سیاه چاله

سیاه چاله ها چگونه به وجود می آید؟

درسال1969جان ویلر دانشمند آمریکایی اصطلاح سیاه چاله رامتداول ساخت.هنگامی که دو نظریه در مورد نور وجود داشت:خاصیت ذره ای وموجی که اگر نور را متشکل از امواج بدانیم مشخص نیست که گرانش چه تاثیری بر نور دارد ولی اگر آن را متشکل از ذرات بدانیم میتوان تاثیر گرانش را بر روی آن تشخیص دادزیرا که نور با سرعت متناهی حرکت می کند.جان میچل که اولین تئوری توسط او مطرح گردید که اگر ستاره ای دارای جرم بسیارزیاد و فشرده باشد میدان گرانشی آن چنان نیرومند است که حتی نور مجال گریزرا پیدا نخواهد کرد.هر پرتو نور که توسط ستاره گسیل میشود پیش از آنکه مسافت زیادی دورشود به وسیله ی جاذ به ی گرانشی سیاره پس کشیده خواهد شد.اگر چه به دلیل آنکه نور این ستارگان نمیتواند به ما برسد قادر به دید نشان نیستیم اما می توانیم جاذبه ی گرانشی آنها را حس کنیم این اجسام همان چیزی هستند که امروزه حفره ی سیاه می نامیم.سیاه چاله در واقع یک جرم بسیار زیاداست که در ناحیه ای با شعاع بسیار کوچک تمرکز یافته است.تصور کنید سرعت فرار چنین ناحیه ای از سرعت نور بیشتر خواهد بود وچون هیچ شیئی سریعتر ازنور حرکت نمی کند پس هیچ شیئی نمی تواند از میدان جاذبه ی چنین ناحیه ای خارج شود حتی یک دسته پرتو نور.برای اینکه به چگونگی شکل گیری یک حفره سیاه پی ببریم باید شناختی اجمالی از حیات یک ستاره از آغاز تا انجام داشته باشیم وقتی مقادیر زیادی گازعمدتا هیدروژن تحت تاثیر جاذبه ی گرانشی خود شروع به فروپاشی می کند،ستاره ای به وجود میاید،به هنگام انقباض اتمهای گاز بیشتر وبیشتر با یکدیگر برخورد میکنند ودرنتیجه گاز داغ می گردد وبالاخره چنان گداخته می شود که اتمهای هیدروژن پس از برخورد با یکدیگر دیگر از هم جدا نمی شوند بلکه با هم در می آمیزند وبدین سان اتم هلیوم شکل می گیرد.

حرارت ناشی از این واکنش باعث درخشش نور از ستاره می گردد.ستارگان به همین نحو مدتهای دراز پایدار می مانند یعنی حرارت ناشی از واکنش های هسته ای با جاذبه ی گرانشی شان متوازن است.اماعاقبت هیدروژن ودیگر سوختهای هسته ای ستارگان به پایان میرسد.نکته ی تناقض آمیز این است که هر چه سوخت آغازین یک ستاره بیشتر باشد زودتر تمام می شود،زیرا هرچه جرم ستاره بیشتر باشد برای خنثی کردن جاذبه ی گرانشی اش باید داغتر شود وهر چه داغتر شود سوختش زودتر تمام می شود.وقتی سوخت ستاره ای به پایان می رسد شروع به سرد شدن می کند ودر نتیجه منقبض می گردد.

وقتی ستاره ای کوچک می شود ذرات ماده به یکدیگربسیارنزدیک میشوند وبنابراین طبق اصل طرد پاولی ،باید سرعتهای بسیار متفاوتی دارا باشند. این امر باعث دوری ذرات از یکدیگر وگسترش ستاره می گردد وبنابراین یک ستاره به واسطه توازن میان جاذبه ی گرانشی و رانش ناشی از اصل طرد پاولی میتواند شعاع خود را به مقدار ثابتی تثبیت نماید.همانگونه که در قبل حرارت،جاذبه گرانشی اش را خنثی ساخته بود.

