Stellar Black Holes

الثقوب السوداء النجمية

الحالة النهائية لأكثر النجوم ضخامة، حيث تكون الجاذبية شديدة لدرجة أن الضوء نفسه لا يهرب

من بين النتائج الدرامية لتطور النجوم، لا شيء أكثر تطرفًا من تكوين الثقوب السوداء النجمية—أجسام كثيفة جدًا بحيث تتجاوز سرعة الهروب من أسطحها سرعة الضوء. تتشكل هذه الثقوب السوداء من نوى النجوم الضخمة المنهارة (عادة فوق ~20–25 M⊙)، وتمثل الفصل النهائي لدورة كونية عنيفة، تتوج بـ مستعر أعظم بانهيار النواة أو حدث انهيار مباشر. في هذا المقال، نستعرض الأسس النظرية لتكوين الثقوب السوداء النجمية، والأدلة الرصدية على وجودها وخصائصها، وكيف تشكل الظواهر عالية الطاقة مثل الثنائيات السينية واندماجات موجات الجاذبية.

1. نشأة الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية

1.1 المصير النهائي للنجوم الضخمة

النجوم ذات الكتلة العالية (≳ 8 M⊙) تتطور خارج التسلسل الرئيسي أسرع بكثير من نظرائها ذوي الكتلة الأقل، حيث تندمج العناصر حتى الحديد في نوىها. بعد الحديد، لا ينتج الاندماج طاقة صافية، مما يؤدي إلى انهيار النواة في مستعر أعظم بمجرد أن تصبح نواة الحديد ضخمة جدًا بحيث لا يستطيع ضغط انحلال الإلكترون أو النيوترون منع المزيد من الانضغاط.

ليست كل نوى المستعر الأعظم تستقر كنجم نيوتروني. بالنسبة للسلفيات الضخمة جدًا (أو تحت ظروف نواة معينة)، يمكن أن يتجاوز الجهد الجاذبي حدود ضغط التمايز، مما يؤدي إلى تكوين ثقب أسود من النواة المنهارة. في بعض السيناريوهات، قد تتخطى النجوم الضخمة جدًا أو الفقيرة بالمعادن مستعرًا أعظمًا ساطعًا وتنهار مباشرة، مما يؤدي إلى ثقب أسود نجمي دون انفجار مضيء [1]، [2].

1.2 الانهيار إلى تفرد (أو منطقة انحناء زمكان شديد)

تتنبأ النسبية العامة بأنه إذا تم ضغط الكتلة ضمن نصف قطر شوارزشيلد الخاص بها (Rs = 2GM / c2)، يصبح الجسم ثقبًا أسود—منطقة لا يمكن لأي ضوء الهروب منها. تشير الحلول الكلاسيكية إلى تكوين أفق حدث حول تفرد مركزي. تظل تصحيحات الجاذبية الكمومية افتراضية، لكن على المستوى الكلي، نلاحظ الثقوب السوداء كجيوب في الزمكان ذات انحناء شديد تؤثر بشكل كبير على محيطها (أقراص تراكم، نفاثات، موجات جاذبية، إلخ). بالنسبة للثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية، تتراوح الكتل النموذجية من عدة M⊙ حتى عشرات الكتل الشمسية (وفي حالات نادرة، حتى فوق 100 M⊙ في ظروف الاندماج أو انخفاض المعادن) [3]، [4].

2. مسار المستعر الأعظم الناتج عن انهيار النواة

2.1 انهيار نواة الحديد والنتائج المحتملة

داخل نجم ضخم، بمجرد انتهاء مرحلة احتراق السيليكون، ينمو نواة ذروة الحديد خاملة. تستمر طبقات الاحتراق القشرية في الخارج، ولكن مع اقتراب كتلة نواة الحديد من حد تشاندراسيخار (~1.4 M⊙)، لا يمكنها توليد طاقة اندماج إضافية. تنهار النواة بسرعة، مع ارتفاع الكثافات إلى تشبع نووي. اعتمادًا على كتلة النجم الأولية وتاريخ فقدان الكتلة:

  • إذا كانت كتلة النواة بعد الارتداد ≲2–3 M⊙، فقد تشكل نجمًا نيوترونيًا بعد مستعر أعظم ناجح.
  • إذا كانت الكتلة أو السقوط العكسي أعلى، تنهار النواة إلى ثقب أسود نجمي، مما قد يخنق أو يقلل من سطوع الانفجار.

