Teorier om hur svarta hål som matar kvasarer bildades i galaxernas centra i det tidiga universum
I galaxer, både nära oss och i de mest avlägsna regionerna av universum, finns ofta supermassiva svarta hål (SMBH) med massor från miljoner till miljarder solmassor (M⊙). Även om SMBH i de flesta galaxers centra är relativt lugna, skapar vissa extremt ljusa och aktiva kärnor, kallade kvasarer eller aktiva galaxkärnor (AGN), där massiv ackretion på det svarta hålet genererar intensiv strålning. En av de viktigaste frågorna inom modern astrofysik är hur så massiva svarta hål kunde bildas så tidigt i universums historia, särskilt med tanke på observationer av kvasarer vid z > 7, vilket innebär att de existerade mindre än 800 miljoner år efter Big Bang.
I denna artikel diskuterar vi olika scenarier för uppkomsten av "frön" till supermassiva svarta hål — det vill säga relativt små initiala massor av svarta hål som så småningom växte till jättar i galaxernas centra. Vi översiktar de huvudsakliga teoretiska vägarna, den tidiga stjärnbildningens roll samt observationsdata som styr dagens forskning.
1. Kontext: den tidiga universum och observerade kvasarer
1.1 Kvasar med hög rödskift
Observationer av kvasar vid ungefär z ≈ 7 och högre (t.ex. ULAS J1342+0928 vid z = 7.54) visar att svarta hål med massor på flera hundra miljoner solmassor (eller mer) redan bildades i centrum mindre än en miljard år efter Big Bang [1][2]. Det är svårt att nå en sådan massa på så kort tid om svarta hål växer endast genom Eddington-begränsad ackretion — om inte dessa "frön" redan från början var mycket massiva eller om ackretionshastigheten överskred Eddington-gränsen under vissa perioder.
1.2 Varför "frön"?
Modern kosmologi hävdar att svarta hål inte uppstår direkt med slutgiltig jättemassa; de börjar som mindre frön och växer över tid. Dessa ursprungliga "frö"-svarta hål bildas under tidiga astrofysiska processer och genomgår sedan faser av gasackretion och sammanslagningar för att bli supermassiva. Att förstå hur de uppstod är viktigt för att förklara hur ljusstarka kvasar dök upp tidigt och varför nästan alla massiva galaxer idag har ett svart hål i sina centra.
2. Föreslagna vägar för fröbildning
Även om det ännu inte finns något slutgiltigt svar på ursprunget till de första svarta hålen, identifierar forskningen flera huvudscenarier:
- Kvarlevor från III-populationens stjärnor
- Direkt kollaps av svarta hål (DCBH)
- "Löpande" sammanslagning i täta kluster
- Primordiala svarta hål (PBH)
Låt oss diskutera varje enskilt.
2.1 Kvarlevor från III-populationens stjärnor
III-populationens stjärnor är den första generationen metallfria stjärnor, troligen bildade i tidiga mini-halos. Dessa stjärnor kunde vara mycket massiva, ibland >100 M⊙, och vid livets slut kollapsa och lämna svarta hål med massor från några till hundratals solmassor:
- Kärnkollaps-supernova: Stjärnor med ungefär 10–140 M⊙ kan ha lämnat kvar svarta hål med massor på flera till tiotals M⊙.
- Par-instabilitetssupernova: Mycket massiva stjärnor (ungefär 140–260 M⊙) kan explodera fullständigt utan kvarlevor.
- Direkt kollaps (stjärnformad): En stjärna över ~260 M⊙ kan kollapsa direkt till ett svart hål, även om det inte alltid betyder ett ~102–103 M⊙ "frö".
Fördelar: Svarta hål kvarlämnade av III-populationens stjärnor — oftast nämns och är den vanligaste ursprungliga kedjan för hålbildning, eftersom tidiga massiva stjärnor verkligen existerade. Nackdelar: Även om fröet vore ~100 M⊙, skulle det ändå kräva mycket snabb eller till och med över Eddington-ackretion för att på några hundra miljoner år nå >109 M⊙, vilket skulle kräva ytterligare fysiska mekanismer eller betydande sammanslagningar.
