من عُشر المليمتر.
جورج واتكن
جورج واتكن (14 أبريل 1944 في المملكة المتحدة - ) هو لاعب كرة قدم بريطاني في مركز الهجوم. لعب مع نادي تشيسترفيلد ونيوكاسل يونايتد ونادي غيتزهد ونادي كينغز لين.
فرد سميث (لاعب كريكت جنوب إفريقي)
فرد سميث (31 مارس 1861 في جنوب أفريقيا - 17 أبريل 1914) هو لاعب كريكت جنوب أفريقي. شارك مع منتخب جنوب أفريقيا الوطني للكريكت.
ثقب أسود
التبخر
من المتوقع أن يكون إشعاع هوكينج لثقب أسود فلكي ضعيفًا جدًا وبالتالي سيكون من الصعب للغاية اكتشافه من الأرض. الاستثناء المحتمل هو هبّات أشعة غاما المنبعثة في المرحلة الأخيرة من تبخر الثقوب السوداء البدائية. أثبتت عمليات البحث عن هذه الهبّات نجاحها وأعطت حدودا ً ارمة لإمكانية وجود ثقوب سوداء بدائية منخفضة الكتلة. يواصل مرصد فيرمي الفضائي لأشعة غاما والذي أطلقته ناسا عام 2008 البحث عن هذه الهبات.
إذا تبخرت الثقوب السوداء عبر إشعاع هوكينج ، فإن ثقباً أسوداً بكتلة الشمس سوف يتبخر (يبدأ بمجرد أن تنخفض درجة حرارة خلفية الميكروويف الكونية دون درجة حرارة الثقب الأسود) على مدى 1064 سنة. ثقب أسود هائل بكتلة من 10 11 (100 مليار)  سيتبخر في حوالي 2 × 10 100 سنة. وتوقع لبعض الثقوب السوداء العملاقة في الكون أن تستمر في النمو حتى تصل إلى 10 14  إلى فترة انهيار العناقيد المجرية الهائلة. وحتى هذه سوف تتبخر على مدى زمني يصل إلى 10 106 سنة.
الأدلة الرصدية
بحكم طبيعتها، لا ينبعث من الثقوب السوداء مباشرة أي إشعاع كهرمغنطيسي بخلاف إشعاع هوكينج الافتراضي، لذلك يتوجب على علماء الفيزياء الفلكية الذين يبحثون عن الثقوب السوداء الاعتماد عمومًا على الملاحظات غير المباشرة. على سبيل المثال، يمكن في بعض الأحيان الاستدلال على وجود ثقب أسود من خلال مراقبة تفاعلاتها الجاذبية مع محيطها.
في 10 أبريل 2019، تم نشر أول صورة لثقب أسود تم رؤيته بصورة مكبرة لأن مسارات الضوء بالقرب من أفق الحدث شديدة الانحناء. ينتج الظل الداكن في الوسط عن مسارات الضوء التي يمتصها الثقب الأسود. محتوى الصورة من اللون كان مضافا، فهالة الضوء المكتشفة في هذه الصورة ليست في الطيف المرئي، ولكن ضمن موجات الراديو اللامرئية. يعد تلسكوب أفق الحدث (EHT) الذي يديره مرصد هايستاك في معهد ماساتشوستس للتكنولوجيا، برنامجًا نشطًا يلاحظ بشكل مباشر البيئة المباشرة لأفق أحداث الثقوب السوداء، مثل الثقب الأسود في وسط درب التبانة. في أبريل 2017، بدأ التلسكوب بمراقبة الثقب الأسود في وسط ميسيه 87. "في المجمل، راقبت ثمانية مراصد راديوية تقع على ستة جبال ضمن أربع قارات المجرة في برج العذراء بشكل متقطع لمدة 10 أيام في أبريل 2017" موفرة البيانات التي أدت لتوليد الصورة، بعد عامين، في أبريل 2019. فبعد عامين من معالجة البيانات، أصدرت EHT أول صورة مباشرة لثقب أسود، وتحديداً الثقب الأسود الهائل الذي يقع في وسط مجرة مسييه 87. ما هو مرئي ليس الثقب الأسود الذي يظهر باللون الأسود، بل الغازات على حافة أفق الحدث، والتي تظهر باللون البرتقالي أو الأحمر، وبالتالي تحدد مكان الثقب الأسود. علقت عالمة الفيزياء الفلكية فريال أوزيل، عضو الفريق، على هذه الصورة ونظرية النسبية العامة: لمجرد أن هذه الصورة الأولى تدعم النسبية العامة "لا تعني أن النسبية العامة جيدة تمامًا“.
قبل ذلك، في عام 2015، اكتشفت EHT حقولًا مغناطيسية خارج أفق حدث الرامي A*، بل وكانت قادرة على تمييز بعض خصائصها. تم التنبؤ بوجود مجالات مغناطيسية من خلال الدراسات النظرية للثقوب السوداء.
الكشف عن موجات الجاذبية من دمج الثقوب السوداء
في 14 سبتمبر 2015، تمكن مرصد ليجو للموجات الجاذبية من رصد أول ملاحظة مباشرة تشير إلى موجات الجاذبية. كانت الإشارة متسقة مع التنبؤات النظرية للموجات التثاقلية الناتجة عن اندماج ثقبين أسودين: ثقب بكتلة تقارب 36 كتلة شمسية والأخر بكتلة تقارب 29 كتلة شمسية. وفر ذلك الرصد أفضل الأدلة الأكثر إثباتًا على وجود ثقوب سوداء حتى تاريخه. فعلى سبيل المثال، تشير إشارة موجة الجاذبية إلى أن المسافة الفاصلة بين الثقبين قبل الاندماج كان 350 كم (أو ما يقرب من 4 أضعاف نصف قطر شوارزشيلد المقابلة للكتل المُحتسبة). لذلك وجب أن تكون تلك الأجسام مضغوطة للغاية، مما يترك الثقوب السوداء كالتفسير المنطقي الوحيد لتلك الكتل.
توفر الملاحظة أيضًا أول دليل مُلاحظي لوجود ثنائيات الثقب الأسود ذات الكتل النجمية. علاوة على ذلك، يُعد ذلك كأول دليل على وجود ثقوب سوداء ذات كتلة نجمية تصل إلى 25 كتلة شمسية أو أكثر.
في 15 يونيو 2016، تم الإعلان عن اكتشاف ثان لحدث موجة الجاذبية من تصادم الثقوب السوداء، ومنذ ذلك الحين تم التقاط موجات جاذبية أخرى.
الحركة الصحيحة لنجوم تدور حول القوس A *
توفر الحركات المناسبة للنجوم القريبة من مركز درب التبانة دليلًا قويًا على أن هذه النجوم تدور حول ثقب أسود هائل. منذ عام 1995، قام علماء الفلك بتتبع حركات 90 نجمًا تدور حول جسم غير مرئي يتزامن مع مصدر الراديو الرامي A*. من خلال تطبيق حركاتها على معادلات الامدارات الكبلرية، استنتج علماء الفلك، في عام 1998، وجود جسم بكتلة تصل إلى 2.6 مليون M ☉ وبجم يصل نصف قطره إلى 0.02 سنة ضوئية، وذلك لتفسير حركة تلك النجوم. ومنذ ذلك الوقت، أكمل أحد النجوم - يسمى S2 - مدارا كامل حول الجسم المتوقع. من البيانات المدارية، كان العلماء قادرين على تصحيح حساب الكتلة إلى 4.3 مليون  وتصحيح قيمة نصف قطرها إلى أقل من 0.002 سنة ضوئية ليصبح ذلك الجسم المخفي قادرا على فرض تلك الحركة المدارية على النجوم التي تتبع حركة. لا يزال الحد الأعلى لحجم الكائن أكبر من لإمكانية اختبار ما إذا كان أصغر من نصف قطر شفارتزشيلد الخاص به؛ ومع ذلك ، فإن هذه الملاحظات تشير بقوة إلى أن الجسم المركزي هو ثقب أسود هائل، حيث لا توجد سيناريوهات أخرى معقولة لحصر الكثير من الكتلة غير المرئية ضمن هذا الحجم الصغير. بالإضافة إلى ذلك، هناك بعض الأدلة التي تم ملاحظتها و التي تشير إلى أن هذا الجسم قد يمتلك أفق الحدث، الميزة الفريدة للثقوب السوداء.
تراكم المادة
وعليه، فإن العديد من ظواهر الكون الأكثر حيوية تنسب إلى آلية تراكم المادة على الثقوب السوداء. على وجه الخصوص، يُعتقد أن النوى المجرية والكوازارات النشطة هي أقراص تراكم الثقوب السوداء الفائقة الكتلة. وبالمثل ، من المقبول عمومًا أن تكون ثنائيات الأشعة السينية أنظمة نجوم ثنائية يكون فيها أحد النجومين عبارة عن جسم مضغوط يتراكم من رفيقه. وقد اُقترح أن بعض مصادر الأشعة السينية فائقة السطوع قد تكون ناتجة عن أقراص تراكم الثقوب السوداء المتوسطة الكتلة.
في نوفمبر 2011، تم تسجيل أول ملاحظة مباشرة لقرص تراكم النجوم حول ثقب أسود هائل.
