ثقب أسود ثنائي

الثقب الأسود الثنائي ( BBH )، أو نظام الثقوب السوداء الثنائي ، هو جرم سماوي يتكون من ثقبين أسودين يدوران في مدار متقارب حول بعضهما البعض. ومثل الثقوب السوداء نفسها، تُصنف أنظمة الثقوب السوداء الثنائية إما إلى أنظمة ذات كتلة نجمية - والتي تشمل بقايا أنظمة نجمية ثنائية عالية الكتلة أو تتشكل من خلال عمليات ديناميكية والتقاط متبادل - أو أنظمة ثقوب سوداء فائقة الكتلة ، والتي يُعتقد أنها تنشأ من اندماجات مجرية .

تم تأكيد وجود الثقوب السوداء الثنائية ذات الكتلة النجمية بشكل مباشر من خلال رصد موجات الجاذبية في سبتمبر 2015. وقد تم اقتراح مرشحين للثقوب السوداء الثنائية فائقة الكتلة بناءً على أدلة غير مباشرة، لكنها تنتظر التأكيد الرصدي. ^{[ 2 ]}

لسنوات عديدة، كان إثبات وجود الثقوب السوداء تحديًا كبيرًا، لأنها، بحكم تعريفها، لا تسمح بمرور أي ضوء مرئي أو إشعاع كهرومغناطيسي آخر، وبالتالي لا يمكن رصدها عن بُعد. مع ذلك، كان معروفًا منذ عهد أينشتاين أنه في حال اندماج ثقبين أسودين، سينبعث قدر هائل من الطاقة على شكل موجات جاذبية ، ذات أشكال موجية مميزة يمكن حسابها باستخدام النسبية العامة . ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]} وبناءً على ذلك، خلال أواخر القرن العشرين وأوائل القرن الحادي والعشرين، أصبحت الثقوب السوداء الثنائية محط اهتمام علمي كبير كمصدر محتمل لموجات الجاذبية، ليس فقط لإثبات وجود هذه الموجات نفسها.

يُعدّ اندماج الثقوب السوداء الثنائية أحد أقوى مصادر موجات الجاذبية المعروفة في الكون، مما يُتيح فرصةً جيدةً لرصد هذه الموجات مباشرةً . ومع انبعاث هذه الموجات من الثقوب السوداء الدائرة، يتلاشى مدارها، ويقلّ زمن دورانها. وتستمر هذه المرحلة الحلزونية الطويلة حتى يندمج الثقبان الأسودان أخيرًا عندما يقتربان من بعضهما بدرجة كافية. وفي الجزء الأخير من الثانية، قد يصل الثقبان الأسودان إلى سرعات عالية للغاية، ويبلغ اتساع موجة الجاذبية ذروته. وبمجرد الاندماج، يستقر الثقب الواحد في شكل مستقر، وهي مرحلة تُسمى مرحلة التضاؤل ، حيث تتلاشى التشوهات غير الكروية في شكله على هيئة إشعاع إضافي لموجات الجاذبية. ^{[ 6 ]}

تأكد وجود الثقوب السوداء الثنائية ذات الكتلة النجمية (والموجات الثقالية نفسها) أخيرًا عندما رصد مرصد موجات الجاذبية بالتداخل الليزري (LIGO) الموجة الثقالية GW150914 (رُصدت في سبتمبر 2015، وأُعلن عنها في فبراير 2016)، وهي بصمة مميزة للموجات الثقالية ناتجة عن اندماج ثقبين أسودين ذوي كتلة نجمية تبلغ كتلة كل منهما حوالي 30 كتلة شمسية ، على بُعد حوالي 1.3  مليار سنة ضوئية . خلال آخر 20  مللي ثانية من دورانها الحلزوني نحو الداخل واندماجها، أطلقت الموجة الثقالية GW150914 ما يقارب 3 كتل شمسية كطاقة ثقالية، وبلغت ذروتها بمعدل 3.6 × 10⁴⁹ واط - أكثر من إجمالي الطاقة الضوئية المنبعثة من جميع النجوم في الكون المرئي مجتمعة. ^{[ 7 ] [ 8 ] [ 9 ]} 

لقد تم إثبات وجود الثقوب السوداء الثنائية ذات الكتلة النجمية، من خلال أول اكتشاف لحدث اندماج ثقب أسود GW150914 بواسطة LIGO. ^{[ 10 ]}

