X
تبلیغات
رایتل

دانلودعکس-فیلم-مقاله-مستند


همه چیز درباره سیاهچاله های فضایی


از ویکی‌پدیا، دانشنامهٔ آزاد
پرش به: ناوبری, جستجو
نمایش شبیه سازی شده از یک سیاه چاله در برابر ابر ماژلانی بزرگ.

سیاه‌چاله ناحیه‌ای از فضا-زمان است که هیچ چیز، حتی نور نمی‌تواند از میدان گرانشی آن بگریزد.[۱] وجود سیاه‌چاله‌ها در نظریه نسبیت عام آلبرت اینشتین پیش بینی می‌شود. این نظریه پیش بینی می‌کند که یک جرم به اندازه کافی فشرده می‌تواند سبب تغییر شکل و خمیدگی فضا-زمان وتشکیل سیاهچاله شود. پیرامون سیاهچاله رویه‌ای ریاضی به نام افق رویداد تعریف می‌شود که هیچ چیزی پس از عبور از آن نمی‌تواند به بیرون برگردد و نقطه بدون بازگشت است. صفت «سیاه» در نام سیاه‌چاله به این دلیل است که همه نوری که به افق رویداد آن راه می‌یابد را به دام می‌اندازد که این دقیقا مانند مفهوم جسم سیاه در ترمودینامیک می‌باشد.[۲] مکانیک کوانتوم پیش‌بینی می‌کند که سیاهچاله‌ها مانند یک جسم سیاه با دمای متناهی از خود تابش‌های گرمایی گسیل می‌کنند. این دما با جرم سیاهچاله نسبت وارونه دارد و از این روی مشاهده این تابش برای سیاهچاله‌های ستاره‌ای و بزرگتر دشوار است.

اجسامی که به دلیل میدان گرانشی بسیار قوی اجازه گریز به نور نمی‌دهند برای اولین بار در سده ۱۸ (میلادی) توسط جان میشل و پیر سیمون لاپلاس مورد توجه قرار گرفتند. اولین راه حل نوین نسبیت عام که در واقع ویژگیهای یک سیاهچاله را توصیف می‌نمود در سال ۱۹۱۶ میلادی توسط کارل شوارتزشیلد کشف شد.[۳][۴] هر چند که تعبیر آن به صورت ناحیه‌ای از فضا که هیچ چیز نمی‌تواند از آن بگریزد، تا چهار دهه بعد به خوبی درک نشد. برای دوره‌ای طولانی این چالش مورد کنجکاوی ریاضیدانان بود تا اینکه در میانه دهه ۱۹۶۰، پژوهش‌های نظری نشان داد که سیاهچاله‌ها به راستی یکی از پیش بینی‌های ژنریک نسبیت عام هستند. یافتن ستارگان نوترونی باعث شد تا وجوداجرام فشرده شده بر اثر رمبش گرانشی به عنوان یک واقعیت امکانپذیر فیزیکی مورد علاقه دانشمندان قرار گیرد.[۵] اینگونه پنداشته می‌شود که سیاهچاله‌های ستاره‌ای در جریان فروپاشی ستاره‌های بزرگ در یک انفجار ابرنواختری درپایان چرخه زندگیشان بوجود می‌آیند. جرم یک سیاهچاله پس از شکل گیری می‌تواند با دریافت جرم از پیرامونش افزایش یابد. با جذب ستارگان پیرامون و بهم پیوستن سیاهچاله‌های گوناگون، سیاهچاله‌های کلان جرم با جرمی میلیونها برابر خورشید تشکیل می‌شوند. [۶]

یک سیاهچاله به دلیل اینکه نوری از آن خارج نمی‌گردد نادیدنی است اما می‌تواند بودن خود را از راه کنش و واکنش با ماده از پیرامون خود نشان دهد. از راه بررسی برهمکنش میان ستاره‌های دوتایی با همدم نامرئیشان، اخترشناسان نامزدهای احتمالی بسیاری برای سیاهچاله بودن در این منظومه‌ها شناسایی کرده‌اند. این باور جمعی در میان دانشمندان رو به گسترش است که در مرکز بیشتر کهکشان‌ها یک سیاه‌چاله کلان‌جرم وجود دارد. برای نمونه، دستاوردهای ارزشمندی بازگوی این واقعیت است که در مرکز کهکشان راه شیری ما نیز یک سیاهچاله کلان جرم با جرمی بیش از چهار میلیون برابر جرم خورشید وجود دارد. [۷]

محتویات

تاریخچه

نگاره‌ای تخیلی از صفحه تجمع پلاسمای داغ بر گِرد یک سیاهچاله (برگرفته از ناسا).

ابداع واژه «کرم‌چاله»[۸] و «سیاه‌چاله فضایی»[۹] به جان ویلر نسبت داده شده‌است. با این‌حال، این مفهوم از مدت‌ها قبل به صورت‌های متفاوتی مطرح بوده‌است.

مفهوم جسمی که آن قدر پرجرم است که حتی نور هم نمی‌تواند از آن بگریزد، نخستین باراز سوی زمین‌شناسی به نام جان میشل درسال ۱۷۸۳ در نامه‌ای که برای هنری کاوندیش از انجمن سلطنتی نوشته بود، مطرح شد. در آن زمان مفهوم نظریه گرانش نیوتن و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بودند. طبق محاسبات میشل جسمی با شعاع خورشید و چگالی ۵۰۰ برابر در سطح خود سرعت گریزی بیش از سرعت نور خواهد داشت و بنابر این غیر قابل مشاهده خواهد بود. به بیان او:

«اگر شعاع کره‌ای مشابه خورشید قرار باشد که با چگالی ۵۰۰ بار از آن بزرگ تر باشد جسمی که از ارتفاع بینهایت به سمت آن سقوط می‌کند در سطح آن سرعتی بیش ازسرعت نور به دست می‌آورد و اگر فرض کنیم نور با نیروی مشابهی به سمت ستاره کشیده شود آنگاه همه نوری که از چنین جسمی ساطع می‌شود به ناچار به وسیله گرانش آن به سمت خود ستاره بازمی گردد. »

[۱۰]


در سال ۱۷۹۶ پیر سیمون لاپلاس، ریاضی‌دان فرانسوی همان ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود به نام آشکارسازی نظام جهان مطرح کرد. این مطالب در ویرایش‌های بعدی کتاب حذف شد.[۱۱][۱۲] مفهوم این ستاره‌های تاریک در سده ۱۹ (میلادی) توجه چندانی را به خود جلب نکرد زیرا فیزیک دانان نمی‌توانستند درک کنند که نور که یک موج و بدون جرم است چگونه ممکن است تحت تاثیر نیروی گرانش قرار گیرد.

نسبیت عام

نسبیت عام
G_{\mu \nu} = {8\pi G\over c^4} T_{\mu \nu}\,
عناوین اصلی
درآمدی بر نسبیت عام
ریاضیات نسبیت عام
مفاهیم بنیادین
نسبیت خاص
اصل هم‌ارزی
جهان خط · هندسه ریمانی
پدیده‌ها
مشکل کپلر · عدسی · امواج

کشیدن چارچوب · اثر جغرافیای
افق رویداد · تکینگی
سیاه‌چاله

معادلات
جاذبه خطی
فرمالیسم نیوتنی
معادلات میدانی انیشتین
نظریه‌های پیشرفته
کالوزا-کلاین
گرانش کوانتومی
پاسخ‌ها
شوارتزشیلد

Reissner-Nordström · گودل
Kerr · Kerr-Newman
Kasner · میلن · رابرتسون-واکر

دانشمندان

اینشتین · مینکوفسکی · ادینگتون
لومتر · شوارتزشیلد
رابرتسون · روی کر · فریدمان
چاندراسخار · هاوکینگ
· others

درسال ۱۹۱۵ آلبرت اینشتین که پیشتر نشان داده بود که گرانش، نور را تحت تاثیر قرار می‌دهد، نظریه گرانش خود به نام نسبیت عام را مطرح کرد. چند ماه بعد کارل شوارتزشیلد پاسخی برای معادلات میدان اینشتین ارائه نمود که میدان گرانشی ذرات نقطه‌ای و کروی را توصیف می‌کرد.[۱۳] چند ماه پس از شوارتزشیلد، ژوهانس دروست - که از شاگردان هندریک لورنتز بود - به صورت جداگانه همان پاسخ را برای ذرات نقطه‌ای به دست آورد و بحث مفصل تری در مورد ویژگیهای آن نمود. [۱۴] این پاسخ در شعاعی که امروزه شعاع شوارتزشیلد نامیده می‌شود رفتاری غیر عادی نمایش می‌داد زیرا در این شعاع، معادله تکینه می‌شود و برخی از اجزای آن مقدار بی نهایت خواهند داشت. در آن زمان ماهیت این سطح به درستی فهمیده نشده بود. در سال ۱۹۲۴ آرتور استنلی ادینگتون نشان داد که با تغییر مختصات می‌توان تکینگی را بر طرف نمود. هر چند که تا سال ۱۹۳۳ طول کشید تا ژرژ لومتر متوجه شد که مقدار بی نهایت این معادله در شعاع شوارتزشیلد در واقع یک تکینگی ریاضی است و جنبه فیزیکی ندارد.[۱۵] این شعاع امروزه به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیرچرخشی شناخته می‌شود.

در سال ۱۹۳۰ سابراهمانین چاندراسکار، اختر فیزیک دان هندی محاسبه نمود که یک جسم الکترون تباهیده غیر چرخنده که جرم آن از حدی که بعدها به نام حد چاندراسخار نامیده شد و ۱٫۴ برابر جرم خورشید است، بیشتر باشد هیچ جواب پایداری ندارد.[۱۶] ادعای وی از سوی هم دوره‌ای‌های وی همچون ادینگتون و لو لاندائو مورد مخالفت قرار گرفت. آنها ادعا می‌کردند که مکانیزمی ناشناخته وجود دارد که از فروپاشی این اجرام جلوگیری می‌کند.[۱۷] ادعای آنها تا حدودی درست بود زیرا یک کوتوله سفید که جرم آن اندکی از حد چاندراسخار بزرگتر باشد پس از فروپاشی به یک ستاره نوترونی تبدیل می‌شود[۱۸] که بنا بر اصل طرد پاولی، وضعیتی پایدار دارد، اما در سال ۱۹۳۹، روبرت اوپنهایمر و دیگران پیش بینی کردند که ستاره‌های نوترونی که جرمی بیشتر از سه برابر جرم خورشید دارند به دلایلی که توسط چاندراسکار ارائه شد به سیاهچاله فروپاشی می‌شوند و نتیجه گیری کردند که هیچ ساز و کار فیزیکی نمی‌تواند از فروپاشی برخی ستارگان به سیاهچاله جلوگیری نماید. [۱۹]

عصر طلایی

هم‌چنین ببینید: عصر طلایی نسبیت عام

در سال ۱۹۵۸، دیوید فینکلشتین سطح شوارتز شیلد را به عنوان یک افق رویداد معرفی نمود، «یک غشای کاملاً یک جهته که تاثیرات سببی تنها از یک سو از آن عبور می‌کنند.»[۲۰] این مطلب تناقض صریحی با نتایج اوپنهایمر ندارد بلکه آن را گسترش می‌دهد تا ناظرین در حال سقوط به سیاهچاله را نیز شامل شود.[۲۱]

این نتایج مقارن بود با آغاز عصر طلایی نسبیت عام که در آن تحقیقات درباره نسبیت عام و سیاهچاله‌ها رونق فراوان یافت. کشف تپ اختر‌ها در سال ۱۹۶۷ که درسال ۱۹۶۹ نشان داده شد که ستاره‌های نوترونی چرخنده با سرعت چرخش بالا هستند،[۲۲] به این فرایند کمک کرد.[۲۳][۲۴] تا آن زمان ستارگان نوترونی مانند سیاهچاله‌ها تنها در حوزه تئوری مطرح بودند اما کشف تپ اخترها نشان داد که واقعیت فیزیکی نیز دارند و باعث شد تا علاقه شدیدی به انواع اجسام فشرده‌ای که ممکن است بر اثر رمبش گرانشی تشکیل شوند برانگیخته شود. کشف اختروش (کوازار)‌ها که انرژی خروجی بسیار بزرگی آنها این احتمال را مطرح نمود که ممکن است مکانیزم بوجود آورنده این انرژی، رمبش گرانشی باشد.[۲۵]

در این دوره جوابهای کلی تری نیز برای معادله سیاهچاله پیدا شد. روی کِر جواب دقیقی برای یک سیاه چاله چرخان به دست آورد. دو سال بعد ازرا نیومن یک جواب متقارن محوری برای سیاهچاله‌ای که هم چرخان باشد و هم دارای بار الکتریکی باشد کشف نمود.[۲۶] در نتیجه کارهای ورنر اسرائیل،[۲۷] براندون کارتر[۲۸][۲۹] و دیوید رابینسون[۳۰] نظریه بدون مو ظهور کرد که با استفاده از پارامترهای متریک کر-نیومن، جرم، تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی یک سیاهچاله ثابت را توصیف نمود.[۳۱]

ویژگی‌ها و ساختار

نظریه «بدون مو»ی جان ویلر بیان می‌کند که هرگاه سیاهچاله تشکیل شود و به وضعیت پایدار برسد، تنها سه خاصیت فیزیکی مستقل در سیاهچاله‌ها قابل تشخیص هستند که عبارتند از: جرم و بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه‌ای. در مکانیک کلاسیک (غیر کوانتومی)[۳۱] دوسیاهچاله که دارای مقادیر یکسانی برای سه ویژگی ذکر شده باشند، نامتمایز اند. این سه ویژگی، ویژگی‌های خاصی هستند زیرا از بیرون سیاهچاله قابل مشاهده‌اند. مثلا یک سیاهچاله باردار همچون هر جسم باردار دیگری بارهای همنام را دفع می‌کند. به طریق مشابهی مجموع جرم درون کره‌ای که یک سیاهچاله را دربرمی گیرد از طریق همتای قانون گاوس در مورد نیروهای گرانشی یعنی جرم ای. دی. ام نسبیت عام از فواصل بسیار دور اندازه گیری نمود.[۳۲] به همین ترتیب تکانه زاویه‌ای یک سیاهچاله را نیز می‌توان از راه کشش چارچوب توسط میدان مغناطیس گرانشی به دست آورد.