تاريخ مفهوم الثقوب السوداء
كان طرح فرضية إمكانية وجود مثل هذه الظاهرة هو اكتشاف رومر أن للضوء سرعة محددة، وطرح هذا الاكتشاف تساؤلاً وهو لماذا لا تزيد سرعة الضوء إلى سرعة أكبر؟ وفُسِّر ذلك على أنه قد يكون للجاذبية تأثير على الضوء، وكتب جون مينشل من هذا الاكتشاف مقالاً عام 1783 م أشار فيه إلى أنه قد يكون للنجم الكثيف المتراص جاذبية شديدة جدًا حتى أن الضوء لا يمكنهُ الإفلات منها فأي ضوء ينبعث من سطح النجم تعيده هذه الجاذبية. وهناك فرضية تقول أيضًا أنه يوجد نجوم عديدة من هذه النجوم لا يمكننا أن نرى ضوءها؛ لأنها لا تبعثه لكننا نستطيع أن نتحسس جاذبيتها، وهذه النجوم هي ما نسميها بـ الثقوب السوداء أي الفجوات في الفضاء، وقد أهملت هذه الأفكار؛ لأن النظرية الموجية للضوء كانت سائدة في ذلك الوقت، وأعاد العالم الفرنسي بيير سيمون لابلاس هذه الفكرة إلى الواجهة في 1796 م في كتابه Exposition du Système du Monde (مقدمة عن النظام الكوني) ولكن معاصريه شككوا في صحة الفكرة لهشاشتها النظرية إلى أن جاءت نظرية النسبية العامة لألبرت أينشتاين التي برهنت على إمكانية وجود الثقوب السوداء.
وبعد ذلك بدأ علماء الفلك في البحث عن آثارها باستخدام التلسكوبات الأرضية والفضائية حيث تم اكتشاف أن نجم الدجاجة إكس-1 يرجح أن يكون ثقب أسود محتمل سنة 1971 م، وتحولت الآراء حول الثقب الأسود إلى حقائق مشاهدة عبر المقراب الفلكي الراديوي الذي يتيح للراصدين مشاهدة الكون بشكل أوضح، وجعل نظرية النسبية حقيقة علمية مقبولة عند معظم دارسي علوم الفيزياء.
ثقوب سوداء عظيمة الكتلة
يوجد مصدر راديوي شديد في مركز مجرتنا مجرة درب التبانة يشع أشعة راديوية غزيرة وهو يسمى الرامي أ* (أو مختصرا Sgr A* أو بالعربية: « الرامي أ*») وتبلغ كتلته نحو 4.3 مليون كتلة شمسية، وكان تقدير كتلته قبل سنوات معتمدًا على مشاهدات سحب غازات بالقرب منه (مثل ما يسمى ذراع حلزوني صغير) أدت إلى أن تبلغ كتلته 2.7 مليون كتلة شمسية ولكن استخدام تلسكوبات ذات تباين أعلى وحساسية أشد استطاع العلماء استنتاج كتلته في مركز المجرة عن طريق مشاهدة مدارات نجوم قريبة منه وسرعاتها في مداراته حوله مثل S0-102 ونجم إس 2، وقد بينت المشاهدات الحديثة إلى أن كتلته أكبر بكثير؛ فهي تبلغ 4.3 مليون كتلة شمسية.
طور الباحثان ناتارجان و تريستر نموذجًا للكتلة العليا حد في الترتيب من حيث الحجم 10 مليار كتلة شمسية. والسبب هو - بناء على  شرح وصفي  - أن المادة المتساقطة تتسارع من خلال قوة الجاذبية لمثل هذا الثقب الأسود الهائل بطريقة تؤدي إلى ظهور قطر  مستقر خارج نصف قطر شفارتزشيلد. بالإضافة إلى ذلك ، يعمل الإشعاع الكهرومغناطيسي و «رياح المادة» المنبعثة من المادة في قرص التراكم كمقاومة لمزيد من المادة المتساقطة ، وفي النهاية ينشأ توازنًا بين المادة المتراكنة والمطرودة (انظر حد إدنجتون ).
الغموض الذي لم يتم حله هو تكوين الثقوب السوداء الهائلة في بدايات الكون. من المعروف أنه بعد 700 مليون سنة من حدوث الانفجار العظيم ، وجدت ثقوب عملاقة تبلغ حوالي 2 مليار كتلة شمسية ، مثل (ULAS J1120+0641). وهو أيضًا أبعد جسم معروف اعتبارًا من ديسمبر 2017 (ULAS J1342+0928 ) ، بعد أقل من 690 مليون سنة من الانفجار العظيم ، هو بالفعل ثقب أسود هائل. يتفق معظم العلماء على أنها مكونة من ثقوب سوداء أصغر حجمًا تم إنشاؤها ، حيث يرى بعض العلماء هذه «كبذور»  للثقوب السوداء، بحد أقصى بضع مئات من الكتل الشمسية ، والآخر في تلك التي تتكون من آلاف إلى عشرات الآلاف من الكتل الشمسية. في سيناريوهات أخرى ، يمنع الضوء فوق البنفسجي المكثف من النجوم الشابة من المجرات المجاورة تكون النجوم في سحابة من الغاز حتى تنهار مباشرة في ثقب أسود من حوالي 100.000 كتلة شمسية. من المتوقع أن يوفر مقراب جيمس ويب الفضائي مزيدًا من المعلومات حول النجوم وسحب الغاز في بدايات الكون.
في عام 2008 ، اكتشفت مجموعة علماء سويسريين من مدرسة لوزان الاتحادية للعلوم التطبيقية (EPFL) بقيادة ألكسندر إيجنبرود بنية حلقة عالية الطاقة حول كوازار على بعد 10 مليار سنة ضوئية ، صليب أينشتاين في الكوكبة بيغاسوس ، تم  رصده من  VLT وبالتالي يؤكد جيدًا نظرية الثقوب فائقة الكتلة.
أكبر ثقب أسود معروف (اعتبارًا من يناير 2021) هو TON 618 عبارة عن (نجم زائف) ذو كتلة تقدر بنحو 66 إلى 70 مليار كتلة شمسية ، يليه الثقب الأسود المركزي للمجرة IC 1101 بحوالي 40 مليار كتلة شمسية. يوجد مثال آخر لحوالي 21 مليار كتلة شمسية في مركز المجرة NGC 4889 (2011). مع وجود ثقب أسود فائق الكتلة يبلغ حوالي 20 مليار كتلة شمسية أيضًا أحد أكثر المرشحين شهرة حتى الآن.
تم اكتشاف ثقب أسود كتلته 6.6 مليار كتلة شمسية في مركز المجرة القريبة نسبيًا M87 (حوالي 55 مليون سنة ضوئية).
تم العثور أيضًا على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في المجرة القزمة فائقة الصغر (لأول مرة في عام 2014 في M60؛ - UCD 1) ،  مما يشير إلى أن هذه تشكلت على أنها مجرات "طبيعية" ، حيث انفصل جزء كبير من النجوم منها عن طريق الاصطدام بمجرات أكبر.
في سبتمبر 2017 ، تم نشر اكتشاف ثقب أسود فائق الكتلة ، والذي يمكن مشاهدته باستخدام قياس التداخل الأساسي الطويل جدًا (VLBI). هذان ثقبان أسودان يدوران حول بعضهما البعض تفصل بينهما مسافة 1.1 سنة ضوئية ، لهما كتلة إجمالية تبلغ 36 مليون كتلة شمسية في المجرة الحلزونية 7674 NGC.
في عام 2015 ، وبالتعاون مع نوستار وXMM نيوتن ، تم اكتشاف أن الثقوب السوداء الهائلة تنبعث منها «رياح بلازما» (غازات من ذرات عالية الطاقة ومتأينة للغاية) في شكل متناظر كرويًا وأن هذه كافية بقوة لمنع تشكل نجوم على مساحات كبيرة من المجرة المضيفة. [38]
بسبب التناظر الكري ، فإنها تختلف اختلافًا كبيرًا عن الطائرات. وفي عام 2017 ، تم إثبات ذلك بواسطة مرصد كيك فقد تيبن  أن رياح الثقوب السوداء (في هذه الحالة في كوازار  Quasar 3C 298  على بٌعد   9.3 مليار سنة  لديها القدرة على تشكيل مجرة المضيف بأكملها.   تحتوي المجرة على مائة فقط من الكتلة التي يمكن توقعها من العلاقة الطبيعية بين كتلة الثقوب السوداء الفائقة ومجراتها المضيفة.
تطور نجم
يتكون النجم من سحابة من غاز الهيدروجين (والقليل من الهيليوم) تبدأ بالتجمع والتكدس على بعضها ثم بالدوران حول نفسها. ومع هذا التكثف يَزداد الضغط على نواتها بشكل كبير، فيَسخن الغاز في النواة حتى يصبح حاراً جداً إلى درجة أن تندمج ذرات الهيدروجين لتكونّ عنصر الهيليوم، وبهذه العملية يَستطيع النجم توليد ضغط باتجاه الخارج في نواته يَمنعها من الانهيار على نفسها. لكن عندما يَنفذ وقود النجم من الهيدروجين يُصبح مهدداً بالانهيار على نفسه نتيجة لضغط كتلته، فترتفع درجة حرارة قلب النجم إلى درجة يَبدأ فيها النجم تفاعلات اندماج تنتج الليثيوم ثم الكربون والنتروجين والأكسجين وصولاً إلى الحديد. فحينها لا يَعود النجم قادراً على دمجه إلى عناصر أثقل لأن الطاقة التي يُولدها الاندماج النووي لا تعود كافية لمنعه من الانهيار، فيَنهار على نفسه في انفجار المستعر الأعظم مطلقاً طاقة هائلة.