يُعتقد أن الثنائيات من الثقوب السوداء فائقة الكتلة تتشكل أثناء اندماج المجرات . ومن بين المرشحين المحتملين لثنائيات الثقوب السوداء المجرات ذات النوى المزدوجة المتباعدة. ومن الأمثلة على النوى المزدوجة النشطة مجرة ​​NGC 6240. [ ^{12 ] أما} الثنائيات من الثقوب السوداء الأقرب، فمن المرجح وجودها في المجرات أحادية النواة ذات خطوط الانبعاث المزدوجة. ومن الأمثلة على ذلك SDSS J104807.74+005543.5 ^{[ 13 ]} وEGSD2 J142033.66 525917.5. ^{[ 14 ]} كما أن هناك نوى مجرية أخرى ذات انبعاثات دورية تشير إلى وجود أجسام كبيرة تدور حول ثقب أسود مركزي، مثل OJ287 ^{[ 15 ]،} وهو ثنائي فائق الكتلة محتمل ذو فترة مدارية تبلغ 12 عامًا. ^{[ 16 ]}

تشير قياسات السرعة الخاصة للثقب الأسود فائق الكتلة المتحرك في المجرة J0437+2456 إلى أنها مرشح واعد لاستضافة إما ثقب أسود فائق الكتلة مرتد أو ثنائي، أو اندماج مجري جارٍ. ^{[ 17 ]}

يبدو أن الكوازار PKS 1302-102 يحتوي على ثقب أسود ثنائي بفترة مدارية تبلغ 1900  يومًا. ^{[ 18 ]}

عندما تصطدم مجرتان، من غير المرجح أن تصطدم الثقوب السوداء فائقة الكتلة في مركزيهما بشكل مباشر، بل من المرجح أن تمر بجانب بعضها البعض في مسارات زائدية ، ما لم تكن هناك آلية ما تجمع بينهما. أهم هذه الآليات هي الاحتكاك الديناميكي ، الذي ينقل الطاقة الحركية من الثقوب السوداء إلى المادة المحيطة. فعندما يمر ثقب أسود بجانب نجم، تعمل قوة الجاذبية على تسريع النجم بينما تُبطئ الثقب الأسود.

يؤدي هذا إلى إبطاء حركة الثقوب السوداء بما يكفي لتشكيل نظام ثنائي مترابط ، كما أن الاحتكاك الديناميكي الإضافي يسلب الطاقة المدارية من الزوج حتى يدورا على مسافة بضعة فرسخ فلكي من بعضهما البعض. ومع ذلك، فإن هذه العملية تقذف أيضًا مادة من مسار المدار، ومع تقلص المدارات، يقل حجم الفضاء الذي تمر به الثقوب السوداء، حتى لا يتبقى منها إلا القليل جدًا لدرجة أنه لا يمكن أن يتسبب في اندماج خلال عمر الكون .

يمكن أن تتسبب موجات الجاذبية في فقدان كبير للطاقة المدارية، ولكن ليس حتى يتقلص الفصل إلى قيمة أصغر بكثير، حوالي 0.01-0.001  فرسخ فلكي.

مع ذلك، يبدو أن الثقوب السوداء فائقة الكتلة قد اندمجت، وقد رُصد ما يبدو أنه زوج في هذا النطاق المتوسط ​​في PKS 1302-102 . ^{[ 19 ] [ 20 ]} ويُعرف السؤال عن كيفية حدوث ذلك بـ "مشكلة الفرسخ الفلكي الأخير". ^{[ 21 ]}

طُرحت عدة حلول لمشكلة الفرسخ الفلكي الأخير. تتضمن معظمها آليات لتقريب مادة إضافية، سواءً كانت نجومًا أو غازًا، من النظام الثنائي بدرجة كافية لاستخلاص الطاقة منه وتقليص حجمه. إذا مرّ عدد كافٍ من النجوم بالقرب من النظام المداري، فإن قذفها بفعل الجاذبية قد يُقرّب الثقبين الأسودين من بعضهما في فترة زمنية معقولة فلكيًا. ^{[ 22 ]} ثمة احتمال آخر هو التراكم حول النظام الثنائي. كما يجري النظر في فرضية المادة المظلمة ، مع أنه يبدو أن وجود مادة مظلمة ذاتية التفاعل ضروري لتجنب مشكلة قذفها بالكامل قبل حدوث الاندماج. ^{[ 23 ] [ 24 ]}