2.2 المستعرات العظمى الفاشلة أو الخافتة

تفترض النماذج الحديثة أن بعض النجوم الضخمة قد لا تنتج مستعرًا أعظمًا ساطعًا على الإطلاق إذا فشل الصدمة في الحصول على طاقة كافية من النيوترينوات أو إذا تسبب السقوط العكسي الشديد على النواة في سحب المادة إلى الداخل. من الناحية الرصدية، قد يظهر مثل هذا الحدث كنجم يختفي دون انفجار ساطع—"مستعر أعظم فاشل"—مما يؤدي مباشرة إلى تكوين ثقب أسود. بينما يُفترض حدوث مثل هذه الانهيارات المباشرة، فإنها تظل مجالًا نشطًا للبحث الرصدي [5]، [6].

3. قنوات التكوين البديلة

3.1 سوبرنوفا عدم استقرار الزوج أو الانهيار المباشر

النجوم الضخمة جدًا ذات المحتوى المعدني المنخفض (≳ 140 M⊙) قد تخضع لـ سوبرنوفا عدم استقرار الزوج، مما يؤدي إلى تدمير كامل للنجم دون بقايا. بدلاً من ذلك، قد تمر بعض نطاقات الكتلة (حوالي 90–140 M⊙) بعدم استقرار زوجي جزئي، تفقد الكتلة في انفجارات نابضة قبل الانهيار النهائي. يمكن لبعض هذه المسارات أن تنتج ثقوبًا سوداء ذات كتلة نسبية كبيرة—ذات صلة بالثقوب السوداء الكبيرة التي اكتشفتها أحداث الموجات الجاذبية لـ LIGO/Virgo.

3.2 التفاعلات الثنائية

في الأنظمة الثنائية القريبة، يمكن أن يؤدي نقل الكتلة أو اندماجات النجوم إلى نوى هيليوم أثقل أو مراحل نجم وولف-رايت، مما يؤدي إلى ثقوب سوداء قد تتجاوز توقعات كتلة النجم الفردي. تشير الملاحظات على اندماج الثقوب السوداء في الموجات الجاذبية، غالبًا بين 30–60 M⊙، إلى أن الأنظمة الثنائية والقنوات التطورية المتقدمة يمكن أن تنتج ثقوبًا سوداء نجمية ضخمة بشكل غير متوقع [7].

4. الأدلة الرصدية على الثقوب السوداء النجمية

4.1 الأنظمة الثنائية للأشعة السينية

طريقة رئيسية لتأكيد مرشحي الثقوب السوداء النجمية هي من خلال الأنظمة الثنائية للأشعة السينية: حيث يمتص الثقب الأسود المادة من رياح نجم مرافق أو تدفق من لوب روش. عمليات قرص التراكم تحرر الطاقة الجاذبية، منتجة إشارات أشعة سينية قوية. من خلال تحليل الديناميكيات المدارية ودوال الكتلة، يستنتج الفلكيون كتلة الجسم المضغوط. إذا كانت فوق الحد الأقصى لنجم نيوتروني (~2–3 M⊙)، يصنف كثقب أسود [8].

أمثلة رئيسية على الأنظمة الثنائية للأشعة السينية

  • Cygnus X-1: من أوائل المرشحين الأقوياء للثقب الأسود، اكتشف في 1964، ويحتوي على ثقب أسود بحجم ~15 M⊙.
  • V404 Cygni: بارز بسبب الانفجارات الساطعة، كاشفًا عن ثقب أسود بحجم ~9 M⊙.
  • GX 339–4, GRO J1655–40، وآخرون: تظهر حلقات من تغيرات الحالة والدفعات النسبية.

4.2 الموجات الجاذبية

منذ عام 2015، اكتشفت تعاونيات LIGO-Virgo-KAGRA العديد من اندماجات الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية عبر إشارات الموجات الجاذبية. تكشف هذه الأحداث عن ثقوب سوداء في نطاق 5–80 M⊙ (وربما أعلى). تتطابق أشكال موجات الاقتراب والانخفاض مع توقعات النسبية العامة لأينشتاين لاندماجات الثقوب السوداء، مما يؤكد أن الثقوب السوداء النجمية غالبًا ما توجد في أنظمة ثنائية ويمكن أن تندمج، مطلقة كميات هائلة من الطاقة في الموجات الجاذبية [9].

4.3 العدسة الدقيقة وطرق أخرى

من حيث المبدأ، يمكن لأحداث العدسة الدقيقة اكتشاف الثقوب السوداء أثناء مرورها أمام النجوم الخلفية، مما يؤدي إلى انحناء ضوئها. بينما قد تكون بعض إشارات العدسة الدقيقة ناتجة عن ثقوب سوداء طافية حرة، فإن التعريفات القطعية تمثل تحديًا. قد تكشف الدراسات المستمرة للمجالات الواسعة في الزمن عن المزيد من الثقوب السوداء المتجولة في قرص أو هالة مجرتنا.