لكن ما يُحدد مصير النجم بعد انفجاره هو ما يُسمى « حد تشاندراسيخار»، هذا الحد هو مقدار الكتلة (1.4 كتلة شمسية) الذي إن لم يَتجاوزه النجم فسيَتحول إلى قزم أبيض، وإن تجاوزه فيَتحول إما إلى نجم نيوتروني أو إلى ثقب أسود (ما يُحدد أيهما هو حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف). إذا ما كانت كتلة النجم عالية، فسيَعني هذا أنه سيَكون أكثر كثافة، ولذلك فإن النجوم الكثيفة تصبح نجوماً نيوترونية أو ثقوباً سوداء. النجوم النيوترونية هي أجسام عالية الكثافة جداً، ولذا فعندما تتكون تندمج الإلكترونات والبروتونات لتصبح نيوترونات تستطيع تحمل الضغط الهائل في النواة (فقطر هذه النجوم لا يَتجاوز الـ20 كم)، أما عندما تكون الكثافة أعلى من ذلك، فإن حتى النيوترونات لا تعود قادرة على تحمل الضغط الهائل، فيَنهار النجم متحولاً إلى ثقب أسود هائل الكثافة. تكثر النجوم في أذرعة مجرة حيث تشتد فيها كثافة سحب الغازات التي تتكون منها النجوم. وتدور النجوم في مدارات حول مركز مجرة، مثلما تدور الكواكب حول الشمس. وتبلغ دورة واحدة لمجرتنا حول مركزها نحو 250 مليون سنة.
الثقوب السوداء والنظرية النسبية
أفق الحدث هو (حدود منطقة من الزمان والمكان التي لا يمكن للضوء الإفلات منها) وبما أنه لا شيء يمكنه السير بأسرع من الضوء، فإن أي شي يقع في هذه المنطقة سوف يبلغ بسرعة منطقة ذات كثافة عالية ونهاية الزمان.
كارل كيمبي
كارل كيمبي مواليد 8 ديسمبر 1884 في ستوكهولم - الوفاة 8 يوليو 1967 في السويد، كان لاعب كرة مضرب سويدي. سبق أن شارك في دورة الألعاب الأولمبية الصيفية وحقق الميدالية الفضية.
ثقب أسود
الثقوب السوداء والنظرية النسبية
وتتنبأ النسبية العامة بأن الأجسام الثقيلة المتحركة سوف تتسبب ببث موجات جاذبية وهي تموجات نتيجة إنحناء الفضاء (هذه التموجات هي ليست مثل موجات الراديو بل هي إنحناء وتقوس في بنية الزمكان تخيل أنك تمشي في بركة ماء سوف تتكون موجات من الماء بسبب حركة في البركة وهذه الموجات الناشئة هي مكانية ذات ثلاث أبعاد وموجة مثلها معها زمانية لتكون موجات من بعد رابع هي التي يقصد بها إنحناءات الفضاء) تنتقل بسرعة الضوء وتشبه موجات الضوء التي هي تموجات المجال الكهرمغناطيسي إلا أنها يصعب اكتشافها وهي كالضوء تأخذ الطاقة من الأجسام التي تبثها وبالتالي يتوقع أن ينهار نظام من الأجسام الضخمة ويعود في النهاية إلى وضع مستقر لأن الطاقة في أي حركة سوف تحمل بعيداً.
على سبيل المثال دوران الأرض حول الشمس يولد موجات جاذبية ويكون تأثير مسارات الطاقة في تغير مدار الأرض حول الشمس الذي يؤدي في آخر المطاف إلى أن الأرض تقترب من الشمس حتى تستقر داخلها ومعدل ضياع الطاقة ضئيل جداً.
شكل النجوم التي تكون منها الثقب الأسود
أحدث «ورنر إزرائيل» Werner Israel - وهو باحث كندي ولد في برلين – ثورة في دراسة الثقوب السوداء عام 1967 م عندما بيَّن أن الثقوب السوداء ليست دوارة، فوفقا للنظرية النسبية العامة إن كانت دوارة فلابد أن تكون كروية تماماً. ولا يتوقف حجمها إلا على كتلتها، وأي ثقبين سوداوين، بكتلة متساوية هما متساويان بالحجم. وقد أمكن وضعهما عن طريق حل خاص لمعادلات أينشتاين قبل النسبية العامة بقليل. وكان من المعتقد أن الثقب الأسود لا يتكون إلا عند انسحاق جسم كروي تماما. وأن النجوم ليست كروية تماما، ولا يمكن بالتالي أن يسحق إلا بشكل تفرد ثقاليا عاريا، لكن هناك تفسيرات مختلفة لنتيجة «إزرائيل» تبناها روجر بنروز و« جون ويلر» فقد أبديا أن الحركات السريعة في انسحاق النجم يعني أن موجات الجاذبية المنبعثة منه تجعله أكثر كروية إلى أن يستقر في وضع ثابت ويصبح كروياً بشكل دقيق. ووفق هذه النظرية فأن أي نجم دوار يصبح كرويا مهما كان شكله وبنيته الداخلية معقدتين، وسوف ينتهي بعد انسحاقه بالجاذبية إلى ثقب أسود كروي تماما يتوقف حجمه على كتلته فقط. واكتشف أول نباض عام 1967 مؤيدا للنظرية النسبية. وتبين ان تلك النباضات ما هي إلا نجوم نيوترونية. حتى ذلك الحين كانت النجوم النيوترونية والثقوب السوداء ترى على أنها أجسام نظرية ولا وجود لها في الطبيعة.
وخلال تلك الفترة كثرت حسابات النظرية النسبية التي تؤدي إلى امكانية نشأة ثقب أسود. من خلال عمل ورنر إزرائيل وبراندون كارتر ,  نشأت «نظرية لا شعر» والتي تشير إلى أن حل الثقب الأسود الثابت يمكن وصفه بثلاثة إحداثيات طبقا لمقياسية كتلة، والعزم الزاوي والشحنة الكهربائية.
وكانت ظواهر الثقب الأسود المحسوبة بواسطة النظرية النسبية لا تزال تعتبر نظرية بحتة وناشئة عن شروط تناظر مفترضة في حل المعادلات. كان من العلماء الذين اعتنقوا تلك الفكرة فلاديمير بلينسكي وأيزاك خالاتنيكوف وافيجني ليفشيتز الذي حاول إثبات ظهور تلك الحلول في الحال العام أيضا. ولكن في الستينيات من القرن الماضي قام روجر بنروز وستيفن هوكينغ باستخدام طريقة شاملة لإثبات أن حالة التفرد الثقالي تظهر أيضا في الحلول العامة لمعادلات النظرية النسبية العامة.
وفي عام 1963 م، وجد « دوي كير» مجموعة من الحلول لمعادلات النسبية العامة تصف الثقوب السوداء الدوارة التي أغفلها «إزرائيل «. فإذا كانت الدورات صفر يكون الثقب الأسود كروي تماما ويصبح الحل مماثلاً لحل «شفارزشيلد». أما إذا كان الدوران ليس صفرا ينتفخ الثقب الأسود نحو الخارج قرب مستوى خط استوائه تماما مثل الأرض منبعجة من تأثير دورانها. لقد افترض إزرائيل أن أي جسم ينسحق ليكون ثقبا أسود سوف ينتهي إلى وضع مستقر كما يصف حل كير.
حجم الثقوب السوداء وأدلة وجودها
في عام 1970م بين «براندون كارتر» أن حجم وشكل أي ثقب أسود ثابت الدوران يتوقف فقط على كتلة ومعدل دورانه بشرط أن يكون له محور تناظر، وبعد فترة أثبت ستيفن هوكينغ أن أي ثقب أسود ذي دوران ثابت سوف يكون له محور تناظر. واستخدم «رو بنسون» هذه النتائج ليثبت أنه بعد انسحاق الجاذبية بان الثقب الأسود من الاستقرار على وضع يكون دواراً ولكن ليس نابضاً، وأيضا حجمه وشكله يتوقفان على كتلته ومعدل دورانه دون الجسم الذي انسحق ليكونه.
ولكن في وقتنا هذا تم رصد أحجام للثقوب السوداء بعد إكتشاف أكبر خمسة ثقوب سوداء في الفضاء الخارجي.
وهم كالترتيب التالي:
(1) NGC 1277
يُعد من أصغر الثقوب المستكشفة لوقتنا هذا حيت تبلغ الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 5000,000,000 كتلة شمسية، بالإضافة إلى أنه يقع في كتلة 50% من كتلة المجرة التي يوجد بها ولكن يوجد ثقوب سوداء أكبر من ذلك.
(2) Holmberg 158
حيث تصل الكتلة الشمسية فيه إلى 10,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثاني أكبر ثقب أسود مكتشف.
(3) OJ 278
تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 18,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثالث أكبر ثقب أسود مكتشف.
(4) H1821+643
(5) S50014+81
حيث تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 40,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر ثقب أسود مكتشف.
ما الأدلة على وجود هذه الثقوب؟
لم يتوفر دليل على وجود الثقوب السوداء سوى حسابات مبنية على النسبية لذلك كان هناك من لم يُصدق بها. وفي عام 1963م، رصد «مارتن سميدت» وهو عالم فلكي أمريكي الانزياح نحو الأحمر في طيف جسم باهت يشبه النجم في اتجاه مصدر موجات الراديو فوجد أنه أكبر من كونه ناتج عن حقل جاذبية؛ فلو كان انزياحه بالجاذبية نحو الأحمر لكان الجسم كبير الكتلة وقريباً منا بحيث تنزاح مدرات الكواكب في النظام الشمسي. وهذا الانزياح نحو الأحمر ناتج عن توسع الكون وهذا يعني بدوره أن الجسم بعيدٌ جداً عنا ولكي يُرى على هذه المسافة الكبيرة لابد وأنه يَبث مقدار هائلاً من الطاقة، والتفسير الوحيد لهذا ناتج انسحاق بالجاذبية ليس لنجم واحد بل لمنطقة مركزية من إحدى المجرات بكاملها وتسمى أشباه النجوم.