وقتی جسمی به درون سیاهچاله‌ای سقوط می‌کند تمام اطلاعات فیزیکی مربوط به شکل جرم یا توزیع بار سطحی آن به طور یکنواخت در امتداد افق رویداد توزیع می‌شود و از دید ناظر خارجی گم می‌شود. این رفتار افق رویداد به عنوان سیستم پراکنده ساز نامیده می‌شود و به آنچه در یک غشای کشی رسانا با اصطکاک و مقاومت الکتریکی رخ می‌دهد شباهت بسیار دارد.[۳۳] این تفاوت از آن دسته نظریه‌های میدانی مانند الکترو مغناطیس است که به دلیلی معکوس پذیری در زمان هیچ اصطکاک یا مقاومتی در سطح میکروسکوپیک ندارند. زیرا یک سیاهچاله در نهایت با سه پارامتر به حالت پایدار می‌رسد و هیچ راهی وجود ندارد که از گم شدن اطلاعات مربوط به شرایط اولیه اجتناب نمود: میدان‌های گرانشی و الکتریکی سیاهچاله اطلاعات بسیار اندکی در بارهٔ آنچه وارد سیاهچاله شده‌است می‌دهند. اطلاعات گم شده شامل هر کمیتی است که از فاصله دور از افق رویداد یک سیاهچاله قابل اندازه گیری نیستند. از جمله می‌توان از عدد باریونی و عدد لپتونی کل نام برد. این موضوع تا اندازه‌ای گیج کننده‌است که از آن به پارادوکس گم شدن اطلاعات سیاهچاله یاد می‌شود.[۳۴][۳۵]

خواص فیزیکی

ساده ترین نوع سیاهچاله‌ها آنهایی هستند که تنها جرم دارند و بار الکتریکی و تکانه زاویه‌ای ندارند. این سیاهچاله‌ها را اغلب با نام سیاهچاله‌های شوارتزشیلد می‌نامند که بر گرفته از نام کارل شوارتزشیلد است که جوابی برای معادلات میدانی انیشتین در سال ۱۹۱۶ ارائه نمود.[۱۳] بنا بر قضیه بیرخوف در نسبیت عام، تنها جواب خلا است که متقارن کروی است. این بدان معنی است که تفاوتی میان میدان گرانشی یک سیاهچاله و یک جسم کروی با همان جرم وجود ندارد. بنابراین سیاهچاله تنها در محدوده نزدیک به افق آن است که همه چیز حتی نور را به درون می‌کشد و در فواصل دورتر کاملا مانند هر جسم دیگری با همان میزان جرم رفتار می‌کند.[۳۶]

راه حل‌هایی برای معادلات انیشتین که سیاهچاله‌های کلی تری را توصیف می‌کنند نیز وجود دارند. مثلا متریک رایسنر-نوردستروم سیاهچاله‌های باردار و متریک کر سیاهچاله‌های چرخان را توصیف می‌کنند. کلی ترین جواب موجود برای سیاهچاله‌های ثابت متریک کر-نیومن است که سیاهچاله‌هایی را توصیف می‌کند که هم بار الکتریکی وهم تکانه زاویه‌ای دارند.[۳۷]

در حالیکه جرم سیاهچاله می‌تواند هر مقداری داشته باشد، بار و تکانه زاویه‌ای آن توسط جرم محدود می‌شوند. چنانچه واحدهای پلانک را بکار بریم، کل بار الکتریکی Q و مجموع تکانه زاویه‌ای J در این رابطه صدق می‌کنند(M جرم سیاهچاله‌است): Q^2+\left (\tfrac{J}{M} \right)^2\le M^2\, . سیاهچاله‌هایی که نابرابری فوق را اشباع می‌کنند، سیاهچاله‌های اکسترمال نامیده می‌شوند. جواب‌هایی نیز برای معادلات انیشتین موجودند که این نابرابری را نقض می‌کنند اما این جواب‌ها افق رویداد ندارند. این جوابها را تکینگی‌های برهنه می‌نامند که از بیرون قابل مشاهده‌اند و در نتیجه نمی‌توانند فیزیکی باشند. فرضیه سانسور کیهانی شکل گیری چنین تکینگی‌هایی را در جریان رمبش نامحتمل می‌شمرد. [۳۸]

به دلیل قدرت نسبی الکترومغناطیس سیاهچاله‌هایی که از رمبش ستارگان تشکیل می‌شوند تمایل دارند که بار تقریبا خنثی ستاره را حفظ کنند. اما انتظار می‌رود که چرخش یک ویژگی مشترک در اجسام فشرده باشد. نامزد سیاهچاله قرار گرفته در دوتایی پرتو ایکس جی‌آراس ۱۹۱۵+۱۰۵ [۳۹] به نظر می‌رسد که تکانه زاویه‌ای نزدیک به حداکثر مقدار مجاز داشته باشد.

افق رویداد

نوشتار اصلی: افق رویداد
BH-no-escape-1.svg
در نواحی دور از یک سیاهچاله یک ذره می‌تواند در هرجهتی حرکت کند و تنها محدود به سرعت نور است.
BH-no-escape-2.svg
در فواصل نزدیکتر به سیاهچاله فضا-زمان شروع به خمش می‌کند. مسیرهایی که به سیاهچاله ختم می‌شوند از مسیرهایی که از آن دور می‌شوند بیشترند. [Note ۱]
BH-no-escape-3.svg
در داخل افق رویداد تمام مسیرها ذره را به سمت مرکز سیاهچاله سوق می‌دهند. ذره دیگر امکان گریز نخواهد داشت.

مهمترین ویژگی که یک سیاهچاله را تعریف می‌کند پیدایش افق رویداد است. افق رویداد به شکل کروی یا تقریبا کروی با شعاع شوارتزشیلد حول نقطه مرکزی سیاهچاله‌است. این کره ناحیه‌ای از فضا زمان است که عبور نور و ماده از آن تنها در یک جهت و به طرف درون آن ممکن است. درون این کره سرعت گریز از سرعت نور بیشتر خواهد بود و از آنجاییکه هیچ جسمی توانایی حرکت باسرعت بیشتر از سرعت نور را ندارد، هیچ جسمی توانایی گریز از این منطقه را ندارد. هر جرم یا انرژی که به یک سیاه چاله نزدیک شود، در داخل فاصله معینی که افق رویداد آن خوانده می‌شود، به طور مقاومت ناپذیری به درون سیاه چاله کشیده می‌شود. نوری که از اطراف یک سیاه چاله عبور می‌کند، اگر به افق رویداد نرسد، روی مسیری منحنی شکل از کنار آن می‌گذردو اگر به افق رویداد برسد، در سیاه چاله سقوط می‌کند. افق رویداد را از این رو به این نام می‌خوانند که از درون آن اطلاعات راجع به آن رخداد به مشاهده کننده نمی‌رسد ومشاهده کننده نمی‌تواند یقین حاصل کند که این اتفاق رخ داده‌است. [۴۱]

آنگونه که در نسبیت عام پیش بینی می‌شود، حضور یک جسم باعث خمش فضا-زمان می‌شود به گونه‌ای که مسیرهایی که ذرات طی می‌کنند به سمت جرم خمیده می‌شوند.[۴۲] در افق رویداد یک سیاهچاله این تغییر شکل به اندازه‌ای قوی می‌شود که هیچ مسیری که از سیاهچاله دور شود وجود نخواهد داشت.

از دید یک ناظر دور زمان در نزدیکی سیاهچاله کندتر از نقاط دورتر خواهد گذشت.[۴۳] این پدیده به نام اتساع زمان نامیده می‌شود. شیئی که به افق رویداد نزدیک شود به نظر خواهد رسید که هرچه نزدیکتر می‌گردد از سرعت آن کاسته می‌شود و زمانی بی نهایت طول خواهد کشید تا به آن برسد.[۴۴] و چون تمام فرایندهای این ذره کند تر می‌شود، نوری که منتشر می‌کند تاریکتر و قرمزتر خواهد شد که این اثر به نام انتقال به سرخ گرانشی نامیده می‌شود.[۴۵] سرانجام در نقطه‌ای که به افق رویداد می‌رسد این جسم کاملا تاریک و غیر قابل مشاهده می‌شود.

ازسوی دیگر ناظری که به درون سیاهچاله سقوط می‌کند در زمانی که افق رویداد را رد می‌کند متوجه هیچکدام از این تاثیرات نخواهد شد. طبق ساعت خود وی، او افق رویداد را در زمانی متناهی رد می‌کند اگرچه هرگز نمی‌تواند بفهمد که دقیقا در چه زمانی از افق رویداد رد شده‌است زیرا غیر ممکن است که بتوان با مشاهدات محلی، موقعیت افق رویداد را تعیین کرد.[۴۶]

افق رویداد یک سطح جامد نیست و مانع ورود ماده یا تابشی که به سمت ناحیه داخل آن در حرکت است نمی‌شود. در واقع افق رویداد یک ویژگی تعریف شده سیاهچاله‌است که حدود سیاهچاله را مشخص می‌کند. علت سیاه بودن افق رویداد هم این است که هیچ پرتوی نور یا تابش دیگری نمی‌تواند از آن بگریزد. از این رو افق رویداد هر آنچه را که درون آن اتفاق می‌افتد از دید دیگران پنهان نگه می‌دارد.

شکل افق رویداد یک سیاهچاله همیشه تقریبا کروی است..[Note ۲][۴۹] برای سیاهچاله‌های ایستای غیرچرخان این شکل کاملا کروی است و برای سیاهچاله‌های چرخان کمی بیضوی است.

تکینگی

نوشتار اصلی: تکینگی گرانشی

براساس نسبیت عام، مرکز یک سیاهچاله یک نقطه تکینگی گرانشی است، ناحیه‌ای که درآن خمیدگی فضا زمان بی نهایت می‌شود.[۵۰] برای یک سیاهچاله غیر چرخان این ناحیه به شکل یک نقطه منفرد و برای یک سیاهچاله چرخان به شکل یک تکینگی حلقوی روی صفحه چرخش خواهد بود.[۵۱] در هردوی موارد حجم ناحیه تکینگی صفر است.[۵۲] به همین دلیل چگالی ناحیه تکینگی، بی نهایت خواهد بود.

ناظری که به درون یک سیاهچاله شوارتزشیلد سقوط می‌کند(یعنی بدون بار و تکانه زاویه‌ای) به محض اینکه از افق رویداد بگذرد دیگر نمی‌تواند در مقابل سرازیر شدن به سوی نقطه تکینگی جلوگیری کند. این ناظر می‌تواند تنها تا میزان محدودی زمان سقوطش را با سرعت گرفتن در جهت مخالف طولانی تر کند اما سرانجام به نقطه تکینگی سقوط خواهد کرد.[۵۳] زمانی که به این نقطه برسد به چگالی بی نهایت برخورد می‌کند و جرم آن به جرم سیاهچاله افزوده می‌شود. البته پیش از این اتفاق در طی فرایندی که به اسپاگتی سازی و یا اثر نودلی معروف است، اجزای وی بر اثر نیروهای جزر و مدی در حال گسترش از هم گسیخته می‌شود.[۵۴]

در مورد یک سیاهچاله باردار(راه حل رایسنر-نوردستروم) و یا چرخان(راه حل کر) می‌توان از تکینگی اجتناب نمود. چنانچه این جواب‌ها را تا حد امکان گسترش دهیم امکان فرضی خروج از سیاهچاله به یک فضا-زمان متفاوت خود را نمایان می‌سازد. در این صورت سیاهچاله به صورت یک کرم‌چاله عمل می‌کند.[۵۵] اما فرضیه سفر به دنیاهای دیگر تنها به صورت فرضیه می‌ماند زیرا آشفتگی امکان آن را ازبین می‌برد.[۵۶] همچنین این فرضیه مطرح می‌شود که منحنی‌های زمان گونه بسته را در اطراف تکینگی دنبال کرد و به گذشته خود فرد سفر کرد که در نهایت به طرح مشکلاتی در قانون علیت مانند پارادوکس پدربزرگ می‌انجامد.[۵۷]

پیدایش تکینگی هاگی در نسبیت عام را عموما نشانه‌ای از شکست این نظریه می‌پندارند؛[۵۸] اما این شکست بر خلاف انتظار نیست. این شکست در مواردی رخ می‌دهد که بخواهیم این کنش‌ها را با استفاده از تاثیرات مکانیک کوانتومی، ناشی از چگالی بسیار بالا و سرانجام تعامل ذرات توصیف کنیم. تا کنون این امر میسر نشده‌است که بتوانیم تاثیرات گرانشی و کوانتومی را در یک تئوری با هم ترکیب نمود. مورد انتظار عموم این است که یک تئوری گرانش کوانتومی خواهد توانست ویژگی سیاهچاله‌ها را بدون تکینگی بیان کند. [۵۹][۶۰]

کره فوتونی

ارگوسفر ناحیه‌ای به شکل کره بیضوی خارج از افق رویداد است که اجسام نمی‌توانند در آن ثابت بمانند.

