Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Supermasyvių juodųjų skylių „sėklos“

Teorijos apie tai, kaip ankstyvosiose Visatos galaktikų centruose susidarė juodosios skylės, maitinančios kvazarus

Galaktikose, tiek netoli mūsų, tiek atokiausiose Visatos regionuose, dažnai aptinkamos supermasyvios juodosios skylės (SMBH), kurių masės siekia nuo milijonų iki milijardų Saulės masių (M⊙). Nors daugumos galaktikų centruose SMBH veikia gana ramiai, kai kuriose jos sukuria nepaprastai šviesius ir aktyvius branduolius, vadinamus kvazarais arba aktyviais galaktikų branduoliais (AGN), kur didžiulė akrecija į juodąją skylę sukuria intensyvų spinduliavimą. Vienas svarbiausių šiuolaikinės astrofizikos klausimų yra tai, kaip tokios masyvios juodosios skylės galėjo susiformuoti taip anksti Visatos istorijoje, juo labiau stebint kvazarus prie z > 7, reiškiančius, kad jos egzistavo dar nepraėjus nė 800 mln. metų nuo Didžiojo sprogimo.

Šiame straipsnyje aptarsime įvairius supermasyvių juodųjų skylių „sėklų“ atsiradimo scenarijus — t. y. santykinai mažesnes pradinio masės juodąsias skyles, kurios ilgainiui išaugo į galaktikų centruose slypinčias milžines. Apžvelgsime pagrindinius teorinius kelius, ankstyvosios žvaigždėdaros vaidmenį bei stebėjimų duomenis, kurie lemia dabartinius tyrimus.

1. Kontekstas: ankstyvoji Visata ir stebimi kvazarai

1.1 Didelio raudonojo poslinkio kvazarai

Kvazarų, esančių apie z ≈ 7 ir aukščiau (pvz., ULAS J1342+0928 prie z = 7.54) stebėjimai rodo, kad jau mažiau nei per milijardą metų po Didžiojo sprogimo centre formavosi kelias šimtines milijonų Saulės masių (ar daugiau) turinčios juodosios skylės [1][2]. Pasiekti tokią masę per tokį trumpą laikotarpį sunku, jei juodosios skylės auga vien tik priklausant nuo Eddingtono ribos akrecijos — nebent šios „sėklos“ jau pradžioje buvo labai masyvios arba akrecijos sparta tam tikrais etapais viršijo Eddingtono ribą.

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:

  • Supermasyvios žvaigždės fazė: Gali greitai susidaryti vienas milžiniškas protostaras (gal net 104–106 M⊙).
  • Momentinis juodosios skylės susidarymas: Trumpai gyvenanti supermasyvi žvaigždė baigia egzistavimą, tiesiogiai kolapsuodama į juodąją skylę, kurios masė 104–106 M⊙.

Privalumai: Jeigu DCBH siektų ~105 M⊙, jis greitai pasivytų SMBH mases paprastesnėmis akrecijos normomis. Trūkumai: Reikalingos gana retos sąlygos (pvz., spinduliuotės laukas, slopinantis H2 aušinimą, mažas metalizavimas, tinkama halo masė ir sukimasis). Kol kas neaišku, kaip dažnai tai įvyko realioje Visatoje.

2.3 „Bėgančių“ susidūrimų tankiuose spiečiuose

Labai tankiuose žvaigždžių spiečiuose vykstant pakartotiniams žvaigždžių susidūrimams gali susidaryti ypač masyvi žvaigždė spiečiaus branduolyje, kuri vėliau kolapsuoja į masyvią „sėklą“ (~103 M⊙):

  • „Bėgančio susidūrimo“ procesas: Viena žvaigždė, susidurdamas su kitomis, vis kaupiasi, kol tampa „super žvaigžde“.
  • Galutinė kolapsas: Ši superžvaigždė gali kolapsuoti į juodąją skylę, gaunant masę, viršijančią įprastą žvaigždinį kolapsą.