في العاشر من أبريل لعام 2019 تم نشر أول صورة حقيقية لثقب أسود داخل نواة المجرة الأهليليجية العملاقة 87, حيث تم الإعلان عنها في مؤتمر بواسطة شبكة مقراب أفق الحدث.
الكوازارات
في عام 1967م اكتشفت «جوسلين بل» أجسام في الفضاء تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو وكانت تعتقد أنها اتصلت مع حضارات غريبة في المجرة ولكنها توصلت إلى أن هذه النبضات ناتجة عن نجم نباض هو في الواقع نجوم نيترونية دوارة تبث هذه النبضات هي بسبب تداخل معقد بين حقولها الجاذبة وبين المادة المحيطة بها وهذه النبضات هي الدليل الأول على وجود الثقوب السوداء ولكن كيف يمكن لنا اكتشاف أو استشعار الثقب الأسود مع أنه لا يبعث الضوء؟ ذلك عن طريق دراسة القوة التي يمارسها الثقب الأسود على الأجسام المجاورة فقد شاهدوا نجماً يدور حول آخر غير مرئي ولكن ليس هذا شرطًا أن يكون النجم غير المرئي ثقباً أسوداً فقد يكون نجماً باهتاً.
ومع هذه الجاذبية العالية والطاقة الهائلة التي يبثها الثقب الأسود فإنه قد تتولد جسيمات ذات طاقة عالية جداً قرب الثقب الأسود ويكون الحقل المغناطيسي شديداً بحيث تتجمع الجسيمات في نفاثتين متضادتين تنطلقان خارجاً على طول محور الدوران، ونشاهد مثل هذه الجسيمات في عدد من الكوازار ات.
إشعاع الثقب الأسود
من فكرة تعريف الثقب الأسود كمجموعة من الأحداث التي لا يمكن الإفلات منها بعيداً، ويعني أن الثقب الأسود أي أفق الحدث مكون من مسارات أشعة الضوء في الزمكان وبالتالي لا يستطيع الضوء الابتعاد عن الثقب الأسود بل يحوم عند أطرافه إلى الأبد. إن هذه المسارات لا يمكن أن تقترب من بعضها البعض فإذا اقتربت فلابد أن تندمج لتصبح واحدة، وفي هذه الحالة تقع في ثقب أسود، ولكن إذا ابتلع الثقبُ الأسود هذه الأشعة فهذا يعني أنها لم تكن على حدوده، وهذا يعني أنه يجب أن تكون الأشعة متوازية أو متباعدة، وإذا كانت الأشعة التي يتألف منها أفق الحدث لا يمكنها أن تتقارب فإن مساحة أفق الحدث تبقى كما هي أو تتسع مع الزمان، وفي الواقع تتسع المساحة كلما وقع في الثقب الأسود مادة أو إشعاع وإذا تصادم ثقبان أسودان واندمجا معا في ثقب واحد فإن مساحة أفق حدث للثقب الجديد تساوي مجموع مساحتي الثقبين الأوليين أو أكبر، وبناءً على هذا التعريف وهذه الفكرة فسوف تكون حدود الثقب الأسود هي للثقب الأسود وأيضا مساحتهما بشرط أن يكون الثقب الأسود قد صار إلى وضع مستقر لا يتغير مع الزمن، كان هذا السلوك لمساحة الثقب الأسود مستوحى إلى حد بعيد من سلوك مقدار مادي يدعى «أنتروبيا» - وهو مقياس درجة خلل أو اضطراب نظام ما - ويعرف تقدير أو وصف هذه الفكرة الدقيقة بالقانون الثاني للديناميكا الحرارية فهو ينص على أن «الأنتروبيا» لنظام معزول تتزايد باطراد وعندما يندمج نظامان معا، تكون «أنتروبيا» النظام الموحد، أكبر من مجموع الأثنين في كل منهما، واقترح طالبُ أبحاث اسمه «جاكوب بكنشتاين» أن مساحة أفق الحدث هي مقياس أنتروبيا للثقب الأسود؛ فكلما سقطت فيه مادة تحمل أنتروبيا كلما أتسعت مساحة أفق الحدث ’بحيث أن مجموع أنتروبيا المادة خارج الثقوب السوداء ومساحة الآفاق لا تنقص أبدا، فإذا كان للثقب الأسود أنتروبيا فلابد أن تكون له حرارة، كذلك كل جسم ذي حرارة معينة لابد أن يبث إشعاع بمعدل ما وهذا الإشعاع ضروري لتفادي خرق القانون الثاني للديناميكا. أي أنه يجب أن تبث الثقوب السوداء إشعاعاً ولكن الثقوب السوداء بحكم تعريفها بالذات أجسام يفترض أن لا تبث شيئاً.
وفي الحقيقة الثقوب السوداء الدوارة تبث جسيمات ذرية، ولكن عندما أجرى ستيفن هوكينغ حساباته ظهرت له نتيجة مزعجة وهي أنه حتى الثقوب السوداء غير الدوارة تبث جسيمات ذرية وهذه النتيجة كان يعتقد ستيفن أنها ناتجة عن اعتماده تقديراً خاطئاً وأخيراً أكد له طيف هذه الجسيمات هو بالضبط ما قد يصدر عن جسم حار.
كيف يبدو أن الثقب الأسود يمكنه بث جسيمات ما دمنا نعرف أن لا شي يمكنه الإفلات من أفق الحدث؟ الجواب كما تفيد نظرية الكم هو إن الجسيمات لا تصدر من داخل الثقب الأسود بل من (الفراغ) الفضاء الفارغ خارج أفق الحدث للثقب الأسود مباشرة، وكي تتضح الصورة لابد من إعادة فكرة إن ما نخاله فضاءاً فارغاً، لا يمكن أن يكون فراغاً تماماً لأن ذلك يعني إن جميع الحقول من الجاذبية والكهرومغناطيسية ستكون صفراً بالضبط إلا أن قيمة الحقل ومعدل تغيره مع الزمن يشبهان موقع وسرعة الجسم: فمبدأ عدم التأكد يحتم أنه كلما قمنا بقياس واحدة من هاتين الكميتين بدقة عالية كلما تناقصت دقة قياس الكمية الأخرى. ففي فضاء فارغ لا يمكن تحديد الحقل صفراً بدقة لأنه تكون له قيمة صفر ومعدل تغير صفر، وهذا مخالف لمبدأ عدم التأكد. إذاً لابد أن تكون هناك جسيمات أولية في الفضاء تظهر تارة وتختفي تارة، وهي حينما تفعل ذلك فهي تظهر على هيئة زوجٍ من الجسيمات أحدهما الجسيم والآخر نقيضه. ولا يلبثان طويلاً بل يُفني كل منهما الآخر ثانيا (من هنا ظهرت فكرة طاقة الصفر حاول البحث عن أعمال وحياة العالم نيكول تسلى). ولا يمكن رؤية هذه الجسيمات أو اكتشافها بالكشافّات لان تأثيراتها غير مباشرة ويتنبأ مبدأ الارتياب بوجود أزواج افتراضية متشابهة من جسيمات المادة بحيث يكون أحد الزوجين من المادة والأخر من المادة المضادة. وتخيل هذه الجسيمات على حدود الثقب الأسود أي على حدود أفق الحدث من الممكن جدا أن يسقط الجسم الافتراضي الذي يحمل الطاقة السالبة وينجو الجسم ذو الطاقة الموجبة.
بالنسبة لراصد من بعيد يبدو وكأن الجسيم صادر عن الثقب الأسود ومع دفق الطاقة السالبة إلى داخل الثقب الأسود سوف تنخفض كتلة الثقب الأسود ولفقد الثقب الأسود لبعض كتلته تتضاءل مساحة أفق حدثه فكلما صغرت كتلة الثقب الأسود ارتفعت درجة الحرارة ومع ارتفاع درجة الحرارة يزداد معدل بثه للإشعاع فيتسارع نقصان كتلته أكثر فأكثر ولكن لا أحد يعلم ماذا يحدث للثقب الأسود إذا تقلصت أو انكمشت كتلته إلى درجه كبيرة ولكن الاعتقاد الأقرب أنه سوف ينتهي إلى انفجار نهائي هائل من الإشعاع يعادل انفجار ملايين من القنابل الهيدورجينية. فالثقب الأسود الأولى ذو الكتلة البدائية من ألف مليون طن يكون عمره مقارباً لعمر الكون. أما الثقوب السوداء البدائية ذات الكتلة دون هذه الأرقام فتكون قد تبخرت كليا. وتلك التي لها كتلة أكبر بقليل تستمر في بث إشعاعات على شكل أشعة سينية أشعة غاما وهذه الإشعاعات من سينية وغاما تشبه الموجات الضوئية ولكن بطول موجي أقصر وتكاد هذه الثقوب لا تستحق صفة سوداء فهي حارة في الواقع إلى درجة (الاحمرار - الإبيضاض) وتبث طاقة بمعدل يقارب عشرة آلاف ميغا الواط.
