ثقب أسود نجمي

بعض المرشحين

• انظر كذلك
• ثقب أسود مارق
• ثقب أسود
• ثقب أسود متوسط الكتلة
• ثقب أسود فائق الضخامة
• عملاق عظيم
• عملاق عظيم فائق
• تصنيف نجمي
• منكب الجوزاء
• رجل الجبار
• حزام الجبار
• إيتا القاعدة
• بيستول
• حد إدنجتون
• علم الفلك للأشعة السينية
• مجرة راديوية
• نجم نيوتروني
• عملاق أحمر
• قزم أبيض
• تجمع أرشز
• تجمع التوائم
• منكب الجوزاء
• ثقب أسود 1655-40
• تخليق العناصر
• الانفجار العظيم
• خط زمني للانفجار العظيم
• انفجار أشعة غاما 090423
• انفجار أشعة غاما 971214
• انفجار أشعة غاما 080916C
• انفجار أشعة غاما 060218
• قائمة أسماء النجوم العربية
• قائمة أشد النجوم سطوعا
• قائمة أكبر النجوم
• قائمة انفجارات أشعة غاما
• كتلة نجمية

في هذا الإطار، تحوي مجرتنا مجرة درب التبانة عل عدة مرشحين ليكون كل منهم ثقب أسود نجمي ومن ضمنهم عدة أقرب لنا من الثقب الأسود الفائق الكتلة الموجود في مركز المجرة (الرامي أ*). ويوجد كل من تلك المرشحين في أنظمة ثنائية تصدر أشعة سينية حيث يجذب الجرم المنضغط مادة من قرينه على هيئة قرص حلزوني ينهار عليه. وتقدر كتلة الثقب الأسود في تلك الثنائيات بين 3 أضعاف إلى نحو 12 ضعف كتلة شمسية.

كما أعلن آخرون

وفي هذا الصدد، أن أقل كتلة تعرف لثقب أسود تقدر بنحو 8و3 كتلة شمسية وأن قطره يبلغ 24 كيلومتر فقط.

ثقب أسود نجمي

وفي هذا السياق، كذلك توجد مؤشرات أخرى لوجود نوعين آخرين من الثقوب السوداء، وكليهما ذو كتلة أكبر من ثقب أسود نجمي:

من جهة ثانية، (1) ثقوب سوداء متوسطة الكتلة وهي تكون في مراكز التجمعات النجمية

خواصه

في هذا الإطار، وانهيار النجم على نفسه وتقلصه تحت فعل قوى الجاذبية بعد نفاذ وقوده إنما هي عملية طبيعية وينتج عنها ثقبا أسودا. فعند نهاية عمر نجم عندما يكون النجم قد استهلك كل ما لديه من وقود ينهار على نفسه. فإذا كانت كتلة الجزء المتقلص من النجم (القلب) أقل من حد معين فهو ينتهي في هيئة نجم مضغوط، أي يكوّن قزما أبيضا أو نجما نيوترونيا. وكلا نوعي النجوم تتسم بكتلة قصوى تميزها. فإذا تعدت كتلة النجم الحد الأقصى لتكوّن نجما نيوترونيا يستمر التقلص وارتفاع كثافة النجم إلى حد التقلص الثقالي وينتج لاحقًا ثقب أسود.

كتلة شمسية.

إضافةً إلى ذلك، ثم أعلنت ناسا في أبريل عام 2008 أن الجرم السماوي XTE J1650-500

كذلك، وطبقا ل النظرية النسبية العامة فمن الممكن أن يتكون الثقب الأسود من أي كتلة كبيرة أو صغيرة. وكلما قلت الكتلة كلما كان هناك احتياج أكبر لكثافة مادية عالية لتكوين ثقب أسود. (انظر مناقشة نصف قطر شفارتزشيلد ونصف قطر الثقب الأسود). ولكن لم تشاهد عملية في الطبيعة تنتج ثقبا أسودا من كتلة أقل من عدة كتل شمسية. وإذا وجدت تلك فهي قد تكون في مرحلة تكوين ثقب أسود. وأكبر ثقب أسود معروف حتى عام 2007 كانت كتلته 15.65

إضافةً إلى ذلك، ولا تعرف الكتلة القصوى للنجم النيوتروني بالضبط، ففي سنة 1939 اقترحت كتلة قدرها 7و0 كتلة شمسية وهي الكتلة المسماة حد كتلة توف TOV limit. وفي عام 1996 قدر تقدير جديد لهذا الحد بين 5و1 إلى 3 كتلة شمسية.

