Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

„Semințele“ găurilor negre supermasive

Teorii despre modul în care găurile negre care alimentează quasarii s-au format în centrele galaxiilor din Universul timpuriu

În galaxii, atât în cele apropiate de noi, cât și în cele mai îndepărtate regiuni ale Universului, se găsesc frecvent găuri negre supermasive (SMBH) cu mase ce variază de la milioane la miliarde de mase solare (M⊙). Deși în majoritatea galaxiilor SMBH-urile sunt relativ liniștite, în unele ele generează nuclee extrem de luminoase și active, numite quasari sau nuclee galactice active (AGN), unde acreția masivă pe gaura neagră produce o radiație intensă. Una dintre cele mai importante întrebări din astrofizica modernă este cum au putut să se formeze astfel de găuri negre masive atât de devreme în istoria Universului, mai ales observând quasari la z > 7, ceea ce indică faptul că acestea existau încă la mai puțin de 800 milioane de ani după Big Bang.

În acest articol vom discuta diverse scenarii de formare a „semințelor” găurilor negre supermasive — adică găuri negre inițiale relativ mai mici care au crescut în timp pentru a deveni uriașe în centrele galaxiilor. Vom trece în revistă principalele căi teoretice, rolul formării timpurii a stelelor și datele observaționale care influențează cercetările actuale.

1. Context: Universul timpuriu și quasarii observați

1.1 Quasari cu deplasare spre roșu mare

Observațiile quasarilor aflați la aproximativ z ≈ 7 și mai sus (de exemplu, ULAS J1342+0928 la z = 7.54) arată că deja în mai puțin de un miliard de ani după Big Bang s-au format în centru găuri negre cu mase de câteva sute de milioane de mase solare (sau mai mult) [1][2]. Este dificil să se atingă o astfel de masă într-o perioadă atât de scurtă dacă găurile negre cresc doar prin acțiunea limitei de acțiune Eddington — cu excepția cazului în care aceste „semințe” au fost deja foarte masive la început sau rata de acreție a depășit limita Eddington în anumite etape.

1.2 Kodėl „sėklos“?

Šiuolaikinė kosmologija teigia, kad juodosios skylės neatsiranda iškart galutine milžiniška mase; jos pradeda egzistuoti kaip mažesnės sėklos ir auga laikui bėgant. Šios pradinės „sėklos“ juodosios skylės formuojasi ankstyvųjų astrofizikinių procesų metu, o vėliau patiria dujų akrecijos ir susijungimų tarpsnius, kad taptų supermasyviomis. Suprasti, kaip jos atsirado, svarbu norint paaiškinti, kaip anksti pasirodė šviesūs kvazarai ir kodėl beveik visose masyviosiose galaktikose šiandien centruose rastume juodąją skylę.

2. Siūlomi sėklų susidarymo keliai

Nors dar nėra galutinio atsakymo apie pirmųjų juodųjų skylių kilmę, tyrimai išskiria keletą pagrindinių scenarijų:

  1. III populiacijos žvaigždžių liekanos
  2. Tiesioginio kolapso juodosios skylės (DCBH)
  3. „Bėgantis“ susiliejimas tankiuose spiečiuose
  4. Pirminės juodosios skylės (PBH)

Aptarkime kiekvieną atskirai.

2.1 III populiacijos žvaigždžių liekanos

III populiacijos žvaigždės — tai pirmoji metalų neturinti žvaigždžių karta, greičiausiai susidariusi ankstyvuosiuose mini-haluose. Šios žvaigždės galėjo būti itin masyvios, kartais >100 M⊙, ir, gyvenimo pabaigoje kolapsuodamos, palikti juodąsias skyles, turinčias nuo kelių iki šimtų Saulės masių:

  • Branduolio kolapso supernova: Žvaigždės, turinčios apie 10–140 M⊙, galėjo palikti kelių ar keliasdešimties M⊙ masės juodąsias skylės liekanas.
  • Porų nestabilumo supernova: Itin masyvios žvaigždės (apie 140–260 M⊙) gali sprogti visiškai, be liekanų.
  • Tiesioginis kolapsas (žvaigždinis): Virš ~260 M⊙ žvaigždė gali kolapsuoti tiesiogiai į juodąją skylę, nors ne visada tai reiškia ~102–103 M⊙ „sėklą“.