إشعاع هوكينغ
طبق عالم الفيزياء النظرية ستيفن هوكينغ نظريات الترموديناميكا والنظرية النسبية العامة وميكانيكا الكم وتوصل إلى أن الثقب الأسود يمكن أن يصدر أشعة. وافترض حدوث إنتاج زوجي عند أفق الحدث للثقب الأسود ينتج عنه إشعاع سُمي «إشعاع هوكينغ». كما استطاع استنتاج أن كتلة الثقب الأسود تتبخر مع الوقت، وقدر عمر تبخر الثقب الأسود بنحو 6710 سنة.
رصد الثقب الأسود
قد نفتش عن أشعة غاما التي تبثها الثقوب السوداء الأولية طوال حياتها مع إن إشعاعات معظمها سوف تكون ضعيفة بسبب بعدها عنا بعداً كبيراً، ولكن اكتشافها من الممكن. ومن خلال النظر إلي خلفية أشعة غاما لا نجد أي دليل على ثقوب سوداء أولية ولكنها تفيد بأنه لا يمكن تواجد أكثر من 300 منها في كل سنه ضوئية مكعبة من الكون. فلو كان تواجدها مثلاً أكثر بمليون مرة من هذا العدد فإن أقرب ثقب أسود إلينا يبعد ألف مليون كيلومتر، وكي نشاهد ثقبا أسودا أوليا علينا أن نكشف عدة كمات من أشعة غاما صادرة في اتجاه واحد خلال مدى معقول من الزمن كأسبوع مثلا، ولكن نحتاج إلى جهاز استشعار كبير لأشعة غاما وأيضا يجب أن يكون في الفضاء الخارجي لأن الغلاف الجوي للأرض يمتص قدراً كبيراً من أشعة غاما الآتية من خارج الأرض.. إن أكبر مكشاف لأشعة غاما يمكنه التقاطها وتحديد نقطة الثقوب السوداء موجود لدينا هو الطبقة الهوائية للأرض بكاملها. فعندما يصطدم كمٌ عالٍ من الطاقة من أشعة غاما بذرات جو الأرض يـُولد أزواجاً من الإلكترونات والبوزيترونات (نقيض الإلكترون) ونحصل على وابل من الإلكترونات السريعة التي تـُشع ضوءاً يدعى إشعاع شيرنكوف. إن فكرة إشعاع الثقوب السوداء هي من أمثلة التنبؤ الفيزيائي المبني على النظريتين الكبيرتين المـُكتشفتان في هذا القرن : النظرية النسبية العامة وميكانيكا الكم. وهذه أول إشارة إلى أن ميكانيكا الكم قادرة على حل بعض التفردات الثقالية التي تنبأت بها النسبية العامة.
وقد استطاع العلماء الألمان في السنوات القليلة الماضية اكتشاف حقيقة تواجد أحد تلك الثقوب السوداء في مركز المجرة. بالطبع لم يروه رؤية مباشرة، ولكنهم دئبوا على مراقبة حركة نجم كبير قريب من مركز المجرة لمدة سنوات عديدة، ويدور هذا النجم في مدار حول مركز خفي.
وعلى أساس معرفة كتلة النجم ونصف قطر فلكه، استطاع العلماء استنتاج وجود الثقب الأسود في مجرتنا وحساب كتلته التي تبلغ نحو 2 مليون ضعف لكتلة الشمس.
الثقوب السوداء والنظريات الفيزيائية
من المعروف أن قوانين الفيزياء مبنية على النظريات وعلى هذا الأساس بما أنه توجد أجسام تسمى ثقوب سوداء، يمكن للأشياء السقوط فيها بلا عودة فإنه يجب أن تكون هناك أجسام تخرج منها الأشياء تسمى الثقوب البيضاء ومن هنا يمكن للمرء افتراض إمكانية القفز في ثقب أسود في مكان ما ليخرج من ثقب أبيض في مكان آخر. فهذا النوع من السفر الفضائي ممكن نظريا، فهناك حلول لنظرية النسبية العامة يمكن فيها السقوط في ثقب أسود ومن ثم الخروج من ثقب أبيض أيضا لكن الأعمال التالية بينت أن هذه الحلول جميعها غير مستقرة : فالاضطراب الضئيل قد يدمر أخدود الدودة أو المعبر الذي يصل بين الثقب الأسود والثقب الأبيض (أو بين كوننا وكون موازي له)، إن كل هذا الكلام الذي ذُكر يستند إلى حسابات باستخدام النظرية النسبية العامة لأينشتاين وتعتبر هذه الحسابات تقريبية وغير صحيحة تماما لأنها لا تاخذ مبدأ عدم التأكد في الحسبان. اعتبر في الماضي أن الثقب الأسود لا يفقد مادة فهو لا يسمح حتى للضوء بمغادرته، ولكن أعاد ستيفن هوكنغ التفكير ويميل إلى أن بعض الجسيمات يمكنها الانطلاق منه. ولو افترضنا أنه كانت هنالك مركبة فضاء قفزت إلى هذا الثقب ماذا يحدث؟ فيقول ستيفن هوكينغ بناءً على عمل أخير له إن المركبة سوف تذهب إلى كون (طفل) صغير خاص بها كون صغير مكتفٍ ذاتياً يتفرع عن منطقتنا من الكون (الكون الطفل يمكن توضيحه وذلك بأن تتخيل كمية من الزيت في حوض ماء وهي متجمعة حرك هذه الكمية بقلم سوف تنفصل كرة صغيرة من الزيت عن الكرة الكبيرة هذه الكرة الصغيرة هي الكون الطفل والكرة الكبيرة هي عبارة عن كوننا ولاحظ أن الكرة الصغيرة قد ترجع وتتصل مع الكرة الكبيرة) وقد يعود هذا الكون الطفل إلى الانضمام ثانية إلى منطقتنا من عالم الزمكان فإن فعل سيبدو لنا كثقب أسود آخر قد تشكل ثم تبخر والجسيمات التي سقطت في ثقب أسود تبدو كجسيمات مشعة من ثقب آخر. ويبدو هذا وكأنه المطلوب للسماح بالسفر الفضائي عبر الثقوب السوداء لكن هناك عيوباً في هذا المخطط لهذا السفر الكوني أولها أنك لن تستطيع تحديد مكان توجهك أي لا تعلم إلى أين سوف تذهب وأيضا الأكوان الطفلة التي تأخذ الجسيمات التي وقعت في الثقب الأسود تحصل فيما يدعى بالزمن التخيلي يصل رجل الفضاء الذي سقط في الثقب الأسود إلى نهاية بغيضة مؤلمة فهو يستطيل مثل «المعكرونة الاسباجتي» ثم يتمزق بسبب الفرق بين القوى المطبقة على رأسه وقدميه. حتى الجسيمات التي يتكون منها جسمه سوف تنسحق تواريخها في الزمن الحقيقي وستنتهي في متفرد ثقالي. ولكن تواريخها في الزمن التخيلي سوف تستمر حيث تعبر إلى كون طفل ثم تعود للظهور كجسيمات يشعها ثقب أبيض، إن على من يسقط في ثقب أسود أن يتخذ الشعار : (فكر تخيليا). وما نعنيه هو إن الذهاب عبر ثقب أسود ليس مرشحاً ليكون طريقة مرضية وموثوق بها للسفر الكوني لأنها ما زالت في طور الفلسفة النظرية ولربما نتمكن بعد سنوات من الدراسات من دخول الثقب الأسود فبعض العلماء قالو ان الثقب الأسود بوابة لمجرة بعيدة أو عالم آخر
هل يمكن رؤية الثقب الأسود؟
ينشأ الثقب الأسود عندما ينتهي عمر أحد النجوم البالغة الأكبر (حجما) وينتهي وقوده، فينفجر وينهار على نفسه. ويتحول النجم من سحابة كبيرة عظيمة إلى تجمع صغير محدود جداً للمادة المكثفة. ويعمل ذلك التجمع المادي المركز على جذب كل ما حوله من جسيمات أو أي مادة أخرى. وحتى فوتونات الضوء لا تفلت منه بسبب جاذبيته الخارقة، فالثقب الأسود لا ينبعث منه ضوء.
ولكن كل ما ينجذب وينهار على الثقب الأسود يكتسب سرعات عالية جدا وترتفع درجة حرارتها. وتستطيع التلسكوبات الكبيرة على الأرض رؤية تلك الدوامات الشديدة الحرارة. أي أن الثقب الأسود يفصح عن نفسه بواسطة شهيته وجشعه لالتقاط كل مادة حوله. ولا يتعين علينا أن نخاف لأن الفلكيين لم يجدوا أي ثقب أسود بالقرب من المجموعة الشمسية.
أنواع الثقوب السوداء
الثقب الأسود هو المرحلة الأخيرة من عمر نجم عظيم الكتلة. وفي الواقع فهو ليس نجما حيث أنه لا يولّد طاقة عن طريق الاندماج النووي (يتوقف الاندماج النووي في النجم كبير الكتلة بعد استهلاكه لوقوده من الهيدروجين والهيليوم ويصبح ثقبا أسودا لا يشع ضوءا).
ويمكن تكوّن ثقب أسود بعدة طرق:
هيبوزانتين
الهيبوزانتين هي قاعدة نيتروجينية ومشتق بيورين طبيعي الوجود، يتواجد أحيانا كمكون للأحماض النووية حيث يوجد في ضد الكودون لرنا ناقل على هيئة النيوكليوسيد الذي يدخل في تركيبه: الإينوسين، لديه صنو يعرف بـ 6-هيدروكسي بيورين. الهيبوزانتين إضافة ضرورية في بعض الخلايا مثل البكتيريا ومزارع الطفيليات لكونه ركيزة ومصدرا للنيتروجين، على سبيل المثال يُستخدَم عادة ككاشف في مزارع طفيليات الملاريا لأن المتصورة المنجلية تحتاج مصدرا للهيبوزانتين لتخليق الأحماض النووية وللأيض المولِّد للطاقة.
