سیاه چاله ها در کهکشان راه شیری

دلایل رصدی بسیار محکمی اخیراً پیدا شده که وجود سیاه چاله های در حال چرخش حول ستاره های نسبتاً معمولی در کهکشان راه شیری ما و مرکز چندین کهکشان دیگر را تأیید می کند. جرم این ها عموماً ۱۶-۴ برابر جرم خورشید هستند در حالی که سیاه چاله ها جزء "سیاه چاله های بسیار پر جرم" با جرمی حدود میلیون تا بیلیون برابر جرم خورشید هستند. دلایل به خصوص برای وجود سیاه چاله پر جرم در مرکز کهکشان راه شیری محکم می باشد.
سیاه چاله ها منطقه ای از فضا هستند که میدان گرانشی بسیار قوی دارند که هیچ چیزحتی نور قادر به گریز از آن نیست. این حالت نیازمند یک جسم بسیار فشرده با حجم بسیار کم می باشد که سرعت فرار، به سرعت نور برسد(یا حتی از آن هم زیادتر شود). یک جرم فرضی M یک سیاه چاله را تشکیل می دهد اگر شعاع آن به مقداری زیر شعاع شوارتسشیلد کاهش پیدا کند. Rs=۲GM/c۲ ، که G ثابت گرانش نیوتون و c سرعت نور است. برای مثال برای جرم خورشید(۱Msun)، Rs≈۳ Km می باشد. در مورد یک سیاه چاله ی غیرچرخشی یا ثابت، کره ای که r=Rs "افق رویداد" نامیده می شود—هیچ چیز نمی تواند از آن بگریزد! براساس نسبیت عام کلاسیک، همه ی مواد داخل سیاه چاله در یک نقطه با چگالی بینهایت در مرکز سیاه چاله، به نام تکینگی فشرده می شوند. نور و ماده توسط انحنا بینهایت مکان-زمان و نه به وسیله ی نیروی جاذبه ی نیوتونی F=GMm/R۲ (که R فاصله ی بین جرم M وm است) به دام می افتند، در حقیقت در مورد نور (m=۰) قانون نیوتونی کاملاً غلط است.
سیاه چاله های جرم اختری به عنوان نقطه ی پایان تکامل طبیعی بعضی از انواع ستارگان پذیرفته شده اند. یک ستاره که در ابتدا بزرگتر از ۱۰Msun باشد در آخر حیاتش ناپایدار می گردد: در حین اینکه لایه های بیرونی دفع می شوند هسته می رمبد بعد دوباره به وسیله ی هسته بازگرداننده می شوند و به وسیله ی نوترینو فشرده می شوند.(نوترینو ذره های خنثی و تقریبا بدون جرمی هستند که در اولین ثانیه های مرگ ستاره به صورت خیلی زیاد منتشر می شوند.) معمولاً رمبش هسته های از این قبیل یک ابرنواختر(منفجر شدن ستاره) یک ستاره ی نوترونی—یک کره ای با شعاع ۱۰ تا ۱۵ کیلومتر و جرم ۱.۴Msun را تشکیل می دهد. اما در بعضی موارد هسته ممکن است آنچنان پرجرم باشد که خودش را نگه دارد: حداکثر جرم نظری قطعی یک ستاره ی نوترونی ۳Msun است، و حداکثر جرم واقعی ممکن است تقریباً کمتر باشد(۱.۵ تا ۲ Msun ). رمبش گرانشی قوی اگر ادامه پیدا کند یک سیاه چاله را تشکیل می دهد. یک سناریو دیگر که امکان اتفاقش وجود دارد، پیوند دو ستاره ی نوترونی است: اگر جرم نهایی از حد ثبات فراتر رود، یک سیاه چاله تشکیل می شود.
یک سیاه چاله با کیفیت متفاوت می تواند از رمبش گرانشی گاز در منطقه ی مرکزی کهکشان ها، به خصوص کهکشان های بزرگ مانند کهکشان راه شیری تشکیل شود. این قبیل سیاه چاله ها، "سیاه چاله های بسیار پرجرم" هستند که جرمشان میلیون یا حتی بیلیون برابر جرم خورشید است. در دهه ی ۱۹۶۰ وجود آنها برای توضیح دادن شبه اختران قدرتمند، لازم دانسته شد. در انتهای دیگر طیف جرمی، "سیاه چاله های نخستین" ریز احتمالاً کمی بعد از تولد جهان شکل گرفته اند، اما هیچگونه مدرکی برای وجود اینها نیست.
