من المرجَّح أن تكونَ قد شاهدتَ ذلك الإعلانَ التلفازي، حين يبتعد تقنيّ
الهواتف النقالة (المحمولة) إلى مسافات بعيدة، ويسأل بواسطة الهاتف: «هل
تسمعني؟» تخيّل أنّ هذا التقني قد سافر إلى مركز مجرّة درب التبّانة، حيث
يكمن ثقب أسود فائق الكتلة يُدعى ساگيتاريوس-إي ⁽Sgr A*)⁽¹)، كتلته تساوي نحو أربعة ملايين ونصف كتلة الشمس. عندما يقترب التقنيّ إلى مسافة 10 ملايين
كيلومتر من الثقب الأسود، ستلاحظ أنّ إيقاع كلامه يتباطأ، وأنّ صوته يغلظ
لحنا ويضمحل شدة، ليصير في نهاية الأمر همسات رتيبة تتناقص قدرتك على
سماعها شيئا فشيئا. ولو قُدِّر لنا أن نرى هذا التقني، للاحظنا أنّ صورتَه
تغدو باهتة ويزداد لونُها احمرارا بشكل متزايد، وقد صار متجمدا في الزمن
بالقرب من حدود الثقب الأسود المعروفة باسم أفق الحدث event horizon.


ومع ذلك، لن يشعر التقنيّ نفسه بأيّ تباطؤ في مرور الزمن بالنسبة إليه،
ولن يرى أيَّ شيء غريب يحدث عند أفق الحدث. وهكذا, لن يعلم بأنه اجتاز هذا
الأفق إلاّ عندما يسمعنا قائلين: «لا نستطيع سماعَك بشكل جيّد»، ولن
تتوفّر أيُّ طريقة يمكن له بها أن يشاركنا انطباعاتِه وأحاسيسَه الأخيرة،
إذ لا شيء البتّة ــ حتى الضوء نفسه ــ يستطيع أن يفلت من الجرّ الهائل
لقوة الثقالة داخل أفق الحدث. وقبل أن تمرّ دقيقة على اجتيازه للأفق، سوف
تكون قوى التثاقل في أعماق الثقب قد مزّقته إربا إربا.


لا يمكننا في الحياة الفعلية أن نرسلَ تقنيا في مثل هذه الرحلة، ولكنّ
علماءَ الفلك طوّروا بعض التقنيات التي ستسمح لهم في القريب العاجل ــ
ولأول مرّة ــ بالتقاط صور للظلال المعتمة لثقب أسود ضمن خلفية مليئة بغاز
متوهّج ساخن.


ستقولُ لنا: «انتظروا قليلا، ألم يُبلغْنا علماءُ الفلك مرارا بملاحظتهم
لثقوب سوداء، بما في ذلك شتى أنواع الصور؟» هذا صحيح، ولكنّ هذه الصور
كانت لغازات أو لمواد أخرى موجودة قرب ثقب أسود بحيث تَمثَّل الثقبُ نفسُه
فيها كبقعة غير مرئية، أو كانت لتدفق هائل من الطاقة افتُرِض أنه ناجمٌ
عن ثقب أسود. وفي الحقيقة، فنحن لا نزال غـير متيقّنـين بعـدُ من وجود
الثقوب السوداء فعلا أو عدم وجودها⁽²⁾.


لقد اكتشف علماءُ الفلك أجراما كونية تبلغ من الثقل والتراصّ مقدارا يكفي
ــ في حالة صحّة نظرية آينشتاين في النسبية العامة ــ لأن تكون بالضرورة
ثقوبا سوداء، ومن المتعارف عليه أن نتكلّم عنها كما لو أنها فعلا كذلك
(كما نفعل في هذا المقال). ولكننا، حتى الآن لم نستطع تأكيدَ أنّ هذه
الأجرام تمتلك السمة المميّزة التعريفية للثقب الأسود، أي وجود أفق لا
يمكن للمادة اجتيازُه إلاّ في اتجاه واحد فقط. وهذا السؤالُ لا يُعَدّ
مجرَّد فضول مقصور على فئة قليلة، إذ إنّ وجودَ مثل هذه الآفاق أو عدمَه
يمثّل إحدى أهمّ الأحجيات العميقة في الفيزياء النظرية وأعقدها. وسوف
تساعدنا الصورُ التي تعرض الصور الظلية المعتمة لآفاق أحداث الثقوب
السوداء على فهم السيرورات الفيزيائية الفلكية الاستثنائية التي تحدث في
المناطق المتاخمة لها.

