صورة فنية لثقب أسود

صورة فنية لثقب أسود^(*)

من خلال استخدامهم شبكة عالمية من المِقْرابات telescopes، سوف يتمكن علماء الفلك قريبا من الحصول على أولى مشاهدتهم للصورة الظلّيّة المعتمة لثقب أسود.

< E.A.بروديريك> ــ <A.لويب>

 

مفاهيم مفتاحية    تُعتبَر الثقوبُ السوداء من بين أكثر الأجرام الكونيّة غموضا وإبهاما. وحتى الآن، لم يتمكَّن علماءُ الفلك من ملاحظتها إلاّ بشكل غير مباشر، وذلك من خلال آثارها التثاقليةgravitational  في النجوم المحيطة بها ومن خلال الإشعاع الصادر عن جزيئات الغاز الحارّ الساقط نحوها بشكل حلزوني.    يعمل الفلكيّون على إنشاء شبكة من المقرابات (التلسكوبات) الراديوية بهدف التقاط صور للثقبَين الأسودَين الفائقَي الكتلة والواقعَين في مركزَي مجرّتَي درب التبّانة والمجرات M87.    إنّ تحسّن الدراسات المتعلّقة بالثقوب السوداء لن يساعد على تفسير الظواهر غير الاعتيادية التي تنجم عن تلك الثقوب فحسب، بل يمكن أيضا أن يقدِّم لنا طريقة لاختبار نظرية آينشتاين في النسبية العامة، كما يمكن أن يزوّدنا بتبصرات خلاّقة حول طبيعة الثقالةgravity في الظروف الاستثنائية المتطرّفة. محرِّرو ساينتفيك أمريكان

 

إن القرص المعتم الممثِّل لمنطقة الخطر الموافقة للثقب الأسود الموجود في مركز مجرّة درب التبّانة ــ مع كميّات الغاز الحار العالقة في ثقالته ــ يمكن أن يبدو بشكل مشابه لما تقدّمه رسوماتُ المحاكاة الحاسوبية هذه (الصور: 1، 2، 3)، عندما تبدأ في السنة القادمة شبكةُ المقرابات الراديوية بعملها جامعةً الأرصاد الفلكيّة. ولكنّ الغاز بين النجوم سوف يشوِّش رؤية التفاصيل الدقيقة، ويجعلها غيرَ واضحة (الصورتان: 4 ، 5).

 

من المرجَّح أن تكونَ قد شاهدتَ ذلك الإعلانَ التلفازي، حين يبتعد تقنيّ الهواتف النقالة (المحمولة) إلى مسافات بعيدة، ويسأل بواسطة الهاتف: «هل تسمعني؟» تخيّل أنّ هذا التقني قد سافر إلى مركز مجرّة درب التبّانة، حيث يكمن ثقب أسود فائق الكتلة يُدعى ساگيتاريوس-إي ⁽Sgr A*)⁽¹)، كتلته تساوي نحو أربعة ملايين ونصف كتلة الشمس. عندما يقترب التقنيّ إلى مسافة 10ملايين كيلومتر من الثقب الأسود، ستلاحظ أنّ إيقاع كلامه يتباطأ، وأنّ صوته يغلظ لحنا ويضمحل شدة، ليصير في نهاية الأمر همسات رتيبة تتناقص قدرتك على سماعها شيئا فشيئا. ولو قُدِّر لنا أن نرى هذا التقني، للاحظنا أنّ صورتَه تغدو باهتة ويزداد لونُها احمرارا بشكل متزايد، وقد صار متجمدا في الزمن بالقرب من حدود الثقب الأسود المعروفة باسم أفق الحدث event horizon.

 

ومع ذلك، لن يشعر التقنيّ نفسه بأيّ تباطؤ في مرور الزمن بالنسبة إليه، ولن يرى أيَّ شيء غريب يحدث عند أفق الحدث. وهكذا, لن يعلم بأنه اجتاز هذا الأفق إلاّ عندما يسمعنا قائلين: «لا نستطيع سماعَك بشكل جيّد»، ولن تتوفّر أيُّ طريقة يمكن له بها أن يشاركنا انطباعاتِه وأحاسيسَه الأخيرة، إذ لا شيء البتّة ــ حتى الضوء نفسه ــ يستطيع أن يفلت من الجرّ الهائل لقوة الثقالة داخل أفق الحدث. وقبل أن تمرّ دقيقة على اجتيازه للأفق، سوف تكون قوى التثاقل في أعماق الثقب قد مزّقته إربا إربا.

 

لا يمكننا في الحياة الفعلية أن نرسلَ تقنيا في مثل هذه الرحلة، ولكنّ علماءَ الفلك طوّروا بعض التقنيات التي ستسمح لهم في القريب العاجل ــ ولأول مرّة ــ بالتقاط صور للظلال المعتمة لثقب أسود ضمن خلفية مليئة بغاز متوهّج ساخن.

 

ستقولُ لنا: «انتظروا قليلا، ألم يُبلغْنا علماءُ الفلك مرارا بملاحظتهم لثقوب سوداء، بما في ذلك شتى أنواع الصور؟» هذا صحيح، ولكنّ هذه الصور كانت لغازات أو لمواد أخرى موجودة قرب ثقب أسود بحيث تَمثَّل الثقبُ نفسُه فيها كبقعة غير مرئية، أو كانت لتدفق هائل من الطاقة افتُرِض أنه ناجمٌ عن ثقب أسود. وفي الحقيقة، فنحن لا نزال غـير متيقّنـين بعـدُ من وجود الثقوب السوداء فعلا أو عدم وجودها⁽²⁾.

 

لقد اكتشف علماءُ الفلك أجراما كونية تبلغ من الثقل والتراصّ مقدارا يكفي ــ في حالة صحّة نظرية آينشتاين في النسبية العامة ــ لأن تكون بالضرورة ثقوبا سوداء، ومن المتعارف عليه أن نتكلّم عنها كما لو أنها فعلا كذلك (كما نفعل في هذا المقال). ولكننا، حتى الآن لم نستطع تأكيدَ أنّ هذه الأجرام تمتلك السمة المميّزة التعريفية للثقب الأسود، أي وجود أفق لا يمكن للمادة اجتيازُه إلاّ في اتجاه واحد فقط. وهذا السؤالُ لا يُعَدّ مجرَّد فضول مقصور على فئة قليلة، إذ إنّ وجودَ مثل هذه الآفاق أو عدمَه يمثّل إحدى أهمّ الأحجيات العميقة في الفيزياء النظرية وأعقدها. وسوف تساعدنا الصورُ التي تعرض الصور الظلية المعتمة لآفاق أحداث الثقوب السوداء على فهم السيرورات الفيزيائية الفلكية الاستثنائية التي تحدث في المناطق المتاخمة لها.

