سياه چاله ها منطقه اي از فضا هستند که ميدان گرانشي بسيار قوي دارند که هيچ چيزحتي نور قادر به گريز از آن نيست. دلايل رصدي بسيار محکمي اخيراً پيدا شده که وجود سياه چاله هاي در حال چرخش حول ستاره هاي نسبتاً معمولي در کهکشان راه شيري ما و مرکز چندين کهکشان ديگر را تأييد مي کند. جرم اين ها عموماً - برابر جرم خورشيد هستند در حالي که سياه چاله ها جزء سياه چاله هاي بسيار پر جرم با جرمي حدود ميليون تا بيليون برابر جرم خورشيد هستند. دلايل به خصوص براي وجود سياه چاله پر جرم در مرکز کهکشان راه شيري محکم مي باشد. سياه چاله ها منطقه اي از فضا هستند که ميدان گرانشي بسيار قوي دارند که هيچ چيزحتي نور قادر به گريز از آن نيست. اين حالت نيازمند يک جسم بسيار فشرده با حجم بسيار کم مي باشد که سرعت فرار، به سرعت نور برسد(يا حتي از آن هم زيادتر شود). يک جرم فرضي M يک سياه چاله را تشکيل مي دهد اگر شعاع آن به مقداري زير شعاع شوارتسشيلد کاهش پيدا کند. Rs= GM/c ، که G ثابت گرانش نيوتون و c سرعت نور است. براي مثال براي جرم خورشيد( Msun)، Rs Km مي باشد. در مورد يک سياه چاله ي غيرچرخشي يا ثابت، کره اي که r=Rs افق رويداد ناميده مي شود—هيچ چيز نمي تواند از آن بگريزد! براساس نسبيت عام کلاسيک، همه ي مواد داخل سياه چاله در يک نقطه با چگالي بينهايت در مرکز سياه چاله، به نام تکينگي فشرده مي شوند. نور و ماده توسط انحنا بينهايت مکان-زمان و نه به وسيله ي نيروي جاذبه ي نيوتوني F=GMm/R (که R فاصله ي بين جرم M وm است) به دام مي افتند، در حقيقت در مورد نور (m= ) قانون نيوتوني کاملاً غلط است. سياه چاله هاي جرم اختري به عنوان نقطه ي پايان تکامل طبيعي بعضي از انواع ستارگان پذيرفته شده اند. يک ستاره که در ابتدا بزرگتر از Msun باشد در آخر حياتش ناپايدار مي گردد: در حين اينکه لايه هاي بيروني دفع مي شوند هسته مي رمبد بعد دوباره به وسيله ي هسته بازگرداننده مي شوند و به وسيله ي نوترينو فشرده مي شوند.(نوترينو ذره هاي خنثي و تقريبا بدون جرمي هستند که در اولين ثانيه هاي مرگ ستاره به صورت خيلي زياد منتشر مي شوند.) معمولاً رمبش هسته هاي از اين قبيل يک ابرنواختر(منفجر شدن ستاره) يک ستاره ي نوتروني—يک کره اي با شعاع تا کيلومتر و جرم . Msun را تشکيل مي دهد. اما در بعضي موارد هسته ممکن است آنچنان پرجرم باشد که خودش را نگه دارد: حداکثر جرم نظري قطعي يک ستاره ي نوتروني Msun است، و حداکثر جرم واقعي ممکن است تقريباً کمتر باشد( . تا Msun ). رمبش گرانشي قوي اگر ادامه پيدا کند يک سياه چاله را تشکيل مي دهد. يک سناريو ديگر که امکان اتفاقش وجود دارد، پيوند دو ستاره ي نوتروني است: اگر جرم نهايي از حد ثبات فراتر رود، يک سياه چاله تشکيل مي شود. يک سياه چاله با کيفيت متفاوت مي تواند از رمبش گرانشي گاز در منطقه ي مرکزي کهکشان ها، به خصوص کهکشان هاي بزرگ مانند کهکشان راه شيري تشکيل شود. اين قبيل سياه چاله ها، سياه چاله هاي بسيار پرجرم هستند که جرمشان ميليون يا حتي بيليون برابر جرم خورشيد است. در دهه ي وجود آنها براي توضيح دادن شبه اختران قدرتمند، لازم دانسته شد. در انتهاي ديگر طيف جرمي، سياه چاله هاي نخستين ريز احتمالاً کمي بعد از تولد جهان شکل گرفته اند، اما هيچگونه