قبرة (إسبانيا)
قَبْرَة  هي إحدى بلديات مقاطعة قرطبة إحدى مقاطعات إسبانيا، وهي التي تقع في منطقة الأندلس جنوب إسبانيا. بلغ عدد سكانها 21.087 نسمة وفقاً لإحصائية عام 2007.
توأمة
لقبرة (إسبانيا) اتفاقيات توأمة مع كل من:
هيبوزانتين
تحتوي دودة الفيرتيما التي تستخدم في تحضيرات الطب الصيني على الهيبوزانتين.
كوريا تاون
كوريا تاون (بالكورية:코리아타운) ، أي بلدة كورية، وهو المكان الذي يسكن فيه المواطنون أو الوافدون من الأصل الكوري، وتنتشر كوريا تاون في اليابان والولايات المتحدة وتايوان والصين وإندونيسيا ونحو ذلك.
نهر أودوليت
نهر أودوليت نهرٌ يقع في منطقة الغرب (البرتغال) في البرتغال، و يُسمّى بنهر التنين الأزرق، و ذلك لعمق لونه و شكله الملتوي الشبيه بشكل التنين
كردكتي (بايين خيابان ليتكوة)
کردکتي هي قرية تقع في إيران في قسم بایین خیابان لیتکوة الريفي. يقدر عدد سكانها بـ 191 نسمة بحسب إحصاء 2016.
علاء الدين محمد الغباشي
علاء الدين محمد الغباشي هو أحد علماء الجامع الأزهر. وُلد يوم الأربعاء الموافق لـ 21 آب/أغسطس 1957 وعُيّن في عام 2000 باحثاً في مجمع البحوث الإسلامية بالقاهرة وفي عام 2001 تولى منصب إمام للمركز الإسلامي بولاية لاس فيغاس في الولايات المتحدة الأمريكية وفي عام 2006 تولى إمامة مسجد روما الكبير في إيطاليا حتى 2010.
المواقف
كان من المفترضِ في عام 2008 زيارة المعبد اليهودي من قبل وفد من 	مسجد روما الكبير برئاسة علاء الدين محمد الغباشي ولكن أُلغيت الزيارة مما أثار وقتها جدلا كبيرا وقالت وسائل إعلام أنه تلقى أوامر من الأزهر بإلغائها احتجاجا على حصار غزة في ذلك الوقت.
الوفاة
توفي علاء في يوم السبت الموافق 28 أيار/مايو 2011 بعد صراعٍ كبيرٍ مع المرض في إحدى المستشفيات بإيطاليا.
ميركوري (أسطورة)
عُطَارِد أو ميركوري هو إله رئيسي في الديانة والأساطير الرومانية، لكونه أحد الآلهة الإثني عشر المتوافقة داخل البانثيون الروماني القديم. هو إله المكاسب المالية، والتجارة، والفصاحة، والرسائل، والاتصالات (بما في ذلك الكهانة)، والمسافرين، والحدود، والحظ، والخداع واللصوص؛ ويعمل أيضًا مرشدًا للنفوس إلى العالم السفلي. اعتُبر في الأساطير الرومانية ابن الإلهة مايا، ابنة الجبار أطلس، والإله جوبيتر. صوّر غالبًا وهو يحمل عصا هرمس (الكادوسيوس) في يده اليسرى. ومثل نظيره اليوناني هرمس، منحه أبولو الكادوسيوس، إذ سلمه عصا سحرية تحولت لاحقًا إلى الكادوسيوس.
التوفيق بين الأديان
عندما وصف الرومان آلهة القبائل الكلتية والجرمانية، اعتبروهم تجليات محلية أو مظاهر لآلهتهم الخاصة، بدلًا من اعتبارهم آلهة منفصلة، وهي سمة ثقافية تسمى الترجمة الرومانية. ذُكر أن ميركوري، تحديدًا، أصبح شعبيًا للغاية بين الأمم التي غزتها الإمبراطورية الرومانية؛ وكتب يوليوس قيصر عن ميركوري أنه الإله الأكثر شعبية في بريطانيا وبلاد الغال، ويعتبر مخترع جميع الفنون. ربما يرجع هذا إلى أن ميركوري كان معادلًا للإله الكلتي لوغوس في التوفيق الروماني، واقترن في هذا المظهر عادةً مع الآلهة الكلتية روزمرتا. رغم أن لوغوس قد يكون في الأصل إلهًا للضوء أو الشمس (رغم أن هذا محل خلاف)، مثل أبولو الروماني، فإن أهميته كإله للتجارة جعلته أكثر قابلية للمقارنة مع ميركوري، واعتُبر أبولو بدلًا من ذلك معادلًا للإله بيلينوس الكلتي.
ربط الرومان ميركوري مع الإله الجرماني فوتان، من خلال الترجمة الرومانية. يعرّفه الكاتب الروماني تاسيتُس في القرن الأول بأنه الإله الرئيسي للشعوب الجرمانية.
المعبد
وقع معبد ميركوري في روما في السيرك العظيم، بين هضبة أفنتين وهضبة بالاتين، وبُني عام 495 قبل الميلاد.
شهد ذلك العام اضطرابات في روما بين الشيوخ البطارقة وعامة الشعب (الدهماء)، أدت إلى انفصال الدهماء في العام التالي. عند الانتهاء من بناء المعبد، نشأ نزاع بين القنصلين أبيوس كلاوديوس سابينوس ريجيلنسيس، وبوبليوس سيرفيليوس بريسكوس ستروكتوس حول من منهما الأحق بشرف تخصيص المعبد. أحال مجلس الشيوخ القرار إلى المجلس الشعبي، وقرروا أيضًا أنه يجب على المختار، أيًا كان، أداء واجبات إضافية، تتضمن رئاسة الأسواق، وإنشاء نقابة التجار، وأداء وظائف الحبر الأعظم (بونتيفيكس ماكسيموس). منح الشعب -بسبب الخلاف الشعبي المستمر ونكايةً بمجلس الشيوخ والقنصلين- شرف تخصيص المعبد لضابط عسكري كبير في أحد الفيالق يُدعى ماركوس لايتوريوس. أثار هذا القرار غضب مجلس الشيوخ والقنصلين، وخاصة أبيوس المحافظ، وأدى إلى احتدام الوضع المستمر. خُصص المعبد في 15 مايو 495 قبل الميلاد.
اعتبر المعبد مكانًا مناسبًا لعبادة إله سريع للتجارة والسفر، لأنه كان مركزًا رئيسيًا للتجارة بالإضافة إلى كونه حلبة سباق. أكد المعبد أيضًا على دور ميركوري كوسيط. بسبب وقوعه بين المعقل العوام في أفنتين ومركز البطارقة في بالاتين.
اختناق القلفة الخلفي
اختناق القلفة الخلفي أو الجلاع  هو حالة طبية غير شائعة حيث تكون الغُرْلة (جلدة الذكر) محصورة خلف حشفة القضيب، ولا يمكن إعادتها لوضعها الطبيعي. إذا استمرت هذه الحالة لعدة ساعات أو كانت هناك أي علامة على نقص تدفق الدم، فيجب التعامل معها كحالة طبية طارئة، حيث يمكن أن تؤدي إلى الغرغرينا.
الأسباب
عادة يحدث الجلاع بسبب قطع الختان بطريقة غير صحيحة. قد تعود الغُرْلة لوضعها الطبيعي خلال فحص القضيب أو تنظيفه أو خلال قسطرة البول، لكن إذا ترك القضيب كما هو لفترة من الزمن قد يحدث تورم وانتفاخ في الغُرْلة فيصعب ارجاعها للوضع الطبيعي.
أمنية الحثالة
أمنية الحثالة (باليابانية: クズの本懐و يُنطق باليابانية: كوزو نو هونوكاي ويعني بالعربية حرفياً: رغبة الحثالة) هي مانغا سينن رومانسية من تأليف مينغو يوكويارا، تصدر في مجلة مانغا سينن بيغ غانغان التابعة لشركة سكوير إنكس من 2012 وانتهت في 2017، ولديها 8 مجلدات تانكوبون في الأسواق. وصدر أنمي تلفزيوني للمانغا من إنتاج استوديو ليرتشي في 12 يناير 2017 وأنتهى في 24 مارس 2017 عُرض على قناة تلفزيون فوجي في فقرة نويتامينا.
القصة
تدور وقائع القصة بين موغي آوايا وهانابي ياسوراوكا الذّان يبلغان 17 سنة. كلاهما ذا شعبيّة كبيرة. من الظاهر يبدو موغي وهانابي كثنائيٍّ متحابِّ ومثاليّ، ولكن لا يعلم الأشخاص الآخرون السر الذّي يتخفينه باطنيًّا، يحملُ كلٌّ من موغي وهانابي مشاعر حبٍّ ميؤوسٌ منها لأشخاصٍ آخرين، ويتواعدان مع بعضٍ لسدّ فراغهم وملئ وحدتهم الداخليّة فحسب. موغي واقعٌ في حبّ معلّمة شابّة والتّي كانت مدرّسته المنزليّة تُدعي مينغاوا أكاني، بينما تُحبُّ هانابي معلّمًا أيضًا ويُدعي ناورومي كاناي، وهو رجلٍ شابٍّ والذّي لطالما كان صديقًا مقرّبًا لعائلتها منذُ أن كانت صغيرة. ومع بعض، يعثران على المكان الذّي يتسنّى لهما الحزن على من لا يمكنُ لهما الحصول عليه أبدًا، ويقومان بتبادل مشاعر الوحدة معًا من خلال الاحتكاكات الجسديّة الحميميّة.