أسئلة موجِّهة^(**)

 

تُعتبَر آفاقُ الحدث منبعا مثيرا للخيال ذا سحر خاصّ، إذ إنها تمثّل وجود عدم الانسجام على المستوى القاعدي بين انتصارَين عظيمَين حقَّقتهما الفيزياء في القرن العشرين، وهما: الميكانيك الكمومي والنسبية العامة. والعكوسية الزمنية⁽³⁾  سمة أساسية للكيفية التي يصف بها الميكانيك الكمومي المنظومات الفيزيائية؛ فكل سيرورة كمومية لها سيرورة عكسية نستطيع من حيث المبدأ أن نستخدمها لاستعادة أيّ معلومات يمكن أن تكون السيرورة الأصلية قد أدَّت إلى تشويشها. وفي المقابل، لا تسمح النسبيةُ العامة ــ التي تفسّر الثقالة على أنها ناجمة عن تقوس⁽⁴⁾  الفضاء وتتنبّأ بوجود الثقوب السوداء ــ بأيّ سيرورة عكسية لاسترجاع الشيء الذي سقط داخل ثقب أسود. والحاجةُ إلى حلّ عدم الاتّساق هذا بين الميكانيك الكمومي والتثاقل gravitation، يُمثل أحد أهمّ دوافع فيزيائيّي الأوتار في بحثهم عن نظرية كمومية للثقالة، أي نظرية تتنبّأ بخصائص التثاقل انطلاقا من التآثرات الخاضعة لقوانين الميكانيك الكمومي.

 

وعلى مستوى أعمق في هذا الموضوع، يودُّ الفيزيائيون معرفةَ ما إذا كانت نسبية آينشتاين العامة هي فعلا النظرية الصحيحة للثقالة، حتى حيثما تكون تنبؤاتها مختلفة بشكل صارخ عن النظرية التقليدية النيوتونية newtoniantheory؛ كالتنبّؤ بوجود آفاق الأحداث للثقوب السوداء. وتمتلك الثقوب السوداء سمتَين توأمَين رائعتَين، الأولى هي أنها توافق حلولا بالغة البساطة لمعادلات الثقالة حسب نظرية آينشتاين (فالثقب الأسود يتحدّد تماما بثلاثة أعداد لا غير: كتلة الثقب وشحنته وسپينه⁽⁵⁾)، أمّا الثانية فهي أنّ هذه الثقوب تمثِّل أماكن تسلك فيها الثقالة سلوكا أبعد ما يكون عن النظرية النيوتونية. ومن هنا، تُعتَبر الثقوب السوداء مواضعَ مثالية للبحث عن دلائل على أية اختلافات في الظروف البالغة التطرّف عمّا تتنبأ به معادلات آينشتاين، وهذه الاختلافات ــ في حال ظهورها ــ يمكنها أن تزوّدنا بإشارات تدلّنا على الطريق نحو نظرية كمومية للثقالة. وبالعكس، إذا نجحت تلك المعادلات في وصف ما يجري بالقرب من الثقوب السوداء، فإنّ هذا سوف يوسّع بشكل درامي مجالَ صلاحية النسبية العامة.

 

[أساسيات]    عرين الوحش(***)        إنّ السمةَ التعريفيّة للثقب الأسود هي امتلاكه أفق حدث، وهو الحدود الكروية للمنطقة التي لا يستطيع أيّ شيء داخلها التغلّبَ على ثقالة الثقب والخروج منها. ويتراكم الغاز بشكل متعاظِم ضمن قرص حارّ ونيّر يحوم حول الثقب الأسود، وتوجد فيه بقعٌ مؤقّتة برّاقة وساطعة تشبه مناطق التوهّج في لهيب الشمس (بقع الانفجارات الشمسية). يمكن للقرص أن يكون رقيقا (كما في الشكل)، ولكن يمكنه كذلك أن يغطّي زاوية كبيرة فوق مستوي الدوران وتحته، كما يمكن له أن يمتدّ إلى مسافات بعيدة جدا شعاعيا radially. ويُصدِر كثيرٌ من الثقوب السوداء الفائقة الكتلة دفقات نفثية ساطعة بسرعات تقارب سرعة الضوء.     ويُعتقَد أنّ الحافة الداخلية لقرص التراكُم المتعاظِم (قرص الاستزادة) تقع بالقرب من دائرة تُدعى المدار الحلقي المستقرّ الأكثر توغّلا نحو الداخل(6). وأيُّ مادة تضلّ طريقها بالقرب من الثقب، ستجد نفسها على مسار غير مستقرّ، وسريعا تغوص في أعماق الثقب. وعلى المدار الفوتوني، يمكن للضوء فيه من حيث المبدأ أن يدور حول الثقب الأسود بشكل دائم، ولكن في الواقع الفعلي قد يؤدي أيُّ اضطراب مهما صَغُر إلى جعل مسار الضوء يتجه حلزونيا إلى الداخل أو إلى الخارج.

 

إنّ طرحَ بعضِ الأسئلة الملحّة في الفيزياء الفلكية عمّا يجري في جوار الثقوب السوداء يستلزم بدوره محاولة الوصول إلى إجابات. تقتات الثقوبُ السوداء من المادة الساقطة إلى داخلها مثل الغاز والغبار الكوني، وأثناء السقوط تكتسب هذه المادة ــ مع اقترابها من أفقِ حدثِ الثقب ــ مقدارا كبيرا من الطاقة، فتُنتج كمية من الحرارة تفوق فاعليتها عشرين ضعفا تقريبا من فاعلية الاندماج النووي الذي يمثّل ثاني أقوى سيرورة معروفة لنا من ناحية القدرة على توليد الطاقة. فالإشعاعُ الصادرُ عن الغاز الحارّ والمتحرّك بشكل حلزوني يجعل الجوار المحيط بالثقوب السوداء أكثرَ الأشياء توهّجا وبريقا في الكون.

 

تُعتبَر الثقوبُ السوداء مواضعَ مثالية للبحث عن دلائل على أية اختلافات في الظروف البالغة التطرّف عمّا تتنبأ به معادلات آينشتاين في نظرية النسبية العامة.

يستطيع الفيزيائيون الفلكيّون وضع نموذج يصف إلى حدّ ما المادةَ المتعاظِمة التراكُم (المتنامية) للثقب الأسود، ولكنّ لا تزال غامضة كيفيةَ انتقال الغاز ضمن تدفّق مادة التراكُم المتعاظِم من مدارٍ نصف قطره كبير إلى آخر واقع بالقرب من الأفق، ويشوب الغموض أيضا كيفية، بالتحديد، سقوط الغاز في نهاية الأمر إلى داخل الثقب الأسود. لا شكّ في أنّ الحقول المغنطيسية التي تولِّدها الجسيماتُ المشحونة المتحرّكة ضمن تدفّق مادة التراكُم المتعاظِم تؤدي دورا مهما جدا في كيفية سلوك هذا التدفّق، لكننا لا نعرف إلاّ القليلَ عن بنية هذه الحقول وعن كيفية تأثير هذه البنية في الخواصّ المرصودة للثقوب السوداء. ومع توفر برامج محاكاة حاسوبية تصف مجمل منطقة التراكُم المتعاظِم، فإنّ العلماء النظريّين لا يزالون يحتاجون إلى عقود من الزمن قبل أن يتمكَّنوا من إجراء حسابات موافقة حقيقية لا تعتمد إلاّ على مبادئ الفيزياء الأساسية. وسوف تكون بيانات المراقبات والملاحظات الفلكية ذات قيمة أساسية في إلهامنا بأفكار جديدة، وكذلك في تقريرنا أيّ النماذج المتعدّدة والمتنافسة هو الأقدر على وصف الظاهرة.

