تکینگی چیست؟

برای درک مفهوم تکینگی (Singularity) تصور کنید که نیروی گرانش شما را به صورت یک نقطه کوچک فشرده کند بطوری که تقریبا هیچ حجمی را اشغال نکنید. این امر ناممکن بنظر می رسد و چنین است. این تکینگی ها در مرکز سیاهچاله ها و در ابتدای مهبانگ (بیگ بنگ) یافت می شوند. این تکینگی ها معرف شیئی فیزیکی نیستند. در عوض وقتی در ریاضیات به آنها بر می خوریم نظریات فیزیکی را در هم می شکنند و باید آنها را با درک بهتری جایگزین کنیم.

تکینگی ها می توانند هرجایی روی دهند و شگفت آور است که در ریاضیات مورد استفاده فیزیکدانان برای درک جهان، زیاد رخ می دهند. به بیان ساده، تکینگی ها مکان هایی هستند که ریاضیات در آنها با تولید اعداد بی نهایت بزرگ “بدرفتار” می شود. هر زمان که مخرج کسری در فیزیک به سمت صفر میل کند تکینگی روی می دهد.

بیشتر این تکینگی ها را می توان بدین صورت حل کرد که عاملی به معادلات اضافه کنیم تا از صفر شدن مخرج جلوگیری کند یا صرفا آنها را غیرحقیقی بینگاریم.

اما تکینگی هایی در فیزیک هستند که براحتی حل نمی شوند. معروفترین آنها تکینگی های گرانشی هستند، یعنی بی نهایت هایی که در نسبیت عام اینشتاین یعنی بهترین نظریه موجود برای توصیف گرانش روی می دهند.

در نسبیت عام، دو نوع تکینگی وجود دارد: تکینگی های مختصاتی و تکینگی های واقعی. تکینگی های مختصاتی وقتی روی می دهند که در یک دستگاه مختصات به بی نهایتی بر می خوریم که در دستگاه دیگر ناپدید می شوند.

برای مثال کارل شوارتزشیلد فیزیکدان نظریه نسبیت عام را به دستگاه ساده یک جرم کروی مانند یک ستاره اعمال کرد. او چنین یافت که حل دستگاه دارای دو تکینگی است، یکی در نزدیکی مرکز و دیگری در فاصله معینی از مرکز که به نام شعاع شوارتزشیلد خوانده می شود. برای سالها فیزیکدانان چنین می اندیشیدند که هردو تکینگی معرف شکست هایی در نظریه هستند اما تا زمانی که شعاع جرم کروی بزرگتر از شعاع شوارتزشیلد است مهم نیستند. تمام آنچه فیزیکدانان نیاز داشتند این بود که نسبیت عام نفوذ گرانش در بیرون جرم را پیش بینی کند.

اما اگر جسمی تا زیر شعاع شوارتزشیلد آن فشرده شود چه روی می دهد؟ آنگاه تکینگی بیرون جرم فشرده شده خواهد افتاد و بدان معنی است که نسبیت عام در منطقه ای دچار شکست می شود که نباید رخ دهد.

بزودی کشف شد که تکینگی در شعاع شوارتزشیلد یک تکینگی مختصاتی است. تغییر در دستگاه مختصات می تواند باعث حذف تکینگی شده و نظریه نسبیت عام را قادر به پیش بینی های معتبر سازد.

 اما تکینگی در مراکز جرمهای کروی باقی می ماند. اگر یک شیء را زیر شعاع شوارتزشیلد آن متراکم کنید گرانش سطحی آن بقدری بزرگ می شود بطور خود بخودی فرو ریخته و به تراکم ادامه می دهد، تا اندازه ای که به یک نقطه بی نهایت کوچک تبدیل می شود.

برای چندین دهه فیزیکدانان مردد بودند آیا فروریختن یک جسم تحت گرانش خود تا حدی که به یک نقطه بی نهایت کوچک تبدیل شود در عالم واقع ممکن است؟ کوتوله های سفید و ستاره های نوترونی گرجه بسیار فشرده اند می توانند ساختار خود را حفظ کرده و از تراکم نامحدود جلوگیری کند. ولی هر جسمی که جرمی بیش از شش برابر خورشید داشته باشد دارای گرانش بسیار عظیمی است و بر همه نیروهای مقاوم درون ماده غلبه کرده و نهایتا به یک نقطه بی نهایت کوچک تبدیل می شود.