الشخصيات الرئيسية
موغي هو طالب في المدرسة الثانوية الذي وقع في حالة حب مع معلمته أكاني ميناغاوا ولكن القدر رفض أن يعطيه ما يشاء. فدخل هو هانابي ياسوراوكا في علاقة حب مزيفة لتلبية رغبات بعضهما البعض. في المدرسة المتوسطة، كان موغي بالفعل في علاقة سرية مع زميلته الأكبر سناً، مي هاياكاوا، والذي سلبها عُذريتها لأنه لم يتمكن من الاعتراف بحبه لمعلمته أكاني. موغي طوال الوقت لديه الإحاطة الكافية بماهية شخصية معلمته أكاني، لكنه أحبها رغم ذلك. في وقت لاحق من هذه السلسلة، موغي يعترف لأكاني بحبه ويخرجان معاً في موعد. لكنه أدرك أن أكاني ليست المرأة المناسبة له ولذلك لا يمكنه التشبث بتلك الصورة المثالية التي تمثلها أكاني لذا وجب عليه توديع أكاني على أمل أنه يتخلص من تعلقه بها بمرور الوقت. في وقت لاحق، تخلص تدريجياً من تعلقه بأكاني وبعد ذلك توصل إلى استنتاج هام وهو عليه إنهاء كل شيء مع هانابي من أجل عودة لحياة أفضل والعثور على الحب الحقيقي. لكنه وقع في حب هانابي على الرغم من قيامه بالجنس مع العديد من النساء الأخريات. في نهاية المطاف، جعله عقله يحلم بها حتّى أثناء اليقظة فيرفض دعوة لممارسة الجنس مع امرأة طلبت، حيث توصل إلى استنتاج مفاده أن هانابي هي الفتاة التي يريدها. وعندما يرى هانابي مرة أخرى في حفل موسيقي، فيطلب من الإله أن يدع علاقته معها تستمر هذه المرة، ويمسكان بأيدي بعضهما البعض، مما يدل على أن الاثنين سيبدان العلاقة التي أراداها.
هانابي أو هانا هي طالبة في المدرسة الثانوية التي وقعت في حالة حب مع معلمها نارومي كاناي. بعد معرفتها أن نارومي واقع في حب أكاني، تبدأ هانابي في الدخول في علاقة حب مزيفة مع موغي لإرضاء وحدتهما المتبادلة. دخلت في وقت لاحق في علاقة سُحاق مع صديقتها المفضلة ايباتو ساناي، ولكن العلاقة تنتهي بعد أن قررت ايباتو ساناي من الواجب التخلي عن هانابي. ثم تقرر هانابي ترك علاقتها المزيفة مع موغي وتمضي قُدماً في طريقٍ مختلف لتجد حبها الحقيقي. بمرور الوقت لم تقدر علي التخلي عن حبها لموغي، على الرغم من كونها مع الكثير من الأصدقاء خلال فترة وجودها بعيداً عنه، إلا أنها لا تزال تحبه. أثناء عملها كموظفة في مكان الحفل، ترى موغي مرة أخرى ويمسكان بأيدي بعضهما البعض، مما يدل على أن الاثنين سيبدان العلاقة الحقيقية التي كان يأمل كل منهما.
ناورمي هو صديق طفولة هانابي الأكبر سناً وجارها الذي يصبح معلمها في المدرسة الثانوية التي ترتادها. توفيت والدتها عندما كان صغيرا، لذا كان يذهب عادة إلى منزل هانابي لتناول وجبات محلية الصنع. لذا تعلقت الأخيرة به ينجذب ناورمي إلى النساء ذوات الشعر الطويل، كما أنه يذكرونه بوالدته. حتّى بعد معرفة طبيعة أكاني الحقيقية، نارومي يطلب منها الزواج منه، والتي تقبل بالزواج منه.
أكاني هي مدرسة الموسيقى الجديد التي وصلت إلى المدرسة خلال السنة الأولى. في الخارج، هي امرأة لطيفة وحسنة السلوك يعشقها طلابها، لكنها في الواقع تحب الشعور بالفوز بقلب الرجل بينما تؤذي مباشرة شخصا آخر واقعا في حب ذلك الرجل. ويمكن أيضا أن تعتبر شخص وحيد وشبقية. تحاول إغواء نارومي مثل علاقاتها السابقة، لكنها تلاحظ أن نارومي يمتنع عن لمسها، على عكس الرجال الذين واعدتهم في الماضي وأدركت فيما بعد أنه يحبها حب حقيقيّ. بعد ذلك نارومي يطلب منها الزواج على الرغم من معرفته بطبيعتها الحقيقية، وأكاني تقبل بالزواج منه.
ساناي هي صديقة هانابي وزميلتها في الصف.ساناي وقعت في حب هانابي منذ أن أنقذت ساناي من متحرش بالقطار. عندما ذهبت ساناي للمبيت في منزل هانابي، قامت بالتعبير عن مشاعرها الشاذة ناحية هانابي باندفاع وتعترف بحبها في هذه العملية. ثم تبدأ الاثنان علاقة سُحاق. لاحظ أتسويا أبن عم ساناي دخولها في علاقة سُحاقية مع هانابي فأراد التحقق بنفسه هل ابنة عمه تحب هانابي حقاً أم أنها تعاني من مشكلة جنسية تجعلها تنجذب لها؟ بعد أن فكرت ساناي في كلام أتسويا تقرر ساناي أن تتخلى عن هانابي وتحاول إنهاء صداقتهما، على الرغم من أن هانابي ترفض ذلك وتقول إنها تريد الحفاظ على صداقتهما وستمنح ساناي المساحة والوقت الكافي حتّى تصبح صديقة مرة أخرى. وفي وقت لاحق، تقول ساناي لأتسويا إنها بينما تحب هانابي، فإنها تتخلى عنها وستبدأ في الوثوق به أكثر. وفي وقت لاحق، يظهر أن هانابي وساناي تجتمعان وتعودان إلى صداقتهما الطبيعية. على الرغم من أن نهاية المانجا الأصلية يلمح الكاتب بمهارة أن ساناي قد تطور مشاعر تجاه أتسويا، لكن بمرور الوقت ساناي أدركت تماما أنها تعاني من حالة مثلية جنسية وتبدأ في علاقة مع معلمتها الجامعية يوكا.
نوريكو هي صديقة طفولة موغي التي كانت واقعة في حبه منذ أن أخبرها أحدهم أنها وموجي يشبهان «أميراً» و«أميرة». كانت تلاحق موغي وتحاول أن تتصرف وتبدو وكأنها أميرة بسبب التعليق. انها تكره اسمها ويفضل أن يطلق عليه «موكا»، مختصرة من الكلمتين اليابانية 最も موتومو و かわいい كاواي والتي تعني معاً بالعربية «الأكثر لطفاً.» عندما تعترف بمشاعرها لموغي، يستغلها موغي للقيام بعلاقة جسدية دون النظر مشاعرها. ومع ذلك، يدرك موغي في وقت لاحق أن موكا مميز بالنسبة له وأنه لا يريد أن يستمر في استغلالها لأشباع رغباته الأنانية. وهكذا، تنتهي علاقتهما.
الشخصيات الثانوية
ابن عم ساناي الذي لديه مشاعر رومانسية تجاهها لاحظ أتسويا أن ابنة عمه ساناي دخلت في علاقة سُحاقية مع هانابي فأراد التحقق بنفسه هل ابنة عمه تحب هانابي حقاً أم أنها تعاني من مشكلة جنسية تجعلها تنجذب لها ؟ بعد أن فكرت ساناي في كلام أتسويا تقرر ساناي أن تتخلى عن هانابي وتحاول إنهاء صداقتهما، على الرغم من أن هانابي ترفض ذلك وتقول إنها تريد الحفاظ على صداقتهما وستمنح ساناي المساحة والوقت الكافي حتّى تصبح صديقة مرة أخرى، تقول لأتسويا إنها ستثق به أكثر. في وقت لاحق يعترف لها مرة أخرى بحبه بعد التخرج ويعدها بأن يدعمها حتى لو رفضته، مما يجعل ساناي مكتئبة، لأنها تقدر دعمه للغاية، لكنها لا تستطيع الرد بالمثل بسبب توجهها السُحاقيّ.
مي هي زميلة موغي في المدرسة المتوسطة الأكبر سناً التفت موغي بها بعد أن عجز عن الاعتراف في البداية لأكاني وقام بممارسة الجنس. بعد ذلك، يعتذر مي لمودي عن استعجاله لممارسة الجنس معها. * تاكويا تيراوتشي (باليابانية: 寺内 タクヤ ويُنطق باليابانية: تيراتشي تاكويا) تاكويا هو واحد من طلاب أكاني السابقين الذي قام بممارسة الجنس معها. تقترب هانابي منه في محاولة لجعل أكاني غيورة، لكنها تدرك أنها غير قادرة على القيام بلعبة أكاني في تحطيم القلوب وجعل الناس تعساء.