به خاطر اینکه نور و ماده در درون حبس می شوند، یک سیاه چاله را نمی توان مستقیماً آشکار کرد؛ در عوض آن را براساس تأثیر گرانشی که روی مواد اطرافش می گذارد می توان پیش بینی کرد. عمده آزمایشگاه های نجومی برای اینگونه مطالعه ها، سیستم های ستاره های دوتایی و هسته های کهکشان ها است. برای مثال اگر یک ستاره ی قابل رویت، حول یک چیز تاریک به سرعت بچرخد و جرم این چیز تاریک حداقل ۳Msun باشد، فرایند حذف نشان میدهد که این چیز دیده نشدنی یک سیاه چاله است. به همین ترتیب اگر حرکت ستارگان و گازهای نزدیک هسته ی یک کهکشان نشان دهد که یک جرم بزرگی در حجمی اندک محبوس شده احتمالاً یک سیاه چاله در اینجا دخالت دارد.
ستاره های دوتایی اشعه X:گاهی اوقات تلسکوپ های اشعه ی X انفجار اشعه های پر انرژی را در قسمت های معین آسمان پیدا می کنند. در بیشتر موارد مطالعات نشان می دهد که ماده از یک ستاره ی نسبتاً عادی(ستاره ی ثانویه) به یک چیز فشرده(اولیه) که دور آن در حال چرخش است منتقل شده است. اشعه ی گسیل شده که مبداء آن انتشار انرژی گرانشی پتانسیلی است، از صفحه ی مسطح یک پارچه ای، که احاطه کننده ی اولیه است می آید. بعد از چند ماه که صفحه ی یک پارچه ناپدید می شود امکان مطالعه درباره ی ثانویه را فراهم می کند. اندازه گیری های سرعت شعاعی(Vr) در یک رده از طیف نوری، بعضی اوقات حرکت های دورانی را آشکار می کند: Vr سینوسی با زمان تغییر می کند.(در بعضی موارد ثانویه به قدری درخشان است که اندازه گیری می شود حتی زمانی که سیستم فعال نیست؛ نور از صفحه ی یک پارچه بر سیستم تسلط ندارد.)
قوانین نیوتون در مورد حرکت و گرانش می تواند برای بدست آوردن تابع جرم از اولیه استفاده شود. F(M۱) = PK۲۳/۲pG = M۱۳sin۳i/(M۱+M۲)۲ که M۱ و M۲ جرم های اولیه و ثانویه (به ترتیب)،i زاویه ی دورانی سیستم(لبه ی روی مدار=°۹۰)، P دوره ی دوران و K۲ نیمه دامنه ی سینوس می باشد (۳۵۰km/s اگر سینوس از -۳۵۰km/s تا +۳۵۰km/s تغییر کند). از مشاهده ی منحنی سرعت شعاعی مانند آنچه که در تصویر۱ نشان داده شده برای دوتایی اشعه X GS ۲۰۰۰+۲۵ ، P و K۲ اندازه گیری می شوند؛ از اینرو f(M۱) بنا بر مشاهدات، تعیین شده است. اما توجه کنید که درf(M۱) M۱≥ تساوی فقط در صورتی حاصل می شود که مدار روی لبه باشد (i=۹۰°) و ثانویه جرم نداشته باشد (M۲=۰) . چون M۲>۰ (در غیر این صورت سیستم دوتایی نیست!) مقدار اندازه گیری شده ی f(M۱) یک حد نزولی اکید به طرف M۱ را درست می کند. بنابراین اگر یک دوتایی اشعه X بخصوص، f(M۱)>۳Msun ، و اولیه تاریک باشد، یک حالت بسیارمطلوب برای این است که اولیه سیاه چاله باشد؛ سیستم های
ستاره های سه تایی که از سیاه چاله ها تقلید می کنند، با اینکه ناممکن نیستند، اما بسیار مشکل شکل می گیرند و عمر کوتاهی دارند.جرم تقریبی ثانویه را در بعضی مواقع می توان از طیفش به دست آورد. علاوه بر این نسبت جرم (q=M۲/M۱) را می توان از انتشار چرخشی طیف جذبی در طیف ثانویه بدست آورد، که در چرخش همزمان محبوس شده است (برای مثال ثانویه حول محورش در یک زمان هم اندازه تا دوره ی دورانی اش می چرخد). محدودیت های دیگر در q و i از منحنی نور(روشنایی در زمان) ثانویه در غیرفعالی بدست آمده است: به خاطر اغتشاش جزرومدی ثانویه (درجه ای که به q بستگی دارد)، سطح مقطع عرضی آشکارش مانند یک تابع موقعیت در مدارش تغییر می کند، مگر اینکه i=۰° باشد. همچنین، اگر i نزدیک ۹۰° باشد، گرفتگی متقابل صفحه ی یک پارچه و ثانویه، شیب هایی در منحنی نور ایجاد می کند.