تکینگی های عریان

اینها همان چیزی هستند که ما بدانها سیاهچاله می گوییم: نقطه ای با چگالی بی نهایت که بوسیله یک افق رویداد واقع در شعاع شوارتزشیلد احاطه شده است. افق رویداد از تکینگی حفاظت می کند و مانع دیدن آن توسط شاهدان بیرونی می شوذ نگر اینکه آنها از افق رویداد گذر کنند. مدتها بود که فیزیکدانان تصور می کردند در نسبیت عام تمام تکینگی ها توسط افق رویداد احاطه شده اند و این فرضیه به فرضیه سانسور کیهانی معروف بود. اما شبیه سازیها و محاسبات نظری نشان داد امکان وجود تکینگی های عریان یا در معرض دید نیز وجود دارد. یک تکینگی عریان دقیقا یک تکینگی بدون یک افق رویداد است که توسط جهان بیرونی کاملا قابل مشاهده است. امکان وجود چنین تکینگی هایی هنوز یکی از موضوعات داغ مورد مناقشه در کیهان شناسی است.

در مرکز یک سیاهچاله دقیقا چه چیزی وجود دارد؟

هیچکس دقیقا نمی داند در مرکز سیاهچاله دقیقا چیست. برای درک آن نیاز به نظریع ای فراتر از نسبیت عام داریم. بویژه نیاز به یک نظریه کوانتومی گرانش داریم که بتواند رفتار گرانشی بسیار نیرومند در مقیاس بی نهایت کوچک را توضیح دهد. نظریه های جایگزین نسبیت عام که جایگزین تکینگی سیاهچاله می شوند عبارتند از ستارگان پلانک (یک شکل غریب و بسیار فشرده ماده) گراوا استارها (یک پوسته نازک از ماده که تحت گرانش غیرعادی قرار دارد) و ستارگان انرژی تاریک (یک حالت غریب از انرژی خلا که مانند سیاهچاله عمل می کند). تا به امروز تمام این ایده ها فرضی هستند و برای یک پاسخ واقعی باید منتظر نظریه کوانتومی گرانش بود.

تگینگی مهبانگ چیست؟

نظریه مهبانگ که مبتنی بر درست انگاشتن نسبیت عام است، مدل مدرن کیهان شناختی از تاریخچه جهان است. همچنین شامل یک تکینگی است. طبق نشریه مهبانگ در گذشته دور حدود 13.77 میلیارد سال گذشته تمامی عالم به شکل یک نقطه بی نهایت کوچک متراکم بوده است.

فیزیکدانان می دانند که این نتیجه نادرست است. گرچه نظریه مهبانگ در توصیف تاریخچه کیهان از آن زمان به بعد بسیارموفقیت آمیز است، حضور تکینگی به دانشمندان می گوید که نظریه نسبیت عام ناقص است و باید بروز شود.

یک راه حل ممکن برای تکینگی مهبانگ نظریه مجموعه های سببی (casual set theory) است. تحت این نظریه فضا – زمان یک محیط پیوسته هموار مطابق نظریه نسبیت عام نیست بلکه از تکه های مجزا به نام اتمهای فضا – زمان ساخته شده است. از آنجایی که هیچ چیز نمی تواند کوچکتر از یکی از این اتمها باشد، تکینگی ها امری ناممکن هستند. به عقیده دانشمندان در نخستین لحظات پس از مهبانگ عالم بقدری بزرگ شده که خوش رفتار گشته و پس از آن تقریب فضا – زمان می تواند توصیف خوبی برای عالم بوده و نسبیت عام حاکم می گردد.

در حالی که هنوز راه حلی برای توصیف تکینگی مهبانگ وجود ندارد، دانشمندان امیدوارند بزودی راه حلی برای آن بیابند. اشتیاق برای دانستن مهمترین محرک آنها در این راه است.