إحدى الآليات المعروفة، وإن كانت نادرة الحدوث، هي وجود ثقب أسود فائق الكتلة ثالث ناتج عن تصادم مجري ثانٍ. ^{[ 25 ]} ورغم إمكانية قذف أحد هذه الثقوب الثلاثة، إلا أن كتلها الهائلة تجعل احتمال عدم قذف أحدها أكبر، بل تفاعلها المتكرر. وتسمح المدارات الفوضوية الناتجة بآليتين إضافيتين لفقدان الطاقة: ^{[ 26 ]}

1. تدور الثقوب السوداء عبر حجم أكبر بكثير من المجرة، وتتفاعل مع كمية أكبر بكثير من المادة (وتفقد الطاقة لصالحها)، و
2. يمكن أن تصبح المدارات شديدة اللامركزية ، مما يسمح بفقدان الطاقة عن طريق الإشعاع الجاذبي عند نقطة أقرب اقتراب.

أُجريت أول عملية رصد لاندماج ثقوب سوداء ثنائية ذات كتلة نجمية، GW150914 ، بواسطة كاشف ليغو . ^{[ 10 ] [ 30 ] [ 31 ]} كما رُصد من الأرض، دار زوج من الثقوب السوداء، تُقدر كتلتهما بنحو 36 و29 ضعف كتلة الشمس، حول بعضهما البعض واندمجا ليشكلا ثقبًا أسودًا تبلغ كتلته حوالي 62 ضعف كتلة الشمس في 14  سبتمبر 2015، الساعة 09:50  بالتوقيت العالمي المنسق. ^{[ 32 ]} تحولت ثلاث كتل شمسية إلى إشعاع جاذبي في الجزء الأخير من الثانية، بقدرة ذروة بلغت 3.6 × 10⁴⁹ ^واط  (200 كتلة شمسية في الثانية)، ^{[ 10 ]} أي ما يعادل 50 ضعف إجمالي القدرة الإشعاعية لجميع النجوم في الكون المرئي. ^{[ 33 ]} حدث الاندماجعلى بُعد 440 +160 −180 ميغابارسيك  من الأرض، ^{[ 34 ]} بين 600  مليون و1.8  مليار سنة مضت. ^{[ 30 ]} تتوافق الإشارة المرصودة مع تنبؤات محاكاة النسبية العددية . ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]}

يمكن استخدام بعض النماذج الجبرية المبسطة في حالة كون الثقوب السوداء متباعدة، أثناء مرحلة الاقتراب الحلزوني ، وكذلك لحل مشكلة الرنين النهائي .

يمكن استخدام تقريبات ما بعد نيوتن في عملية الاقتراب الحلزوني. تُقارب هذه التقريبات معادلات المجال في النسبية العامة بإضافة حدود إضافية إلى معادلات الجاذبية النيوتونية. تُسمى الرتب المستخدمة في هذه الحسابات 2PN (تقريب ما بعد نيوتن من الرتبة الثانية)، أو 2.5PN، أو 3PN (تقريب ما بعد نيوتن من الرتبة الثالثة). يحل تقريب الجسم الواحد الفعال (EOB) ديناميكيات نظام الثقب الأسود الثنائي بتحويل المعادلات إلى معادلات جسم واحد. يُعد هذا مفيدًا بشكل خاص عندما تكون نسب الكتل كبيرة، مثل اندماج ثقب أسود ذي كتلة نجمية مع ثقب أسود في نواة مجرة ، ولكنه يُمكن استخدامه أيضًا للأنظمة متساوية الكتلة.

يمكن استخدام نظرية اضطراب الثقب الأسود في عملية التباطؤ . يتشوه الثقب الأسود النهائي من نوع كير ، ويمكن حساب طيف الترددات التي ينتجها.