الدراما التلفزيونية
اقتبست المانغا إلى مسلسل دراما تلفزيوني في 18 يناير 2017 وعرض على قناة تلفزيون فوجي.
1252
سنة 1252 كانت سنة كبيسة تبدأ يوم الإثنين (الرابط يظهر نموذج التقويم الكامل للسنة) من التقويم اليولياني.
ويسلي سيلفا سانتوس رودريغيز
ويسلي سيلفا سانتوس رودريغيز (16 يناير 1992 في باهيا في البرازيل – )؛ هو لاعب كرة قدم كان يلعب كمدافع.
توماس كريسب
ربان توماس كريسب (28 أبريل 1876 - 15 أغسطس 1917) تحصل بعد وفاته على وسام صليب فيكتوريا. في الحياة المدنية، صياد تجاري يعمل من لويستوفت في سوفولك، حصل على جائزته بعد أن قُتل أثناء الدفاع عن سفينته، الضربة البحرية المسلحة، في بحر الشمال ضد هجوم من غواصة ألمانية في عام 1917.
كانييتي دي لاس توريس (قرطبة)
بلدية كانييتي دي لاس توريس ، هي إحدى بلديات مقاطعة قرطبة إحدى مقاطعات إسبانيا، و التي تقع في منطقة الأندلس جنوب إسبانيا.
يبلغ عدد سكانها 3.182 نسمة وفقاً لإحصائية سنة (2007).
فريدي براون (لاعب كريكت)
فريدي براون (16 ديسمبر 1910 في بيرو - 24 يوليو 1991 في المملكة المتحدة) هو لاعب كريكت بريطاني. شارك مع منتخب إنجلترا للكريكت.
وزارة الثقافة والإرشاد الإسلامي (إيران)
وزارة الثقافة والإرشاد الإسلامي (المعروفة أيضا باسم إرشاد ) هي وزارة الثقافة في جمهورية إيران الإسلامية. وهي مسؤولة عن تقييد الوصول إلى أي وسائل إعلام تنتهك الأخلاق الإسلامية أو تعزز القيم الغريبة عن الثورة الإيرانية. تم تشكيلها بعد الثورة عن طريق دمج وزارة الثقافة والفنون ووزارة الإعلام والسياحة.
لاستيراد وتصدير الأفلام السينمائية، والأفلام السينمائية والتلفزيونية، والأشرطة الصوتية، والأقراص الصوتية، والكتب والمنشورات الأخرى، والكتيبات، والنشرات، ومنتجات الإعلانات التجارية، وكتالوجات الأعمال، والصور، والخطور، واللوحات، وما إلى ذلك، مطلوب التراخيص لها ويتم الحصول عليها من وزارة الثقافة والإرشاد الإسلامي. بالإضافة إلى ذلك، فإن الوزارة هي إحدى الهيئات الحكومية المسؤولة عن تصدير الثورة الإسلامية وإحدى الهيئات الوزارية الثلاث «ذات السيادة» في إيران بسبب طبيعة عملها في الداخل والخارج.
الفحصيين (بني قعلوم السفلى)
الفحصيين هو دُوَّار يقع بجماعة بني فغلوم، إقليم شفشاون، جهة طنجة تطوان الحسيمة في المملكة المغربية. ينتمي الدوّار لمشيخة بني قعلوم السفلى التي تضم 5 دواوير. يقدر عدد سكانه بـ 368 نسمة حسب الإحصاء الرسمي للسكان والسكنى لسنة 2004.
ده تشال دم لوداب (لوداب)
ده تشال دم لوداب هي قرية تقع في إيران في قسم لوداب الريفي. يقدر عدد سكانها بـ 21 نسمة بحسب إحصاء 2016.
ناجي بن عمر بن بريك
ناجى بن عمر بن بريك (1165 – 1193هـ ) هو مؤسس الإمارة البريكية في الشحر، شرق حضرموت و التي حكمت من عام 1751م وحتى عام 1866م.
هاري هوب (عسكري)
هاري هوب هو عسكري ألماني، ولد في 11 فبراير 1894 في مدينة براونشفايغ في ألمانيا، وتوفي في 23 أغسطس 1969 في فتسلار في ألمانيا.
دوري الدرجة الأولى الأرجنتيني 1937
دوري الدرجة الأولى الأرجنتيني 1937 هو الموسم 7 من  دوري الدرجة الأولى الأرجنتيني. الذي يشرف على تنظيمه اتحاد الأرجنتين لكرة القدم، وكان عدد الأندية المشاركة فيه 18، وفاز فيه نادي أتلتيكو ريفر بليت.
نسيمة الحر
نسيمة الحر إعلامية مغربية تعمل في القناة الثانية المغربية، واحدة من أكثر الإعلاميين المغاربة شهرة منذ أكثر من 25 سنة.
وتقدّم نسيمة الحُر على القناة الثانية برنامج الخيط الأبيض، وهو برنامج اجتماعي يسعى إلى فض الخلافات وإعادة المياه إلى مجاريها بين المتخاصمين، حيث تعمل على «الدخول بخيط أبيض» بين أطراف النزاع، بعد إعطاء الكلمة لكل طرف والاستماع إليه.
مسيرتها
دخلت نسيمة الحر، خريجة درب الفقراء بالدار البيضاء، عالم التلفزيون عبر بوابة المسرح. فقد ولدت في عائلة تعشق الفن، مما ولد فيها ميولات فنية، سيما وأن والدها مصطفى كان عازف ناي، وشقيقها كاتب كلمات ووالدتها ناظمة قوافٍ. ورغم توفر كل المقومات التي تسهل صناعة مطربة، فإن نسيمة اختارت الخشبة، حيث تألقت في أول دور من خلال مسرحية «بسمة». لعبت الصدف دورا كبيرا في حياة نسيمة حيث رافقت إحدى زميلاتها في الدراسة إلى المسرح وشاركت في «كاستينغ» لانتقاء ممثلات. قدمت الفتاة «مونولوغا» يرصد معاناة فتاة فلسطينية واجتازت الاختبار بميزة، مكنتها من دخول «محترف المسرح» وتقديم عروض مسرحية، بل كانت على وشك دخول السينما بعد أن دعاها محمد الركاب لتشخيص دور نسائي، إلا أن وفاته حالت دون تحقيق حلمها، لتعرج نحو التنشيط التلفزيوني عبر القناة الأولى ومنها إلى «دوزيم».
دائرة بوعنداس
دائرة بوعنداس تقع في أقصى شمال ولاية سطيف على ارتفاع 900 و1200 متر على سطح البحر، تبعد عن مدينة الجزائر العاصمة بـ 300 كلم، وتتوسط 17 بلدية التي كانت تابعة لها، وتقع على محور الطريق الوطني رقم 74 الرابط بين ولاية سطيف والجزائر العاصمة الذي ينتظر ازدياد حركية نشاطه بعد أشغال إصلاحه وتمديده إلى الجزائر العاصمة مرورا ببني ورتيلان قصد ربط كافة المناطق الجبلية الشمالية اقتصاديا، كما تتربع البلدية الأم على مساحة إجمالية تقدر بـ 70 كلم مربع بعدد سكان يبلغ 36.000 نسمة وبكثافة سكانية تقدر بـ 428 نسمة في الكلم المربع الواحد ويمتاز الموقع الجغرافي لبوعنداس بقربه من المنشآت الكبرى كالمطار الدولي عين أرنات وميناء و مطار بجاية والمركب المعدني حمام قرقور الذي يعتبر قطبا سياحيا واستشفائيا هاما في الولاية ككل و بهذا تكون دائرة بوعنداس قد تبوأت مكانا استراتيجيا هاما في ولاية سطيف.
التقسيم الإداري
تضم الدائرة حسب التقسيم الإداري لسنة 1984 أربع بلديات هي :
لمنة اعتدالية
لمنة اعتدالية (الاسم العلمي:Lemna aequinoctialis) هي من النباتات يتبع  اللمنة من ال اللوفية.
تحالف 8 آذار
تحالف 8 آذار هو تحالف نشأ في لبنان بعد اغتيال رئيس الوزراء اللبناني الأسبق رفيق الحريري وخروج الجيش السوري من لبنان وذلك عندما أقامت الأحزاب التي لها علاقة وثيقة مع سوريا، بتاريخ 8 أذار/مارس، بمظاهرة حاشدة لشكر سوريا على ما قدمته للمقاومة اللبنانية في دفاعها عن التراب اللبناني. وتضم هذه القوى حزب الله، حركة أمل، الحزب السوري القومي الإجتماعي تيار المردة إلى جانب مجموعات ثانوية أخرى موالية لسوريا مثل تيار التوحيد ورابطة الشغيلة أو مناوئة لخط الأمريكي في لبنان مثل جبهة العمل الإسلامي. وقد انضم التيار الوطني الحر إلى هذه الحركة بعد توقيعه لاتفاق 6 فبراير مع حزب الله فيما كان يعتبر نفسه المؤسس لتحالف 14 آذار. علماً إنه لا أحد من هذه الأحزاب والشخصيات المنضوية تحتها تطلق على نفسها اسم 8 آذار، بل هو اسم يستعمله تحالف 14 آذار والإعلام بشكل عام.
التاريخ
يعود الاسم إلى 8 مارس 2005 عندما دعت أحزاب مختلفة إلى مظاهرة حاشدة في وسط بيروت رداً على ثورة الأرز، وشكرت التظاهرة سوريا على مساعدتها في وقف الحرب الأهلية اللبنانية ومساعدتها في استقرار لبنان ودعم المقاومة اللبنانية للاحتلال الإسرائيلي.