Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Supermasīvo melno caurumu "sēklas"

Teorijas par to, kā agrīnās Visuma galaktiku centros veidojās melnie caurumi, kas baro kvazārus

Galaktikās, gan tuvu mums, gan Visuma tālākajos reģionos, bieži sastopamas supermasīvas melnās caurums (SMBH), kuru masas svārstās no miljoniem līdz miljardiem Saules masu (M⊙). Lai gan lielākajā daļā galaktiku centru SMBH darbojas diezgan mierīgi, dažās no tām tie rada ārkārtīgi spožus un aktīvus kodolus, ko sauc par kvazāriem vai aktīvajiem galaktiku kodoliem (AGN), kur milzīga akrecija uz melno caurumu rada intensīvu starojumu. Viens no svarīgākajiem mūsdienu astrofizikas jautājumiem ir, kā tik masīvi melnie caurumi varēja veidoties tik agri Visuma vēsturē, it īpaši novērojot kvazārus pie z > 7, kas nozīmē, ka tie pastāvēja vēl nepaietot pat 800 miljoniem gadu pēc Lielā sprādziena.

Šajā rakstā apskatīsim dažādus supermasīvo melno caurumu “sēklu” rašanās scenārijus — t.i., salīdzinoši mazākas sākotnējās masas melnos caurumus, kas laika gaitā izauga par milžiem galaktiku centros. Apskatīsim galvenos teorētiskos ceļus, agrīnās zvaigžņu veidošanās lomu un novērojumu datus, kas nosaka pašreizējos pētījumus.

1. Konteksts: agrīnā Visuma un novērotie kvazāri

1.1 Lielā sarkanā nobīde kvazāri

Kvazāri, kas atrodas apmēram pie z ≈ 7 un augstāk (piemēram, ULAS J1342+0928 pie z = 7.54) novērojumi rāda, ka jau mazāk nekā miljardā gadu pēc Lielā sprādziena centrā veidojās dažas simtiem miljonu Saules masu (vai vairāk) melnās cauruma [1][2]. Sasniegt tādu masu tik īsā laikā ir grūti, ja melnie caurumi aug tikai atkarībā no Eddingtona akrecijas robežas — izņemot gadījumus, kad šīs “sēklas” sākotnēji bija ļoti masīvas vai akrecijas ātrums dažos posmos pārsniedza Eddingtona robežu.

1.2 Kāpēc "sēklas"?

Mūsdienu kosmoloģija apgalvo, ka melnie caurumi neparādās uzreiz ar milzīgu galīgo masu; tie sāk pastāvēt kā mazākas sēklas un aug laika gaitā. Šīs sākotnējās "sēklas" melnās caurums veidojas agrīno astrofizikālo procesu laikā, un vēlāk piedzīvo gāzu akrecijas un saplūšanas posmus, lai kļūtu par supermasīviem. Saprast, kā tie radās, ir svarīgi, lai izskaidrotu, kā agrīni parādījās spoži kvazāri un kāpēc gandrīz visās masīvajās galaktikās šodien centru rajonā atrod melno caurumu.

2. Piedāvātie sēklu veidošanās ceļi

Lai gan vēl nav galīgas atbildes par pirmo melno caurumu izcelsmi, pētījumi izceļ vairākus galvenos scenārijus:

  1. III populācijas zvaigžņu atliekas
  2. Tiešā kolapsa melnās cauruma (DCBH)
  3. "Bēgošā" saplūšana blīvās kopās
  4. Primārie melnie caurumi (PBH)

Apskatīsim katru atsevišķi.

2.1 III populācijas zvaigžņu atliekas

III populācijas zvaigznes — tā ir pirmā metālu nesaturošā zvaigžņu paaudze, visticamāk veidojusies agrīnajos mini halojos. Šīs zvaigznes varēja būt ļoti masīvas, dažkārt >100 M⊙, un, kolapsējot dzīves beigās, atstāt melnos caurumus ar no dažiem līdz simtiem Saules masu:

  • Kodola kolapsa supernova: Zvaigznes ar aptuveni 10–140 M⊙ varēja atstāt dažus vai vairākus desmitus M⊙ masu melno caurumu atliekas.
  • Pāru nestabilitātes supernova: Ļoti masīvas zvaigznes (apmēram 140–260 M⊙) var pilnībā eksplodēt bez paliekām.
  • Tiešais kolapss (zvaigžņu): Virs ~260 M⊙ zvaigzne var tieši sabrukt melnajā caurumā, lai gan tas ne vienmēr nozīmē ~102–103 M⊙ "sēklu".

Priekšrocības: III populācijas zvaigžņu atstātie melnie caurumi — visbiežāk minētais un izplatītākais sākotnējais caurumu veidošanās posms, jo agrīnas masīvas zvaigznes patiešām pastāvēja. Trūkumi: Pat ja sēkla būtu ~100 M⊙, tai joprojām būtu nepieciešama ļoti ātra vai pat Eddingtonu pārsniedzoša akrecija, lai dažu simtu miljonu gadu laikā sasniegtu >109 M⊙, kas prasītu papildu fiziskos mehānismus vai nozīmīgus saplūšanas procesus.