کره فوتونی محدوده‌ای است کروی با ضخامت صفر و فوتون‌هایی که در طول مسیر مماس (در امتداد تانژانت‌ها) بر این کره حرکت می‌کنند در مداری دایره‌ای گرد آن به دام می‌افتند. در سیاهچاله‌های غیرچرخشی شعاع فوتون کره یک و نیم برابر شعاع افق رویداد (شوارتزشیلد) است. این مدارها از نظر دینامیکی ناپایدار اند و به همین جهت هر آشفتگی کوچکی (مثل سقوط یک ذره مادی) در طول زمان گسترش می‌یابد و به صورت حرکت پرتابی به خارج سیاهچاله و یا به شکل حلزونی در نهایت از افق رویداد می‌گذرد.[۶۱]


در حالیکه نور هنوز می‌تواند از داخل کره فوتونی بگریزد، هر نوری که از کره فوتونی عبور کند در یک حرکت پرتابی به داخل سیاهچاله کشیده می‌شود. بنابراین نوری که از درون کره فوتونی به ما می‌رسد باید از اجسامی تابیده شده باشد که درون کره فوتونی هستند اما هنوز به افق رویداد نرسیده‌اند.[۶۱]

سایر اجرام فشرده همچون ستاره‌های نوترونی نیز می‌توانند کره‌های فوتونی داشته باشند.[۶۲] این امر ناشی از این حقیقت است که میدان گرانشی یک شی به اندازه واقعی آن بستگی ندارد، از این رو هر جسم که کوچکتر از ۱٫۵ برابر شعاع شوارتزشیلد متناظر با جرمش باشد می‌تواند کره فوتونی داشته باشد.[نیازمند منبع]

ارگوسفر

سیاهچاله‌های چرخان در درون ناحیه‌ای از فضا و زمان محصورند که در آن ثابت ماندن غیر ممکن است. این ناحیه را ارگوسفر می‌نامند. این پدیده ناشی از فرایندی به نام کشش چارچوب است. تئوری نسبیت عام پیش بینی می‌کند که هر جسم در حال چرخش تمایل دارد که فضا-زمان اطراف نزدیک خود را بکشد. هر جسم نزدیک به جسم چرخان تمایل خواهد داشت که در جهت چرخش حرکت کند. برای یک سیاهچاله چرخان در نزدیکی افق رویدادش این اثر به اندازه‌ای قدرتمند می‌شود که جسم مجبور است که با سرعتی بالاتر از سرعت نور در جهت مخالف بچرخد تا تنها بتواند ثابت بماند.[۶۳]

ارگوسفر یک سیاهچاله از درون به افق رویداد می‌رسد و از بیرون به یک کره بیضوی که در قطبش با کره افق رویداد مماس می‌شود و قسمت استوایی آن بسیار پهن تر از سایر قسمت‌ها است پایان می‌یابد. این مرز خارجی ارگوسفر را گاهی سطح ارگو می‌نامد.

اجسام و تابش می‌توانند به طور عادی از ارگوسفر بگریزند. بنا بر فرایند پنروز اجسامی که از ارگوسفر خارج می‌شوند ممکن است انرژی بیشتر از انرژی ورودشان داشته باشند. این انرژی از انرژی چرخشی سیاهچاله گرفته می‌شود و باعث کند تر شدن سرعت آن می‌شود.[۶۴]

شکل گیری و تکامل

با در نظر گرفتن ماهیت عجیب سیاهچاله‌ها شاید طبیعی باشد که این سوال به ذهن خطور کند که آیا چنین اجسام عجیبی می‌توانند در طبیعت وجود داشته باشند یا اینکه این اجسام تنها جواب‌های پاتولوژیکی برای معادلات انیشتین هستند. خود انیشتین به اشتباه گمان می‌کرد که سیاهچاله‌ها نمی‌توانند تشکیل شوند زیرا او بر این باور بود که تکانه زاویه‌ای ذرات در حال سقوط حرکت آنها را در شعاع خاصی پایدار می‌نمود.[۶۵] این باعث شد که جامعه نسبیت عام تا مدت‌ها نتایج مخالف را از دست بدهد. هر چند که گروه کمتری از نسبیت پردازان همچنان بر این باور بودند که سیاهچاله‌ها اجسام فیزیکی واقعی هستند [۶۶] و این گروه تا پایان دهه ۱۹۶۰ اکثر پژوهشگران این زمینه را متقاعد کرده بودند که هیچ مانعی برای بوجود آمدن افق رویداد وجود ندارد.

زمانی که یک افق رویداد تشکیل می‌شود، پنروز ثابت نمود که یک تکینگی در نقطه‌ای درون آن بوجود می‌آید.[۶۷]مدت کوتاهی پس از وی هاوکینگ نشان داد که بسیاری از راه حل‌های کیهان شناسی که مهبانگ را توصیف می‌کنند نقاط تکینه‌ای بدون میدان‌های اسکالر یا مواد عجیب دیگر دارند. راه حل کر، قضیه بدون مو و قوانین ترمودینامیک سیاهچاله‌ها نشان دادند که خواص فیزیکی سیاهچاله‌ها ساده و قابل فهم هستند و این اجسام موضوعات مناسبی برای پژوهش هستند. ابتدایی ترین فرایندی که انتظار می‌رود به تشکیل سیاهچاله‌ها بینجامد، رمبش گرانشی اجسام بسیار سنگین همچون ستاره هاست. البته فرایندهای عجیب تری نیز هستند که ممکن است به تولید سیاهچاله‌ها بینجامد.[۶۷]

رمبش گرانشی

رمبش گرانشی زمانی رخ می‌دهد که فشار داخلی یک جسم برای مقاومت در برابر نیروی گرانشی خود جسم کافی نباشد. برای ستارگان این حادثه زمانی اتفاق می‌افتد که یا به دلیل کم شدن سوخت ستاره برای تولید انرژی از طریق سنتزهای هسته‌ای قادر به حفظ دمای خود نباشد و یا اینکه یک ستاره پایدار ماده اضافه‌ای دریافت کند به گونه‌ای که دمای هسته آن بالاتر نرود. در هردوی این موارد دمای ستاره به اندازه کافی زیاد نخواهد بود که از فروپاشی آن زیر وزن خودش جلوگیری کند (قانون گازهای ایده آل ارتباط بین فشار، دما و حجم را توضیح می‌دهد).[۶۸]

این رمبش ممکن است بر اثر فشار تباهیدگی اجزای تشکیل دهنده ستاره متوقف گردد و باعث فشرده شدن ماده به ماده‌ای که به اندازه شگفت انگیزی چگال تر است بشود. حاصل این اتفاق یکی از انواع ستارگان فشرده است که نوع ستاره فشرده به وجود آمده به جرم ماده باقیمانده بستگی دارد. ستاره در هنگام تغییرات سرنشات گرفته از رمبش گرانشی (مانند یک ابرنواختر و یا سحابی سیاره‌نما) بخش قابل توجهی از جرم خود را از لایه‌های خارجی به فضای اطراف پرتاب می‌کند. اگر جرم مواد باقیمانده ۵ جرم خورشیدی باشد جرم ستاره اولیه پیش از فروپاشی احتمالا بیش از ۲۰ جرم خورشیدی بوده‌است.[۶۸]

اگر جرم مواد باقیمانده بیش از ۳ الی ۴ برابر جرم خورشید باشد (حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف) - چه به دلیل سنگین بودن ستاره اصلی چه به دلیل اینکه ماده باقیمانده جرم اضافه‌ای را از طریق تجمع ماده گردآوری کرده باشد - حتی فشار تباهیدگی نوترونها برای متوقف سازی فروپاشی کافی نخواهد بود. پس از این هیچ مکانیزم شناخته شده‌ای (شاید به جز تباهیدگی کوارکها در ستاره‌های کوارکی) قدرت کافی برای متوقف سازی فروپاشی را ندارد و جسم ناگریز به یک سیاهچاله فروپاشیده می‌شود.[۶۸]

گمان می‌رود که این رمبش گرانشی ستارگان سنگین عامل پیدایش سیاهچاله‌های ستاره وار است. زایش ستارگان در جهان جوان احتمالا به ایجاد ستارگانی بسیار سنگین انجامیده‌است که در هنگام رمبش سیاهچاله‌هایی تا هزار برابر جرم خورشید بوجود آورده‌اند. این سیاهچاله می‌توانند بذرهایی برای سیاهچاله‌های کلان جرمی بوده باشند که امروزه در مرکز بسیاری از کهکشان‌ها یافت می‌شوند.[۶۹]

درحالیکه بیشتر انرژی آزاد شده در خلال یک رمبش گرانشی به سرعت پخش می‌شود یک ناظر خارجی در واقع پایان این فرایند را نمی‌بیند. اگرچه این رمبش در چارچوب مرجع ماده در حال فروپاشی در زمان محدودی صورت می‌گیرد اما برای یک ناظر دور ماده در حال فروپاشی کند تر می‌شود و در بالای افق رویداد متوفق می‌شود. دلیل این پدیده اتساع زمان گرانشی است. برای نور بیشتر و بیشتر طول می‌کشد تا از ناده در حال رمبش به ناظر برسد. و نوری که درست قبل از تشکیل افق رویداد منتشر می‌شود با تاخیر بی نهایت به ناظر می‌رسد. از این رو ناظر خارجی هرگز تشکیل افق رویداد را نخواهد دید؛ در عوض ماده در حال رمبش تاریک تر. تاریک تر می‌شود و انتقال به سرخ رو به افزایشی خواند داشت و سرانجام کاملا محو می‌شود. [۷۰]

سیاهچاله‌های نخستین در مهبانگ

رمبش گرانشی نیاز به چگالی بالا دارد. در دوره کنونی جهان، چگالی‌های بالا تنها در ستارگان یافت می‌شود. اما در جهان نخستین اندکی پس از مهبانگ چگالی‌ها بسیار بیشتر بودند که احتمال تشکیل سیاهچاله را فراهم می‌نمود. چگالی بالا به تنهایی برای بوجود آمدن سیاهچاله کافی نیست زیرا یک توزیع جرم یکنواخت اجازه تجمع جرم را نمی‌دهد برای اینکه سیاهچاله‌های نخستین در چنین رسانه چگالی امکان پیدایش داشته باشند باید آشفتگی‌های اولیه‌ای در چگالی بوجود آمده باشند که بتوانند پس از آن تحت گرانش خودشان رشد کنند. مدل‌های مختلف از جهان اولیه، از لحاظ اندازه‌ای که برای این آشفتگی‌ها پیش بینی کرده‌اند با هم بسیار متفاوتند. این مدل‌های متفاوت جرم سیاهچاله‌های نخستین را از یک واحد پلانک تا صدها هزار جرم خورشیدی پیش بینی کرده‌اند.[۷۱] سیاهچاله‌های نخستین عامل پیدایش همه سیاهچاله‌های دیگر شمرده می‌شوند.

برخوردهای پرانرژی

رمبش گرانشی تنها فرایندی نیست که سیاهچاله را بوجود می‌آورد. در اصل سیاهچاله‌ها می‌توانند از برخوردهای پرانرژی که چگالی کافی ایجاد می‌کنند نیز بوجود آیند؛ اما تا به امروز ردی از چنین رویدادی چه به صورت مستقیم و چه به صورت غیر مستقیم از روی کسری در موازنه جرم در آزمایش‌های شتاب دهنده ذرات، کشف نشده‌است.[۷۲] این واقعیت پیشنهاد می‌کند که باید حد پایینی برای جرم سیاهچاله‌ها وجود داشته باشد. از لحاظ نظری این حد باید پیرامون جرم پلانک باشد که در آن انتظار می‌رود که تاثیرات کوانتومی باعث شکست تئوری نسبیت عام بشوند.[۷۳] این امر سبب می‌شود که ایجاد سیاهچاله‌ها از دسترس هر برخورد پر انرژی که در روی زمین یا نزدیک به آن رخ می‌دهد، دور باشد. اما برخی از توسعه‌ها اخیر در گرانش کوانتومی پیشنهاد می‌دهند که جرم پلانک ممکن است بسیار کمتر از این باشد. مثلا برخی از سناریوهای جهان غشایی مقداری بسیار کمتر برای این ثابت در نظر می‌گیرند.[۷۴] این امر امکان ایجاد ریزسیاهچاله‌ها را در برخوردهای پر انرژی مانند برخورد اشعه‌های کیهانی با جو زمین و یا احتمالا در برخورددهنده هادرونی بزرگ در سرن را امکان پذیر می‌سازد. هر چند که این نظریه‌ها بسیار گمانی هستند و به نظر بسیاری از متخصصین تشکیل ریزسیاهچاله‌ها در چنین برخوردهای نامحتمل می‌آید.[۷۵] حتی اگر ریز سیاهچاله‌ها در اثر این برخوردها تشکیل شوند انتظار می‌رود که در۱۰۲۵− ثانیه تبخیر شوند و تهدیدی برای زمین به شمار نمی‌آیند.[۷۶]

رشد

وقتی که یک سیاهچاله تشکیل شد می‌تواند با جذب ماده اضافی به رشد خود ادامه دهد. هر سیاهچاله‌ای به طور پیوسته گاز و غبار میان ستاره‌ای را از محیط مستقیم اطرافش و تابش زمینه کیهانی که در همه جا حضور دارد، جذب می‌کند. این فرایند اولیه‌ای است که به نظر می‌رسد سیاهچاله‌های کلان جرم طی آن شکل می‌گیرند.[۶۹] فرایندی مشابه نیز برای تشکیل سیاهچاله‌های جرم متوسط در خوشه‌های ستاره‌ای کروی پیشنهاد شده‌است.[۷۷]


امکان دیگر برای رشد یک سیاهچاله آمیختن با اجرام دیگر مانند ستارگان یا سایر سیاهچاله هاست. این نظریه به خصوص برای سیاهچاله‌های کلان جرم نخستین که منشا پیدایش بسیاری از اجسام کوچکتر بوده‌اند اهمیت پیدا می‌کند.[۶۹] این فرایند همچنین به عنوان مبدا پیدایش برخی از سیاهچاله‌های با جرم متوسط پیشنهاد شده‌است.[۷۸][۷۹]

تبخیر

نوشتار اصلی: تابش هاوکینگ

در سال ۱۹۷۴ هاوکینگ نشان داد که سیاهچاله‌ها کاملا سیاه نیستند بلکه مقادیر اندکی تابش گرمایی دارند [۸۰] او این نتیجه را از بکارگیری نظریه میدان‌های کوانتومی در یک زمینه سیاهچاله‌ای ایستا به دست آورد. نتیجه این محاسبات این بود که سیاهچاله‌ها باید ذراتی را در جسم سیاه کامل منتشر کند. این اثر به نام تابش هاوکینگ نامیده شده‌است. از زمانی که هاوکینگ این نتایج را منتشر نمود بسیاری درستی این نظریه را از روشهای مختلف سنجیده‌اند..[۸۱] چنانچه این نظریه تابش سیاهچاله‌ها درست باشد انتظار می‌رود که سیاهچاله‌ها یک طیف گرمایی ساطع کنند که منجر به کاهش جرم آنها می‌شود. این کاهش جرم مربوط به جرم فوتون‌ها و ذراتی است که تابیده می‌شوند. سیاهچاله‌ها در طول زمان تبخیر می‌شوند و کوچکتر می‌گردند. دمای این طیف (دمای هاوکینگ) با گرانش سطحی یک سیاهچاله مرتبط است که در مورد سیاهچاله‌های شوارتزشیلد نسبت معکوسی با جرم دارند و در نتیجه سیاهچاله‌های بزرگتر تابش کمتری از سیاهچاله‌های کوچکتر دارند.[۸۲]