مهمترین رویداد علمی سال 2019

بسیاری از صاحب نظران بر این امر اتفاق دارند که مهمترین رویداد علمی سال 2019، تهیه اولین تصویر مستقیم از یک سیاهچاله و افق رویداد آن بوده است. برای تهیه این تصویر پژوهشگران شبکه وسیعی از رادیوتلسکوپها را به خدمت گرفتند تا از نقاط مختلف کره زمین بطور همزمان اقدام به تصویر برداری کنند.

یک سیاهچاله جسمی است با چگالی بی نهایت بالا که به واسطه کشش گرانشی اش هیچ چیز حتی نور نمی تواند از سطح آن بگریزد. بنابراین مشاهده مستقیم سیاهچاله با نور مرئی امکان پذیر نیست. لیکن چنین جسم بی نهایت چگالی را می توان از اثر گرانشی آن بر مواد اطراف آشکارسازی کرد. سیاهچاله مواد ستارگان اطراف را می بلعد و این مواد با سقوط به مرکز سیاهچاله شتاب یافته و اقدام به تشعشع امواج الکترومغناطیسی با انرژی بسیار بالا می کنند. مواد در حال سقوط هنگامی که به مرز سیاهچاله به نام افق رویداد می رسند دیگر قادر به فرار از تله گرانشی سیاهچاله نیستند.

سیاهچاله ها از پیش بینی های نظریه نسبیت عام اینشتاین هستند. در مرکز هر کهکشان بزرگ، یک ابرسیاهچاله وجود دارد. تصویر بالا از سیاهچاله موجود در مرکز کهکشان  Messier 87 گرفته شده است.

منبع عکس: نشریه Nature

به گزارش خبرنگار فناوری خبرگزاری دانشجو، اخترفیزیکدانان به طیف گسترده‌ای از مشکلات تئوری در اختر فیزیک علاقمندند، از تشکیل نخستین کهکشان تا برهمکنش‌های گرانشی سیاه چاله ها، ستاره‌ها و حتی سیارات. سیاه چاله‌ها سیستم‌های خیره کننده‌ای هستند و ابرسیاه چاله‌ها و محیط‌های ستاره‌ای چگال که آن‌ها را احاطه کره‌اند یکی از دورترین مکان‌های جهان ما را به نمایش می‌گذارند.

ابرسیاه چاله‌ای که در مرکز کهکشان راه شیری قرار دارد Sgr A* نام داشته و جرمی حدودا ۴ میلیون برابر خورشید دارد. سیاه چاله مکانی در فضاست که با گرانش بسیار قوی حتی ذرات و نور نمی‌توانند از آن فرار کنند. اطراف Sgr A* خوشه چگالی از ستاره‌های وجود دارد. اندازه گیری‌های دقیق مدار‌های این ستاره‌ها به اخترشناسان اجازه می‌دهد تا وجود سیاه چاله را تایید و جرم آن را اندازه گیری کنند. بیش از ۲۰ سال، دانشمندان مدار‌های این ستاره‌های اطراف ابرسیاه چاله را مشاهده می‌کردند. بر اساس مشاهدات اگر سیاه چاله دیگری در آنجا وجود داشته باشد، احتمالا دومین سیاه چاله نزدیک است که حداقل ۱۰۰۰۰۰ برابر جرم خورشید است.

ابرسیاه چاله‌ها و دوستانشان
تقریبا هر کهکشانی از جمله کهکشان ما، یک ابرسیاه چاله با جرمی چندین میلیون برابر جرم خورشید در قلب خود دارد. اخترشناسان هنوز در حال مطالعه این موضوع هستند که چرا قلب کهکشان‌ها اغلب میزبان یک ابرسیاه چاله است که یکی از ایده‌های محبوب، مربوط به احتمال وجود همتای سیاه چاله هاست.

برای درک این ایده، دانشمندان تصمیم گرفتند به زمانی برگردند که جهان ۱۰۰ میلیون ساله بود، به مبدا کهکشان‌های اولیه. آن‌ها از کهکشان‌های امروزی، کوچک‌تر بودند؛ چیزی حدود ۱۰۰۰۰ یا حتی کوچکتر از راه شیری. درون این کهکشان‌ها، ستاره‌های بسیار ابتدایی که می‌مردند و سیاه چاله‌هایی در حدود ۱۰ برابر جرم خورشید می‌ساختند. سیاه چاله‌ها به مرکز گرانش یعنی قلب کهکشان‌ها فرو می‌رفتند. وقتی کهکشان‌ها با ادغام و برخورد بهم رشد می‌کردند، برخورد‌ی بین کهکشان‌ها باعث ایجاد جفت ابرسیاه چاله‌ها شده است. سپس سیاه چاله‌ها برخورد و رشد می‌کنند. سیاه چاله‌ای که بیش از یک میلیون برابر جرم خورشید است، ابرسیاه چاله نامیده می‌شود.

