Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Supermassiivsete mustade aukude „seemned“

Teooriad selle kohta, kuidas varajase universumi galaktikate keskustes tekkisid mustad augud, mis toidavad kvasaare

Galaktikates nii meie lähedal kui ka universumi kõige kaugemates piirkondades leidub sageli supermassiivseid musti auke (SMBH), mille mass ulatub miljonitest miljarditeni Päikese massides (M⊙). Kuigi enamik SMBH-sid galaktikate keskustes on suhteliselt rahulikud, tekitavad mõned neist erakordselt heledaid ja aktiivseid tuumi, mida nimetatakse kvasaareks või aktiivseteks galaktikatuumadeks (AGN), kus musta auku suunatud suur akretsioon tekitab intensiivse kiirguse. Üks tähtsamaid kaasaegse astrofüüsika küsimusi on, kuidas nii massiivsed mustad augud võisid tekkida nii varakult universumi ajaloos, eriti vaadeldes kvasaare z > 7 juures, mis tähendab, et need eksisteerisid vähem kui 800 miljonit aastat pärast Suurt Pauku.

Selles artiklis käsitleme erinevaid supermassiivsete mustade aukude „seemnete“ tekkimise stsenaariume — st suhteliselt väiksema algmassi mustade aukude, mis aja jooksul kasvasid galaktikate keskustes asuvateks hiiglasteks. Ülevaade põhiteoreetilistest teedest, varajase tähetöö rollist ja vaatlusandmetest, mis määravad tänased uuringud.

1. Kontekst: varajane universum ja vaadeldavad kvasaare

1.1 Suure punase nihkega kvasaare

Kvasaare, mis asuvad umbes z ≈ 7 ja kõrgemal (nt ULAS J1342+0928 z = 7.54 juures) vaatlustest nähtub, et juba vähem kui miljardi aasta jooksul pärast Suurt Pauku tekkisid keskuses mitmesaja miljoni Päikese massiga (või rohkem) mustad augud [1][2]. Sellise massi saavutamine nii lühikese ajaga on keeruline, kui mustad augud kasvavad ainult Eddingtoni piirist sõltuva akretsiooni kaudu — välja arvatud juhul, kui need „seemned“ olid alguses väga massiivsed või akretsioonikiirus ületas teatud etappidel Eddingtoni piiri.

1.2 Miks "seemned"?

Kaasaegne kosmoloogia väidab, et mustad augud ei teki kohe lõpliku hiiglasliku massiga; nad algavad väiksemate seemetena ja kasvavad aja jooksul. Need algsed "seemne" mustad augud moodustuvad varajaste astrofüüsikaliste protsesside käigus ning läbivad hiljem gaasi akretsiooni ja ühinemiste etappe, et saada supermassiivseteks. Mõistmine, kuidas nad tekkisid, on oluline, et selgitada, kuidas varakult ilmusid eredad kvasaarsed ja miks peaaegu kõigis massiivsetes galaktikates leidub täna keskmes must auk.

2. Pakutud seemnete tekkimise teed

Kuigi esimeste mustade aukude päritolu kohta pole veel lõplikku vastust, eristavad uuringud mitut peamist stsenaariumi:

  1. III populatsiooni tähtede jäänused
  2. Otsese kokkupuute mustad augud (DCBH)
  3. "Jooksev" ühinemine tihedates parvedes
  4. Esialgsed mustad augud (PBH)

Arutleme igaüht eraldi.

2.1 III populatsiooni tähtede jäänused

III populatsiooni tähed — see on esimene metallivaba täheline põlvkond, tõenäoliselt moodustunud varajastes mini-haloes. Need tähed võisid olla väga massiivsed, mõnikord >100 M⊙, ja elu lõpus kokku varisedes jätta musti auke, mille mass on mitmest kuni sadade Päikese massideni:

  • Tuumakokkupõrke supernoova: Tähed, mille mass on umbes 10–140 M⊙, võisid jätta mitme või mitmekümne M⊙ massiga mustade aukude jäänuseid.
  • Paari ebastabiilsuse supernoova: Väga massiivsed tähed (umbes 140–260 M⊙) võivad täielikult plahvatada, jättes jäänuseid.
  • Otsene kokkupuude (täheline): Üle ~260 M⊙ täht võib otseselt kokku variseda mustaks auguks, kuigi see ei tähenda alati ~102–103 M⊙ "seemet".

Eelised: III populatsiooni tähtede järelmustad augud — kõige sagedamini mainitud ja levinud algne aukude tekkimise ahel, sest varased massiivsed tähed eksisteerisid kindlasti. Puudused: Isegi kui seeme oleks ~100 M⊙, vajaks see ikkagi väga kiiret või isegi Eddingtoni kiirust ületavat akretsiooni, et mõne saja miljoni aastaga jõuda >109 M⊙, mis nõuaks täiendavaid füüsikalisi mehhanisme või olulisi ühinemisi.