يتطلب وصف التطور الكامل، بما في ذلك الاندماج، حل المعادلات الكاملة للنسبية العامة. ويمكن تحقيق ذلك من خلال محاكاة النسبية العددية . تُحاكي النسبية العددية الزمكان وتُحاكي تغيره عبر الزمن. في هذه الحسابات، من المهم توفير تفاصيل دقيقة كافية بالقرب من الثقوب السوداء، مع الحفاظ على حجم كافٍ لتحديد إشعاع الجاذبية الذي ينتشر إلى ما لا نهاية. ولتقليل عدد النقاط بحيث يصبح حل المسألة العددية ممكنًا في وقت معقول، يمكن استخدام أنظمة إحداثيات خاصة، مثل إحداثيات بوير-ليندكويست أو إحداثيات عين السمكة.

لقد تحسنت تقنيات النسبية العددية بشكل مطرد منذ المحاولات الأولية في الستينيات والسبعينيات. ^{[ 35 ] [ 36 ]} ومع ذلك، لم تكن عمليات المحاكاة طويلة المدى للثقوب السوداء المدارية ممكنة حتى قامت ثلاث مجموعات بشكل مستقل بتطوير أساليب جديدة رائدة لنمذجة الاقتراب الحلزوني والاندماج والانهيار للثقوب السوداء الثنائية ^{[ 3 ] [ 4 ] [ 5 ]} في عام 2005.

في الحسابات الكاملة لعملية اندماج كاملة، يمكن استخدام عدة طرق من الطرق المذكورة أعلاه معًا. ومن المهم حينها مطابقة الأجزاء المختلفة للنموذج التي تم تطويرها باستخدام خوارزميات مختلفة. ربط مشروع لازاروس الأجزاء على سطح فائق يشبه الفضاء وقت الاندماج. ^{[ 37 ]}

قد تتضمن نتائج الحسابات طاقة الربط. في المدار المستقر، تكون طاقة الربط قيمة دنيا محلية بالنسبة لتغيرات المعلمات. أما في المدار الدائري المستقر الأقرب إلى مركز الكوكب، فتصبح القيمة الدنيا المحلية نقطة انعطاف.

يُعدّ شكل الموجة الثقالية الناتج مهمًا للتنبؤ بالرصد وتأكيده. عندما يصل الدوران الحلزوني إلى المنطقة القوية من مجال الجاذبية، تتشتت الموجات داخل هذه المنطقة مُنتجةً ما يُسمى بالذيل ما بعد النيوتوني (ذيل PN). ^{[ 37 ]}

في مرحلة التباطؤ لثقب كير الأسود، ينتج عن سحب الإطار موجة جاذبية بتردد الأفق. في المقابل، يبدو تباطؤ ثقب شوارزشيلد الأسود كالموجة المتناثرة من المرحلة الأخيرة للاقتراب الحلزوني، ولكن بدون موجة مباشرة. ^{[ 37 ]}

يمكن حساب قوة رد فعل الإشعاع عن طريق إعادة تجميع تدفق موجات الجاذبية باستخدام طريقة باديه. ومن التقنيات المستخدمة لتحديد الإشعاع تقنية استخلاص خصائص كوشي (CCE)، التي تُعطي تقديرًا دقيقًا للتدفق عند اللانهاية، دون الحاجة إلى الحساب عند مسافات محدودة متزايدة.

تعتمد الكتلة النهائية للثقب الأسود الناتج على تعريف الكتلة في النسبية العامة . تُحسب كتلة بوندي (MB _{) من صيغة بوندي-ساكس لفقدان الكتلة.}${\textstyle {\frac {dM_{B}}{dU}}=-f(U)}$حيث يمثل f ( U ) تدفق موجات الجاذبية عند الزمن المتأخر U. و f هو تكامل سطحي للدالة الجديدة عند اللانهاية الصفرية ، متغيرًا بزاوية مجسمة. طاقة أرنويت-ديزر-ميسنر (ADM)، أو كتلة ADM ، هي الكتلة المقاسة عند مسافة لانهائية، وتشمل جميع إشعاعات الجاذبية المنبعثة.${\textstyle M_{\text{ADM}}=M_{\text{B}}(U)+\int _{-\infty }^{U}F(V)\,dV}$.

يُفقد الزخم الزاوي أيضًا في الإشعاع الجاذبي، ويحدث هذا بشكل أساسي على طول المحور z للمدار الأولي. ويُحسب بتكامل حاصل ضرب شكل الموجة المترية متعددة الأقطاب مع متممة دالة الأخبار على مدى الزمن المتأخر . ^{[ 38 ]}

إحدى المشكلات التي يجب حلها هي شكل أو بنية أفق الحدث أثناء اندماج الثقوب السوداء.

