Supermassive Black Hole “Seeds”

بذور الثقوب السوداء فائقة الكتلة

النظريات حول كيفية تشكل الثقوب السوداء المبكرة في مراكز المجرات، التي تغذي المجرات النشطة للغاية

تحتوي المجرات في جميع أنحاء الكون — القريبة والبعيدة — غالبًا على ثقوب سوداء فائقة الكتلة (SMBHs) في مراكزها، بأوزان تتراوح من ملايين إلى مليارات أضعاف كتلة الشمس (M⊙). بينما تستضيف العديد من المجرات ثقوبًا سوداء مركزية هادئة نسبيًا، تظهر بعض المراكز نشاطًا مضيئًا للغاية ونشطًا، تُعرف باسم المجرات النشطة للغاية (quasars) أو النوى المجرية النشطة (AGN)، تغذيها كميات كبيرة من المادة المتراكمة على هذه الثقوب السوداء. ومع ذلك، فإن أحد الألغاز المركزية في الفيزياء الفلكية الحديثة هو كيف تشكلت هذه الثقوب السوداء الضخمة بسرعة كبيرة في الكون المبكر، خاصةً بالنظر إلى أن بعض المجرات النشطة للغاية تُلاحظ عند انزياحات حمراء z > 7، مما يعني أنها كانت تشغل مراكز مضيئة قبل أقل من 800 مليون سنة من الانفجار العظيم.

في هذا المقال، سنستكشف السيناريوهات المختلفة المقترحة لـ أصل "بذور" الثقوب السوداء فائقة الكتلة — الثقوب السوداء "البذور" الأصغر نسبيًا التي نمت لتصبح العمالقة التي تُرى في مراكز المجرات. سنناقش المسارات النظرية الرئيسية، ودور تكوين النجوم المبكر، والدلائل الرصدية التي توجه البحث الحالي.

1. السياق: الكون المبكر والكوازارات المرصودة

1.1 كوازارات ذات انزياح أحمر عالي

تشير ملاحظات الكوازارات عند انزياحات نحو z ≈ 7 أو أعلى (مثل ULAS J1342+0928 عند z = 7.54) إلى أن SMBHs بحجم عدة مئات الملايين من الكتل الشمسية (أو أكثر) كانت موجودة قبل أقل من مليار سنة من الانفجار العظيم [1][2]. تحقيق مثل هذه الكتل العالية في وقت قصير جدًا يشكل تحديًا كبيرًا إذا كان نمو الثقب الأسود يعتمد فقط على تراكم محدود بحد إيدينغتون من نوى ذات كتلة أقل — ما لم تكن تلك النوى ضخمة بالفعل في البداية، أو تجاوزت معدلات التراكم حد إيدينغتون لفترة من الزمن.

1.2 لماذا "النوى"؟

في علم الكونيات الحديث، لا تظهر الثقوب السوداء فجأة بأحجامها النهائية الضخمة؛ بل يجب أن تبدأ صغيرة وتنمو. هذه الثقوب السوداء الأولية — التي يُشار إليها باسم الثقوب السوداء النواة — تنشأ من عمليات فلكية مبكرة ثم تخضع لفترات من تراكم الغاز والاندماجات لتصبح فائقة الضخامة. فهم آلية تكوينها هو مفتاح لشرح بداية ظهور الكوازارات المضيئة ووجود SMBHs في جميع المجرات الضخمة تقريبًا اليوم.

2. قنوات تكوين النوى المقترحة

على الرغم من أن الأصل الدقيق لأول الثقوب السوداء لا يزال سؤالًا مفتوحًا، فقد اتفق الباحثون على بعض السيناريوهات الرئيسية:

  1. بقايا نجوم الجيل الثالث
  2. الثقوب السوداء الناتجة عن الانهيار المباشر (DCBHs)
  3. تصادمات هاربة في العناقيد الكثيفة
  4. الثقوب السوداء البدائية (PBHs)

نحن نفحص كل منها على حدة.

