الفلك

الثقوب السوداء الدوارة بمثابة مقلاع

الثقوب السوداء الدوارة بمثابة مقلاع

هل يمكننا استخدام الغزل الأسود ليكون بمثابة خطاف سماوي يعطينا دفعة كافية من الطاقة للسفر عبر المجرة؟


تُعد الخطافات أو الحبال مفيدة للغاية في رفع الكتلة من سطح إلى الفضاء ، مما يؤدي إلى زيادة السرعة. ثقوب كير السوداء ليس لها سطح مناسب لكتلة القاعدة. بدلاً من ذلك ، قد تستفيد مناورة مساعدة الجاذبية من سرعة الدوران العالية لثقب كير الأسود ، مما يؤدي إلى سحب الإطار حيث يتم سحب الفضاء حول الثقب الأسود (داخل الغلاف الجوي) بسرعة الضوء في نفس اتجاه الدوران.

https://nasa.fandom.com/wiki/Gravity_assist#Limits_to_slingshot_use

توفر عملية Penrose أيضًا وسيلة لاستخراج الطاقة من الثقوب السوداء Kerr ، إذا كانت الطاقة الدورانية للثقب الأسود ليست موجودة داخل أفق الحدث ولكن داخل هذا الغلاف الجوي.

https://en.wikipedia.org/wiki/Penrose_process


أوصيك بقراءة الورقة القصيرة (1) عن آلات الجاذبية للفيزيائي الراحل فريمان دايسون. كما يقول دايسون:

إن الصعوبة في بناء الآلات لتسخير طاقة مجال الجاذبية هي صعوبة كبيرة تمامًا. إن قوى الجاذبية بين الأشياء ذات الحجم الذي يمكننا معالجته ضعيفة للغاية لدرجة أنه يصعب قياسها ، ناهيك عن استغلالها. للحصول على ناتج مفيد للطاقة ، يجب أن تُبنى أي آلة جاذبية على مقياس فلكي بالمعنى الحرفي للكلمة.

الثقوب السوداء ليست ضرورية ، يمكنك في الواقع أن تفعل الحيلة مع النجوم الثنائية ، مثل الأقزام البيضاء. زوج لتسريع حمولتك ، وآخر لإبطاءها في الوجهة.

يتكون النجم المزدوج من مكونين A و B ، ولكل منهما كتلة M ، يدور كل منهما حول الآخر في مدار دائري نصف قطره R. سرعة كل نجم هي $$ V = sqrt frac {GM} {4R} $$ أين $$ G = 6.7 * 10 ^ {- 8}> سم ^ 3 / ثانية ^ 2 جرام $$ هو ثابت الجاذبية. مستغلي الجهاز يعيشون على كوكب أو مركبة P تدور حول النجم المزدوج على مسافة أكبر بكثير من R. يدفعون كتلة صغيرة C إلى مدار يسقط باتجاه النجم المزدوج ، بدءًا من P بسرعة صغيرة . يتم حساب مدار C بطريقة تجعله يقترب من B في الوقت الذي يتحرك فيه B في اتجاه معاكس لاتجاه وصول C. ثم تتأرجح الكتلة C حول B وتهرب بسرعة متزايدة بشكل كبير . يكون التأثير تقريبًا إذا كانت الكتلة الخفيفة C قد أحدثت تصادمًا مرنًا مع الكتلة الثقيلة المتحركة B. ستصل الكتلة C إلى نقطة بعيدة Q بسرعة أكبر إلى حد ما من 2V. عند Q يمكن اعتراض الكتلة C وتحويل طاقتها الحركية إلى شكل مفيد. بدلاً من ذلك ، يمكن استخدام الجهاز كنظام دفع ، وفي هذه الحالة يتقدم C فقط بسرعة 2 فولت إلى وجهته. قد تكون الوجهة جهازًا مشابهًا يقع بعيدًا جدًا ، مما يجعل C تستريح بنفس الآلية التي تعمل في الاتجاه المعاكس.

تقدر دايسون أن إصدار القزم الأبيض من هذا الجهاز يمكنه تسريع الحمولة إلى حوالي 2000 كم / ثانية.

القيود الرئيسية على هذه الطريقة ، خارج النطاق الهائل المتضمن ، هي ضغوط المد والجزر على الحمولات الصافية الأكبر ، بالنظر إلى التسارع المتضمن ، والأنظمة المناسبة قصيرة العمر تمامًا ، وتتحلل بسبب إشعاع الجاذبية.

(1). دايسون ، ف. (1963). آلات الجاذبية. Interstellar Communication ، تحرير AGW Cameron ، (Benjamin Press ، New York ، 1963).


صورة اليوم لعلم الفلك

اكتشف الكون! تُعرض كل يوم صورة أو صورة مختلفة لكوننا الرائع ، جنبًا إلى جنب مع شرح موجز مكتوب بواسطة عالم فلك محترف.

2001 29 أكتوبر
غزل الثقوب السوداء و MCG-6-30-15
رصيد السحب: XMM- نيوتن ، وكالة الفضاء الأوروبية ، ناسا

تفسير: ما الذي يجعل قلب المجرة MCG-6-30-15 ساطعًا جدًا؟ يعتقد بعض علماء الفلك أن الإجابة تكمن في وجود ثقب أسود ضخم. إذا كان الأمر كذلك ، فسيكون هذا أول مؤشر رصد على أنه من الممكن جعل الثقب الأسود يعمل كبطارية - والاستفادة من طاقته الدورانية. MCG-6-30-15 هي مجرة ​​بعيدة تمت ملاحظتها مؤخرًا مع القمر الصناعي XMM-Newton الذي يدور في ضوء الأشعة السينية. تُظهر هذه الملاحظات أن نواة المجرة ليست فقط شديدة السطوع ولكن أيضًا لإظهار دليل على أن الكثير من الضوء يتسلق من بئر جاذبية عميقة. يمكن أن يفسر ثقب أسود دوار كلا التأثيرين. يمكن أن يكون المجال المغناطيسي القوي هو الوسيط الذي ينقل طاقة الدوران من الثقب الأسود إلى الغاز المحيط. في الصورة أعلاه ، رسم توضيحي لثقب أسود محاط بقرص تراكمي. من أجل الوضوح ، لا يشمل الرسم التوضيحي تشويه تأثيرات عدسة الجاذبية.


