16 دقیقه
وقتی تلسکوپ فضایی جیمز وب (JWST) در سال 2022 اولین تصاویر علمی خود را بازگرداند، ستاره‌شناسان صدها نقطهٔ نور بسیار فشرده و شدیداً قرمز را مشاهده کردند. این نقاط قرمز کوچک صرفاً لکه‌های ضعیف نیستند — ممکن است گونهٔ جدیدی از اجسام کیهانی باشند که نحوهٔ شکلگیری سیاهچالههای اَبَرجرم و کهکشانها در جهانِ اولیه را به چالش می‌کشند.
JWST's tiny red dots: a new population revealed
کمتر از یک ماه پس از انتشار نخستین تصاویر علمی تلسکوپ فضایی جیمز وب در تابستان 2022، رصدگران ویژگی غیرمنتظره‌ای در آسمان عمیق دیدند: منابع نقطهای بسیار فشرده و عمیقاً قرمزی که هابل آنها را ندیده بود. از آنجا که JWST برای طولموجهای فروسرخ بهینه شده است، اجسامی را آشکار کرد که بیشتر انرژی خود را در طولموجهای بلند — در نزدیک و میانهٔ فروسرخ — منتشر می‌کنند، نواحی که هابل حساسیتی در آنها ندارد. این نقاط قرمز کوچک بلافاصله برجسته شدند و پیگیری‌های سریع جامعهٔ نجومی را برانگیختند.
تحلیل‌های طیفسنجی و فوتومتری نشان داد که بسیاری از این منابع قرمز در فواصل بسیار دور قرار دارند. حتی نزدیک‌ترین نمونه‌ها زمان سفر نورِ در حدود 12 میلیارد سال را نشان می‌دهند، یعنی ما آنها را همان‌گونه می‌بینیم که وقتی جهان تنها چند میلیارد سال داشت. از منظر نجومی، جابه‌جایی به سرخ بالا آنها را در دوران حساسی قرار می‌دهد که برای فهم شکلگیری نخستین کهکشانهای عظیم و رشد سریع سیاهچالههای اَبَرجرم حیاتی است.
برای دسته‌بندی یک جرم، ستاره‌شناسان به مدلهای فیزیکی تکیه می‌کنند: ستارگان از همجوشی هسته‌ای نیرو می‌گیرند، کهکشانها مجموعه‌های گرانشی از ستارگان و گاز هستند، و هسته‌های فعال کهکشانی (AGN) از فروپاشی ماده روی سیاهچالههای مرکزی تغذیه می‌کنند. اما این نقاط قرمز کوچک به‌خوبی با هیچ‌یک از قالب‌های معمول سازگار نبودند. فشردگی، رنگ و ویژگی‌های فوتومتریک اولیهٔ آنها دو تفسیر عمده را پدید آورد: یا کهکشان‌هایی فوق‌العاده فشرده و غرق در گرد و غبار از نظر جمعیت ستارهای، یا شکلی از AGN پوشیده‌شده. هر کدام از این گزینه‌ها پیامدهای نامطلوب و چالش‌برانگیزی داشتند.
Two competing explanations: extreme galaxies or hidden AGN?
یک فرضیه پیشنهاد کرد که این نقاط قرمز کوچک در واقع کهکشانهای اَبَرفشرده‌ای هستند که با ستارگانی در چگالی‌هایی بسیار فراتر از محیط‌های کهکشانی معمول پر شدهاند. تصور کنید که صدها هزار خورشید را در حجمی بگنجانید که در حوالی محلی ما معمولاً فقط یک خورشید یافت میشود — این مقیاس مدعی برخی از مدلهای ستارهای افراطی است. اگر این تفسیر درست باشد، چنین اجسامی نیازمند فیزیک تازه‌ای برای فرایندهای شکلگیری ستاره و تجمع گاز در دوران بسیار اولیهٔ کیهان خواهند بود.
