Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Супермасивних чорних дір «насіння»

Теорії про те, як у ранніх центрах галактик Всесвіту утворилися чорні діри, що живлять квазари

У галактиках, як поблизу нас, так і в найвіддаленіших регіонах Всесвіту, часто виявляють надмасивні чорні діри (SMBH) з масами від мільйонів до мільярдів мас Сонця (M⊗). Хоча в більшості галактик SMBH поводяться досить спокійно, в деяких вони створюють надзвичайно яскраві та активні ядра, звані квазарами або активними ядрами галактик (AGN), де величезна акреція на чорну діру породжує інтенсивне випромінювання. Одне з найважливіших питань сучасної астрофізики — як такі масивні чорні діри могли сформуватися так рано в історії Всесвіту, особливо спостерігаючи квазари при z > 7, що означає їх існування менш ніж за 800 млн років після Великого вибуху.

У цій статті ми розглянемо різні сценарії виникнення "насінин" надмасивних чорних дір — тобто відносно менш масивних початкових чорних дір, які з часом виросли до гігантів у центрах галактик. Ми оглянемо основні теоретичні шляхи, роль раннього зореутворення та спостережні дані, що визначають сучасні дослідження.

1. Контекст: ранній Всесвіт і спостережувані квазари

1.1 Квазари з великим червоним зсувом

Спостереження квазарів, розташованих приблизно при z ≈ 7 і вище (наприклад, ULAS J1342+0928 при z = 7.54), показують, що вже менш ніж за мільярд років після Великого вибуху в центрі формувалися чорні діри з масою в кілька сотень мільйонів мас Сонця (або більше) [1][2]. Досягти такої маси за такий короткий період важко, якщо чорні діри ростуть лише за рахунок акреції, обмеженої межею Еддінгтона — хіба що ці "насінини" спочатку були дуже масивними або швидкість акреції на певних етапах перевищувала межу Еддінгтона.

1.2 Чому «насінини»?

Сучасна космологія стверджує, що чорні діри не з'являються одразу з гігантською масою; вони починають існувати як менші насінини і ростуть з часом. Ці початкові «насінини» чорних дір формуються в ранніх астрофізичних процесах, а пізніше проходять стадії акреції газу та злиттів, щоб стати надмасивними. Зрозуміти, як вони виникли, важливо для пояснення ранньої появи яскравих квазарів і чому майже в усіх масивних галактиках сьогодні в центрах є чорна діра.

2. Запропоновані шляхи утворення насінин

Хоча остаточної відповіді про походження перших чорних дір ще немає, дослідження виділяють кілька основних сценаріїв:

  1. Залишки зірок III покоління
  2. Чорні діри прямого колапсу (DCBH)
  3. «Біжуче» злиття в щільних скупченнях
  4. Первинні чорні діри (PBH)

Обговоримо кожен окремо.

2.1 Залишки зірок III покоління

Зірки III покоління — це перше покоління зірок без металів, ймовірно, сформоване в ранніх міні-галактичних гало. Ці зірки могли бути дуже масивними, іноді >100 M⊙, і, колапсуючи наприкінці життя, залишати чорні діри масою від кількох до сотень сонячних мас:

  • Супернова колапсу ядра: Зірки масою близько 10–140 M⊙ могли залишити чорні діри масою кількох або кількох десятків M⊙.
  • Супернова парної нестабільності: Надзвичайно масивні зірки (приблизно 140–260 M⊙) можуть вибухнути повністю, без залишків.
  • Прямий колапс (зоряний): Зірка масою понад ~260 M⊙ може безпосередньо колапсувати в чорну діру, хоча це не завжди означає ~102–103 M⊙ «насінину».

Переваги: Чорні діри, що залишилися від зірок III покоління — найчастіше згадуваний і поширений початковий ланцюг утворення дір, оскільки ранні масивні зірки дійсно існували. Недоліки: Навіть якщо насінина мала б ~100 M⊙, їй все одно потрібна дуже швидка або навіть перевищуюча Еддінгтона акреція, щоб за кілька сотень мільйонів років досягти >109 M⊙, що вимагало б додаткових фізичних механізмів або значних злиттів.