Privalumai: Toks scenarijus įmanomas principo lygmenyje (remiantis duomenimis iš gausių žvaigždžių spiečių, pvz., kamuolinių), tačiau ankstyvaisiais laikais, esant mažam metalų kiekiui ir dideliam žvaigždžių tankiui, reiškiniai gali būti itin ryškūs. Trūkumai: Reikia labai tankių, masyvių spiečių ankstyvoje epochoje, kas savaime galbūt reikalauja tam tikros metalų gausos, palengvinančios žvaigždėdarą tokiu režimu.

2.4 Pirminės juodosios skylės (PBH)

Pirminės juodosios skylės galėjo susiformuoti dar labai ankstyvoje Visatoje, jei dėl tam tikrų tankio perturbacijų regionai jau tada sugriuvo gravitacijos jėga. Iš pradžių hipotetiniai, PBH vis dar aktyviai tiriami:

  • Plati masių skalė: PBH teoriniai modeliai leidžia labai įvairaus dydžio mases, tačiau, kad taptų SMBH „sėklomis“, reikėtų ~102–104 M⊙ diapazono.
  • Stebėjimų apribojimai: PBH kaip tamsiosios materijos kandidatai griežtai ribojami mikrolęšiavimo ir kitų tyrimų, bet vis tiek lieka galimybė, kad bent dalis tokių PBH galėjo tapti SMBH ištakomis.

Privalumai: Tokios sėklos galėjo atsirasti itin anksti, dar prieš žvaigždžių susidarymą. Trūkumai: Reikalauja „priderinto“ ankstyvosios Visatos sąlygų, galinčių sukurti PBH tinkamą masę ir gausumą.

3. Augimo mechanizmai ir laiko skalės

3.1 Eddingtono ribojama akrecija

Eddingtono riba nusako didžiausią spinduliuotės srautą (o kartu ir akrecijos spartą), kai spinduliuotės slėgis balansuoja gravitaciją. Tipiniai dydžiai rodo:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Užtikrinus stabilų Eddingtono ribojamą akreciją, juodoji skylė per kosminį laiką gali smarkiai priaugti masės, bet norint <1 mlrd. metų bėgyje pasiekti >109 M⊙, dažnai prireikia beveik nenutrūkstamo, beveik Eddingtono (arba jį viršijančio) įsiurbimo.

3.2 Virš-Eddingtoninė (hiper) akrecija

Kai kuriais atvejais (pvz., esant tankiems dujų srautams ar „plonųjų diskų“ konfiguracijai), akrecija gali viršyti standartinę Eddingtono ribą tam tikrą laiką. Toks super-Eddingtoninis augimas gali žymiai sutrumpinti laiką, reikalingą iš kuklios „sėklos“ suformuoti SMBH [5].

3.3 Juodųjų skylių susijungimai

Hierarchinio struktūrų formavimosi kontekste galaktikos (ir jų centrinės juodosios skylės) dažnai susijungia. Juodųjų skylių susijungimai gali paspartinti masės augimą, nors svarbiausias masės prieaugis vis tiek atsiranda dėl gausių dujų srautų.

4. Stebėjimų metodai ir užuominos

4.1 Didelio raudonojo poslinkio kvazarų apklausos

Dideli dangaus tyrimai (pvz., SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) nuolat aptinka kvazarus dar didesniuose raudonuosiuose poslinkiuose, taip dar griežčiau apibrėždami SMBH susidarymo laiko ribas. Spektrinės savybės taip pat suteikia užuominų apie galaktikos metalizaciją ir aplinkos ypatybes.