از سوی دیگر، برخی پژوهشگران استدلال کردند که این اجسام ممکن است AGN باشند — یعنی سیاهچالههای اَبَرجرم مرکزی که فعالانه ماده را جذب می‌کنند و تابش روشنی تولید می‌کنند — اما به‌شدت توسط گرد و غبار سرخ شدهاند. AGNها میتوانند میزبان خود را درخشنده‌تر کنند و از فواصل دور به‌صورت نقطهای بهنظر برسند. با این حال، طیف‌هایی که تاکنون جمع‌آوری شده تفاوت‌هایی نسبت به جمعیت شناخته‌شدهٔ AGNهای سرخ‌شده توسط گرد و غبار نشان دادند: نسبت خطوط نشری، شکل پیوستهٔ طیف (continuum) و نشانه‌های مشخصهٔ شکست‌های طیفی متفاوت بودند. علاوه بر این، تفسیر تمام نقاط قرمز کوچک به‌عنوان AGNهای پوشیده‌شده توسط گرد و غبار مستلزم وجود تعداد بسیار بیشتری از سیاهچالههای عظیم در جهان جوان بود که انتظار آن نمی‌رفت.
هر دو گزینه فشار زیادی بر مدلهای پذیرفته‌شدهٔ تکامل کهکشان در اوایل کیهان وارد می‌کردند. اگر این نقاط قرمز کوچک از ستارگان غالباً تشکیل شده باشند، چگونه این همه ستاره می‌توانست آن‌چنان سریع شکل بگیرد و تجمع یابد؟ و اگر AGNها غالب باشند، چه مکانیزمی این همه سیاهچالهٔ عظیم را ظرف کمتر از یک میلیارد سال پس از انفجار بزرگ پدیدآورده است؟ جامعه علمی به یک نتیجهٔ عملی رسید: حل این کشمکش نیازمند طیفسنجی است — اندازه‌گیری نور تفکیک‌شده به طولموجهای مولفهٔ آن — زیرا تنها تصویرسازی نمی‌تواند به‌صورت قابل اعتماد بین ستاره‌فشان‌های فشرده و انواع مختلف AGN تمایز قائل شود.
The RUBIES survey: spectroscopy to the rescue
برای بهدست آوردن این طیف‌ها، ستاره‌شناسان چندین برنامهٔ JWST را پیشنهاد دادند. یکی از آنها RUBIES (Red Unknowns: Bright Infrared Extragalactic Survey) بود که به سرپرستی آنا دِ گراف و همکاران در مؤسسهٔ ماکس پلانک برای نجوم و مؤسسات شریک انجام شد. بین ژانویه و دسامبر 2024، RUBIES نزدیک به 60 ساعت زمان JWST را بهدست آورد و طیف‌هایی از حدود 4,500 کهکشان دور را جمع‌آوری کرد — یکی از بزرگ‌ترین مجموعه‌های طیفسنجی از عملیات ابتدایی JWST.
از این نمونه، تیم RUBIES تعداد 35 نقطهٔ قرمز کوچک را شناسایی کرد که شامل نمونه‌های پیش‌تر شناخته‌شده و چند جرم جدید و افراطی بود. یکی از آنها برجسته شد: منبعی که تیم آن را «The Cliff» نامید. طیف این منبع جهش بسیار تندی را نشان داد — افزایش چشمگیر شار در طول‌موج‌هایی که متناظر با شکست بالمر هستند وقتی به دلیل جابه‌جایی به سرخ شیفت شدهاند. نور The Cliff حدود 11.9 میلیارد سال طول کشید تا به ما برسد و آن را در جابه‌جاییٔ کیهانی تقریباً z ~ 3.55 قرار می‌داد، دوره‌ای که در آن کهکشانها و سیاه‌چاله‌ها با سرعت در حال تحول بودند.
شکست بالمر یک ویژگی طیفی است که توسط رفتار جذب جمعی هیدروژن در جوّ ستارگان تولید میشود؛ این ویژگی معمولاً در کهکشان‌هایی مشاهده میشود که ترکیبی خاص از ستارگان را دارند. با این حال، دامنه و تیزبودن جهش در طیف The Cliff از نمونه‌های معمول کهکشانی شدیدتر بود و بیشتر شبیه طیف یک جوّ ستارهای بسیار داغ منفرد بهنظر می‌آمد. این ناسازگاری The Cliff را به یک مورد آزمایشی ایده‌آل تبدیل کرد: مدلهای موجود برای کهکشانها و AGNها قادر به بازتولید طیف مشاهده‌شده به‌طور رضایت‌بخش نبودند.
