Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Supermassive svarte hulls "frø"

Teorier om hvordan svarte hull som driver kvasarer dannet seg i de tidlige galaksesentrene i universet

I galakser, både nær oss og i de fjerneste delene av universet, finnes ofte supermassive svarte hull (SMBH) med masser fra millioner til milliarder av solmasser (M⊙). Selv om SMBH i de fleste galaksesentre er relativt rolige, skaper noen ekstremt lyse og aktive kjerner kalt kvasarer eller aktive galaktiske kjerner (AGN), hvor massiv akkresjon på det svarte hullet produserer intens stråling. Et av de viktigste spørsmålene i moderne astrofysikk er hvordan slike massive svarte hull kunne dannes så tidlig i universets historie, spesielt med observasjoner av kvasarer ved z > 7, som indikerer at de eksisterte mindre enn 800 millioner år etter Big Bang.

I denne artikkelen vil vi diskutere ulike scenarier for dannelsen av "frøene" til supermassive svarte hull — det vil si relativt små svarte hull i utgangspunktet som etter hvert vokste til gigantene i galaksesentre. Vi vil gjennomgå hovedteoretiske veier, rollen til tidlig stjernedannelse og observasjonsdata som styrer dagens forskning.

1. Kontekst: det tidlige universet og observerte kvasarer

1.1 Kvasarer med høy rødskift

Observasjoner av kvasarer rundt z ≈ 7 og høyere (f.eks. ULAS J1342+0928 ved z = 7,54) viser at svart hull med flere hundre millioner solmasser (eller mer) allerede dannet seg i sentrum mindre enn en milliard år etter Big Bang [1][2]. Det er vanskelig å oppnå en slik masse på så kort tid hvis svarte hull vokser kun ved Eddington-begrenset akkresjon — med mindre disse "frøene" allerede var svært massive i utgangspunktet, eller akkresjonshastigheten overskred Eddington-grensen i visse faser.

1.2 Hvorfor "frø"?

Moderne kosmologi hevder at svarte hull ikke oppstår umiddelbart med enorm masse; de begynner som mindre frø og vokser over tid. Disse tidlige "frø" svarte hullene dannes under tidlige astrofysiske prosesser, og gjennomgår senere faser med gassakkresjon og sammenslåinger for å bli supermassive. Å forstå hvordan de oppstod er viktig for å forklare hvordan lyse kvasarer dukket opp tidlig og hvorfor nesten alle massive galakser i dag har et svart hull i sentrum.

2. Foreslåtte veier for frøformasjon

Selv om det ikke finnes et endelig svar på opprinnelsen til de første svarte hullene, skiller studier ut flere hovedscenarier:

  1. Restene av III populasjonsstjerner
  2. Direkte kollaps svarte hull (DCBH)
  3. "Løpende" sammenslåing i tette klynger
  4. Primordiale svarte hull (PBH)

La oss diskutere hver enkelt.

2.1 Restene av III populasjonsstjerner

III populasjonsstjerner — den første generasjonen metallfrie stjerner, sannsynligvis dannet i tidlige mini-haloer. Disse stjernene kunne være svært massive, noen ganger >100 M⊙, og ved slutten av livet kunne de kollapse og etterlate svarte hull med fra noen få til hundre solmasser:

  • Kjernkollaps supernova: Stjerner med omtrent 10–140 M⊙ kan ha etterlatt svarte hullrester med masse på flere til flere titalls M⊙.
  • Par-instabilitet supernova: Ekstremt massive stjerner (omtrent 140–260 M⊙) kan eksplodere fullstendig uten rester.
  • Direkte kollaps (stjernemessig): En stjerne over ~260 M⊙ kan kollapse direkte til et svart hull, selv om dette ikke alltid betyr en ~102–103 M⊙ "frø".

Fordeler: Svarte hull etterlatt av III populasjonsstjerner — ofte nevnt og vanlig som den opprinnelige kjeden for hullformasjon, siden tidlige massive stjerner virkelig eksisterte. Ulemper: Selv om frøet var ~100 M⊙, ville det fortsatt trenge svært rask eller til og med Eddington-overskridende akkresjon for å nå >109 M⊙ i løpet av noen hundre millioner år, noe som krever ekstra fysiske mekanismer eller betydelige sammenslåinger.