2.2 Tiešā kolapsa melnās cauruma (DCBH)

Citādi tiekts tiešā kolapsa ideja, kad milzīgs gāzu mākonis sabrūk, "izlaižot" parasto zvaigžņu veidošanās fāzi. Noteiktos astrofizikālās apstākļos — īpaši metālu nesaturošā vidē ar intensīvu Lyman–Werner starojumu (sadalot H2) — gāzes var gandrīz izotermiski sabrukt pie ~104 K, nesadaloties daudzās atsevišķās zvaigznēs [3][4]. Tad notiek:

  • Supermasīvas zvaigznes fāze: Var ātri veidoties viens milzīgs protostars (varbūt pat 104–106 M⊙).
  • Momentāna melnā cauruma veidošanās: Īslaicīgi dzīvojoša supermasīva zvaigzne beidz pastāvēt, tieši sabrūkot melnajā caurumā, kura masa ir 104–106 M⊙.

Priekšrocības: Ja DCBH sasniegtu ~105 M⊙, tas ātri panāktu SMBH masas ar vienkāršākām akrecijas normām. Trūkumi: Nepieciešami diezgan reti apstākļi (piemēram, starojuma lauks, kas nomāc H2 dzesēšanu, zems metalizācijas līmenis, piemērota halo masa un rotācija). Pašlaik nav skaidrs, cik bieži tas notika reālajā Visumā.

2.3 „Skrienošo“ sadursmju blīvums kopās

Ļoti blīvās zvaigžņu kopās, notiekot atkārtotām zvaigžņu sadursmēm, var veidoties īpaši masīva zvaigzne kopas kodolā, kas vēlāk sabrūk masīvā „sēklā“ (~103 M⊙):

  • „Skrienošo sadursmju“ process: Viena zvaigzne, saduroties ar citām, pakāpeniski uzkrājas, līdz kļūst par „superzvaigzni“.
  • Galīgā sabrukšana: Šī superzvaigzne var sabrukt melnajā caurumā, iegūstot masu, kas pārsniedz parasto zvaigžņu sabrukumu.

Priekšrocības: Šāds scenārijs ir iespējams principa līmenī (balstoties uz datiem no daudzām zvaigžņu kopām, piemēram, bumbuļveida), tomēr agrīnajos laikos, pie zema metālu daudzuma un augsta zvaigžņu blīvuma, parādības var būt ļoti izteiktas. Trūkumi: Nepieciešamas ļoti blīvas, masīvas kopas agrīnā laikmetā, kas pašas par sevi var prasīt noteiktu metālu daudzumu, kas atvieglo zvaigžņu veidošanos šādā režīmā.

2.4 Primārās melnās caurums (PBH)

Primārās melnās caurums varēja veidoties vēl ļoti agrā Visumā, ja noteiktu blīvuma perturbāciju reģioni jau tad sabruka gravitācijas spēka ietekmē. Sākotnēji hipotētiski, PBH joprojām aktīvi tiek pētīti:

  • Plašs masu diapazons: PBH teorētiskie modeļi ļauj ļoti dažādu izmēru masas, tomēr, lai kļūtu par SMBH „sēklām“, būtu nepieciešams ~102–104 M⊙ diapazons.
  • Novērojumu ierobežojumi: PBH kā tumšās matērijas kandidāti stingri ierobežoti ar mikrolēcu un citiem pētījumiem, bet tomēr pastāv iespēja, ka vismaz daļa šādu PBH varēja kļūt par SMBH saknēm.

Priekšrocības: Šādas sēklas varēja rasties ļoti agri, vēl pirms zvaigžņu veidošanās. Trūkumi: Prasa „pielāgotus“ agrīnas Visuma apstākļus, kas varētu radīt PBH piemērotu masu un daudzumu.

3. Augšanas mehānismi un laika skalas

3.1 Eddingtona ierobežotā akrecija

Eddingtona robeža nosaka lielāko starojuma plūsmu (un līdz ar to arī akrecijas ātrumu), kad starojuma spiediens līdzsvaro gravitāciju. Tipiskie lielumi rāda:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ gads−1.

Nodrošinot stabilu Eddingtona ierobežotu akreciju, melnā caurums kosmiskā laikā var ievērojami palielināt masu, bet lai <1 miljards gadu laikā sasniegtu >109 M⊙, bieži nepieciešama gandrīz nepārtraukta, gandrīz Eddingtona (vai to pārsniedzoša) ieplūde.

3.2 Virs-Eddingtona (hiper) akrecija

Dažos gadījumos (piemēram, blīvu gāzu plūsmu vai "plāno disku" konfigurācijā) akrecija var pārsniegt standarta Eddingtona robežu uz noteiktu laiku. Šāda super-Eddingtona augšana var būtiski saīsināt laiku, kas nepieciešams, lai no pieticīgas "sēklas" izveidotu SMBH [5].