 

هناك أمرٌ أكثر إحراجا بالنسبة إلى الفيزيائيين الفلكيّين هو افتقادهم فهم الدفقات النفثية للثقب الأسود: وهي ظواهر تتعاون فيها القوى بالقرب من ثقب أسود فائق الكتلة لقذف مادة نحو الخارج بسرعات نسبوية عالية (تصل إلى نحو 99.98 في المئة من سرعة الضوء). وتجتاز هذه الدفقات المذهلة المنطلقة نحو الخارج مسافات تفوق المجرّات طولا، ومع ذلك تكون عند نشوئها قرب الثقب الأسود على شكل حزم كثيفة من الأشعة التي تتجمع بشكل لصيق يكفي لأن تخترق المنظومة الشمسية؛ كما لو كانت ثقب إبرة مجرّيّة. وإننا لا نعرف ما الذي يسرّع هذه الدفقات النفثية إلى هذه القيم العالية من السرعات، كما لا نعرف حتى ممّا تتركّب؛ فهل هذه الدفقات النفثية مكوّنة من إلكترونات وپروتونات أم من إلكترونات وپوزيترونات؟ أو لعلها مجرّد حقول كهرمغنطيسية؟ للإجابة عن هذه الأسئلة وغيرها، يحتاج الفلكيّون بشدة إلى أرصاد مباشرة عن الغاز في الجوار القريب للثقب الأسود.

 

مطاردة الوحش من بعد^(****)

 

لسوء الحظ، يصعب الحصول على الأرصاد المباشرة المذكورة أعلاه، وذلك لأسباب عديدة. أولا، الثقوب السوداء فائقة الصغر بالنسبة إلى القياسات الفلكية. فهي تتجلّى في تشكيلتَين رئيسيَّتَين: ثقوب سوداء كتلها نجمية وهي بقايا نجوم ثقيلة ميتة تبلغ كتلها نموذجيا من خمسة أضعاف إلى 15 ضعفَ كتلة الشمس، وثقوب سوداء فائقة الكتلة تتوضّع في مراكز المجرّات؛ وتزن ما بين ملايين كتلة الشمس إلى عشرة مليارات منها. ويبلغ قطرُ أفقِ حدثِ ثقب أسود بكتلة نحو 15 مرّة كتلة الشمس نحو 90 كم، فهو يشغل حيزا صغيرا جدا بمقاييس المسافات بين النجوم. حتى إن المنطقة داخل مدار الكوكب نپتون تتسع بسهولة لثقب أسود فائق كتلته تبلغ نحو مليار مرّة كتلة الشمس.

 

ثانيا، يساعد الحجم الصغير للثقب الأسود وثقالته الهائلة على حركة المواد حوله بسرعات كبيرة للغاية، فالمادة القريبة جدا من ثقب أسود نجمي الكتلة يمكن أن تتمّ دورتها حول الثقب بأقلّ من ميكروثانية، ولا بدّ من أجهزة فائقة الحساسية لرصد ظواهر سريعة إلى هذه الدرجة. وأخيرا، فإنّ المجموعة الجزئية من الثقوب السوداء التي تمتلك احتياطيا كبيرا من الغاز المجاور القابل للتراكُم المتعاظِم، هي الوحيدة التي يمكن رؤيتها، ولذلك لم يتمّ اكتشاف الغالبية العظمى من الثقوب السوداء في مجرّة درب التبّانة بعد.

 

ولمجابهة هذه التحدّيات طوّر علماء الفلك تقنيات متنوّعة، زوّدتنا ــ على الرغم من عدم قدرتها على إعطاء صور مباشرة ــ بمعلومات عن خواصّ وسلوك المادة الحائمة قربَ منطقة نشكّ في احتوائها على ثقب أسود. وعلى سبيل المثال، يمكن للفلكيّين أن يقدِّروا وزن ثقب أسود فائق الكتلة من خلال مراقبة النجوم المجاورة له، بطريقة تشبه إلى حدِّ كبير مراقبة مسار الكواكب من أجل حساب كتلة الشمس. وفي المجرّات البعيدة، لا يمكن تمييز النجوم المنفردة قربَ ثقب فائق الكتلة، ولكنّ طيف إشعاعاتها الضوئي يدلّ على كيفية توزّع سرعاتها، وهذا ما يفيد في حساب كتلة الثقب. يُعتبَر الثقب الأسود الفائق الكتلة*Sgr A الموجود في مركز مجرّة درب التبّانة قريبا منّا بما يكفي لتتمكن المقراباتُ من تمييز النجوم المنفردة الواقعة قربَه. وهذا ما وفَّر لنا أفضل تقدير حتى اليوم لكتلة ثقب أسود ما [انظر المؤطر في الصفحة 9]. ولسوء الحظ، فإنّ موقع هذه النجوم بعيدٌ جدا عن منطقة اهتمامنا الأقصى التي تغدو فيها آثارُ النسبية العامّة جليّة ومحسوسة.

 

ويبحث الفلكيّون كذلك عن إشارات تحمل توقيعَ النسبية العامة في الطريقة التي يتغيّر وفقها الإشعاع الصادر بالقرب من ثقب أسود عبر الزمن. وعلى سبيل المثال، تتأرجح وتتغيّر قيمُ السطوعِ لإصداراتِ الأشعة السينية من بعض الثقوب السوداء النجمية الكتل بطريقة شبه دورية، وتكون أدوارها مماثلة للأدوار المتوقّعة في المدارات التي تسلكها المواد قربَ الحافة الداخلية لقرص التراكُم المتعاظِم.

 

وأكثرَ طرقِ سبرِ الثقوب السوداء الفائقة الكتلة نجاحا لغاية اليوم هي تلك التي استغلَّت عملية تألّق fluorescence ذرّات الحديد الواقعة على سطح قرص التراكُم المتعاظِم. فالحركةُ السريعة لقرص التراكُم المتعاظِم الذي يحمل ذرّات الحديد تتعاضد مع الثقالة الشديدة للثقب، لتسبِّب إزاحة الطول الموجي المميّز للتألّق، وتؤدي إلى امتداده على نطاق عريض من الأطوال الموجية. وبالقرب من ثقب أسود ذي تدويم⁽⁷⁾ (دوران حول الذات) سريع، يدور قرص التراكُم المتعاظِم نفسه حول الثقب بسرعة أكبر (بفضل تأثير تبيّنه النسبية العامة يسبّب جرَّ «المكان» معه عند دوران الثقبِ حـول نفسـه)، وسـيكون للإصدار لاتناظر⁽⁸⁾مريب. وقد رصد القمران الصنعيّان اليابانيّان ASCA وSuzaku إصدارات من هذا النوع بالضبط، وقد فسّرها الفلكيّون على أنها إثباتٌ مباشر على وجود ثقوب سوداء ذات تدويم سريع، بحيث تبلغ السرعات المدارية في أقراص التراكُم المتعاظِم قيما مرتفعة تصل حتى ثلث قيمة سرعة الضوء.

 

ويمكن الحصول على معلومات حول مقدار تدويم الثقوب السوداء النجمية الكتل عن طريق دراسة منظومات ثنائية يدور فيها ثقب أسود ونجم عادي أحدهما حول الآخر بشكل يبلغ من القرب ما يكفي لأن يأكل الثقب الأسود تدريجيا من مادة رفيقه. ويدلّ تحليل طيف الأشعة السينية والبارامترات المدارية لحفنة من مثل هذه المنظومات على أنّ ثقوبَها السوداء تمتلك من 65 إلى 100 في المئة من المقدار الأعظمي للتدويم الذي تسمح به النسبية العامة لثقب أسود بالكتلة المفروضة؛ ويبدو أنّ القيمةَ العالية للتدويم هي السائدة في أغلب الحالات.