اگر ابرسیاه چاله همتایی داشته باشد که در مداری نزدیک به آن می‌چرخد، مرکز کهکشان با یک چگالی پیچیده‌ای گره خورده است. همراه گرانشی (سیاه چاله دوم) همچنین کشش خودش را روی ستاره‌های نزدیک اعمال کرده و مدار‌های آن‌ها را دچار اختلال می‌کند. دو ابرسیاه چاله دور هم می‌چرخند و همزمان، هرکدام به تنهایی کشش خود را بر ستاره‌های اطرافش وارد می‌کند.

نیرو‌های گرانشی سیاه چاله این ستاره‌ها را می‌کشد و آن‌ها را وادار می‌کند تا مدار‌های خود را تغییر دهند؛ به عبارت دیگر، بعد از تغییر اطراف همتای سیاه چاله، یک ستاره دقیقا به نقطه شروع اولیه بر نمی‌گردد.

با استفاده از درک برهمکنش گرانشی بین همتای ابرسیاه چاله احتمالی و ستاره‌های اطراف، اخترشناسان می‌توانند آنچه برای ستاره‌ها رخ می‌دهد را پیش‌بینی کنند. اخترشناسان می‌توانند پیش بینی‌ها را با مشاهدات مقایسه کرده و مدار‌های احتمالی ستاره‌ها را تعین کنند و بفهمند آیا ابرسیاه چاله همتایی با تاثیرات گرانشی دارد یا نه.

با مطالعه یک ستاره به نام SO-۲، که هر ۱۶ سال یکبار به دور ابرسیاه چاله می‌چرخد می‌توانیم ایده وجود ابرسیاه چاله دوم با جرمی ۱۰۰۰۰۰ برابر خورشید و در فاصله ۲۰۰ برابر فاصله زمین و خورشید را رد کنیم. اما این به معنی نیست که سیاه چاله کوچکتری آنجا وجود ندارد. چنین شیء ممکن است مدار SO-۲ را آنگونه که انتظار داریم تغییر ندهد.

فیزیک ابرسیاه چاله‌ها
اخیرا به ابر سیاه چاله‌ها توجه زیادی شده است. به خصوص در عکس اخیر گرفته شده از مرکز کهکشان M۸۷ که باعث شد دریچه‌ای جدید برای درک فیزیک سیاه چاله باز شود. مجاورت مرکز راه شیری- فقط ۲۴۰۰۰ سال نوری دورتر- آزمایشگاهی برای پرداختن به مسائل اساسی فیزیک ابرسیاه چاله فراهم می‌کند. برا مثال اخترشناسان مشتاقتند تا تاثیر آن‌ها بر ناحیه مرکزی کهکشان‌ها و نقش شان در شکل گیری و توسعه کهکشان‌ها را بدانند. تشخیص یک همتای ابر سیاه چاله در مرکز کهکشان می‌تواند مشخص کند که راه شیری با کهکشان کوچک دیگری در گذشته ادغام شده است.

این همه نتایج مشاهدات ستاره‌های اطراف نیست. اندازه گیری‌های SO-۲ به دانشمندان اجازه می‌دهد تا آزمایش خاصی از نظریه عام نسبیت انیشتین را انجام بدهند. در ماه می‌سال ۲۰۱۸، SO-۲ از فاصله حدود ۱۳۰ برابر فاصله زمین و خورشید، از کنار ابرسیاه چاله گذشت. بر اساس نظریه انیشتین، طول موج نوری که از ستاره ساطع می‌شود، هنگام نزدیک شدن به گرانش قوی ابر سیاه چاله باید کشیده شود. کشش طول موجی که انیشتین پیش بینی کرده است- که ستاره را قرمزتر می‌سازد- شناسایی و ثابت شده که نظریه نسبیت عام انیشتین به طور دقیق فیزیک این گرانش شدید را توصیف می‌کند.

