Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Supermassieve zwarte gaten "zaden"

Theorieën over hoe zwarte gaten die quasars voeden, gevormd werden in de centra van vroege sterrenstelsels in het heelal

In sterrenstelsels, zowel dichtbij ons als in de verste regio's van het heelal, worden vaak supermassieve zwarte gaten (SMBH) aangetroffen met massa's variërend van miljoenen tot miljarden zonsmassa's (M⊙). Hoewel SMBH in de meeste sterrenstelsels relatief rustig zijn, creëren sommige extreem heldere en actieve kernen, genaamd quasars of actieve galactische kernen (AGN), waarbij enorme accretie op het zwarte gat intense straling produceert. Een van de belangrijkste vragen in de moderne astrofysica is hoe zulke massieve zwarte gaten zich zo vroeg in de geschiedenis van het heelal konden vormen, vooral gezien de waarnemingen van quasars bij z > 7, wat betekent dat ze bestonden nog geen 800 miljoen jaar na de Oerknal.

In dit artikel bespreken we verschillende scenario's voor het ontstaan van supermassieve zwarte gat "zaden" — dat wil zeggen relatief kleinere zwarte gaten met een initiële massa die uiteindelijk uitgroeiden tot reuzen in het centrum van sterrenstelsels. We behandelen de belangrijkste theoretische routes, de rol van vroege stervorming en de waarnemingsgegevens die het huidige onderzoek bepalen.

1. Context: het vroege heelal en waargenomen quasars

1.1 Quasars met hoge rodeverschuiving

Waarnemingen van quasars rond z ≈ 7 en hoger (bijv. ULAS J1342+0928 bij z = 7.54) tonen aan dat er al minder dan een miljard jaar na de Oerknal enkele honderden miljoenen zonsmassa's (of meer) zware zwarte gaten in het centrum gevormd werden [1][2]. Het bereiken van zo'n massa in zo'n korte tijd is moeilijk als zwarte gaten alleen groeien via accretie aan de Eddington-limiet — tenzij deze "zaden" aanvankelijk al zeer massief waren of de accretiesnelheid in bepaalde fasen de Eddington-limiet overschreed.

1.2 Waarom "zaadjes"?

De moderne kosmologie stelt dat zwarte gaten niet meteen ontstaan met een enorme eindmassa; ze beginnen als kleinere zaadjes en groeien in de loop van de tijd. Deze initiële "zaad" zwarte gaten vormen zich tijdens vroege astrofysische processen en ondergaan later fasen van gasaccretie en fusies om supermassief te worden. Begrijpen hoe ze ontstonden is belangrijk om te verklaren hoe heldere quasars vroeg verschenen en waarom bijna alle massieve sterrenstelsels tegenwoordig een zwart gat in hun centrum hebben.

2. Voorgestelde wegen voor zaadvorming

Hoewel er nog geen definitief antwoord is over de oorsprong van de eerste zwarte gaten, onderscheiden onderzoeken enkele hoofdscenario's:

  1. Overblijfselen van sterren van populatie III
  2. Directe instorting van zwarte gaten (DCBH)
  3. "Rennende" fusie in dichte clusters
  4. Primaire zwarte gaten (PBH)

Laten we elk afzonderlijk bespreken.

2.1 Overblijfselen van sterren van populatie III

Sterren van populatie III — de eerste generatie metaalarme sterren, waarschijnlijk gevormd in vroege mini-halo's. Deze sterren konden zeer massief zijn, soms >100 M⊙, en konden aan het einde van hun leven instorten en zwarte gaten achterlaten met een massa van enkele tot honderden zonmassa's:

  • Supernova door kerninstorting: Sterren met ongeveer 10–140 M⊙ konden zwarte gaten achterlaten met een massa van enkele tot tientallen M⊙.
  • Supernova door paarinstabiliteit: Zeer massieve sterren (ongeveer 140–260 M⊙) kunnen volledig exploderen zonder resten achter te laten.
  • Directe instorting (sterachtig): Een ster van meer dan ~260 M⊙ kan direct instorten tot een zwart gat, hoewel dit niet altijd betekent dat er een ~102–103 M⊙ "zaadje" ontstaat.

Voordelen: Zwarte gaten achtergelaten door sterren van populatie III — meestal genoemd en de meest voorkomende initiële keten van zwarte gatvorming, omdat vroege massieve sterren zeker bestonden. Nadelen: Zelfs als het zaadje ~100 M⊙ zou zijn, zou het nog steeds een zeer snelle of zelfs Eddington-overschrijdende accretie nodig hebben om binnen enkele honderden miljoenen jaren >109 M⊙ te bereiken, wat extra fysieke mechanismen of significante fusies zou vereisen.