2.2 Чорні діри прямого колапсу (DCBH)

У цьому випадку пропонується ідея прямого колапсу, коли величезна хмарина газу стискається, «пропускаючи» звичайну фазу зореутворення. За певних астрофізичних умов — особливо в середовищі без металів з інтенсивним випромінюванням Лаймана–Вернера (руйнуючим H2) — газ може майже ізотермічно колапсувати при ~104 K без розпаду на багато окремих зірок [3][4]. Тоді відбувається:

  • Фаза супермасивної зірки: Може швидко утворитися один гігантський протозірка (можливо навіть 104–106 M⊙).
  • Миттєве формування чорної діри: Короткоживуча супермасивна зірка завершує існування, безпосередньо колапсуючи в чорну діру з масою 104–106 M⊙.

Переваги: Якщо DCBH досягне ~105 M⊙, він швидко наздожене маси SMBH при простіших нормах акреції. Недоліки: Потрібні досить рідкі умови (наприклад, поле випромінювання, що пригнічує охолодження H2, низька металевість, відповідна маса гало та обертання). Поки що неясно, як часто це відбувалося у реальному Всесвіті.

2.3 «Бігаючі» зіткнення в густих скупченнях

У дуже густих зоряних скупченнях при повторних зіткненнях зірок може утворитися надзвичайно масивна зірка в ядрі скупчення, яка пізніше колапсує в масивне «насіння» (~103 M⊙):

  • Процес «бігаючого зіткнення»: Одна зірка, стикаючись з іншими, поступово накопичується, доки не стає «суперзіркою».
  • Кінцевий колапс: Ця суперзірка може колапсувати в чорну діру, набуваючи масу, що перевищує звичайний зоряний колапс.

Переваги: Такий сценарій можливий на принциповому рівні (базуючись на даних численних зоряних скупчень, наприклад, кульових), але в ранні часи, при низькому вмісті металів і високій густоті зірок, явища можуть бути дуже виразними. Недоліки: Потрібні дуже густі, масивні скупчення в ранню епоху, що, можливо, вимагає певної металевості, яка полегшує зоретворення в такому режимі.

2.4 Первинні чорні діри (PBH)

Первинні чорні діри могли сформуватися ще дуже рано у Всесвіті, якщо через певні флуктуації густини регіони вже тоді колапсували під дією гравітації. Спочатку гіпотетичні, PBH досі активно досліджуються:

  • Широкий діапазон мас: Теоретичні моделі PBH дозволяють дуже різноманітні маси, проте, щоб стати «насінням» SMBH, потрібен діапазон приблизно 102–104 M⊙.
  • Обмеження спостережень: PBH як кандидати в темну матерію суворо обмежені мікролінзуванням та іншими дослідженнями, але все ж залишається можливість, що принаймні частина таких PBH могла стати витоками SMBH.

Переваги: Такі насінини могли з'явитися дуже рано, ще до формування зірок. Недоліки: Потребує «підлаштованих» умов раннього Всесвіту, здатних створити PBH з відповідною масою та кількістю.

3. Механізми зростання та часові шкали

3.1 Акреція, обмежена Eddingtono межею

Eddingtono riba визначає максимальний потік випромінювання (а також швидкість акреції), коли тиск випромінювання врівноважує гравітацію. Типові значення показують:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

При забезпеченні стабільної акреції, обмеженої Еддінгтоном, чорна діра може значно наростити масу за космічний час, але щоб <1 млрд. років досягти >109 M⊙, часто потрібен майже безперервний, майже Еддінгтонівський (або вищий) потік поглинання.

3.2 Над-Еддінгтонівська (гіпер) акреція

В деяких випадках (наприклад, при щільних потоках газу або конфігурації «тонких дисків») акреція може перевищувати стандартний поріг Еддінгтона протягом певного часу. Такий супер-Еддінгтонівський ріст може значно скоротити час, необхідний для формування SMBH з невеликого «насіння» [5].