لماذا تستخدم مقلاع الجاذبية

ستزيد المركبة الفضائية التي تسافر من الأرض إلى كوكب داخلي من سرعتها لأنها تسقط باتجاه الشمس ، وستنخفض سرعة المركبة الفضائية التي تسافر من الأرض إلى كوكب خارجي لأنها تغادر المنطقة المجاورة للشمس.

على الرغم من أن السرعة المدارية للكوكب الداخلي أكبر من سرعة الأرض ، فإن مركبة فضائية تسافر إلى كوكب داخلي ، حتى عند الحد الأدنى من السرعة اللازمة ...

#NakedEyeDarkSky


غير مقيّد وخارجه: معزز بالثقوب السوداء ، تنطلق النجوم بسرعة تاركة وراءها أدلة

في أبريل ، أصدرت وكالة الفضاء الأوروبية المجموعة الضخمة الثانية من البيانات من Gaia ، وهو قمر صناعي يقوم بالدوران والمسح الضوئي والذي كان يتجسس منذ ما يقرب من خمس سنوات على مليار نجم. هدفها هو إنتاج خريطة نجمية ثلاثية الأبعاد ، مما يتيح عصرًا جديدًا من علم الفلك الدقيق. مثل غيره من مراقبي النجوم ، انغمس وارن براون من مركز هارفارد سميثسونيان للفيزياء الفلكية في بيانات Gaia. إنه يأمل في العثور على شذوذ في الفضاء.

لقد وجد بعض الشخصيات البارزة من قبل. في عام 2005 ، حدد براون نجمًا شابًا يسرع بسرعة 850 كيلومترًا في الثانية عبر المناطق النائية الوحيدة لمجرة درب التبانة ، والتي تسمى الهالة. يسافر النجم بسرعة كبيرة لدرجة أنه غير مقيد ، مما يعني أنه في النهاية سيهرب من المجرة. صاغ براون مصطلح "نجم فائق السرعة" للإشارة إلى هذه السلالة من النجوم فائقة السرعة.

يشتبه براون في أن النجم كان مدفوعًا بالثقب الأسود الهائل الذي يقع في مركز مجرة ​​درب التبانة. الثقب الأسود ، الذي تبلغ كتلته حوالي 4 ملايين ضعف كتلة الشمس ، قوي جدًا لدرجة أن علماء الفلك يصنفونه على أنه ضخم للغاية. عادة ما يُعتقد أن الثقوب السوداء تجذب الأشياء نحو نفسها ، لكن يمكنها أيضًا أن تتصرف مثل المقلاع الكونية ، كما يقول براون. ويمكن أن تكون ذخيرتهم كبيرة مثل النجوم. بمجرد التصوير ، قد تحصل النجوم المقذوفة على تذكرة باتجاه واحد بعيدًا عن متناول المجرة.

منذ هذا الاكتشاف الأولي ، حددت المسوحات التي أجراها براون وعلماء فلك آخرون أكثر من 20 نجمًا غير منضم وفائق السرعة من أصول مختلفة تدور حولها ، بما في ذلك واحد يسافر بعيدًا عن مجرتنا والذي ربما تم طرده من سحابة ماجلان الكبيرة ، وهي مجرة ​​قزمة رفيقة درب التبانة. من خلال مناقشة هذه الاكتشافات وآثارها في المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية لعام 2015 ، يوضح براون أنه بخلاف حكاياتهم الأصلية المثيرة للاهتمام ، قد تكون هذه النجوم الغريبة مفيدة أيضًا كأدوات.

تحدثت مجلة Knowable Magazine مع Brown حول ما يلزم للهروب من المجرة ، وما يخبرنا به Gaia عن شذوذ الفضاء وكيف يمكن للمسافرين النجميين المساعدة في الكشف عن أدلة حول أحد الألغاز الأساسية في علم الفلك - المادة المظلمة غير المرئية التي تجمع درب التبانة معًا ولكن لا يزال من المستحيل اكتشافها مباشرة. تم تحرير هذه المحادثة من أجل الوضوح والطول.

من أين تأتي النجوم فائقة السرعة؟

يبدو أن أسرعها التي وجدناها تشير إلى مركز المجرة. القياسات ليست نهائية ، ولكن مع بيانات Gaia ، وجدت أن أفضل طريقة لتفسير النجوم الأسرع هي طرد مركز المجرة. ومع ذلك ، وجدت أيضًا أن نصف [النجوم عالية السرعة المعروفة] لم تأت من مركز المجرة. أعتقد أن هذا رائع. هناك مزيج من الأشياء التي تحدث في مجرة ​​درب التبانة.

كيف تعتقد أن نجمًا سيُطرد من مركز المجرة؟

يجب أن يكون لديك ثلاثة أشياء على الأقل ، ويجب أن يكون أحدها ثقبًا أسود هائلًا. إذا كان لديك ثقب أسود هائل ، إذن لديك الكثير من الطاقة ، وهناك الكثير من النجوم التي تتفاعل حوله.

ثم إذا كان لديك ثنائي - نجمان يدوران حول بعضهما البعض - يقترب من ثقب أسود ، فإن مجال المد الجاذبي يكون شديدًا لدرجة أنه يمكن أن يفصل بين النجوم. يعتمد الالتقاط أو الطرد على اتجاه حركة كل نجم بالنسبة إلى الثقب الأسود. يسمي الفيزيائيون هذا التبادل ثلاثي الأجسام: نجم واحد يتبادل الشركاء - يتم أسره ويفقد طاقته. الآخر يهرب ويكتسب كل تلك الطاقة ويطلق النار. هذا هو المقلاع.

إنها مشكلة تتعلق بالحفاظ على الطاقة.

في عام 1988 ، تنبأ المُنظِّر جاك ج. هيلز في مختبر لوس ألاموس الوطني بإمكانية طرد النجوم من مجرة ​​درب التبانة بعد تفاعلها مع الثقب الأسود في مركز المجرة. وإليك كيفية عمله: يقترب نظام نجمي ثنائي - نجمان يدوران حول بعضهما البعض - من ثقب أسود. يتم التقاط النجم الأقرب ، ويتم نقل طاقته إلى رفيقه السابق ، الذي ينتقل إلى الخارج بسرعة كبيرة بحيث يمكنه الهروب من جاذبية المجرة.