أسئلة موجِّهة^(**)


تُعتبَر آفاقُ الحدث منبعا مثيرا للخيال ذا سحر خاصّ، إذ إنها تمثّل وجود
عدم الانسجام على المستوى القاعدي بين انتصارَين عظيمَين حقَّقتهما
الفيزياء في القرن العشرين، وهما: الميكانيك الكمومي والنسبية العامة.
والعكوسية الزمنية⁽³⁾
سمة أساسية للكيفية التي يصف بها الميكانيك الكمومي المنظومات الفيزيائية؛
فكل سيرورة كمومية لها سيرورة عكسية نستطيع من حيث المبدأ أن نستخدمها
لاستعادة أيّ معلومات يمكن أن تكون السيرورة الأصلية قد أدَّت إلى
تشويشها. وفي المقابل، لا تسمح النسبيةُ العامة ــ التي تفسّر الثقالة على
أنها ناجمة عن تقوس⁽⁴⁾
الفضاء وتتنبّأ بوجود الثقوب السوداء ــ بأيّ سيرورة عكسية لاسترجاع الشيء
الذي سقط داخل ثقب أسود. والحاجةُ إلى حلّ عدم الاتّساق هذا بين الميكانيك
الكمومي والتثاقل gravitation،
يُمثل أحد أهمّ دوافع فيزيائيّي الأوتار في بحثهم عن نظرية كمومية للثقالة،
أي نظرية تتنبّأ بخصائص التثاقل انطلاقا من التآثرات الخاضعة لقوانين
الميكانيك الكمومي.


وعلى مستوى أعمق في هذا الموضوع، يودُّ الفيزيائيون معرفةَ ما إذا كانت
نسبية آينشتاين العامة هي فعلا النظرية الصحيحة للثقالة، حتى حيثما تكون
تنبؤاتها مختلفة بشكل صارخ عن النظرية التقليدية النيوتونية newtonian theory؛
كالتنبّؤ بوجود آفاق الأحداث للثقوب السوداء. وتمتلك الثقوب السوداء
سمتَين توأمَين رائعتَين، الأولى هي أنها توافق حلولا بالغة البساطة
لمعادلات الثقالة حسب نظرية آينشتاين (فالثقب الأسود يتحدّد تماما بثلاثة
أعداد لا غير: كتلة الثقب وشحنته وسپينه⁽⁵⁾)،
أمّا الثانية فهي أنّ هذه الثقوب تمثِّل أماكن تسلك فيها الثقالة سلوكا
أبعد ما يكون عن النظرية النيوتونية. ومن هنا، تُعتَبر الثقوب السوداء
مواضعَ مثالية للبحث عن دلائل على أية اختلافات في الظروف البالغة التطرّف
عمّا تتنبأ به معادلات آينشتاين، وهذه الاختلافات ــ في حال ظهورها ــ
يمكنها أن تزوّدنا بإشارات تدلّنا على الطريق نحو نظرية كمومية للثقالة.
وبالعكس، إذا نجحت تلك المعادلات في وصف ما يجري بالقرب من الثقوب
السوداء، فإنّ هذا سوف يوسّع بشكل درامي مجالَ صلاحية النسبية العامة.