2.2 Otsese kokkupuute mustad augud (DCBH)

Mõnel juhul pakutakse välja otsese kokkupuute idee, kus tohutu gaasipilv kokku variseb, "mööda laskudes" tavalisest tähetekke faasist. Teatud astrofüüsikalistes tingimustes — eriti metallivabas keskkonnas rikkaliku Lyman–Werner kiirgusega (põletades H2) — võivad gaasid peaaegu izotermiliselt kokku variseda ligikaudu 104 K juures ilma paljude eraldi tähtedeks lagunemata [3][4]. Siis toimub:

  • Supermassiivse tähe faas: Võib kiiresti tekkida üks hiiglaslik prototäht (võib-olla isegi 104–106 M⊙).
  • Hetkeline musta augu teke: Lühiajaline supermassiivne täht lõpetab eksisteerimise, otseselt kokku kukkudes mustaks auguks, mille mass on 104–106 M⊙.

Eelised: Kui DCBH ulatuks ~105 M⊙-ni, jõuaks see kiiresti SMBH massideni lihtsamate akretsioonimääradega. Puudused: Vajalikud suhteliselt harvad tingimused (nt kiirgusväli, mis pärsib H2 jahutust, madal metallisisaldus, sobiv halo mass ja pöörlemine). Praegu pole selge, kui sageli see reaalses universumis juhtus.

2.3 „Jooksvate“ kokkupõrgete tihedad parved

Väga tihedates täheparvedes toimuvate korduvate tähekokkupõrgete tõttu võib tekkida eriti massiivne täht parve tuumas, mis hiljem kokku kukub massiivseks „seemneks“ (~103 M⊙):

  • „Jooksvate kokkupõrgete“ protsess: Üks täht koguneb teistega kokkupõrgete käigus, kuni sellest saab „supertäht“.
  • Lõplik kollaps: See supertäht võib kokku kukkuda mustaks auguks, saades massi, mis ületab tavapärase tähekollapsi.

Eelised: Selline stsenaarium on põhimõtteliselt võimalik (põhinedes andmetel arvukatest tähtede parvedest, nt pallikujulistest), kuid varajastel aegadel, madala metallisisalduse ja suure tähetiheduse juures võivad nähtused olla eriti intensiivsed. Puudused: Vajab väga tihedaid, massiivseid parvi varajases ajastus, mis omakorda võib nõuda teatud metallide hulka, mis hõlbustaksid tähetekke sellises režiimis.

2.4 Esialgsed mustad augud (PBH)

Esialgsed mustad augud võisid tekkida juba väga varajases universumis, kui teatud tiheduse häired põhjustasid piirkondade kokkuvarisemise gravitatsioonijõu mõjul. Algul hüpoteetilised, PBH-d uuritakse endiselt aktiivselt:

  • Lai massiskaala: PBH teoreetilised mudelid lubavad väga erineva suurusega masse, kuid SMBH „seemneteks“ saamiseks oleks vaja ~102–104 M⊙ vahemikku.
  • Vaatluste piirangud: PBH kui tumeda aine kandidaadid on rangelt piiratud mikroläätsestamise ja muude uuringutega, kuid siiski jääb võimalus, et vähemalt osa sellistest PBH-dest võis saada SMBH alguseks.

Eelised: Sellised seemned võisid tekkida väga varakult, veel enne tähtede tekkimist. Puudused: Nõuab „kohandatud“ varajase universumi tingimusi, mis suudaksid luua PBH sobiva massi ja hulga.

3. Kasvumehhanismid ja ajaskaalad

3.1 Eddingtoni piiratud akretsioon

Eddingtoni piir määrab maksimaalse kiirgusvoo (ja samal ajal ka akretsioonikiiruse), kui kiirgus rõhk tasakaalustab gravitatsiooni. Tüüpilised väärtused näitavad:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ a−1.

Tagades stabiilse Eddingtoni piiratud akretsiooni, võib must auk kosmilise aja jooksul massi oluliselt suurendada, kuid <1 miljardi aasta jooksul >10 saavutamiseks9 M⊙, sageli on vaja peaaegu katkestamatut, peaaegu Eddingtoni (või sellest suuremat) sisseimbumist.

3.2 Üle-Eddingtoni (hüper) akretsioon

Mõnel juhul (nt tihedate gaasivoolude või „õhukeste ketaste“ konfiguratsiooni korral) võib akretsioon ületada standardset Eddingtoni piiri teatud aja jooksul. Selline super-Eddingtoni kasv võib oluliselt lühendada aega, mis on vajalik tagasihoidlikust „seemnest“ SMBH moodustamiseks [5].

