Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Semi di buchi neri supermassicci

Teorie su come si siano formati i buchi neri nei nuclei delle galassie nell'Universo primordiale che alimentano i quasar

Nelle galassie, sia vicine a noi che nelle regioni più remote dell'Universo, si trovano spesso buchi neri supermassicci (SMBH) con masse che vanno da milioni a miliardi di masse solari (M⊙). Sebbene nella maggior parte dei nuclei galattici gli SMBH siano relativamente tranquilli, in alcuni creano nuclei estremamente luminosi e attivi, chiamati quasar o nuclei galattici attivi (AGN), dove un enorme accrescimento sul buco nero genera intensa radiazione. Una delle questioni più importanti dell'astrofisica moderna è come buchi neri così massicci possano essersi formati così presto nella storia dell'Universo, soprattutto osservando quasar a z > 7, il che significa che esistevano meno di 800 milioni di anni dopo il Big Bang.

In questo articolo discuteremo vari scenari per la formazione dei "semi" di buchi neri supermassicci, cioè buchi neri inizialmente relativamente piccoli che sono cresciuti fino a diventare giganti nei centri delle galassie. Esamineremo i principali percorsi teorici, il ruolo della formazione stellare precoce e i dati osservativi che guidano le ricerche attuali.

1. Contesto: l'Universo primordiale e i quasar osservati

1.1 Quasar ad alto redshift

L'osservazione di quasar a circa z ≈ 7 e oltre (ad esempio, ULAS J1342+0928 a z = 7.54) mostra che già meno di un miliardo di anni dopo il Big Bang si formavano al centro buchi neri con masse di alcune centinaia di milioni di masse solari (o più) [1][2]. Raggiungere tale massa in un periodo così breve è difficile se i buchi neri crescono solo tramite accrescimento al limite di Eddington, a meno che questi "semi" non fossero già molto massicci all'inizio o che la velocità di accrescimento in alcune fasi superasse il limite di Eddington.

1.2 Perché i "semi"?

La cosmologia moderna afferma che i buchi neri non nascono immediatamente con massa enorme; iniziano come semi più piccoli e crescono nel tempo. Questi "semi" di buchi neri iniziali si formano durante i primi processi astrofisici e poi attraversano fasi di accrezione di gas e fusioni per diventare supermassicci. Capire come sono nati è importante per spiegare l'apparizione precoce di quasar luminosi e perché quasi tutte le galassie massicce oggi hanno un buco nero al centro.

2. Vie proposte per la formazione dei semi

Sebbene non ci sia ancora una risposta definitiva sull'origine dei primi buchi neri, gli studi individuano diversi scenari principali:

  1. Resti delle stelle di popolazione III
  2. Buchi neri da collasso diretto (DCBH)
  3. Fusione "in fuga" in ammassi densi
  4. Buchi neri primordiali (PBH)

Discutiamoli uno per uno.

2.1 Resti delle stelle di popolazione III

Stelle di popolazione III — la prima generazione di stelle prive di metalli, probabilmente formatesi nei primi mini-aloni. Queste stelle potevano essere molto massicce, talvolta >100 M⊙, e, collassando alla fine della loro vita, lasciare buchi neri con masse da poche a centinaia di masse solari:

  • Supernova da collasso del nucleo: Stelle con massa tra circa 10 e 140 M⊙ potrebbero aver lasciato residui di buchi neri di massa di alcune decine di M⊙.
  • Supernova da instabilità a coppie: Stelle estremamente massicce (circa 140–260 M⊙) possono esplodere completamente, senza residui.
  • Collasso diretto (stellare): Una stella con massa superiore a ~260 M⊙ può collassare direttamente in un buco nero, anche se ciò non sempre significa un "seme" di ~102–103 M⊙.

Vantaggi: I buchi neri lasciati dalle stelle di popolazione III — la catena di formazione di buchi iniziale più citata e diffusa, poiché le stelle massicce precoci esistevano sicuramente. Svantaggi: Anche se il seme fosse ~100 M⊙, sarebbe comunque necessaria un'accrezione molto rapida o addirittura superiore a quella di Eddington per raggiungere >109 M⊙ in qualche centinaio di milioni di anni, richiedendo meccanismi fisici aggiuntivi o fusioni significative.

