يُعتبر اكتشاف الثقوب السوداء النشطة أمرًا سهلاً نسبيًا. فهي تُصدر أشعة سينية ساطعة بفعل حرارتها العالية الناتجة عن التراكم الموجود حولها، كما يمكن رصد التدفقات التي تنبعث من أقطابها في الأطوال الموجية المرئية واللاسلكية. لكن الأمر يختلف تمامًا بالنسبة للثقوب السوداء ذات الكتلة النجمية غير النشطة، حيث تدور هذه الثقوب إما بمفردها عبر المجرة أو تدور حول نجم مرافق دون استهلاك مادته. للأسف، لا يمكننا رصد هذه الثقوب السوداء غير النشطة بشكل مباشر، إذ يُسمح لنا فقط بملاحظة تأثيراتها على الأجسام القريبة منها. حاليًا، تم التعرف على ثلاثة ثقوب سوداء من هذا النوع وذلك بفضل مهمة المركبة الفضائية “جايا”.

تهدف مهمة “جايا” إلى رسم خريطة دقيقة لمواقع وحركات أكثر من مليار نجم في مجرتنا “درب التبانة”. لتحقيق هذا الهدف، يجب أن تكون قياسات الحركة على درجة عالية من الدقة، مما يسمح باكتشاف التذبذبات الصغيرة في حركة النجم. عادةً، تشير هذه التذبذبات إلى وجود كوكب يدور حول النجم، حيث تخلق جاذبية الكوكب تأثيرًا في حركة النجم. لكن في ثلاث حالات على الأقل، يكون أثر الجاذبية كبيرًا جدًا لدرجة أن الرفيق يجب أن يكون ثقبًا أسود. فعندما لا يظهر رفيق نجمي على العكس من ذلك، نستنتج أن هذا الرفيق هو ثقب أسود.

كل ثقب أسود هادئ تم اكتشافه بهذا الأسلوب ارتبط بنجم مرافق صغير. وهذا يحمل دلالة على أنه في الماضي، كانت هذه الأنظمة الثنائية غير متكافئة، مما يعني أن أحد النجوم كان أكبر بكثير من الآخر. وعندما انتهى الأمر بالنجم الأكبر، تحولت بقاياه إلى ثقب أسود، مما أسفر عن تشكيل الأنظمة التي نراها اليوم.

في أحد هذه الأنظمة، المعروف بـ “Gaia BH3″، يُظهر النظام أنه ثنائي واسع النطاق كما كان متوقعًا. لكن الأنظمة الأخرى، “BH1” و”BH2″، أقرب كثيرًا، مما يطرح تساؤلات حول كيفية تشكلها. عند موت نجم كبير، يتوسع بشكل هائل، مما يؤدي إلى ابتلاع النجم المحتضر للرفيق الذي يدور في مدار قريب. وهذا قد يتسبب في اندماج الاثنين، قبل أن يتحول النظام بأكمله إلى ثقب أسود واحد. لكن بالنظر إلى مدارات الرفقاء في “BH1” و”BH2″، كيف تمكنوا من النجاة؟ أحد الاقتراحات هي عملية تُعرف بفص “روش” Overflow.

فص “روش” لنجم معين هو منطقة في الفضاء هيمنت فيها جاذبيته. خارج تلك المنطقة، سيؤثر النجم المرافق بشكل أكبر. لذا، عندما تتحرك الطبقات الخارجية للنجم المتوسع خارج فص “روش”، فإن قوى المد والجزر تسمح للنجم المرافق بالتقاط المادة. إذا كانت المادة المتوسعة غير متقاربَة بقوة، فيمكن للنجم الأصغر الإجهاز عليها دون أن يتسبب ذلك في تداخل النجمين. وبهذا، يمكن للرفيق الصغير الحفاظ على مدار مستقر لفترة كافية ما يمكن الرفيق الكبير من الانهيار وتحويله إلى ثقب أسود.

لكن مع ثلاثة أنظمة فقط تم ملاحظتها حتى الآن، ليس لدينا أدلة كافية لتأكيد نموذج فص “روش” Overflow. ومع ذلك، تقدم هذه الدراسة الأولية نظرة توضح أن كيفية تحول الأنظمة الثنائية غير المتكافئة إلى ثنائيات ثقب سوداء يتطلب استيعابًا أكثر عمقًا مما كنا ندرك سابقًا.

مرجع: أوليجاك، ألكسندرا، وآخرون. “النقل الجماعي غير المحافظ كقناة تشكيل لأنظمة Gaia Black Hole.” مجلة الفيزياء الفلكية 1006.1 (2026): 13.