الفصل السادس

كيف تزن ثقبًا أسود؟

تُشكِّل الشمس والكواكب التي تدور حولها، مع الكواكب القزمة (التي يُعَد أشهر أمثلتها كوكب بلوتو)، والكويكبات والمُذنَّبات مُجتمعةً المجموعة الشمسية. وتدور المجموعة الشمسية نفسها داخل قُرص مجرَّتِنا حول مركز كُتلتها عند مركز المجرة. وتبلغ السرعة التي تتحرك بها مجموعتنا الشمسية حول مسارها الدائري عبر القرص المجري حوالي ٧كم/ث، ويستغرق إتمام دائرة كاملة حول المركز المجري حوالي ٢٠٠ مليون سنة. وبالإضافة إلى هذه الحركة المدارية، تتحرك المجموعة الشمسية كلها في اتجاهٍ عمودي على مستوى المجرة. وهذه النوعية من الحركة التي تُبديها المجموعة الشمسية معروفة تمامًا للفيزيائيين بأنها حركة توافُقية بسيطة تَنشأ فيها القوة المُعيدة، التي تجذب مجموعتنا الشمسية لتُعيدها نحو موضِع اتزان مستوى المجرة، من قوى الشدِّ الجَذبي لدى النجوم والغازات التي يتكوَّن منها القرص المجري. وفي الوقت الحالي، تُوجَد مجموعتنا الشمسية فوق نقطة الاتزان هذه بنحو ٤٥ سنة ضوئية. وفي غضون نحو ٢١ مليون سنة من الآن، ستكون المجموعة الشمسية عند أبعد نقطة يُمكن أن تصِل إليها في هذه الحركة، وهي تقع فوق المستوى المجري بنحو ٣٢٠ سنة ضوئية. وبعد ٤٣ مليون سنة، ستعود المجموعة الشمسية إلى المستوى المجري المتوسط. وحين تُصبح المجموعة الشمسية واقعةً في مركز المستوى المجري، سيتعرض كوكب الأرض لأقصى كمية مُمكنة من الأشعة الكونية التي تتحرك بسرعة بالِغة في مستوى المجرة، حيث تكون محصورةً على طول خطوطٍ من المجال المغناطيسي، وتتحرك حولها في مسارٍ أشبَهَ بمزيجٍ من مسار حلزوني وآخر مُستقيم. وقد طُرحَت تكهُّنات بأنَّ حركة الشمس عبر المستوى المجرِّي يمكن أن تكون هي السبب في انقراض الديناصورات الجماعي. ولكن من الصعب تأكيد صِحة هذه النوعية من التكهُّنات أو دحضُها لأنَّ معرفة النطاقات الزمنية لهذه الحركة المدارية صعبة بعض الشيء بالطبع على الراصِدِين البشريِّين، الذين عادةً لا يعيشون عمرًا يزيد كثيرًا على قرنٍ واحد. وتُعَد هذه مشكلة شائعة في عِلم الفلك الرصدي عندما نرغب في مُتابعةِ عمليةٍ مُعيَّنة تتغير على مرِّ نطاقاتٍ زمنية أطول بكثيرٍ من القرون القليلة التي نعكف طوالها على إجراء أرصادٍ فلكية بأدنى قدرٍ معقول من الدقة والشمول.

ولكن تُوجَد حركات مدارية في المجرة يُمكن قياسُها بسهولةٍ أكبر بكثير، على الأقل لأنَّ النطاقات الزمنية المتعلقة بها تُناسِب مُدد تركيز البشر وتلسكوباتهم. وممَّا له أهمية خاصة في سياق الثقوب السوداء الحركات المدارية للنجوم في أعمق المناطق داخل مجرة درب التبانة، التي تظهر في جُزءٍ من السماء مُعروف باسم «منطقة الرامي أ». وعندما ينظر المرء إلى داخل هذه المنطقة، التي تكون أوضح عند رؤيتها من نصف الكرة الجنوبي، يكون بذلك ناظرًا إلى مركز مجرتنا نفسه، الذي يبعُد عنَّا ٢٧ ألف سنة ضوئية. وهذه منطقة مأهولة بكثافة شديدة من الفضاء، ما يُوقِعنا في مشكلتَين عندما نريد دراسة المركز المجري. الأولى تتمثل في وجود كثافةٍ عالية نسبيًّا من النجوم في هذا الجزء من الفضاء، وتكمُن الثانية في وجود كميات هائلة من الغبار.