2.2 Buchi neri da collasso diretto (DCBH)

In questo caso si propone l'idea del collasso diretto, quando una enorme nube di gas collassa "saltando" la fase usuale di formazione stellare. In certe condizioni astrofisiche — specialmente in un ambiente privo di metalli con intensa radiazione Lyman–Werner (distruggendo H2) — il gas può collassare quasi isotermicamente a circa ~104 K senza frammentarsi in molte singole stelle [3][4]. Allora avviene:

  • Fase della supermassiccia stella: Può formarsi rapidamente un unico protostella gigantesca (forse anche 104–106 M⊙).
  • Formazione istantanea del buco nero: Una supermassiccia stella a vita breve termina la sua esistenza collassando direttamente in un buco nero con massa tra 104 e 106 M⊙.

Vantaggi: Se un DCBH raggiungesse ~105 M⊙, potrebbe rapidamente raggiungere masse SMBH con tassi di accrescimento più semplici. Svantaggi: Sono necessarie condizioni piuttosto rare (es. campo di radiazione che sopprime il raffreddamento H2, bassa metallicità, massa e rotazione dell'alone adeguate). Al momento non è chiaro quanto spesso ciò sia avvenuto nell'Universo reale.

2.3 Collisioni "runaway" in ammassi densi

In ammassi stellari molto densi, ripetute collisioni tra stelle possono formare una stella estremamente massiccia nel nucleo dell'ammasso, che poi collassa in un "seme" massiccio (~103 M⊙):

  • Processo di "collisione runaway": Una stella, scontrandosi con altre, accumula massa fino a diventare una "superstella".
  • Collasso finale: Questa superstella può collassare in un buco nero, ottenendo una massa superiore a quella del collasso stellare ordinario.

Vantaggi: Questo scenario è possibile a livello di principio (basandosi su dati da ammassi stellari densi, es. globulari), ma nei primi tempi, con basso contenuto di metalli e alta densità stellare, i fenomeni possono essere molto intensi. Svantaggi: Sono necessari ammassi molto densi e massicci nell'epoca primordiale, il che potrebbe richiedere una certa abbondanza di metalli che faciliti la formazione stellare in tale regime.

2.4 Buchi neri primordiali (PBH)

I buchi neri primordiali potrebbero essersi formati molto presto nell'Universo, se a causa di certe perturbazioni di densità alcune regioni sono collassate sotto la forza di gravità. Inizialmente ipotetici, i PBH sono ancora attivamente studiati:

  • Ampia scala di masse: I modelli teorici dei PBH permettono masse di dimensioni molto varie, tuttavia, per diventare "semi" di SMBH, servirebbe un intervallo di ~102–104 M⊙.
  • Limitazioni osservative: I PBH come candidati alla materia oscura sono fortemente limitati da microlensing e altri studi, ma rimane comunque la possibilità che almeno una parte di questi PBH possa essere all'origine degli SMBH.

Vantaggi: Questi semi potrebbero essersi formati molto presto, prima della formazione delle stelle. Svantaggi: Richiede condizioni "adattate" dell'Universo primordiale, capaci di creare PBH con massa e abbondanza adeguate.

3. Meccanismi di crescita e scale temporali

3.1 Accrescimento limitato da Eddington

Il limite di Eddington definisce il massimo flusso di radiazione (e quindi il tasso di accrescimento), quando la pressione della radiazione bilancia la gravità. Le grandezze tipiche indicano:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Garantendo un'accrezione stabile limitata da Eddington, un buco nero può aumentare significativamente la massa nel tempo cosmico, ma per raggiungere <1 miliardo di anni >109 M⊙, spesso è necessario un flusso quasi continuo, vicino o superiore al limite di Eddington.

3.2 Accrezione (iper) super-Eddington

In alcuni casi (ad esempio in presenza di flussi di gas densi o configurazioni a 'dischi sottili'), l'accrezione può superare il limite di Eddington standard per un certo periodo. Questa crescita super-Eddington può ridurre significativamente il tempo necessario per formare un SMBH da un 'seed' modesto [5].

