Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Supermassiivisten mustien aukkojen "siemenet"

Teorioita siitä, miten varhaisen maailmankaikkeuden galaksien keskuksiin muodostui mustia aukkoja, jotka ruokkivat kvasaareja

Galakseissa, sekä lähellä meitä että kaukaisimmissa maailmankaikkeuden osissa, löytyy usein supermassiivisia mustia aukkoja (SMBH), joiden massat vaihtelevat miljoonista miljardeihin Auringon massoja (M⊙). Vaikka useimpien galaksien keskuksissa SMBH:t ovat melko rauhallisia, joissakin ne luovat poikkeuksellisen kirkkaita ja aktiivisia ytimiä, joita kutsutaan kvasaareiksi tai aktiivisiksi galaksien ytimiksi (AGN), joissa valtava akretio mustaan aukkoon tuottaa voimakasta säteilyä. Yksi nykyaikaisen astrofysiikan tärkeimmistä kysymyksistä on, miten näin massiiviset mustat aukot saattoivat muodostua niin varhain maailmankaikkeuden historiassa, varsinkin kun havaitaan kvasaareja z > 7, mikä tarkoittaa, että ne olivat olemassa alle 800 miljoonaa vuotta alkuräjähdyksen jälkeen.

Tässä artikkelissa käsittelemme erilaisia supermassiivisten mustien aukkojen "siementen" syntyskenaarioita — eli suhteellisen pienempiä alkuperäisiä mustia aukkoja, jotka ajan myötä kasvoivat galaksien keskuksissa oleviksi jättiläisiksi. Käymme läpi keskeiset teoreettiset polut, varhaisen tähtienmuodostuksen roolin sekä havaintoaineiston, jotka ohjaavat nykyisiä tutkimuksia.

1. Konteksti: varhainen maailmankaikkeus ja havaittavat kvasaareja

1.1 Suuripunasiirtymäiset kvasaareja

Kvasaareja, joiden punasiirtymä on noin z ≈ 7 tai korkeampi (esim. ULAS J1342+0928 kohdalla z = 7.54) havainnot osoittavat, että jo alle miljardissa vuodessa alkuräjähdyksen jälkeen muodostui useiden satojen miljoonien Auringon massojen (tai enemmän) mustia aukkoja [1][2]. Tällaisen massan saavuttaminen näin lyhyessä ajassa on vaikeaa, jos mustat aukot kasvavat vain Eddingtonin rajan mukaisella akretiolla — ellei nämä "siemenet" olleet alun perin hyvin massiivisia tai akretiovauhti ylittänyt Eddingtonin rajan tietyissä vaiheissa.

1.2 Kodėl „sėklos"?

Šiuolaikinė kosmologija teigia, kad juodosios skylės neatsiranda iškart galutine milžiniška mase; jos pradeda egzistuoti kaip mažesnės sėklos ir auga laikui bėgant. Šios pradinės „sėklos“ juodosios skylės formuojasi ankstyvųjų astrofizikinių procesų metu, o vėliau patiria dujų akrecijos ir susijungimų tarpsnius, kad taptų supermasyviomis. Suprasti, kaip jos atsirado, svarbu norint paaiškinti, kaip anksti pasirodė šviesūs kvazarai ir kodėl beveik visose masyviosiose galaktikose šiandien centruose rastume juodąją skylę.

2. Siūlomi sėklų susidarymo keliai

Nors dar nėra galutinio atsakymo apie pirmųjų juodųjų skylių kilmę, tyrimai išskiria keletą pagrindinių scenarijų:

  1. III populiacijos žvaigždžių liekanos
  2. Tiesioginio kolapso juodosios skylės (DCBH)
  3. „Bėgantis“ susiliejimas tankiuose spiečiuose
  4. Pirminės juodosios skylės (PBH)

Aptarkime kiekvieną atskirai.