Privalumai: III populiacijos žvaigždžių paliktos juodosios skylės — dažniausiai minima ir paplitusi pradinė skylių susidarymo grandis, nes ankstyvos masyvios žvaigždės tikrai egzistavo. Trūkumai: Net jei sėkla būtų ~100 M⊙, jai vis tiek reikėtų labai sparčios arba net viršijančios Eddingtoną akrecijos, kad per kelis šimtus milijonų metų pasiektų >109 M⊙, kas reikalautų papildomų fizinių mechanizmų ar reikšmingų susiliejimų.

2.2 Tiesioginio kolapso juodosios skylės (DCBH)

Kitu atveju siūloma tiesioginio kolapso idėja, kai didžiulis dujų debesis sugniūžta „praleisdamas" įprastą žvaigždėdaros fazę. Tam tikrose astrofizinėse sąlygose — ypač metalų neturinčioje aplinkoje su gausia Lyman–Werner spinduliuote (ardant H2) — dujos gali beveik izotermiškai kolapsuoti ties ~104 K be skilimo į daug atskirų žvaigždžių [3][4]. Tuomet vyksta:

  • Faza superstelei supermasive: Se poate forma rapid o singură proto-stea uriașă (posibil chiar 104–106 M⊙).
  • Formarea instantanee a găurii negre: O superstea supermasivă cu viață scurtă își încheie existența prin colaps direct într-o gaură neagră cu masă între 104–106 M⊙.

Avantaje: Dacă DCBH ar atinge ~105 M⊙, ar ajunge rapid la masele SMBH cu rate de acreție mai simple. Dezavantaje: Sunt necesare condiții destul de rare (ex. câmp de radiație care suprimă răcirea H2, metalicitate scăzută, masă și rotație adecvată a halo-ului). Nu este clar cât de frecvent s-a întâmplat asta în Universul real.

2.3 Coliziuni „în mișcare” în roiuri dense

În roiuri stelare foarte dense, coliziunile repetate pot forma o stea extrem de masivă în nucleul roiului, care ulterior colapsează într-o „sămânță” masivă (~103 M⊙):

  • Procesul „coliziunii în mișcare”: O stea, ciocnindu-se cu altele, acumulează masă până devine o „superstea”.
  • Colaps final: Această superstea poate colapsa într-o gaură neagră, obținând o masă ce depășește colapsul stelar obișnuit.

Avantaje: Acest scenariu este posibil la nivel de principiu (bazat pe date din roiuri stelare dense, ex. globulare), dar în epocile timpurii, cu metalicitate scăzută și densitate mare a stelelor, fenomenele pot fi foarte pronunțate. Dezavantaje: Necesită roiuri foarte dense și masive în epoca timpurie, ceea ce poate implica o anumită abundență de metale care să faciliteze formarea stelelor în acest mod.

2.4 Găuri negre primordiale (PBH)

Găuri negre primordiale ar fi putut să se formeze încă din Universul foarte timpuriu, dacă anumite perturbații de densitate au făcut ca regiunile să colapseze sub forța gravitației. Inițial ipotetice, PBH sunt încă intens studiate:

  • Scală largă a maselor: Modelele teoretice PBH permit mase foarte variate, însă pentru a deveni „semințe” SMBH, ar fi necesar un interval de ~102–104 M⊙.
  • Limitări ale observațiilor: PBH ca și candidați pentru materia întunecată sunt strict restricționați de microlensing și alte studii, dar tot există posibilitatea ca cel puțin o parte din acești PBH să fi devenit originea SMBH.

Avantaje: Astfel de semințe ar fi putut apărea foarte devreme, chiar înainte de formarea stelelor. Dezavantaje: Necesită condiții „potrivite” în Universul timpuriu, capabile să genereze o masă și o abundență adecvată de PBH.

3. Mecanisme de creștere și scale de timp

3.1 Acreția limitată de Eddington

Limita Eddington definește fluxul maxim de radiație (și, implicit, rata de acreție), când presiunea radiației echilibrează gravitația. Valorile tipice arată:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Asigurând o acreție stabilă limitată de Eddington, o gaură neagră poate crește semnificativ în masă pe durata cosmică, dar pentru a atinge <1 miliard de ani >109 M⊙, adesea este necesar un flux aproape continuu, aproape de limita Eddington (sau peste aceasta).

3.2 Acreție supra-Eddington (hiper)

În unele cazuri (de exemplu, în prezența unor fluxuri dense de gaz sau a configurațiilor de „discuri subțiri”), acreția poate depăși limita standard Eddington pentru o anumită perioadă. Această creștere super-Eddington poate scurta semnificativ timpul necesar pentru a forma un SMBH dintr-o „sămânță” modestă [5].