5. تشريح الثقب الأسود النجمي

5.1 أفق الحدث والتفرد

كلاسيكيًا، أفق الحدث هو الحد الذي تتجاوز فيه سرعة الهروب سرعة الضوء. أي مادة أو فوتونات ساقطة تمر إلى ما وراء هذا الأفق بشكل لا رجعة فيه. في المركز، تتنبأ النسبية العامة بوجود تفرد—نقطة (أو حلقة في الحلول الدوارة) ذات كثافة لا نهائية، رغم أن التأثيرات الكمومية الجاذبية الحقيقية لا تزال مسألة مفتوحة.

5.2 الدوران (الثقوب السوداء كير)

الثقوب السوداء النجمية غالبًا ما تدور، مكتسبة دورانها من زخم الزاوي للنجم السلف. يتميز الثقب الأسود الدوار (كير) بـ:

  • منطقة الإرجوسفير: المنطقة خارج الأفق حيث يكون سحب الإطار شديدًا.
  • معامل الدوران: يوصف عادة بالدوران عديم الأبعاد a* = cJ/(GM2)، من 0 (غير دوار) إلى ما يقرب من 1 (أقصى دوران).
  • كفاءة الاكتساب: يؤثر الدوران بقوة على كيفية دوران المادة بالقرب من الأفق، مما يغير أنماط انبعاث الأشعة السينية.

يمكن لملاحظات خطوط Fe Kα أو تركيب استمرارية أقراص الاكتساب تقدير دوران الثقب الأسود في بعض الثنائيات ذات الأشعة السينية [10].

5.3 النفاثات النسبية

عند اكتساب المادة في الثنائيات ذات الأشعة السينية، يمكن للثقب الأسود إطلاق نفاثات من الجسيمات النسبية على طول محاور الدوران، مدعومة بآلية Blandford–Znajek أو الميكانيكا المغناطيسية الهيدروديناميكية للقرص. يمكن أن تظهر هذه النفاثات كميكروكوازارات، جاعلة نشاط الثقوب السوداء النجمية مرتبطًا بظاهرة نفاثات AGN الأوسع في الثقوب السوداء فائقة الضخامة.

6. الدور في الفلك

6.1 التغذية الراجعة على البيئات

يمكن للاكتساب على الثقوب السوداء النجمية في مناطق تكوين النجوم أن ينتج تغذية راجعة بالأشعة السينية، تسخن الغاز المحلي وقد تؤثر على تكوين النجوم أو الحالات الكيميائية للسحب الجزيئية. رغم أنها ليست تحويلية على نطاق واسع مثل الثقوب السوداء فائقة الضخامة، إلا أن هذه الثقوب السوداء الأصغر يمكنها تشكيل البيئة في العناقيد أو المجمعات النجمية.

6.2 التخليق النووي عبر r-process؟

عندما تندمج نجمتان نيوترونيتان، يمكن أن تشكلا ثقبًا أسود أكثر ضخامة أو نجم نيوتروني مستقر. هذه العملية، المصحوبة بانفجارات كيلونوفا، هي موقع رئيسي لإنتاج العناصر الثقيلة عبر r-process (مثل الذهب والبلاتين). رغم أن الثقب الأسود هو المنتج النهائي، فإن البيئة حول الاندماج تعزز التخليق النووي الفلكي الحاسم.

6.3 مصادر موجات الجاذبية

اندماجات الثقوب السوداء النجمية تنتج بعضًا من أقوى إشارات موجات الجاذبية. تكشف عمليات الاقتراب والانخفاض الملحوظان عن ثقوب سوداء في نطاق 10–80 M⊙، مما يوفر اختبارات لمقياس المسافات الكونية، واختبارات للنسبية، وبيانات عن تطور النجوم الضخمة ومعدلات تكوين الثنائيات في بيئات مجرية مختلفة.

7. التحديات النظرية والملاحظات المستقبلية

7.1 آليات تشكل الثقوب السوداء

تبقى أسئلة مفتوحة حول مدى ضخامة النجم اللازم لإنتاج ثقب أسود مباشرة، أو كيف يمكن لمادة الارتداد بعد المستعر الأعظم أن تغير بشكل كبير كتلة النواة النهائية. قد تؤكد الأدلة الرصدية على "المستعرات الأعظم الفاشلة" أو الانهيارات السريعة الخافتة هذه السيناريوهات. قد تكتشف المسوحات العابرة واسعة النطاق (مرصد روبن، مهام أشعة إكس واسعة المجال من الجيل التالي) اختفاء النجوم الضخمة دون انفجار ساطع.