2.2 Direkte kollaps svarte hull (DCBH)

I noen tilfeller foreslås ideen om direkte kollaps, der en enorm gassky kollapser "forbi" den vanlige stjernedannelsesfasen. Under visse astrofysiske forhold — spesielt i metallfrie omgivelser med sterk Lyman–Werner-stråling (som bryter ned H2) — kan gassen nesten isotermisk kollapse ved ~104 K uten å dele seg i mange separate stjerner [3][4]. Da skjer følgende:

  • Supermassiv stjernefase: En enkelt enorm protostjerne kan raskt dannes (kanskje til og med 104–106 M⊙).
  • Øyeblikkelig svart hull-dannelse: En kortlivet supermassiv stjerne avslutter sin eksistens ved å direkte kollapse til et svart hull med masse 104–106 M⊙.

Fordeler: Hvis DCBH når ~105 M⊙, vil den raskt nå SMBH-masser med enklere akkresjonsrater. Ulemper: Krever ganske sjeldne forhold (f.eks. strålingsfelt som undertrykker H2-kjøling, lav metallisering, passende halo-masse og rotasjon). Det er fortsatt uklart hvor ofte dette skjedde i det virkelige universet.

2.3 «Løpende» kollisjoner i tette klynger

I svært tette stjernehoper kan gjentatte stjernekollisjoner danne en spesielt massiv stjerne i kjerneområdet, som senere kollapser til et massivt «frø» (~103 M⊙):

  • «Løpende kollisjon»-prosessen: En stjerne vokser ved å kollidere med andre, til den blir en «superstjerne».
  • Endelig kollaps: Denne superstjernen kan kollapse til et svart hull med masse som overstiger vanlig stjernekollaps.

Fordeler: Et slikt scenario er mulig i prinsippet (basert på data fra tette stjernehoper, f.eks. kulehoper), men i tidlige tider med lav metallinnhold og høy stjernetetthet kan fenomenene være svært markante. Ulemper: Krever svært tette, massive klynger i tidlig epoke, noe som kanskje krever en viss metallrikdom som letter stjernedannelse i dette regime.

2.4 Primære svarte hull (PBH)

Primære svarte hull kunne ha dannet seg allerede svært tidlig i universet hvis visse tetthetsforstyrrelser førte til kollaps under gravitasjonskraften. Opprinnelig hypotetiske, PBH studeres fortsatt aktivt:

  • Bred masseskala: PBH-teoretiske modeller tillater masser i mange størrelser, men for å bli SMBH «frø» kreves omtrent ~102–104 M⊙ området.
  • Observasjonsbegrensninger: PBH som kandidater for mørk materie er strengt begrenset av mikrolinseobservasjoner og andre studier, men det er fortsatt mulig at i det minste noen PBH kan ha blitt SMBH-frø.

Fordeler: Slike frø kunne ha oppstått svært tidlig, før stjernedannelse. Ulemper: Krever «finjusterte» tidlige universforhold som kan skape PBH med passende masse og overflod.

3. Vekstmekanismer og tidsskalaer

3.1 Eddington-begrenset akkresjon

Eddington-grensen angir den maksimale strålingsstrømmen (og dermed også akkresjonshastigheten) når strålingspresset balanserer gravitasjonen. Typiske størrelser viser:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ år−1.

Med stabil Eddington-begrenset akkresjon kan det sorte hullet øke massen betydelig over kosmisk tid, men for å nå <1 milliard år >109 M⊙, kreves det ofte nesten kontinuerlig, nær Eddington (eller over) akkresjon.

3.2 Over-Eddington (hyper) akkresjon

I noen tilfeller (for eksempel ved tette gassstrømmer eller «tynne skiver»-konfigurasjoner) kan akkresjon overstige den standard Eddington-grensen i en periode. Slik super-Eddington-vekst kan betydelig forkorte tiden det tar å danne en SMBH fra et beskjedent «frø» [5].

3.3 Sammenslåinger av sorte hull

I hierarkisk strukturdannelse smelter galakser (og deres sentrale sorte hull) ofte sammen. Sammenslåinger av sorte hull kan akselerere massevekst, selv om den viktigste masseøkningen fortsatt skjer gjennom rikelige gassstrømmer.