یک سیاهچاله ستاره وار با جرمی برابر یک جرم خورشیدی، دمای هاوکینگی در حدود ۱۰۰ نانو کلوین دارد. این دما بسیار کمتر از دمای ۲٫۷ کلوینی تابش زمینه کیهانی است. سیاهچاله‌های ستاره‌ای و سیاهچاله‌های بزرگتر از آنها بیش از آنکه از طریق تابش هاوکینگ جرم از دست بدهند، از تابش زمینه کیهانی جرم به دست می‌آورند. در نتیجه به جای کوچکتر شدن رشد می‌کنند. برای اینکه یک سیاهچاله بتواند تبخیر شود باید دمای تابش هاوکینگ آن بیشتر از ۲٫۷ کلوین باشد واین بدان معنی است که می‌بایست از ماه سبکتر باشد و نتیجتا قطری کمتر از یک دهم میلیمتر داشته باشد.[۸۳]

از سوی دیگر اگر سیاهچاله‌ای کوچک باشد انتظار می‌رود که تابش آن بسیار قویتر باشد. حتی سیاهچاله‌ای که نسبت به انسان سنگین محسوب شود باید در یک دم تبخیر شود. یک سیاهچاله با وزن یک ماشین باید در مدت چند نانوثانیه تبخیر شود و طی این مدت اندک درخششی به اندازه ۲۰۰ برابر خورشید خواهد داشت. سیاهچاله‌های کوچکتر حتی با سرعت بیشتری تبخیر می‌شوند. البته برای چنین سیاهچاله کوچکی اثرات گرانش کوانتومی نقش مهمی ایفا می‌کنند وممکن است (هرچند که از دانسته‌های فعلی در مورد گرانش کوانتومی چنین امری محتمل به نظر نمی‌رسد[۸۴]) به صورت فرضی چنین سیاهچاله کوچکی را پایدار سازند.[۸۵]

طبقه بندی بر اساس جرم

سیاهچاله‌ها را عموما بر مبنای جرمشان و مستقل از بار و تکانه زاویه‌ای دسته بندی کی کنند. براین اساس سیاهچاله‌ها را می‌توان به چهار دسته تقسیم نمود. اندازه یک سیاهچاله که با شعاع افق رویداد (شعاع شوارتزشیلد) آن سنجیده می‌شود با جرم آن برپایه رابطه زیر به طور تقریبی متناسب است:[۸۶]

r_\mathrm{sh} =\frac{2GM}{c^2} \approx 2.95\, \frac{M}{M_\mathrm{Sun}}~\mathrm{km,}

این رابطه تنها در مورد سیاهچاله‌هایی با تکانه زاویه‌ای و بار الکتریکی صفر دقیق خواهد بود و در مورد سیاهچاله‌های کلی تر به صورت تقریبی و با اختلافی تا حتی دو برابر در برخی موارد، صادق است

دسته بندی سیاهچاله‌ها
دستهجرماندازه
سیاهچاله‌های کلان جرم~۱۰۵–۱۰۹ MSun~۰٫۰۰۱–۱۰ AU
سیاهچاله‌های جرم متوسط~۱۰۳ MSun~۱۰۳ km = REarth
سیاهچاله‌های ستاره وار~۱۰ MSun~۳۰ km
ریزسیاهچاله‌هاتا~Mماهتا ~۰٫۱ mm

سیاه چاله‌های کلان جرم

جرمی بین چندمیلیون تا چند میلیارد برابر جرم خورشید دارند و پیش بینی می‌شود که در مرکز همه کهکشان‌ها از جمله کهکشان راه شیری وجود داشته باشند.[۸۷][۸۸]

کهکشان نزدیک زن برزنجیر در فاصله ۲٫۵ میلیون سال نوری سیاهچاله مرکزی به جرم ۱۰۸×(۲٫۳-۱٫۱) جرم خورشیدی دارد که از سیاهچاله کهکشان راه شیری بزرگتر است.[۸۹] به نظر می‌رسد که بزرگترین سیاهچاله کلان جرم در نزدیکی راه شیری سیاهچاله مرکزی کهکشان مسیه ۸۷ است که جرمی برابر با ۱۰۹×(۰٫۵±۶٫۴) جرم خورشیدی دارد که به فاصله ۵۳٫۵ میلیون سال نوری از ما قرار گرفته‌است.[۹۰][۹۱] بزرگ‌ترین سیاهچاله شناخته شده تا تاریخ نوامبر ۲۰۰۸، سیاه چاله OJ 287 در صورت فلکی خرچنگ است که در فاصله ۳٫۵ میلیارد سال نوری واقع شده‌است و جرم آن ۱۸ میلیارد برابر جرم خورشید است.[۹۲]

سیاهچاله‌های جرم متوسط

شکاف بین جرم سیاهچاله‌های معمولی و سیاهچاله‌های کلان جرم، اخترشناسان را بر آن داشت که به جستجوی سیاهچاله‌هایی با جرم صد تا صد هزار برابر جرم خورشید برایند. یکی از روش‌های مشاهدهٔ این گونه سیاهچاله‌ها یافتن منابع اشعه با شدت زیاد است. منابع فوق درخشان پرتو ایکس در کهکشان‌های نزدیک ممکن است سیاهچاله جرم متوسط باشند.[۹۳][۹۴]. این منابع فوق درخشان پرتو ایکس در نواحی شکل گیری ستاره‌ها (مانند مسیه ۸۲) مشاهده شده‌است و به نظر می‌رسد که با خوشه‌های ستاره‌ای جوانی که در آن نواحی یافت می‌شوند مرتبط اند. روش دیگر تشخیص آنها ممکن است مشاهده تابش گرانشی منتشر شده از جسم فشرده باقیمانده‌ای است که به دور سیاهچاله جرم متوسط می‌گردد.[۹۵] رابطه ام-سیگما نیز وجود سیاهچاله‌هایی به اندازه ۱۰۴ تا ۱۰۶ جرم خورشیدی را در کهکشان‌های کم نور پیش بینی می‌کند. هیچ راه مستقیمی برای شکل گیری آنان شناخته نشده‌است اما گمان می‌رود این نوع از برخورد سیاهچاله‌های با جرم کمتر شکل می‌گیرد. نطریه دیگری نیز آنها را سیاهچاله‌های نخستینی می‌داند که در مه بانگ شکل گرفته‌اند. نطریه سومی نیز آنها را حاصل از برخورد ستارگان بزرگ در خوشه‌های ستاره‌ای متراکم می‌دانند که حاصل این برخورد به یک سیاهچاله میان جرم رمبش می‌کند

سیاهچاله‌های ستاره‌وار

این سیاهچاله‌ها از رمبش گرانشی ستاره‌های بزرگ بوجود می‌آیند.[۹۶]. این سیاهچاله‌ها جرمی بین سه تا چند ده برابر جرم خورشید دارند.[۹۷] بهترین نامزدهای احتمالی برای این دسته از سیاهچاله‌ها، منظومه‌های دوتایی گسیل کننده اشعه X هستند که در اوایل دهه هفتاد مورد توجه قرار گرفتند. یکی از دو جسم در این منظومه‌ها قابل مشاهده نیست که نامزد سیاهچاله بودن است. ماده از ستاره ندیم به سیاهچاله می‌ریزد و پرتو ایکس تابش می‌کند.[۹۸][۹۹][۱۰۰]

نمونه‌ای از این منظومه‌های دو تایی، ماکیان ایکس یک(Cygnus X-1) است که از یک ستاره ابرغول آبی با جرمی در حدود بیست برابر جرم خورشید و یک ندیم نامرئی با جرم تقریبی چهل برابر جرم خورشید است. در این سیستم دوتایی، جرم از ستاره قابل رویت دوتایی به درون سیاهچاله وارد می‌شود ولی به دلیل سرعت زاویه‌ای، این جرم به صورت شعاعی وارد سیاهچاله نشده بلکه گازها تشکیل یک دیسک داده که قرص برافزایشی نامیده می‌شود.

ریزسیاهچاله‌ها

این سیاهچاله‌ها سیاهچاله‌های بسیار کوچکی هستند. جرم این سیاهچاله‌ها به اندازه‌ای کوچک است است که در آنها اثرات مکانیک کوانتومی اهمیت زیادی پیدا می‌کند و از این رو به نام سیاهچاله‌های مکانیم کوانتومی نیز شناخته می‌شوند.[۱۰۱] محاسبات هاوکینگ نشان می‌دهد که هرچه سیاهچاله کوچکتر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است و در نتیجه ریزسیاهچاله‌ها در صورت بوجود آمدن احتمالا در لحطه‌ای تبخیر شده و منفجر می‌گردند.[۱۰۲]

شواهد تجربی

سیاهچاله‌ها به خودی خود هیچ سیگنالی به جز تابش فرضی هاوکینگ از خود منتشر نمی‌کنند و از آنجاییکه این تابش در مورد یک سیاهچاله اختر فیزیکی بسیاز ضعیف است هیچ راهی وجود ندارد که بتوان مستقیما از روی زمین سیاهچاله‌های اختر فیزیکی را ردیابی نمود. تنها استثنایی که ممکن است تابش هاوکینگ ضعیفی نداشته باشد، آخرین مرحله تبخیر سیاهچاله‌های کم جرم نخستین است. جستجو برای یافتن چنین تابش‌هایی در گذشته ناموفق بوده‌است و این موضوع محدودیت‌هایی بر امکان وجود سیاهچاله‌های نخستین با جرم کم وارد می‌کند.[۱۰۳] تلسکوپ فضایی پرتوی گامای فرمی ناسا که در سال ۲۰۰۸ به فضا فرستاده شد به جستجو برای وجود این نشانه‌ها ادامه خواهد داد.[۱۰۴]

از این رو اختر فیزیکدانان برای جستجوی سیاهچاله‌ها باید به مشاهدات غیر مستقیم روی آورند. وجود یک سیاهچاله را گاهی می‌توان از برهمکنش‌های گرانشی آن با محیط اطرافش استنباط نمود.

بر افزایش ماده

نوشتار اصلی: قرص برافزایشی
شکل گیری جتهای برون کهکشانی درقرص برافزایشی یک سیاهچاله

قرص برافزایشی بسیار داغ و چرخان پیرامون سیاهچاله که متشکل از مواد در حال سقوط به درون آشکارترین نشانه برای شناسایی سیاهچاله‌ها است. به خاطر حفظ تکانه زاویه‌ای گازهایی که به چاه گرانشی یک جسم پرجرم سقوط می‌کنند ساختاری قرص مانند در اطراف جسم ایجاد می‌کنند. اصطکاک درون قرص سبب می‌شود تا تکانه زاویه‌ای به سوی بیرون منتقل شود و ماده بیشتر به سمت داخل سقوط می‌کند و انرژی پتانسیلی آزاد می‌کند که دمای گاز را افزایش می‌دهد.[۱۰۵] در مورد اجرام فشرده همچون کوتوله‌های سفید، ستاره‌های نوترونی و سیاهچاله‌ها، گاز در نواحی داخلی به اندازه‌ای داغ می‌شود که تابش بسیاری (عمدتا پرتو ایکس) از خود گسیل می‌کند که توسط تلسکوپ‌ها قابل ردیابی است. این فرایند برافزایش یکی از کارا ترین فرایندهای تولید انرژی است که تاکنون شناخته شده‌است. تا ۴۰٪ باقیمانده ماده برافزوده ممکن است از طریق تابش منتشر شود[۱۰۵](در یک شکافت هسته‌ای تنها ۰٬۷٪ از باقی جرم به صورت انرژی منتشر می‌شود). در بسیاری از موارد این قرص با فواره‌های نسبیتی همراه است که در امتداد قطب‌ها منتشر می‌شوند و انرژی بسیاری در خود دارند. مکانیزم تشکیل این فواره‌ها هنوز به درستی فهمیده نشده‌است.

بسیاری از پدیده‌های پرانرژی تر در جهان به برافزایش ماده در سیاهچاله‌ها نسبت داده می‌شود. به طور خاص، هسته کهکشانی فعال و اختروش‌ها گمان می‌شود که قرص‌های بر افزایشی سیاهچاله‌های کلان جرم باشند. به همین ترتیب گمان می‌رود که دوتایی‌های پرتو ایکس منظومه‌های دوتایی هستند که یکی از این دو ستاره جسمی فشرده‌است که ماده را از ستاره ندیم برافزایش می‌کند. همچنین پیشنهاد شده‌است که برخی از منابع فوق درخشان پرتو ایکس ممکن است قرص‌های برافزایشی سیاهچاله‌های جرم متوسط باشند.[۱۰۶]

دوتایی‌های پرتو ایکس

نوشتار اصلی: دوتایی پرتو ایکس

دوتایی‌های پرتو ایکس یا ستاره‌های دوتایی که در قسمت پرتو ایکس طیف، روشن هستند. این تابش‌های پرتو ایکس گمان می‌رود که توسط یکی از ستاره‌ها ایجاد می‌شود که جسمی فشرده‌است و ماده را از ستاره معمولی همراهش برافزایش می‌کند. حضور یک ستاره معمولی در این منظومه‌های دوتایی موقعیتی منحصر به فرد برای مطالعه جسم دیگر و بررسی سیاهچاله بودن آن در اختیار می‌گذارد.

برداشتی هنری از یک منظومه دوتایی با یک قرص برافزایشی که از ماده ستاره ندیم تغذیه می‌شود.

