كان الكون بعد الانفجار العظيم متجانسًا تقريبًا بشكل مثالي. "تقريبًا" لأن الاضطرابات الصغيرة في الكثافة، التي مدّدها التضخم الكوني، أصبحت بذورًا للمجرات. ولكن ماذا لو كانت هذه الاضطرابات نفسها قادرة على توليد ليس فقط النجوم، بل أيضًا الثقوب السوداء؟ ليس الثقوب العادية، بل البدائية، وهي أجسام نشأت في اللحظات الأولى عندما كان الكون حارًا وكثيفًا. ولا تزال هذه الأجسام لغزًا حتى اليوم.

الفكرة بسيطة: إذا كانت الكثافة في مكان ما أعلى قليلاً من القيمة الحرجة، فقد تنهار تلك المنطقة مباشرة إلى ثقب أسود. لكن نماذج التضخم القياسية تعطي اضطرابات ضعيفة جدًا على المقاييس الصغيرة. نحتاج إلى مضخّم. وكما يبيّن مؤلفو الدراسة الجديدة، يمكن أن يكون هذا المضخّم هو الحقل المغناطيسي.

الحقل المغناطيسي كنحّات غير مرئي يشكّل ثقوبًا سوداء من الكون المبكر. في الكون المبكر، قبل ظهور الذرات الأولى، كان من الممكن أن يتصرف الحقل الكهرومغناطيسي بشكل غير عادي. إذا انكسر اقترانه بالجاذبية لفترة قصيرة، وُلدت حقول مغناطيسية. وهذه بدورها خلقت اضطرابات إضافية. وهنا النقطة الأساسية: الحقول المغناطيسية لم تكن تضيف طاقة فحسب، بل كانت تضغط بشكل غير متساوٍ، مما خلق ضغوطًا لاتناحية (ضغطًا غير متساوٍ في اتجاهات مختلفة). وقد ضخّم ذلك اضطرابات الانحناء (وهي عدم تجانس الكثافة الذي مدّه التضخم) إلى مستوى يصبح فيه الانهيار إلى ثقب أسود أمرًا حتميًا.

درس المؤلفون نموذجًا محددًا للتولد المغناطيسي (أي ولادة الحقول المغناطيسية في الكون المبكر) مع ما يسمى بدالة اقتران سن المنشار. تنمو هذه الدالة أثناء التضخم، وتصل إلى ذروتها، ثم تتناقص، لتعيد الديناميكا الكهربائية القياسية. يعطي هذا الملف الطيفي طيفًا للحقل المغناطيسي مع انكسار: على المقاييس الكبيرة، يتوافق مع الحقول بين المجرات المرصودة، وعلى المقاييس الصغيرة، يتعزز بشكل حاد، مما يولد ثقوبًا سوداء.

النتائج مثيرة للإعجاب. بالنسبة لدرجة حرارة إعادة التسخين $T_{re}$ ≈ 2×10⁵ GeV ومعامل الطيف (مؤشر ميل طيف القدرة) $n_B$ = 2.674، يعطي النموذج كسرًا من الثقوب السوداء البدائية في المادة المظلمة $f_{PBH}$ ≈ 1، أي تقريبًا كل المادة المظلمة. كتلة هذه الثقوب السوداء تبلغ حوالي 4×10⁻¹⁶ كتلة شمسية. وهذا يعادل تقريبًا كتلة كويكب. هذه الأجسام غير مرئية، ولكن يمكن البحث عن تأثيرها الجاذبي.

وفرة الثقوب السوداء حساسة بشكل أسي لمعامل الطيف المغناطيسي: تغيير $n_B$ بمقدار 0.005 فقط يغيّر $f_{PBH}$ بعدة مراتب من الحجم. وهذا يجعل النموذج قابلاً للاختبار: يكفي إجراء قياسات دقيقة للحقول المغناطيسية على مقاييس مختلفة.

المكافأة: موجات الجاذبية. تولد الضغوط اللاتناحية للحقل المغناطيسي خلفية عشوائية من موجات الجاذبية. سعتها القصوى لنقطة القياس BP1 ($T_{re}$ = 1 GeV، $n_B$ = 2.28) تبلغ $Ω_{GW}$ h² ≈ 2.05×10⁻⁹. وهذا يقع ضمن نطاق حساسية الكواشف المستقبلية LISA وDECIGO وBBO وSKA. إذا تم رصد هذه الخلفية، فسيكون ذلك تأكيدًا مستقلًا للتولد المغناطيسي.

تجمع الدراسة بين مشكلتين تبدوان غير مرتبطتين: أصل الحقول المغناطيسية الكونية وطبيعة المادة المظلمة. نفس العملية، وهي ولادة الحقول المغناطيسية في الكون المبكر، تفسر كلتيهما. في السابق، كان من غير الواضح ما إذا كانت الحقول المغناطيسية البدائية يمكنها في الوقت نفسه أن تتوافق مع الملاحظات وتضخّم الاضطرابات إلى المستوى المطلوب. الآن تبيّن أنها تستطيع ذلك، ودون ضبط دقيق لجهد التضخم. يكفي دالة اقتران سن المنشار.

ما التالي؟ أولاً، حساب أكثر دقة للتأثيرات المغناطيسية الهيدروديناميكية على المقاييس الصغيرة. ثانيًا، دراسة أشكال أخرى لدالة الاقتران. ثالثًا، التحليل المشترك لبيانات مراصد موجات الجاذبية المستقبلية والقيود على وفرة الثقوب السوداء البدائية. سيسمح هذا بتضييق نطاق معلمات النموذج، وربما حل لغز المادة المظلمة نهائيًا.

الكون الذي نراه هو مجرد قمة جبل الجليد. تحته تختبئ مادة غير مرئية، وربما ثقوب سوداء غير مرئية. الحقل المغناطيسي الذي ملأ الفضاء يومًا ما ربما نحتها من الفوضى البدائية. الآن لدينا طريقة لاختبار ذلك.