مدرکي براي وجود اينها نيست. به خاطر اينکه نور و ماده در درون حبس مي شوند، يک سياه چاله را نمي توان مستقيماً آشکار کرد؛ در عوض آن را براساس تأثير گرانشي که روي مواد اطرافش مي گذارد مي توان پيش بيني کرد. عمده آزمايشگاه هاي نجومي براي اينگونه مطالعه ها، سيستم هاي ستاره هاي دوتايي و هسته هاي کهکشان ها است. براي مثال اگر يک ستاره ي قابل رويت، حول يک چيز تاريک به سرعت بچرخد و جرم اين چيز تاريک حداقل Msun باشد، فرايند حذف نشان ميدهد که اين چيز ديده نشدني يک سياه چاله است. به همين ترتيب اگر حرکت ستارگان و گازهاي نزديک هسته ي يک کهکشان نشان دهد که يک جرم بزرگي در حجمي اندک محبوس شده احتمالاً يک سياه چاله در اينجا دخالت دارد. ستاره هاي دوتايي اشعه X:گاهي اوقات تلسکوپ هاي اشعه ي X انفجار اشعه هاي پر انرژي را در قسمت هاي معين آسمان پيدا مي کنند. در بيشتر موارد مطالعات نشان مي دهد که ماده از يک ستاره ي نسبتاً عادي(ستاره ي ثانويه) به يک چيز فشرده(اوليه) که دور آن در حال چرخش است منتقل شده است. اشعه ي گسيل شده که مبداء آن انتشار انرژي گرانشي پتانسيلي است، از صفحه ي مسطح يک پارچه اي، که احاطه کننده ي اوليه است مي آيد. بعد از چند ماه که صفحه ي يک پارچه ناپديد مي شود امکان مطالعه درباره ي ثانويه را فراهم مي کند. اندازه گيري هاي سرعت شعاعي(Vr) در يک رده از طيف نوري، بعضي اوقات حرکت هاي دوراني را آشکار مي کند: Vr سينوسي با زمان تغيير مي کند.(در بعضي موارد ثانويه به قدري درخشان است که اندازه گيري مي شود حتي زماني که سيستم فعال نيست؛ نور از صفحه ي يک پارچه بر سيستم تسلط ندارد.) قوانين نيوتون در مورد حرکت و گرانش مي تواند براي بدست آوردن تابع جرم از اوليه استفاده شود. F(M ) = PK / pG = M sin i/(M +M ) که M و M جرم هاي اوليه و ثانويه (به ترتيب)،i زاويه ي دوراني سيستم(لبه ي روي مدار=° )، P دوره ي دوران و K نيمه دامنه ي سينوس مي باشد ( km/s اگر سينوس از - km/s تا + km/s تغيير کند). از مشاهده ي منحني سرعت شعاعي مانند آنچه که در تصوير نشان داده شده براي دوتايي اشعه X GS + ، P و K اندازه گيري مي شوند؛ از اينرو f(M ) بنا بر مشاهدات، تعيين شده است. اما توجه کنيد که درf(M ) M تساوي فقط در صورتي حاصل مي شود که مدار روي لبه باشد (i= °) و ثانويه جرم نداشته باشد (M = ) . چون M (در غير اين صورت سيستم دوتايي نيست!) مقدار اندازه گيري شده ي f(M ) يک حد نزولي اکيد به طرف M را درست مي کند. بنابراين اگر يک دوتايي اشعه X بخصوص، f(M ) Msun ، و اوليه تاريک باشد، يک حالت بسيارمطلوب براي اين است که اوليه سياه چاله باشد؛ سيستم هاي ستاره هاي سه تايي که از سياه چاله ها تقليد مي کنند، با اينکه ناممکن نيستند، اما بسيار مشکل شکل مي گيرند و عمر کوتاهي دارند. جرم تقريبي ثانويه را در بعضي مواقع مي توان از طيفش به دست آورد. علاوه بر اين نسبت جرم (q=M /M ) را مي توان از انتشار چرخشي طيف جذبي در طيف ثانويه بدست آورد، که در چرخش همزمان محبوس شده است (براي مثال ثانويه حول محورش در يک زمان هم اندازه تا دوره ي دوراني اش مي چرخد). محدوديت هاي ديگر در q و i از منحني نور(روشنايي در زمان) ثانويه در غيرفعالي بدست آمده است: به خاطر اغتشاش جزرومدي ثانويه (درجه اي که به q بستگي دارد)، سطح مقطع عرضي آشکارش مانند يک تابع موقعيت در مدارش تغيير مي کند، مگر اينکه i= ° باشد. همچنين، اگر i نزديک ° باشد، گرفتگي متقابل صفحه ي يک پارچه و ثانويه، شيب هايي در منحني نور ايجاد مي کند. در سال توابع جرم (و جرم هاي احتمالي، در بعضي موارد) از پنج سياه چاله ي قوي انتخاب شده، اندازه گيري شد. به خاطر اندازه ي نسبتاً کوچک تلسکوپ هاي نوري موجود، اين مطالعات به نوراني ترين اجسام محدود شده بودند.با تکميل دو تلسکوپ متري Keck سيستم هاي ضعيف تر نيز بررسي شد.گروه مولفان به خصوص ، f(M ) = . ± . Msun براي GS + ، تابع دومين پرجرمترين شناخته شده (بعد از GS + با . ± . Msun ) را اندازه گيري کردند . آنها همچنين f(M ) = . ± . Msun را براي Nova Oph سومين پرجرمترين شناخته شده، پيدا کردند. تا زمان ، سياه چاله متقاعدکننده در سيستم هاي دوتايي شناخته شد. يک امکان معقولانه سياه چاله ها را نسبت به ستاره هاي نوتروني عجيب که به طريقي تلاش مي کنند که جرمشان از حد Msun فراتر رود براي اين که اوليه ي تاريک در اين سيستم هاي دوتايي اشعه X، باشند ترجيح مي دهد اگرچه هيچ مدرک بيشتري براي آنها وجود نداشته باشد. چشم گيراست،اما هنوز قدري بحث برانگيزاست، مدارکي اخيراً به وسيله ي مقايسه ي اشعهX و روشنايي نوري درغيرفعالي، تهيه شده است. براي يک روشنايي نوري معين(تعيين شده با سرعت انتقال جرم در قسمت هاي بيروني صفحه ي يک پارچه)، روشني اشعه ي X (از ماده ي نزديک اوليه) در سيستم هاي سياه چاله هاي منتخب خيلي کمتر از آنهايي است که اوليه آنها ، ستاره ي نوتروني شناخته شده است. اين اشاره مي کند که در تشکيل دهنده، ماده ي به هم پيوسته به يک سطح اختري نمي خورد، و که انرژي گرانشي پخش شده در صفحه به جاي اينکه به بيرون منتشر بشود بيشتر به فراتر از افق رويداد کشيده مي شود. مرکز کهکشان راه شيري. کهکشان هايي شناخته شده اند که منطقه ي مرکزي فعال دارند که مقدار بسيار زياد انرژي، هر ثانيه از آنها منتشر مي شود. اين هسته هاي فعال کهکشان ها احتمالاً از اتحاد ماده در يک سياه چاله ي پرجرم نيرو مي گيرند( - Msun). انرژي پتانسيل گرانشي، به واسطه ي نيروهاي اصطکاکي در يک صفحه ي يک پارچه ي دور سياه چاله، به تشعشع تبديل مي شود. اين يک فرايند است که مي تواند بيشتر از بار از همجوشي هيدروژن به هليوم(که در ستاره هاي معمولي رخ مي دهد) موثرتر باشد. شبه اخترها، که عموماً در مسافت هاي زياد ديده مي شوند(يعني زماني که جهان جوان بود) قدرتمندترين مثال ها براي هسته هاي فعال کهکشان ها هستند. هنگاميکه سوخت موجود در منطقه ي مرکزي با گذشت زمان مصرف مي شود، آنها کم کم محو مي شوند تا زماني که به يک جسم کم فعال تبديل شوند، شايد سرانجام به کهکشان هاي تقريباً معمولي مثل مال ما تبديل بشوند. در حقيقت، مرکز کهکشان راه شيري ما فعاليت هاي خفيفي، مخصوصاً در طول امواج راديويي نشان مي دهد: تشعشع غير حرارتي ويژگي مارپيچ حرکت کردن الکترونهاي انرژي بالا در ميدان هاي مغناطيسي به وسيله ي يک جسم فشرده که به عنوان کمان شناخته شده است، منتشر مي شود. شايد اين پناهگاه يک سياه چاله ي بسيار پرجرم باشد؟ يک راه براي فهميدن اين است که ببينيم آيا ستاره ها در منطقه ي مرکزي به سرعت در حال حرکتند، در آن صورت انتظار مي رود که يک جرم زياد موجود باشد. اگر يک سياه چاله ي بسيار پرجرم تنها، بر جرم منطقه ي مرکزي تسلط داشته باشد، سرعت هاي نوعي V از ستاره هايي در فاصله ي R از هسته، بايد متناسب با /R / باشد: هر چه شعاع کوچکتر باشد، V بزرگتر مي شود. اما اگر منطقه ي مرکزي شامل يک خوشه توسعه يافته فضايي ستارگان باشد، در اين مورد صدق نمي کند؛ براي مثال در مورد يک تراکم ستاره هاي يکنواخت، ما انتظار داريم VµR . در طي سال گذشته، دو تيم عکس هايي با وضوح بالا از کهکشان راه شيري بدست آوردند، که هر کدام در چندين موقعيت متفاوت گرفته شده اند که تغييرات زماني در موقعيت ستارگان را مي توان نمايان کرد. مشاهدات در طول امواج مادون قرمز که به گاز و غبارهاي ميان زمين و مرکز کهکشان(مسافتي حدود سال نوري(ly)) خيلي آسانتر از نور نفوذ مي کند، انجام شدند. يک شيوه ي مخصوص که ايجاد تصوير نقطه اي ناميده مي شود، براي بهتر کردن وضوح تصوير به کار مي رفت: با پرتودهي چند دهم ثانيه، حد پراش يک تلسکوپ مي تواند نزديک شود، چون آشفتگي جوي متمايل به آغشتن اشعه هاي نور در ميزان زمان هاي طولاني قابل توجه اي است. با استفاده از تلسکوپ -m Keck-I در هاوايي، وضوح زاويه اي اثر نهايي تقريباً . آرک ثانيه در l= mm ، مطابق مقياس فضايي . ly در مرکز کهکشان مي باشد. داده ها در يک سازش بسيار خوب با منحني /R / در R . ly هستند؛ از اينرو جسم واحدي بر پتانسيل گرانشي منطقه ي مرکزي تسلط دارد! جرم اشتقاقي آن( . ± . )´ Msun ، و چگالي جرمي آن در طول يک شعاع . ly حداقل ´ Msun/ly است، که به طور قطع همه ي احتمالات ديگر به جز سياه چاله را از بين مي برد. اگرچه کهکشان ما متقاعدکننده ترين مورد براي وجود سياه چاله بسيار پرجرم است، اما مشاهدات مرکزهاي کهکشان هاي ديگر نيز نتيجه گيري را تقويت مي کند. اندازه گيري هاي بسيار دقيق بعضي ميزرها (مانند ليزرها، اما با اشعه ميکروموج) در يک صفحه ي احاطه کننده ي هسته ي NGC براي مثال، Vµ /R / در طول شعاع يک سال نوري از مرکز را آشکار مي کند. جرم اشتقاقي جسم فشرده . ´ Msun مي باشد.روي مقياس هاي کمي بزرگتر، طيف بدست آمده با تلسکوپ فضايي هابل نشان مي دهد گازها و ستارگان به سرعت در يک وضعيت همسان با حضور يک سياه چاله ي بسيار پرجرم؛ پرجرمترين مورد موجود، که از کهکشان بيضي شکل غول آساي M در حدود ´ Msun است، حرکت مي کنند. علاوه بر اين، مشاهدات اشعه X از برخي هسته هاي فعال کهکشان ها، گسيل از يک صفحه داغ گاز ظاهراً بسيار نزديک به يک سياه چاله را آشکار کرد. زيرا تأثيرات نسبيتي زيادي پيدا شده است. به نظر مي رسد که يک سياه چاله ي بسيار پرجرم در هر کهکشان بزرگي جوابگوي چنين کاوش هايي است. بنابراين، در آخرين دهه ي قرن ، سياه چاله ها از جايگاه افسانه ي علمي تخيلي به واقعيت علم رسيده اند. وجود آنها در سيستم هاي ستارگان دوتايي، و در مرکز کهکشان هاي پرجرم تقريباً انکارناپذير است. آزمايشگاه هاي حيرت آوري درست شده است که قادر به آزمودن رشته ي قوي پيش بيني هاي نظريه ي نسبيت عام انيشتين هستند. اين اثر در مورد سياه چاله ها توسط موسسه ي بورس علمي بين المللي AST- و مديريت بورس هوا و فضا بين المللي NAG - پشتيباني مي شود.
لطفا منتظر باشید ...