3.3 Злиття чорних дір

У контексті ієрархічного формування структур галактики (та їхні центральні чорні діри) часто зливаються. Злиття чорних дір можуть прискорити зростання маси, хоча основне збільшення маси все ж відбувається через потужні потоки газу.

4. Методи спостережень і підказки

4.1 Огляди квазарів при великих червоних зсувів

Великі огляди неба (наприклад, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) постійно виявляють квазари при ще більших червоних зсувів, ще суворіше визначаючи часові межі формування SMBH. Спектральні властивості також дають підказки про металізацію галактик і особливості середовища.

4.2 Сигнали гравітаційних хвиль

З появою передових детекторів, таких як LIGO і VIRGO, вже зафіксовані злиття чорних дір у зоряних масштабах. Наступного рівня обсерваторії гравітаційних хвиль низьких частот (наприклад, LISA) можуть виявляти злиття масивних «насіннєвих» чорних дір при великих червоних зсувів, безпосередньо розкриваючи ранні шляхи зростання чорних дір.

4.3 Обмеження з досліджень формування галактик

У більшості галактик розмір SMBH корелює з масою галактичного скупчення (так званий MBH – σ зв’язок). Вивчення того, як цей зв’язок змінюється при великих червоних зсувів, дозволяє визначити, чи чорні діри сформувалися раніше за галактики, чи обидва процеси відбувалися одночасно.

5. Поточний консенсус і невирішені питання

Хоча єдиної згоди щодо домінуючого способу формування «насіння» ще немає, багато астрофізиків схильні вважати, що як залишки зірок III покоління (насіння меншої маси), так і чорні діри прямого колапсу (насіння більшої маси) могли діяти разом. Реальний Всесвіт може мати більше ніж один шлях, що пояснює різноманітність мас чорних дір та їхні історії зростання.

Основні невідповіді питання такі:

  1. Частота: Наскільки частими були події прямого колапсу порівняно зі звичайними зоряними колапсами в ранньому Всесвіті?
  2. Фізика акреції: Які умови дозволяють перевищити межу Еддінгтона і як довго це триває?
  3. Зворотний зв’язок і середовище: Як зворотний зв’язок від зірок і активних чорних дір впливає на формування насінин — чи більше заважає, чи, можливо, стимулює падіння газу?
  4. Спостережні докази: Чи зможуть майбутні телескопи (наприклад, JWST, Roman космічний телескоп, телескопи нового покоління надзвичайно великого діаметра) або обсерваторії гравітаційних хвиль виявити сліди прямого колапсу або формування великих насінин при великих z?

6. Висновок

Щоб зрозуміти «насіння» надмасивних чорних дір, потрібно пояснити, як квазари з’являються так рано після Великого вибуху і чому майже у всіх масивних галактиках у центрах спостерігаються чорні діри. Хоча традиційні моделі зоряного колапсу пропонують простий шлях до менших насінин, існування ранніх особливо яскравих квазарів може означати, що більше каналів масивних насінин, наприклад, прямого колапсу, відігравали значну роль принаймні в деяких ранніх регіонах Всесвіту.

Завдяки новим і майбутнім спостереженням — що охоплюють електромагнітні та гравітаційно-хвильові методи — будуть удосконалені моделі формування та еволюції чорних дір. Глибше вивчаючи космічний світанок, ми можемо очікувати побачити більше деталей про те, як ці загадкові об’єкти сформувалися в центрах галактик і вплинули на космічну еволюцію, включно з зворотним зв’язком, злиттями галактик і найяскравішими об’єктами Всесвіту — квазарами.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Fan, X., et al. (2006). «Спостережні обмеження на космічну реіонізацію.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). «Чорна діра масою 800 мільйонів сонць у значно нейтральному Всесвіті на червоному зсуві 7.5.» Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). «Формування перших надмасивних чорних дір.» The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). «Формування первісних надмасивних зірок шляхом швидкого накопичення маси.» The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). «Швидке зростання чорних дір на високих червоних зсувів.» The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). «Формування перших масивних чорних дір.» Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Повернутися до блогу