على الرغم من تسجيلنا مباشرة لثلاث عمليات دمج للثقوب السوداء ، إلا أننا ندرك وجود عدد أكبر بكثير منها. وهنا يجب أن يكونواللمرة
الثالثة في تاريخ الملاحظات ، سجلنا مباشرة الميزة المميزة التي لا شك فيها للثقوب السوداء: موجات الجاذبية الناتجة عن اندماجها. إذا دمجنا هذا مع معرفتنا بمدارات النجوم التي تتحرك حول مركز المجرة ، وملاحظات المجرات الأخرى في الأشعة السينية ونطاقات الراديو ، وقياسات سرعات الغاز ، فسوف نحصل على دليل قاطع على وجود ثقوب سوداء في مواقف مختلفة. ولكن هل لدينا ما يكفي من المعلومات التي تم الحصول عليها من هذه المصادر وغيرها لمعرفة العدد الحقيقي للثقوب السوداء وتوزيعها في الكون؟ هذا الموضوع مخصص لسؤال قراء اليوم:
آخر حدث تم تسجيله في LIGO جعلني أفكر في عدد الثقوب السوداء التي ستبدو عليها السماء إذا كان بإمكانهم رؤيتها (وللوضوح ، إذا استطاعت رؤية الثقوب السوداء فقط) ، ما هو التوزيع المكاني والطاقة للثقوب السوداء فوق مقارنة بتوزيع النجوم المرئية؟
قد يكون دافعك الأول هو الرغبة في الذهاب إلى الملاحظات المباشرة - وهذه بداية رائعة للتحقيق.
شاندرا ديب فيلد فيلد (CDF-S) خريطة مرصد تشاندرا للأشعة السينية الفضائيةلا يزال مرصد
شاندرا للأشعة السينية أفضل تلسكوب الأشعة السينية لدينا. من موقعه في مدار الأرض ، يمكنه التقاط الفوتونات الفردية التي تأتي من مصادر الأشعة السينية البعيدة. من خلال التقاط صور لمناطق كبيرة بما يكفي من السماء ، تمكنت من تحديد مئات المصادر النقطية لإشعاع الأشعة السينية ، وكل منها يتوافق مع مجرة بعيدة تقع خارج مجرتنا. استنادًا إلى طيف الطاقة للفوتونات التي تم الحصول عليها ، يمكننا ملاحظة أدلة على وجود ثقب أسود فائق الكتلة في مركز كل مجرة.
هذا في حد ذاته أمر مثير للدهشة ، ولكن هناك ثقوب سوداء أكثر بكثير من BH عملاق واحد لكل مجرة. بالطبع ، لكل مجرة ما لا يقل عن كتلة BH واحدة تتجاوز الشمس بملايين أو حتى مليارات المرات ، ولكن هناك العديد من المجرات الأخرى بجانبها.
تم تلقي كتل من أنظمة BH المزدوجة المعروفة ، بما في ذلك ثلاث عمليات اندماج مؤكدة ومرشح دمج واحد من LIGOأعلن LIGO مؤخرًا عن التثبيت المباشر الثالث لإشارة واضحة لموجات الجاذبية من دمج BHs المزدوجة ، مما يشير إلى انتشار مثل هذه الأنظمة في الكون. بالنسبة إلى التقييم العددي ، ليس لدينا إحصائيات كافية ؛ فالأخطاء كبيرة جدًا. ولكن إذا نظرنا إلى النطاق الحالي لـ LIGO ، وحقيقة أنه يجد متوسط إشارة واحدة كل شهرين ، فيمكننا القول بثقة أن هناك على الأقل العشرات من هذه الأنظمة في كل مجرة بحجم درب التبانة.
