با استفاده از محاسبات برای درک اینکه چرا سیاهچاله ها می درخشند

بگذارید از ابتدا با این سؤال اساسی شروع کنم: سیاه چاله چیست؟در شاید ساده ترین اصطلاحات ، سیاه چاله یک شیء فروپاشیده است که در آن ماده آنقدر متراکم است که حتی نور نمی تواند از سطح آن فرار کند. اصطلاح سیاه چاله در واقع توسط جان ویلر ابداع شده بود ، که در آن زمان استاد گروه فیزیک در دانشگاه پرینستون بود و واقعاً یک اصطلاح بسیار مناسب است.

نکته قابل توجه ، تصور می شد که سیاهچاله ها فقط یک ساختار نظری از نسبیت عام هستند. راه حل های معادلات انیشتین که پیش بینی سیاهچاله ها را پیش بینی می کند ، در ابتدا کاملاً تعجب آور بود و تصور می شد که یک مبهم از ریاضیات نسبیت عام است. نکته جالب تر این است که امروز ما به یقین می دانیم که سیاهچاله ها در واقع در طبیعت وجود دارند ، در واقع جایزه نوبل امسال به دلیل اثبات خاص که در مرکز کهکشان Way Way خود ما وجود دارد ، سیاه چاله ای وجود دارد (همانطور که من "در یک دقیقه توصیف می کنم). در سال 2017 ، جایزه نوبل برای کشف امواج گرانشی تولید شده توسط ادغام سیاهچاله ها اهدا شد. بنابراین آنها دیگر فقط در نسبیت عام فقط یک کوک ریاضی نیستند.

چگونه می دانیم در مرکز راه شیری سیاه چاله ای وجود دارد؟درست همانطور که می توانیم از قوانین حرکتی کپلر برای اندازه گیری جرم خورشید توسط مدارهای سیارات آن استفاده کنیم ، می توانیم توده یک سیاهچاله را توسط مدارهای ستاره هایی که در اطراف آن قرار دارند اندازه گیری کنیم. ضبط موقعیت ستاره ها در مرکز کهکشان طی چند دهه گذشته (در زیر) نشان داده است که آنها در اطراف توده نقطه ای غیب که حاوی توده های 4. 1 میلیون نفری ماده است ، در حال جابجایی هستند ، اما از مدار زمین کوچکتر استخورشید. ما از هیچ شی غیر از سیاه چاله ای که می تواند با آن توده بسیار کوچک باشد ، نمی دانیم. اکثر اخترشناسان این شواهد کاملاً مستقیم از سیاه چاله را در Senter of the Milky Way در نظر می گیرند.

مدارهای ستاره های اطراف سیاه چاله کهکشان ما.

آیا در مرکز کهکشان های دیگر سیاه چاله وجود دارد؟اگر از نزدیک به یک تصویر نوری از کهکشان M87 نگاه کنید (به بالای صفحه مراجعه کنید) ، می توانید این نوع لکه های نور آبی را که از مرکز بیرون می آید ، ببینید. هنگامی که اولین تصاویر عکاسی با کیفیت بالا از این کهکشان در سال 1919 ساخته شد ، خاطرنشان شد که این "ری مستقیم کنجکاو" از مرکز این کهکشان ، M87 آمده است. امروزه ، با استفاده از تلسکوپ های رادیویی ، متوجه شدیم که این پرتوی مستقیم از نور در واقع یک جت باریک از ماده است که با نزدیک به سرعت نور از مرکز M87 خارج می شود. ما فکر می کنیم تنها نوع شیئی که می تواند چنین جت های نسبیتی قدرتمندی ایجاد کند سیاهچاله ها هستند. بنابراین این شواهد غیرمستقیم از سیاه چاله در مرکز M87 است.