2.1 بقايا نجوم الجيل الثالث

نجوم الجيل الثالث هي الجيل الأول من النجوم الخالية من المعادن، والتي من المحتمل أن نشأت في الهالات الصغيرة في الكون المبكر. يمكن أن تكون هذه النجوم ضخمة للغاية، حيث تشير بعض النماذج إلى ≳100 M⊙. إذا انهارت في نهاية حياتها، فقد تترك بقايا ثقوب سوداء في نطاق عشرات إلى مئات الكتل الشمسية:

  • سوبرنوفا انهيار النواة: النجوم التي تتراوح كتلتها بين 10–140 M⊙ قد تترك بقايا ثقوب سوداء في نطاق عدة إلى عشرات الكتل الشمسية.
  • سوبرنوفا عدم استقرار الزوجي: النجوم الضخمة جدًا (حوالي 140–260 M⊙) يمكن أن تنفجر بالكامل دون ترك أي بقايا.
  • الانهيار المباشر (من حيث النجوم): للنجوم التي تزيد كتلتها عن ~260 M⊙، الانهيار المباشر إلى ثقب أسود ممكن، رغم أنه قد لا ينتج دائمًا نوى بحجم ~102–103 M⊙.

الإيجابيات: ثقوب سوداء نجمية من الجيل الثالث هي قناة مباشرة ومقبولة على نطاق واسع لتشكّل أول الثقوب السوداء، حيث أن النجوم الضخمة كانت موجودة بالتأكيد في وقت مبكر. السلبيات: حتى نواة بحجم ~100 M⊙ ستحتاج إلى تراكم سريع جدًا أو حتى تراكم فوق إيدينغتون للوصول إلى >109 M⊙ خلال بضع مئات من الملايين من السنين، وهو ما يبدو تحديًا بدون عمليات فيزيائية إضافية أو تعزيزات من الاندماجات.

2.2 الثقوب السوداء ذات الانهيار المباشر (DCBHs)

سيناريو بديل يتصور انهيارًا مباشرًا لسحابة غاز ضخمة، متجاوزًا عملية تكوين النجوم العادية. في ظروف فلكية محددة—خاصة في بيئات فقيرة بالمعادن مع إشعاع ليمن-ويرنر قوي يفكك الهيدروجين الجزيئي—قد ينهار الغاز تقريبًا بشكل متساوي الحرارة عند ~104 كلفن دون أن يتجزأ إلى نجوم متعددة [3][4]. هذا يمكن أن يؤدي إلى:

  • مرحلة النجم العملاق: يتشكل نجم أولي ضخم واحد (ربما 104–106 M⊙) بسرعة كبيرة.
  • تكوين الثقب الأسود الفوري: النجم العملاق قصير العمر وينهار مباشرة إلى ثقب أسود بكتلة 104–106 M⊙.

الإيجابيات: DCBH بكتلة 105 M⊙ لها بداية قوية جدًا ويمكن أن تصل إلى مقاييس SMBH بمعدلات تراكم أكثر اعتدالًا. السلبيات: يتطلب ظروفًا دقيقة (مثل حقل إشعاعي لقمع تبريد H2، انخفاض المعدن، كتل/دوران هالة محددة). من غير الواضح مدى شيوع هذه الظروف.

2.3 التصادمات الهاربة في العناقيد الكثيفة

في عناقيد النجوم الكثيفة للغاية، يمكن أن تؤدي التصادمات النجمية المتكررة إلى تكوين نجم ضخم جدًا في مركز العنقود، والذي ينهار بعد ذلك إلى بذرة ثقب أسود ضخمة (حتى عدة 103 M⊙):

  • عملية التصادم الهاربة: ينمو نجم واحد عن طريق التصادم مع آخرين، مكونًا "نجمًا عملاقًا" عالي الكتلة.
  • الانهيار النهائي: قد ينهار النجم العملاق إلى ثقب أسود، مما يعطي بذرة تتجاوز كتل الانهيار النجمي النموذجية.

الإيجابيات: هذه العمليات معروفة من حيث المبدأ من دراسات العناقيد الكروية، لكنها أكثر دراماتيكية عند انخفاض المعدن والكثافة النجمية العالية. السلبيات: يتطلب هذا عناقيد شديدة الكثافة والكتلة في وقت مبكر جدًا—وقد يتطلب أيضًا بعض الإثراء المعدني للسماح بتكوين نجوم كافٍ في منطقة مضغوطة.