وبذلك تعني المشكلة الأولى أنك تحتاج إلى استخدام أسلوب قياس يُتيح تصويرًا عالي الاستبانة، أي يُمكن فيه فصل تفاصيل دقيقة عن بعضها بحيث تُبيِّن عدسة التيليفوتو تفاصيل أدقَّ على كاميرا مُعينة من تلك التي تُبيِّنُها عدسة واسعة الزاوية. والاكتفاء باستخدام تلسكوبٍ أكبر لن يكون كافيًا لذلك في كل الحالات، ولكن تُوجَد تقنيات متنوعة ابتُكرَت لفضِّ التشابُك الناجم عن الاضطرابات الموجودة في الغِلاف الجوي ونستطيع من خلالها حتمًا أن نرى كل الأجرام السماوية، إلَّا إذا وضعنا التلسكوب على قمرٍ صناعي فوق الغلاف الجوي. ومن التقنيات التي تتَّسِم بأهميةٍ خاصة تقنيةٌ تُعرَف باسم «البصريات المتكيِّفة». إذ تُصحِّح هذه التقنية التبايُنات الناتجة من الغلاف الجوي، وذلك برصدِ تشوُّش وضوحِ نجم ساطع (يُسمَّى النجم الدليل) وتغيير شكل مرآة التلسكوب الأولية لإلغاء هذا التشوُّش المتباين. وعندما يكون الجزء السماوي محل الاهتمام خاليًا من أي نجم ساطع، يُمكن تسليط حزمةٍ ليزرية قوية مُكوَّنة من أشعةٍ مُتوازية بدقةٍ مُتناهية لإثارة ذرات في الغلاف الجوي، ومن ثَمَّ تُستمَد من ذلك تصحيحات التبايُنات الناتجة من الغلاف الجوي.

أمَّا المسألة الثانية، أي وجود كمياتٍ هائلة من الغبار ناحية مركز المجرة، فهي مشكلة لأنَّ رؤية الضوء المرئي خلال الغبار صعبة بقدْرِ ما هو صعبٌ على ضوءٍ فوق بنفسجي مُنبعث من الشمس أن يخترق عتامة القُبعات الواقية من الشمس. وحل هذه المشكلة الرصد عند أطوالٍ موجية تقع في نطاق الأشعة تحت الحمراء، بدلًا من تلك التي تقع في نطاق الضوء المرئي.

كيفية قياس كتلة الثقب الأسود عند المركز المجرِّي

لاقت تقنية الاستعانة بعمليات الرصد القائمة على الأشعة تحت الحمراء تأييدًا من فريقَين بحثِيَّين: أحدُهما بقيادة أندريا جيز في كاليفورنيا، والآخر بقيادة راينهارد جينزل في ألمانيا. ويُقدم العمل الذي أنجزه كلٌّ من الفريقَين على حِدة قياسًا واضحًا جدًّا لكتلة الثقوب السوداء عند مركز المجرة. يُبين شكل ٦-١ البيانات المأخوذة من أندريا جيز وفريقها. فعلى مرِّ السنوات القليلة الماضية، أجرَوا أرصادًا مُتكرِّرة داخل قلب المركز المجرِّي نفسه بالضبط، وشاهدوا الكيفية التي تحركت بها النجوم منذ المرة الأخيرة التي رصدوها فيها. ولأنَّ أنواع أطياف تلك النجوم معروفة، فكُتَلُها معروفة. وهكذا مع مرور سنةٍ تلوَ الأخرى، واتضاح المسار المداري الذي تسلكه كل من هذه النجوم، تُمكِّن المعادلات الديناميكية (المعروفة باسم قوانين كبلر، وهي القوانين نفسها التي تحكم حركة الكواكب حول شمسنا) جيز وفريقها من حلِّها لكلِّ مدار على حدة واستنتاج كتلة المنطقة «المظلِمة» الواقعة عند البؤرة المشتركة لكل تلك المدارات. وتلك الحلول المستقلَّة تُحدِّد كتلة هذه المنطقة المظلِمة بدقةٍ جيدة بعض الشيء. ومن المعروف الآن أنها تساوي مقدارًا أكبر بقليلٍ من كتلة الشمس أربعة ملايين مرة، ضِمن حدود منطقةٍ لا يزيد نصف قطرها على ستِّ سنوات ضوئية. ولأنَّ الجسم مُظلِم لكنه يتَّسِم بكُتلةٍ هائلة للغاية، فالاستنتاج الوحيد أنَّ مركز مجرتنا يُوجَد عنده ثقب أسود ضخم.
fig14
شكل ٦-١: شكل يُبين المواضع المتعاقبة للنجوم التي تدور حول الثقب الأسود المركزي في مجرَّتنا درب التبانة.