كيف تجد نجمًا فائق السرعة؟

الجواب الوحيد هو السرعة. إنهم لا يدورون مع كل شيء آخر في درب التبانة. إنهم غير مقيدون ، ولن يعودوا أبدًا. هذا ما يجعلهم مختلفين. هناك 100 مليار نجم تشبه كل النجوم الأخرى ولا تهتم لأمرها. إنها إبرة كبيرة في كومة قش.

عندما صممنا استطلاع [2008] ، الذي أعتقد أنه من العدل أن نقول إنه المسح الوحيد الناجح للنجوم غير المنضمة في المجرة ، كنا نبحث عن النجوم الشابة - النجوم الزرقاء والنجوم الساخنة - على مسافات كبيرة جدًا من المركز ، حيث لا ينبغي أن يكونوا موجودين ، إلا إذا تم طردهم. وقد نجح هذا النهج ، لأن هناك عددًا قليلاً جدًا من النجوم الشابة في الأجزاء الخارجية من مجرة ​​درب التبانة.

هل تستخدم Gaia لدراسة النجوم فائقة السرعة التي تعرف عنها بالفعل ، أم أنك تبحث عن اكتشافات جديدة؟

كلاهما. كانت الورقة التي قبلناها للتو عن 20 نجمًا غريبًا وغير منضم تم العثور عليها قبل Gaia. نحن نبحث أيضًا في القيم المتطرفة في كتالوج Gaia والتي قد تكون نجومًا فائقة السرعة. إنه أحد هذه الأشياء حيث نجد المرشحين ، لكننا نحتاج إلى ملاحظات متابعة لاتخاذ القرار.

كيف تنظر Gaia إلى النجوم؟

من الصعب التعرف على نجم بخلاف حركته. يحاول Gaia قياس الحركة العرضية للنجم على مستوى السماء. هذا صعب. إنه حاصل ضرب المسافة في التغير الزاوي بمرور الوقت. في علم الفلك ، لا ترصد المسافة ، يمكنك الاستدلال عليها. وهو تغيير زاوي صغير جدًا - الحركة الزاوية تبلغ ملياري ثانية في عام واحد ، أو شيء من هذا القبيل. إنها زاوية صغيرة جدًا في السماء تتغير.

لقد استخدمت بيانات Gaia لدراسة نجوم الهالة والنجوم الجامحة أيضًا. لماذا هذه الشذوذ الفضائية الأخرى مثيرة للاهتمام؟

تم اكتشاف النجوم الجامحة منذ أكثر من 50 عامًا. إنها مثيرة للاهتمام لأنها صغيرة جدًا ، ونجوم ضخمة مثل النجوم فائقة السرعة التي وجدناها ، ولكن يتم إخراجها من قرص مجرة ​​درب التبانة - بدلاً من المركز - من خلال قذف ثنائي. رفيقه ينفجر. حسنًا ، رفيقه السابق ينفجر ويطلق الطاقة. إذا كان اتجاه النجم يتماشى مع دوران المجرة ، فستحصل فجأة على سرعة يمكن أن تتجاوز سرعة الهروب. هذه نادرة - تلك ذات السرعات - لكنها يمكن أن تحاكي النجوم الفائقة السرعة. هذا رائع.

نجوم الهالة هي نجوم عادية تدور في الأجزاء الخارجية من مجرة ​​درب التبانة. ليس هناك الكثير من النجوم بالخارج. يُعتقد أن الهالة تحتوي على حوالي 1٪ من نجوم مجرة ​​درب التبانة ، أو حوالي 1 مليار نجم. اكتشف أورت وآخرون نجوم الهالة من حركات غير عادية لعدد قليل من النجوم بالقرب من الشمس. إنهم يدورون بطريقتهم الخاصة ويمكن أن يبدو أن لديهم سرعة مختلفة جدًا بالنسبة لنا. عندما تبحث عن غرباء السرعة ، تظهر أشياء مثل نجوم الهالة. يُقدر كتالوج GAIA Data Release 2 بحوالي 70 إلى 80 مليون نجمة هالة في الكتالوج الخاص به.

لماذا تريد مقاييس أفضل على النجوم غير المنضمة؟

تخبرك المقاييس الجيدة لمسار النجوم فائقة السرعة عن كيفية طرد هذه الأشياء. هل كان ثقبًا أسودًا واحدًا أم ثقبًا أسودًا ثنائيًا؟ من الممتع التفكير فيه. العمل الممتع حقًا ليس فقط في دراسة النجوم بأنفسهم ولكن تعلم ما يمكنك القيام به معهم وكيفية استخدامها كأدوات.

النجوم فائقة السرعة هي جسيم الاختبار النهائي لإمكانات الجاذبية لمجرة درب التبانة ، والتي تمثل جاذبية كل مادة مجرة ​​درب التبانة: نجومها وغازها والمادة المظلمة [يعتقد أن المادة غير المرئية تحافظ على المجرات معًا]. يختلف سحب الجاذبية باختلاف الموقع [في المجرة] لأن كل المادة تتوزع عبر مئات الآلاف من السنين الضوئية في الفضاء.

كيف يمكن للنجوم فائقة السرعة أن ترسم خريطة إمكانات الجاذبية؟

إذا كنا على حق بشأن مصدر النجوم ، فإن قوسها خارج المجرة يخبرك بإمكانيات مجرة ​​درب التبانة.

ننظر إلى النجوم في لحظات مختلفة من الزمن. ننظر إلى مكان وجود النجم اليوم ، والاتجاه المحدد الذي يتبعه مساره. يمكننا أن نسأل: ما مدى اختلاف ذلك من خط مستقيم إلى مركز؟ إذا كنت تعرف بالضبط من أين يأتي النجم ، فإن أي انحراف في قياس موقعه يخبرك كيف يؤثر كل شيء آخر على مساره.

في سبتمبر ، بعد البحث في بيانات Gaia عن النجوم فائقة السرعة - مثل تلك التي تنبأ بها Jack Hills واكتشفها لأول مرة وارين براون - لم يجد علماء الفلك النجوم الخارجة من المجرة (الموضحة باللون الأحمر) فحسب ، بل عثروا أيضًا على نجوم سريعة تتحرك بشكل مفاجئ. باتجاه مركز المجرة (أصفر). ربما تم طرد هؤلاء المسافرين الوافدين من مجرات أخرى ، وهم يمرون الآن عبر درب التبانة. (مصدر الصورة: ESA Marchetti et al. 2018 NASA / ESA / Hubble)

تخيل الحالة البسيطة أن المجرة كانت كرة كروية تمامًا. تنطلق هذه النجوم فائقة السرعة في المركز وتتبع خطًا مستقيمًا للخارج ، لكنها تنجذب إلى أسفل بفعل سحب المجرة. ستسحب النجوم في قرص المجرة النجم وتبطئه.

