معرفی مقدماتی سیاهچاله

ارسال توسط: admin تاریخ ارسال: بهمن 14, 1393 در: مقاله ها | دیدگاه : ۰

فهرست:
۱.تاریخچه
۲.تبدیل ستاره به سیاهچاله
۳. محاسبه شعاع شوارتزشیلد
۴.منابع

۱.تاریخچه

مفهوم جسمی بسیار پرجرم که حتی نور نیز نمی تواند از آن بگریزد نخستین بار در سال ۱۷۸۳ توسط یک جغرافی دان انگلیسی به نام جان میشل ارائه شد. در آن زمان، تئوری نیوتنی گرانش و مفهوم سرعت گریز شناخته شده بود. میشل حساب کرد که اگر اندازه جسمی ۵۰۰ برابر شعاع خورشید باشد و چگالی ای برابر با چگالی خورشید داشته باشد، سرعت گریز برابر با سرعت نور خواهد بود و در نتیجه این جسم غیر قابل مشاهده می باشد. به گفته خودش:
اگر نیم-قطر کره ای با چگالی مشابه خورشید ۵۰۰ برابر نیم-قطر خورشید شود، جسمی که از ارتفاع نامحدودی به سمت سطح آن می افتد سرعتی بیشتر از سرعت نور خواهد داشت و اگر نوری از آن گسیل شود، به سرعت به سمت خودش جذب میشود.

با اینکه میشل فکر میکرد این پدیده غیر معقول است، اما در هر حال او اولین کسی است که احتمال وجود اجسام نامرئی در کیهان را مد نظر قرار داد.
در سال ۱۷۹۶، ریاضی دان فرانسوی پیر سیمون لاپلاس همین ایده را در ویرایش اول و دوم کتاب خود، آشکار سازی سیستم جهان (Exposition du Systeme du Monde) ارتقاء داد؛ که البته در ویرایش های بعدی این کتاب اثری از آن به چشم نمی خورد. در قرن نوزدهم به این موضوع توجه زیادی نشد، زیرا در آن زمان نور را موجی بدون جرم در نظر میگرفتند که تاثیری از گرانش نمی پذیرفت.
در سال ۱۹۱۵، آینشتاین نظریه گرانشی خود را که نسبیت عام نام گرفت منتشر کرد. او پیش از این نیز نشان داده بود که گرانش بر نور تاثیر میگذارد. چند ماه بعد، کارل شوارتزشیلد راه حلی برای میدان گرانشی جرم نقطه ای ارائه دادو به این وسیله نشان داد چیزی که ما امروزه آن را سیاهچاله می نامیم از لحاظ نظری امکان وجود دارد.در حال حاضر شعاع شوارتزشیلد به عنوان شعاع افق رویداد یک سیاهچاله غیر چرخشی شناخته میشود، اما در زمانی که او این شعاع را معرفی کرد،به خوبی مورد درک و فهم قرار نگرفت. شوارتزشیلد خودش هم فکر میکرد این موضوع فیزیکی نیست.
در دهه ۱۹۲۰، چاندراسخار متوجه شد که نظریه نسبیت خاص پیش بینی میکند اگر جسمی که از خود تابشی نمیکند، بیش از ۱.۴۴ برابر جرم خورشید جرم داشته باشد بر اثر گرانش مرکز در خودش ریزش میکند . عاملی هم که بتواند جلوی چنین اتفاقی را بگیرد تا آن زمان شناخته شده نبود. کشف او با مخالفت شدید آرتور ادینگتون مواجه شد. او اعتقاد داشت که قطعا”‌چیزی باعث میشود که فرو-ریزش ستاره متوقف شود. هر دوی آنها درست میگفتند، زیرا کوتوله سفیدی که از حد چاندراسخار (۱.۴۴ برابر جرم خورشید) بیشتر جرم داشته باشد تبدیل به ستاره نترونی میشود. اما خود ستاره نوترونی هم اگر بیش از ۳ برابر خورشید جرم داشته باشد به فرو-ریزش خود ادامه میدهد.
در سال ۱۹۳۹، رابرت اوپنهایمر و اشنایدر پیش بینی کردند که ستاره های پرجرم میتوانند دستخوش یک فرو-ریزش گرانشی شدید شوند. سیاهچاله ها میتوانستند در حقیقت وجود داشته باشند. این اجسام در ابتدا برای مدتی با عنوان ستاره های یخ زده نامیده میشدند؛زیرا مشاهده ها نشان میدادند که فرو-ریزش به سرعت آرام میشود و در نزدیکی شعاع شوارتزشیلد طیف آنها یه شدت به سمت قرمز متمایل میشد. محاسبات ریاضی نشان دادند که یک ناظر بیرونی سطح ستاره راه هنگامی که از شعاع شوارتزشیلد عبور میکند، یخ زده مشاهده میکند. این اجسام فرضی تا اواخر دهه ۱۹۶۰ مورد توجه و علاقه زیادی وقع نشدند. بیشتر فیزیکدانها بر این باور بودند که سیاه چاله ها نتیجه عجیب و غریبی از راه حل بسیار متقارن و ایده ئال شوارتزشیلد هستند و اجسامی که در خودشان فرو میریزند در طبیعت تشکیل یک سیاهچاله نمیدهند.
توجه به سیاهچاله ها دوباره در سال ۱۹۶۷ به علت تجربه ها و نظریه های جدید برانگیخته شد. استیون هاوکینگ و راجر پنروز اثبات کردند که سیاه چاله ها یک نتیجه کلی از نظریه گرانشی آینشتاین هستند و نمیتوان آنها را فقط به چشم اجسامی که در خود ریزش میکنند نگاه کرد. پس از کشف پالسار ها توجه ها در محافل نجومی بار دیگر به سیاهچاله ها جذب شد. در مدت کوتاهی پس از این واقعه، جان ویلر (John Wheeler) برای اولین بار از اصطلاح سیاه چاله استفاده کرد. اجسام قدیمی تری که میشل و لاپلاس توصیف کرده بودند بیشتر اوقات با عنوان “ستاره های تاریک” شناخته میشوند تا از سیاهچاله های نسیبت عام تمایز داده شوند.