ولا يُوجَد سبب يجعلنا نعتقِد أنَّ مجرتنا، درب التبانة، هي الوحيدة التي تحوي ثقبًا أسود عند مركزها. بل بالعكس، ثمة ظنٌّ قوي بأن كل المجرات على الأرجح تحوي ثقوبًا سوداء عند مراكزها، على الأقل المجرات الأضخم. ويكمُن سبب ذلك في علاقةٍ تبدو أساسية، اكتشفها جون ماجوريان الذي كان يعمل آنذاك في جامعة دورهام، وزملاؤه، بين كتلة الثقب الأسود الواقع عند مركز المجرة وكتلة المجرة نفسها. بالطبع من الصعب قياس كتلة الثقوب السوداء وكتلة المجرة. والأسلوب الذي ينجح نجاحًا جميلًا في مركز مجرتنا لا يُمكن أن يُطبق على مجراتٍ خارجية لأنها ببساطة بعيدة للغاية.

هذا وتتجاوز كُتَل الثقوب السوداء المركزية الواقعة في قلوب المجرات الإهليلجية قيمًا تساوي كتلة شمسنا مليون مرة، بل وتصل إلى مقدارٍ يساوي كتلة شمسنا مليار مرة وتتجاوزه. ولذا غالبًا ما تُسمَّى الثقوب السوداء فائقة الضخامة.

وبالرغم من الصعوبات في قياس كتل الثقوب السوداء وكُتَل المجرات، وُجِد في مجموعة واسعة من مجرات مختلفة أن كتلة الثقب الأسود المركزي تتناسَب مع كتلة المجرة المُضيفة. ويُظَنُّ أنَّ هذا يشير إلى أن الثقب الأسود المركزي والمجرة نفسها نمَوَا وتطوَّرَا معًا عبر الزمن الكوني.