في النماذج العددية، تُدرج مسارات جيوديسية اختبارية لمعرفة ما إذا كانت تصادف أفق الحدث. عندما يقترب ثقبان أسودان من بعضهما، يبرز شكل يشبه منقار البط من كل من أفقَي الحدث باتجاه الآخر. يمتد هذا البروز ليصبح أطول وأضيق حتى يلتقي بالبروز القادم من الثقب الأسود الآخر. عند هذه النقطة، يتخذ أفق الحدث شكل X ضيقًا جدًا عند نقطة الالتقاء. تمتد البروزات لتشكل خيطًا رفيعًا. ^{[ 39 ]} تتوسع نقطة الالتقاء لتشكل وصلة أسطوانية تقريبًا تُسمى جسرًا . ^{[ 39 ]}

عمليات المحاكاة اعتبارًا من عام 2011لم تُنتج أي آفاق حدث ذات بنية حلقية (على شكل حلقة). اقترح بعض الباحثين أنه سيكون من الممكن حدوث ذلك إذا، على سبيل المثال، اندمجت عدة ثقوب سوداء في نفس المدار شبه الدائري. ^{[ 39 ]}

قد تحدث نتيجة غير متوقعة عند اندماج الثقوب السوداء الثنائية، حيث تحمل موجات الجاذبية زخمًا، ويتسارع زوج الثقوب السوداء المندمج، مما يبدو أنه ينتهك قانون نيوتن الثالث . يمكن أن يضيف مركز الثقل  سرعة دفع تتجاوز 1000 كم/ث. ^{[ 40 ]} تحدث أعلى سرعات الدفع (التي تقترب من 5000  كم/ث) في الثقوب السوداء الثنائية متساوية الكتلة والدوران، عندما تكون اتجاهات الدوران في الوضع الأمثل بحيث تكون متعاكسة، موازية لمستوى المدار أو شبه متوافقة مع الزخم الزاوي المداري. ^{[ 41 ]} هذا كافٍ للهروب من المجرات الكبيرة. مع الاتجاهات الأكثر شيوعًا، يكون التأثير أقل، ربما بضع مئات من الكيلومترات في الثانية فقط. يمكن لهذا النوع من السرعة أن يقذف الثقوب السوداء الثنائية المندمجة من العناقيد الكروية، وبالتالي يمنع تكوين ثقوب سوداء ضخمة في مراكز العناقيد الكروية. وهذا بدوره يقلل من احتمالات اندماجات لاحقة، وبالتالي فرصة رصد موجات الجاذبية. بالنسبة للثقوب السوداء غير الدوارة،  تصل سرعة الارتداد القصوى إلى 175 كم/ث عند نسبة كتل 5 إلى 1. وعندما تصطف الدورانات في مستوى المدار،  يصبح الارتداد بسرعة 5000 كم/ث ممكنًا بين ثقبين أسودين متطابقين. ^{[ 42 ]} تشمل المعايير التي قد تكون ذات أهمية نقطة اندماج الثقوب السوداء، ونسبة الكتلة التي تُنتج أقصى قوة ارتداد، ومقدار الكتلة/الطاقة المُشعّة عبر موجات الجاذبية. في حالة التصادم المباشر، تُحسب هذه النسبة بـ 0.002، أو 0.2%. ^{[ 43 ]} يُعدّ CXO J101527.2+625911 أحد أفضل المرشحين للثقوب السوداء فائقة الكتلة المرتدة. ^{[ 44 ]}

• قائمة بأضخم الثقوب السوداء

• الثقوب السوداء الثنائية تدور وتصطدم – عبر يوتيوب .
• ميريت، ديفيد ؛ ميلوسافليفيتش، ميلوش (2005). "تطور الأنظمة الثنائية للثقوب السوداء الضخمة". مراجعات حية في النسبية . 8 : 8. arXiv : astro-ph/0410364 . Bibcode : 2005LRR.....8....8M . doi : 10.12942/lrr-2005-8 (غير نشط في 11 يوليو 2025). S2CID 119367453 . {{cite journal}}: صيانة CS1: تم تعطيل DOI اعتبارًا من يوليو 2025 ( رابط )