حفره سیاه یا سیاهچاله

اصطلاح سیاهچاله قدمت چندانی ندارد . جان ویلد دانشمند آمریکائی ، در سال ۱۹۶۹میلادی این تعبیر را سرزبانها انداخت .درسال ۱۷۸۳میلادی یک استاد کمبریج بنام جان میچل ، مقاله ای درتبادل نظرها ی فلسفی انجمن سلطنتی لندن منتشر کردودر آن خاطر نشان ساخت که اگر ستاره ای جرم بسیار زیاد ی داشته باشد ، میدان گرانش آن چندان نیرو مند می شود که مجال گریز را از نور می گیرد ، هر پرتو نور که از سطح ستاره گسیل می گردد ، پیش از آنکه مسافت زیادی دور شود بوسیله جاذبه گرانشی ستاره ، پس کشیده خواهد شد .
میچل می گفت ، شاید تعدد این قبیل اجرام بسیار زیاد باشد ، اگر چه بدلیل آنکه نور این ستارگان نمی تواند به ما برسد ، قادر به دید نشان نیستیم ، اما می توانیم جاذبه گرانشی آنها را حس کنیم .
این اجرام همان اجرامی هستند که امروز ،حفره سیاه یا سیاهچاله می نامیم یا اسمی با مسمی تر ( ناحیه ای خالی و سیاه در فضا ) .اینکه یک ستاره چقدر عمر می کند و به چه اندازه و چه شکل و چه رنگهائی میل پیدا می کند و چه فعل و انفعالاتی در آن صورت می گیرد و تا چه مرحله ای از طی مراحل عمر ستارگان می تواند پیش برود ،همه و همه به جرم ستاره بستگی دارد .
نخست هیدروژن به هیلم ، هلیم به کربن ، کربن به اکسیژن ، اکسیژن به نئون ، نئون به منیزیم ،منیزیم به سیلیکون ، سیلیکون به گوگرد و در سرانجام گوگرد به عناصر گروه آهن تبدیل می شود .ترتیب و تبدیل عناصر به یکدیگر که در بالا ذکر شده است بستگی به جرم هر ستاره دارد . هرچه جرم ستاره بیشتر باشد می تواند فعالیت هسته ای خودش را بیشتر ادامه دهد نو عناصر دیگری را تولید کند .ستارگان که هم جرم خورشیدما هستند وستارگانی که تا هشت برابرخورشیدما جرم دارند،ازشکل زندگی یکنواختی پیروی می کنند .
پس از طی این مراحل ، در غایت به کوته له سفید تبدیل شده و در گذشت زمان سرد و تاریک درفضا محو می شوند .اما ستارگان بزرگتر متفاوتند .برای مثال ستارگان پر جرم آبی مایل به سفید هستند که دمای سطحی این ستارگان حدود k ْ ْْْ۴۰۰۰۰ است و به ردۀ طیفی « O » تعلق دارند این ستارگان حدود ۴۰ برابر خورشید جرم و حدود ۲۰ برابر بزرگتر از خورشید ما هستند و درحدود ۱۰۰۰۰۰ برابر خورشید درخشندگی و روشنایی دارند .
نکته تناقض آمیز اینجانب که هرچه سوخت آغاز ین ستاره بیشتر باشد ، زودتر تمام می شود ، زیرا هرچه جرم ستاره بیشتر باشد،برای خنثی کردن جاذبه گرانشی اش باید داغتر شود و هرچه داغتر شود انرژی بیشتر ی مصرف و سوختن سریعتر به پایان می رسد . خورشید ما احتمالا ً سوخت کافی برای پنج هزار میلیون سال دیگر دارد ، اما ستارگان بزرگترظرف مدت یک میلیارد سال یعنی خیلی کمتر از خورشید ،سوخت خود را مصرف می کنند.ستارگانی که به ردۀ طیفی «O » تعلق دارند ،پس از مرحله سفید – آبی بودن بزرگ و سرد می شود و به ستارهای زرد رنگ تبدیل می گردد.
دراین حالت ستاره به مرحله ناپایداری می رسد و دریک دورۀ یک ماهه به شکل منظم کوچک و بزرگ خواهد شد .همانطور که بزرگ و کوچک می شود ، درخشندگی آن هم به طور مرتب کم و زیاد می شود و این ستاره به ستارۀ متغیر قیفاووسی تبدیل می شود و درنهایت ستارۀ پرجرم یک ستاره ابرغول سرخ که هزار باراز خورشید بزرگتر است تبدیل می شود . درطی این عمل مقدار زیادی از انرژی خود را از دست می دهد .
در هسته چنین ستارگانی فرآیندهای هسته ای متفاوتی رخ می دهدکربن نفرستاده واکنش همجوشی را مانند همجوشی که پیشتر هلیوم و ئیدروژن داشتند ،آغاز می کند و عناصر بازهم سنگینتری مانند سیلسیوم و منیزیم پدید می آورد. سپس این همجوشی مغزی را بازهم داغتر می کند و فشار تولید شده از این انرژی ،موقتا ً جلوی انقباض مغزی را می گیرد اما پس از دوره ای کوتاه ، کربن هسته تمام می شود و هسته بدلیل نبودن هیچ منبع تولید فشار روبه بیرون ، دوباره انقباض را شروع می کند .