 

لا يقتصر ما تُطلِقه الثقوبُ السوداء على الضوء (الذي يمتدّ طيفه من الموجات الراديوية حتى الأشعة السينية) وعلى الدفقاتِ النفثية من الطاقة فحسب، إذ يمكن لثقبين أسودَين ــ عندما يصطدم أحدهما بالآخر ــ أن يهزّا بنية نسيج الزمكان⁽⁹⁾ حولهما، وهذا ما يُنتج موجات تثاقلية⁽¹⁰⁾ تنتشر إلى خارج منطقة التصادم مثل انتشار التموّجات والتغضّنات على سطح ماء بركة راكدة. ويجب على تغضّنات الزمكان هذه أن تكون قابلة للالتقاط على بعد مسافات شاسعة، حتى وإن تطلَّب ذلك أجهزة فائقة الحساسية. ومع أنّ المراصد الفلكية المتوفّرة في الوقت الراهن لم تكتشف حتى اليوم أية موجات تثاقلية، فإنّ فكرةَ البحث هذه تزوّدنا بطريقة ثوريّة جديدة لدراسة الثقوب السوداء⁽¹¹⁾.

 

إشارات بعيدة عن ثقوب سوداء(*****)    يعتقد الفيزيائيون الفلكيّون أنّ ثقوبا سوداء (صغيرة جدا وبعيدة عنّا بشكل لا يسمح لنا برؤيتها) هي المسؤولة عن ظواهر عديدة تمتد من إصدارات لأشعة سينية إلى دفقات نفثية ضخمة من موادّ تمّ قذفها بعيدا عن مراكز المجرّات.    صورة المجرّة Centaurus A كما التقطها القمر الصنعي Chandra باستخدام الأشعة السينية، وهي تبيّن دفقا نفثيا بطول 13000 سنة ضوئية  يصدر عن ثقب أسود فائق الكتلة نعتقد أنه موجود في مركزها. وتمثّل البقع ذات الشكل النجمي ثقوبا ذات كتل من المرتبة النجمية تستهلك مادة يزوّدها بها رفاقُها النجوم. أمّا الألوان الحمراء والخضراء والزرقاء؛ فهي تدلّ على ثلاثة نطاقات مختلفة من الأطوال الموجية للأشعة السينية.    إنّ الثقب الأسود الفائق الكتلة الذي نفترض وجودَه في مركز المجرّة M87  محاطٌ بفصوص من الغاز يبلغ عرضها نحو 15000 سنة ضوئية، وهو يُطلق نحونا دفقا نفثيا بسرعات نسبوية عالية، كما يُحتمَل أن يكون هناك دفقٌ نفثيّ معاكس غير مرئي يرُسل مادّة في الاتجاه المعاكس. وهذه الصورة التقطها الصفيف الكبير جدا (VLA)(12) في نيو مكسيكو باستخدام موجات راديوية بأطوال موجية من رتبة الـ -2سنتمتر، حيــث تمثّل الألــــوان فيها شـــدّة الإشـــارة الملتقطَة.

نافذة للنظر^(******)

 

على الرغم من تزويدها لنا بمقدار وافر من المعلومات حتى الآن، لا تقدِّم أيّ تقنية من التقنيات التي وصفناها ــ صورة مباشرة لأفق حدث ثقب أسود. ولكن في الوقت الراهن ــ وبفضل تطوّرات حديثة جدا تحقَّقت في التقانة مؤخرا ــ أصبح الحصولُ على صور مباشرة لأفق ثقب أسود أمرا وشيك الحدوث. والثقب الأسود الذي سوف يجري تصويره هو ذاك الثقب الوحش القابع في ساحتنا الخلفية*Sgr A على مسافة 24000 سنة ضوئية فقط منّا ويحتلّ مساحة أكبر الأقراص في قبة سمائنا مقارنة بجميع الثقوب السوداء الأخرى المعروفة، في حين يتعين على ثقب أسود كتلته تساوي عشر مرّات كتلة الشمس ألاّ يبعد عنّا أكثر من 1% من بعد أقرب نجم إلينا لكي يبدوَ بالمساحة نفسها لذلك القرص. أمّا الثقوب السوداء الفائقة الكتلة التي تتجاوز الثقب الأسود *Sgr A بكثير في ضخامتها، فهي موجودة لكن على مسافات تبعد عنا ملايين السنين الضوئية.

 

إنّ الحجمَ الظاهري الذي تبدو فيه الصورة الظليّة المعتمة لثقب أسود بعيد يزيد على الحجم الحقيقي بأكثر من مرّتين، وذلك بفضل انحناء الأشعة الضوئية الناجم عن ثقالة الثقب. ومع هذا، لن يغطّي أفق الثقب الأسود *Sgr Aظاهريا إلاّ زاوية ضئيلة جدا قياسها 55 ميكرو قوس ــ ثانية (وهو جزء من ألف جزء من 3600 جزء من الدرجة الواحدة)، وهذا يماثل ما تبدو عليه بذرة خشخاش موجودة في مدينة لوس أنجلوس عندما ننظر إليها من مدينة نيويورك.

 

إنّ ميز resolution جميع المقرابات الحديثة ــ على الرغم من قدراتها المثيرة للإعجاب ــ لها حدودٌ تفرضها على المستوى الأساسي عمليةُ الحيود⁽¹³⁾diffraction، وهو ظاهرةٌ تنجم عن الطبيعة الموجية للضوء وتحدث عندما يمرّ من خلال الكوّة الضيّقة التي يمثِّلها الحجم المحدود للمقراب. وبشكل عام، يمكن إنقاص المقياس الزاويّ الأصغريّ القابل للفصل والتمييز من قبل المقراب عبر تكبير حجم هذا الأخير أو عبر التقاطه لضوء ذي طول موجيّ أقصر. ومن أجل الأطوال الموجية تحت الحمراء (وهي قادرة بشكل ملائم على المرور ــ من دون أن يتمّ امتصاصها ــ عبر الغمامات الغبارية التي تحجب الثقب الأسود *Sgr A عند الأطوال الموجية للضوء المرئي)، نحتاج من أجل تمييز مقياس زاويّ مقداره 55 ميكرو قوس-ثانية إلى مقراب يبلغ عرضه سبعة كيلومترات. وسوف يخفّف نوعا ما استخدامنا لضوء مرئي بأطوال موجية أقصر أو لأشعة فوق بنفسجية من صعوبة تحقيق هذا المطلب الهائل، ولكن ليس بشكل يكفي لأن يجعله معقولا. وتبدو فكرةُ استخدام أشعة ذاتِ أطوال موجية أكبر كأنها لا طائل من ورائها، فاستخدام الموجات الراديوية الميليمترية ــ على سبيل المثال ــ يستلزم مقرابا عرضه 5000 كيلومتر، ولكن هناك الآن بالفعل مقرابات راديوية بمقاييس الكرة  الأرضية سبق لها أن باشرت بممارسة عملها.

[الثقب الأسود*Sagittarius A]    تضييق الخناق على المارد العملاق(*******)      حتى فترة قريبة، ظلّت أرصاد حركات النجوم بالقرب من مركز مجرّة درب التبّانة ــ هي أقربُ ما توصل إليه الفلكيّون في مراقبتهم المتعلّقة بأفق حدث الثقب الأسود*Sgr A. وتبيّن مساراتُ النجوم (الخطوط المتقطّعة) أنها خاضعةٌ لقوةّ جذب جرم سماوي متراصّ جدا ذي كتلة مساوية تقريبا لـ 4.5  مليون مرّة كتلة الشمس. وتشير النقاطُ الملوّنة إلى مواضع النجوم من عام 1995وحتى عام 2008. أمّا الخلفية، فتمثّل صورة للنجوم (وأشياء أخرى غيرها) تمّ التقاطُها في عام 2008 باستخدام الأشعة تحت الحمراء. إنّ النجم SO-16 هو النجم الذي يقترب أكثر ما يكون من الثقب *Sgr A (إلى مسافة تُقدَّر بسبع ساعات  ضوئية)، ولكن حتى هذه المسافة الصغيرة نسبيا تبقى أكبر بـ 600 مرّة من نصف قطر أفق الحدث.