[أساسيات] عرين الوحش(***) إنّ السمةَ التعريفيّة للثقب الأسود هي امتلاكه أفق حدث، وهو الحدود الكروية للمنطقة التي لا يستطيع أيّ شيء داخلها التغلّبَ على ثقالة الثقب والخروج منها. ويتراكم الغاز بشكل متعاظِم ضمن قرص حارّ ونيّر يحوم حول الثقب الأسود، وتوجد فيه بقعٌ مؤقّتة برّاقة وساطعة تشبه مناطق التوهّج في لهيب الشمس (بقع الانفجارات الشمسية). يمكن للقرص أن يكون رقيقا (كما في الشكل)، ولكن يمكنه كذلك أن يغطّي زاوية كبيرة فوق مستوي الدوران وتحته، كما يمكن له أن يمتدّ إلى مسافات بعيدة جدا شعاعيا radially. ويُصدِر كثيرٌ من الثقوب السوداء الفائقة الكتلة دفقات نفثية ساطعة بسرعات تقارب سرعة الضوء. ويُعتقَد أنّ الحافة الداخلية لقرص التراكُم المتعاظِم (قرص الاستزادة) تقع بالقرب من دائرة تُدعى المدار الحلقي المستقرّ الأكثر توغّلا نحو الداخل(6). وأيُّ مادة تضلّ طريقها بالقرب من الثقب، ستجد نفسها على مسار غير مستقرّ، وسريعا تغوص في أعماق الثقب. وعلى المدار الفوتوني، يمكن للضوء فيه من حيث المبدأ أن يدور حول الثقب الأسود بشكل دائم، ولكن في الواقع الفعلي قد يؤدي أيُّ اضطراب مهما صَغُر إلى جعل مسار الضوء يتجه حلزونيا إلى الداخل أو إلى الخارج.

إنّ طرحَ بعضِ الأسئلة الملحّة في الفيزياء الفلكية عمّا يجري في جوار
الثقوب السوداء يستلزم بدوره محاولة الوصول إلى إجابات. تقتات الثقوبُ
السوداء من المادة الساقطة إلى داخلها مثل الغاز والغبار الكوني، وأثناء
السقوط تكتسب هذه المادة ــ مع اقترابها من أفقِ حدثِ الثقب ــ مقدارا
كبيرا من الطاقة، فتُنتج كمية من الحرارة تفوق فاعليتها عشرين ضعفا تقريبا
من فاعلية الاندماج النووي الذي يمثّل ثاني أقوى سيرورة معروفة لنا من
ناحية القدرة على توليد الطاقة. فالإشعاعُ الصادرُ عن الغاز الحارّ
والمتحرّك بشكل حلزوني يجعل الجوار المحيط بالثقوب السوداء أكثرَ الأشياء
توهّجا وبريقا في الكون.



يستطيع الفيزيائيون الفلكيّون وضع نموذج يصف إلى حدّ ما المادةَ
المتعاظِمة التراكُم (المتنامية) للثقب الأسود، ولكنّ لا تزال غامضة
كيفيةَ انتقال الغاز ضمن تدفّق مادة التراكُم المتعاظِم من مدارٍ نصف قطره
كبير إلى آخر واقع بالقرب من الأفق، ويشوب الغموض أيضا كيفية، بالتحديد،
سقوط الغاز في نهاية الأمر إلى داخل الثقب الأسود. لا شكّ في أنّ الحقول
المغنطيسية التي تولِّدها الجسيماتُ المشحونة المتحرّكة ضمن تدفّق مادة
التراكُم المتعاظِم تؤدي دورا مهما جدا في كيفية سلوك هذا التدفّق، لكننا
لا نعرف إلاّ القليلَ عن بنية هذه الحقول وعن كيفية تأثير هذه البنية في
الخواصّ المرصودة للثقوب السوداء. ومع توفر برامج محاكاة حاسوبية تصف مجمل
منطقة التراكُم المتعاظِم، فإنّ العلماء النظريّين لا يزالون يحتاجون إلى
عقود من الزمن قبل أن يتمكَّنوا من إجراء حسابات موافقة حقيقية لا تعتمد
إلاّ على مبادئ الفيزياء الأساسية. وسوف تكون بيانات المراقبات والملاحظات
الفلكية ذات قيمة أساسية في إلهامنا بأفكار جديدة، وكذلك في تقريرنا أيّ
النماذج المتعدّدة والمتنافسة هو الأقدر على وصف الظاهرة.