كيف يتم توزيع المادة المظلمة في المجرة؟

لا أحد يعرف ، لكن المحاكاة النظرية تتنبأ بأن المادة المظلمة ليست كروية ، لكنها موزعة بطول مختلف في كل اتجاه ، مثل كرة القدم الأمريكية. يقع معظمه في الجزء الخارجي من المجرة ، بعيدًا عن الشمس.

لا أحد يستطيع رؤية توزيع المادة المظلمة مباشرة ، لكنها تبدو مختلفة عن تلك الموجودة في المادة العادية. يمكن للنجوم فائقة السرعة اختبار ذلك ، إذا كان بإمكانك قياس مساراتها جيدًا بما يكفي. تنطلق هذه النجوم في اتجاهات مختلفة ، ومن حيث المبدأ كل نجم هو متتبع مستقل تمامًا.

لا تزال Gaia في خضم مهمتها. ماذا تريد أن ترى في خمس سنوات ، بعد إصدار البيانات النهائية ، وفي المهام المستقبلية؟

تتحسن قياساته بمرور الوقت ، ويتم قياس كل نجم 70 ، 80 ، 100 مرة. ما لدينا حاليًا هو الكثير من الأدلة الجيدة جدًا التي تقول ، مجتمعة ، أنه يجب إخراج النجوم من ثقب أسود لشرح الملاحظات. من المفترض ، في النهاية ، أن نحصل على قياسات أفضل بثلاث مرات ، مما يعني أنه سيكون لدينا أشرطة خطأ أصغر بثلاث مرات. من المحتمل أن يختفي بعض المرشحين ، لكن قياسات Gaia في نهاية المهمة يجب أن تخبرنا بشكل قاطع أن هذه النجوم الفائقة السرعة تنبعث من ثقب أسود مركز المجرة. إذا أتوا من مركز المجرة ، فيمكنهم إخبارنا كيف تبدو النجوم في تلك المنطقة. ومن المفارقات أن رؤية النجوم فائقة السرعة أسهل بالنسبة لنا من رؤيتها من النجوم التي لا تزال في مركز المجرة ، نظرًا لوجود الكثير من الغبار والنجوم بينهما.

ومع ذلك ، فإن جايا ليست هي الدليل الأخير. سنظل بحاجة إلى التحليل الطيفي لتحديد طبيعة كل نجم. هل هو قزم أبيض؟ نجم تسلسل رئيسي؟ نجم متطور قديم؟

كيف يمكن لبيانات Gaia أيضًا مساعدتك في دراسة النجوم فائقة السرعة؟

من المفترض أننا سنرى أيضًا نجومًا لم نكن نعرف عنها.

ما زال ستيفن أورنيس لم يعثر على القياس المثالي لكيفية إخراج النجوم من خلال الثقب الأسود في وسط مجرة ​​درب التبانة ، لكنه يعمل على ذلك. يكتب من سقيفة في فناء منزله الخلفي في ناشفيل. قم بزيارته عبر الإنترنت على موقع stephenornes.com.

ظهر هذا المقال في الأصل في مجلة Knowable ، وهي مسعى صحفي مستقل من المراجعات السنوية. اشترك في النشرة الإخبارية .


قد ينمو الشعر حول الثقوب السوداء الدوارة

ألقت المحاكاة الجديدة لديناميكيات الثقوب السوداء الدوارة بواسطة ويليام إيست من معهد بيريميتر للفيزياء النظرية بكندا وفرانس بريتوريوس من جامعة برينستون بنيوجيرسي [1] الضوء على احتمال مثير للاهتمام. إذا كان هناك في الطبيعة جسيم بوزوني ذو كتلة صغيرة بشكل استثنائي (& lt 1 0 - 1 0 eV c 2) ، فقد ينمو الثقب الأسود تلقائيًا "شعرًا طويلًا" ، في شكل استثارة عالية التضخيم للمجال الذي هو محاصرين بالقرب من الثقب الأسود (الشكل 1). يشير الاكتشاف إلى أن الثقوب السوداء قد تنمو شعرًا طويل العمر ويمتد إلى ما بعد أفق حدث الثقب الأسود. يشكل هذا الاستنتاج تحديا لنموذج "اللا شعر" العزيزة. كما أنه يثير احتمال اكتشاف الثقوب السوداء ذات الشعر ، إذا كانت موجودة ، يومًا ما من خلال إشارات موجات الجاذبية الخاصة بها.

العمل الجديد متجذر في فكرتين مؤثرتين حول الثقوب السوداء من أوائل السبعينيات ، كما روج لها جون ويلر وروجر بنروز. قال ويلر في عام 1971. "الثقب الأسود ليس له شعر". ومهما كان وجوده ، فمن المتوقع أن يستقر الثقب الأسود بسرعة في حالة ثابتة موصوفة بثلاث كميات فقط: الكتلة والزخم الزاوي والشحنة. كل درجات الحرية الأخرى - التي يعتبر الشعر مجازًا لها - يتم إشعاعها أو امتصاصها بسرعة. في النظرية الكلاسيكية ، لا يحتفظ الثقب الأسود بأي ذاكرة مفصلة لما ابتلعه. من اللافت للنظر أن نموذج عدم الشعر اكتسب دعمًا تجريبيًا في العام الماضي ، من خلال أول حدث لموجة الجاذبية اكتشفه مرصد مقياس التداخل الليزري لموجات الجاذبية (LIGO). يبدو أن إشارة "الزقزقة" التي شوهدت في LIGO تؤكد أنه عندما يتحد ثقبان أسودان ، فإنهما ينتجان ثقبًا أسودًا جديدًا ، بعد الاسترخاء السريع ، يختلف عن أسلافه فقط من خلال كتلته ودورانه (انظر 31 مايو 2016 وجهة نظر).

كانت رؤية بنروز أنه ، من حيث المبدأ ، يمكن إطلاق العنان للكتلة والدوران في الثقب الأسود لدفع عمليات قوية ، مثل النفاثات والكوازارات. في عام 1971 ، وصف بنروز تجربة فكرية ينقل فيها ثقب أسود بعض طاقته وزخمه الزاوي إلى جسيم مبعثر. بطريقة مماثلة ، يمكن تعزيز الموجة الكهرومغناطيسية المنعكسة عن ثقب أسود دوار عن طريق استخراج الطاقة والزخم الزاوي من الثقب الأسود ، في عملية تسمى الإشعاع الفائق للثقب الأسود.