تمزج التقنية ⁽VLBI)⁽¹⁴) مقياس التداخل ذي الخطّ القاعدي الطويل جدا الإشاراتِ التي يتمّ التقاطها من قبل منظومة (أو صفيف) من المقرابات الراديوية المنتشرة في أرجاء الكرة الأرضية، وذلك من أجل تحقيق قيم عالية للميز الزاوي مماثلة لما يحقّقه نظريا طبقٌ (صحن لاقط) بحجم الأرض مُعدّ لاستقبال الموجات الراديوية. هناك منظومتان من المقرابات من هذا النوع تعملان منذ أكثر من عقد من الزمان، وهما المنظومة⁽VLBA) ⁽¹⁵) التي تنتشر أطباقها في الولايات المتحدة من هاواي Hawaii إلى نيو هامپشر New Hampshire، والمنظومة ⁽EVN)⁽¹⁶) التي تنتشر أطباقها في تشيلي وجنوب إفريقيا وپورتوريكو إضافة إلى أوروبا. ويمكن أن تكونَ قد رأيتَ منظومة مماثلة ــ وإن كانت أصغر بكثير ــ لو أنك شاهدتَ الفيلمَ السينمائي «الاتّصال (كونتاكت Contact)» أو الفيلم «2010» اللذين يعرضان في بعض مشاهدهما منظومةَ الصفيف البالغ الكبر VLA في ولاية نيومكسيكو.

 

ولسوء الحظ، لا تصلح التقنيـتــــان VLBA وEVN إلاّ لالتقاط موجات راديوية بطول موجي أكبر من 3.5 ميلّيمتر، وهذا ما يوافق ميزا لا يتعدّى 100 ميكرو قوس-ثانية، وهذه قيمة أكبر من أن تسمح بتمييز أفق الثقب*Sgr A. والأكثر من ذلك هو أنّ الغازات بين النجوم ــ عند الأطوال الموجية هذه ــ تجعل صورةَ هذا الثقب الأسود ضبابية وغيرَ واضحة، تماما كما يشوِّش الضبابُ الكثيف قدرتنا على رؤية أضواء الشوارع فوق رؤوسنا. ويكمن الحلّ هنا في أن نستعمل مقياسَ تداخل interferometer يعتمد على أطوال موجية أقصر من ذلك من رتبة  الميليمتر وأقل.

 

تبرز الآن مشكلةٌ أخرى مع تلك الأطوال الموجية الأقصر، وهي إمكان امتصاص بخار الماء في الغلاف الجويّ. ولهذا السبب توضع المقرابات التي تستخدم أطوالا موجية من رتبة الميلّيمتر وما أدنى في أعلى المناطق الممكنة ارتفاعا وأكثرها جفافا، كما هو الحال على قمة بركان ماونا كي Mauna Kea في هاواي أو في صحراء أتاكاما Atacama في تشيلي أو في القارة القطبية المتجمّدة الجنوبية. وعندما يتمّ تنفيذ جميع هذه الخطوات نحصل عموما على نافذتَين يمكن النظر من خلالهما بشكل جيّد، واحدة عند الطول الموجي الموافق لـ 1.3 ميليمتر والأخرى عند الموافق لـ0.87  ميليمتر. وتسمح منظومة مقرابات منتشرة في أرجاء الأرض بالحصول عند هذين الطولَين الموجيَّين على قوّتَي ميز بقيمتَي 26 و 17 ميكرو قوس ثانية على الترتيب، وهذا يكفي لتمييز أفق الثقب الأسود*Sgr A.

 

إنّ الثقبَ الأسود*Sgr A هو الثقب الفائق الكتلة الوحيد الذي يسمح قربُه منّا للمقرابات (التلسكوبات) بأن تكون قادرة على فصل وتمييز النجوم المنفردة الواقعة بالقرب منه.

 

ويمكن إدخالُ عدد من المقرابات الموجودة حاليا (في هاواي، وعلى طول القسم الجنوبي الغربي من الولايات المتحدة، وفي تشيلي والمكسيك وأوروبا) ــ والتي تعمل بأطوال موجية من رتبة الميليمتر وما أدنى ــ ضمن مثل هاتين المنظومتَين. ولكن، نظرا لأنّ الفلكيّين بنوا هذه المقرابات في الماضي لأغراض أخرى، فإنّ تعديلها وتهيئتها بحيث تصبح ملائمة لمقياس التداخل VLBI يتطلّب التغلّب على كثير من التحدّيات التقنية؛ ومنها تطوير نظم إلكترونية بضجيج فائق الانخفاض ومسجّلات رقمية ذات نطاق تردّدي عَرْضُه عال جدا.

 

ومــع ذلـك، تمكّن فريقٌ مـن العلمـاء بقيـادة <S.S.دولمان> في المعهد MIT من حلّ هذه المعظلات في عام 2008. وقد قام هذا الفريقُ بدراسة الثقب الأسود*Sgr Aعند طول موجي مساو لـ 1.3 ميليمتر، وذلك باستخدام منظومة مكوَّنة من ثلاثة مقرابات فقط موجودة في أريزونا وكاليفورنيا وعلى قمة ماونا كي. إنّ هذا العدد الصغير من المقرابات لا يكفي لتوليد صورة، ولكنّ الباحثين نجحوا في تمييز الثقب*Sgr A، إذ دلَّت بياناتهم على أنه يمتلك مناطـــق ســــاطعة ذات حجـم يغطي زاويــــة قــــدرها 37 ميكروقوس ثانية⁽¹⁷⁾ فقط؛ أي ما يكافئ نحو ثلثَي مقاس أفق حدث الثقب الأسود. واستخدام مقرابات إضافية لا بدّ أن يجعل أمرَ الحصول على صورة ظلّيّة قاتمة لأفق حدث الثقب شيئا ممكنا.

 

تشير الأرصاد الحديثة التي تمت باستخدام مقياس التداخل VLBIالميليمتري الآن إلى أنّ عدمَ امتلاك الثقب الأسود*Sgr A لأفقِ حدث هو أمر بعيد الاحتمال جدا. إنّ عمليةَ التراكُم المتعاظِم فوق ثقب أسود تختلف كلّيّة عنها في حالة جرم سماوي ليس له أفق. ففي كلتا الحالتَين تجلب المادةُ المتعاظِمة التراكُم معها مقاديرَ كبيرة من الطاقة أثناء سقوطها إلى الداخل، ولكنّ هذه الطاقة تتحوَّل ــ في حالة غياب الأفق ــ إلى حرارة عندما تستقرّ المادةُ المتعاظِمة التراكُم وتأخذ شكلَها النهائي، ليتمّ إطلاقُها لاحقا على شكل إشعاع، وهذا ما يولِّد طيفا حراريا مميِّزا ومرئيا بالنسبة إلىالمراقبين الخارجيّين. وعلى خلاف ذلك، يمكن للمادة الساقطة نحو الداخل ــ في حالة الثقوب السوداء ــ أن تحمل معها أيَّ مقدار من الطاقة عبر الأفق، وهذا سوف يخفي تلك الطاقة إلى الأبد.