2.1 III populiacijos žvaigždžių liekanos

III populiacijos žvaigždės — tai pirmoji metalų neturinti žvaigždžių karta, greičiausiai susidariusi ankstyvuosiuose mini-haluose. Šios žvaigždės galėjo būti itin masyvios, kartais >100 M⊙, ir, gyvenimo pabaigoje kolapsuodamos, palikti juodąsias skyles, turinčias nuo kelių iki šimtų Saulės masių:

  • Branduolio kolapso supernova: Žvaigždės, turinčios apie 10–140 M⊙, galėjo palikti kelių ar keliasdešimties M⊙ masės juodąsias skylės liekanas.
  • Porų nestabilumo supernova: Itin masyvios žvaigždės (apie 140–260 M⊙) gali sprogti visiškai, be liekanų.
  • Tiesioginis kolapsas (žvaigždinis): Virš ~260 M⊙ žvaigždė gali kolapsuoti tiesiogiai į juodąją skylę, nors ne visada tai reiškia ~102–103 M⊙ „sėklą“.

Privalumai: III populiacijos žvaigždžių paliktos juodosios skylės — dažniausiai minima ir paplitusi pradinė skylių susidarymo grandis, nes ankstyvos masyvios žvaigždės tikrai egzistavo. Trūkumai: Net jei sėkla būtų ~100 M⊙, jai vis tiek reikėtų labai sparčios arba net viršijančios Eddingtoną akrecijos, kad per kelis šimtus milijonų metų pasiektų >109 M⊙, kas reikalautų papildomų fizinių mechanizmų ar reikšmingų susiliejimų.

2.2 Tiesioginio kolapso juodosios skylės (DCBH)

Kitu atveju siūloma su tiesioginiu kolapsu idėja, kai didžiulis dujų debesis sugniūžta „praleisdamas" įprastą žvaigždėdaros fazę. Tam tikrose astrofizinėse sąlygose — ypač metalų neturinčioje aplinkoje su gausia Lyman–Werner spinduliuote (ardant H2) — dujos gali beveik izotermiškai kolapsuoti ties ~104 K be skilimo į daug atskirų žvaigždžių [3][4]. Tuomet vyksta:

  • Supermassiivisen tähden vaihe: Yksi valtava prototähti voi muodostua nopeasti (mahdollisesti jopa 104–106 M⊙).
  • Hetkellinen mustan aukon muodostuminen: Lyhytikäinen supermassiivinen tähti päättää olemassaolonsa suoraan romahtamalla mustaksi aukoksi, jonka massa on 104–106 M⊙.

Edut: Jos DCBH saavuttaisi ~105 M⊙, se saavuttaisi nopeasti SMBH-massat yksinkertaisemmilla akkretionopeuksilla. Haitat: Tarvitaan melko harvinaisia olosuhteita (esim. säteilykenttä, joka estää H2-jäähdytyksen, alhainen metallipitoisuus, sopiva halon massa ja pyöriminen). Ei ole vielä selvää, kuinka usein tämä tapahtui todellisessa maailmankaikkeudessa.

2.3 "Juoksevien" törmäysten tiheys joukoissa

Erittäin tiheissä tähtijoukoissa toistuvien tähtien törmäysten seurauksena voi muodostua erityisen massiivinen tähti joukon ytimessä, joka myöhemmin romahtaa massiiviseksi "siemeneksi" (~103 M⊙):

  • "Juoksevan törmäyksen" prosessi: Yksi tähti törmää muihin ja kasvaa jatkuvasti, kunnes siitä tulee "supertähti".
  • Lopullinen romahdus: Tämä supertähti voi romahtaa mustaksi aukoksi, saaden massan, joka ylittää tavallisen tähtien romahduksen.

Edut: Tällainen skenaario on periaatteessa mahdollinen (perustuen runsaiden tähtijoukkojen, esim. pallomaisten, tietoihin), mutta varhaisina aikoina, kun metallien määrä oli pieni ja tähtitiheys suuri, ilmiöt voivat olla hyvin voimakkaita. Haitat: Tarvitaan erittäin tiheitä, massiivisia joukkoja varhaisessa aikakaudessa, mikä saattaa vaatia tiettyä metallipitoisuutta, joka helpottaa tähtien muodostumista tällaisessa tilassa.