مدى LIGO المتقدم وقدراته في الكشف عن BHعلاوة على ذلك ، تشير بيانات الأشعة السينية لدينا إلى وجود عدد كبير من BHs المزدوجة. ربما يكون هناك عدد أكبر بكثير من تلك الثقوب السوداء الضخمة التي يتعرف عليها ليجو بشكل أفضل. وهذا لا يحسب حتى البيانات التي تشير إلى وجود BHs ليست في أنظمة ثنائية قريبة جدًا من بعضها البعض ، والتي ، على الأرجح ، هي الأغلبية. إذا كان هناك في مجرتنا العشرات من الأنظمة الثنائية BH ذات الكتلة المتوسطة (10-100 شمسية) ، فهناك المئات من أنظمة الكتلة الصغيرة (3-15 شمسية) ، وعلى الأقل الآلاف من BHs المعزولة (لا تنتمي إلى أنظمة ثنائية) من الكتلة قابلة للمقارنة مع الشمس.
أؤكد - "على الأقل".
من الصعب للغاية الكشف عن BH. يمكننا أن نرى الأكثر نشاطًا والأكثر ضخامة والأكثر تطرفًا. BHs التي تقع في اللوالب والاندماج مع بعضها البعض جيدة ، ولكن العدد المتوقع لمثل هذه التكوينات صغير إلى حد ما. يميز شاندرا فقط الكتلة الأكبر والأكثر نشاطًا ، ولكن معظم BHs ليس لديها كتل أعلى بملايين أو مليارات المرات من الكتلة الشمسية ، ومعظم هذه BHs العملاقة غير نشطة حاليًا. تلك BHs التي يمكننا رؤيتها يجب أن تشكل جزءًا صغيرًا مما هو موجود بالفعل في الفضاء ، بغض النظر عن مدى العمليات المذهلة التي نلاحظها.
إن ما نعتبره انفجارًا لإشعاع غاما يمكن أن يكون قد ولد خلال اندماج النجوم النيوترونية التي تطلق المادة إلى الكون ، وتخلق أثقل العناصر المعروفة ، وفي النهاية تولد BHsولكن لدينا طريقة للحصول على تقدير جيد لعدد وتوزيع BHs: نحن نعرف كيف يتم تشكيلها. نحن نعلم كيف نجعلها من النجوم الشابة والكبيرة تصبح مستعرات أعظم ، من النجوم النيوترونية التي تنمو بسبب
التراكم أو الاندماج ، ومن التصادمات المباشرة. على الرغم من أن الإشارات الضوئية لإنشاء BHs غامضة ، فقد رأينا ما يكفي من النجوم ، والوفيات النجمية ، والكوارث وعمليات تكوينها في تاريخ الكون بأكمله لحساب الكمية التي نحتاجها بالضبط.
بقايا المستعر الأعظم الناشئة عن نجم ضخم يترك وراءه جسمًا منهارًا: إما ثقب أسود أو نجم نيوتروني ، يصبح الأخير أيضًا ثقبًا أسود في المستقبل في ظل ظروف مناسبةكل هذه الطرق الثلاث للحصول على BH ، إذا تتبعنا تطورها إلى البداية ، إلى مناطق كبيرة من تكوين النجوم. للحصول على:
- المستعر الأعظم ، ستحتاج إلى نجم أضخم 8-10 مرات من الشمس. ستكون كتلة BH أكبر بـ 20-40 مرة من النجوم ؛ سيتم الحصول على النجوم النيوترونية من النجوم الأصغر.
- انصهار النجوم النيوترونية أو تراكم BH ، تحتاج إما نجمين نيوترونيين يقتربان في حلزوني أو تصادم عشوائي ، أو كتلة نيوترونية تمتص من نجم مصاحب وتجاوز حد 2.5-3 كتلة شمسية ضرورية لتصبح BH.
- الانهيار المباشر في BH ، تحتاج إلى جمع ما يكفي من المادة في مكان واحد للحصول على نجم ~ 25 ضعف كتلة الشمس ، وظروف مناسبة لتشكيل BH (بدون ظهور مستعر أعظم).