 

يمكننا في حالة الثقب *Sgr A أن نستخدم مقدار سطوعه الكلّي للحصول على قيمة تقديرية لمعدّل سقوط المادة المتعاظِمة التراكُم. تضع الأرصاد بوساطة مقياس التداخل VLBI الميليمتري قيدا صارما على أعظم قيمة يمكن أن يبلغها مقاس الحافة الداخلية لتدفّق المادة المتعاظِمة التراكُم، ومن ثم على مقدار الطاقة المتحرّرة أثناء سقوط المادة المتدفّقة حتى وصولها إلى تلك النقطة. فلو لم يكن للجرم *Sgr A أفق حدث (وبالتالي ليس ثقبا أسود)، لتعين أن يتمّ إشعاعُ الطاقة الزائدة عندما تستقرّ المادة المتعاظِمة التراكُم وتهدأ، فتُصدِر بشكل رئيسي موجات في منطقة الأشعة تحت الحمراء. ولكن، على الرغم من الأرصاد الدقيقة لم يجد الفلكيّون أيّ إصدار حراريّ في منطقة الأشعة تحت الحمراء ينطلق من الجرم *Sgr A. والطريقة الوحيدة لتسوية هذا التعارض من دون وجود أفق حدث هي افتراض أنّ المادةَ الساقطة تُشِعُّ إلى الخارج كلَّ الطاقة الزائدة عند لحظة غوصِها إلى الداخل، ولكنّ هذا الأمر تلزمه قيمٌ للمردوديّة الإشعاعيّة مرتفعة إلى حد غير مقبول به منطقيا.

صورة فنيّة لوحش^(********)

 

كنّا، من بين نظريِّين آخرِين، منشغلَين جدا بمحاولة التنبّؤ بما يمكن أن يراه المراقبون الفلكيّون عندما يبدأ مقياس التداخل VLBI بإنتاج صور للثقب *Sgr Aفي السنوات القليلة القادمة. وبشكل إجمالي يُسبّب وجودُ الثقب الأسود إسقاطَ صورة ظليّة على خلفية من «ورق الجدران» المصنوع من إصدارات غاز التراكُم المتعاظِم في الجوار القريب. وينشأ هذا «الخيال» shadow؛ لأنّ الثقب الأسود يمتصّ الأشعةَ الضوئية الواردة باتجاه المراقِب من المناطق الواقعة خلف الثقب تماما. وفي هذه الأثناء، تجري تغذية المناطق الساطعة حول «الخيال» بموجات ضوئية إضافية تأتي من خلف الثقب الأسود، وهي بالكاد تتجنّب الأفق. ويسبّب الأثر العدسي التثاقلي القويّ انحناءَ الأشعة الضوئية، بحيث تسهم حتى المادة الواقعة خلف الثقب تماما، في الضوء المحيط بالمنطقة المعتمة. أما الصورة الظلّيّة الناتجة هي ما نقصده بعبارة «صورة فنية لثقب أسود»، فهي صورة متوافقة مع الواقع يكون فيها الثقبُ الأسودُ أسودَ اللون حقيقة.

 

ولن يكون هذا الخيال على هيئة قرص دائريّ الشكل، ويعود ذلك بشكل أساسي إلى القيم الهائلة للسرعات المدارية للغاز التي تقترب من سرعة الضوء. وسوف ينزاح الإصدارُ الإشعاعي من مثل هذه المادة السريعة الحركة بسبب مفعول دوپلر⁽¹⁸⁾، وسوف يتمركز ضمن مخروط ضيّق محوره منطبق على اتجاه حركة المادة. وهذا يُزيد كثيرا سطوعَ الإشعاع الصادر عن الغاز الحائم في الجانب ذي الاتجاه المقترب، في حين يُنقِص سطوعَ الجانب ذي الاتجاه المبتعد فيصير معتما، ومن ثمّ سوف ينتج لدينا شكلُ هلال ساطع بدلا من حلقة كاملة ساطعة تحيط بصورة ظلّيّة قرصيّة الشكل. ولا يزولُ عدمُ التناظر هذا إلاّ إذا كنّا بالصدفة ننظر باتجاه منحى محور دوران القرص.

 

بفضل الأثر العدسي التثاقلي تسهم حتى المادة الواقعة خلف الثقب الأسود تماما في الضوء المحيط بخيال الصورة الظلّيّة.

 

إنّ تدويم الثقب الأسود نفسه، الذي يمكن أن يكون محور دورانه مختلفا عن محور دوران قرص التراكُم المتعاظِم، يُحدث تأثيرا مشابها. فمثل تلك الصور سوف تمكّن الفلكيّين من تحديد اتجاه تدويم الثقب الأسود ودرجة ميل قرص التراكُم المتعاظِم بالنسبة إليه. وبشكل لا يقلّ أهميّة عن ذلك بالنسبة إلى الفيزيائيين الفلكيّين، ستزوّدهم هذه البيانات بمعلوماتِ إدخال آتية من أرصاد لا تقدَّر بثمن من ناحية المساهمة في ابتكار نماذج نظرية الـتراكُم المتعاظِم، وهذا سيسمح ــ على نحو حاسم ونهائي ــ بالإجابة عن السؤال الصعب المتعلق بمقدار كثافة الغاز وبطبيعة الشكل الهندسي للحافّة الداخليّة لتدفّق مادة التراكُم المتعاظِم.

 

هنـاك ثقوب سوداء أخرى فائقة الكتلة يُفترَض أن تقع أيضا ضمن نطاق مقياس التداخل VLBI، ومن ثمّ يمكن مقارنتها بالثقب *Sgr A. وقد بيّنا مؤخّرا أنّ ثاني أفضل ثقب يجب استهدافه هو الثقب الأسود الذي يُعتقَد بوجوده في مركز المجرّة الإهليليجية العملاقة M87. ويقع هذا الثقب الأسود على مسافة تُقدَّر بـ55مليون سنة ضوئية بعيدا عنّا، وحتى وقت قريب، بلغ التقدير المعياري لكتلته من قبل الفلكيين نحو ثلاثة مليارات من كتلة الشمس، مما يعطيه صورة ظلّيّة مُتوقَّعة أصغرَ قليلا من نصف مقاس صورة الثقب *Sgr A. ولكن في الشهر6/2009، استخدم <K.گيبهاردت> [من جامعة تكساس] و<J.توماس> [من معهد ماكس پلانك للفيزياء غير الأرضيّة في ألمانيا] أحدثَ البيانات الفلكيّة، وقاما بتحديث نماذج توزيع النجوم والمادة المعتمة (المظلمة) في المجرّة M87، ليستنتجا أنّ كتلة ثقبها الأسود تقارب 6.4 مليار كتلة الشمس، وهذا يكفي لأن يجعل صورته الظليّة نحو ثلاثة أرباع قطر الصورة الظلّيّة للثقب *Sgr A.