چاند راسخار یکی از افرادی است که در زمینه ی حفره ی سیا ه فعالیتهایی انجام داده است.چاندراسخار دریافت که رانش سرچشمه گرفته از اصل طرد پاولی،حد ونهایتی دارد.چون ستاره به اندازه ی کافی فشرده وچگال شد،رانش ناشی از اصل طرد،از جاذبه ی گرانشی کمتر می شود.بنابر محاسبات چاندراسخار،ستاره ی سردی که یک ونیم برابر جرم خورشید باشد،در برابر گرانش خود تاب نخواهد آورد(این مقدار به حد چاندراسخار معروف است.)

حال به بررسی 3 وضعیت ازدید چاندراسخار می پردازیم:

1-اگر جرم ستاره ای از حد چاندراسخار کمتر باشد،سرانجام از انقباض باز     خواهد ایستاد و احتمالا وضعیت نهایی آن یک کوتوله ی سفید خواهد بود.نیروی رانش بین الکترونهای کوتوله ی سفید،که از اصل طرد پاولی ناشی می شود بقای آن را تامین می نماید.

2-ستاره ای به جرم حدی تقریبا یک یا دو برابر جرم خورشید اما از یک کوتوله ی سفید هم بسیار کوچکتر،این بار به جای نیروی رانش بین الکترونها،دافعه ی میان پروتون ها ونوترون ها(طبق اصل طرد پاولی)است که موجب بقای ستاره می شود.

3-ستارگانی که جرمشان بیشتر از حد چاندراسخار است، بهنگام پایان یافتن سوختشان با مشکلی بزرگ مواجه می شوند،برخی موارد ممکن است منفجر شوند یا موفق گردند مقادیر کافی ماده به بیرون پرتاب کنند تا جرمشان از حد چاندراسخار کمتر شود و به این ترتیب از یک فروپاشی گرانشی فاجعه آمیز پرهیز نمایند،اما هر قدر هم که ستاره بزرگ باشد،مشکل بتوان پذیرفت این حادثه همواره رخ خواهد داد.

چاندراسخار نشان داده بود که اصل طرد،نمی تواند جلوی فرو پاشی ستاره ای را که جرمش بیش از حد چاند راسخاراست را بگیرد.

ایده تفکر در مورد جرمی چنان چگال که حتی نور نیز نمی تواند از آن خارج شود متعلق به لاپلاس در قرن 18 است.تقریبا بلافاصله بعد ازبیان نظریه نسبیت عام ،کارل شوارتز شیلد یک راه حل ریاضی برای معادلات تئوری این اجرام کشف کرد وسالها بعد پژوهشگران به طور جدی در باره ی امکان وجود چنین نواحی در عالم به تحقیق پرداختند ونشان دادند هنگامی که محتویات سوخت یک ستاره پر جرم به پایان می رسد نمی تواند در مقابل جاذبه ی درونی خود مقاومت کند وبه صورت یک سیاه چاله در خود فرو می ریزد.

 

میدان گرانشی یک ستاره،مسیر شعاع نور را در فضا-زمان از حالت عادی آن یعنی وقتی که ستاره و میدان گرانشی اش در کار نباشند تغییر می دهد.مخروطهای نوری نشانگر پرتوهایی هستند، که پرتوهای گسیل شده در راس آنها درفضا-زمان می پیماید.درنزدیکی سطح ستاره اندکی به درون خم می شوند ،خم شدن نور ستارگان دور دست که به هنگام کسوف مشاهده می شود مثال خوبی در این زمینه است.

چون ستاره منقبض می گردد میدان گرانش در سطح آن قوی تر می شود ومخروطهای نوری بیشتر به درون خم می شوند.از این رو گریز پرتو نور از ستاره دشوارتر می گردد وبه چشم یک ناظر دور دست نور مزبورتارتر وسرخ تر خواهد نمود عاقبت وقتی ستاره به اندازه ی معینی منقبض شد وشعاع آن به اندازه ی بحرانی رسید میدان گرانش در سطح آن بس نیرومند میشوند ومخروطهای نوری به درون  چنان خم می شوند که دیگر مجال گریز به پرتو نور را نمی دهند،پس اگر نور نتواند بگریزد هیچ چیز دیگری قادر به گریز نخواهد بود.میدان گرانش همه چیز را به عقب خواهد کشید پس مجموعه ای از رویدادها وناحیه ای در فضا-زمان وجود دارد که هیچ راه و مفری برای دسترسی به ناظر دور دست ندارد.این ناحیه همان چیزی است که امروز حفره ی سیاه نام گرفته است. مرکز وکرانه ی آن افق رویداد نامیده می شود و منطبق است بر مسیرهمان پرتونوری که موفق به گریزا زحفره سیاه نگردید.