تُظهر صور هابل المرئية والقريبة من الأشعة تحت الحمراء نجمًا ضخمًا ، يبلغ حجمه 25 ضعفًا تقريبًا حجم الشمس ، اختفى من السماء بدون مستعر أعظم أو تفسير آخر. الانهيار المباشر هو التفسير المعقول الوحيد.يمكننا قياس النجوم التي تقع على مسافة ليست بعيدة عنا وتقدير مقدار النجوم الظاهرة التي تحولت إلى كتلة مناسبة لكي تتحول لاحقًا إلى ثقب أسود. ونتيجة لذلك ، نحصل على أن حوالي 0.1 - 0.2٪ فقط من جميع النجوم القريبة منا لديها كتلة كافية للتحول على الأقل إلى مستعر أعظم ، ومعظمها يتحول إلى نجوم نيوترونية. يتم الحصول على ما يقرب من نصف النظم الناشئة مزدوجًا ، وفي معظم هذه الأنظمة التي اكتشفناها ، فإن كتلة النجوم قابلة للمقارنة مع بعضها البعض. بعبارة أخرى ، لن تتحول معظم النجوم البالغ عددها 400 مليار التي تشكلت في مجرتنا إلى ثقوب سوداء.
التصنيف الطيفي الحديث لنجوم مورجان كينان وفاصل درجات الحرارة لكل فئة (في كلفن). معظم (75٪) من النجوم الحديثة من الدرجة M ، و 1 فقط من أصل 800 لديه كتلة كافية لتصبح مستعر أعظملكن هذا ليس خوفًا ، نظرًا لأن النجوم القليلة بشكل عام ستصبح BH. والأهم من ذلك ، أن عددًا كبيرًا جدًا من النجوم ، على الأرجح ، تحول بالفعل إلى ثقوب سوداء في الماضي البعيد. أينما يحدث تكوين النجوم ، هناك توزيع جماعي: تظهر العديد من النجوم ذات الكتلة الكبيرة ، والمزيد من النجوم ذات الكتلة المتوسطة ، وعدد كبير جدًا من النجوم ذات الكتلة الصغيرة. هناك الكثير منهم من الدرجة M (القزم الأحمر) ، التي تبلغ كتلتها من 8 إلى 40 ٪ من كتلة الشمس ، تنتمي إلى 3 من كل 4 نجوم تقع بالقرب منا. في العديد من مجموعات النجوم الجديدة ، هناك عدد قليل جدًا من النجوم ذات الكتلة الكبيرة: تلك التي تتحول إلى مستعرات أعظمية. ولكن في الماضي في المجرة كانت هناك مناطق لتكوين النجوم ، والتي كانت أكبر بكثير وتمتلك كتلة أكبر بكثير مما نراه في درب التبانة اليوم.
أكبر مشاتل النجوم في المجموعة المحلية ، تارانتولا سديم ، تفتخر بأكبر النجوم المعروفة للبشرية. سيصبح المئات منهم يومًا ما (في ملايين السنوات القليلة القادمة) ثقوبًا سوداء.تظهر الصورة أعلاه أكبر منطقة لتشكيل النجوم في مجموعة محلية تزن حوالي 400000 من الطاقة الشمسية. هناك الآلاف من النجوم الساخنة والزرقاء في هذه المنطقة ، ومن المحتمل أن يتحول المئات منها إلى مستعرات أعظمية. في مكان ما ، سيصبح 10-30 ٪ منهم ثقوبًا سوداء ، والباقي سيصبح نجومًا نيوترونية. بالنظر إلى ما يلي:
- في مجرتنا في الماضي كان هناك العديد من هذه المواقع ،
- تتركز أكبر مناطق تكوين النجوم حول الأذرع الحلزونية ونحو مركز المجرة ،
- واليوم نلاحظ النجم النابض (بقايا النجوم النيوترونية) ومصادر إشعاع غاما ، على الأرجح أنها ثقوب سوداء ،
ثم يمكننا بناء خريطة لموقع الثقب الأسود.
قام القمر الصناعي Fermi التابع لناسا ببناء أعلى خريطة طاقة في الكون بأعلى دقة تم إنشاؤها على الإطلاق. من المرجح أن تُظهر خريطة BH للمجرة تناثرًا أكبر قليلاً من الأشياء وتتحول إلى ملايين المصادر النقطية الفردية
هذه خريطة فيرمي للسماء الكاملة ، تجمع كل مصادر إشعاع جاما. يبدو وكأنه خريطة نجمية لمجرتنا ، باستثناء أن القرص المجري أكثر تميزًا عليه. بالإضافة إلى ذلك ، تتوقف المصادر القديمة عن بث أشعة جاما ، لذلك ظهرت مصادر الإشعاع هذه مؤخرًا نسبيًا.