دومین رویکرد مربوط به SO-۲ در حدود ۱۶ سال اتفاق خواهد افتاد و محققان مشتاقند تا پیش بینی‌های بیشتری از نظریه‌های انیشتین را آزمایش کنند. اما اگر ابرسیاه چاله‌ها همتا داشته باشند، نتیجه مورد انتظار جوردیگری خواهد شد. در نهایت، اگر دو ابرسیاه چاله در مرکز کهکشان راه شیری دور هم بچرخند، ممکن است آن‌ها امواج گرانشی ساطع کنند. از ۲۰۱۵، مشاهدات LIGO-Virgo انتشار موج گرانشی از سیاه چاله‌های حاصل از ادغام جرم ستاره‌ها و ستاره‌های نوترونی را شناسایی کرده اند.

هر موج منتشر شده از همتای فرضی ما فرکانس پایین دارد، بسیار پایین‌تر از حد تشخیص شناساگر‌های LIGO-Virgo. اما یک ردیاب معروف به LISA ممکن است بتواند این امواج را تشخیص دهد که به اخترفیزیکدانان کمک خواهد کرد تا بفهند آیا ابرسیاه چاله مرکز کهکشان ما تنهاست یا یک همتا دارد.

 آموزشگاه علمی قلم09166817602

سیاهچاله ها چگونه متولد می شود؟

سیاهچاله ها از مرگ ستاره های بسیار سنگین مخصوصا ستاره های نوترونی متولد می شوند. ستاره ها رآکتورهای همجوش عظیمی هستند که به دلیل بزرگ بودن بیش از اندازه و وجود گاز میدان گرانشی شدیدی درونشان شکل گرفته و ستاره از درون منهدم می شود.

در صورت زیاد بودن جرم کلی یک ستاره، نیروی گرانشی منجر به کوچک تر شدن شعاع ستاره شده و زمانی که شعاع ستاره تا اندازه ای خاص کوچک شود، زمان روی ستاره نسبت به ناظر بیرونی متوقف می شود. این لحظه، همان زمان تشکیل سیاه چاله می باشد. این شعاع خاص را «افق رویداد» می گویند.

افق رویداد همانند دهان یک سیاهچاله است، اگر چیزی وارد آن شود، همه رویدادهایی که در فضا – زمان رخ می دهند متوقف خواهند شد و هیچ چیز، حتی نور با سرعت عجیب خود هم نمی تواند از آن فرار کند. به شعاع یک افق رویداد، شعاع شوارتزشیلد هم می گویند که بر اساس نام ستاره شناس آلمانی برگزیده شده است.

سیاه چاله هایی بزرگ تر نیز می توانند از برخورد اجسام میان ستاره ای متولد شوند. در نتیجه برخورد یک ستاره نوترونی و یک سیاه چاله انفجاری بزرگ رخ می دهد که منجر به تشکیل سیاه چاله ای بزرگ تر خواهد شد.

چگونه یک سیاهچاله را شناسایی می کنند؟

حرکت اجسام اطراف یک سیاهچاله

از طریق حرکت اجسام اطراف یک سیاهچاله آن را شناسایی می کنند. در صورتی که یک سیاه چاله از ناحیه ای از فضا عبور کند، تمام اجسامی که اطراف آن وجود دارند، به درون سیاه چاله مکیده می شوند. در نزدیکی سطح سیاه چاله قطر و چگالی میدان گرانشی بسیار زیاد است. چنانچه در نمناک اشاره شده است اگر شما به سمت یک سیاه چاله نزدیک شوید، به دلیل تفاوت اندازه نیروی جاذبه روی سر شما و روی پاهایتان، بدنتان به درون سیاه چاله مکیده خواهد شد.

امواج گرانشی

استفاده از امواج گرانشی یکی از راه های کشف سیاهچاله ها است. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تششع، ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. با مکیده شده هر جسمی به درون سیاه چاله دمای آن به هزاران درجه کلوین می رسد و شتاب زیادی می گیرد. این اجرام امواج مختلفی را گسیل می کنند که ساده ترین آن اشعه ایکس است.