در سال ۱۹۹۴ توابع جرم (و جرم های احتمالی، در بعضی موارد) از پنج سیاه چاله ی قوی انتخاب شده، اندازه گیری شد. به خاطر اندازه ی نسبتاً کوچک تلسکوپ های نوری موجود، این مطالعات به نورانی ترین اجسام محدود شده بودند.با تکمیل دو تلسکوپ ۱۰ متری Keck سیستم های ضعیف تر نیز بررسی شد.گروه مولفان به خصوص ، f(M۱) = ۵.۰ ± ۰.۱Msun برای GS
۲۵+۲۰۰۰۰ ، تابع دومین پرجرمترین شناخته شده (بعد از GS ۲۰۲۳ + ۳۳۸ با ۶.۰۸± ۰.۰۶Msun ) را اندازه گیری کردند .
آنها همچنین f(M۱) = ۴.۷ ± ۰.۲Msun را برای Nova Oph ۱۹۷۷ سومین پرجرمترین شناخته شده، پیدا کردند. تا زمان ۱۹۹۸، ۹ سیاه چاله متقاعدکننده در سیستم های دوتایی شناخته شد.
یک امکان معقولانه سیاه چاله ها را نسبت به ستاره های نوترونی عجیب که به طریقی تلاش می کنند که جرمشان از حد ۳Msun فراتر رود برای این که اولیه ی تاریک در این سیستم های دوتایی اشعه X، باشند ترجیح می دهد اگرچه هیچ مدرک بیشتری برای آنها وجود نداشته باشد.
چشم گیراست،اما هنوز قدری بحث برانگیزاست، مدارکی اخیراً به وسیله ی مقایسه ی اشعهX و روشنایی نوری درغیرفعالی، تهیه شده است.
برای یک روشنایی نوری معین(تعیین شده با سرعت انتقال جرم در قسمت های بیرونی صفحه ی یک پارچه)، روشنی اشعه ی X (از ماده ی نزدیک اولیه) در سیستم های سیاه چاله های منتخب خیلی کمتر از آنهایی است که اولیه آنها ، ستاره ی نوترونی شناخته شده است. این اشاره می کند که در تشکیل دهنده، ماده ی به هم پیوسته به یک سطح اختری نمی خورد، و که انرژی گرانشی پخش شده در صفحه به جای اینکه به بیرون منتشر بشود بیشتر به فراتر از افق رویداد کشیده می شود.
مرکز کهکشان راه شیری. کهکشان هایی شناخته شده اند که منطقه ی مرکزی "فعال" دارند که مقدار بسیار زیاد انرژی، هر ثانیه از آنها منتشر می شود. این هسته های فعال کهکشان ها احتمالاً از اتحاد ماده در یک سیاه چاله ی پرجرم نیرو می گیرند(۱۰۶-۱۰۹Msun). انرژی پتانسیل گرانشی، به واسطه ی نیروهای اصطکاکی در یک صفحه ی یک پارچه ی دور سیاه چاله، به تشعشع تبدیل می شود. این یک فرایند است که می تواند بیشتر از ۱۰ بار از همجوشی هیدروژن به هلیوم(که در ستاره های معمولی رخ می دهد) موثرتر باشد. شبه اخترها، که عموماً در مسافت های زیاد دیده می شوند(یعنی زمانی که جهان جوان بود) قدرتمندترین مثال ها برای هسته های فعال کهکشان ها هستند. هنگامیکه سوخت موجود در منطقه ی مرکزی با گذشت زمان مصرف می شود، آنها کم کم محو می شوند تا زمانی که به یک جسم کم فعال تبدیل شوند، شاید سرانجام به کهکشان های تقریباً معمولی مثل مال ما تبدیل بشوند.
در حقیقت، مرکز کهکشان راه شیری ما فعالیت های خفیفی، مخصوصاً در طول امواج رادیویی نشان می دهد: "تشعشع غیر حرارتی" ویژگی مارپیچ حرکت کردن الکترونهای انرژی بالا در میدان های مغناطیسی به وسیله ی یک جسم فشرده که به عنوان کمان شناخته شده است، منتشر می شود. شاید این پناهگاه یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم باشد؟ یک راه برای فهمیدن این است که ببینیم آیا ستاره ها در منطقه ی مرکزی به سرعت در حال حرکتند، در آن صورت انتظار می رود که یک جرم زیاد موجود باشد. اگر یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم تنها، بر جرم منطقه ی مرکزی تسلط داشته باشد، سرعت های نوعی V از ستاره هایی در فاصله ی R از هسته، باید متناسب با ۱/R۱/۲ باشد: هر چه شعاع کوچکتر باشد، V بزرگتر می شود. اما اگر منطقه ی مرکزی شامل یک خوشه توسعه یافته فضایی ستارگان باشد، در این مورد صدق نمی کند؛ برای مثال در مورد یک تراکم ستاره های یکنواخت، ما انتظار داریم VµR .