في عام 1972 ، اقترح الباحثون [2] أن عملية هاربة تسمى قنبلة الثقب الأسود ستنطلق إذا انعكس الإشعاع الفائق مرارًا وتكرارًا على الثقب الأسود. قد تنشأ مثل هذه العملية تلقائيًا إذا كان هناك في الطبيعة مجال من الجسيمات البوزونية ذات كتلة خفيفة جدًا ، لأن أنماطًا معينة من المجال ستصبح محاصرة داخل بئر إمكانات الجاذبية للثقب الأسود [3]. اتضح أن الطول الموجي الطويل ، وأنماط الدوران المشترك للحقل يمكن أن تنمو أضعافًا مضاعفة في السعة ، عبر الإشعاع الفائق ، حتى يصبح الحقل قويًا لدرجة أن التأثيرات غير الخطية - مثل الانحناء الإضافي للزمكان - تبدأ في لعب دور مهم [4 ]. لكي يحدث هذا على نطاق زمني معقول لبضع سنوات أو أقل ، يجب أن تكون كتلة المجال البوزوني صغيرة جدًا لدرجة أن الطول الموجي كومبتون للحقل ، الذي يتناسب عكسياً مع كتلة الجسيمات ، يمكن مقارنته بالأفق نصف قطر الثقب الأسود نفسه [5]. على سبيل المثال ، سيكون الثقب الأسود ذو الكتلة الشمسية حساسًا لجسيم أخف بمقدار 1 0 1 7 مرات تقريبًا من الإلكترون.

في الوقت الحالي ، يظل كل هذا افتراضيًا ، لكن الباحثين لديهم طرق لاختبار الفكرة. على مدى العقد الماضي ، قيل أن دوران الثقوب السوداء قد يكون بمثابة مسابر حساسة للفيزياء الجديدة [6]. من الناحية التخمينية ، يمكن لعلماء الفلك أن يسعوا إلى استنتاج وجود بوزونات خفيفة للغاية - مثل محاور QCD ، أو محاور السلسلة ، أو جسيم المادة المظلمة "الغامض" - من خلال البحث في السماء عن إشارة لقنبلة ثقب أسود [7]. ولكن ما الذي يجب على المرء أن يبحث عنه بالضبط؟

يعالج العمل الجديد للشرق وبريتوريوس هذا السؤال المركزي. قام الباحثون بمحاكاة نمو قنبلة الثقب الأسود في النظام اللاخطي لتحديد مصيرها النهائي. تم اقتراح أن الثقب الأسود سوف يطرد الحقل في تدفق متفجر للكتلة والطاقة يسمى بوزنوفا [8] ثم يبدأ دورة جديدة من النمو. على النقيض من ذلك ، أظهرت محاكاة East و Pretorius أن الثقب الأسود يمكن أن يستقر في توازن شبه مستقر مع الحقل. في الحالة المحددة لحقل بوزون متجه بطول موجة كومبتون مماثل لنصف قطر أفق الحدث ، أظهروا أنه يمكن نقل ما يصل إلى 9٪ من كتلة الثقب الأسود لتعزيز الأنماط ثنائية القطب المرتبطة بالجاذبية للحقل البوزوني المحيط. بعبارة أخرى ، يمكن للثقب الأسود الدوار أن ينمو شعرًا "طويلًا" طويل العمر (على الأقل بالمقارنة مع زمن عبور الضوء للثقب الأسود) ويمتد بعيدًا خارج أفق الحدث.

الدرس الأساسي من عمل إيست وبريتوريوس هو أن قنبلة الثقب الأسود قد لا تكون متفجرة بعد كل شيء. يبدو أن نمو الشعر يحدث بطريقة سلسة بشكل ملحوظ ، وتنتهي مرحلة الهروب دون أي كارثة. النتيجة النهائية هي ثقب أسود مضمن في حقل بوزوني ضخم يدور حول الثقب الأسود بدقة التردد الزاوي لأفق الثقب الأسود. يُعتقد أن هذا النوع من النظام هو جزء من عائلة Herdeiro-Radu ذات الثقوب السوداء ذات الشعر [9].

كيف يمكن اكتشاف ثقب أسود به شعر؟ من المتوقع أن يشع الثقب الأسود ذو الشعر موجات الجاذبية بتردد رتيب إلى حد ما أثناء دورانه [6]. يمكن أن ينتج مثل هذا الطنين الثابت القادم من ثقوب سوداء متعددة خلفية عشوائية وأحداث قابلة للحل قد يكتشفها LIGO والمهمة (المستقبلية) القائمة على المسافات LISA. قد تضع بيانات الموجات الثقالية القادمة قيودًا قوية على وجود حقول خفيفة للغاية ذات كتل في النطاقات ∼ 1 0 - 1 1 - 1 0 - 1 4 eV ∕ c 2 (LIGO) و ∼ 1 0 - 1 5 - 1 0 - 1 9 eV-c 2 (LISA) [10]. إنه احتمال مثير للاهتمام - باستخدام كاشفات الموجات الثقالية للبحث عن البوزونات الأساسية - خاصة في عصر قد تكون فيه تكلفة الجيل التالي من مسرعات الجسيمات باهظة.


تعليقات

22 يناير 2017 الساعة 11:59 مساءً

مثل الثقوب السوداء لسحب الزمكان - هل هذا ممكن؟ حسنًا ، يبدو الأمر كذلك.

تلقي الدوامة السائلة (LV) الضوء على أساسيات الثقوب السوداء (BHs).

الدوامة السائلة التي تحركها الجاذبية - نظير عام للثقب الأسود الكوني. إليك بعض الأشياء المثيرة التي يمكننا التعلم منها؟ الجزء 4 - تلخيص أهم النقاط.

يمكن العثور على الدوامات في كل مكان حولنا. بافتراض امتلاك أنواع مختلفة من الدوامات للأدوية العامة ، يمكننا الحصول على نظرة ثاقبة لفهم تلك التي يصعب ملاحظتها ، على سبيل المثال BHs ، من خلال مراقبة الدوامات التي يمكن ملاحظتها بسهولة ، مثل LVs. يتيح استكشاف LV أيضًا تشغيل الملاحظات بموارد معقولة ، في وقت معقول ، في ظل ظروف متنوعة وملاحظة التطورات أسفل قاع مسار التحويل ، والتي ، بالإشارة إلى BHs ، يمكن اعتبارها تناظرية لقاع BH.