2.4 Primaariset mustat aukot (PBH)

Primaariset mustat aukot saattoivat muodostua jo erittäin varhaisessa maailmankaikkeudessa, jos tiettyjen tiheysvaihteluiden alueet romahtivat gravitaation voimasta. Aluksi hypoteettisia, PBH:ita tutkitaan edelleen aktiivisesti:

  • Laaja massaskaala: PBH:n teoreettiset mallit sallivat hyvin erikokoisia massoja, mutta SMBH:n "siemeniksi" tarvittaisiin noin 102–104 M⊙ -alue.
  • Havaintorajoitukset: PBH:t pimeän aineen ehdokkaina ovat tiukasti rajoitettuja mikrolinssauksen ja muiden tutkimusten kautta, mutta silti on mahdollista, että ainakin osa tällaisista PBH:ista saattoi muodostaa SMBH:n alkulähteet.

Edut: Tällaiset siemenet saattoivat syntyä erittäin varhain, vielä ennen tähtien muodostumista. Haitat: Vaatii "sovitettuja" varhaisen maailmankaikkeuden olosuhteita, jotka voivat luoda PBH:lle sopivan massan ja runsauden.

3. Kasvomekanismit ja aikaskaala

3.1 Eddingtonin rajoittama akcretio

Eddingtonin raja määrittää suurimman säteilyvirran (ja samalla akkretionopeuden), kun säteilypaine tasapainottaa gravitaation. Tyypilliset arvot osoittavat:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ v−1.

Vakiintuneen Eddingtonin rajoittaman akretiivisuuden avulla musta aukko voi ajan myötä kasvaa merkittävästi massaltaan, mutta saavuttaakseen <1 miljardia vuotta kuluessa >109 M⊙, usein tarvitaan lähes keskeytymätöntä, lähes Eddingtonin (tai sitä ylittävää) imeytymistä.

3.2 Yli-Eddingtoninen (hyper)akretiivisuus

Joissakin tapauksissa (esim. tiheiden kaasun virtauksien tai "ohuiden kiekkojen" konfiguraatiossa) akretiivisuus voi ylittää standardin Eddingtonin rajan tietyn ajan. Tällainen super-Eddingtoninen kasvu voi merkittävästi lyhentää aikaa, joka tarvitaan vaatimattomasta "siemenestä" SMBH:n muodostamiseen [5].

3.3 Mustien aukkojen yhdistymiset

Hierarkkisessa rakenteiden muodostumisen kontekstissa galaksit (ja niiden keskukset mustat aukot) yhdistyvät usein. Mustien aukkojen yhdistymiset voivat nopeuttaa massan kasvua, vaikka merkittävin massan lisäys tapahtuu silti runsaan kaasun virtauksen seurauksena.

4. Havainnointimenetelmät ja vihjeet

4.1 Suurten punasiirtymien kvasaarihaastattelut

Laajat taivaan tutkimukset (esim. SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) havaitsevat jatkuvasti kvasaareja yhä suuremmissa punasiirtymissä, määrittäen entistä tarkemmin SMBH:n muodostumisen aikarajoja. Spektriominaisuudet antavat myös vihjeitä galaksin metallipitoisuudesta ja ympäristön erityispiirteistä.

4.2 Gravitaatioaaltojen signaalit

Edistyneiden detektorien, kuten LIGO ja VIRGO, ansiosta tähtimittakaavan mustien aukkojen yhdistymiset on jo havaittu. Seuraavan tason matalataajuisten gravitaatioaaltojen observatoriot (esim. LISA) voivat havaita massiivisten "siementen" mustien aukkojen yhdistymisiä suurissa punasiirtymissä, paljastaen suoraan varhaiset mustien aukkojen kasvureitit.