هناك أمرٌ أكثر إحراجا بالنسبة إلى الفيزيائيين الفلكيّين هو افتقادهم
فهم الدفقات النفثية للثقب الأسود: وهي ظواهر تتعاون فيها القوى بالقرب من
ثقب أسود فائق الكتلة لقذف مادة نحو الخارج بسرعات نسبوية عالية (تصل إلى
نحو 99.98
في المئة من سرعة الضوء). وتجتاز هذه الدفقات المذهلة المنطلقة نحو
الخارج مسافات تفوق المجرّات طولا، ومع ذلك تكون عند نشوئها قرب الثقب
الأسود على شكل حزم كثيفة من الأشعة التي تتجمع بشكل لصيق يكفي لأن تخترق
المنظومة الشمسية؛ كما لو كانت ثقب إبرة مجرّيّة. وإننا لا نعرف ما الذي
يسرّع هذه الدفقات النفثية إلى هذه القيم العالية من السرعات، كما لا نعرف
حتى ممّا تتركّب؛ فهل هذه الدفقات النفثية مكوّنة من إلكترونات وپروتونات
أم من إلكترونات وپوزيترونات؟ أو لعلها مجرّد حقول كهرمغنطيسية؟ للإجابة
عن هذه الأسئلة وغيرها، يحتاج الفلكيّون بشدة إلى أرصاد مباشرة عن الغاز
في الجوار القريب للثقب الأسود.

مطاردة الوحش من بعد^(****)


لسوء الحظ، يصعب الحصول على الأرصاد المباشرة المذكورة أعلاه، وذلك
لأسباب عديدة. أولا، الثقوب السوداء فائقة الصغر بالنسبة إلى القياسات
الفلكية. فهي تتجلّى في تشكيلتَين رئيسيَّتَين: ثقوب سوداء كتلها نجمية
وهي بقايا نجوم ثقيلة ميتة تبلغ كتلها نموذجيا من خمسة أضعاف إلى 15
ضعفَ كتلة الشمس، وثقوب سوداء فائقة الكتلة تتوضّع في مراكز المجرّات؛
وتزن ما بين ملايين كتلة الشمس إلى عشرة مليارات منها. ويبلغ قطرُ أفقِ
حدثِ ثقب أسود بكتلة نحو 15 مرّة كتلة الشمس نحو 90
كم، فهو يشغل حيزا صغيرا جدا بمقاييس المسافات بين النجوم. حتى إن
المنطقة داخل مدار الكوكب نپتون تتسع بسهولة لثقب أسود فائق كتلته تبلغ
نحو مليار مرّة كتلة الشمس.


ثانيا، يساعد الحجم الصغير للثقب الأسود وثقالته الهائلة على حركة المواد
حوله بسرعات كبيرة للغاية، فالمادة القريبة جدا من ثقب أسود نجمي الكتلة
يمكن أن تتمّ دورتها حول الثقب بأقلّ من ميكروثانية، ولا بدّ من أجهزة
فائقة الحساسية لرصد ظواهر سريعة إلى هذه الدرجة. وأخيرا، فإنّ المجموعة
الجزئية من الثقوب السوداء التي تمتلك احتياطيا كبيرا من الغاز المجاور
القابل للتراكُم المتعاظِم، هي الوحيدة التي يمكن رؤيتها، ولذلك لم يتمّ
اكتشاف الغالبية العظمى من الثقوب السوداء في مجرّة درب التبّانة بعد.