هنگامی که هسته بیشتر و بیشتر منقبض شد و به دمای باز هم بیشتری رسید ، بار دیگر واکنشهای هسته ای دیگری مانند سوزاندن سیلسیوم و منیزیم می تواند آغاز شود . این مراحل متوالی ، تا تولید عناصر سنگین متعددی درهسته ادامه می یابد ، فرآیند نسبتا ً سریع روی می دهد و بسته به جرم ستاره در طی تنها چند هزار سال یا کمتر ، سرانجام و قفه ها طبیعی در توالی این مراحل پیش می آید .
دلیل توقف نهاییی عنصر سازی ، درماهیت کاملاً خاص عنصر آهن نهفته است . برخلاف سابق ، که عنصر ها سبکترشکل می گرفتندوانرژی آزاد می کردند،شرکت آهن درچنین واکنشی هسته ای انرژی آزاد نمی کندبلکه آن راجذب می کند. بنابراین هنگامی که آهن شکل می گیرد ، به جای تامین انرژی بیشتر برای هسته ستاره ، انرژی آن را مصرف می کند . از اینرو آهن عنصر نهایی است و مرحله نهایی را در هسته تدارک می بیند. به سبب نبودن هیج منبع انرژی ، هسته آهنی ستاره ابزاری برای جلوگیری از انقباض بیشتر خود ندارد ، هسته آهنی برروی خود خراب می شود و این نقطه ، چگالی چنان بالا و دما افزاینده است که حتی عناصر سنگینتر از آهن نیز می توانند تولید شوند، اما فقط در لحظه ای بس کوتاه چنین خواهد شد .
درواقع احتمالا ً به این دلیل است که می بینیم درطبیعت ، عناصر سنگین تر از آهن بسیا رکمیاب تر از عناصر سبکتر از آهن هستند .هسته دراین زمان چنان شدید صورت می گیرد که درپی خود ماده را به همان شدت وا می جهاند و ماده با انرژی گزافی به فضا پرتاب می شود . این همان انفجار است که به صورت فوران ابر نواختری می بینیم و مواد پراکنده شده از آن درفضا ، سرانجام باقیمانده ابر نواختر راتشکیل می دهند.پس از انفجار ابر نواختر هسته آهن این ستاره در اثر چگالی فوق العاده زیاد و دمای بالا چنان گرانشی درخود بوجود می آورد که دیگر حتی نور هم نمی تواند از چنگ آن بگریزد و دیگر این جسم برای ما مرئی نمی باشد و به اصطلاح سیاهچاله یا حفره سیاه یا منطقه ای خالی درفضا می گوئیم .
● چگونه میتوان سیاهچاله ها را شناسایی کرد ؟
جان میچل درمقاله ای درسال ۱۷۸۳ خاطر نشان ساخته بود ، حفره سیاه همچنان بر اشیائی که درمجاورش واقعند ، نیروی گرانش اعمال می کند . ستاره شناسان دستگاههای بسیاری را درصد کرده اند که درآنها دو ستاره گرداگرد یکدیگر می چرخند و توسط گرانش یکدیگر راجذب می کنند .
دربین آنها دستگاههای را مشاهده کرده اند که تنها یک ستاره مرئی درحال گردش دور همرائی نامرئی است ، البته بیدرنگ نمی توان نتیجه گرفت که این یار و همراه نامرئی همان سیاهچاله است شاید صرفا ً ستاره ای بسیار کم سو باشد ، امابرخی از این دستگاههامنبع پرقدرت اشعه ایکس نیز هستند ( همچون دجاجه x-۱ )بهترین توضیح برای این پدیده آنست که ماده از سطح ستاره مرئی جدا گشته است و در حین آنکه بسوی همراه نامرئی اش سقوط می کند ، مسیر مارپیچی را می پیماید و بسیار داغ می گردد و اشعه ایکس گسیل می کند . این جرم می تواند کوتوله سفید یا ستاره توترونی یا حفره سیاه باشد .با محاسبه مدارگردش ستارۀ دریافتند که جرم مورد نظر ، جرمی بس بیشتر از جرم یک کوتوله سفید دارد پس نمی تواند کوتوله سفید باشد .
همچنین این جرم عظیم نمی تواند ازآن یک ستاره نوترونی باشد بنابراین تنها یک احتمال وجود سیاهچاله می باشد . همچنین مدارکی حاکی از وجود حفره های سیاه دیگری دردستگاههای نظیر دجاجه x-۱ درکهکشان ماو درکهکشان موسوم به ابرهای ماژلانی دردست است ، با این وجود حفره های سیاه بیگمان بس بیشتر ازاینهاست .درکهکشان ما به تنهائی بالغ بر صد میلیارد ستاره مرئی تقریباً وجود دارد .
جاذبه گرانشی اضافه این تعدا د حفره سیاه می تواند توضیح دهد که چرا کهکشان ، با سرعت کنونی اش درحال چرخش است . جرم ستارگان مرئی از آن حد که لازم است تابتواند سرعت چرخش فعلی را توجیه کند ،کمتر است . مدارک دیگری هم در دست است که حفره سیاه بس عظیم تری درمرکز کهکشان ما هست که جرمش تقریبا ً صد هزار برابر خورشید است . درکهکشان ما آن ستارگانی که به این حفره سیاه پیش از حد نزدیک شوند ، به سبب اختلاف نیروی گرانشی وارده به طرف نزدیک و دور از آن ها ، پاره پاره می گردد .
بقایای این ستارگان بعلاوه گازی که از ستارگان دیگر جداشده است به سوی حفره سیاه سقوط می کنند . نزدیکترین سیاهچاله شناسایی شده به ما درفاصله ۱۶۰۰ سال نوری از زمین قرار دارد و به مجموعه دوتایی ۴۶۴۱ V قوس تعلق دارد . این دوتایی متغیر مدتها جزء طبقه نو اخترهای پرتوایکس به حساب می آمد ، چون گهگاه که از ستارۀ معمولی مواد به همدم فشرده اش می ریزد و درپرتوایکس تابش می کند ، بسیار درخشان خواهد بود . آشکار سازی سیاهچاله ها یا حفرۀ سیاه به دو روش انجام می گردد:
۱) روش اول:
بدین طریق انجام می گیرد که چون جرم سیاهچاله بسیار زیاد است ، آشکار سازی آنها را از روی تاثیر گرانشی که آنها به اجسام مجاور دارند ، امکان پذیر است . بدین طریق که اختر شناسان جرمهای تمام ستارگان موجود دریک خوشه ستاره ای را به دقت تعیین می کنند و ببینند که مجموع جرم این ستارگان مرئی به طورقابل ملاحظه ای کمتر از جرم کل خوشه است ، پس باید جرم غیر قابل مشاهده ای که نشانه سیاهچاله است ، در خوشه وجود داشته باشد .مرکز کهکشانها به عنوان مکانهای تلقی می شود که در آنها سیاهچاله وجود دارد ، زیرا چگالی مواد در آنجا بسیار زیاد و همچنین این احتمال وجود دارد که در آغاز حیات کهکشانها ، اجرام بسیار پرجرمی در آنها وجود داشته است . مانند کهکشان رادیویی ۸۷ M که مقدار جرم هسته آن ظاهراً خیلی بیشتر از مقدار نورستارگان آن است . ( ۴۴۸۶ NGC درصورت فلکی گیسو )
۲) روش دوم :
برای آشکاری ، یافتن اثرات آنها به روی مواد میان ستاره ای مجاورشان است . سیاهچاله ها به خاطر جرم بسیار زیادشان گازهای اطراف را به سوی خود می کشند . پیش از آنکه گازها به درون سیاهچاله سرازیر شود و برای همیشه ناپدید شوند ، نخست دریک حلقه یا لایه به دور سیاهچاله می چرخند. تحت چنین شرایطی حلقه گاز می تواند ویژگی اپتیکی غیر عادی داشته باشد که آشکاری یا آشکارسازی آن برای ما درشرایطی امکان پذیر می شود .
درصورت فلکی دجاجه منبع پرتو x پر وجود دارد که به نظر اخترشناسان یک ستاره دوتایی با حداقل یک چند دوتایی است . یک ستارۀ ابرغول مرئی به دور یک همدم نامرئی می گردد که طیف این همدم نشانگر یک حلقه گازی چرخان در اطراف آن است . پرتو X از جریانی از گاز صادر می شود که از ستارۀ مرئی جاری وبه سرعت به طرف همدم نامرئی خود کشیده می شود .
● نظر دانشمندان :
ستاره ای که پرجرم باشد که تنها از روی اثر گرانشی آن به روی همدمش قابل رویت است و درخشش گازی که در دام گریز ناپذیر آن فرو می افتد تنها می تواند نشانگر وجود یک سیاهچاله باشد.گرانش نیرومند سیاهچاله همانند عدسی عمل می کند ، نور ستاره های زمینه را انحراف و گاهی همگرا می کند و باعث درخشانتر شدن آنها می شود ، این پدیده درکیهان نادر نیست و به عدسی گرانشی معروف است .
تحقیقات اختر شناسان نشان می دهد که سیاهچاله فراوانند ، اینکه پایان زندگی بسیاراز ستاره های پرجرم ولی معمولی ممکن است به جای ستارۀ نوترونی ، سیاهچاله باشد.اگر این موضوع درست باشد احتمالاً سیاهچاله ها بیشترماده تاریک کهکشان ما هستند،ماده ای که درهیچ نوری نمی درخشدوبخش زیادی از جرم کهکشان ما را درحدود ۹۰ % جرم واقعی عالم را تشکیل می دهند.

محقق: حسن قهرمانی
منابع :
کتاب مرزهای فیزیک درستاره شناسی
ساختار ستارگان و کهکشانها
تاریخچه زمان اثر استیمون هاوکنیگ
نجوم به زبان ساده
تعدادی از مجله های نجوم

منبع : انجمن نجوم آماتوری ایران (IAAS)