همکاری تلسکوپ افق رویداد

اولین تصویر از سیاه چاله از مشاهدات تلسکوپ Horizon Event از مرکز Galaxy M87

اما مطمئناً اثبات مستقیم سیاه چاله در مرکز M87 اخیراً از تلسکوپ Horizon Event (EHT) آمده است. این مجموعه ای از تلسکوپ های رادیویی است که با هم کار می کنند تا تصویری با همان وضوح یک تلسکوپ واحد به اندازه کل زمین بسازند. و با چنین وضوح بالا ، ما در واقع آن سایه افق رویداد سیاه چاله در M87 را حل کرده ایم (به بالا مراجعه کنید). یکی از اعضای گروه اخترفیزیک در IAS ، لیا مدیروس ، در کار EHT و تولید این تصویر بسیار درگیر بوده است.

سیاه چاله در کهکشان M87 در تصویر EHT تاریک نیست ، زیرا آنچه ما مشاهده می کنیم سیاهچاله به خودی خود نیست ، بلکه پلاسما داغ است که در سیاه چاله می افتد (زیر را ببینید). هنگام جمع شدن پلاسما - گاز ذرات بار ، الکترون ها و پروتون ها - به سیاه چاله سقوط می کند و فشرده می شود ، گرم می شود ، دقیقاً مانند این که وقتی یک تایر دوچرخه را پمپ می کنید ، از فشرده سازی آدیاباتیک گرم می شود. علاوه بر این ، با سقوط پلاسما در آن ، انرژی گرانشی را آزاد می کند و این انرژی به گرما تبدیل می شود. با گرم شدن الکترون های موجود در پلاسما ، آنها شروع به انتشار فوتون (نور) می کنند ، این همان چیزی است که ما در تصویر EHT می بینیم.

تلسکوپ Horizon Event/Hotaka Shiokawa

مدل محاسباتی از پلاسما که در یک سیاه چاله قرار می گیرند

محاسبات از کجا وارد این داستان می شود؟روش های محاسباتی از دو جهت برای این کار کاملاً حیاتی هستند. اولین مورد برای کاهش خود داده های واقعی است. همانطور که می توانید تصور کنید، EHT یک ابزار پیچیده است که ترابایت داده تولید می کند. کاهش این داده ها و تولید تصویری که مشاهده می کنید یک مشکل محاسباتی چالش برانگیز در علم داده است. ثانیاً، برای تولید و تفسیر تصویر و اندازه گیری چیزهایی مانند جرم و چرخش سیاه چاله، مدل هایی از پلاسمای جاری در سیاه چاله مورد نیاز است. تولید آن مدل ها به روش های محاسباتی بسیار پیچیده ای نیاز دارد.

روش های محاسبه مدل های نظری جریان پلاسما در سیاه چاله ها در واقع یکی از حوزه های اصلی تحقیق من است. چنین محاسباتی چگونه انجام می شود؟معادلات ریاضی که تکامل زمانی خواص اساسی پلاسما مانند چگالی، تکانه و انرژی را توصیف می کنند، مجموعه ای از معادلات دیفرانسیل شناخته شده هستند. اگر مناطقی از فضا دارید که می خواهید دینامیک پلاسما را در آنها مدل کنید، آن فضا را به سلول های مجزا تقسیم می کنید. شما ممکن است میلیون ها یا میلیاردها از این سلول ها را در یک محاسبه داشته باشید. در هر سلول، جرم، انرژی، تکانه و تمام مقادیر حفظ شده را ذخیره می کنید. سپس این مقادیر را طبق تقریبی به معادلات دیفرانسیل اصلی که می توانید در رایانه حل کنید، به روز می کنید. این تقریب به شما می گوید که چگونه جرم، تکانه و انرژی در هر سلول را به روز کنید، که به شما تکامل زمانی پلاسما را می دهد.