من جانب آخر، للثقب الأسود ثلاثة خواص تميزه: الكتلة، والشحنة الكهربية وزخم زاوي. ويعتقد أن جميع الثقوب السوداء يكون لها زخم زاوي ، بمعنى أنه يدور حول محوره، ولكن لم تستطع المشاهدة حتى الآن القطع بوجود زخم زاوي للثقب الأسود. وافتراض وجود زخم زاوي للثقب الأسود نابع عن ضرورة انحفاظ الزخم الزاوي عند تقلص النجم من حجمه الأصلي الكبير إلى حجمه الصغير (قطر الثقب الأسود يتكون من عشرات الكيلومترات فقط).

وفي هذا السياق، فضلًا عن ذلك فتوجد مؤشرات إلى كون الجرم السماوي IC 10 X-1 - وهو يصدر أشعة إكس - ثقبا أسودا، وتقدر كتلته بين 24 إلى 33 كتلة شمسية.

ثقب أسود

ومن جهة أخرى، و(2) ثقوب سوداء عظيمة الكتلة توجد في مركز مجرة درب التبانة وفي مراكز المجرات النشطة.

انظمة ثنائية تصدر أشعة إكس

إضافةً إلى ذلك، ولكن النجم النيوتروني له خواص أخرى تميزه، منها أن له دوران تفاضلي حول محوره، وقد يكون له مجال مغناطيسي، وقد تحدث فيه انفجارات موضعية صغيرة (انفجار نووي حراري). فعندما تشاهد تلك الصفات فيمكن القول بأن الجرم المنضغط في نظام ثنائي إنما هو نجم نيوتروني.

كذلك، ويمكن تعيين الكتلة عن طريق الأشعة السينية التي يصدرها الجرم المنضغط فضلًا عن بيانات الضوء المرصود. وتحوي جميع النجوم النيوترونية كتل بين 3 - 5 كتلة شمسية. ولم تُبدي أي من تلك الأجرام المنضغطة (المتقلصة) التي تحوي كتلة أكبر من 5 كتلة شمسية بأن لها خواص النجوم النيوترونية. تلك البيانات تجعلنا نستنتج أن تلك الأصناف من النجوم المنضغطة التي تحتوي على كتلة أكبر من 5 كتلة شمسية إنما تكون في الواقع ثقوبا سوداء.

وعلى صعيد آخر، أي أن الثقب الأسود يمكن رؤيته من الأشعة السينية التي يصدرها، بينما تمكن مشاهدة النجم القرين من ضوئه بالتلسكوب الضوئي. ويبدو أن الطاقة الناتجة من الثقب الأسودتكون مساوية للطاقة التي تُنتج كذلك من نجم نيوتروني. ولذلك يصعب التفرقة بين الثقب الأسود والنجم النيوتروني.

علاوةً على ذلك، يمكن مشاهدة الثقوب السوداء النجمية الموجودة في نجم ثنائي عندما تنجذب مادة من النجم القرين إلى الثقب الأسود (باعتبار أن الثقب الأسود أحد «النجمين» في الثنائي). وتعمل الطاقة الكبيرة الناتجة عن انهيار المادة على الثقب الأسود على تسخين المادة إلى درجات حرارة عالية تصل إلى عدة مئات الملايين كلفن وهذه تتسبب في إنتاج أشعة إكس والتي يمكن تسجيلها (انظر علم الفلك للأشعة السينية).