hotchpotch/wikipedia-multilingual-ir-pairs huggingface dataset:
ثقب أسود الأدلة الرصدية
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“.
ثقب أسود الأدلة الرصدية
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.
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.
ثقب أسود الأدلة الرصدية
والأهم من ذلك هو أن الإشارة التي لاحظها مرصد ليجو تضمنت أيضًا بداية رنين ما بعد الدمج، وهي الإشارة التي يتم إنتاجها عندما يستقر الجسم المضغوط (الحديث المنشأ) ضمن حالة ثابتة. يمكن القول إن طريقة الرنين هي الطريقة الأكثر مباشرة لمراقبة الثقوب السوداء. من إشارة ليغو، كان من الممكن استخراج التردد ووقت التخميد للوضع السائد في الرنين. ومن هذه تم استنتاج الزخم الشامل والزاوي للكائن النهائي، والذي يطابق التنبؤات المستقلة من المحاكاة العددية للاندماج. يتم تحديد وقت تكرار وتسود الوضع المهيمن بواسطة هندسة كرة الفوتون. وبالتالي، فإن مراقبة هذا الوضع المهيمن أكد وجود كرة الفوتون. ومع ذلك لا يمكن أن تُستبعد البدائل الغريبة المحتملة للثقوب السوداء التي تكون مضغوطة بدرجة كافية للحصول على كرة فوتون.
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.
ثقب أسود الأدلة الرصدية
في 15 يونيو 2016، تم الإعلان عن اكتشاف ثان لحدث موجة الجاذبية من تصادم الثقوب السوداء، ومنذ ذلك الحين تم التقاط  موجات جاذبية أخرى ‏ .
ثقب أسود الأدلة الرصدية
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 M☉  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.
ثقب أسود الأدلة الرصدية
بسبب مبدأ الحفاظ على الزخم الزاوي،  لإإن الغاز الذي يسقط في البئر التثاقلي الناتج عن جسم ضخم سوف يشكل بنية تشبه القرص حول ذلك الجسم. إن تخيلات الفنانين لشكل ذلك القرص حول الثقب الأسود، عادةً ما يتم ترجمتها كما لو كان جسمًا مسطحًا يخفي جزءًا من القرص خلفه مباشرةً ، ولكن الواقع مختلف، فالعدسات الجاذبية ستشوه إلى حد كبير صورة قرص التراكم.
قد يتسبب الاحتكاك، داخل هذا القرص،  بنقل الزخم الزاوي للخارج، مما يسمح بتراجع المادة إلى الداخل ، وبالتالي إطلاق طاقة الوضع وزيادة درجة حرارة الغاز.
عندما يكون الجسم التراكم نجمًا نيوترونيًا أو ثقبًا أسود، فإن الغاز الموجود في قرص التراكم الداخلي يدور بسرعات عالية جدًا نظرًا لقربه من الجسم المضغوط. الاحتكاك الناتج مؤثر للغاية لدرجة أنه يرفع حرارة القرص الداخلي إلى درجات حرارة تنبعث منها كميات هائلة من الإشعاع الكهرومغناطيسي (الأشعة السينية بشكل رئيسي). يمكن الكشف عن مصادر الأشعة السينية الساطعة هذه بواسطة التلسكوبات. عملية التراكم هذه هي واحدة من أكثر العمليات المعروفة كفاءة في إنتاج الطاقة؛ حيث يمكن أن ينبعث ما يصل إلى 40٪ من كتلة المواد المتراكمة كإشعاع. (في الانصهار النووي، يتم تحويل حوالي 0.7٪ فقط من الكتلة إلى طاقة ). في الكثير من الحالات، تترافق أقراص التراكم مع نفاثات نسبية تنبعث على طول الأقطاب، حاملة الكثير من الطاقة. آلية إنشاء هذه النفاثات غير مفهومة بشكل جيد في الوقت الحالي ، ويعزى ذلك جزئيًا إلى عدم كفاية البيانات.
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.
ثقب أسود 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.
ثقب أسود تاريخ مفهوم 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.
ثقب أسود ثقوب سوداء عظيمة الكتلة
تبلغ كتلة ثقوب سوداء عظيمة الكتلة بين ملايين كتلة شمسية إلى مليارات كتلة شمسية، ويبدو أنها تتواجد في معظم الحالات في مراكز المجرات، وكيفية تكون تلك الثقوب السوداء وعلاقتها بتكوّن مجرة حولها لا يزال تحت بحث علماء الفلك.