2.2 Directe instorting van zwarte gaten (DCBH)

In welk geval het idee van directe instorting wordt voorgesteld, waarbij een enorme gaswolk instort door de gebruikelijke stervormingsfase "over te slaan". Onder bepaalde astrofysische omstandigheden — vooral in een metaalarme omgeving met overvloedige Lyman–Werner straling (die H2 afbreekt) — kunnen gassen bijna isotermisch instorten rond ~104 K zonder te fragmenteren in veel afzonderlijke sterren [3][4]. Dan gebeurt het volgende:

  • Fase van supermassieve ster: Eén gigantische protoster kan snel ontstaan (mogelijk zelfs 104–106 M⊙).
  • Directe vorming van een zwart gat: Een kortlevende supermassieve ster eindigt zijn bestaan door direct in te storten tot een zwart gat met een massa van 104–106 M⊙.

Voordelen: Als DCBH ~105 M⊙ zou bereiken, zou het snel SMBH-massa's kunnen inhalen met eenvoudigere accretiesnelheden. Nadelen: Vereist vrij zeldzame condities (bv. stralingsveld dat H2-koeling onderdrukt, lage metaliciteit, geschikte halo-massa en rotatie). Het is nog onduidelijk hoe vaak dit in het echte universum gebeurde.

2.3 "Rennende" botsingen in dichte hopen

In zeer dichte sterrenhopen kunnen herhaalde sterbotsingen een bijzonder massieve ster in de kern van de hoop vormen, die later instort tot een massieve "zaad" (~103 M⊙):

  • "Rennende botsing"-proces: Eén ster verzamelt massa door botsingen met anderen, totdat het een "superster" wordt.
  • Eindcollapse: Deze superster kan instorten tot een zwart gat met een massa die de normale stercollaps overschrijdt.

Voordelen: Dit scenario is in principe mogelijk (gebaseerd op gegevens van rijke sterrenhopen, bv. bolvormige), maar in vroege tijden, met lage metaalinhoud en hoge sterdichtheid, kunnen de verschijnselen zeer uitgesproken zijn. Nadelen: Vereist zeer dichte, massieve hopen in het vroege tijdperk, wat op zich misschien een zekere metaalrijkdom vereist die stervorming in dit regime vergemakkelijkt.

2.4 Primaire zwarte gaten (PBH)

Primaire zwarte gaten konden zich al zeer vroeg in het universum vormen, als bepaalde dichtheidsperturbaties regio's toen al door zwaartekracht instortten. Oorspronkelijk hypothetisch, worden PBH nog steeds actief onderzocht:

  • Breed massabereik: Theoretische PBH-modellen laten zeer uiteenlopende massa's toe, maar om SMBH-"zaden" te worden, is een bereik van ~102–104 M⊙ nodig.
  • Observatiebeperkingen: PBH als donkere materie-kandidaten worden streng beperkt door microlensing en andere onderzoeken, maar er blijft toch een mogelijkheid dat ten minste een deel van zulke PBH de oorsprong van SMBH kan zijn.

Voordelen: Dergelijke zaden konden zeer vroeg ontstaan, nog vóór de vorming van sterren. Nadelen: Vereist "afgestemde" vroege universumcondities die een geschikte massa en overvloed van PBH kunnen creëren.

3. Groei-mechanismen en tijdschalen

3.1 Eddington-beperkte accretie

Eddington-limiet bepaalt de maximale stralingsflux (en daarmee ook de accretiesnelheid), wanneer de stralingsdruk in evenwicht is met de zwaartekracht. Typische waarden tonen aan:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ jr−1.

Bij stabiele Eddington-beperkte accretie kan een zwart gat in kosmische tijd sterk in massa toenemen, maar om binnen <1 miljard jaar >10 te bereiken9 M⊙, vaak is bijna ononderbroken, bijna Eddington (of hoger) inname vereist.

3.2 Super-Eddington (hyper) accretie

In sommige gevallen (bijvoorbeeld bij dichte gasstromen of een "dunne schijf" configuratie) kan accretie tijdelijk de standaard Eddington-limiet overschrijden. Deze super-Eddington groei kan de tijd die nodig is om van een bescheiden "zaad" een SMBH te vormen aanzienlijk verkorten [5].