در طی ۵ سال گذشته، دو تیم عکس هایی با وضوح بالا از کهکشان راه شیری بدست آوردند، که هر کدام در چندین موقعیت متفاوت گرفته شده اند که تغییرات زمانی در موقعیت ستارگان را می توان نمایان کرد. مشاهدات در طول امواج مادون قرمز که به گاز و غبارهای میان زمین و مرکز کهکشان(مسافتی حدود ۲۵۰۰۰ سال نوری(ly)) خیلی آسانتر از نور نفوذ می کند، انجام شدند. یک شیوه ی مخصوص که ایجاد تصویر نقطه ای نامیده می شود، برای بهتر کردن وضوح تصویر به کار می رفت: با پرتودهی چند دهم ثانیه، حد پراش یک تلسکوپ می تواند نزدیک شود، چون آشفتگی جوی متمایل به آغشتن اشعه های نور در میزان زمان های طولانی قابل توجه ای است. با استفاده از تلسکوپ ۱۰-m Keck-I در هاوایی، وضوح زاویه ای اثر نهایی تقریباً ۰.۰۵ آرک ثانیه در l=۲۲mm ، مطابق مقیاس فضایی ۰.۰۰۷ ly در مرکز کهکشان می باشد. داده ها در یک سازش بسیار خوب با منحنی ۱/R۱/۲ در R<۰.۴ ly هستند؛ از اینرو جسم واحدی بر پتانسیل گرانشی منطقه ی مرکزی تسلط دارد! جرم اشتقاقی آن(۲.۶±۰.۲)´۱۰۶Msun ، و چگالی جرمی آن در طول یک شعاع ۰.۰۵ ly حداقل ۶´۱۰۹Msun/ly۳ است، که به طور قطع همه ی احتمالات دیگر به جز سیاه چاله را از بین می برد.
اگرچه کهکشان ما متقاعدکننده ترین مورد برای وجود سیاه چاله بسیار پرجرم است، اما مشاهدات مرکزهای کهکشان های دیگر نیز نتیجه گیری را تقویت می کند. اندازه گیری های بسیار دقیق بعضی "میزرها" (مانند لیزرها، اما با اشعه میکروموج) در یک صفحه ی احاطه کننده ی هسته ی NGC ۴۲۵۸ برای مثال، Vµ۱/R۱/۲ در طول شعاع یک سال نوری از مرکز را آشکار می کند. جرم اشتقاقی جسم فشرده ۳.۶´۱۰۷Msun می باشد.روی مقیاس های کمی بزرگتر، طیف بدست آمده با تلسکوپ فضایی هابل نشان می دهد گازها و ستارگان به سرعت در یک وضعیت همسان با حضور یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم؛ پرجرمترین مورد موجود، که از کهکشان بیضی شکل غول آسای M۸۷ در حدود ۳´۱۰۹Msun است، حرکت می کنند. علاوه بر این، مشاهدات اشعه X از برخی هسته های فعال کهکشان ها، گسیل از یک صفحه داغ گاز ظاهراً بسیار نزدیک به یک سیاه چاله را آشکار کرد. زیرا تأثیرات نسبیتی زیادی پیدا شده است. به نظر می رسد که یک سیاه چاله ی بسیار پرجرم در هر کهکشان بزرگی جوابگوی چنین کاوش هایی است.
بنابراین، در آخرین دهه ی قرن ۲۰ ، سیاه چاله ها از جایگاه افسانه ی علمی تخیلی به واقعیت علم رسیده اند. وجود آنها در سیستم های ستارگان دوتایی، و در مرکز کهکشان های پرجرم تقریباً انکارناپذیر است. آزمایشگاه های حیرت آوری درست شده است که قادر به آزمودن رشته ی قوی پیش بینی های نظریه ی نسبیت عام انیشتین هستند.
این اثر در مورد سیاه چاله ها توسط موسسه ی بورس علمی بین المللی AST-۹۴۱۷۲۱۳ و مدیریت بورس هوا و فضا بین المللی NAG۵-۳۵۵۶ پشتیبانی می شود.


منبع : www.astro.ir
مترجم و گرداورنده: بهاره شیدرنگ
سازمان اخترشناسی، تالار ۶۰۱ کمپلر، دانشگاه کالیفرنیا، برکلی، کالیفرنیا ۳۴۱۱- ۹۴۷۲۰

منبع : آسمان شب ایران