اگر چنین منظومه‌ای سیگنال‌هایی منتشر کند که رد آن مستقیما به جسم فشرده برسد، این جسم نمی‌تواند سیاهچاله باشد؛ هرچند که نبودن این سیگنال نیز احتمال ستاره نوترونی بودن جسم فشرده را ازبین نمی‌برد. با مطالعه ستاره ندیم (همراه) اغلب می‌توان پارمترهای مداری منظومه را بدست آورده و تخمینی برای جرم جسم فشرده ارائه کرد. اگر این جرم به میزان قابل توجهی از حد تولمن-اوپنهایمر-وولکوف (که در واقع بیشینه جرم ممکن برای یک ستاره نوترونی پیش از رمبش است) بیشتر باشد، دیگر این جسم نمی‌تواند ستاره نوترونی باشد و پندار عمومی بر سیاهچاله بودن آن است.[۹۶]

ماکیان ایکس-یک، اولین نامزد قوی برای سیاهچاله بودن، در سال ۱۹۷۲ به همین روش توسط چارلز توماس بولتون، لوییس وبستر و پل مردین کشف شد.[۱۰۷][۱۰۸][۱۰۹][۱۱۰] هرچند که تردیدهایی در مورد سیاهچاله بودن آن وجود دارد زیرا ستاره ندیم از ستاره‌ای که نامزد سیاهچاله بودن است بسیار سنگین تر است.[۹۶] اکنون نامزدهای بهتری برای سیاهچاله بودن در رده دوتایی‌های پرتو ایکس شناخته شده‌اند که متغیرهای پرتو ایکس نرم نامیده می‌شوند.[۹۶] در این منظومه‌ها ستاره ندیم نسبتا کم جرم است و اجازه تخمین دقیقتری برای جرم سیاهچاله می‌دهد. افزون بر این، این منظومه‌ها تنها چند ماه در هر ۱۰ تا ۵۰ سال منبع فعال پرتو ایکس هستند. در طول دوره تابش کم پرتو ایکس (دوره خاموشی)، قرص برافزایشی کم نور است و امکان مشاهده جزئیات ستاره ندیم در این دوره را فراهم می‌سازد. یکی از بهترین این دسته از نامزدهاسیگنی وی-۴۰۴ (V404 Cygni) است.

نوسان‌های نیمه متناوب

انتشار پرتو ایکس از قرص‌های برافزایشی در بسامدهای مشخصی دچار سوسو زدن می‌شود. این سیگنال‌ها را نوسان‌های نیمه متناوب می‌نامند. گمان می‌رود که این سیگنال‌ها ناشی از حرکت ماده در لبه داخلی قرص برافزایشی باشند(درونی ترین مدار دایره‌ای پایدار) و به همین دلیل با جرم جسم فشرده مرتبط اند. از این رو گاهی به عنوان راه جایگزینی برای تعیین جرم سیاهچاله‌های احتمالی به کار می‌روند.[۱۱۱]

هسته کهکشانی

هم‌چنین ببینید: هسته کهکشانی فعال
فواره‌های برآمده از مرکز مسیه ۸۷ در این تصویر نشات گرفته از یک هسته کهکشانی فعال است که ممکن است در بر گیرندهٔ یک سیاه‌چاله کلان‌جرم باشد. منبع: تلسکوپ فضایی هابل/ناسا/سازمان فضایی اروپا.

اخترشناسان برای توصیف کهکشان‌هایی که ویژگی‌های غیرمعمولی مانند خط طیفی غیرمعمولی و یا تابش‌های رادیوی بسیار قوی دارند، از واژه کهکشان فعال استفاده می‌کنند. مطالعات نظری و تجربی نشان داده‌اند که فعالیت این هسته‌های کهکشانی فعال(AGN) را می‌توان با استفاده از سیاهچاله‌های کلان جرم توضیح داد. این گونه مدل‌های هسته‌های کهکشانی فعال از یک سیاه‌چاله کلان‌جرم، یک قرص برافزایشی و دو فواره عمود بر قرص برافزایشی تشکیل می‌شوند.[۱۱۲][۱۱۳]


اگرچه انتظار می‌رود که سیاهچاله‌های کلان جرم در مرکز همه هسته‌های کهکشانی فعال حضور داشته باشند؛ اما تنها برخی از هسته‌های کهکشانی مورد مطالعه دقیق برای شناسایی و اندازه گیری جرم واقعی این نامزدهای سیاهچاله کلان جرم، قرار گرفته‌اند. برخی از مهمترین کهکشان‌ها با نامزدهایی برای سیاهچاله کلان جرم عبارتند از: کهکشان زن برزنجیر، مسیه ۳۲، مسیه ۸۷، ان‌جی‌سی ۳۱۱۵، ان‌جی‌سی ۳۳۷۷، ن‌جی‌سی ۴۲۵۸ و کهکشان کلاه‌مکزیکی.[۱۱۴]


امروزه به گستردگی پذیرفته شده‌است که در مرکز همه(تفریبا) کهکشان‌ها (نه تنها کهکشان‌های فعال) یک سیاهچاله کلان جرم قرار گرفته‌است.[۸۷] همبستگی تجربی نزدیک بین جرم این چاله و پراکندگی سرعت در بخش برآمده خود کهکشان که به رابطه ام-سیگما (M-Sigma)معروف است، قویا پیشنهاد می‌کند که ارتباطی بین شکل گیری سیاهچاله و شکل گیری خود کهکشان وجود دارد.[۱۱۵]

در حال حاضر بهترین گواه برای یک سیاهچاله کلان جرم از مطالعه حرکات خاص ستارگان در نزدیکی مرکز کهکشان راه شیری خودمان به دست می‌آید.[۱۱۶] از سال ۱۹۹۵ اختر شناسان حرکت ۹۰ ستاره را در ناحیه‌ای به نام کمان ای* ردیابی نموده‌اند. با تطبیق حرکت این ستارگان بر مدارهای کپلری در سال ۱۹۹۸ به این نتیجه رسیدند که باید جرمی برابر ۲٫۶ میلیون جرم خورشیدی در حجمی به شعاع ۰٫۲ سال نوری قرار گرفته باشند.[۱۱۷] از آن زمان تا کنون یکی از این ستارگان - به نام اس-۲ - یک مدار کامل را پیموده‌است. آنها موفق شدند از روی داده‌های مداری، محدودیت‌های مناسبتری برای جرم و اندازه این شی- که باعث حرکت مداری ستارگان ناحیه کمان ای* می‌شود- وضع کنند. آنها دریافتند که یک جرم کروی برابر ۴٫۳ میلیون جرم خورشیدی در ناحیه‌ای به شعاع ۰٫۰۰۲ سال نوری قرار گرفته‌است.[۱۱۶] اگرچه این شعاع تقریبا ۳۰۰۰ بربار شعاع شوارتزشیلد متناظر با این جرم است، اما دست کم با این حقیقت که جسم مرکزی یک سیاهچاله کلان جرم باشد سازگار است.[۱۱۷]

همگرایی گرانشی

نوشتار اصلی: همگرایی گرانشی
Schwarzschild black hole
شبیه سازی همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله که سبب کجنمایی (اعوجاج) تصویر کهکشان پس زمینه شده‌است.

تغییر شکل فضا زمان در اطراف یک جسم سنگین سبب می‌شود که پرتوهای نور شبیه به آنچه که در یک عدسی نوری رخ می‌دهد، همگرا شوند. این پدیده به نام همگرایی گرانشی خوانده می‌شود. مشاهداتی از یک همگرایی گرانشی بسیار ضعیف صورت گرفته‌است که فوتونها را تنها به اندازه چند ثانیه قوسی خم می‌کند. هرچند که این پدیده هرگز مستقیما برای یک سیاهچاله مشاهده نشده‌است.[۱۱۸] یک راه ممکن برای مشاهده همگرایی گرانشی توسط یک سیاهچاله می‌تواند مشاهده ستاره‌ها در مدار پیرامون سیاهچاله باشد. چندین نامزد مختلف برای چنین مشاهداتی در ناحیه کمان-ای وجود دارند.[۱۱۸]

امواج گرانشی

یکی از راه‌های کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌دارند. هر جرم اختری از دید شکل نامتقارن تشعشع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیشکسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده‌است که نمایان‌گر ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیم‌هایی در داخل اتاق‌های حفاظداری آویزانند. این کارافزار او قادر به کشف سیاهچاله‌است، اما این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.[۱۱۹]

امکان‌های دیگر

شاهد تجربی سیاهچاله‌های ستاره‌ای بر این قانون استوار است که حد بالایی برای جرم یک ستاره نوترونی وجود دارد. اندازه این حد نیز به میزان زیادی به فرضیاتی که در مورد خواص یک ماده چگال در نظر گرفته شده‌اند بستگی دارد. فازهای جدید و عجیب ماده ممکن است این حد را بالاتر ببرند.[۹۶] فازی از ماده که دارای کوارکهای آزاد با چگالی بالا ممکن است اجازه وجود ستاره‌های کوارکی چگال را بدهد[۱۲۰] و برخی مدل‌های ابرتقارنی نیز وجود ستارگان کیو را پیش بینی می‌کنند.[۱۲۱] برخی از گسترش‌های مدل استاندارد ادعای وجود ذراتی به نام پرئون را دارند که از اجزای بنیادی سازنده کوارکها و لپتونها هستند که به طور فرضی ممکن است تشکیل ستاره‌های پرئونی را بدهند.[۱۲۲] این مدل‌های فرضی پتانسیل آن را دارند که گروهی از مشاهدات مربوط به نامزدهای سیاهچاله‌های ستاره‌ای را توضیح دهند، هرچند که گفتگوهای همگانی نسبیت عام نشان می‌دهد که هر گونه‌ای از این ستاره‌های فرضی نیز جرم بیشینه‌ای خواهند داشت.[۹۶]

ازآنجا که چگالی متوسط یک سیاهچاله در درون شعاع شوارتزشیلدش با مربع جرم آن نسبت معکوس دارد. چگالی سیاهچاله‌های کلان جرم بسیار کمتر از چگالی سیاهچاله‌های ستاره‌ای است (چگالی متوسط سیاهچاله‌ای به جرم ۱۰۸ جرم خورشیدی با چگالی آب قابل مقایسه‌است). پس از این فیزیک ماده تشکیل دهنده یک سیاهچاله کلان جرم بسیار بهتر فهمیده شده‌است و گاهی از مدل‌های جایگزینی برای توضیح مشاهدات مربوط به سیاهچاله‌های کلان جرم استفاده می‌شود که دنیوی تر هستند. برای نمونه می‌توان یک سیاهچاله کلان جرم را به عنوان دسته‌ای از اجسام بسیار تاریک در نظر گرفت هرچند که این گونه مدل‌های توضیحی جایگزینی به اندازه کافی استوار نیستند که بتوانند نامزدهای سیاهچاله‌های کلان جرم را توضیح دهند.[۹۶]

شواهد موجود در مورد سیاهچاله‌های ستاره‌ای و کلان جرم نشان‌گر آن هستند که برای اینکه سیاهچاله‌ها تشکیل نشوند، باید تئوری نسبیت عام به عنوان یک تئوری گرانش شکست بخورد. شاید این شکست در مقابل هجوم اصلاحات مکانیک کوانتومی باشد. یکی از ویژگی‌های پیش بینی شده در مورد یک تئوری گرانش کوانتومی این است که نقطه تکینگی نخواهد داشت (و در نتیجه سیاهچاله‌ای وجود نخواهد داشت).[۱۲۳] در سال‌های اخیر مدل فازبال در نظریه ریسمان بیشترین توجه را به خود جلب نموده‌است. برپایه محاسبات انجام شده در شرایط بخصوص در نظریه ریسمان این گونه پیشنهاد می‌شود که وضعیت‌های منفرد یک سیاهچاله، افق رویداد یا تکینگی ندارند اما برای یک ناظر کلاسیک/نیمه کلاسیک، میانگین آماری این وضعیت‌های منفرد همچون سیاهچاله‌ای معمولی در نسبیت عام به نظر می‌رسد.[۱۲۴]

پرسش‌های باز

انتروپی و ترمودینامیک

نوشتار اصلی: انتروپی سیاهچاله
S=1/4 c۳ k A ħ-۱G-۱.
فرمول انتروپی(S) هاوکینگ-بکنشتین برای سیاهچاله, که به مساحت(A) سیاهچاله بستگی دارد. ثابت‌ها عبارتند از سرعت نور (c), the ثابت بولتزمان (k), ثابت نیوتن (G), و ثابت پلانک (h).

در سال ۱۹۷۱ هاوکینگ نشان داد که در شرایط عمومی[Note ۳] مساحت کل افق‌های رویداد هر مجموعه‌ای از سیاهچاله‌ها هرگز نمی‌تواند کاهش یابد حتی اگر با یکدیگر برخورد و در هم ادغام شوند.[۱۲۵] این نتیجه که امروزه به عنوان قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها شناخته می‌شود شباهت قابل توجهی با قانون دوم ترمودینامیک دارد که بیان می‌کند که انتروپی کل سیستم هرگز کاهش نمی‌یابد. تصور می‌شد که سیاهچاله‌ها هم همچون اجسام کلاسیکی که در دمای صفر مطلق هستند، انتروپی صفر دارند. پذیرش این تصور سبب نقض قانون دوم ترمودینامیک می‌شود زیرا با ورود ماده دارای انتروپی به سیاهچاله بدون انتروپی، انتروپی کل در جهان به اندازه انتروپی ماده‌ای که جذب سیاهچاله شده کاهش می‌یابد. از این رو بکنشتین پیشنهاد داد که یک سیاهچاله باید انتروپی داشته باشد و انتروپی آن با مساحت افق رویدادش متناسب است.[۱۲۶]

پیوند با قوانین ترمودینامیک وقتی قویتر شد که هاوکینگ کشف کرد که طبق نظریه میدان‌های کوانتومی یک سیاهچاله باید تابش جسم سیاه در دمای ثابت را گسیل کند. به نظر می‌رسد که این به معنای نقض قانون دوم مکانیک سیاهچاله‌ها باشد زیرا این تابش انرژی را از سیاهچاله می‌گیرد و باعث انقباض آن می‌شود. هرچند که این تابش مقداری از انتروپی را نیز به بیرون منتقل می‌کند و زیر شرایط کلی می‌توان اثبات نمود که مجموع انتروپی ماده‌ای که سیاهچاله و یک چارم افق رویداد آن را فراگرفته‌است دائما رو به افزایش است. این موضوع اجازه فرمولبندی قانون اول مکانیک سیاهچاله‌ها را می‌دهد که همسنگ قانون اول ترمودینامیک است با این تفاوت که به جای انرژی، جرم؛ به جای دما، گرانش سطحی و به جای انتروپی، مساحت قرار می‌گیرد.[۱۲۶]