۲.تبدیل ستاره به سیاهچاله

ستاره ها زمانی پدید می آیند که ابری فوق العاده بزرگ از غبارهای کیهانی و هیدروژن در زیر بار گرانش خود فشرده شوند . در این صورت گرانش به همراه افزایش چگالی فزونی می یابد و بدین ترتیب فضا – زمان خمیده و خمیده تر می شود . پس از مدتی گاز هیروژن در هسته متراکم می شود و در این تراکم شدید اتم ها با یک دیگر برخورد می کنند و دمای آن ها رفته رفته افزایش می یابد . زمانی که دمای هسته به ۱۰ میلیون درجه رسید ، پروتون های هیدروژن در پی واکنش های زنجیره ای هم جوشی هسته ای به هلیوم تبدیل می شوند . در هنگام این واکنش ها مقداری از جرم نا پدید می شود که تبدیل به انرژی و امواج الکترومغناطیسی همچون نور می شوند . در این صورت یک جسم که همچون یک لامپ غول پیکر کیهانی است پدید آمده است و این آغاز زندگی یک ستاره است . هر ستاره ای که ما در آسمان مشاهده می کنیم در هسته اش واکنش های عظیم هم جوشی رخ داده است تا این نور تولید شود و به ما برسد .

وقتی یک ستاره در حال سوختن است، انرژی ناشی از واکنش های هسته ای ضمن افزایش فشار گاز، موجبات توازن گرانشی را فراهم می آورد و وقتی سوخت ستاره تمام می شود، دیگر گرمایی برای خنثی کردن نیروی گرانشی و حفظ توازن باقی نمی ماند. مقدار جرم ستاره, تعیین کننده سرنوشت آن پس از مرگش خواهد بود. پس از اتمام سوخت ستاره، نیروی جاذب گرانشی باعث کوچک شدن ابعاد آن می گردد. در ستارگانی با اندازه مشابه خورشید و جرمی تا حدود ۴/۱ جرم خورشید، انبوه الکترونهای محصور در ستاره، طبق اصل طرد پاولی انقباض گرانشی را متوقف کرده و کوتوله سفیدی که از گرمای باقیمانده مشتعل و تابان است، (با چگالی حدود^۲ ۱۰ تا gr/cm^۳۱۰^۷) تشکیل می شود. تقریبا ۹۹ درصد از ستارگان سرنوشتی مشابه خورشید خواهند داشت. در ستارگانی با جرمی بین ۴/۱ تا ۳ برابر خورشید، پس از انفجار های ابر نواختری، چنانچه دافعه کوانتومی پروتون – پروتون و نوترون – نوترون توازن گرانشی ایجاد کند، ستاره ای نوترونی با قلمرو چگالی بین ۱۰^۷ تا gr/cm^۳ ۱۰^۱۲ تشکیل می شود. چنانچه جرم در حال فرو ریزش ستاره بیش از ۳ برابر جرم خورشید باشد، حتی نیروهای بین نوترونها هم نمی تواند انقباض را متوقف کند. جاذبه، لاشه فشرده ستاره مورد نظر که چگالی بی نهایت بزرگی دارد، فضا ـ زمان اطراف خود را به قدری انحنا می دهد که حفره سیاه یا همان سیاهچاله پدید می آید. گرانش حاصل به اندازه ای قوی است که هیچ چیز حتی نور (فوتون) هم نمی تواند از آن بگریزد.

475_image001

طبقه بندی ستاره ها بر حسب میزان جرم و سرنوشت نهایی آنها

برای درک بهتر طبیعتِ یک سیاهچاله، نگاهی می اندازیم به نمودار پیدایش سیاهچاله که در هم ریختن ستاره را از دید ناظر ساکنِ دور در فضا و ناظر در حال سقوط با ستاره نشان می دهد.

236_image003

نمودار شکل گیری یک سیاهچاله از دید ناظری دور و ناظری که در حال سقوط با ستاره است.