 

يتفوَّق ثقبُ المجرّة M87 في نواح عدة ــ على زميله الثقب*Sgr A كهدف واعد ولافت للانتباه. فهو يمتلك نفثا دفقيا مفعما بالنشاط والحيوية يمتدّ حتى 5000 سنة ضوئية، وسوف يزوّدنا تمييزُ المنطقة المُطلِقة للنفث بمعلومات حاسمة فيما يتعلَّق بجهود النظريّين الحثيثة من أجل فهم هذه التدفّقات نحو الخارج ذات السرعات النسبوية العالية. وعلى خلاف الثقب *Sgr A، يقع ثقب المجرةM87 في نصف الكرة الشمالي للقبة السماوية، وهذا ما يجعله ــ مقارنة بالنصف الآخر ــ أكثر قابلية للتعامل معه بمقياس التداخل VLBI باستخدام المراصد المتوفِّرة الحالية، والتي لا يقع إلاّ قسمٌ صغيرٌ نسبيا من أطباقها في الجنوب. إضافة إلى ذلك، وبما أنّ حجم ثقب المجرة M87 أكبر بنحو 2000 مرّة من حجم الثقب *Sgr A، فإنّ التغييرات الديناميكية التي تطرأ عليه سوف تحدث خلال مقاييس زمنية بالأيام بدلا من الدقائق. فقيمة دورُ الحركة المدارية theorbital period بالقرب من الحافة الداخلية لقرص التراكُم المتعاظِم، محصورة بين نصف أسبوع وخمسة أسابيع (حسب مقدار تدويم الثقب). وهكذا، يجب أن يكون الحصول على صور متتالية للأحداث المتجلِّية أمرا أسهل بكثير في حالة ثقب المجرة M87 منها في الآخر. وأخيرا، فمن المرجَّح جدا أن تعاني الصورُ ذات الميز العالي درجة أقلّ من ذلك النوع من التشويش والضبابية الذي يفرضه الغاز ما بين النجوم الفاصل بيننا وبين الثقب *Sgr A. وفي الوقت الراهن, تبلغ دقةُ التمييز في أفضل صور مقياس التداخل VLBI المأخوذة للمجرة M87 بأطوال موجية من 2 إلى 7 ميليمتر، نحو 100 ميكرو قوس-ثانية، وهي قيمة أكبر بمرّتَين من مقاس الصورة الظلّيّة للثقب الأسود التي نتوقّعها.

 

[التصوير]   اصطياد الوحش(*********)     يقوم الفلكيّون ببناء وتطوير عدة صفيفات من المقرابات الراديوية تهدف إلى تكوين شبكة من المراصد (الشكل الأيسر) تغطّي الكرة الأرضية بمجملها، بحيث يمكنها أن ترصد الثقب الأسود*Sgr A ومناطق الجوار المباشر له باستخدام أطوال موجية قريبة من 0.87 و1.3 ميلّيمتر («نافذتان» لا تُمتصان بقدر كبير من قبل الغلاف الجوّي للأرض، ولا تبعثران من قِبَل الغاز ما بين النجوم). وسوف يسمح الحجمُ الكبير للشبكة بإجراء أرصاد ذات قوة ميز كافية لإنتاج صور من أفق حدث الثقب*Sgr A.    ومن المتوقع أن يكشف لنا المظهرُ الذي سيبدو عليه الثقب *Sgr Aمعلومات حول اتّجاه منحى قرص التراكُم المتعاظِم لهذا الثقب بالنسبة إلى اتّجاه خطّ نظرنا، وحول مقدار سرعة تدويم الثقب (أي دورانه حول نفسه). وتُعتبَر هاتان المعلومتان من أهمّ الحقائق الأساسية التي يجب معرفتها عن منظومة الثقب *Sgr A، وهما ضروريّتان لفهمِ جميع الأشياء الأخرى التي تأتينا من أرصاده (أدناه). وفي المناسبات العارضة التي تتوهجّ خلالها بقعةٌ ساطعة في قرص التراكُم المتعاظِم، يشكِّل الأثر العدسي التثاقلي للثقب الأسود عدّةَ صور جزئية للبقعة المعنية (الصفحة المقابلة). وإذا أمكننا تمييزُ هذه الصور الجزئية، فستزوّدنا بمعلومات تفصيلية عن الحقل التثاقلي قربَ الثقب الأسود، وهذا سيشكّل اختبارا صارما لمدى صحة تنبّؤات النسبية العامة.  تجميع البيانات     يعتبر الصفيف المتّحد للأبحاث في مجال علم الفلك الموجي الميلّيمتري (كارما)(19) المقام في منطقة Cedar Flat في كاليفورنيا (في الأعلى) واحدا من عدّة صفيفات مقرابية راديوية يقوم علماء الفلك بتطويرها وتعديلها كي تتمكّن من رصد أفق حدث الثقب الأسود *Sgr A. وتستطيع شبكةٌ من أمثال هذه المراصد (في اليمين) تفصل بينها خطوط قاعدية baselines بطول آلاف الكيلومترات (خطوط) ــ أن تستغلَّ تقنية تسمى مقياس التداخل ذي الخطّ القاعدي الطويل جدا لإنتاج صور ذات ميز resolution مماثل بدقّته لما كان سيعطيه طبقٌ راديوي بحجم كوكب الأرض. هناك أربعة صفيفات (لون أخضر) جاهزةٌ اليوم للعمل سوية، في حين أن هناك صفيفين (لون زهري) لا يزالان في مرحلة البناء والتطوير، أمّا الصفيف الأخير (لون أزرق) فلا يحتاج إلاّ إلى تكييفه وتعديله ليكون ملائما لعمليات الرصد باستخدام أطوال موجية أقل من الميليمتر.    ماذا يمكن للصورة الظلّيّة أن تكشف؟     تبيّن المحاكاة الحاسوبية كيف سيبدو قرصُ تراكُم متعاظِم يدور حول الثقب *Sgr A تبعا لاتّجاه منحى القرص ولمقدار تدويمه. وتحتوي الصور الثلاث (في أقصى اليمين) على التأثيرات الضبابية المشوِّشة التي يسبِّبها الغاز ما بين النجوم.     وتقع الشبيكة grid الإحداثية الخضراء في مستوي قرص التراكُم المتعاظِم، متمركزة على الثقب الأسود. وتقع حلقةُ الشبيكة الأكثر توغّلا نحو الداخل على أفق حدث الثقب. ويسبّب انحناءُ الضوء الناجم عن ثقالة الثقب أو ما يُعرَف بالأثر العدسي التثاقلي gravitational lensingeffect تشوّهَ منظر الشبيكة، ويؤدي كذلك إلى تكبيرِ الصورة الظلّيّة للثقب. وبما أنّ قرص التراكُم المتعاظِم يدور حول الثقب بسرعات تقترب من سرعة الضوء، فإنّ النسبية الخاصة special relativity تُظهِر آثارها جاعلة جانبَه المتحرّكَ نحونا (الجانب الواقع إلى يسار أفق الحدث في الرسم المرافق) أكثرَ سطوعا من الجانب المبتعد عنا. وفي الصورة السفلية، يسبّب الاندفاع الزاوي الكبير angular momentum للثقب الأسود انحرافا إضافيا للضوء، وهذا ما يزيد من تشوّه رؤيتِنا للمستوي الاستوائي ويغيّر بطريقة درامية مظهرَ الغاز المتعاظِم التراكُم.     وهكـــذا، يمكننـا عبر مقارنــة صـور الثقــب *Sgr A بالمحاكيات الحاسوبية أن نحدّد اتّجاه منحى المنظومة ومقدار تدويم الثقب، ويمكن لذلك أيضا أن يزوّدنا ــ من خلال مقاس الصورة الظلّيّة ــ بتقدير جديد لكتلة الثقب.     قياس الثقالة بواسطة الصور العدسيّة     يستطيع الفلكيّون قياسَ شدة الثقالة في الجوار القريب جدا من ثقب أسود عن طريق تحليل مجموعة من الصور الجزئية (تمّ التقاطها بواسطة الأثر العدسي التثاقلي) لبقعة برّاقة وساطعة موجودة في قرص تراكُم متعاظِم. ويبيّن الشكل (في الأعلى) صورةَ محاكاة تمثِّل بقعة برّاقة وساطعة بالقرب من ثقب أسود يدور بسرعة معتدلة، وقد لُوّنَت للدلالة على الصور الجزئية الثلاث المكوِّنة لها والتي تشرحها الرسوم المعروضة في الأسفل.     تتشكّل الصورةُ الأولية (المنطقة الزرقاء) من الموجات الراديوية التي سلكت أكثرَ المسارات استقامة ومباشرة من البقعة نحو الأرض (الخطّ الأزرق). وبفضل ثقالة الثقب الشديدة يمكن لبعض الأشعة التي أصدرتها البقعة في وقت أبكر أن تسلك مسارا متعرّجا حول الثقب (الخط الأخضر)، وتصل إلى الأرض في الوقت نفسه مشكِّلة بذلك الصورةَ الثانوية (المنطقة الخضراء). وتولِّد الأشعةُ التي أُطلِقت قبْل أشعة الصورة الثانوية والتي أتمّت دورة كاملة حول الثقب الأسود (الخط الأحمر) الصورةَ الثالثية التي لا تُرى إلاّ بالكادّ (المنطقة الحمراء). وبما أنّ مواضعَ الصور الجزئية وأشكالها تعتمد على كيف تحني الثقالة الضوء في مواقع متنوّعة من الجوار القريب جدا من الثقب الأسود، فإنّ تحليلا كاملا لمجمل الصورة سوف يبيّن لنا ما إذا كانت النسبية العامة تصف بشكل صحيح الثقالةَ في تلك الأماكن أم لا.