یکی از ویژگیهای گیج کننده این است که انتروپی یک سیاهچاله با مساحت آن تغییر می‌کند تا حجم آن، حال آنکه انتروپی کمیتی وابسته به حجم است که به صورت خطی با تغییر حجم تغییر می‌کند. این ویژگی عجیب، جرارد توفت و لئونارد ساسکیند را بر آن داشت تا اصل هولوگرافیک را ارائه دهند که پیشنهاد می‌کند که هر چیزی که درون حجمی از فضا-زمان رخ می‌دهد را می‌توان با داده‌های روی مرز آن حجم توصیف نمود.[۱۲۷]


اگرچه می‌توان از نسبیت عام برای محاسباتی نیمه کلاسیک انتروپی سیاهچاله‌ها اسفتاده نمود، اما این شرایط از لحاظ نظری رضایت بخش نیست. در مکانیک آماری انتروپی عبارت است از شمار پیکربندهای میکروسکوپیک یک سیستم که خواص میکروسکوپیک یکسانی (مانند جرم، بار، دما و...) دارند. بدون یک نظریه قابل قبول برای گرانش کوانتومی انجام چنین محاسباتی برای سیاهچاله‌ها امکانپذیر نیست. پیشرفت‌هایی در برخی دیدگاه‌ها نسبت به گرانش کوانتومی صورت گرفته‌است. در سال ۱۹۹۵ اندرو اشترومینگر و کامران وفا نشان دادند که با شمارش تعداد حالات کوانتومی یک سیاهچاله ابرمتقارن در نظریه ریسمان می‌توان فرمول انتروپی هاوکینگ-بکنشتین را دوباره به دست آورد.[۱۲۸] از آن زمان تاکنون نتایج مشابهی برای سیاهچاله‌های متفاوت هم در نظریه ریسمان و هم در سایر دیدگاه‌ها به گرانش کوانتومی (مانند گرانش کوانتومی حلقه) گزارش شده‌اند.[۱۲۹]

یگانگی سیاهچاله‌ها

یکی از پرسش‌های باز در فیزیک پایه، پارادوکس اطلاعات گمشده و یا پارادوکس یگانگی سیاهچاله‌است. به طور کلاسیک قوانین فیزیک در هر دو جهت مستقیم و معکوس یکسان عمل می‌کنند. نظریه لیوویل (هامیلتونی) نگهداری حجم فضای فاز را - که می‌توان از آن به نگهداری اطلاعات تعبیر نمود - ضروری می‌داند، در نتیجه حتی در فیزیک کلاسیک هم مشکلاتی وجود دارد. در مکانیک کوانتومی این مسئله متناظر با با یکی از خواص اساسی به نام یگانگی است که با نگهداری احتمالات مرتبط است. آن را می‌توان به عنوان نگهداری حجم فضای فاز کوانتومی، همانگونه که در ماتریس چگالی توصیف می‌شوند نیز در نظر گرفت.[۱۳۰]

شمار سیاهچاله‌ها در جهان

شمار سیاهچاله‌ها در جهان به قدری زیاد است که شمردن آنها امکانپذیر نیست. کهکشان راه شیری به تنهایی در حدود صد میلیارد ستاره دارد که از هر هزار ستاره تقریبا یکی به اندازه‌ای بزرگ هست که به سیاهچاله تبدیل شود. پس کهکشان ما باید در حدود صد میلیون سیاهچاله ستاره‌ای داشته باشد. اما تاکنون تنها یک دوجین از آنها شناسایی شده‌اند. از آنجا که در محدوده‌ای از جهان که از زمین قابل مشاهده‌است در حدود صد میلیارد کهکشان وجود دارد و سیاهچاله‌های کلان جرم نیز در مرکز این کهکشان‌ها قرار دارند پس باید در حدود صد میلیارد سیاهچاله کلان جرم در این ناحیه از جهان وجود داشته باشد.[۱۳۱]

نظریه جهان‌های درون سیاهچالگان

نیکدوم پاپلاوسکی، فیزیک دان نظری از دانشگاه ایندیانا پیشنهاد کرده‌است که ممکن است جهان ما درون سیاهچاله‌ای قرار گرفته باشد که خود آن در جهانی بزرگتر واقع شده‌است.[۱۳۲][۱۳۳][۱۳۴][۱۳۵][۱۳۶][۱۳۷][۱۳۸] نظریه پاپلاوسکی جایگزینی برای نظریه وجود تکینگی گرانشی در سیاهچاله هاست. او توضیحی نظری بر مبنای پیچش فضا زمان ارائه می‌دهد.[۱۳۹] پاپلاوسکی پیشنهاد می‌کند که اگر چگالی ماده در یک سیاهچاله به ۱۰۵۰ کیلوگرم بر متر مکعب برسد، پیچش به عنوان نیرویی به مقابله با گرانش تبدیل می‌شود و به جای تشکیل تکینگی برود همچون فنر فشرده‌ای که به آن فشار وارد شده‌است باز می‌شود.[۱۴۰][۱۴۱] او عنوان نموده‌است که میزان بسیار بالای پیچش ممکن است دلیل انبساط کیهانی باشد.[۱۴۲]

علاوه بر این این نظریه پیشنهاد می‌دهد که هر سیاهچاله‌ای یک کرم‌چاله می‌شود که دربرگیرنده جهان در حال انبساط جدیدی است که از یک جهش بزرگ در سیاهچاله بوجود آمده‌است. بنابراین سیاهچاله‌های مرکز کهکشان‌ها ممکن است پل‌هایی به جهان‌های دیگر باشند.[۱۴۳][۱۴۴][۱۴۵] بنابراین جهان خود ما نیز ممکن است درون سیاهچاله‌ای باشد که خود در جهانی بزرگتر قرار گرفته‌است که پیش تر از این توسط راج پاتیرا مطرح شده بود.[۱۴۶]



یکی از شگفتی های فضا وجود حفره های سیاه در آن است. مکان هایی که در اثر جاذبه، حتی نور از آن قابل گریز نیست و هرچه در آن وارد شود دیگر خارج نخواهد شد. به این حفره ها در دانش نجوم، «سیاهچال های فضایی» گفته می شود و درصددیم تا در مطلب امروز به نقل از پایگاه کانون دانش، به تشریح این پدیده شگفت انگیز جهان هستی بپردازیم. بر اساس قانون جاذبه نیوتن، هر جرمی دارای نیروی جاذبه بوده و مقدار آن رابطه عکس با مجذور فاصله از آن دارد. در سال1795 «لاپلاس» با استفاده از قانون جاذبه نیوتن، تئوری خود را چنین بیان کرد: اگر جسمی با جرم M آن قدر فشرده شود که شعاع آن، کمتر از مقدار rs شود (2gm/c2=rs ) (g ضریب ثابت جهانی نیروی جاذبه و c سرعت نور)، در نتیجه سرعت فرار از آن از سرعت نور بیشتر خواهد بود. «آلبرت اینشتین» می گوید: هیچ جسمی نمی تواند از نور سریع تر حرکت کند. اگر دو جسم با سرعت نور در خلاف جهت هم نیز حرکت کنند باز هم نسبت سرعت آنها به یکدیگر برابر با سرعت نور است. در واقع سرعت نور حد مطلق سرعت است. با توجه به این نکته که چون سرعت گریز از حفره های سیاه بیشتر از نور است پس فرار از آن غیرممکن است. «آلبرت اینشتین» در سال1915 در تئوری نسبیت خود (رابطه نیروی جاذبه، زمان و حجم) وجود این سیاهچال ها را عنوان کرد. اثبات فیزیکی و فرمولی آن تا سال ها میسر نبود. اما امروزه به وجود آنها پی برده شده است. در این تئوری، زمان به عنوان یک بعد (زمان فضایی) نیز شناخته شده است. از آنجایی که نور نمی تواند از حفره ها بگریزد پس در فضا چنین جسمی قابل رویت نیست.
 پیدایش: نوع و اندازه سیاهچال ها زمان پیدایش آنها را تعیین می کند. برخی از آنها در ابتدای تشکیل کائنات بوجود آمده و اکثرا در مرکز کهکشان ها بوده و به آن ها سیاهچال های عظیم یا غول پیکر (BlackHoles Supermassive) گفته می شود. نوع دیگر آن استلارها (Stellars) هستند که در اثر انفجار سوپرنواها بوجود می آیند. انواع کوچک تر آنها تا اندازه کوچک تر از یک الکترون با جرم زیاد وجود دارند.
سیاهچال های غول پیکر: جرم این سیاهچال ها از یک میلیون تا سه میلیارد برابر خورشید بوده و در ابتدای تولد کیهان پیدایش یافته اند. زمانی که هر نوع ماده، ستاره و یا سیاره ای در نزدیکی آن گرفتار جاذبه اش شود، با سرعت سرسام آور و به صورت مارپیچ به سمت مرکز آن کشیده شده و در اثر جاذبه شدید بتدریج به یک صفحه تبدیل می شود. در یکی از تحقیقات اخترشناسان سرعت ورود چندین سیاره به درون مرکز کهکشان راه شیری محاسبه و معادل4 میلیون کیلومتر در ساعت بوده است. حتی سیارات غول پیکر قبل از رسیدن به هسته اصلی در اثر نیروی جاذبه بسیار قوی آن تکه تکه می شوند. با افزایش سرعت و برخورد قطعات به یکدیگر و تولید اصطکاک شدید، دما به ده ها میلیون درجه سانتی گراد رسیده و در این حرارت اشعه های ایکس و گاما تولید می شوند. با ردیابی این تشعشعات، می توان به موجودیت آنها پی برد. به علت این برخورد و اصطکاک شدید در نزدیکی حفره ها نور بسیار درخشنده ای تولید و در نتیجه، مکان این نوع حفره ها در کهکشان ها قابل رد یابی است. نام دیگر آنها «کواسار» (ستاره دجاجه) بوده و درخشنده ترین اجسام در فضا هستند. دانشمندان بر این عقیده اند که زمان پیدایش آنها در ابتدای تولد کائنات بوده و امکان بوجود آمدن مجدد آنها مقدور نیست. به مرکز این نوع کهکشان ها «AGN» که مخفف هسته فعال کهکشان است گفته می شود. دانشمند انگلیسی «هاکینگ» معتقد است که جرم اصلی عالم را حفره های سیاهی تشکیل می دهند که در ابتدای پیدایش جهان بوجود آمده اند. در این فاصله زمانی، سیاهچال های اولیه از بین رفته ولی بزرگترها باقی مانده اند. در سال1994 اولین سیاهچال به جرم5/2 تا5/3 میلیارد برابر منظومه شمسی توسط تلسکوپ های قوی در مرکز کهکشان M87 پیدا شد. آیا تمام کهکشان ها دارای حفره سیاه هستند؟ این سوالی است که تاکنون پاسخی برای آن وجود نداشته است. برخی مواد ورودی به آنها در اثر سرعت سرسام آور قبل از رسیدن از قطبین آن خارج می شوند. این پدیده بنام «جت کهکشانی» معروف بوده و قابل رویت است.
استلارها: این نوع حفره ها از انفجار سوپرنوایی بوجود می آیند. برای تشکیل این نوع حفره ها جرم ستاره ها باید حداقل سه برابر خورشید باشد و در واقع آنها از مرگ ستارگان غول پیکر به وجود می آیند. در زمان تولد، سوخت ستاره های جوان، هیدروژن است. در مرکز هسته به علت نیروی جاذبه، فشار و حرارت شدید، واکنش اتمی اتفاق افتاده و هیدروژن تبدیل به هلیوم، نور، حرارت و تشعشع گشته و به سطح آن پرتاب می شود. در این زمان ستاره در حال درخشش و سوختن است. نیروی حاصل از گریز حرارت، نور و تشعشات ستاره، باعث خنثی شدن نیروی جاذبه می شود. این تعادل تا زمانی برقرار است که سوخت ستاره تمام نشود. اما پس از پایان سوخت (هیدروژن) و تبدیل اکثر آن به هلیوم، یک واکنش اتمی دیگر اتفاق افتاده و هلیوم به کربن و باقیمانده آن به صورت تشعشع به انرژی تبدیل می شود. این واکنش ادامه یافته و کربن به اکسیژن و بعد به سیلیکون و در انتها به آهن تبدیل می شود. واکنش اتمی در زمان بوجود آمدن هسته آهنی متوقف می شود. اگر ستارگان قدیمی را دو نیم کنیم، ملاحظه خواهیم کرد که از یک هسته آهنی و لایه های فوقانی، بترتیب سیلیکون، کربن، هلیوم و هیدروژن تشکیل شده است. غیر از هسته مرکزی تمام لایه ها در حال سوختن هستند. در نهایت واکنش اتمی به علت نیروی شدید جاذبه و حرارت و فشار، تمام اجزا» عناصر هسته آهنی را تبدیل به نوترون می کند. بتدریج با اتمام سوخت ستاره، نیروی گریز از مرکز تشعشعات، حرارت و نور دیگر وجود ندارد تا بتواند نیروی جاذبه را خنثی کند. در نتیجه لایه های فوقانی به سمت مرکز کشیده شده و بر اثر برخورد با هسته نوترونی منفجر و به سطح پرتاب می شوند. این واکنش را انفجار سوپرنوایی می نامند. آنچه اتفاق می افتد انفجار لایه های فوقانی بوده و ما فقط سطح خارجی آن را مشاهده می کنیم. این انفجار در واقع در اثر واکنش درونی بوده و فقط هسته باقی می ماند. در این جا ستاره می میرد و اخترشناسان آن را مرگ ستاره نامیده اند. وقتی که یک ستاره سوختش تمام می شود مانند یک بمب منفجر شده و در زمان وقوع آن درخشش به میلیاردها برابر خورشید می رسد. ستاره هایی تا جرم4/1 برابر خورشید به کوتوله های سفید،4/1 تا3 برابر خورشید به ستاره های نوترونی و از سه برابر بزرگتر از خورشید به سیاهچال های فضایی تبدیل خواهند شد. حداقل جرم مورد نیاز برای ایجاد سیاهچال ها بنام «لاندو اوپن هایمر ولکو» نامیده و محاسبه شده است. نزدیک ترین سیاهچال به ما «سایگنوس ایکس یک» است که در سال971 رصد شده است. کهکشان راه شیری دارای بیش از چند میلیون از آنهاست. به وجود آمدن این نوع سیاهچال ها تا کنون ادامه داشته و هم چنان در حال تشکیل است ولی پیدایش جدید نوع اول آن امکان پذیر نیست. انواع بزرگتر سیاهچال ها دارای جرمی بیش از5 تا100 برابر خورشید بوده و قطر آنها بین32 الی650 کیلومتر است. تعداد25 عدد از آنها تاکنون در کهکشان ما، راه شیری، رصد شده است.
 سیاهچال های کوچک: در مقایسه با دو نوع ذکر شده، سیاهچال های کوچک از ابعاد کوچکتری برخوردارند. نوع میکروی آن دارای جرمی معادل یک کیلومتر مکعب آب بوده که در ابعادی کوچکتر از یک الکترون فشرده شده است. جرم برخی نیز 1017 گرم است.
 مشخصات سیاهچال ها: همان گونه که ذکر شد نیروی جاذبه آنها به قدری زیاد است که حتی نور قادر به فرار از آن نیست. این جارو برقی ها و یا هیولاهای کیهانی همه چیز را در خود می بلعند و بهتر است به آن نزدیک نشویم! طبق تئوری های بیان شده، زمان در نزدیکی سیاهچال ها کند و درون آن متوقف می شود. شاید برای سفر در زمان بتوان از آنها استفاده کرد. زمان و مکان در اینجا بر اثر نیروی جاذبه بی نهایت کاملا به هم ریخته شده و آخرین شکل ماده در آن تحقق می یابد. بسیار سخت است که تصور کنیم یک ماده با چنین جرمی تقریبا دارای حجم نباشد ولی این آن چیزی است که در مرکز حفره سیاه وجود دارد. بطور کلی آنها دارای دو محدوده هستند. مرکز آن به نام یکتایی (Singularity) نامیده شده و در واقع جرم آن را تشکیل می دهد. در اینجا کل جرم یک ستاره در ابعاد میلیون ها برابر کوچکتر فشرده شده است. در حاشیه آن منطقه دیگری بنام واقعه و یا حد افق (Hori Eventzon) وجود دارد که در اصل این یک فاصله فیزیکی نیست بلکه محدوده ای است که بعد از آن امکان بازگشت وجود ندارد. هر قدر یکتایی بزرگتر باشد، واقعه افق آن بزرگتر خواهد بود. نور پس از عبور از این محدوده دیگر نمی تواند از سیاهچال بگریزد. تشعشعات آن بنام «شوارتست چایلد» نامگذاری شده است.
 ردیابی: ما می دانیم، اکثر سیارات به علت جاذبه آن به دور یک ستاره بزرگ در گردش هستند. زمانی که اخترشناسان سیاراتی را دیدند که به دور مرکزی می چرخند که ستاره ای وجود ندارد، نتیجه خواهند گرفت، که یک سیاهچال یا ستاره نترونی در آن وجود دارد. در کل آنها با سه عامل جرم، شار ژ الکتریکی و سرعت گردشی شناخته می شوند. اگر جرم خورشید ما به اندازه یک کره به قطر 6 کیلومتر کوچک شود تبدیل به یک سیاهچال خواهد شد.
لنزهای فضایی: فرض کنید که زمین در یک سو و یک ستاره در طرف مقابل باشد. نور آن بطور معمول به زمین می رسد. اگر یک سیاهچال در حرکت باشد و میان زمین و آن ستاره قرار گیرد، بعلت جاذبه بسیار قوی آن، نور متصاعد شده از ستاره به سمت سیاهچال منحرف و متمرکز می شود. در اینجا ما آن ستاره را بسیار درخشنده تر از گذشته خواهیم دید. این واقعه را «اثر لنز فضایی» می گویند. درست مشابه آن است که ما یک ذره بین را در جلوی نور خورشیده قرار دهیم، خواهیم دید که پرتوهای نور آن در یک نقطه متمرکز و آنجا بسیار درخشنده تر می شود. این همان اثری است که سیاهچال در زمان عبور خود از میان زمین و یک ستاره به وجود می آورد و یکی از راه های کشف آنهاست. با توجه به وجود میلیاردها حفره و ایجاد انحراف در نور منتشره از ستارگان، در زمین، بسیاری از آنها را درجای اصلی خود نمی توانیم رصد کنیم، زیرا که پرتوی آنها به سمت حفره سیاه منحرف شده است.
 پایان انرژی: پس از اتمام سوخت ستاره ها چه اتفاقی خواهد افتاد؟ آیا جهان تبدیل به یک مجموعه سیارات سرد و خاموش خواهد شد که در حال دور شدن از یکدیگرند؟ این سئوالی است که جوابش برای بشر نامعلوم است. اصطلاح سیاهچاله یا حفره های سیاه را دانشمند بزرگ و اولین متخصص فیزیک نظری در زمینه سیاهچاله ها،«جان ویلر» این نام را برای آنها انتخاب کرد. کتاب گرانش وی که به همراه «میسنر» و « تورن» نوشته شد همچنان از نوشته های کلاسیک و مراجع مهم نسبیت است که از پایه شروع کرده تانسور ها را توضیح می دهد و به فیزیک کوانتم و ترمودینامیک و مباحث پیشرفته دیگر می رسد.
چگونگی تشکیل سیاهچاله: حفره های سیاه بازمانده از ستارگان عظیمی هستند که سوختشان به اتمام رسیده و به اصطلاح مرده اند. البته، فقط ستارگانی که حجم آنها بیش از سه برابر خورشید خودمان است، حفره های سیاه بوجود میآورند. بعضی از این ستارگان عظیم، منفجر شده و بصورت یک سوپر نوای درخشان در می آیند. بعضی سوپر نواها، بطور کامل منفجر شده و چیزی از خود باقی نمی گذارند. اما بعضی دیگر در مرکز خودشان فرو میریزند و همه مواد در آنها با هم محکم برخورد کرده و به هم می چسبند. بستگی به اینکه مرکز آنها چقدر عظیم و حجیم باشد، سوپر نواها تبدیل به نوترون شده و یا تبدیل به حفره های سیاه می شوند.
 چرا حفره سیاه نامیده شد؟
به این خاطر که ما نمی توانیم خود حفره های سیاه را ببینیم، ممکن است فکر کنیم که پیدا کردن آنها غیرممکن است. اما به کمک فناوری های ستاره شناسی، اولین آنها در سال1972م کشف شد. نام این حفره 1-X Cyghus و متعلق به کهکشان راه شیری است. با وجود اینکه خود حفره های سیاه دیده نمی شوند، اما تاثیر قوه جاذبه عظیم آنها بر ستاره های نزدیکشان را می توان بررسی کرد. همیشه یک ستاره، با سوپر نوا جفت می شود و گازهای حاصل از آن ستاره بصورت مارپیچ به داخل سوپر نوا بلعیده می شوند. حرکت مارپیچی گازها، تصویر یک حفره سیاه را در مرکز سوپر نوا بوجود می آورد و بدین جهت است که آن را حفره سیاه می نامند.