7.2 معادلة الحالة عند الكثافات العالية

بينما توفر النجوم النيوترونية قيودًا مباشرة على الكثافات فوق النووية، تخفي الثقوب السوداء بنيتها الداخلية خلف أفق الحدث. الحدود بين الحد الأقصى لكتلة النجم النيوتروني وبداية تشكل الثقب الأسود مرتبطة بعدم اليقين في الفيزياء النووية. ملاحظات النجوم النيوترونية الضخمة بالقرب من 2–2.3 M⊙ دفع هذه الحدود النظرية.

7.3 ديناميكيات الاندماجات

معدل اكتشاف الثنائيات الثقوب السوداء بواسطة مراصد موجات الجاذبية في تزايد. التحليل الإحصائي لاتجاهات الدوران، توزيعات الكتلة، والانزياحات الحمراء يكشف عن أدلة حول معدنيات تكوين النجوم، ديناميكيات العناقيد، وقنوات تطور الثنائيات التي تنتج هذه الثقوب السوداء المندمجة.

8. الاستنتاجات

الثقوب السوداء النجمية تمثل النهايات المذهلة لأضخم النجوم—أجسام مضغوطة لدرجة أن الضوء لا يهرب منها. تولد من أحداث انفجار المستعر الأعظم بانهيار النواة (مع ارتداد) أو الانهيارات المباشرة في حالات قصوى معينة، تزن هذه الثقوب السوداء عدة إلى عشرات الكتل الشمسية (وأحيانًا أكثر). تظهر من خلال الثنائيات أشعة إكس، إشارات موجات الجاذبية القوية عند الاندماج، وأحيانًا علامات مستعر أعظم خافتة إذا تم إخماد الانفجار.

هذه الدورة الكونية—ولادة النجوم الضخمة، حياة قصيرة مضيئة، موت كارثي، تبعات الثقب الأسود—تحول البيئة المجرية، معيدة العناصر الأثقل إلى الوسط بين النجمي ومغذية الألعاب النارية الكونية في نطاقات الطاقة العالية. ستعمل الدراسات الجارية والمستقبلية، من مسوحات أشعة إكس الشاملة إلى فهارس موجات الجاذبية، على تحسين رؤيتنا لكيفية تشكل هذه الثقوب السوداء، تطورها في الأنظمة الثنائية، دورانها، واندماجها المحتمل، مقدمة رؤى أعمق في تطور النجوم، الفيزياء الأساسية، وتفاعل المادة مع الزمكان في أقصى حالاته.

المراجع والقراءة الإضافية

  1. أوبنهايمر، ج. آر.، & سنايدر، هـ. (1939). "حول الانكماش الجاذبي المستمر." المراجعة الفيزيائية، 56، 455–459.
  2. ووسلي، إس. إي.، هيجر، أ.، & ويفر، تي. إيه. (2002). "تطور وانفجار النجوم الضخمة." مراجعات الفيزياء الحديثة، 74، 1015–1071.
  3. فراير، سي. إل. (1999). "انهيار النجوم الضخمة إلى ثقوب سوداء." المجلة الفلكية، 522، 413–418.
  4. Belczynski, K., et al. (2010). “On the Maximum Mass of Stellar Black Holes.” The Astrophysical Journal, 714, 1217–1226.
  5. Smartt, S. J. (2015). “Progenitors of Core-Collapse Supernovae.” Publications of the Astronomical Society of Australia, 32, e016.
  6. Adams, S. M., et al. (2017). “The search for failed supernovae with the Large Binocular Telescope: confirmation of a disappearing star.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 468, 4968–4981.
  7. Abbott, B. P., et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration). (2016). “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger.” Physical Review Letters, 116, 061102.
  8. Remillard, R. A., & McClintock, J. E. (2006). “X-Ray Properties of Black-Hole Binaries.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 49–92.
  9. Abbott, R., et al. (LIGO-Virgo-KAGRA Collaborations) (2021). “GWTC-3: Compact Binary Coalescences Observed by LIGO and Virgo During the Second Part of the Third Observing Run.” arXiv:2111.03606.
  10. McClintock, J. E., Narayan, R., & Steiner, J. F. (2014). “Black Hole Spin via Continuum Fitting and the Role of Spin in Powering Transient Jets.” Space Science Reviews, 183, 295–322.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة