نجح علماء الفلك في معهد ماكس بلانك لعلم الفلك ، للمرة الأولى ، في اختبار طريقة جديدة لتحديد كتل الثقوب السوداء المتطرفة في الكوازارات. تسمى هذه الطريقة قياس الطيف وهي تعتمد على قياس الإشعاع المنبعث من الغاز بالقرب من الثقوب السوداء الهائلة. يحدد هذا القياس سرعة دوران الغاز المشع ومسافته من مركز قرص التراكم الذي تتدفق منه المادة إلى الثقب الأسود. مقارنة بالطرق الأخرى ، فإن القياس الطيفي واضح ومباشر نسبيًا وفعال إذا تم إجراؤه باستخدام التلسكوبات الكبيرة الحديثة. تسمح الحساسية العالية لهذه الطريقة بفحص محيط الكوازارات المضيئة والثقوب السوداء فائقة الكتلة في بدايات الكون. النجوم الزائفة: منارات الكون تحتوي الكوازارات على ثقوب سوداء فائقة الكتلة في مراكز المجرات وهي من بين ألمع الأجسام الكونية. لذلك ، يمكن اكتشافها على مسافات كبيرة وبالتالي التمكن من استكشاف الكون المبكر. إذا كان هناك غاز بالقرب من ثقب أسود ، فلا يمكن أن يسقط فيه مباشرة. بدلاً من ذلك ، يتشكل قرص تراكمي ، دوامة تساعد المادة على التدفق في الثقب الأسود. تؤدي قوى الاحتكاك العالية في تيار الغاز هذا ، الذي يغذي الثقب الأسود في النهاية ، إلى تسخين قرص التراكم عادةً إلى خمسين ألف درجة. شدة الإشعاع المنبعث في هذه العملية تجعل الكوازارات تبدو ساطعة للغاية لدرجة أنها تفوق سطوع كل النجوم في المجرة. عُرفت المكونات الأخرى داخل الكوازارات لعدة عقود ، مثل ما يسمى بـ "منطقة خط الانبعاث العريض" (BLR) ، وهي منطقة تدور فيها غيوم الغاز المتأين حول الثقب الأسود المركزي بسرعات تصل إلى عدة آلاف من الكيلومترات في الثانية. يحفز الإشعاع المكثف والحيوي من قرص التراكم الانبعاث من الغاز الموجود في BLR ، والذي يكون مرئيًا في الأطياف في شكل خطوط طيفية. ومع ذلك ، بسبب تأثير دوبلر ، يتم توسيعها بقوة من خلال السرعات المدارية العالية ، مما يعطي BLR اسمه. طريقة جديدة لقياس كتلة الثقب الأسود: الآن ، قاس فيليكس بوسكو وزملاؤه الخط الطيفي الأكثر سطوعًا للهيدروجين (Ha) في BLR للكوازار J2123-0050 في كوكبة الدلو. ينبع ضوءه من وقت كان فيه عمر الكون 2.9 مليار سنة فقط. باستخدام طريقة القياس الطيفي ، حددوا المسافة المفترضة لمصدر الإشعاع في BLR إلى مركز قرص التراكم ، موقع الثقب الأسود الهائل المحتمل. في الوقت نفسه ، يوفر خط Ha السرعة الشعاعية لغاز الهيدروجين ، أي مكون السرعة الذي يشير إلى الأرض. مثلما تحدد كتلة الشمس السرعات المدارية للكواكب في النظام الشمسي ، يمكن استنتاج كتلة الثقب الأسود في مركز الكوازار بدقة من هذه البيانات إذا كان من الممكن حل توزيع الغاز مكانيًا. حتى بالنسبة للتلسكوبات الكبيرة اليوم ، فإن مدى BLR صغير جدًا لذلك. يوضح فيليكس بوسكو: "مع ذلك ، من خلال فصل المعلومات الطيفية والمكانية في الضوء المُجمع ، وكذلك عن طريق النمذجة الإحصائية للبيانات المقاسة ، يمكننا اشتقاق مسافات أقل بكثير من بكسل صورة واحدة من مركز قرص التراكم". تحدد مدة الملاحظات دقة القياس. بالنسبة إلى J2123-0050 ، حسب علماء الفلك كتلة ثقب أسود بحد أقصى 1.8 مليار كتلة شمسية. يقول يورج أووي بوت ، المؤلف المشارك ورئيس مجموعة العمل "الثقوب السوداء وآليات التراكم" في MPIA: "لم يكن التحديد الدقيق للكتلة هو الهدف الرئيسي لهذه الملاحظات الأولى على الإطلاق". "بدلاً من ذلك ، أردنا أن نظهر أن طريقة قياس الطيف يمكن من حيث المبدأ الكشف عن البصمة الحركية لكتل ​​الكوازار المركزية باستخدام التلسكوبات التي يبلغ قطرها 8 أمتار والمتاحة بالفعل اليوم." وبالتالي يمكن أن يكون قياس الطيف الضوئي إضافة قيمة للأدوات التي يستخدمها الباحثون لتحديد كتلة الثقب الأسود. يضيف جو حناوي ، "مع زيادة حساسية تلسكوب جيمس ويب الفضائي بشكل ملحوظ(JWST) والتلسكوب الكبير للغاية (ELT بقطر مرآة أساسي يبلغ 39 مترًا) قيد الإنشاء حاليًا ، سنتمكن قريبًا من تحديد كتل الكوازارات عند الانزياحات الحمراء الأعلى. " يضيف Jörg-Uwe Pott ، الذي يقود أيضًا مساهمات Heidelberg لأول كاميرا الأشعة تحت الحمراء القريبة من ELT ، MICADO ، "تساعدنا دراسة الجدوى المنشورة الآن على تحديد وإعداد برامج بحث ELT المخطط لها." ومع ذلك ، يعمل RM كأساس لمعايرة الطرق غير المباشرة الأخرى التي تم إنشاؤها لأول مرة للكوازارات القريبة ثم امتد إلى الكوازارات الأكثر بعدًا والمضيئة ذات الثقوب السوداء الضخمة. جودة هذه الأساليب غير المباشرة تقف وتهبط مع دقة طريقة RM. هنا أيضًا ، يمكن أن يساعد القياس الطيفي في وضع تحديد كتلة الثقوب السوداء الضخمة على أساس أوسع. على سبيل المثال ، يشير تقييم البيانات من J2123-0050 إلى أن العلاقة بين حجم BLR و لمعان الكوازار ، التي تم تأسيسها في البداية بطريقة RM من أجل الكوازارات الباهتة القريبة نوعًا ما ، يبدو أنها تحمل في الواقع أيضًا الكوازارات المضيئة أيضًا. ومع ذلك ، هناك حاجة إلى مزيد من القياسات هنا. يمكن أيضًا قياس BLR بقياس التداخل في المجرات النشطة القريبة ، مثل أداة GRAVITY لمقياس التداخل التلسكوب الكبير جدًا (VLTI). ومع ذلك ، فإن الميزة الكبرى للقياس الطيفي هي أنه لا يلزم سوى ملاحظة واحدة شديدة الحساسية. بالإضافة إلى ذلك ، فإنه لا يتطلب اقترانًا معقدًا للغاية من الناحية الفنية للعديد من المقاريب كما هو مطلوب بواسطة قياس التداخل أو سلسلة طويلة من القياسات على مدى شهور وسنوات كما هو الحال مع RM. على سبيل المثال ، كانت سلسلة واحدة من الملاحظات مع وقت تعرض مدته أربع ساعات باستخدام تلسكوب Gemini North من فئة 8 أمتار في هاواي ، مدعومًا بنظام تصحيح يتكون من نجمة دليل ليزر وبصريات تكيفية ، كافية لمجموعة البحث التي يقودها بواسطة فيليكس بوسكو. فتح باب جديد لاستكشاف الكون المبكر : يعلق الباحثون آمالًا كبيرة على الجيل القادم من التلسكوبات البصرية الكبيرة مثل ELT الخاص بـ ESO . إن الجمع بين سطح تجميع الضوء الموسع مع زيادة حدة الصورة بخمسة أضعاف سيجعل الملاحظة المقدمة هنا ممكنة في بضع دقائق فقط في ELT. يوضح فيليكس بوسكو: "سنستخدم مقياس ELT لقياس العديد من الكوازارات على مسافات مختلفة في ليلة واحدة ، مما يسمح لنا بمراقبة التطور الكوني لكتل ​​الثقوب السوداء بشكل مباشر." من خلال دراسة الجدوى الفلكية الناجحة ، فتح المؤلفون بابًا جديدًا على مصراعيه لاستكشاف الكون المبكر. إضافة قيمة إلى الطيف الطيفي إلى الأساليب الكلاسيكية من بين البدائل لمسح BLR في الكوازارات القريبة هناك طريقة مستخدمة على نطاق واسع: "رسم خرائط الارتداد" (RM). إنه يستخدم وقت عبور الضوء ، أي تقلب في السطوع في قرص التراكم يحتاج إلى إثارة الغاز المحيط لزيادة الإشعاع. من هذا ، يقدر علماء الفلك مدى متوسط ​​BLR. إلى جانب الشكوك الكبيرة في بعض الأحيان في الافتراضات ، فإن هذه الطريقة لها عيوب حاسمة مقارنة بمقياس الطيف عند فحص الثقوب السوداء الأكثر ضخامة والابعد. يرتبط قطر BLR بكتلة الثقب الأسود المركزي. ومن ثم ، فإن تأخير الإشارة بين قرص التراكم و BLR يصبح كبيرًا جدًا بالنسبة للثقوب السوداء الضخمة في الكون المبكر. تصبح سلسلة القياسات الضرورية لعدة سنوات طويلة بشكل غير عملي. علاوة على ذلك ، تميل تقلبات السطوع وقابلية القياس إلى الانخفاض مع زيادة كتلة الثقب الأسود وإشراق الكوازار. لذلك ، نادرًا ما تنطبق طريقة RM على الكوازارات المضيئة. ونتيجة لذلك ، فهي غير مناسبة لقياس النجوم الزائفة على مسافات كونية كبيرة . في علم الكونيات ، يعد تحديد كتلة الثقوب السوداء الفائقة الكتلة في الكون الشاب مقياسًا مهمًا لتتبع التطور الزمني للكون. الآن فيليكس بوسكو ، بالتعاون الوثيق مع يورج أوفي بوت ، وكلاهما من معهد ماكس بلانك لعلم الفلك (MPIA) في هايدلبرغ ، والباحثين السابقين في MPIA جوناثان ستيرن (الآن جامعة تل أبيب ، إسرائيل) وجوزيف حناوي (الآن جامعة كاليفورنيا سانتا باربرا ؛ الولايات المتحدة الأمريكية وجامعة ليدن بهولندا) ، لأول مرة في إثبات جدوى التحديد المباشر لكتلة الكوازار باستخدام مقياس الطيف. تسمح هذه الطريقة بتحديد كتلة الثقوب السوداء البعيدة في الكوازارات المضيئة مباشرة من الأطياف البصرية ، دون الحاجة إلى افتراضات واسعة النطاق حول التوزيع المكاني للغاز. التطبيقات المذهلة للقياسات الطيفية لكتل ​​الكوازار تم فحصها بشكل منهجي في MPIA منذ عدة سنوات.