مقارنة بهذه البطاقة ، فإن بطاقة BH:
- أكثر تركيزًا نحو مركز المجرة ؛
- أكثر انتشارًا قليلاً في العرض ؛
- تحتوي على انتفاخ مجري.
- يتكون من حوالي 100 مليون كائن ، زائد أو ناقص طلب واحد.
إذا قمت بدمج خريطة Fermi (أعلاه) وخريطة الأشعة تحت الحمراء للمجرة من
COBE (أدناه) ، فستحصل على توزيع كمي لـ BHs في مجرتنا.
المجرة في ضوء الأشعة تحت الحمراء ، صورة من القمر الصناعي COBE. على الرغم من أن النجوم فقط هي التي يمكن رؤيتها ، إلا أن BH سيكون لها توزيع مماثل ، على الرغم من أنه أكثر ضغطًا على مستوى المجرة وأكثر ميلًا إلى الانتفاخالثقوب السوداء هي أشياء حقيقية واسعة الانتشار ، ومعظمها هادئ ، لذلك يصعب اكتشافها اليوم. الكون موجود منذ فترة طويلة جدًا ، وعلى الرغم من أنه يمكننا اليوم أن نرى عددًا كبيرًا من النجوم ، إلا أن معظم النجوم الموجودة ذات الكتلة الكبيرة - أكثر من 95٪ منها - قد ماتت بالفعل. أين ذهبوا؟ أصبح حوالي ربعهم BHs ، ولا يزال الملايين منهم موجودين ، مختبئين في مجرتنا ، وفي المجرات الأخرى تتوافق نسبتهم تقريبًا مع مجرتنا.
الثقب الأسود من مليار كتلة شمسية يغذي نفاثة الأشعة السينية في مركز المجرة M87 ، ولكن ربما هناك مليار أخرى من BHs في تلك المجرة. سوف تتراكم بشكل رئيسي نحو المركز.في المجرات الإهليلجية ، تتجمع BHs في سرب إهليلجي وتتراكم بالقرب من المركز ، مثلما تفعل النجوم. ستنتقل العديد من BHs في نهاية المطاف نحو بئر الجاذبية في وسط المجرة بسبب "
الفصل الجماعي " - لذلك ، على ما يبدو ، أصبحت BHs فائقة الكتلة. ولكن حتى الآن ليس لدينا دليل مباشر على هذا السيناريو ؛ إذا لم يكن لدينا طريقة لمراقبة BHs الهادئة مباشرة ، فلا يمكننا أبدًا معرفة ذلك على وجه اليقين. ولكن مما نعرفه ، هذه أفضل صورة لكل ما يمكننا رسمه. إنه ثابت ، ومقنع ، وجميع الأدلة غير المباشرة تشير إليه.
يؤدي امتصاص ضوء الموجة المليمترية المنبعثة من الإلكترونات المتطفلة في المجالات المغناطيسية القوية التي تم إنشاؤها بواسطة BHs الهائلة في المجرات إلى ظهور بقعة مظلمة في وسط هذه المجرة. يشير الظل إلى أن السحب الباردة للغاز الجزيئي تسقط على الثقب الأسودفي غياب إمكانية الملاحظات المباشرة ، هذا هو كل ما يمكن للعلم الاعتماد عليه ، وهذا يقودنا إلى استنتاج مثير للاهتمام: لكل ألف نجم نراه اليوم ، يوجد حوالي BH واحد في المتوسط ، يقع ، على الأرجح ، في جزء أكثر كثافة من الفضاء. دقة جيدة للإجابة على السؤال حول ما هو غير مرئي تقريبًا!
إيثان سيغل - فيزيائي فلكي ، مروج للعلوم ، مؤلف كتاب "يبدأ بانفجار!" كتب كتب "ما وراء المجرة" [ ما وراء المجرة ] و "Tracknology: علم ستار تريك" [ Treknology ].الأسئلة الشائعة: إذا كان الكون يتوسع ، فلماذا لا نتوسع ؟ لماذا لا يتزامن عمر الكون مع نصف قطر الجزء الملاحظ .