ولمجابهة هذه التحدّيات طوّر علماء الفلك تقنيات متنوّعة، زوّدتنا ــ على
الرغم من عدم قدرتها على إعطاء صور مباشرة ــ بمعلومات عن خواصّ وسلوك
المادة الحائمة قربَ منطقة نشكّ في احتوائها على ثقب أسود. وعلى سبيل
المثال، يمكن للفلكيّين أن يقدِّروا وزن ثقب أسود فائق الكتلة من خلال
مراقبة النجوم المجاورة له، بطريقة تشبه إلى حدِّ كبير مراقبة مسار
الكواكب من أجل حساب كتلة الشمس. وفي المجرّات البعيدة، لا يمكن تمييز
النجوم المنفردة قربَ ثقب فائق الكتلة، ولكنّ طيف إشعاعاتها الضوئي يدلّ
على كيفية توزّع سرعاتها، وهذا ما يفيد في حساب كتلة الثقب. يُعتبَر الثقب
الأسود الفائق الكتلة*Sgr A
الموجود في مركز مجرّة درب التبّانة قريبا منّا بما يكفي لتتمكن
المقراباتُ من تمييز النجوم المنفردة الواقعة قربَه. وهذا ما وفَّر لنا
أفضل تقدير حتى اليوم لكتلة ثقب أسود ما [انظر المؤطر في الصفحة 9]. ولسوء الحظ، فإنّ موقع هذه النجوم بعيدٌ جدا عن منطقة اهتمامنا الأقصى التي تغدو فيها آثارُ النسبية العامّة جليّة ومحسوسة.


ويبحث الفلكيّون كذلك عن إشارات تحمل توقيعَ النسبية العامة في الطريقة
التي يتغيّر وفقها الإشعاع الصادر بالقرب من ثقب أسود عبر الزمن. وعلى
سبيل المثال، تتأرجح وتتغيّر قيمُ السطوعِ لإصداراتِ الأشعة السينية من
بعض الثقوب السوداء النجمية الكتل بطريقة شبه دورية، وتكون أدوارها مماثلة
للأدوار المتوقّعة في المدارات التي تسلكها المواد قربَ الحافة الداخلية
لقرص التراكُم المتعاظِم.

وأكثرَ طرقِ سبرِ الثقوب السوداء الفائقة الكتلة نجاحا لغاية اليوم هي تلك التي استغلَّت عملية تألّق fluorescence
ذرّات الحديد الواقعة على سطح قرص التراكُم المتعاظِم. فالحركةُ السريعة
لقرص التراكُم المتعاظِم الذي يحمل ذرّات الحديد تتعاضد مع الثقالة
الشديدة للثقب، لتسبِّب إزاحة الطول الموجي المميّز للتألّق، وتؤدي إلى
امتداده على نطاق عريض من الأطوال الموجية. وبالقرب من ثقب أسود ذي تدويم⁽⁷⁾
(دوران حول الذات) سريع، يدور قرص التراكُم المتعاظِم نفسه حول الثقب
بسرعة أكبر (بفضل تأثير تبيّنه النسبية العامة يسبّب جرَّ «المكان» معه
عند دوران الثقبِ حـول نفسـه)، وسـيكون للإصدار لاتناظر⁽⁸⁾ مريب. وقد رصد القمران الصنعيّان اليابانيّان ASCA وSuzaku
إصدارات من هذا النوع بالضبط، وقد فسّرها الفلكيّون على أنها إثباتٌ
مباشر على وجود ثقوب سوداء ذات تدويم سريع، بحيث تبلغ السرعات المدارية في
أقراص التراكُم المتعاظِم قيما مرتفعة تصل حتى ثلث قيمة سرعة الضوء.


ويمكن الحصول على معلومات حول مقدار تدويم الثقوب السوداء النجمية الكتل
عن طريق دراسة منظومات ثنائية يدور فيها ثقب أسود ونجم عادي أحدهما حول
الآخر بشكل يبلغ من القرب ما يكفي لأن يأكل الثقب الأسود تدريجيا من مادة
رفيقه. ويدلّ تحليل طيف الأشعة السينية والبارامترات المدارية لحفنة من
مثل هذه المنظومات على أنّ ثقوبَها السوداء تمتلك من 65 إلى 100
في المئة من المقدار الأعظمي للتدويم الذي تسمح به النسبية العامة لثقب
أسود بالكتلة المفروضة؛ ويبدو أنّ القيمةَ العالية للتدويم هي السائدة في
أغلب الحالات.