لقد تم ترتيب LV الذي لاحظته لحصر تطوراته في الطبقة السطحية الرقيقة مما يجعلها تعمل كطبقة ثنائية الأبعاد. يمكن الوصول إلى مجموعة مقاطع الفيديو ذات الجهد المنخفض على YouTube تحت اسمي Yehiel Gotkis (https://www.youtube.com/user/YehielGotkis). يرجى إبطاء معدل الفيديو بقدر ما تستطيع لرؤية المزيد من التفاصيل.

يؤدي تحليل الملاحظات إلى فهم صادم يتساءل حتى عن الآراء المعتمدة على نطاق واسع حول المادة المظلمة والطاقة المظلمة.

الملاحظات والتحليل والتفسيرات والاستنتاجات.
· يُصدر LV موجات لولبية مزدوجة معروفة بأنها تحمل الزخم والطاقة الحركية المرتبطة بها القابلة للتحويل إلى أجسام أخرى. تم إحداث الجيل الحلزوني المزدوج من خلال عدم تناسق قاع الدوران على شكل رقم مشوه 8. حقيقة أن توليد الموجات البعيدة كان سببه عدم تناسق الدوامة الدوارة ، في إشارة إلى حالة BH ، يعني أن دوران BHs ، حتى قليلاً الهندسة غير المتماثلة ، يجب أن تولد / تعيد إصدار جزء من الكتلة / الطاقة المكتسبة ، مثل موجات الجاذبية ، إلى الفضاء. والذي ، في المقياس الزمني الكوني ، يجب أن يصنع قدرًا كبيرًا منه ، مما يعني أن الكون يجب أن يكون ممتلئًا بتموجات الجاذبية النشطة. مع تموجات سطح المحيط.

· أيضًا ، يجب أن يتأرجح ملف تعريف الموجة الحلزونية المزدوجة الدوارة ، أثناء الانتفاخ من مركز الجهد المنخفض ، وهو كذلك بالفعل ، والذي يبدو في بعض زوايا المراقبة متذبذبًا (راجع ، على سبيل المثال ، فيديو "توليد الموجة الحلزونية المزدوجة العلوية للدوامة السائلة" https://www.youtube.com/user/YehielGotkis) ، تقدم اقتراحًا بسيطًا حول تفسير ظاهرة التذبذب الدوري شبه (QPO).

· كان الجهد المنخفض المرصود يسحب الماء بشكل طبيعي وأيًا كان يطفو فوقه. بالنسبة إلى BHs ، يمكن الاعتقاد أن سطح الماء العلوي مرتبط بالزمكان والمادة العائمة - مع المادة العادية. لذلك ، بالنسبة للزمكان / المادة الثنائية ، كما هو الحال بالنسبة للماء / الأشياء العائمة ،

الزمكان والمادة مرتبطان بطبيعتهما مع بعضهما البعض.
يمكن تخمين هذا الارتباط بأنه يتسبب في تأثيرات مشابهة للسحب والاحتكاك الهيدروديناميكي - سحب الجاذبية والاحتكاك في حالة BH. ضمن إطار هذا الأساس المنطقي (يُختصر بـ BHSSR ، مبررات الزمكان والزمان للثقب الأسود) ،

يجب التفكير في BHs ليس فقط في سحب المادة ولكن أيضًا في الزمكان ، حيث يدور حول BH كما يدور السائل حول LV.
ومن المثير للاهتمام ، أن BHSSR يسمح بتفسير الانحناءات الشاذة لمنحنيات دوران المجرة والتوسع المتسارع للكون دون الحاجة إلى تقديم الفرضيتين المشهورتين ولكنهما لا يزالان يمثلان تحديًا لإثبات الفرضيات:

وجود المادة المظلمة
وفقًا لـ BHSSR ، يمكن أن يضيف الزخم الذي يتم سحبه بواسطة الزمكان الملتف BH زخمًا إضافيًا لدوران المادة المرئية بالقرب من BH ،

وجود الطاقة المظلمة
وفقًا لـ BHSSR ، في محيط المجرة ، حيث تتضاءل قوة السحب ، فإن الحفاظ على قوة الطرد المركزي ، التي يسببها الزمكان الدوراني ، يسرع النجوم بعيدًا عن مركز المجرة.

· حدث آخر مهم لل LV مرتبط بتطور شكل حلزوني يشبه المجرة عندما تم نشر حفنة من الأوراق الجافة المقطعة فوق منطقة الدوامة (فيديو على https://www.youtube.com/watch؟v=l8HBO6E8LAg).

أثارت الأهمية العميقة لهذا التطور في ذهني وأود أن أشاركها هنا:

كانت الأوراق العائمة مرتبة في شكل يشبه المجرة - ما الذي يمكن أن يدفع السرب غير المنتظم من الأوراق الجافة عديمة الذكاء لتنظيم نفسها في شكل حلزوني؟ مع المعرفة المكتسبة عن LV ، الجواب واضح لي الآن ...

إنه الماء الذي يدور حول LV ، يدير المادة العائمة لتشكيل الشكل الحلزوني - لم يكن ليتشكل حلزونيًا إذا لم تحكمه المياه الدوارة. يؤدي هذا الاستنتاج الهام إلى نتيجة لا لبس فيها: إذا تم الكشف عن بنية حلزونية في نظام A مصنوع من وسائط غير متصلة ، فيجب افتراض وجود نظام B مجاور مصنوع من وسائط مستمرة أو يحتوي على مكون وسائط مستمر (وسائط مستمرة ضروري لتطوير دوامة ونشاط الدوران المرتبط بها). فيما يتعلق بالمجرات ، فإن المكون الوحيد الذي يجب اعتباره مستمرًا هو الزمكان ، والذي يتم تشغيله بواسطة دوامة BH للدوران بشكل دائري وسحبه إلى BH ، ويعمل كنظام متجاور B.

تعمل دوامة BH على تنشيط الزمكان لتدور حوله وتدفق فيه ، ويوجه الزمكان الملتف بدوره المادة العادية المجرية لترتيب نفسها في شكل حلزوني
يقدم هذا المفهوم تفسيرات للعديد من الظواهر الكونية.