اگر یک سیاه چاله حرکت مداری داشته باشد، آغاز به کشیدن فضا-زمان به دور افق رویداد می کند. این گردش فضا به دور افق رویداد را کارکُره (ergosphere) می گویند و شکل بیضی دارد. هسته ستاره متلاشی شده به عنوان مرکز سیاه چاله یا تکینگی را نقطه یکتایی و دهانه سیاه چاله را ” افق رویداد” یا Event Horizon می گویند.

تشعشعات

هنگام عبور سیاه چاله از کنار یک ستاره، ستاره از هم پاشیده شده، به صورت دیسک در می آید و توسط سیاه چاله بلعیده می شود؛ به این فرآیند برافزایشی گفته و به دیسک بوجود آمده نیز قرص برافزایشی دیسک می گویند. زمانی که سیاهچاله ستاره را می بلعد، موادِ ستاره، شتاب گرفته و با افزایش سرعت آن ها تابش پرتو های ایکس را خواهیم داشت.

تحقیقات جدید نشان داده است که سیاه چاله ها پرتوهای شدید گاما تابش می کنند، این پرتوها سبب نابود شدن ستاره های اطراف سیاه چاله و تشکیل ستاره های جدید می شود.

انواع سیاهچاله ها

دو مدل سیاهچاله به نام، Schwarzschild سیاهچاله های ثابت و سیاهچاله های چرخانKerr وجود دارند. ساده ترین مدل سیاهچاله های شوارتزشیلد می باشند که هسته آن ها حالت چرخشی نداشته و تنها یک تکینگی و یک افق رویداد دارند.

معمول ترین مدل سیاهچاله ها نیز سیاهچاله Kerr هستند که حالت چرخان دارند زیرا ستاره ای که سیاهچاله از آن به وجود آمده در حال چرخش بوده و زمان فروپاشی از هم، هسته به چرخش خود ادامه می دهد؛ به همین دلیل بعد از تشکیل سیاهچاله، چرخش بنا به قانون پایستگی تکانه زاویه ای ادامه دارد.

سیاهچاله Kerr از تکینگی – هسته ی ستاره ی منهدم شده، افق رویداد – ورودی سیاهچاله و ارگوسفر یا کارکُره که ناحیه ای است که که دور تا دور افق رویداد را پوشانده و به خاطر چرخش سیاهچاله ایجاد می شود، حد استاتیک – مرز میان ارگوسفر و فضای حقیقی تشکیل شده است.

سیاهچاله ها در اندازه متفاوتند

از زمان های گذشته کیهان شناسان معتقد بودند که سیاه چاله ای با اندازه متوسط وجود ندارد و سیاه چاله ها از نظر اندازه در دو دسته بندی کاملا متفاوت کوچک و بزرگ وجود دارند. قرار می گیرند. اما اطلاعات اخیر بدست آمده از رصد خانه چاندرا نشان می دهد که سیاه چاله های با اندازه متوسط نیز وجود دارند.

در کهکشان راه شیری، بین 10 تا 1000 میلیون سیاه چاله با اندازه معمولی وجود دارد که نتیجه مرگ ستاره های سنگین هستند. این سیاهچاله ها جرمی بین 10 تا 24 برابر خورشید دارند و ستاره شناسان آنها را با استفاده از قرص برافزایشی تشکیل شده در اطرافشان، شناسایی می کنند.

در مراکز کهکشان ها و حتی در مرکز کهکشان ما سیاه چاله هایی غول پیکر به نام «ابرسیاه چاله» (Supermassive Black Hole) وجود دارند که میلیون ها برابر خورشید هستند که ستاره شناسان آنها را با استفاده از حرکت توده اجرام فضایی در اطرافشان شناسایی می کنند.

نحوه تشکیل ابرسیاه چاله ها اینگونه است که هنگامی که ستاره های سنگین در خوشه های ستاره ای با یکدیگر به صورت زنجیره ای برخورد می کنند، ستاره هایی سنگین تر ایجاد می شوند و از فروپاشی شده این ستاره ها سیاه چاله به وجود می آید. نهایتا خوشه های ستاره ای توسط این سیاه چاله ها مکیده شده و با در آمیخته شدن سیاه چاله ها، ابرسیاه چاله ها را بوجود می آیند.