 

سیاهچاله‌ها اجرام فضایی دارای شعاع بسیار کم (در حدود یک دهم شعاع زمین) و جرم بسیار زیاد می‌‌باشند (بیش از ۱.۴ برابر جرم خورشید). یکی از خصوصیات آن‌ها گرانش زیاد آن‌ها است که حتی نور را هم در خود جذب می‌‌کند.(این برداشت که نور جذب سیاه چاله‌ها می‌شود کاملاً غلط است چون در نظریه نسبیت عام اینشتین گفته شده است که فضا-زمان به علت وجود ماده انحنا پیدا می‌کند که در سیاه چاله‌ها حتی انحنا باعث ناپیوستگی در فضا زمان می‌شود و چون نور در این فضا-زمان حرکت می‌کند به ناچار وارد سیاه چاله می‌شود) گفتنی است این سیاهچاله‌ها از فرو پاشی (Collapse) ستارهای نوترونی و پس از آنکه هسته اتمها در آن به قدری بزرگ شدند که نیروی گرانش دیگر نتواند انرژی لازم برای جوش هسته‌ای را در آنها تأمین کند به وجود می‌‌آیند.

سیاهچاله‌ها جذاب‌ترین و اسرارآمیزترین اشیاء فضایی هستند. مهم‌ترین یافته‌های اخترشناسی سالهای ۱۹۶۰ تپ‌اخترها و اخترنماها هستند. تپ اخترها منابع رادیویی و (حداقل در یک مورد) منبع نوری تپنده منظم هستند. اختر نماها منابع نوری و رادیویی بسیار شدیدی هستند که ظاهراً از زمین فاصله زیادی دارند. کشف تپ اخترها و اخترنماها بیشتر در نتیجه پیشترفتهای اخترشناسی رادیویی تحقق یافت که در سالهای ۱۹۷۰ منجر به جستجوی طبقه تازه‌ای از اشیای آسمانی شد که عجیب‌ترین پدیده‌های فیزیکی در جهانند.

این پدیده ها، سیاهچاله‌ نامیده می‌‌شوند. آنها را از این رو به این نام خوانده‌اند که بی نورند و چون یک جاروبرقی اختری، ماده و انرژی را از فضا می‌‌مکند. اخترفیزیکدانان، سیاهچاله‌ها را که بسیار کوچکند، آخرین مرحله تاریخ رندگی ستارگان بسیار بزرگ می‌‌دانند. دانشمندان، سیاهچاله‌ها را که بر اثر نیروی گرانش خودشان فرومی‌پاشند، از نظریه نسبیت عمومی آلبرت اینشتین استنتاج کرده اند. نظریه اینشتین در نظریه جاذبه (گرانش) نیوتون کاملاً تجدید نظر کرده است. اگر یک سیاهچاله‌ در فضای خارجی کشف شود. این رویدادها برای فیزیک و اختر‌شناسی با اهمیت خواهد بود. فیزیک کلاسیک نمی‌تواند سیاهچاله‌ را تبیین کند. اگر یک سیاهچاله‌ وجود داشته باشد، نسبیت عمومی به طور واقعی مورد تایید قرار خواهند گرفت.

تبدیل ستارگان بزرگ به سیاهچاله‌

ابتدا برای فهم بهتر سیاهچاله ها بد نیست این را بدانید سیاهچاله ها به قدری متراکمند که اگر کل کره ی زمین قطرش به 0/9 سانتیمتر تقلیل یابد اما جرمش ثابت بماند به یک سیاهچاله تبدیل میگردد.

بر سر ستاره در حال مرگی که بیش از ۱.۴ برابر خورشید است چه می‌‌آید؟ حتی نیروی قوی نیز نمی‌تواند سرعت فرو پاشی درونی آن را متوقف سازد. و این ستاره کاملاً فرو می‌‌پاشد و از مرحله ستاره نوترونی فراتر رفته و حتی به یک شی کوچک‌تر و چگال تر یعنی سیاهچاله‌ تبدیل می‌‌شود.اگر هر جسم را به اندازه شعاع شوارتز شیلد منقبض کرد ان به یک سیاه چاله تبدیل می‌شود شعاع شوارتز شیلد زمانی ایجاد می شود که سرعت گریزه از جاذبه به سرعت نور برسد

فروپاشی کامل به معنای آن نیست که سیاهچاله‌ از روی صفحه جهان محو می‌‌شود. همان طور که به‌وسیله اینشتین توصیف شده است ساختار فضا- زمان فرو پاشی بی پایان را منتفی می‌‌کند و به جای آن یک انحنای غیر مادی، نامرئی و واقعی فضا را به وجود می‌‌آورد. یک سیاهچاله‌ را می‌‌توان به مرد نامرئی سنگین وزنی تشبیه کرد که روی یک نیمکت نشسته است. او دیده نمی‌شود ولی وزن او در نیمکت فرورفتگی ایجاد می‌‌کند.

سیاهچاله‌ برای فیزیکدانان نظری چیز تازه‌ای نیست. در سال ۱۹۳۹ج. اوپنهایمرو هارتلند و اس. اشنایدر برای نخستین بار سیاهچاله‌ها را به عنوان نتیجه‌ای از نسبیت عمومی پیشنهاد کردند ولی در آن زمان برای تشخیص آنها هیچ راه معلومی وجود نداشت. اما با پیشترفت اخیر اخترشناسی رادیویی و کشف علائم رادیویی توضیح ناپذیر از اعماق فضا، سیاهچاله‌ها به صورت موضوع بسیار مهم اختر‌شناسی درآمده اند. دانشمندان معتقدند که این اشیای نظری پدیده‌های با انرژی فوق العاده چون اختر نماها و تپ اخترها می‌‌توانند نقشی داشته باشند. سیاهچاله‌ها و ستارگان نوترونی تنها اشیای شناخته شده در فیزیک هستند که برای انجام مشاهده‌های اخترشناختی روی چنان فرستنده‌های بسیار نیرومند تشعشع، به اندازه کافی فشرده و پر جرمند.

ویژگی سیاهچاله‌ها

فیزیکدانان به یاری تجهیزات کوچک، توصیف نسبتاً جامعی از سیاهچاله‌ها به دست داده اند. به باور دکتر جان ویلر و دکتر رئو روفینی از دانشگاه پرینستون سیاهچاله‌ها اندازه و شکلی به مفهوم قراردادی آن ندارند اما آنها در محدوده یک قطر ۱۵ کیلومتری عمل می‌‌کنند. سیاهچاله‌ها جرمهای متفاوتی بین جرم خورشید و صد میلیون برابر جرم خورشید دارند. سیاهچاله‌ها مثل گرداب عمل می‌‌کنند. هر جرم با انرژی سرگردانی که به یک سیاهچاله‌ نزدیک شود (در داخل فاصله معینی که افق آن خوانده می‌‌شود) بطور مقاومت ناپدیری به درون گرداب، که همان سیاهچاله‌، است کشیده می‌‌شود. نیروهای کشندی شدید درون سیاهچاله‌ها ماده را در یک سمت می‌‌کشد و منبسط می‌‌کند و در سمت دیگر می‌‌فشرد و خرد می‌‌کند. تا آن که آن ماده به کلی تجزیه و جزء فضای خمیده و سیاهچاله‌ شود.

