عرض المقال "ثقب أسود مشكوك فيه"
الترجمة الفرنسية:
شكوك حول وجود الثقوب السوداء.
للذهاب مباشرة إلى المقال العلمي
المؤلفون:
جان بيير بيت، ملاحظة مارسيليا بير ميدي، مركز أورساي للبحث.
يعد هذا العمل نتاج عشر سنوات من الجهود. منذ 30 عامًا، يتحدث علماء الفلك فقط عن "الثقوب السوداء". كلمة مثيرة للإعجاب لدى الجمهور العريض. تم تخصيص العديد من الكتب لهذا الموضوع. ومع ذلك، تفتقر التأكيدات الملاحظة: الثقوب السوداء "تبرز بغيابها". ومع ذلك، نحن نعلم أن الكون واسع. تحتوي مجرتنا فقط على ما بين 100 إلى 200 مليار نجم.
تم كشف وجود بعض الأشياء من خلال الملاحظة، مثل مثلاً "الكوازارات". نعرف الآن أكثر من أربعة آلاف. هذا لا يعني أننا نعرف بالضبط ما هي هذه الأشياء، وكيف تتشكل، وكيف تتطور، وما هي مدة حياتها. في الواقع، لا نعرف شيئًا عنها. إنهم مصنفون فقط، تمامًا كما كانت "الضبابيات" في زمن عالم الفلك مسيير.
يبدو أن بعض الكوازارات تعيش في مراكز تشكيلات ذات شكل مجري. وبالتالي، فإن هذه المجرات لها "نواة نشطة"، وهو ما يعني كل شيء وشيء واحد في نفس الوقت، لأننا لا نعرف طبيعة هذه النشاط، على سبيل المثال ما هي مصدر الطاقة.
تبدو الفيزياء الفلكية الحديثة راضية بقليل. عند السؤال:
- ما هو كوازار؟
سيجيب الفلكي:
- هو نواة مجرة نشطة.
وإذا سُئل:
- ما هي مجرة نشطة؟
فسيجيب:
- إنها مجرة تحتوي على كوازار في مركزها.
في السنوات الأخيرة، تم اكتشاف "الانفجارات الكونية" بواقع انفجار واحد يوميًا. نشرت المجلة "السماء والفضاء" في يوم ما عنوانًا على الغلاف: "انفجارات الكونية: لغز أخيرًا مُحَلّى". الجواب في أعمدة المجلة: لقد وُجدت بقعة مضيئة صغيرة في مكان انفجار كوني تم اكتشافه حديثًا. إذًا، حل لغز يعني معرفة أن مناطق السماء التي تطلق هذه الانفجارات تطلق أيضًا ضوءًا...
هل هذا ليس شيئًا بسيطًا؟
بالمقابل، هناك كائنات أخرى تم تكهن وجودها، غالبًا بدرجة كبيرة من الدقة، قبل أن تُلاحظ. المثال الكلاسيكي هو "السوبرنوفا"، التي وُصفت في عام 1931 من قبل الفلكي الأمريكي (من أصل سويسري) فريتز زويكي خلال محاضرة مشهورة في كالتك، الولايات المتحدة. شرح زويكي آنذاك أن النجوم الكبيرة بما يكفي، والتي تتجاوز كتلتها على سبيل المثال عشرين كتلة شمسية، يجب أن تمر بمرحلة نهائية مفاجئة، مع ارتفاع في النشاط خلال بضعة أيام فقط، مع امتداد الظاهرة على مدار عشرين يومًا. كانت هذه تنبؤًا مثيرًا للإعجاب، على الرغم من أنه لم يُؤخذ على محمل الجد في ذلك الوقت. لكن زويكي، الذي كان مثابرًا، اكتشف أولى السوبرنوفا. هناك حاليا مئات من هذه الظاهرة. الشيء نفسه ينطبق على النجوم النيوترونية، التي تم تحديدها لاحقًا كـ "النجم النيوتروني الدوار" (النجم النيوتروني الدوار)، والنجوم البيضاء. مرة أخرى، فإن مجموع الكائنات، والأنواع، تضم مئات من الأفراد المُعرَّفين.