Why The Cliff didn't fit established models
دِ گراف و همکاران، برازش‌های گسترده‌ای را اجرا کردند و مجموعه‌ای متنوع از سناریوها را بررسی کردند: ستاره‌فشان‌های بسیار گرد و غبارآلود، سیستم‌های ترکیبی با سهم هر دو ستاره و AGN پوشیده در گرد و غبار، AGNهای خالص با سرخ‌شدگی‌های افراطی و ترکیبات متنوع دیگر. هیچ‌یک از این قالب‌های استاندارد تطابق قانع‌کننده‌ای با شکست بالمر-مانندِ تند و شکل کلی پیوستهٔ طیف The Cliff تولید نکردند.
این ناکامی باعث شد که تفکری رادیکال‌تر مطرح شود: چه میشود اگر ویژگی شبیه به شکست بالمر در The Cliff نه از یک جمعیت ستارهای، بلکه از پوششی چگال از گاز که توسط یک سیاهچالهٔ مرکزی در حال جذب گرم شده، تولید شده باشد؟ اگرچه غیرمعمول است، چنین پیکربندی‌هایی قبلاً به‌صورت تئوریک برای سیاهچالههای کم‌جرم‌تر مورد بررسی قرار گرفته بودند: منبعی نورانی در مرکز که با پوشش کرویِ نوری-کلفتِ گازی احاطه شده است میتواند یک فوتوسفر ایجاد کند که طیف ستارهای را تقلید کند. تیم RUBIES آن ایده را به مقیاس اَبَرجرم سازگار کرد تا ببیند آیا میتواند توضیح‌دهندهٔ مشاهدات باشد یا خیر.
Introducing the 'black hole star' (BH*): a hybrid light source
دِ گراف و همکاران مدلی را پیشنهاد کردند که آن را «ستاره–سیاهچاله» یا به‌اختصار BH* نامیدند — سیاهچالهٔ اَبَرجرم در حال جذب و دیسک برافزایشی داغ آن که توسط پوششی چگال، آشفته و تقریبا کروی از گاز هیدروژنی احاطه شده است. این سامانه به معناى کلاسیک یک ستاره نیست: در هستهٔ آن همجوشی هسته‌ای رخ نمی‌دهد. در عوض، انرژی گرانشی مادهٔ فرودآمده به گرما و تابش تبدیل میشود که توسط دیسک برافزایشی و نواحی داخلی نزدیک سیاهچاله تولید میشود. آن موتور مرکزی پوشش پیرامونی را تا حدی گرم میکند که از بیرون شبیه یک فوتوسفر درخشان و گسترده بهنظر برسد.
How a BH* mimics a stellar spectrum
- پوشش چگال در طولموجهای کوتاه تبدیل به نوری-کلفت میشود و فوتوسفری پدید می‌آورد که تابش آن شبیه جوّ ستارهای داغ است.
- آشفتگی و پراکندگی سرعت‌های بزرگ در گاز، خطوط طیفی را پهن می‌کنند، اما پیوستار کلی میتواند جهش برجسته‌ای شبیه شکست بالمر نشان دهد اگر دما و حالت یونیزاسیون پوشش مناسب باشد.
- برخلاف AGNهای غباری، سرخ‌شدگی در مدلهای BH* عمدتاً ناشی از خواص فیزیکی پوشش گازی (دما و اپاسیتی) است، نه از دانه‌های جامد گرد و غبار، که توزیع انرژی طیفی مورد انتظار را تغییر می‌دهد.
وقتی نویسندگان RUBIES مدلهای انتقال تابش سادهشدهٔ BH* را روی The Cliff اعمال کردند، نتیجه امیدوارکننده بود: مدل‌ها جهش طیفی تند در موقعیت شکست بالمر را بازتولید کردند و چندین جنبه از شکل پیوسته را بهتر از قالب‌های معمول کهکشان یا AGN شبیه‌سازی کردند. برای The Cliff به‌طور خاص، BH* می‌توانست نور مشاهده‌شده را غالب کند؛ در نقاط قرمز کوچک کمتر افراطی، طیف کلی می‌توانست ترکیبی از BH* مرکزی و ستارگان در کهکشان میزبان باشد.
Implications for early black hole growth and galaxy evolution
اگر ستاره–سیاه‌چاله‌ها واقعی باشند، میتوانند تصویر ما از چگونگی رشد سریع برخی از سیاهچالههای اَبَرجرم را بازنویسی کنند. کارهای نظری پیشین روی سیاهچالههای متوسط‌جرم نشان داده‌اند که یک پوشش گازی نوری-کلفت میتواند نقش مخزن را داشته باشد، به‌شکل مؤثری به جسم مرکزی غذا برساند و رشد جرم سریع را ممکن سازد و هم‌زمان تابش را باز پردازش کند تا فوتوسفری شبیه ستاره تولید شود. تعمیم آن سازوکار به قلمرو اَبَرجرم ممکن است مسیر شتاب‌یافته‌ای برای تجمع سیاه‌چاله‌ها در چند میلیارد سال اول تاریخ کیهان فراهم کند.