2.4 الثقوب السوداء البدائية (PBHs)

الثقوب السوداء البدائية يمكن أن تتشكل من اضطرابات الكثافة في الكون المبكر جدًا—قبل تخليق العناصر في الانفجار العظيم—إذا انهارت مناطق معينة مباشرة تحت تأثير الجاذبية. كانت فرضية، ولا تزال موضوع بحث نشط:

  • نطاقات كتلية متنوعة: يمكن نظريًا أن تمتد PBHs عبر طيف كتلي ضخم، لكن لتكوين بذور SMBHs، قد يكون نطاق ~102–104 M⊙ ذا صلة.
  • القيود الرصدية: PBHs كمرشحين للمادة المظلمة مقيدة بشدة بواسطة الميكروعدسات وتقنيات أخرى، لكن وجود مجموعة فرعية تشكل بذور SMBH لا يزال احتمالًا.

الإيجابيات: يتجاوز الحاجة لتكوين النجوم؛ قد توجد البذور في وقت مبكر جدًا. السلبيات: يتطلب ظروفًا دقيقة في الكون المبكر لإنتاج PBHs في نطاق الكتلة والوفرة المناسبين.

3. آليات النمو والأزمنة

3.1 الاعتماد المحدود بالإيدينغتون

يحدد الحد الإيدينغتوني أقصى لمعان (وبالتالي معدل الاعتماد) عند توازن ضغط الإشعاع الخارجي مع الجذب الداخلي للجاذبية. للمعلمات النموذجية، هذا يعني:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

على مدى الزمن الكوني، يمكن للاعتماد المستمر المحدود بالإيدينغتون أن ينمي الثقب الأسود بعدة رتب من الحجم، ولكن للوصول إلى >109 M⊙ ضمن ~700 مليون سنة غالبًا ما يتطلب معدلات قريبة من الإيدينغتوني (أو فوق الإيدينغتوني) بشكل شبه مستمر.

3.2 الاعتماد فوق الإيدينغتوني (الفرط)

في ظروف معينة — مثل تدفقات الغاز الكثيفة أو تكوينات القرص النحيف — قد يتجاوز الاعتماد على المادة الحد الإيدينغتوني القياسي لفترة. يمكن لهذا النمو فوق الإيدينغتوني أن يقصر بشكل كبير الوقت المطلوب لبناء SMBHs من بذور متواضعة [5].

3.3 اندماجات الثقوب السوداء

في إطار تشكيل البنية الهرمية، تندمج المجرات (وثقوبها السوداء المركزية) بشكل متكرر. يمكن أن تسرع عمليات اندماج الثقوب السوداء المتكررة من تراكم الكتلة، رغم أن تراكم كتلة كبير لا يزال يتطلب تدفقات غازية كبيرة.

4. الأدلة والملاحظات الرصدية

4.1 مسوحات الكوازارات ذات الانزياح الأحمر العالي

تكتشف مسوحات السماء الكبيرة (مثل SDSS، DESI، VIKING، Pan-STARRS) باستمرار الكوازارات عند انزياحات نحو حمراء أعلى، مما يشدد القيود على أزمنة تكوين SMBH. كما توفر الميزات الطيفية تلميحات حول معدنية المجرة المضيفة والبيئة المحيطة.

4.2 إشارات أمواج الجاذبية

مع ظهور كواشف متقدمة مثل LIGO وVIRGO، تم رصد اندماجات الثقوب السوداء على مقاييس كتلة نجمية. ستستكشف مراصد أمواج الجاذبية من الجيل التالي (مثل LISA) نطاقات تردد أقل، مما قد يكتشف اندماجات بذور ثقوب سوداء ضخمة عند انزياحات حمراء عالية، موفرًا رؤية مباشرة لمسارات نمو الثقوب السوداء المبكرة.