تم اقتراح الثقب الأسود كإجابة لمشكلة: مصير نجم نيوتروني يتجاوز "كتلة نقدية" معينة. هذه النجوم النيوترونية المُعرَّفة تشبه نوى ذرات ضخمة، دون بروتونات. لماذا تكون هذه الكائنات مكونة فقط من النيوترونات؟
يُعتبر النجم النيوتروني ما تبقى من نواة الحديد في نجم ضخم بعد أن انفجر. النجم الضخم هو نجم حيث تحدث العديد من أنواع التفاعلات الاندماجية خلال حياته. في النهاية، ينتج الحديد، الذي لا يمكن أن يخضع لأي تفاعل اندماجي مُطلق للطاقة. هذا الحديد الثقيل يسقط في مركز النجم، تمامًا كما تتساقط الرماد في الفرن. عندما ينفد فجأة وقود الاندماج (ما فهمه زويكي)، ينهار النجم على نفسه بسرعة 80000 كيلومتر في الثانية (بضع كيلومترات في الثانية بالضبط، بالطبع). بينما ينهار على نواة الحديد، ينضغط الغاز بشدة. لا ينعكس فقط عليه، بل تحدث أيضًا تفاعلات انفجارية كثيرة فيه، والتي لا تحتاج إلى أن تكون مُطلقة للطاقة، لأن الطاقة تأتي الآن من الانكماش القوي للنجم على نفسه. جميع الأنواع الممكنة والمتصورة من النوى تُنتج الآن، بما في ذلك العديد من الذرات الإشعاعية ذات مدة حياة متنوعة. نحن نعرف أن ملاحظة انفجار نجم ساندوليكي في سحابة ماجلان عام 1987 قد وفرت تأكيدًا نهائيًا لوجود هذه الظواهر (على بعد 150000 سنة ضوئية فقط).
يُدمر هذا الظاهرة تمامًا نواة الحديد من خلال تفكيك ذراته. ثم يصبح مكثفًا جدًا على نفسه بحيث لا توجد مساحة كافية للإلكترونات للحركة بين النواد. مُحاصرين، فإنهم يدمجون مع البروتونات لتكوين النيوترونات والنيوترينوات.
بشكل عام، عندما نضغط غازًا، يحدث ظاهرة تسمى الضغط التي تعارض هذا الانكماش. ينطبق الشيء نفسه على السائل أو الصلب (كل شيء قابل للانكماش). يحدث هذا مثلاً عندما تولد نجم صغير. النجم الأولي هو كتلة من الغاز تضغط نفسها. لكنها تسخن، وقوة الضغط تحد من انكماشها. إنها مُذيب ضعيف، وعليها فقدان الطاقة عبر الإشعاع (الأشعة تحت الحمراء) قبل أن تتمكن من الانكماش بما يكفي لتصبح نجمًا حقيقيًا. إلا إذا كانت كتلتها غير كافية، في هذه الحالة ستتحول إلى "جوبيتر كبير" (هذه الكوكب الضخم يُشع طاقة أكثر مما يستقبله من الشمس، لكنه لن يصبح أبدًا نجمًا).
عندما تضغط انفجارة السوبرنوفا نواة الحديد، فإنها تطلق طاقة هائلة من ... النيوترينوات. هنا، يتغير السيناريو تمامًا: التبريد الإشعاعي فوري، لأن النيوترينوات تهرب بسهولة. إذًا، لا توجد قوة مضادة للانكماش. ينهار قطعة الحديد بشكل مأساوي. يبقى كومة من النيوترونات، مضغوطة بجانب بعضها البعض، تمامًا كما يضغط اليابانيون في قطارهم في أوقات الازدحام.
لماذا كتلة نقدية؟ لأن النيوترونات لا يمكنها تحمل ضغط يزيد عن قيمة قصوى. تمامًا مثل المصابيح الكهربائية المكدسة في منجم. فوق مستوى معين من ارتفاع المصابيح، ينكسر الزجاج، وينهار سحابة زجاج مكسور في قاع المنجم.
عندما يتجاوز نجم النيوترون كتلته بضع مرات كتلة الشمس، فإن ضغطه في القلب يصبح كبيرًا جدًا. لا يمكن للنيوترونات تحمله. لذلك، من المفترض أن ينهار على نفسه دون أي ظاهرة فيزيائية معروفة يمكن أن تعارض هذا الانهيار، "الانهيار الجذبي". رؤية مخيفة للفيزيائي.
قبل أن تنهار، يكون النجم النيوتروني "نسبية"، بعكس "الجسم نيوتن". وهذا يظهر في مظهر مسارات "الجسيمات الشاهدة" القريبة (كتلة m أي، ذرة، مثلاً). نحن نعرف أن ظاهرة انحناء الزمكان تؤدي إلى تقدم مدار عطارد البيضاوي. ولكن هذا التقدم صغير جدًا. ومع ذلك، يظهر الرسم التالي، المستخرج من حسابات كمبيوتر، تقدمًا كبيرًا في مسار مدار بيضاوي تقريبًا.