خواص دیگر سیاهچاله‌ها از این هم عجیب تر است. زمان و مکان خصوصیات خود را در درون ستاره کاملاً فرو پاشیده ردو بدل می‌‌کنند. هر شی در شرایط عادی اندازه خود را نگه می‌‌دارد ولی نمی‌تواند از عمر فیزیکی بگریزد. در درون سیاهچاله‌ بر اشیا عمری نمی‌گذرد، ولی مداوماً کوچک‌تر می‌‌شوند. مشاهده کنندگان سیاهچاله‌ از فاصله مطمئن و ایمنی نمی‌توانند واقعاً آن را ببیند، زیرا نور مانند شکلهای دیگر انرژی، تحت تأثیر مکش سیاهچاله‌ است. همچنانکه نور به درون آن کشیده می‌‌شود، به طور بی پایانی به انتهای قرمز طیف رنگها تغییر مکان می‌‌دهد و سیاهچاله‌ را سیاه و بنابراین نامرئی می‌‌کند. اگر سیاهچاله‌ها اندکی مرئی بودند، مشاهده کنندگان، این ستارگان را درست آن گونه که پیش از فروپاشی هزاران میلیون سال پیش رخ داده بود می‌‌دیدند. علت آن است که وقتی ستاره به سیاهچاله‌ تبدیل می‌‌شود، نسبت به ناظران بیرونی بی درنگ گذشت زمان در آن متوقف می‌‌شود. به عقیده دکتر ویلر و دکتر روفینی (علائم و اطلاعات مربوط به مرحله‌های بعدی فرو پاشی هرگز نمی‌گریزند، بلکه در فرو پاشی خود هندسه (زمانی و مکانی) درگیر می‌‌شوند.)

تعداد سیاهچاله‌ها در جهان

به عقیده ای.جی.دابلیو. کامرون از دانشگاه یشیوا ممکن است جهان پر از سیاهچاله‌ باشد. نظریه کیهان‌شناسی پیش بینی می‌‌کند که جهان شامل مقدار مشخصی ماده است. اما اخترشناسان از مشاهده هایشان استنباط کرده‌اند که تقریباً ماده به اندازه کافی وجود ندارد تا این پیش بینی‌ها را عملی سازد. ماده مشاهده شده به اندازه قابل ملاحظه‌ای کمتر از ماده پیش بینی شده است. دکتر کامرون بر آن است که ماده گمشده ممکن است به وسیله شمار زیادی سیاهچاله‌ بلعیده شده باشد.

تاریخ شیمیایی جهان نشان می‌‌دهد که نخستین ستارگانی که تشکیل شده‌اند بسیار بزرگ بوده‌اند و انتظار می‌‌رود به سیاهچاله‌ها تبدیل شوند. با قطعیت نمی‌توان گفت که همه ستارگان ناگزیر به سیاهچاله‌ها مبدل می‌‌شوند. دانشمندان نشان داده‌اند که ستارگان نا متقارن ستارگانی که تقارن کروی تقریباً کامل ندارند به این سرنوشت دچار می‌‌شوند. اما به عقیده وای. ب. زلدوویچ فیزیکدانان شوروی و گروه انگلیسی استیون هاوکینگ، راجر بن روز و روبرت چراک، عدم تقارن شکلی کوچک، یک ستاره بزرگ را نجات نخواهند داد.

آشکارسازی سیاهچاله‌ها

یک از راههای کشف سیاهچاله‌ها استفاده از امواج گرانشی است که هنگام فروپاشی گسیل می‌‌دارند. هر جرم اختری از حیث شکل نامتقارن تششع ممکن است یک منبع قابل اکتشاف مشخص به وجود آورد. جوزف وبر از دانشگاه مریلند، پیش کسوت رشته تشعشع گرانشی، رویدادهای زیادی را کشف کرده است که حاکی از ویرانی وسیع ماده در جهان، از راه فروپاشی گرانشی است. کارافزار او عبارت است از آنتن‌های آلومینیومی، ابزاری که به‌وسیله سیمهایی در داخل اتاقهای حفاظ داری آویزانند. این کار افزار او قادر به کشف سیاهچاله‌ است، اما متاسفانه این کار را نمی‌تواند به دقت انجام دهد.



سیاهچاله(برگرفته ازوبلاگ فزیک نجوم)

مقدمه طبق نظریه ، نسبیت عام ، گرانش انحنا دهنده فضا - زمان است. فضای حول ستاره به نحو بارزی خم می‌شود در لحظه‌ای که هسته ستاره تبدیل به حفره سیاه می‌شود. این جرم خطوط فضا زمان را مانند پیله‌ای به دور خود می‌پیچد. امواج نوری کم تحت زوایای خاصی به سمت سیاهچاله روان می‌شود. در سطح کره‌ای که هم مرکز نقطه یکتایی سیاهچاله است، تجمع می‌کنند. در فاصله معینی از سیاهچاله که بسته به جرم ستاره رمبیده دارد، جاذبه آنچنان زیاد است که نور نمی‌تواند فرار کند، به این فاصله افق حادثه گفته می‌شود.

 ساختار سیاهچاله‌ها با حل استاتیک غیر چرخشی با تقارن کروی برای معادلات میدان انیشتین این نکته مشخص می‌شود که سیاهچاله‌ها که از یک سمت به صورت چاه عمل می‌کنند، در سطح دیگری بصورت چشمه عمل می‌کند. یعنی می‌تواند دو سطح مختلف فضا زمان را از جهانهای گوناگون یا دو نقطه بسیار دور از جهان خودمان را به هم متصل کند. که به این حالت کرم چاله یا پل انیشتین رزن گفته می‌شود. سیاهچاله‌ها چگونه بوجود می‌آیند؟ هر چه ستاره‌های نوترونی بزرگ‌تر باشد کشش جاذبه‌ای داخلی آن نیز بیشتر خواهد بود. در سال 1939 اوپنهایمر فکر کرد که نوترونها نمی‌توانند در برابر همه چیز مقاومت کنند. به نظر او اگر یک چیز در حال از هم پاشیدن بزرگ‌تر از 2.3 برابر اندازه خورشید بود، آنگاه نه تنها الکترونها بلکه نوترونهای آن نیز در هم می‌شکست.

همچنین باید بدانیم که وقتی نوترونها در هم شکستند، دیگر هیچ چیز مطلقا وجود ندارد که از در هم پاشیدن ستاره جلوگیری کند. اگر شما خود را روی سطح یک توده در حال از هم پاشیدن تصور کنید، آنگاه شما با فرو ریختن آن جسم به مرکز آن نزدیکتر و نزدیکتر خواهید شد. و بنابراین نیروی جاذبه بیشتر و بیشتری را حس خواهید کرد. تا هنگامی که ستاره به مرحله کوتوله سفید برسد، شما بیش از 1.016 تن وزن پیدا خواهید کرد.

 وقتی که ستاره به در هم پاشیدن ادامه داد و از مرحله ستاره نوترونی هم گذشت و بطور کامل از هم پاشید، وزن شما از 15000 میلیون تن بیشتر و بیشتر خواهد شد. اگر سیاهچاله به اندازه کافی به ما نزدیک بود، می‌توانستیم نیروی جاذبه بر آن را حس کنیم. اما وقتی یک سیاه چاله در میان ستاره‌ها خیلی دورتر از ما قرار دارد، آیا می‌توانیم وجود آنرا اثبات کنیم؟ برای این منظور اخترشناسان دو راه آشکار شدن حدس می‌زنند.

• اول از روی جرم سحابی برای مثال اگر آنها جرمهای تمام ستارگان موجود در یک خوشه ستاره‌ای مرئی بطور قابل ملاحظه‌ای کمتر از جرم خوشه وجود داشته باشد، مرکز کهکشانها به عنوان مکانهایی تلقی می‌شوند که در آنها سیاهچاله‌ها وجود دارند. زیرا چگالی مواد در آنجا زیاد است. • راه دوم نیز این بوده که اگر چه hc سیاهچاله‌ها هیچ تشعشعی خارج نمی‌شود، اما چیزهایی که در سیاهچاله‌ها سقوط می‌کنند. به هنگام سقوط اشعه ایکس از خود منتشر می‌کنند و هر چیز کوچکی که در سیاهچاله‌ها سقوط کند تنها مقدار کمی اشعه ایکس از خود منتشر می‌کند. این مقدار برای کشف آن در فاصله میلیونها میلیون کیلومتری کافی نخواهد بود. در سال 1971 یک دانشمند انگلیسی به نام استفن هاوکینگ عنوان کرد که این واقعه بوجود آمدن سیاهچاله‌ها هنگامی که جهان نخستین انفجار بزرگ خود را آغاز کرد اتفاق افتاده است. هنگامی که تمامی مواد تشکیل دهنده جهان منفجر شد، مقداری از این مواد آن چنان به هم فشرده شدند که تبدیل به سیاهچاله گشتند. وزن برخی از این سیاهچاله‌ها ممکن است به اندازه وزن یک سیاره کوچک و یا از آن کمتر باشد و وی آنها را سیاهچاله کوچک نامید. نتایج تحقیقات هاوکینگ • سیاهچاله‌ها می‌توانند وزن از دست بدهند. • مقداری از انرژی جاذبه‌ای آنها در خارج از محدوده شعاع شوارتز شیلد ستاره به ذرات ماده تبدیل می‌شود. • ممکن است این ذرات به فضای بیرون بگریزند از این طریق مقداری از مواد تشکیل دهنده سیاهچاله‌های بزرگ که به اندازه یک ستاره وزن دارند، برای تبخیر همه مواد تشکیل دهنده‌اش میلیونها میلیون سال وقت لازم است. در حالی که در این مدت خیلی بیشتر از این مقدار ماده به آن اضافه می‌شود. بنابراین هیچگاه از طریق تبخیر وزن آن کاسته نمی‌شود. • هر چه سیاهچاله کوچک‌تر باشد سرعت تبخیر آن بیشتر است یک سیاهچاله کوچک واقعی باید بیشتر از مقدار ماده‌ای که به خود جذب می‌کند وزن از دست بدهد. بنابراین سیاهچاله کوچک باید به‌وسیله تبخیر کوچک‌تر و کوچک‌تر شود و بالاخره هنگامی که دیگر خیلی خیلی کوچک شد یک مرتبه تبخیر آن حالت انفجاری به خود گرفته و تشعشعاتی حتی با انرژی بیشتر از اشعه ایکس منتشر کند. اشعه منتشر شده از این طریق اشعه گاما خواهد بود. • سیاهچاله‌های کوچکی که 15 میلیون سال پیش هنگام نخستین انفجار بزرگ جهان ایجاد شده‌اند، اکنون ممکن است در حال ناپدید شدن باشند. هاوکینگ اندازه اولیه آنها و نوع اشعه گامایی را که هنگام انفجار تولید می‌کنند، حساب کرد.

 انواع سیاهچاله 1. شوارتس شیلد: ساده ترین نوع سیاهچاله‌هاست، بار و چرخش ندارد، تنها یک افق رویداد و یک فوتون کره دارد، از آن نمی توان انرژی استخراج کرد. شامل تکینگی ، نقطه‌ای است که در آن ماده تا چگالی نامحدود در هم فرو رفته است. 2. رایزنر- نورد شتروم: هم بار دارد وهم چرخش ، می تواند دو افق رویداد داشته باشد ، اما تنها یک فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی نقطه ای است که وجود آن در طبیعت نامحتمل است، زیرا بارهای آن همدیگر را خنثی می کنند. 3. کر: چرخش دارد، اما بار ندارد. بیضی و از بیرونی حد استاتیک است. منطقه تیره میان افق رویداد و حد استاتیک ارگوسفر است، که می توان از آن انرژی استخراج کرد. می تواند دو افق رویداد و دو حد استاتیک داشته باشد. دو فوتون کره دارد. شامل یک تکینگی حلقه‌ای است. 4. کر- نیومان: هم بار دارد و هم چرخش ، همان سیاهچاله کر است، جز اینکه بار دارد، ساختارش شبیه ساختار سیاهچاله کر است. می‌توان از آن انرژی استخراج کرد. یک تکنیگی حلقه‌ای دارد.

به نظر پژوهشگران چهارنوع سیاهچاله همچنانکه ذکر شد می تواند وجود داشته باشند. مهم‌ترین موضوع در باب سیاه چاله آنست که ، بدانیم ماده در داخل سیاهچاله‌ای که حاصل آمده است در نهایت به چه سرنوشتی دچار می شود؟ اختر فیزیکدانان می‌گویند:

اگر مقداری ماده به داخل حفره سیاه از قبیل آنچه که از یک ستاره وزین مرده بجای مانده بیندازید، نتیجه نهایی همواره الزاما یک چیز خواهد بود و تنها جرم ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای که جسم با خود حمل می کند باقی خواهند ماند. اما اگر کل جهان به داخل حفره سیاه خود بیفتد، یعنی به شکل سیاهچاله در آید، دیگر حتی کمیاب بنیادی (جرم) ، بار الکتریکی و اندازه حرکت زاویه ای نیز ناپدید می گردند. مجهولات سیاهچاله‌ها اگر ستاره شناسان بتوانند نوع پرتوهایی که هاوکینگ پیش بینی کرده است، شناسایی کنند، مدرک خوبی برای تأیید تشکیل و وجود سیاهچاله بدست خواهد آمد. اما تاکنون پرتوهای پیش بینی شده کشف نشده‌اند. با اینحال هر لحظه ممکن است این پرتوها شناسایی شوند. دلیل تابش اشعه ایکس از حفره سیاه این است که جرمی که توسط طوفانهای ستاره‌ای خود ستاره ، از سطح آن می‌گریزند، در فاصله مناسبی که به حفره سیاه رسیدند، توسط حفره شکار می‌شوند و در مداری به دور حفره شروع به چرخش کرده و به این ترتیب شکل یک دیسک عظیم را تشکیل می‌دهند.

با توجه به این نکته که لایه‌های داخلی‌تر دیسک سریعتر از لایه‌های خارجی می‌چرخند، در اثر اصطکاک لایه‌های مختلف دیسک گرم شده و شروع به تابش اشعه ایکس می‌کنند. به این دیسک ، دیسک تجمعی گفته می‌شود. این حالت برای اولین بار در ستاره دوتایی (دجاجه1-X) مشاهده شده است. احتمالاً قطر خود حفره سیاه (قطر افق حادثه) 30 کیلومتر است و برای تمامی ستاره دوتایی سیاهچاله ساختمان به همین شکل است.