4.3 القيود من تكوين المجرات

تستضيف المجرات ثقوبًا سوداء فائقة الكتلة في مراكزها، غالبًا ما ترتبط بكتلة انتفاخ المجرة (علاقة MBH – σ). يمكن لدراسة تطور هذه العلاقة عند انزياحات حمراء عالية أن توضح ما إذا كانت الثقوب السوداء أو المجرات تشكلت أولاً - أو معًا.

5. الإجماع الحالي والأسئلة المفتوحة

بينما لا يوجد إجماع مطلق على القناة السائدة لتكوين البذور، يشتبه العديد من علماء الفلك في مزيج من بقايا الجيل الثالث لقناة البذور "الأقل كتلة"، وثقوب الانهيار المباشر في بيئات خاصة لقناة البذور "الأكثر كتلة". قد يحتوي الكون الحقيقي على مسارات متعددة متزامنة، مما يفسر التنوع في كتل الثقوب السوداء وتاريخ نموها.

تشمل الأسئلة المفتوحة الرئيسية:

  1. الانتشار: ما مدى شيوع أحداث الانهيار المباشر مقارنة ببذور الانهيار النجمي العادي في الكون المبكر؟
  2. فيزياء الاعتصار: تحت أي ظروف يحدث الاعتصار فوق إيدينغتون، وكم من الوقت يمكن أن يستمر؟
  3. ردود الفعل والبيئة: كيف تؤثر ردود الفعل من النجوم والثقوب السوداء النشطة على تكوين البذور، هل تمنع أو تعزز المزيد من تدفق الغاز؟
  4. الأدلة الرصدية: هل يمكن للتلسكوبات المستقبلية (مثل JWST، Roman Space Telescope، التلسكوبات الأرضية الضخمة من الجيل التالي) أو مراصد أمواج الجاذبية اكتشاف علامات الانهيار المباشر أو تكوين بذور ثقيلة عند انزياحات حمراء عالية؟

6. الخاتمة

فهم بذور الثقوب السوداء فائقة الضخامة أمر أساسي لشرح كيف تظهر الكوازارات بسرعة بعد الانفجار العظيم ولماذا تحتوي كل مجرة ضخمة تقريبًا اليوم على ثقب أسود مركزي. على الرغم من أن سيناريوهات انهيار النجوم التقليدية توفر مسارًا مباشرًا للبذور الأصغر، فإن وجود الكوازارات المضيئة في الأزمنة المبكرة يشير إلى أن قنوات البذور الأكبر، مثل الانهيار المباشر، قد لعبت دورًا مهمًا - على الأقل في بعض مناطق الكون المبكر.

ستعمل الملاحظات الجارية والمستقبلية، التي تشمل علم الفلك الكهرومغناطيسي وأمواج الجاذبية، على تحسين نماذج تكوين وتطور الثقوب السوداء. مع تعمقنا في فجر الكون، نتوقع اكتشاف تفاصيل جديدة حول كيفية تشكل هذه الأجسام الغامضة في مراكز المجرات وإطلاقها لسلسلة من ردود الفعل الكونية، واندماجات المجرات، وبعض من ألمع المنارات في الكون: الكوازارات.

المراجع والقراءات الإضافية

  1. Fan, X., et al. (2006). “القيود الرصدية على إعادة التأين الكونية.” المراجعة السنوية للفلك والفيزياء الفلكية، 44، 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “ثقب أسود بكتلة 800 مليون شمس في كون محايد بشكل ملحوظ عند انزياح أحمر 7.5.” نيتشر، 553، 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “تكوين أول الثقوب السوداء فائقة الكتلة.” المجلة الفلكية، 596، 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “تكوين النجوم فائقة الكتلة البدائية عبر تراكم كتلة سريع.” المجلة الفلكية، 778، 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “النمو السريع للثقوب السوداء عند انزياح أحمر مرتفع.” رسائل المجلة الفلكية، 633، L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “تكوين أول الثقوب السوداء فائقة الكتلة.” المراجعة السنوية للفلك والفيزياء الفلكية، 58، 27–97.

 

← المقال السابق                    المقال التالي →

 

 

العودة إلى الأعلى

العودة إلى المدونة