این ایده چند پیامد جذاب دارد. اول، توضیح می‌دهد چرا JWST شاهد شواهدی از سیاهچالههای نسبتاً عظیم در جابه‌جایی‌های به سرخ بالا است — پیکربندی BH* میتواند نرخ‌های بالای تغذیهٔ پیوسته را بدون پاک‌سازی فوری گاز پیرامون مجاز کند. دوم، چون پوشش میتواند تابش پرانرژی را به نور فروسرخ بازپردازش کند، سامانه‌های BH* ممکن است فوق‌العاده قرمز و فشرده بهنظر برسند، که با ویژگی‌های مشاهده‌شدهٔ بسیاری از نقاط قرمز کوچک سازگار است.
با این حال، تذکرات مهمی باقی است. مدلهای فعلی BH* که تیم RUBIES ارائه داده‌اند، نمونه‌های اثبات مفهوم‌اند: ساده‌شده و ایده‌آل. آنها ویژگی‌های طیفی کلیدی The Cliff را بازتولید می‌کنند اما همچنان برازش‌های جامعی در تمام طول‌موج‌ها و خطوط نشری ارائه نکرده‌اند. سؤالات حیاتی باقی‌اند: چنین پوشش‌هایی چگونه تشکیل و در برابر جریانهای خروجی ناشی از جذب قوی پایدار می‌مانند؟ چه چیزی تعادل بین جریان ورودی که سیاهچاله را تغذیه میکند و بادها و فشار تابشی که تمایل به پراکندن پوشش دارند را برقرار می‌سازد؟ و به‌طور کلّی، فراوانی چنین سیستم‌هایی نسبت به کهکشانها و AGNهای معمول در همان دوره چقدر است؟ پاسخ به این سؤالات برای اعتبار بخشیدن به نقش BH* در تاریخ رشد سیاه‌چاله‌ها ضروری است.
What comes next: observations, simulations, and tests
تشخیص اینکه آیا ستاره–سیاه‌چاله‌ها واقعاً اجسام نجومی هستند — و شناخت نقش آنها در تاریخ کیهانی — به داده‌های بیشتر و مدل‌سازی دقیقتر نیاز دارد. خوشبختانه تیم RUBIES قبلاً پیگیری‌هایی با JWST برای چند نقطهٔ قرمز کوچک منتخب، از جمله The Cliff، بهدست آورده است. طیفهای آینده با وضوح بالاتر و پوشش طول‌موج گسترده‌تر خطوط نشری و ویژگی‌های پیوسته را هدف خواهند گرفت تا بین جمعیت ستارهای فوتوایونیزه، AGNهای سرخ‌شده توسط گرد و غبار و مدل پوشش BH* تمایز قائل شوند.
در سمت نظری، نیاز به شبیهسازیهای انتقال تابش پیشرفته‌تر وجود دارد. این شبیه‌سازی‌ها باید مدل‌سازی دینامیکی جریانهای گاز و آشفتگی را با توصیفات واقع‌گرایانه‌ای از فیزیک برافزایش، فشار تابش و فرایندهای بازخورد احتمالی جفت کنند. اگر مدل‌ها نشان دهند که پوشش میتواند مجدداً تغذیه و برای مدت کافی حفظ شود تا با شمار مشاهده‌شدهٔ نقاط قرمز کوچک سازگار باشد، فرضیهٔ BH* تقویت خواهد شد.
تاسیسات دیگر نقش‌های تکمیلی ایفا خواهند کرد. تلسکوپ‌های زمینی با طیف‌سنج‌های فروسرخ قدرتمند میتوانند نمونه‌های روشن‌تر را پیگیری کنند؛ ALMA (آرایه میلی‌متری/زیرمیلی‌متری آتاکاما) میتواند مخازن گاز سردی را بررسی کند که ممکن است پوشش را تغذیه کنند؛ و در نهایت رصدخانه‌های نسل بعد ممکن است ساختار فضایی درخشان‌ترین سیستم‌ها را تفکیک کنند. به‌طور کلی، کمپین‌های چندطولی‌موجی خواهند فهماند که آیا نور غالب فروسرخ واقعاً از یک فوتوسفر شبیه‌ستاره‌ایِ پوشش گازی منشأ می‌گیرد یا از مکانیزم متفاوتی.