لا يقتصر ما تُطلِقه الثقوبُ السوداء على الضوء (الذي يمتدّ طيفه من
الموجات الراديوية حتى الأشعة السينية) وعلى الدفقاتِ النفثية من الطاقة
فحسب، إذ يمكن لثقبين أسودَين ــ عندما يصطدم أحدهما بالآخر ــ أن يهزّا
بنية نسيج الزمكان⁽⁹⁾ حولهما، وهذا ما يُنتج موجات تثاقلية⁽¹⁰⁾
تنتشر إلى خارج منطقة التصادم مثل انتشار التموّجات والتغضّنات على سطح
ماء بركة راكدة. ويجب على تغضّنات الزمكان هذه أن تكون قابلة للالتقاط على
بعد مسافات شاسعة، حتى وإن تطلَّب ذلك أجهزة فائقة الحساسية. ومع أنّ
المراصد الفلكية المتوفّرة في الوقت الراهن لم تكتشف حتى اليوم أية موجات
تثاقلية، فإنّ فكرةَ البحث هذه تزوّدنا بطريقة ثوريّة جديدة لدراسة الثقوب
السوداء⁽¹¹⁾.


نافذة للنظر^(******)


على الرغم من تزويدها لنا بمقدار وافر من المعلومات حتى الآن، لا تقدِّم
أيّ تقنية من التقنيات التي وصفناها ــ صورة مباشرة لأفق حدث ثقب أسود.
ولكن في الوقت الراهن ــ وبفضل تطوّرات حديثة جدا تحقَّقت في التقانة
مؤخرا ــ أصبح الحصولُ على صور مباشرة لأفق ثقب أسود أمرا وشيك الحدوث.
والثقب الأسود الذي سوف يجري تصويره هو ذاك الثقب الوحش القابع في ساحتنا
الخلفية*Sgr A على مسافة 24000
سنة ضوئية فقط منّا ويحتلّ مساحة أكبر الأقراص في قبة سمائنا مقارنة
بجميع الثقوب السوداء الأخرى المعروفة، في حين يتعين على ثقب أسود كتلته
تساوي عشر مرّات كتلة الشمس ألاّ يبعد عنّا أكثر من 1% من بعد أقرب نجم إلينا لكي يبدوَ بالمساحة نفسها لذلك القرص. أمّا الثقوب السوداء الفائقة الكتلة التي تتجاوز الثقب الأسود *Sgr A بكثير في ضخامتها، فهي موجودة لكن على مسافات تبعد عنا ملايين السنين الضوئية.


إنّ الحجمَ الظاهري الذي تبدو فيه الصورة الظليّة المعتمة لثقب أسود بعيد
يزيد على الحجم الحقيقي بأكثر من مرّتين، وذلك بفضل انحناء الأشعة
الضوئية الناجم عن ثقالة الثقب. ومع هذا، لن يغطّي أفق الثقب الأسود *Sgr A ظاهريا إلاّ زاوية ضئيلة جدا قياسها 55 ميكرو قوس ــ ثانية (وهو جزء من ألف جزء من 3600 جزء من الدرجة الواحدة)، وهذا يماثل ما تبدو عليه بذرة خشخاش موجودة في مدينة لوس أنجلوس عندما ننظر إليها من مدينة نيويورك.

إنّ ميز resolution جميع المقرابات الحديثة ــ على الرغم من قدراتها المثيرة للإعجاب ــ لها حدودٌ تفرضها على المستوى الأساسي عمليةُ الحيود⁽¹³⁾ diffraction،
وهو ظاهرةٌ تنجم عن الطبيعة الموجية للضوء وتحدث عندما يمرّ من خلال
الكوّة الضيّقة التي يمثِّلها الحجم المحدود للمقراب. وبشكل عام، يمكن
إنقاص المقياس الزاويّ الأصغريّ القابل للفصل والتمييز من قبل المقراب عبر
تكبير حجم هذا الأخير أو عبر التقاطه لضوء ذي طول موجيّ أقصر. ومن أجل
الأطوال الموجية تحت الحمراء (وهي قادرة بشكل ملائم على المرور ــ من دون
أن يتمّ امتصاصها ــ عبر الغمامات الغبارية التي تحجب الثقب الأسود *Sgr A عند الأطوال الموجية للضوء المرئي)، نحتاج من أجل تمييز مقياس زاويّ مقداره 55
ميكرو قوس-ثانية إلى مقراب يبلغ عرضه سبعة كيلومترات. وسوف يخفّف نوعا ما
استخدامنا لضوء مرئي بأطوال موجية أقصر أو لأشعة فوق بنفسجية من صعوبة
تحقيق هذا المطلب الهائل، ولكن ليس بشكل يكفي لأن يجعله معقولا. وتبدو
فكرةُ استخدام أشعة ذاتِ أطوال موجية أكبر كأنها لا طائل من ورائها،
فاستخدام الموجات الراديوية الميليمترية ــ على سبيل المثال ــ يستلزم
مقرابا عرضه 5000 كيلومتر، ولكن هناك الآن بالفعل مقرابات راديوية بمقاييس الكرة الأرضية سبق لها أن باشرت بممارسة عملها.

