Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

«Семена» сверхмассивных чёрных дыр

Теории о том, как в центрах галактик ранней Вселенной образовались черные дыры, питающие квазары

В галактиках как вблизи нас, так и в самых отдалённых регионах Вселенной часто обнаруживаются сверхмассивные черные дыры (SMBH) с массами от миллионов до миллиардов масс Солнца (M⊙). Хотя в центрах большинства галактик SMBH ведут себя довольно спокойно, в некоторых они создают чрезвычайно яркие и активные ядра, называемые квазарами или активными ядрами галактик (AGN), где мощная аккреция на черную дыру порождает интенсивное излучение. Один из важнейших вопросов современной астрофизики — как такие массивные черные дыры могли сформироваться так рано в истории Вселенной, особенно учитывая наблюдения квазаров при z > 7, что означает их существование менее чем через 800 млн лет после Большого взрыва.

В этой статье мы рассмотрим различные сценарии возникновения «семян» сверхмассивных черных дыр — то есть относительно небольших начальных черных дыр, которые со временем выросли в гигантов в центрах галактик. Мы обзору основные теоретические пути, роль раннего звездообразования и наблюдательные данные, определяющие современные исследования.

1. Контекст: ранняя Вселенная и наблюдаемые квазары

1.1 Квазары с большим красным смещением

Наблюдения квазаров с z ≈ 7 и выше (например, ULAS J1342+0928 при z = 7.54) показывают, что менее чем через миллиард лет после Большого взрыва в центре формировались черные дыры массой в несколько сотен миллионов масс Солнца (или больше) [1][2]. Достичь такой массы за столь короткий период сложно, если черные дыры растут только за счет аккреции, ограниченной пределом Эддингтона — если только эти «семена» изначально не были очень массивными или скорость аккреции на некоторых этапах не превышала предел Эддингтона.

1.2 Почему "семена"?

Современная космология утверждает, что чёрные дыры не появляются сразу с конечной гигантской массой; они начинают существовать как меньшие семена и растут со временем. Эти начальные "семена" чёрных дыр формируются в ранних астрофизических процессах, а затем проходят стадии газовой аккреции и слияний, чтобы стать сверхмассивными. Понять, как они появились, важно для объяснения раннего появления ярких квазаров и почему почти во всех массивных галактиках сегодня в центрах находятся чёрные дыры.

2. Предлагаемые пути образования семян

Хотя окончательного ответа о происхождении первых чёрных дыр пока нет, исследования выделяют несколько основных сценариев:

  1. Остатки звёзд III поколения
  2. Чёрные дыры прямого коллапса (DCBH)
  3. "Бегущие" слияния в плотных скоплениях
  4. Первичные чёрные дыры (PBH)

Рассмотрим каждый отдельно.

2.1 Остатки звёзд III поколения

Звёзды III поколения — это первое поколение звёзд без металлов, вероятно сформировавшееся в ранних мини-гало. Эти звёзды могли быть очень массивными, иногда >100 M⊙, и, коллапсируя в конце жизни, оставлять чёрные дыры массой от нескольких до сотен солнечных масс:

  • Сверхновая коллапса ядра: Звёзды с массой около 10–140 M⊙ могли оставить остатки чёрных дыр массой в несколько или несколько десятков M⊙.
  • Сверхновая парной нестабильности: Очень массивные звёзды (около 140–260 M⊙) могут взорваться полностью, без остатков.
  • Прямой коллапс (звёздный): Звезда массой свыше ~260 M⊙ может напрямую коллапсировать в чёрную дыру, хотя это не всегда означает ~102–103 M⊙ "семя".

Преимущества: Чёрные дыры, оставшиеся от звёзд III поколения — наиболее часто упоминаемая и распространённая начальная цепочка образования чёрных дыр, так как ранние массивные звёзды действительно существовали. Недостатки: Даже если семя будет ~100 M⊙, ему всё равно потребуется очень быстрый или даже превышающий Эддингтона аккреционный процесс, чтобы за несколько сотен миллионов лет достичь >109 M⊙, что потребовало бы дополнительных физических механизмов или значительных слияний.