2.2 Direkt kollaps av svarta hål (DCBH)
I vissa fall föreslås idén om direkt kollaps, när ett enormt gasmoln kollapsar "förbi" det vanliga stjärnbildningsstadiet. Under vissa astrofysiska förhållanden — särskilt i en metallfri miljö med riklig Lyman–Werner-strålning (som bryter ner H2) — kan gasen kollapsa nästan isotermiskt vid ~104 K utan att dela upp sig i många separata stjärnor [3][4]. Då sker:
- Supermassiv stjärnfaser: En enda enorm protostjärna kan snabbt bildas (kanske till och med 104–106 M⊙).
- Omedelbar svart hål-bildning: En kortlivad supermassiv stjärna avslutar sin existens genom att direkt kollapsa till ett svart hål med massa 104–106 M⊙.
Fördelar: Om DCBH når ~105 M⊙ kan den snabbt komma ikapp SMBH-massor med enklare ackretionshastigheter. Nackdelar: Kräver ganska sällsynta förhållanden (t.ex. strålningsfält som hämmar H2-kylning, låg metallhalt, lämplig halo-massa och rotation). Det är ännu oklart hur ofta detta inträffade i det verkliga universum.
2.3 "Löpande" kollisioner i täta hopar
I mycket täta stjärnhopar kan upprepade stjärnkollisioner skapa en särskilt massiv stjärna i hopens kärna, som sedan kollapsar till ett massivt "frö" (~103 M⊙):
- "Löpande kollision"-processen: En stjärna, genom att kollidera med andra, växer tills den blir en "superstjärna".
- Slutlig kollaps: Denna superstjärna kan kollapsa till ett svart hål med en massa som överstiger vanlig stjärnkollaps.
Fördelar: Ett sådant scenario är möjligt i princip (baserat på data från täta stjärnhopar, t.ex. klotformiga), men i tidiga tider med låg metallhalt och hög stjärntäthet kan fenomenen vara mycket framträdande. Nackdelar: Kräver mycket täta, massiva hopar i den tidiga epoken, vilket i sig kanske kräver viss metallhalt som underlättar stjärnbildning i detta läge.
2.4 Primära svarta hål (PBH)
Primära svarta hål kunde ha bildats redan mycket tidigt i universum om regioner på grund av vissa täthetsstörningar kollapsade då under gravitationens kraft. Ursprungligen hypotetiska, PBH studeras fortfarande aktivt:
- Brett massintervall: PBH-teoretiska modeller tillåter massor i mycket varierande storlekar, men för att bli SMBH-"frön" krävs ungefär ~102–104 M⊙-intervallet.
- Observationsbegränsningar: PBH som mörk materia-kandidater är strikt begränsade av mikrolinsning och andra studier, men det finns fortfarande möjlighet att åtminstone en del av sådana PBH kunde ha blivit ursprunget till SMBH.
Fördelar: Sådana frön kunde ha uppstått mycket tidigt, innan stjärnbildningen. Nackdelar: Kräver "finjusterade" tidiga universums förhållanden som kan skapa PBH med lämplig massa och abundans.
3. Tillväxtmekanismer och tidsskalor
3.1 Eddingtonbegränsad ackretion
Eddingtongränsen anger den maximala strålningsflödet (och därmed ackretionshastigheten) när strålningstrycket balanserar gravitationen. Typiska värden visar:
˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ år−1.
Med stabil Eddingtonbegränsad ackretion kan ett svart hål över kosmisk tid öka sin massa avsevärt, men för att inom <1 miljard år nå >109 M⊙, krävs ofta nästan oavbruten, nästan Eddington (eller över) inflöde.
3.2 Över-Eddington (hyper) ackretion
I vissa fall (t.ex. vid täta gasflöden eller "tunna skivor"-konfigurationer) kan ackretion överstiga den standardmässiga Eddingtongränsen under en viss tid. En sådan super-Eddington-tillväxt kan avsevärt förkorta den tid som krävs för att från ett blygsamt "frö" bilda ett SMBH [5].
3.3 Sammanslagningar av svarta hål
I hierarkiska strukturbildningssammanhang sammansmälter galaxer (och deras centrala svarta hål) ofta. Sammanslagningar av svarta hål kan påskynda massans tillväxt, även om den viktigaste massökningen ändå sker genom rikliga gasflöden.