Expert Insight
«ایدهٔ ستاره–سیاهچاله ناآشنا و تحریک‌آمیز است چون دو حوزهٔ معمولاً جدا را — فوتوسفِرهای شبیه‌ستاره و سیاهچالههای در حال جذب — به هم پیوند می‌دهد،» می‌گوید دکتر لیلا مورنو، اخترفیزیک‌دانی خیالی و متخصص کهکشانهای با جابه‌جایی به سرخ بالا. «اگر چنین پوشش‌هایی قابل حفظ باشند، توضیحِ فشرده، تابش شدیدِ فروسرخ و شکل‌های طیفی نامعمولی را که با AGNهای معمولی پوشیده‌شده توسط گرد و غبار همسان نیستند ارائه می‌دهند. اما نکتهٔ حیاتی در جزئیات نهفته است — ما نیاز به مشاهدهٔ شاخص‌های خطی نشری و نشانه‌های دینامیکی داریم تا تأیید کنیم که گاز همان‌طور رفتار میکند که مدل‌ها پیش‌بینی می‌کنند.»
دکتر مورنو اضافه میکند: «دو سال آینده تعیین‌کننده خواهد بود. با طیفهای دقیق JWST و شبیهسازیهای بهبود‌یافته می‌توانیم از مدلهای اثبات مفهوم جذاب فراتر رفته و آزمون‌های محکمی به‌عمل آوریم. یا یک فاز گذرا و نوین در رشد سیاهچاله و کهکشان را کشف خواهیم کرد، یا درک خود را از اینکه چگونه ترکیب‌های پیچیده‌ای از ستارگان، گرد و غبار و AGNها میتوانند خود را شبیهِ چیزی دیگر نشان دهند، تصحیح خواهیم کرد.»
Challenges and open questions
فراتر از نیاز به مشاهداتِ بییشتر و مدل‌سازی بهتر، سناریوی BH* چند سؤال بنیادین مطرح میکند. چه فرایندهای فیزیکی پوشش کروی چگالِ اطراف یک سیاهچالهٔ اَبَرجرم را در جهانِ اولیه جمع و پایدار می‌کنند؟ پوشش چگونه در برابر خروجی انرژی بالای سیاهچاله پایداری می‌یابد؟ آیا جریان پیوستهٔ گاز از کهکشانِ میزبان برای جایگزینی مادهٔ از دست‌رفته به‌خاطر جذب و بادها کافی است؟ و مهم‌تر از همه، این فاز تا چه اندازه در تاریخ کیهانی رخ داده است؟
پاسخ به این پرسش‌ها نیازمند کارهای میان‌رشته‌ای خواهد بود: شبیهسازیهای هیدرودینامیکی مراکز کهکشان، جفت‌شدن تابش-هیدرودینامیک برای تکامل پوشش، و تفسیر دقیق تشخیص‌های مشاهده‌ای چندطولی‌موج. هر پیش‌بینی موفق و تأیید رؤیت‌شده‌ای محدودیت‌های مدلهای رشد اولیهٔ سیاهچاله، بازده شکلگیری ستاره در محیط‌های چگال و جدول زمانی تجمع کهکشانها را تنگ‌تر خواهد کرد.
Broader context: why the tiny red dots matter
این منابع قرمز فشرده بیش از یک دستهٔ جدید از اجسام عجیب‌اند — آنها فرایندهای کلیدی در جهانِ اولیه را بررسی می‌کنند. فهمیدن منشأ و طبیعت آنها مستقیماً به نحوهٔ شکلگیری اولین ساختارهای عظیم، چگونگی هم‌زیستی سیاه‌چاله‌ها و کهکشانها و اینکه چگونه بازخوردهای انرژی‌زا شکلگیری ستاره را تنظیم کردند مربوط میشود. حساسیت بی‌سابقهٔ JWST در فروسرخ پنجرهٔ جدیدی را بر دوره‌ای گشود که این فرایندها در اوج فعالیت خود بودند.