و این جایی است که الگوریتم ها بازی می شوند. صحت روشهای عددی مورد استفاده برای یافتن راه حل های تقریبی برای معادلات دیفرانسیل زیرین با چیزی به نام میزان همگرایی اندازه گیری می شود. این نرخ با اضافه کردن سلول های بیشتر به سرعت خطای محلول کاهش می یابد. اگر هنگام دو برابر شدن تعداد سلول ، خطا به یک عامل دو کاهش یابد ، این روش مرتبه اول نامیده می شود. اگر وقتی شماره را دو برابر می کنید چهار نفر کاهش یابد ، این روش مرتبه دوم نامیده می شود و غیره. بنابراین روشهای بالاتر دقیق تر هستند. برای برخی از مشکلات ، شما به وضوح نیاز دارید که صد برابر در هر بعد بالاتر باشد تا با یک الگوریتم مرتبه دوم ، دقت یکسان را بدست آورید زیرا به الگوریتم مرتبه چهارم نیاز دارید. و به دلیل نحوه افزایش هزینه محاسبات با وضوح ، صد برابر بیشتر سلول در هر بعد صد میلیون برابر گرانتر است. اما روشهای مرتبه بالاتر نیز پیچیده تر و برنامه ریزی بر روی رایانه سخت تر است ، به همین دلیل آنها اخیراً محبوبیت خود را آغاز کرده اند.

در حقیقت ، افزایش قدرت رایانه در طی چند دهه گذشته برای افزایش دقت در استفاده بهتر از استفاده بهتر ، یعنی الگوریتم های مرتبه بالاتر ، کافی نیست. به همین دلیل الگوریتم ها همیشه برنده می شوند. آنها همیشه منجر به افزایش بسیار بیشتر از دقت نسبت به سریعتر شدن رایانه می شوند. الگوریتم های هوشمند محاسباتی را فراهم می کنند که امروزه حتی در سریعترین رایانه جهان هرگز نمی توانستند انجام نشود. و به همین دلیل است که توسعه الگوریتم های جدید برای بسیاری از مشکلات در علم به طور کلی و نه فقط اخترفیزیک بسیار مهم است.

بیایید به صحبت در مورد ساختن تصاویر سیاهچاله از پلاسما که در حال جمع شدن هستند ، بازگردیم. در مورد سیاه چاله خود ما در مرکز راه شیری ، اولین سؤالی که ممکن است بپرسید این است که این همه پلاسما از کجا آمده است؟ما می دانیم که در مورد سیاه چاله در کهکشان خودمان ، از ستاره های نزدیک مرکز کهکشانی آمده است. برخی از ستارگان که در مدار بسیار نزدیک به مرکز کهکشانی هستند ، دارای جریان های بسیار قدرتمندی هستند ، وزش باد دقیقاً مانند خورشید باد دارد. اما این ستاره ها بادهای بسیار قدرتمندتری نسبت به خورشید دارند. خروجی از همه این ستاره های مختلف با یکدیگر برخورد می کند ، و هنگامی که آنها برخورد می کنند که باعث ایجاد امواج شوک می شود که منطقه اطراف سیاه چاله را با گاز شوکه شده از وزش باد ستاره پر می کند. شما در واقع می توانید این ماده را در تصاویر اشعه ایکس از مرکز کهکشانی به عنوان حباب روشن پلاسما داغ که توسط باد از همه این ستاره ها تشکیل شده است ، مشاهده کنید. سیاه چاله در مرکز کهکشان در حال جمع آوری این پلاسما با اشعه ایکس است که توسط این بادهای ستاره ای تشکیل شده است.

با استفاده از همان روشهای عددی که ما برای مدل سازی پیوستگی پلاسما به خود سیاه چاله استفاده می کنیم ، در واقع می توانیم پویایی بادهای ناشی از این ستاره ها را مستقیماً مدل کنیم و شوک های شکل گرفته شده را به عنوان برخورد باد با یکدیگر دنبال کنیم. این به ما این امکان را می دهد تا درک کنیم که چگونه ستارگان پلاسما را به سیاه چاله در مرکز تغذیه می کنند.