4.2 Gravitacinių bangų signalai

Atsiradus pažangiems detektoriams, pvz., LIGO ir VIRGO, jau užfiksuoti juodųjų skylių susijungimai žvaigždinio masto diapazone. Kito lygio žemų dažnių gravitacinių bangų observatorijos (pvz., LISA) gali aptikti masyvių „sėklų“ juodųjų skylių susijungimus dideliame raudonajame poslinkyje, tiesiogiai atskleisdamos ankstyvuosius juodųjų skylių augimo kelius.

4.3 Apribojimai iš galaktikų formavimosi tyrimų

Daugumoje galaktikų SMBH dydis koreliuoja su galaktikos telkinio mase (vadinamasis MBH – σ ryšys). Tirti, kaip šis ryšys kinta dideliuose raudonuosiuose poslinkiuose, leidžia nustatyti, ar juodosios skylės susiformavo prieš galaktikas, ar abu procesai vyko išvien.

5. Dabartinis sutarimas ir neatsakyti klausimai

Nors dar nėra vieningo sutarimo dėl vyraujančio sėklos formavimosi būdo, daugelis astrofizikų linkę manyti, kad tiek III populiacijos žvaigždžių liekanos (mažesnės masės sėklos), tiek tiesioginio kolapso juodosios skylės (didesnės masės sėklos) galėjo veikti kartu. Reali Visata gali turėti daugiau nei vieną taką, paaiškinantį juodųjų skylių masės įvairovę bei augimo istorijas.

Pagrindiniai neatsakyti klausimai yra:

  1. Dažnumas: Kiek dažni buvo tiesioginio kolapso įvykiai, palyginti su įprastais žvaigždžių kolapsais ankstyvojoje Visatoje?
  2. Akrecijos fizika: Kokios sąlygos leidžia viršyti Eddingtono ribą ir kiek ilgai tai tęsiasi?
  3. Grįžtamasis ryšys ir aplinka: Kaip žvaigždžių ir aktyvių juodųjų skylių grįžtamasis ryšys veikia sėklų formavimąsi — ar labiau trukdo, ar gal paskatina dujų kritimą?
  4. Stebėjimų įrodymai: Ar būsimieji teleskopai (pvz., JWST, Roman kosminis teleskopas, naujos kartos antžeminiai ypač dideli teleskopai) ar gravitacinių bangų observatorijos sugebės aptikti tiesioginio kolapso ar didelių sėklų susidarymo pėdsakų prie didelių z?

6. Išvada

Norint suprasti supermasyvių juodųjų skylių „sėklas“, reikia paaiškinti, kaip kvazarai atsiranda taip anksti po Didžiojo sprogimo ir kodėl beveik visose masyviose galaktikose pastebimos juodosios skylės centruose. Nors tradiciniai žvaigždinio kolapso modeliai pateikia paprastą kelią į mažesnes sėklas, ankstyvųjų ypač šviesių kvazarų egzistavimas gali reikšti, kad daugiau masyvių sėklų kanalų, pavyzdžiui, tiesioginio kolapso, turėjo reikšmingą vaidmenį bent jau kai kuriuose ankstyvosios Visatos regionuose.

Naujų ir būsimųjų stebėjimų — apimančių elektromagnetinius ir gravitacinių bangų metodus — dėka bus patobulinti juodųjų skylių susidarymo ir raidos modeliai. Giliau tyrinėdami kosminę aušrą, galime tikėtis išvysti daugiau detalių, kaip šie paslaptingi objektai susiformavo galaktikų centruose bei nulėmė kosminę raidą, įskaitant grįžtamąjį ryšį, galaktikų susijungimus ir ryškiausius Visatos objektus — kvazarus.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. Fan, X., et al. (2006). “Observational Constraints on Cosmic Reionization.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). “An 800-million-solar-mass black hole in a significantly neutral Universe at a redshift of 7.5.” Nature, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “Formation of the First Supermassive Black Holes.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). “Formation of Primordial Supermassive Stars by Rapid Mass Accretion.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Rapid Growth of High-Redshift Black Holes.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “The Assembly of the First Massive Black Holes.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.
Вернуться к блогу