يوجد مصدر راديوي شديد في مركز مجرتنا مجرة درب التبانة يشع أشعة راديوية غزيرة وهو يسمى الرامي أ* (أو مختصرا Sgr A* أو بالعربية: «الرامي أ*») وتبلغ كتلته نحو 4.3 مليون كتلة شمسية، وكان تقدير كتلته قبل سنوات معتمدًا على مشاهدات سحب غازات بالقرب منه (مثل ما يسمى ذراع حلزوني صغير) أدت إلى أن تبلغ كتلته 2.7 مليون كتلة شمسية ولكن استخدام تلسكوبات ذات تباين أعلى وحساسية أشد استطاع العلماء استنتاج كتلته في مركز المجرة عن طريق مشاهدة مدارات نجوم قريبة منه وسرعاتها في مداراته حوله مثل S0-102 ونجم إس 2، وقد بينت المشاهدات الحديثة إلى أن كتلته أكبر بكثير؛ فهي تبلغ 4.3 مليون كتلة شمسية.
تشير المشاهدات إلى أن الثقوب السوداء قد تكونت مع تكون المجرات في وقت واحد وأنها قد ساعدت على تكون مجرة حولها، وهذا موضوع هام يهتم به العلماء لتفسيره.
ثقب أسود ثقوب سوداء عظيمة الكتلة
إن مصدر راديوي الرامي A* ( للاختصار Sgr  *A  ) في وسط مجرة درب التبانة هو ثقب أسود هائل كتلته 4.3 مليون كتلة شمسية. قبل بضع سنوات ، يعتمد تقدير الكتلة على مراقبة سحب الغاز (على سبيل المثال ، يسمى mini-spiral) ، لا يزال عند حوالي 2.7 مليون من   الكتل الشمسية. بفضل الدقة المحسّنة وحساسية التلسكوبات ، يمكن تحديد كتلة الثقب الأسود في مركز المجرة بشكل أكثر دقة من خلال تحليل مسارات ، على سبيل المثال النجوم  S0-102 أو S2 التي تدور حول الثقب الأسود .
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 ).
ثقب أسود ثقوب سوداء عظيمة الكتلة
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.
ثقب أسود ثقوب سوداء عظيمة الكتلة
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.
ثقب أسود ثقوب سوداء عظيمة الكتلة
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.
ثقب أسود 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.
ثقب أسود تطور نجم
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.
ثقب أسود 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.
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.
ثقب أسود الثقوب السوداء والنظرية النسبية
على سبيل المثال دوران الأرض حول الشمس يولد موجات جاذبية ويكون تأثير مسارات الطاقة في تغير مدار الأرض حول الشمس الذي يؤدي في آخر المطاف إلى أن الأرض تقترب من الشمس حتى تستقر داخلها ومعدل ضياع الطاقة ضئيل جداً.
وشوهد هذا التأثير في نظام النجم النابض وهو نوع خاص من النجوم النيوترونية تبث نبضات منتظمة من موجات الراديو، ويضم هذا النظام نجمين نيترونيين يدوران حول بعضهما البعض فيما يعرف بالنجوم المزدوجة.
ثقب أسود 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.
ثقب أسود شكل النجوم التي تكون منها الثقب الأسود
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.
ثقب أسود شكل النجوم التي تكون منها الثقب الأسود
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.
ثقب أسود 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.
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.
ثقب أسود حجم الثقوب السوداء وأدلة وجودها
حيث تصل الكتلة الشمسية فيه إلى 10,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثاني أكبر ثقب أسود مكتشف.
تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 18,000,000,000 كتلة شمسية وهو ثالث أكبر ثقب أسود مكتشف.
تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 30,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر رابع ثقب أسود مكتشف.
حيث تصل الكتلة الشمسية لهذا الثقب إلى 40,000,000,000 كتلة شمسية وهو أكبر ثقب أسود مكتشف.
ثقب أسود 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.
ثقب أسود 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 الكوازارات.
ثقب أسود 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.
ثقب أسود إشعاع الثقب الأسود
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.
ثقب أسود إشعاع الثقب الأسود
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).
ثقب أسود إشعاع الثقب الأسود
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.