سرانجام ، یک ماده جالب دیگر وجود دارد که باید در مدل سازی تصویر EHT گنجانده شود ، به این ترتیب نور ساطع شده توسط پلاسما تحت تأثیر میدان گرانشی سیاهچاله است. در نزدیکی یک سیاه چاله ، نور دیگر به خطوط مستقیم سفر نمی کند ، اما پرتوهای نوری با انحنای فاصله زمانی خم می شوند. برای ساختن این بتن تر ، اگر یک دیسک نازک از پلاسما را که در اطراف یک توده نقطه ای در گرانش غیر نفت گرایانه نیوتنی قرار دارد ، تصور می کنید ، تصویر آشنا را در سمت چپ مشاهده می کنید (به تصویر زیر مراجعه کنید). به نظر می رسد که چگونه حلقه های زحل به یک ناظر از زمین نگاه می کنند. با این حال ، در نسبیت ، این دیسک نازک مانند تصویر مناسب به نظر می رسد. در نزدیکی فضا سیاه چاله خمیده است ، به طوری که فوتون ها در مسیرهای خمیده در مسیر خود به سمت شما حرکت می کنند. فوتونهای ساطع شده از پشت دیسک در بالای سیاه چاله خم شده و سپس به سمت جهت مورد نظر ما متمرکز شده اند. این بدان معنی است که قسمت پشتی دیسک دقیقاً در بالای بالای سیاه چاله قرار دارد. ترکیب این جلوه های نسبی بسیار مهم است زیرا باعث می شود تصویر دیسک در اطراف یک سیاه چاله در مقایسه با دیسک اطراف یک ستاره معمولی کاملاً متفاوت به نظر برسد.

ظاهر یک دیسک نازک در اطراف یک توده نقطه در گرانش نیوتنی (سمت چپ) و در نسبیت عام (سمت راست). دومی نشان می دهد که چگونه پرتوهای نور در GR خم می شوند.

با پیشروی ، ما می خواهیم بسیاری از فیزیک پلاسما را از مشاهدات فعلی و آینده یاد بگیریم. EHT یک آزمایش فوق العاده برای درک نسبیت عام و سیاهچاله ها است ، اما فکر می کنم این یک آزمایش بسیار جالب برای درک اخترفیزیک پلاسما در رژیم نسبیت گرا است ، زیرا پلاسما همان چیزی است که ما واقعاً می بینیم. اثرات جسمی بسیاری وجود دارد که در مدل های آینده گنجانده شده است. به عنوان مثال ، دمای یونها و الکترون های موجود در پلاسما احتمالاً متفاوت است و این باعث تغییر تصویر می شود. تابش تولید شده توسط پلاسما نیز پویایی آن را تحت تأثیر قرار می دهد ، بنابراین می تواند تصویر را در مقایسه با مدلی که شامل تابش نمی شود ، تغییر دهد. همه این موارد باید در مدل های آینده گنجانیده شود. ما معادلات را برای حل می دانیم ، فقط باید نرم افزار را بنویسیم و مدل سازی را به درستی انجام دهیم. این در آینده ما را برای سالها مشغول نگه داشتن می کند. در نهایت ، ما امیدواریم که اطلاعات بیشتری در مورد سیاهچاله ها و چگونگی تأثیر آنها در محیط آنها ، از مشاهدات آینده و مدل های عددی آینده بیاموزیم.

جیمز م. استون ، استاد دانشکده علوم طبیعی ، یکی از متخصصان برجسته جهان در اخترفیزیک محاسباتی است. تخصص وی در توسعه الگوریتم های عددی جدید برای پویایی پلاسما و استفاده از این روش ها برای مطالعه انواع مشکلات در اخترفیزیک است. رویکردهای رمان او زمینه اخترفیزیک را شکل داده و به درک ما از جهان کمک کرده است.