وفي النهاية أود التأكيد مرة أخرى على علاقات الزمكان / المادة:

ترتبط المادة والزمكان ببعضهما البعض كثنائي مرتبطين بشكل لا ينفصل: حيث يكون الزمكان هناك هو الأمر. والعكس صحيح.
و
إذا تم العثور على عدد من الميزات المفاهيمية متسقة بالنسبة لدوامات LV و BH ، فسيكون من الغريب عدم اعتبار هذه الدوامات مترابطة بشكل عام ،
هذه هي. شكرا لك على انتباهك.


يمكن للنجم النابض ذي الثقب الأسود أن يحمل & # 8216 الكأس المقدسة & # 8217 من الجاذبية

قد يكون اكتشاف نجم نابض يدور حول ثقب أسود "الكأس المقدسة" لاختبار الجاذبية. مصدر الصورة: SKA Organization / Swinburne Astronomy Productions النجوم النابضة هي نجوم نيوترونية كثيفة جدًا بحجم مدينة (يقترب نصف قطرها من عشرة كيلومترات) ، والتي ، مثل منارات الكون ، تنبعث منها أشعة جاما أو أشعة سينية عندما تدور لأعلى لمئات المرات في الثانية. هذه الخصائص تجعلها مثالية لاختبار صحة نظرية النسبية العامة ، التي نشرها أينشتاين بين عامي 1915 و 1916.

& # 8220 النجوم النابضة تعمل كحافظات زمنية دقيقة للغاية ، بحيث يمكن اكتشاف أي انحراف في نبضاتها ، & # 8221 يوضح دييغو إف توريس ، باحث ICREA من معهد علوم الفضاء (IEEC-CSIC). & # 8220 إذا قارنا القياسات الفعلية مع التصحيحات بالنموذج الذي يتعين علينا استخدامه من أجل أن تكون التوقعات صحيحة ، فيمكننا وضع حدود أو اكتشاف الانحراف عن النظرية الأساسية مباشرة. & # 8221

يمكن أن تحدث هذه الانحرافات إذا كان هناك جسم ضخم قريب من النجم النابض ، مثل نجم نيوتروني آخر أو قزم أبيض. يمكن تعريف القزم الأبيض على أنه البقايا النجمية المتبقية عندما تستخدم نجوم مثل شمسنا كل وقودها النووي. تم استخدام الأنظمة الثنائية ، المكونة من نجم نابض ونجم نيوتروني (بما في ذلك أنظمة النجم النابض المزدوج) أو قزم أبيض ، بنجاح كبير للتحقق من نظرية الجاذبية.

في العام الماضي ، تم اكتشاف وجود نادر جدًا لنجم نابض (يُسمى SGR J1745-2900) بالقرب من ثقب أسود فائق الكتلة (Sgr A * ، مكون من ملايين الكتل الشمسية) ، ولكن لا يزال هناك مزيج لم يتم اكتشافه بعد: نجم نابض يدور حول ثقب أسود & # 8216 طبيعي & # 8217 ، وهو ثقب له كتلة مماثلة لكتلة النجوم.

حتى الآن كان العلماء يعتبرون هذا الزوج الغريب بمثابة & # 8216 كؤوس مقدسة & # 8217 لفحص الجاذبية ، ولكن توجد حالتان على الأقل حيث يمكن أن تكون عمليات الاقتران الأخرى أكثر فعالية. هذا ما جاء في الدراسة التي نشرها توريس والفيزيائي مانجاري باجشي ، من المركز الدولي للعلوم النظرية (الهند) وحالياً ما بعد الدكتوراة في IEEC-CSIC ، في مجلة علم الكونيات والفيزياء الفلكية. حصل العمل أيضًا على تنويه مشرف في جائزة Essays of Gravitation لعام 2014.

تحدث الحالة الأولى عندما يتم انتهاك ما يسمى بمبدأ التكافؤ القوي. يشير هذا المبدأ لنظرية النسبية إلى أن حركة الجاذبية للجسم الذي نختبره تعتمد فقط على موقعه في الزمكان وليس على ما يتكون منه ، مما يعني أن نتيجة أي تجربة في مختبر السقوط الحر is independent of the speed of the laboratory and where it is found in space and time.

The other possibility is if one considers a potential variation in the gravitational constant that determines the intensity of the gravitational pull between bodies. Its value is G = 6.67384(80) x 10 -11 N m 2 /kg 2 . Despite it being a constant, it is one of those that is known with the least accuracy, with a precision of only one in 10,000.

In these two specific cases, the pulsar-black hole combination would not be the perfect ‘holy grail,’ but in any case scientists are anxious to find this pair, because it could be used to analyse the majority of deviations. In fact, it is one of the desired objectives of X-ray and gamma-ray space telescopes (such as Chandra, NuSTAR or Swift), as well as that of large radio telescopes that are currently being built, such as the enormous ‘Square Kilometre Array’ (SKA) in Australia and South Africa.


RX J1131-1231: Scientists Directly Measure Spin of Extremely Distant Supermassive Black Hole

A team of astrophysicists led by Dr Rubens Reis from the University of Michigan has directly measured the spin of a supermassive black hole in a quasar named RX J1131-1231, located 6 billion light years away from Earth.

Multiple images of the quasar RX J1131-1231 are visible in this data from Chandra and Hubble. Image credit: X-ray – NASA / CXC / University of Michigan / R.C. Reis et al optical – NASA / STScI.

Gravitational lensing by an intervening elliptical galaxy – in the middle of the image – has created four different images of RX J1131-1231.

Such lensing offers a rare opportunity to study regions close to the black hole in distant quasars, by acting as a natural telescope and magnifying the light from these sources.

The X-rays are produced when a swirling accretion disk of gas and dust that surrounds the black hole creates a multimillion-degree cloud, or corona near the black hole.

X-rays from this corona reflect off the inner edge of the accretion disk. The reflected X-ray spectrum is altered by the strong gravitational forces near the black hole. The larger the change in the spectrum, the closer the inner edge of the disk must be to the black hole.

The scientists, who reported their results in the journal Nature, found that the X-rays are coming from a region in the disk located only about three times the radius of the event horizon, the point of no return for infalling matter.

This implies that the black hole must be spinning extremely rapidly to allow a disk to survive at such a small radius.

The result is important because black holes are defined by just two simple characteristics: mass and spin.

While astrophysicists have long been able to measure black hole masses very effectively, determining their spins have been much more difficult.