4. Observationsmetoder och ledtrådar
4.1 Undersökningar av kvasarer vid höga rödförskjutningar
Storskaliga himmelsundersökningar (t.ex. SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) upptäcker kontinuerligt kvasarer vid ännu högre rödförskjutningar, vilket ytterligare begränsar tidsramarna för SMBH-bildning. Spektrala egenskaper ger också ledtrådar om galaxens metallhalt och miljöegenskaper.
4.2 Gravitationsvågssignaler
Med framväxten av avancerade detektorer, t.ex. LIGO och VIRGO, har sammanslagningar av svarta hål redan observerats i stjärnmasseskala. Nästa generations lågfrekventa gravitationsvågsobservatorier (t.ex. LISA) kan upptäcka sammanslagningar av massiva "frö"-svarta hål vid höga rödförskjutningar och därigenom direkt avslöja de tidiga tillväxtvägarna för svarta hål.
4.3 Begränsningar från studier av galaxbildning
I de flesta galaxer korrelerar SMBH:s storlek med galaxens bulkmassa (den så kallade MBH – σ-relationen). Att studera hur denna relation förändras vid höga rödförskjutningar gör det möjligt att avgöra om svarta hål bildades före galaxerna eller om båda processerna skedde samtidigt.
5. Nuvarande konsensus och obesvarade frågor
Även om det ännu inte finns en enhetlig uppfattning om den dominerande bildningsmekanismen för frön, tenderar många astrofysiker att tro att både rester av stjärnor från population III (frön med mindre massa) och svarta hål från direkt kollaps (frön med större massa) kan ha verkat tillsammans. Det verkliga universum kan ha mer än en väg som förklarar variationen i svarta håls massor och deras tillväxthistorik.
De viktigaste obesvarade frågorna är:
- Frekvens: Hur vanliga var direkt kollaps-händelser jämfört med vanliga stjärnkollapser i det tidiga universum?
- Ackretionsfysik: Vilka förhållanden tillåter att Eddingtongränsen överskrids och hur länge varar detta?
- Återkoppling och miljö: Hur påverkar återkoppling från stjärnor och aktiva svarta hål fröbildningen — hindrar den mest eller kan den kanske främja gasfall?
- Observationsbevis: Kommer framtida teleskop (t.ex. JWST, Roman Space Telescope, nästa generations mycket stora markbaserade teleskop) eller gravitationsvågsobservatorier att kunna upptäcka spår av direkt kollaps eller bildandet av stora frön vid höga z?
6. Slutsats
För att förstå fröna till supermassiva svarta hål måste vi förklara hur kvasarer kan uppstå så tidigt efter Big Bang och varför svarta hål nästan alltid observeras i centrum av massiva galaxer. Även om traditionella kollapsmodeller för stjärnor ger en enkel väg till mindre frön, kan förekomsten av tidiga, särskilt ljusstarka kvasarer tyda på att fler kanaler för massiva frön, såsom direkt kollaps, spelade en betydande roll åtminstone i vissa regioner av det tidiga universum.
Tack vare nya och kommande observationer — som omfattar elektromagnetiska och gravitationsvågsmetoder — kommer modeller för bildandet och utvecklingen av svarta hål att förbättras. Genom att undersöka den kosmiska gryningen djupare kan vi förvänta oss att se fler detaljer om hur dessa mystiska objekt bildades i galaxers centra och påverkade den kosmiska utvecklingen, inklusive återkoppling, galaxsammanfogningar och universums mest lysande objekt — kvasarer.
Länkar och vidare läsning
- Fan, X., et al. (2006). "Observationsbegränsningar på kosmisk rejonisering." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
- Bañados, E., et al. (2018). "Ett 800 miljoner solmassigt svart hål i ett betydligt neutralt universum vid en rödförskjutning på 7,5." Nature, 553, 473–476.
- Bromm, V., & Loeb, A. (2003). "Bildandet av de första supermassiva svarta hålen." The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
- Hosokawa, T., et al. (2013). "Bildandet av primordiala supermassiva stjärnor genom snabb massackretion." The Astrophysical Journal, 778, 178.
- Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). "Snabb tillväxt av hög-rödförskjutna svarta hål." The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
- Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). "Sammansättningen av de första massiva svarta hålen." Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.