تمزج التقنية ⁽VLBI)⁽¹⁴)
مقياس التداخل ذي الخطّ القاعدي الطويل جدا الإشاراتِ التي يتمّ التقاطها
من قبل منظومة (أو صفيف) من المقرابات الراديوية المنتشرة في أرجاء الكرة
الأرضية، وذلك من أجل تحقيق قيم عالية للميز الزاوي مماثلة لما يحقّقه
نظريا طبقٌ (صحن لاقط) بحجم الأرض مُعدّ لاستقبال الموجات الراديوية. هناك
منظومتان من المقرابات من هذا النوع تعملان منذ أكثر من عقد من الزمان،
وهما المنظومة⁽VLBA) ⁽¹⁵) التي تنتشر أطباقها في الولايات المتحدة من هاواي Hawaii إلى نيو هامپشر New Hampshire، والمنظومة ⁽EVN)⁽¹⁶)
التي تنتشر أطباقها في تشيلي وجنوب إفريقيا وپورتوريكو إضافة إلى أوروبا.
ويمكن أن تكونَ قد رأيتَ منظومة مماثلة ــ وإن كانت أصغر بكثير ــ لو أنك
شاهدتَ الفيلمَ السينمائي «الاتّصال (كونتاكت Contact)» أو الفيلم «2010» اللذين يعرضان في بعض مشاهدهما منظومةَ الصفيف البالغ الكبر VLA في ولاية نيومكسيكو.

ولسوء الحظ، لا تصلح التقنيـتــــان VLBA وEVN إلاّ لالتقاط موجات راديوية بطول موجي أكبر من 3.5 ميلّيمتر، وهذا ما يوافق ميزا لا يتعدّى 100 ميكرو قوس-ثانية، وهذه قيمة أكبر من أن تسمح بتمييز أفق الثقب*Sgr A.
والأكثر من ذلك هو أنّ الغازات بين النجوم ــ عند الأطوال الموجية هذه ــ
تجعل صورةَ هذا الثقب الأسود ضبابية وغيرَ واضحة، تماما كما يشوِّش
الضبابُ الكثيف قدرتنا على رؤية أضواء الشوارع فوق رؤوسنا. ويكمن الحلّ
هنا في أن نستعمل مقياسَ تداخل interferometer يعتمد على أطوال موجية أقصر من ذلك من رتبة الميليمتر وأقل.


تبرز الآن مشكلةٌ أخرى مع تلك الأطوال الموجية الأقصر، وهي إمكان امتصاص
بخار الماء في الغلاف الجويّ. ولهذا السبب توضع المقرابات التي تستخدم
أطوالا موجية من رتبة الميلّيمتر وما أدنى في أعلى المناطق الممكنة
ارتفاعا وأكثرها جفافا، كما هو الحال على قمة بركان ماونا كي Mauna Kea في هاواي أو في صحراء أتاكاما Atacama
في تشيلي أو في القارة القطبية المتجمّدة الجنوبية. وعندما يتمّ تنفيذ
جميع هذه الخطوات نحصل عموما على نافذتَين يمكن النظر من خلالهما بشكل
جيّد، واحدة عن