3.3 Fuziuni de găuri negre

În contextul formării ierarhice a structurilor, galaxiile (și găurile negre centrale ale acestora) se pot ciocni frecvent. Fuziunile găurilor negre pot accelera creșterea masei, deși cea mai importantă creștere a masei apare tot din fluxuri abundente de gaz.

4. Metode de observație și indicii

4.1 Sondaje de cuasari la deplasări roșii mari

Marile sondaje cerești (de exemplu, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) detectează constant cuasari la deplasări roșii și mai mari, restrângând astfel limitele temporale pentru formarea SMBH. Proprietățile spectrale oferă, de asemenea, indicii despre metalicitatea galaxiilor și caracteristicile mediului.

4.2 Semnale de unde gravitaționale

Odată cu apariția detectoarelor avansate, precum LIGO și VIRGO, au fost deja înregistrate fuziuni de găuri negre în intervalul de scară stelară. Observatoare de nivel următor pentru unde gravitaționale de frecvență joasă (de exemplu, LISA) pot detecta fuziuni de găuri negre „sămânță” masive la deplasări roșii mari, dezvăluind direct căile timpurii de creștere a găurilor negre.

4.3 Limitări din studiile formării galaxiilor

În majoritatea galaxiilor, dimensiunea SMBH corelează cu masa bulgărelui galactic (așa-numita relație MBH – σ). Studierea modului în care această relație se schimbă la deplasări roșii mari permite să se stabilească dacă găurile negre s-au format înaintea galaxiilor sau dacă ambele procese au avut loc simultan.

5. Consensul actual și întrebările fără răspuns

Deși nu există încă un consens clar privind modul dominant de formare a "sămânței", mulți astrofizicieni tind să creadă că atât rămășițele stelelor din populația III (sămânțe de masă mai mică), cât și găurile negre de colaps direct (sămânțe de masă mai mare) ar fi putut acționa împreună. Universul real poate avea mai mult de o cale care să explice diversitatea maselor găurilor negre și istoricul lor de creștere.

Întrebările principale fără răspuns sunt:

  1. Frecvența: Cât de frecvente au fost evenimentele de colaps direct comparativ cu colapsurile stelare obișnuite în Universul timpuriu?
  2. Fizica acreției: Care sunt condițiile care permit depășirea limitei Eddington și cât timp durează acest proces?
  3. Feedback și mediu: Cum influențează feedback-ul stelelor și găurilor negre active formarea semințelor — împiedică mai mult sau poate stimulează căderea gazului?
  4. Dovezi observaționale: Vor putea telescoapele viitoare (de exemplu, JWST, Roman kosminis teleskopas, telescoapele terestre extrem de mari de nouă generație) sau observatoarele de unde gravitaționale să detecteze urmele colapsului direct sau formării semințelor mari la redshift-uri mari?

6. Concluzie

Pentru a înțelege "semințele" găurilor negre supermasive, trebuie explicat cum apar quasarurile atât de devreme după Big Bang și de ce aproape toate galaxiile masive au găuri negre în centrele lor. Deși modelele tradiționale de colaps stelar oferă o cale simplă către semințe mai mici, existența quasarurilor extrem de luminoase din epoca timpurie poate indica faptul că mai multe canale de semințe masive, cum ar fi colapsul direct, au jucat un rol semnificativ cel puțin în unele regiuni ale Universului timpuriu.

Datorită noilor și viitoarelor observații — care includ metode electromagnetice și de unde gravitaționale — modelele de formare și evoluție a găurilor negre vor fi îmbunătățite. Studiind mai profund zorii cosmici, ne putem aștepta să vedem mai multe detalii despre cum s-au format aceste obiecte misterioase în centrele galaxiilor și cum au influențat evoluția cosmică, inclusiv feedback-ul, fuziunile galactice și cele mai strălucitoare obiecte din Univers — quasarurile.

Legături și lecturi suplimentare

  1. Fan, X., et al. (2006). „Constrângeri observaționale asupra reionizării cosmice.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). „O gaură neagră de 800 de milioane de mase solare într-un Univers semnificativ neutru la un redshift de 7.5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). „Formarea primelor găuri negre supermasive.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). „Formarea stelelor supermasive primordiale prin acumulare rapidă de masă.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). „Creșterea rapidă a găurilor negre la redshift mare.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). „Formarea primelor găuri negre masive.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Reveniți la blog