4. Observasjonsmetoder og hint

4.1 Undersøkelser av kvasarer ved høy rødforskyvning

Store himmelundersøkelser (som SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) oppdager kontinuerlig kvasarer ved enda høyere rødforskyvninger, noe som strammer inn tidsrammene for SMBH-dannelse. Spektrale egenskaper gir også hint om galaksens metallisitet og miljøforhold.

4.2 Gravitasjonsbølger-signaler

Med fremveksten av avanserte detektorer som LIGO og VIRGO er sammenslåinger av sorte hull i stjernemasseområdet allerede observert. Neste generasjons lavfrekvente gravitasjonsbølgeobservatorier (som LISA) kan oppdage sammenslåinger av massive «frø»-sorte hull ved høye rødforskyvninger, og dermed direkte avsløre tidlige vekstveier for sorte hull.

4.3 Begrensninger fra studier av galaksedannelse

I de fleste galakser korrelerer SMBH-størrelsen med massen til galaksens bulge (den såkalte MBH – σ-relasjonen). Å studere hvordan denne relasjonen endres ved høye rødforskyvninger gjør det mulig å avgjøre om sorte hull dannet seg før galaksene, eller om begge prosessene skjedde samtidig.

5. Nåværende konsensus og ubesvarte spørsmål

Det er fortsatt ingen enighet om den dominerende måten frø dannes på, men mange astrofysikere mener at både rester av populasjon III-stjerner (lavere massefrø) og direkte kollaps av sorte hull (høyere massefrø) kan ha virket sammen. Det virkelige universet kan ha mer enn én vei som forklarer variasjonen i masse og veksthistorier for sorte hull.

Hovedspørsmålene som fortsatt er ubesvarte, er:

  1. Hyppighet: Hvor vanlige var hendelser med direkte kollaps sammenlignet med vanlige stjernekollapser i det tidlige universet?
  2. Akkresjonsfysikk: Hvilke forhold tillater overskridelse av Eddington-grensen, og hvor lenge varer det?
  3. Tilbakemelding og miljø: Hvordan påvirker tilbakemelding fra stjerner og aktive svarte hull frøformasjonen — hemmer det mest, eller kan det stimulere gassfall?
  4. Observasjonsbevis: Vil fremtidige teleskoper (f.eks. JWST, Roman romteleskop, neste generasjons bakkebaserte ekstremt store teleskoper) eller gravitasjonsbølgeobservatorier kunne oppdage spor av direkte kollaps eller dannelse av store frø ved høye z?

6. Konklusjon

For å forstå frøene til supermassive svarte hull må vi forklare hvordan kvasarer oppstår så tidlig etter Big Bang og hvorfor nesten alle massive galakser har svarte hull i sine sentre. Selv om tradisjonelle modeller for stjernekollaps gir en enkel vei til mindre frø, kan eksistensen av tidlige, spesielt lyse kvasarer tyde på at flere kanaler for massive frø, som for eksempel direkte kollaps, spilte en betydelig rolle i minst noen regioner av det tidlige universet.

Takket være nye og kommende observasjoner — som omfatter elektromagnetiske og gravitasjonsbølge-metoder — vil modeller for dannelse og utvikling av svarte hull bli forbedret. Ved å studere den kosmiske daggry dypere, kan vi forvente å se flere detaljer om hvordan disse mystiske objektene dannet seg i galaksesentre og påvirket den kosmiske utviklingen, inkludert tilbakemelding, galaksesammenslåinger og universets mest lyssterke objekter — kvasarer.

Lenker og videre lesning

  1. Fan, X., et al. (2006). "Observasjonsbegrensninger på kosmisk reionisering." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). "Et 800 millioner solmasses svart hull i et betydelig nøytralt univers ved en rødforskyvning på 7,5." Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). "Dannelsen av de første supermassive svarte hullene." The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). "Dannelsen av primordiale supermassive stjerner ved rask masseakkresjon." The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). "Rask vekst av høy-rødforskyvde svarte hull." The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). "Sammensetningen av de første massive svarte hullene." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Gå tilbake til bloggen