خط وسط شکل خط جهانی مرکز ستاره است. در ضمنِ فرو-ریزش، (ترتیب زمانی آن بطرف بالاست) دایره کوچک و کوچکتر می شود و سرانجام طبق نظریه نسبیت عام، نقطه ای تکین با چگالی بی نهایت تشکیل می شود (خط وسط در شکل). برای آنکه ناظر (۱) مسیر هوار را به ناظر (۲) اطلاع دهد در فواصل معینی علامات نوری را که با E,D,C,B,A نشان داده شده اند، از سطح ستاره می فرستد.شکل نشان می دهد که علامات A,B تقریباً با همان اختلاف زمانی که از (۱) ارسال می شوند به (۲) می رسند. علامت C بسیار دیرتر از آنکه انتظارش می رود به مقصد می رسد زیرا در این مرحله، میدان گرانش قوی است و مخروط نوری به دلیل انحنای بیشترِ فضا نزدیک ستاره، فشرده تر است. در واقع هرچه انتشار نور نزدیکتر به شعاع شوارتزشیلد Â صورت بگیرد انتقال به قرمز بیشتری داشته و فـوتون هایی که درفواصل زمانی مساوی از (۱) فرستاده می شوند در فواصلی هرچه طولانی تر به (۲) می رسند. به گونه ای که علامت D که درست هنگام تقاطع با شعاع شوارتز شیلد نشر می شود هرگز به (۲) نرسیده و در r=Â در جا می زند (خط عمودی). سرانجام علامت E هرگز امکان فرار از r<Â را ندارد و پس از مدت زمانی کوتاهی به داخل نادره (r=0) می افتد.

۳ .محاسبه شعاع شوارتزشیلد

اندازه شعاع شوارتزشیلد یا افق حادثه رابطه مستقیم با جرم ستاره دارد. با توجه به روابط نیوتونی و نتایج نسبیت خاص، افق حادثه به آسانی قابل محاسبه است. برای انرژی کل مکانیکی جسمی به جرم m که با سرعت v در فاصله r از جرم M در حال دور شدن است، چنین داریم:

(۱)

اگر، جسم مقید است و دوباره به سمت جرم M سقوط می کند، در غیر این صورت به حرکت خود همچنان ادامه داده و از سرعتش کاسته می شود. به ازای ، می توان حداقل سرعت فرار را بدست آورد. توجه شود که سرعت گریز به جرم m وابسته نیست.

با توجه به نسبیت خاص، سرعت هیچ جسمی نمی تواند فراتر از سرعت نور C باشد. بنابراین اگر فاصله جسمی کمتر ازÂ باشد، برای فرار به سرعتی بیشتر از سرعت نور احتیاج دارد و چون امکانپدیر نیست تا ابد در دام جاذبه M خواهد ماند. بنابراین شعاع شوارتزشیلد Â از رابطه زیر به دست می آید.(۲)

(۳)

۴.شناسایی سیاهچاله ها

بخاطر خاصیت گریز ناپذیر بودن، تشخیص سیاهچاله ها بسیار مشکل است و مهمترین راهی که به دانشمندان امکان شناسایی آنها را می دهد، مشاهده دیسک تجمعی است. نکته زیبا اینجاست که گازها و مواد قسمتهای داخلی دیسک، سریعتر از گاز نواحی دور دست می چرخند و دراقع سرعت قسمتهای مختلف دیسک متفاوت است. لذا گازهایی که تحت اصطکاک و مالش بسیار داغ شده اند از خود انواع مختلفی از تشعشعات حامل انرژی ساطع می کرده و یک منبع نیرومند پرتو x تشکیل می دهند که توسط تلسکوپهای امواج x قابل دیدن می باشد. علاوه بر امواج x معمولاً از طریق وجود لنزهای گرانشی و ستاره ای در حال چرخش به دور یک شی غیر قابل رویت نیز می توان به وجود سیاهچاله یا ستاره ای نوترونی در یک منطقه از فضا پی برد. به طور کلی سیاهچاله ها در دو نوع چرخان و غیر چرخان وجود دارند و بعضی از آنها که به سیاهچاله های کهکشانی یا سوپر سیاهچاله ها موسومند از حدود یک میلیون تا یک ملیارد ستاره فشرده شده در داخل یک مرکز تشکیل می شوند. شواهدی از وجود این اجرام عظیم الجثه در قلب کهکشانها در دست است.با توجه به نظربات جدید تر, سیاهچاله ها کاملا سیاه نیستند, بلکه به دلیل افت و خیزهای کوانتومیِ نزدیکِ افق, تشعشعاتی ساطع می کنند که به تبخیر سیاهچاله می انجامد. بر اساس این نظریه, بعد از ملیاردها سال, سیاهچاله کل جرم و اطلاعات ذرات بلعیده شده را از دست می دهد. امروزه نظریه ریسمان تنها نظریه کارآمدی است که قادر است نحوه فشرده شدن چنان جرم عظیمی در ناحیه ای کوچک از فضا را با توجه به ابعاد اضافی توضیح دهد.

۴.منابع