3.3 Mustade aukude ühendumised

Hierarhilise struktuuri moodustumise kontekstis ühinevad galaktikad (ja nende keskmes olevad mustad augud) sageli. Mustade aukude ühendumised võivad kiirendada massi kasvu, kuigi peamine massi juurdekasv toimub siiski rikkalike gaasivoolude tõttu.

4. Vaatlusmeetodid ja vihjed

4.1 Suure punanihkega kvasari uuringud

Suured taeva uuringud (nt SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) avastavad pidevalt kvasaare veelgi suuremates punanihkedes, kitsendades veelgi SMBH moodustumise ajapiire. Spektraalsed omadused annavad ka vihjeid galaktika metallilisuse ja keskkonna kohta.

4.2 Gravitatsioonilainete signaalid

Tänu arenenud detektoritele, nagu LIGO ja VIRGO, on juba registreeritud mustade aukude ühendumisi tähtede mastaabis. Järgmise taseme madalsageduslike gravitatsioonilainete observatooriumid (nt LISA) võivad avastada massiivsete „seemnete“ mustade aukude ühendumisi suurtes punanihkedes, paljastades otseselt varajasi mustade aukude kasvuteid.

4.3 Piirangud galaktikate moodustumise uuringutest

Enamikus galaktikates korreleerub SMBH suurus galaktika keskme massiga (nn MBH – σ seos). Selle seose muutumise uurimine suurtes punanihkedes võimaldab kindlaks teha, kas mustad augud tekkisid enne galaktikaid või kas mõlemad protsessid toimusid koos.

5. Praegune kokkulepe ja vastuseta küsimused

Siiani puudub ühtne kokkulepe valitseva seemne moodustumise viisi osas, kuid paljud astrofüüsikud kaldusid arvama, et nii III populatsiooni tähtede jäänused (väiksema massiga seemned) kui ka otsese kollapsi mustad augud (suurema massiga seemned) võisid toimida koos. Reaalne universum võib omada rohkem kui ühte rada, mis seletab mustade aukude masside mitmekesisust ja kasvu ajalugu.

Peamised vastuseta küsimused on:

  1. Sagedus: Kui sagedased olid otsese varisemise sündmused võrreldes tavapäraste tähevarisemistega varases universumis?
  2. Akreetsiooni füüsika: Millised tingimused võimaldavad Eddingtoni piiri ületamist ja kui kaua see kestab?
  3. Tagasiside ja keskkond: Kuidas tähe- ja aktiivsete mustade aukude tagasiside mõjutab seemnete moodustumist — kas see pigem takistab või võib soodustada gaasi langemist?
  4. Vaatluslikud tõendid: Kas tulevased teleskoobid (nt JWST, Roman kosmoseteleskoop, uue põlvkonna maapealsed eriti suured teleskoobid) või gravitatsioonilainete observatooriumid suudavad tuvastada otsese varisemise või suurte seemnete tekkimise jälgi kõrgetel z?

6. Kokkuvõte

Supermassiivsete mustade aukude „seemnete" mõistmiseks tuleb selgitada, kuidas kvasaare tekkisid nii varakult pärast Suurt Pauku ja miks peaaegu kõigis massiivsetes galaktikates on mustad augud keskustes. Kuigi traditsioonilised tähevarisemise mudelid pakuvad lihtsat teed väiksemate seemneteni, võib varajaste eriti heledate kvasaaride olemasolu tähendada, et rohkem massiivsete seemnete kanaleid, näiteks otsevarisemist, mängis olulist rolli vähemalt mõnes varajases universumi piirkonnas.

Uute ja tulevaste vaatlustega — hõlmates elektromagnetilisi ja gravitatsioonilainete meetodeid — täiustatakse mustade aukude tekkimise ja arengu mudeleid. Kosmilise koidiku sügavam uurimine võimaldab näha rohkem detaile, kuidas need salapärased objektid galaktikate keskustes moodustusid ja mõjutasid universumi arengut, sealhulgas tagasisidet, galaktikate ühinemisi ja eredamaid universumi objekte — kvasaare.

Viited ja täiendav lugemine

  1. Fan, X., et al. (2006). „Kosmilise reionisatsiooni vaatluslikud piirangud." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). „800 miljoni päikese massiga must auk märkimisväärselt neutraalses universumis punanihega 7,5." Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). „Esimeste supermassiivsete mustade aukude moodustumine." The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). „Esmaste supermassiivsete tähtede moodustumine kiire massi akretsiooni teel." The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). „Kõrge punanihega mustade aukude kiire kasv." The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). „Esimeste massiivsete mustade aukude kokkupanek." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Naaske ajaveebi