3.3 Fusioni di buchi neri

Nel contesto della formazione gerarchica delle strutture, le galassie (e i loro buchi neri centrali) spesso si fondono. Le fusioni di buchi neri possono accelerare la crescita di massa, anche se il principale aumento di massa avviene comunque tramite abbondanti flussi di gas.

4. Metodi osservativi e indizi

4.1 Survey di quasar ad alto redshift

Grandi survey del cielo (ad esempio SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) individuano costantemente quasar a redshift ancora maggiori, definendo così limiti temporali più stringenti per la formazione degli SMBH. Le proprietà spettrali forniscono anche indizi sulla metallicità galattica e sulle caratteristiche ambientali.

4.2 Segnali di onde gravitazionali

Con l'avvento di rivelatori avanzati come LIGO e VIRGO, sono già state rilevate fusioni di buchi neri su scala stellare. Osservatori di onde gravitazionali a bassa frequenza di nuova generazione (ad esempio LISA) potranno rilevare fusioni di buchi neri 'seed' massivi a grandi redshift, rivelando direttamente le prime fasi di crescita dei buchi neri.

4.3 Limitazioni dagli studi sulla formazione delle galassie

Nella maggior parte delle galassie, la dimensione del SMBH correla con la massa del bulge galattico (la cosiddetta relazione MBH – σ). Studiare come questa relazione cambia a grandi redshift permette di determinare se i buchi neri si siano formati prima delle galassie o se entrambi i processi siano avvenuti simultaneamente.

5. Consenso attuale e questioni irrisolte

Sebbene non vi sia ancora un consenso unificato sul modo predominante di formazione delle 'seeds', molti astrofisici tendono a ritenere che sia i resti delle stelle di popolazione III (seeds di massa minore) sia i buchi neri da collasso diretto (seeds di massa maggiore) possano aver agito insieme. L'Universo reale potrebbe avere più di una via per spiegare la diversità delle masse dei buchi neri e le loro storie di crescita.

Le principali domande senza risposta sono:

  1. Frequenza: Quanto frequenti erano gli eventi di collasso diretto rispetto ai collassi stellari normali nell'Universo primordiale?
  2. Fisica dell'accrezione: Quali condizioni permettono di superare il limite di Eddington e per quanto tempo ciò persiste?
  3. Feedback e ambiente: Come il feedback da stelle e buchi neri attivi influenza la formazione dei semi — ostacola maggiormente o forse favorisce l'accrescimento del gas?
  4. Prove osservative: I futuri telescopi (ad esempio, JWST, Roman Space Telescope, telescopi terrestri di nuova generazione estremamente grandi) o osservatori di onde gravitazionali saranno in grado di rilevare tracce di collasso diretto o formazione di semi massicci a grandi z?

6. Conclusione

Per comprendere i semi dei buchi neri supermassicci, è necessario spiegare come i quasar si siano formati così presto dopo il Big Bang e perché quasi tutte le galassie massicce presentano buchi neri nei loro centri. Sebbene i modelli tradizionali di collasso stellare offrano una via semplice verso semi più piccoli, l'esistenza di quasar particolarmente luminosi nelle prime epoche potrebbe indicare che più canali di semi massicci, come il collasso diretto, abbiano avuto un ruolo significativo almeno in alcune regioni dell'Universo primordiale.

Grazie a nuove e future osservazioni — che includono metodi elettromagnetici e onde gravitazionali — i modelli di formazione e evoluzione dei buchi neri saranno migliorati. Studiando più a fondo l'alba cosmica, possiamo aspettarci di vedere più dettagli su come questi oggetti misteriosi si sono formati nei centri delle galassie e hanno influenzato l'evoluzione cosmica, inclusi feedback, fusioni galattiche e gli oggetti più luminosi dell'Universo — i quasar.

Collegamenti e letture approfondite

  1. Fan, X., et al. (2006). “Vincoli osservativi sulla reionizzazione cosmica.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “Un buco nero di 800 milioni di masse solari in un Universo significativamente neutro a redshift 7.5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “Formazione dei primi buchi neri supermassicci.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “Formazione di stelle supermassicce primordiali tramite rapida accrezione di massa.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Crescita rapida dei buchi neri ad alto redshift.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “La formazione dei primi buchi neri massicci.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
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