چه این نقاط قرمز کوچک در نهایت به‌عنوان کارخانه‌های ستارهای خارق‌العاده، AGNهای پوشیده‌شده، ستاره–سیاه‌چاله‌ها، یا ترکیبی از این‌ها شناخته شوند، خودِ کشف نشان از قدرت تحول‌آفرین ابزارهای رصدی جدید دارد. هر مشاهدهٔ غافلگیرکننده نظریه‌پردازان را وادار میکند مفروضات را بازبینی کنند و مکانیزم‌های نوینی پیشنهاد دهند؛ روندی سازنده بین دادهها و مدل‌ها که اخترفیزیک را به‌پیش می‌راند.
Looking ahead: tests that will decide
آزمون‌های مشاهده‌ای کلیدی میتوانند میان تفسیرهای رقیب تمایز قائل شوند. طیفهای با وضوح بالا که نسبتهای خطوط نشری نِبولا را آشکار می‌کنند نشان خواهند داد که آیا یونیزاسیون توسط جمعیت‌های ستارهای یا منبعی سخت و شبیه AGN هدایت میشود. اندازه‌گیری پهنای سرعت و پروفیل خطوط میتواند نشان دهد که گاز نشری در یک پوشش کروی آشفته است، در یک دیسک چرخشی قرار دارد یا در جریانهای خروجی است. مشاهدات میانه و دورِ فروسرخ میتواند وجود و خواص گرد و غبار را محدود کند، در حالی که رصدهای میلی‌متری میتوانند مخزن گاز سردی را پیگیری کنند که ممکن است یک پوشش با عمر طولانی را تغذیه کند.
هم‌زمان، کار نظری باید نه تنها شکل‌های پیوسته بلکه شدت‌های خاص خطوط طیفی و نشانه‌های تغییرپذیری زمانی را که منحصر به سامانه‌های BH* است پیش‌بینی کند. اگر پوشش‌های BH* رفتاری قابل‌پیش‌بینی و متغیر در زمان تولید کنند، برنامه‌های رصدی پایش میتوانند معیار تمایز دیگری ارائه دهند.
فعلاً، مفهوم BH* همچنان یک احتمال جذاب و با دقت طراحی‌شده است که ریشه در داده‌های جدید JWST و بینش فیزیکی دارد. ممکن است این مفهوم سخن نهایی نباشد — اما یک یادآوری قدرتمند است که جهانِ اولیه هنوز هم شگفتی‌هایی برای ما به‌همراه دارد و هر مشاهدهٔ غیرمنتظره فرصتی است برای پالایش روایت ما از کیهان.
منبع: scitechdaily
نظرات
دانیکس
چطور میشه پوشش در برابر خروجی قوی AGN مقاومت کنه؟ مکانیزم پایداری‌ش رو هنوز دقیق نفهمیدم، سوال بزرگیه
پمپزون
اگه BH* تأیید بشه، باید خیلی از مدلهای رشد سیاهچاله رو بازنویسی کنیم. آماده تغییر تفکر باشین
ماکس_x
عجب! یه فوتوسفر گازی که مثل ستاره رفتار میکنه؟ یعنی کهکشانای اولیه کلی چیز مخفی داشتن... هیجان انگیزه
ارمین
به نظرم یه مقدار اغراق شده، بعضی طیف‌ها با گرد و غبار هم توجیه‌پذیرن. صبر کنین تا طیفهای با رزولوشن بالاتر بیان.
سیتی‌لاین
نگاه متعادل: ممکنه BH* باشه یا ترکیبی از ستاره و AGN؛ دو سال آینده برا علوم نجومی خیلی تعیین‌کننده‌ست.
استروست
تو پایان‌نامه‌م روی انتقال تابش کار کردم؛ این ایده شدنیه اما پیاده‌سازی‌اش وحشتناک سخته، JWST دادهها رو عوض میکنه، حتما
توربو
آیا واقعاً پوشش گازی می‌تونه در برابر بادها و تابش قوی پایدار بمونه؟ شک دارم، به شبیهسازیهای بزرگ احتیاج داریم.
کوینپای
مدل BH* جالبه ولی قبل از هر نتیجه‌گیری به آمار و فراوانی دقیق نیاز داریم، بدون اون خیلی ادعاها زیاده‌رویه
رودکس
وای، اون «The Cliff» چقدر عجیب بود... ایده ستاره سیاهچاله مثل فیلم علمی تخیلیه، ولی دلم می‌خواد طیفای دقیقتر ببینم!
ارسال نظر