3.3 Fusies van zwarte gaten

In de context van hiërarchische structuurvorming fuseren sterrenstelsels (en hun centrale zwarte gaten) vaak. Fusies van zwarte gaten kunnen de massa-groei versnellen, hoewel de belangrijkste massa-toename toch voortkomt uit overvloedige gasstromen.

4. Observatiemethoden en aanwijzingen

4.1 Quasar enquêtes bij hoge rode verschuiving

Grote hemelonderzoeken (zoals SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) detecteren voortdurend quasars bij nog hogere rode verschuivingen, waardoor de tijdslimieten voor SMBH-vorming strakker worden afgebakend. Spectrale eigenschappen geven ook aanwijzingen over de metallicititeit van het sterrenstelsel en omgevingskenmerken.

4.2 Gravitatiegolf signalen

Met de komst van geavanceerde detectoren zoals LIGO en VIRGO zijn al fusies van zwarte gaten in sterrenschaal gedetecteerd. Observatoria van het volgende niveau voor lage-frequentie gravitatiegolven (zoals LISA) kunnen fusies van massieve "zaad" zwarte gaten bij hoge rode verschuivingen detecteren, waardoor vroege groeipaden van zwarte gaten direct worden onthuld.

4.3 Beperkingen vanuit onderzoek naar sterrenstelselvorming

In de meeste sterrenstelsels correleert de grootte van SMBH met de massa van de galactische bulge (de zogenaamde MBH – σ relatie). Het bestuderen hoe deze relatie verandert bij grote rode verschuivingen maakt het mogelijk te bepalen of zwarte gaten vóór sterrenstelsels zijn gevormd, of dat beide processen gelijktijdig plaatsvonden.

5. Huidige consensus en onbeantwoorde vragen

Hoewel er nog geen eensgezindheid is over de overheersende manier van zaadvorming, zijn veel astrofysici geneigd te denken dat zowel III populatie sterresten (zaadjes met een kleinere massa) als directe collaps zwarte gaten (zaadjes met een grotere massa) samen konden werken. Het echte universum kan meer dan één pad hebben om de diversiteit in massa en groeigeschiedenis van zwarte gaten te verklaren.

De belangrijkste onbeantwoorde vragen zijn:

  1. Frequentie: Hoe vaak kwamen directe collaps-gebeurtenissen voor in vergelijking met gewone stercollapsen in het vroege heelal?
  2. Accretiefysica: Onder welke omstandigheden kan de Eddington-limiet worden overschreden en hoe lang duurt dat?
  3. Feedback en omgeving: Hoe beïnvloedt feedback van sterren en actieve zwarte gaten de vorming van zaden — belemmert het vooral, of kan het gasinval juist stimuleren?
  4. Observatiebewijzen: Zullen toekomstige telescopen (bijv. JWST, Roman kosminis teleskopas, nieuwe generatie extreem grote grondtelescopen) of zwaartekrachtsgolfobservatoria in staat zijn sporen van directe collaps of de vorming van grote zaden bij hoge z te detecteren?

6. Conclusie

Om de "zaden" van supermassieve zwarte gaten te begrijpen, moet worden uitgelegd hoe quasars zo vroeg na de Oerknal verschijnen en waarom bijna alle massieve sterrenstelsels zwarte gaten in hun centra hebben. Hoewel traditionele modellen van stercollaps een eenvoudige weg naar kleinere zaden bieden, kan het bestaan van vroege, extreem heldere quasars betekenen dat meer kanalen voor massieve zaden, zoals directe collaps, een belangrijke rol speelden in ten minste sommige vroege regio's van het heelal.

Dankzij nieuwe en toekomstige waarnemingen — die elektromagnetische en zwaartekrachtsgolfmethoden omvatten — zullen modellen voor de vorming en evolutie van zwarte gaten worden verbeterd. Door de kosmische dageraad dieper te bestuderen, kunnen we verwachten meer details te zien over hoe deze mysterieuze objecten zich vormden in de centra van sterrenstelsels en de kosmische evolutie beïnvloedden, inclusief feedback, sterrenstelselversmeltingen en de helderste objecten in het heelal — quasars.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Fan, X., et al. (2006). “Observationele beperkingen op kosmische reïonisatie.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “Een zwart gat van 800 miljoen zonsmassa in een significant neutrale universum bij een roodverschuiving van 7,5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “Vorming van de eerste supermassieve zwarte gaten.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “Vorming van primordiale supermassieve sterren door snelle massa-accretie.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Snelle groei van zwarte gaten op hoge roodverschuiving.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “De vorming van de eerste massieve zwarte gaten.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Keer terug naar de blog