3.3 Melnā cauruma saplūšanas

Hierarhiskā struktūru veidošanās kontekstā galaktikas (un to centrālās melnās caurums) bieži saplūst. Melnā cauruma saplūšanas var paātrināt masas pieaugumu, lai gan galvenais masas pieaugums joprojām notiek intensīvu gāzu plūsmu dēļ.

4. Novērošanas metodes un norādes

4.1 Lielu sarkano nobīžu kvazāru aptaujas

Lieli debess pētījumi (piemēram, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) pastāvīgi atklāj kvazārus vēl lielākos sarkano nobīžu diapazonos, tā vēl stingrāk nosakot SMBH veidošanās laika ierobežojumus. Spektrālās īpašības arī sniedz norādes par galaktikas metalizāciju un vides īpatnībām.

4.2 Gravitācijas viļņu signāli

Ar progresīvu detektoru, piemēram, LIGO un VIRGO, palīdzību jau ir reģistrētas melno caurumu saplūšanas zvaigžņu mēroga diapazonā. Nākamā līmeņa zemo frekvenču gravitācijas viļņu observatorijas (piemēram, LISA) var atklāt masīvu "sēklu" melno caurumu saplūšanas lielā sarkanā nobīdes diapazonā, tieši atklājot agrīnos melno caurumu augšanas ceļus.

4.3 Ierobežojumi no galaktiku veidošanās pētījumiem

Lielākajā daļā galaktiku SMBH izmērs korelē ar galaktikas kodola masu (tā sauktais MBH – σ sakars). Pētīt, kā šis sakars mainās lielos sarkano nobīžu diapazonos, ļauj noteikt, vai melnās caurums veidojās pirms galaktikām, vai abi procesi notika vienlaikus.

5. Pašreizējā vienošanās un neatbildētie jautājumi

Lai arī vēl nav vienota vieno viedokļa par dominējošo "sēklas" veidošanās veidu, daudzi astrofiziķi uzskata, ka gan III populācijas zvaigžņu atliekas (mazākas masas "sēklas"), gan tiešā kolapsa melnās caurums (lielākas masas "sēklas") varēja darboties kopā. Reālā Visuma var būt vairāk nekā viens ceļš, kas izskaidro melno caurumu masas daudzveidību un augšanas vēsturi.

Galvenie neatbildētie jautājumi ir:

  1. Biežums: Cik bieži tiešās sabrukšanas notikumi bija salīdzinājumā ar parastajiem zvaigžņu sabrukumiem agrīnajā Visumā?
  2. Akrecijas fizika: Kādi apstākļi ļauj pārsniegt Eddingtona robežu un cik ilgi tas turpinās?
  3. Atgriezeniskā saite un vide: Kā zvaigžņu un aktīvo melno caurumu atgriezeniskā saite ietekmē sēklu veidošanos — vai tā vairāk traucē vai varbūt veicina gāzu krišanu?
  4. Novērojumu pierādījumi: Vai nākotnes teleskopi (piemēram, JWST, Roman kosmiskais teleskops, nākamās paaudzes zemes virsmas īpaši lieli teleskopi) vai gravitācijas viļņu observatorijas spēs atklāt tiešās sabrukšanas vai lielo sēklu veidošanās pēdas pie lieliem z?

6. Secinājums

Lai izprastu supermasīvo melno caurumu “sēklas”, jāizskaidro, kā kvazāri parādās tik agri pēc Lielā sprādziena un kāpēc gandrīz visās masīvās galaktikās to centros ir novērojamas melnās caurumas. Lai gan tradicionālie zvaigžņu sabrukšanas modeļi piedāvā vienkāršu ceļu uz mazākām sēklām, agrīno īpaši spožo kvazāru eksistence var liecināt, ka vairāk masīvu sēklu kanālu, piemēram, tiešā sabrukšana, spēlēja nozīmīgu lomu vismaz dažos agrīnās Visuma reģionos.

Pateicoties jaunajiem un nākotnes novērojumiem — aptverot elektromagnētiskās un gravitācijas viļņu metodes — tiks uzlaboti melno caurumu veidošanās un attīstības modeļi. Dziļāk izpētot kosmisko rītausmu, varam cerēt redzēt vairāk detaļu par to, kā šie noslēpumainie objekti veidojās galaktiku centros un ietekmēja kosmisko attīstību, tostarp atgriezenisko saiti, galaktiku apvienošanos un spožākos Visuma objektus — kvazārus.

Saistītās saites un papildu lasījums

  1. Fan, X., et al. (2006). “Stebėjimų apribojimai kosminei reionizacijai.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “800 milijonų saulės masių juodoji skylė reikšmingai neutraliame Visatos regione raudonio poslinkyje 7.5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “Pirmųjų supermasyviųjų juodųjų skylių susidarymas.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “Pirminių supermasyvių žvaigždžių susidarymas dėl greito masės kaupimosi.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Greitas aukšto raudonio juodųjų skylių augimas.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “Pirmo masyviųjų juodųjų skylių susidarymas.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Atgriezties emuārā