ثقوب سوداء عديدة في مختلف أنحاء القُرص المجرِّي

وإلى جانب الثقب الأسود الفائق الضخامة في قلب المجرة، يُظَن أنَّ ملايين من الثقوب السوداء موزعة في مختلف أنحاء مساحة المجرة، ويُعتقَد أنها تشكلت بطريقةٍ مختلفة تمامًا عن الثقوب الواقعة في المراكز المجرِّية التي تنمو بالتراكُم التدريجي للمادة المنهارة المتساقِطة فيها. إذ كانت تلك الثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية نجومًا ضخمةً في الماضي، وكانت تتألَّق بسطوعٍ شديد، في ظل سريان تفاعُلات الاندماج داخلها دون توقُّفٍ مُمِدةً إيَّاها بالطاقة، فكانت تُبقِيها ساخنةً جدًّا ومتأثرة بضغطٍ شديد، وتمنحها قدرةً مصيرية على مقاومة الانهيار تحت تأثير الجاذبية. وعندما يُستنفد الوقود النووي تمامًا، لا يبقى أي قدرٍ من ضغط الإشعاع ليُبقي النجم صامدًا، ولا يتبقى شيء لموازنة قوة الجاذبية التي تَسحبه نحو الداخل. وإذا كان النجم ذا كتلةٍ مُشابهة لكتلة شمسِنا، فإن الانهيار تحت تأثير الجاذبية يُسفِر في النهاية عن جسمٍ مضغوط يُعرف بالقزم الأبيض. تجدر الإشارة إلى أنَّ كلمة «مضغوط» لها معنًى خاص في الفيزياء الفلكية، وتُشير إلى أن المادة كثيفة بطريقةٍ تختلف تمامًا عن المادة العادية. وبمعايير المادة العادية، فالنجوم القزمة البيضاء مضغوطة لأنَّ المادة منضغطة للغاية. هذه المادة مُؤيَّنة، ما يعني أن الإلكترونات كلها منفصلة عن نُويِّها الأصلية، وإن كانت باردة (فعادة ما لا تُصبح المادة مُؤيَّنة إلا عند درجة حرارة عالية). وينشأ الضغط الذي يقاوم الشد الجاذبي المستمر نحو الداخل من رفض الإلكترونات الانضغاط في منطقة محدودة للغاية (وهذه إحدى نتائج مبدأ عدم اليقين الذي وضعه هايزنبرج)؛ والمُصطلح المتخصِّص المُعبِّر عن هذا التأثير هو «ضغط الطباق الإلكتروني». ولو كان النجم المنهار، عند استنفاد كل وقوده، أضخم، لكان الانهيار تحت تأثير الجاذبية أشد، وكانت الإلكترونات ونظائرها من البروتونات ستندمِج معًا لتُشكِّل نيوترونات. وهذه يُمكن أن تكوِّن جسمًا أشد انضغاطًا بكثيرٍ من القزم الأبيض؛ أي نجمًا نيوترونيًّا.

ولكن، إذا كنا مُهتمِّين بالثقوب السوداء، فعلينا إذن أن ننتقل إلى النجوم التي لدَيها كتلة أكبر بكثيرٍ من كتلة تلك النجوم التي تُواصِل الانهيار لتُنتِج نجومًا قزمة بيضاء أو حتى نجومًا نيوترونية. فالنجم الذي لدَيه كتلة أكبر من تلك سيكون مضيئًا جدًّا بينما يبقى وقوده موجودًا ويُمكن الحفاظ على استدامة الاندماج النووي فيه. وفور استنفاد كل الوقود، ينتهي أمر النجم وستنطفئ الأضواء. يتَّسِم النجم الآن بكُتلة كبيرة كافية لتجعل قوة الجاذبية قادرة على أن تطغى حتى على ضغط الطباق النيوتروني القوي، وبذلك يكون الانهيار قويًّا جدًّا لدرجة أنَّه حتى هذا الضغط لا يستطيع أن يُوازِن تأثير الجاذبية، ويؤدي الانهيار حتمًا إلى ثُقبٍ أسود. وغالبًا ما يكون انهيار النجم الضخم مصحوبًا بانفجار بقايا مُستعر أعظم مُذهلة، تاركًا الثقب الأسود ليكون الجزء المتبقي الوحيد في الموقع الأصلي للنجم السلف الأصلي. وتشهد مثل هذه الانفجارات تخليق عناصر كثيرة، خاصة تلك الأثقل من الحديد.

تجدر الإشارة هنا إلى أنَّ أول ثقبٍ أسود تعرَّفه الباحثون بدقة لا تحتمِل الخطأ بناءً على تحديد كُتلتَي النجمَين في نظامٍ نجمي ثنائي يُسمى «في٤٠٤ سيج». إذ استطاع خورخي كاساريس وفيل تشارلز وزملاؤهما رصد مدارات النجمَين بتدقيقٍ شديد واستنتجوا من تحليلاتهم أنَّ هذا الزوج الثنائي يحوي جسمًا مضغوطًا ذا كتلةٍ أكبر ست مراتٍ من كتلة شمسنا، وبذلك فهو ثقب أسود. (اكتُشف لاحقًا أنَّ كتلته تساوي كتلة الشمس ١٢ مرة.)