4.3 Rajoitukset galaksien muodostumisen tutkimuksista

Useimmissa galakseissa SMBH:n koko korreloi galaksin keskuksen massan kanssa (ns. MBH – σ suhde). Tutkimalla, miten tämä suhde muuttuu suurissa punasiirtymissä, voidaan selvittää, muodostuivatko mustat aukot ennen galakseja vai tapahtuivatko molemmat prosessit samanaikaisesti.

5. Nykyinen yksimielisyys ja vastaamattomat kysymykset

Vaikka ei ole vielä yksimielisyyttä hallitsevasta siemenen muodostumistavasta, monet astrofysiikan asiantuntijat uskovat, että sekä III populaation tähtien jäänteet (pienemmän massan siemenet) että suoran romahduksen mustat aukot (suuremman massan siemenet) ovat voineet toimia yhdessä. Todellinen universumi saattaa sisältää useamman kuin yhden polun, joka selittää mustien aukkojen massan monimuotoisuuden ja kasvuhistorian.

Keskeiset vastaamattomat kysymykset ovat:

  1. Taajuus: Kuinka yleisiä suorasta romahduksesta johtuvat tapahtumat olivat verrattuna tavallisiin tähtien romahduksiin varhaisessa maailmankaikkeudessa?
  2. Akreetiomekaniikka: Mitkä olosuhteet sallivat Eddingtonin rajan ylittämisen ja kuinka kauan se kestää?
  3. Palaute ja ympäristö: Miten tähtien ja aktiivisten mustien aukkojen palaute vaikuttaa siementen muodostumiseen — estääkö se enemmän vai ehkä edistää kaasun romahtamista?
  4. Havaintotodisteet: Pystyvätkö tulevat teleskoopit (esim. JWST, Romanin avaruusteleskooppi, uuden sukupolven maapohjaiset erittäin suuret teleskoopit) tai gravitaatioaalto-observatoriot havaitsemaan suorasta romahduksesta tai suurten siementen muodostumisesta merkkejä suurilla z-arvoilla?

6. Yhteenveto

Ymmärtääksemme supermassiivisten mustien aukkojen ”siemenet” on selitettävä, miten kvasaarit syntyvät niin varhain suuren alkuräjähdyksen jälkeen ja miksi lähes kaikissa massiivisissa galakseissa havaitaan mustia aukkoja keskuksissa. Vaikka perinteiset tähtien romahdusmallit tarjoavat yksinkertaisen tien pienempiin siemeniin, varhaisten erityisen kirkkaitten kvasaareiden olemassaolo voi tarkoittaa, että useammilla massiivisilla siemenkanavilla, kuten suoralla romahduksella, oli merkittävä rooli ainakin joissakin varhaisen maailmankaikkeuden alueissa.

Uusien ja tulevien havaintojen — jotka kattavat sähkömagneettiset ja gravitaatioaaltojen menetelmät — avulla mustien aukkojen muodostumisen ja kehityksen mallit paranevat. Tutkimalla kosmista aamunkoittoa tarkemmin voimme odottaa näkevämme yksityiskohtaisemmin, miten nämä salaperäiset kohteet muodostuivat galaksien keskuksiin ja vaikuttivat maailmankaikkeuden kehitykseen, mukaan lukien palautteen, galaksien yhdistymiset ja kirkkaimmat maailmankaikkeuden kohteet — kvasaareja.

Linkit ja lisälukemista

  1. Fan, X., et al. (2006). ”Havaintorajoituksia kosmiselle uudelleenionisaatiolle.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). ”800 miljoonan auringonmassan musta aukko merkittävästi neutraalissa maailmankaikkeudessa punasiirtymällä 7.5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). ”Ensimmäisten supermassiivisten mustien aukkojen muodostuminen.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). ”Primordiaalisten supermassiivisten tähtien muodostuminen nopean massan kertymisen kautta.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). ”Nopeaa kasvua korkeiden punasiirtymien mustissa aukoissa.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). ”Ensimmäisten massiivisten mustien aukkojen muodostuminen.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Palaa blogiin