انواع طبقه بندی سیاه چاله ها:سیا چاله ها تنها به وسیله ی 3 مشخصه طبقه بندی می شوند:1-جرم ،2-چرخش، 3-میدان مغناطیسی

از لحاظ جرم سیاه چاله به دودسته ی شناخته شده تقسیم می شود:

سیاه چاله های ستارهای که STELLAR BLACK HOLE نامیده می شوند ودارای اندازه ای معادل اندازه ی یک ستاره هستند وجرم ما بین 10تا100برابر جرم خورشید دارند.

اما سیاه چاله های SUPPER MASSIVE که به سیاه چاله های کلان جرم وعظیم معروف هستند .اغلب در مراکز کهکشان ها مانند کهکشان راه شیری وجود دارند .این سیاه چاله ها دارای جرمی معادل چندین میلیون تا چند میلیارد برابر منظومه ی شمسی هستند.

ساده ترین نوع سیاه چاله ها که نه دارای چرخش است ونه دارای میدان مغناطیسی سیاه چاله های شوارتس شیلد نام دارد.این سیاه چاله ها از 2 قسمت اصلی تشکیل شده اند:قسمت اول تکینگی وقسمت دوم افق رویداد

تکینگی زمانی است که یک ستاره فرو ریزش میکند در حالی که اندازه وابعاد آن به سمت صفر میل می کند وجرم آن بی نهایت می شود

افق رویداد ناحیه ای در فضاست یا به عبارتی مرز ناحیه ای از فضا-زمان است که سرعت گریز آن از سرعت نور بیشتر می شود در نتیجه گریز از آن مکان امکان پذیر نمی باشد.

بر طبق نسبیت عام :سیاه چاله هایی که در حال چرخش نیستند بسیار ساده هستند ودارای شکل کروی هستند. هم چنین اندازه ی آنها تنها به جرمشان بستگی دارد.

وهردو حفره سیاهی که جرم یکسانی داشته باشند ، مثل یکدیگرند .

 بر اساس نسبیت عام در حفره ی سیاه باید تکینگی ای با چگالی نامتناهی وانحنای فضا-زمان بی نهایت وجود داشته باشد.این پدیده تقریبا همانند انفجار بزرگ در آغاز زمان است. هر ستاره حقیقی وواقعی بخاطر آنکه هرگز بطور کامل کروی نیست پس از فرو پاشی تنها یک تکینگی عریان بوجود خواهد آورد .

راجرز پنروز فرضیه ی سانسور کیهانی را پیشنهاد کرد ،که می توان آن را چنین تفسیر کرد:"خداوند از تکینگی عریان نفرت دارد" بدیگر سخن،تکینگی هایی که از فروپاشی گرانشی ناشی شده اند،مثل حفره های سیاه،در نقاطی واقع می شوند که به وسیله یک افق رویداد یکسره از دید نامحرمان خارجی محجوب وپنهان می مانند . این فرضیه ناظرانی راکه بیرون حفره سیاه هستند از پیامد های پیش بینی ناپذیری ویژه تکینگی محافظت می کند .

هرچیز در محدوده افق رویداد می افتد ، بزودی به ناحیه ای که چگالی اش نامتناهی است می رسد وبرای او این پایان زمان است .

.درقبل دیدیم که اندازه و شکل یک حفره سیاه چرخان ساکن تنها به جرم وسرعت چرخش آن بستگی خواهد داشت . هرحفره سیاه چرخان ساکن باید دارای محور تقارون باشد .