ومن الممكن إجراء تقديراتٍ معقولة لأعداد النجوم في المجرات وكُتَلها. ثم يمكننا بعد ذلك تقدير عدد الثقوب السوداء ذات «الكتلة النجمية» في مجرتنا، بالتفكير في عدد النجوم الضخمة التي ربما قد تكوَّنت في وقتٍ مُبكر من تاريخها، بما يكفي لتكون قد تطورت تطورًا كافيًا يجعل كل وقودها النووي قد استُنفِد بحلول الوقت الحالي عن طريق الاندماج. وحتى وإن كانت نسبة صغيرة جدًّا من النجوم في مجرتنا تُكوِّن ثقوبًا سوداء، فإنَّ وجود أكثر من ١١١٠ أجسام في مجرة درب التبانة يُعطينا الكثير من الثقوب السوداء.

ولكن كيف يمكن قياس كتل هذه الثقوب السوداء المنتشِرة في المجرات؟ في الواقع، تتشابه ديناميكيات أسلوب تحديد بعض كُتَل الثقوب السوداء المتبقِّية من النجوم تشابُهًا كبيرًا مع ديناميكيات الأسلوب المُستخدَم لقياس كتلة الثقب الأسود الواقع في مركز مجرَّتِنا. وذلك لأنَّ جزءًا كبيرًا جدًّا من النجوم في مجرتنا، وبالتبعية في المجرات الأخرى أيضًا على الأرجح، يُوجَد في أزواجٍ شكَّلت أنظمةً نجمية ثنائية. ومن السهل تخمين الكيفية المُحتَملة لحدوث ذلك؛ فقوى الجاذبية تجاذُبية والعديد من المدارات التي يدور فيها جسمان مُستقِرَّة، ولذا حالما يتلاقى نجمان ويرتبطان معًا بفعلِ قوى الجاذبية، يبقيان هكذا على الأرجح. وإذا استطَعْنا قياس الوقت الذي يستغرقه كِلا النجمَين لإتمام دورةٍ كاملة حول الآخر في النظام النجمي الثنائي، وهو وقت يُعرف باسم الفترة المدارية، وإذا عرفنا المسافة بينهما، نقترِب من معرفة كُتلتَيهما. إذا كان الجسم المضغوط يدور في مدارٍ حول نجم عادي (أي يستمدُّ وقوده من الاندماج) ذي طيف معروف النوع، وكتلة معروفة بالتبعية، يُمكن عندئذٍ اشتقاق كتلة النجم المضغوط مباشرة. أمَّا إذا كان جسمٌ مضغوط كالثقب الأسود مفردًا وليس في نظام ثنائي، فتكون المعلومات الديناميكية غير مُتاحة، وهذا يعني عدم وجود وسيلة لاستنتاج كُتلته أو تحديد أنه ثقب أسود أصلًا. تجدُر الإشارة إلى أنَّ كتلة أصغر ثقبٍ أسود نستطيع قياسها تساوي بضع كتلٍ شمسية فقط، لكنَّ الثقوب السوداء الأثقل ذات الكُتل النجمية يمكن أن تكون أكبر ١٠٠ مرة من كتلة شمسِنا.

يُعَد قياس كتلة الثقوب السوداء سهلًا، في ظل التكنولوجيا الحديثة المتوفرة، لكنه ما زال يتطلَّب قدرًا كبيرًا من الصبر والمثابرة. ولأنَّ السمات الفيزيائية الأساسية التي تُميِّز الثقوب السوداء سمتان فقط في الأساس، ولأنَّ الكتلة واحدة منهما، فإنَّنا بهذه الدراسات قد قطعنا نصف الطريق نحو تمييز الثقوب السوداء! غير أنَّ قياس الزخم الزاوي للثقوب السوداء أصعب، وأستعرضُ في الفصل السابع الجهود الخارقة اللازمة لمحاولة تحقيق ذلك.

جميع الحقوق محفوظة لمؤسسة هنداوي © ٢٠٢٢