2.2 Чёрные дыры прямого коллапса (DCBH)

В этом случае предлагается идея прямого коллапса, когда огромное газовое облако схлопывается, "пропуская" обычную фазу звездообразования. При определённых астрофизических условиях — особенно в среде без металлов с интенсивным излучением Лаймана–Вернера (разрушающим H2) — газ может почти изотермически коллапсировать при ~104 K без распада на множество отдельных звёзд [3][4]. Тогда происходит:

  • Фаза сверхмассивной звезды: Может быстро сформироваться один гигантский протозвезда (возможно даже 104–106 M⊙).
  • Мгновенное формирование чёрной дыры: Краткоживущая сверхмассивная звезда заканчивает своё существование, непосредственно коллапсируя в чёрную дыру с массой 104–106 M⊙.

Преимущества: Если DCBH достигнет ~105 M⊙, он быстро догонит массы SMBH при более простых нормах аккреции. Недостатки: Требуются довольно редкие условия (например, излучательное поле, подавляющее охлаждение H2, низкая металличность, подходящая масса и вращение гало). Пока неясно, как часто это происходило в реальной Вселенной.

2.3 «Бегущие» столкновения в плотных скоплениях

В очень плотных звёздных скоплениях при повторяющихся столкновениях звёзд может образоваться особенно массивная звезда в ядре скопления, которая затем коллапсирует в массивное «семя» (~103 M⊙):

  • Процесс «бегущего столкновения»: Одна звезда, сталкиваясь с другими, постепенно накапливается, пока не становится «суперзвездой».
  • Конечный коллапс: Эта сверхзвезда может коллапсировать в чёрную дыру, приобретая массу, превышающую обычный звёздный коллапс.

Преимущества: Такой сценарий возможен на принципиальном уровне (основываясь на данных из многочисленных звёздных скоплений, например шаровых), однако в ранние времена при низком содержании металлов и высокой плотности звёзд явления могут быть особенно яркими. Недостатки: Требуются очень плотные, массивные скопления в раннюю эпоху, что само по себе, возможно, требует определённого содержания металлов, облегчающего звездообразование в таком режиме.

2.4 Первичные чёрные дыры (PBH)

Первичные чёрные дыры могли сформироваться ещё в очень ранней Вселенной, если из-за определённых возмущений плотности регионы тогда уже коллапсировали под действием гравитации. Изначально гипотетические, PBH всё ещё активно исследуются:

  • Широкий диапазон масс: Теоретические модели PBH допускают массы очень разного размера, однако для того, чтобы стать «семенами» SMBH, требуется диапазон примерно ~102–104 M⊙.
  • Ограничения наблюдений: PBH как кандидаты в тёмную материю строго ограничены микролинзированием и другими исследованиями, но всё же остаётся возможность, что по крайней мере часть таких PBH могла стать истоками SMBH.

Преимущества: Такие «семена» могли появиться очень рано, ещё до формирования звёзд. Недостатки: Требуют «тонко настроенных» условий ранней Вселенной, способных создать PBH с подходящей массой и численностью.

3. Механизмы роста и временные шкалы

3.1 Аккреция, ограниченная пределом Эддингтона

Предел Эддингтона определяет максимальный поток излучения (а вместе с ним и скорость аккреции), при котором давление излучения уравновешивает гравитацию. Типичные значения показывают:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Обеспечив стабильную аккрецию, ограниченную пределом Эддингтона, чёрная дыра может значительно увеличить массу за космическое время, но чтобы за <1 млрд. лет достичь >109 M⊙, часто требуется почти непрерывное, близкое к Эддингтоновскому (или превышающее его) поглощение.

3.2 Сверх-Эддингтоновская (гипер) аккреция

В некоторых случаях (например, при плотных газовых потоках или конфигурации "тонких дисков") аккреция может превышать стандартный предел Эддингтона в течение некоторого времени. Такой супер-Эддингтоновский рост может значительно сократить время, необходимое для формирования SMBH из скромного "семени" [5].