حفره های سیاه را نمی توان درآسمان دید ولی می توان اثرات آن را احساس کرد یکی از این اثرات سرخ گرائی RED SHIFT ، دیگر اثر آن زاویه انحراف نور در کنار اجرام سنگین است که این زاویه انحراف برار است با :

زاویه انحراف = شعاع شوارتس شیلد / بر شعاع جسم

اثر بعدی آن عقب ماندن ساعتها : که ساعت در کنار اجرام سنگین عقب می ماند

تفسیر سرخ گرائی :

حفره های سیاه یکی ازموارد نادر در تاریخ علم می باشد . چگونه می توان وجود اشیائی را پذیرفت که تنها گواه موجودیت آنها ، مشتی محاسبات است که بر نظریه نسبیت عام مبتنی می باشد درسال 1963 ، مارتن اشمیت انتقال به سرخ یک شی ستاره مانند را در جهت منبع امواح رادیوئی موسوم به273 C3 اندازه گیری کرد او دریافت که این مقدار بسیار زیاد است ونمی تواند ناشی از میذان گرانشی باشد : اگر این یک انتقال به سرخ گرانشی بود ، بناچار شی مورد نظر چنان عظیم و به ما نزدیک بود که بود که مدار سیارات منظومه ی شمسی را مختل می نمود . پس انتقال به سرخ ناشی از گسترش جهان است .

کشف بعدی این بود که اشیائی در آسمان وجود دارند که به طور منظم پالس های امواج رادیویی گسیل می کنند.این اشیاء که تپ اختر نامیده می شوند،درحقیقت ستارگان نوترونی چرخانی اند که به خاطر کنش متقابل پیچیده ای میان میدان مغناطیسی وماده ی پیرامونشان،پالس های امواج رادیوئی گسیل می کنند.شعاع ستاره ی نوترونی تقریبا 10مایل است،یعنی تنها چند برابر شعاع بحرانی می باشد.وقتی شعاع ستاره ای کاهش یافت وبه مرز بحرانی رسید،حفره ی سیاه تشکیل می گردد.

در تصویر بالا ستاره ی سمت چپ ستاره ی مرئی وسمت راستی سیاه چاله است.

حفره های سیاه با جرم پائین ،تنها وقتی شکل می گیرند که یک فشارخارجی بس بزرگ،ماده را فشرده کند و چگالی آن را بسیار افزایش دهد .این شرایط در یک بمب هیدروژنی بزرگ تحقق می یابد.این حفره های سیاه کم جرم در حرارت وفشار بالای روزهای نخست جهان آفریده شده اند. که به آنها حفره های سیاه "بدوی"می گویند.

حفره های سیاه آنقدر ها هم که می گویند سیاه نیستند:آنها مثل یک جسم داغ فروزانند وهر چه کوچکتر باشند،فروزان ترند.بنابراین به گونه ای تناقض آمیز آشکار سازی حفره های سیاه کوچکتر،عملا از حفره های سیاه بزرگتر ،آسان تر است.

حفره ی سیاه مجموعه ی رویدادهایی است که گریز از آن به فاصله ی دور امکان پذیر نمی باشد.یعنی مرز وکرانه ی حفره ی سیاه یا به دیگر سخن افق رویداد،درون فضا-زمان از مسیر شعاع های نوری گرفته است که از گریز از حفره ی سیاه باز می مانند وبرای همیشه روی آن شناورند.

در مورد تغییرات اندازه ی حفره ی سیاه در گذر زمان مسائل گوناگونی مطرح شده است اما چیزی که مسلم است این است که اندازه ی حفره ی سیاه هیچ گاه کوچک نمی شود زیرا که پرتو های نور افق رویداد، هرگز به یکدیگر نزدیک نمی شوند . درست است که سیاه چاله ها کاهش اندازه ندارند اما می توان گفت اندازه ی آنها هم ثابت نمی ماند زیرا که با جذب هر تششع به مساحت افق رویداد اضافه می شود ولی اگر وضعیت حفره ی سیاه در طول زمان تغییر نکند ،مساحت آن نیز تغییر نمی کند.

ویژگی کاهش ناپذیری مساحت حفره ی سیاه ،یادآور رفتار یک کمیت فیزیکی بنام آنتروپی است.می دانیم قانون آنتروپی یک دستگاه منزوی ،پیوسته افزایش می یابد(قانون دوم ترمودینامیک).

مساحت افق رویداد معیار ووسیله ی سنجشی برای آنتروپی حفره ی سیاه است .اگر حفره ی سیا ه دارای آنتروپی باشد،پس به ناچارباید دارای دما باشد .اما جسمی که درجه حرارت معینی دارد باید به میزان معینی پرتو گسیل کند. اما اجسامی که درجه حرارت پائین تر دارند نیز پرتو تششع می کنند لیکن ما قادر به دیدنشان نیستیم.

برای آن که قانون دوم خدشه دار نشود این تابش ضروری است.یعنی طبق اصل عدم قطعیت مکانیک کوانتوم ،حفره های چرخان باید ذراتی تولید و گسیل کنند.حتی حفره های سیاه نا چرخان باید با نرخ ثابتی ،ذراتی تولید وگسیل کنند.

اما با مشاهده آنکه طیف ذرات گسیل شده دقیقا با طیفی که از یک جسم داغ گسیل می گردد ،برابر است ونیز با دیدن آنکه حفره ی سیاه برای پرهیزاز سرپیچی ازقانون دوم به گسیل ذرات به میزانی درست مشغول است. یعنی حفره ی سیاه باید ،ذرات وپرتوهایی را گسیل کند،چنانکه گویی جسمی داغ است با درجه حرارتی که تنها به جرم حفره ی سیاه بستگگی دارد :هر چه جرم بیشتر ،دما پائین تراست.

نظریه ی کوانتوم میگوید که ذرات از درون حفره ی سیاه خارج نمی شوند ، بلکه از فضای" تهی " خارج افق رویداد سرچشمه می گیرند!آنچه که ما تهی می نامیم نمی تواند به طور کامل تهی باشد زیرادرغیر این صورت همه ی میدانها نظیر میدانهای گرانشی والکترومغناطیسی، درآن باید دقیقا صفر باشد.بنابراین در فضای تهی ،میدان رانمی توان دقیقا برابر صفرپنداشت.

از آنجا که انرژی از هیچ به وجود نمی آید یکی از اعضای زوج ذره/پاد ذره ،انرژی مثبت دارا خواهد بود و دیگری انرژی منفی خواهد داشت.

اما یک ذره حقیقی وقتی نزذیک یک جسم دارای جرم زیاد است، درمقایسه با زمانی که از آن دور است ،انرژی کمتری دارد ،زیرا جابه جا کردن ذره به دوردست ها در مقابل جاذبه ی گرانشی جسم، نیازمند صرف انرژی است.به طور عادی انرژی ذره هنوز مثبت است، اما میدان گرانشی درون حفره ی سیاه چنان نیرومند است که حتی یک ذره حقیقی هم آنجا می تواند انرژی منفی داشته باشد.بنابراین چنانچه پای حفره ی سیاه در میان باشد ممکن است ذره ای مجازی با انرژی منفی درون آن بیفتد وتبدیل به ذره ای حقیقی یا پاد ذره شوند.برای ناظر دور دست این پدیده به صورت گسیل ذرات از حفره ی سیاه نمودار خواهد شد .جرم حفره ی سیاه رابطه ی مستقیمی دارد با فاصله ای که ذره دارای انرژی منفی پیش از تبدیل شدن به ذره ای حقیقی باید بپیماید .هر چه حفره ی سیاه کوچکتر باشد،فاصله کوتاهتر است وبنابراین نوع گسیل ذرات و درجه حرارت ظاهری حفره ی سیاه بیشتر می شود.

انرژی مثبت تابش برونسو مساوی است با جریان ذرات دارای انرژی منفی بدرون حفره ی سیاه .بنابر معادله ی انیشتین E=mc^2،جریان انرژی منفی بدرون حفره ی سیاه ،جرم آن را کاهش می دهد.هم چنانکه حفره ی سیاه جرم خود را از دست می دهد،از آنتروپی پرتو ها ی گسیل شده کمتر است و از اینرو قانون دوم هرگز نقض نمی شود.

از این گذشته هر چه حفره ی سیاه کمتر باشد ،درجه حرارتش با لاتر است .پس هچنانکه جرم حفره ی سیاه کاهش می یابد ،درجه ی حرارت و نرخ تابش آن افزایش می یابد و در نتیجه با سرعت بیشتری جرم خود را از دست میدهد. درست معلوم نیست وقتی که سرانجام جرم حفره ی سیاه بسیار کم می شود چه اتفاقی می افتد اما خردپذیرترین حدس آن است که حفره ی سیاه،با یک انفجار فرجامین که منجر به تابشی عظیم میشود،با انفجار میلیونها بمب هیدروژنی معادل است،ناپدید میگردد.