ومن أجل الثقبين*Sgr A و M87 ثمة توقع مثير للاهتمام على المدى البعيد، وهو إمكانية تصوير التوهّجات المفاجئة التي نراها في إصداراتهما من وقت لآخر. وإذا كانت بعض هذه التوهّجات المفاجئة ناجمة عن بقع برّاقة وساطعة ضمن تدفّق المادة المتعاظِمة التراكُم (كما يظنّ معظم النظريّين)، فإنه يمكن استخدامها لوضع خريطة ذات تفاصيل دقيقة للزمكان حول أفق الحدث. وسيرافق الصورةَ الرئيسية لكلّ بقعة صورٌ إضافية موافقة لأشعة ضوئية تصل إلى المراقِب عبر طرق غير مباشرة تلتوي حول الثقب [انظر الإطار في اليمين]. إن أشكال ومواقع الصور ذات المراتب الأعلى تكوّد بنية الزمكان بالقرب من الثقب الأسود، وستزوّدنا بالفعل بقياسات مستقلّة لهذه البنية حسب الأماكن المختلفة التي تجتازها رزمة الأشعة الضوئية الخاصّة بكلّ صورة. فإذا أخذنا مجمل هذه البيانات معا؛ فسوف تمثّل اختبارا جديّا لتنبّؤات النسبية العامة عن سلوك الثقالة الشديدة بالقرب من الثقوب السوداء.

 

تدخل اليوم الأرصاد المتعلِّقة بالثقوب السوداء عصرا ذهبيا. فبعد مرور نحو قرن على وضع آينشتاين لنظرية النسبية العامة، نجد أنفسنا أخيرا في وضع يسمح لنا باختبار مدى صحة وصف هذه النظرية للثقالة ضمن الشروط الاستثنائية الموافقة للثقوب السوداء. وسيزوّدنا التصوير المباشر للثقوب السوداء بجهاز اختبار جديد كي نقارن نظرية آينشتاين بمنافساتها من النظريات البديلة. وعندما تصير صور الثقبين*Sgr A و M87 متوفّرة، فإننا سنكون قادرين على استقصاء وفحص بنية الزمكان بالقرب من الثقوب السوداء بشكل تفصيلي.

المؤلفان

	Abraham Loeb – Avery E.Broderick
بدأ تعاونَهما العلمي سنة 2005 في معهد النظريات والحاسوبيات The Institute for Theory and Computation ــ الذي يديره <لويب> حاليا ــ في مركز هارفارد ــ سميثسونيان للفيزياء الفلكية.   ويعمل <بروديريك> حاليا باحثا مشاركا متقدما في المعهد الكندي للفيزياء الفلكية النظرية the Canadian Institute for Theoretical Astrophysics بجامعة تورنتو، وقد كان رائدا في الحثّ على تصوير الثقوب السوداء الفائقة الكتلة.    أمّا <لويب>؛ فهو أستاذُ علم الفلك في جامعة هارفارد، وقد أجرى دراسات نظريّة طليعية عن النجوم الأولى وعن الثقوب السوداء الفائقة الكتلة وعن انفجارات أشعة گاما واندلاعاتها.

 مراجع للاستزادة   

 

Event-Horizon-Scale Structure in the Super massive black hole candidate at the galactic center.

Shepherd S. Doeleman  et al .in Nature, Vol . 445, Page 78-80; September 4,2008.

 

Imaging the black hole silhouette of M87: implication for jet formation and black hole spin.

 Avery e. Broderick and Abraham loeb in Astrophysical  Journal, Vol.697,pages  1164-1179; June 1,2009.

 

The Event Horizon of Sagittarius a* .Avery.  Broderick and Abraham loed and Ramesh  Narayan  astrophysical  journal, vol .701, Pages 1357 _1366;

August 20,2009.

 

Imaging an Event-Horizon : Submm-vlbi of a super massive black hole. Sheperd  s.doeleman. Sheeperd S. Doeleman et al. in ASTRO2010 Decadal Review. Online at arxiv.org/abs/0906.3899

 

Inside Black Holes. Andrew J.S. Hamilition. Includes animations of descent into ablack hole. Online at jilawww.colorado.edu/~ajsh/insidebh

 

U.C.L.A Galactic Center Group Web site: www.astro.ucla.edu/~ghezgroup/gc

(*) Portrait of a Black Hole

(**) Driving Questions

(***) Lair of a monster.  

(****) Stalking the Behemoth from afar.

(*****) distant signs of black holes.

(******) A Window with a View.

(*******)Closing in on The Giant. 

(********) Portrait of a Monster

(*********) Shooting the Beast.

 

(1) Sagittarius A*

(2)انظر: «Black Stars, Not Holes,» by Carlos Barcelo – Stefano Liberati – Sebastiano Sonego – Matt Visser;

Scientific American, October 2009

(3)time reversibility

(4)curvature، أو تَحدب.

(5)spin، سپين أو تدويم.

(6)the innermost stable circular orbit

(7)spinning

(8)asymmetry

(9)space-time

(10)gravitational waves

(11)The very Large Array

(12)انظر: «Ripples in Spacetime», by: W.Wayt Gibbs; Scientific American, April 2002

(13)أو الانعراج

(14)Very Long Baseline Interferometry، مقياس التداخل ذي الخط القاعدي الطويل جدا

(15)Very Long Baseline Array، الصفيف ذو الخط القاعدي الطويل جدا..

(16)The European VLBI Network، شبكة التقنية VLBI الأوروبية.

(17) microarcsecond

(18) Doppler effect

(19) Combined Array for Research in Millimeter-Wave Astronomy: CARMA