3.3 Слияния чёрных дыр

В контексте иерархического формирования структур галактики (и их центральные чёрные дыры) часто сливаются. Слияния чёрных дыр могут ускорить рост массы, хотя основной прирост массы всё же происходит за счёт обильных потоков газа.

4. Методы наблюдений и подсказки

4.1 Обзоры квазаров с большим красным смещением

Крупные обзоры неба (например, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) постоянно обнаруживают квазары при ещё больших красных смещениях, ещё более строго ограничивая временные рамки формирования SMBH. Спектральные характеристики также дают подсказки о металличности галактик и особенностях окружения.

4.2 Сигналы гравитационных волн

С появлением продвинутых детекторов, таких как LIGO и VIRGO, уже зафиксированы слияния чёрных дыр в звёздном масштабе. Обсерватории следующего уровня низкочастотных гравитационных волн (например, LISA) могут обнаружить слияния массивных "семян" чёрных дыр при больших красных смещениях, напрямую раскрывая ранние пути роста чёрных дыр.

4.3 Ограничения из исследований формирования галактик

В большинстве галактик размер SMBH коррелирует с массой галактического балджа (так называемая связь MBH – σ). Изучение того, как эта связь меняется при больших красных смещениях, позволяет определить, сформировались ли чёрные дыры раньше галактик или оба процесса происходили одновременно.

5. Текущий консенсус и нерешённые вопросы

Хотя единого мнения о доминирующем способе формирования "семян" пока нет, многие астрофизики склонны считать, что как остатки звёзд III популяции ("семена" меньшей массы), так и чёрные дыры прямого коллапса ("семена" большей массы) могли действовать совместно. Реальная Вселенная может иметь более одного пути, объясняющего разнообразие масс чёрных дыр и их историю роста.

Основные нерешённые вопросы таковы:

  1. Частота: насколько часты были события прямого коллапса по сравнению с обычными коллапсами звёзд в ранней Вселенной?
  2. Физика аккреции: какие условия позволяют превысить предел Эддингтона и как долго это продолжается?
  3. Обратная связь и окружение: как обратная связь от звёзд и активных чёрных дыр влияет на формирование семян — больше препятствует или, возможно, способствует падению газа?
  4. Наблюдательные доказательства: смогут ли будущие телескопы (например, JWST, Roman космический телескоп, новые поколения наземных чрезвычайно больших телескопов) или гравитационно-волновые обсерватории обнаружить следы прямого коллапса или формирования крупных семян при больших z?

6. Заключение

Чтобы понять «семена» сверхмассивных чёрных дыр, необходимо объяснить, как квазары появляются так рано после Большого взрыва и почему почти во всех массивных галактиках в центрах наблюдаются чёрные дыры. Хотя традиционные модели коллапса звёзд предлагают простой путь к меньшим семенам, существование ранних особенно ярких квазаров может означать, что больше каналов формирования массивных семян, например, прямого коллапса, сыграли значительную роль по крайней мере в некоторых регионах ранней Вселенной.

Благодаря новым и будущим наблюдениям — охватывающим электромагнитные и гравитационно-волновые методы — модели формирования и эволюции чёрных дыр будут усовершенствованы. Глубже изучая космическую зарю, мы можем ожидать увидеть больше деталей о том, как эти загадочные объекты сформировались в центрах галактик и повлияли на космическую эволюцию, включая обратную связь, слияния галактик и самые яркие объекты Вселенной — квазары.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Fan, X., et al. (2006). «Наблюдательные ограничения на космическую реионизацию.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). «Чёрная дыра массой 800 миллионов солнечных масс во значительно нейтральной Вселенной при красном смещении 7.5.» Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). «Формирование первых сверхмассивных чёрных дыр.» The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). «Формирование первичных сверхмассивных звёзд за счёт быстрого аккреционного притока массы.» The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). «Быстрый рост чёрных дыр на высоких красных смещениях.» The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). «Формирование первых массивных чёрных дыр.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Вернуться в блог