These spin measurements can give researchers important clues about how black holes grow over time.

If black holes grow mainly from collisions and mergers between galaxies they should accumulate material in a stable disk, and the steady supply of new material from the disk should lead to rapidly spinning black holes.

In contrast if black holes grow through many small accretion episodes, they will accumulate material from random directions. Like a merry go round that is pushed both backwards and forwards, this would make the black hole spin more slowly.

The discovery that the black hole in RX J1131-1231 is spinning at over half the speed of light suggests that this black hole has grown via mergers, rather than pulling material in from different directions.


The Monster in the Middle of the Milky Way Is…Spinning Slowly?

Cambridge, MA - The monstrous black hole at the center of the Milky Way galaxy—now of Nobel Prize fame—is proving yet again to be stranger than fiction. New research from scientists at the Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA), and the Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA) at Northwestern University has revealed that the supermassive black hole at the center of the Milky Way galaxy is not spinning much, providing more evidence that it is unlikely to have a jet. The paper is published in The Astrophysical Journal Letters .

Supermassive black holes like SgrA*—the monstrous black hole at the center of the Milky Way galaxy—are characterized by just two numbers: mass and spin, but have a critical influence on the formation and evolution of galaxies. According to Dr. Avi Loeb, Frank B. Baird Jr. Professor of Science at Harvard and CfA astronomer, and co-author on the research, "black holes release a huge amount of energy that removes gas from galaxies and therefore shapes their star formation history."

While scientists know that the mass of central black holes has a critical influence on their host galaxy, measuring the impact of their spin isn't easy. As Loeb puts it, "the effect of black hole spin on the orbits of nearby stars is subtle and difficult to measure directly."

To get a better understanding of how SgrA* has impacted formation and evolution of the Milky Way, Loeb and Dr. Giacomo Fragione, of CIERA, studied instead the stellar orbits and spatial distribution of S-stars—the closest stars orbiting SgrA* and traveling at a speed of up to a few percent of the speed of light—to constrain, or place limits on the spin of the black hole. "We concluded that the supermassive black hole in the center of our galaxy is spinning slowly," said Fragione. "This can have major implications for the detectability of activity in the center of our galaxy and the future observations of the Event Horizon Telescope."

The S-stars appear to be organized into two preferred planes. Loeb and Fragione showed that if SgrA* had a significant spin, the preferred orbital planes of the stars at birth would become misaligned by the present time. "For our study we used the recently discovered S-stars to show that the spin of the black hole SgrA* must be smaller than than 10-percent of its maximal value, corresponding to a black hole spinning at the speed of light," said Loeb. "Otherwise, the common orbital planes of these stars would not stay aligned during their lifetime, as seen today."

The results of the research also point to another important detail about SgrA*: it is unlikely to have a jet. "Jets are thought to be powered by spinning black holes, which act as giant flywheels," said Loeb, with Fragione adding that, "Indeed there is no evidence of jet activity in SgrA*. Upcoming analysis of data from the Event Horizon Telescope will shed more light on this issue."

The find was published just days before the announcement of the 2020 Nobel Prize in Physics, which was awarded in part to scientists Reinhard Genzel and Andrea Ghez for their ground-breaking research which demonstrated that SgrA* is a black hole. "Genzel and Ghez monitored the motion of stars around it,” said Loeb. "They measured its mass but not its spin. We have derived the first tight limit on SgrA*'s spin," adding that the find wouldn’t be possible without Genzel and Ghez's original Nobel Prize-winning work.

This work was supported in part by a CIERA Fellowship at Northwestern University, and Harvard's Black Hole Initiative, which is funded by grants from the John Templeton Foundation and the Gordon and Betty Moore Foundation.

Reference: "An upper limit on the spin of SgrA based on stellar orbits in its vicinity," G. Fragione and A. Loeb, The Astrophysical Journal Letters .

About Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian

Headquartered in Cambridge, Mass., the Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian (CfA) is a collaboration between the Smithsonian Astrophysical Observatory and the Harvard College Observatory. CfA scientists, organized into six research divisions, study the origin, evolution and ultimate fate of the universe.


A Spinning Black Hole at a Galaxy's Center

Like all invisible things that are only partly understood, black holes evoke a sense of mystery. Astronomers know that the tremendous gravitational pull of a black hole sucks matter in. They also know that the material falling in causes powerful jets of particles to shoot out of the black hole at nearly the speed of light. But how exactly this phenomenon occurs remains a matter of conjecture, because astronomers have never quite managed to observe the details.

Well, now they have. Sheperd Doeleman, an astrophysicist at the Massachusetts Institute of Technology Haystack Observatory in Westford, and his colleagues have taken the closest look to date at the region where matter swirls around a black hole. By measuring the size of the base of a jet shooting out of the supermassive black hole at the center of the M87 galaxy, the researchers conclude that the black hole must be spinning and that the material orbiting must also be swirling in the same direction. Some of the material from this orbiting "accretion disk" is also falling into the black hole, like water swirling down a drain. The finding appears online today in Science.

For the past few years, Doeleman and his colleagues have been working to link up radio dishes around the world into a virtual telescope with unprecedented magnifying power, which would enable researchers to observe the immediate vicinity of the black hole in the heart of M87—a favorite target for astronomers, as it is one of the brightest objects in the sky. So far, the researchers have linked radio dishes at three sites. That hasn't provided enough resolution to see all the way to the edge of the black hole. But it enabled the researchers to measure the area through which the jet is being emitted.

The size of this emission region fits with only one particular theoretical model of how these jets form. The base of the jet "reduces to the size we measured only when the black hole is spinning and the accretion disk is orbiting in the same direction," Doeleman says. "What we find so exciting is that we are now finally able to measure structures so close to the black hole." He and his colleagues hope to use the Event Horizon Telescope—the instrument being created by linking the radio dishes—to test "whether Einstein's theory of general relativity is valid at the one place in the universe where it might break down: the event horizon of a black hole."

The paper "is very interesting," says Meg Urry, an astrophysicist at Yale University who was not involved in the study. "Measuring the launch point for the jet is absolutely critical for understanding how jets form, and indeed how jet energy is extracted from the black hole-disk system." However, Urry points out, the conclusions rest on a number of assumptions that are "difficult to confirm"—such as whether the measured area does lie directly on top of the black hole rather than off to the side or elsewhere.


شاهد الفيديو: الثقوب السوداء. Black Holes (شهر اكتوبر 2021).