Supermassive Black Hole “Seeds”

«Зерна» сверхмассивных чёрных дыр

Теории о том, как ранние чёрные дыры формировались в центрах галактик, питая квазары

Галактики по всей Вселенной — как близкие, так и далекие — часто содержат сверхмассивные чёрные дыры (SMBHs) в своих центрах, с массами от миллионов до миллиардов солнечных масс (M⊙). Хотя во многих галактиках центральные SMBH относительно спокойны, некоторые демонстрируют чрезвычайно яркие и активные ядра, известные как квазары или Активные галактические ядра (AGN), питаемые обильным аккрецией на эти чёрные дыры. Тем не менее, одна из главных загадок современной астрофизики — как такие массивные чёрные дыры могли сформироваться так быстро в ранней Вселенной, особенно учитывая, что некоторые квазары наблюдаются при красных смещениях z > 7, что означает, что они уже питали яркие ядра менее чем через 800 миллионов лет после Большого взрыва.

В этой статье мы рассмотрим различные сценарии, предложенные для происхождения "семян" сверхмассивных чёрных дыр — сравнительно меньших "семенных" чёрных дыр, которые выросли в гигантов, наблюдаемых в центрах галактик. Мы обсудим основные теоретические пути, роль раннего звездообразования и наблюдательные подсказки, направляющие современные исследования.

1. Контекст: ранняя Вселенная и наблюдаемые квазары

1.1 Квазары на высоких красных смещениях

Наблюдения квазаров на красных смещениях z ≈ 7 и выше (например, ULAS J1342+0928 при z = 7.54) показывают, что SMBHs массой в несколько сотен миллионов солнечных масс (или больше) существовали менее чем через миллиард лет после Большого взрыва [1][2]. Достижение таких больших масс за столь короткое время представляет значительную проблему, если рост черных дыр опирается только на аккрецию с ограничением по Эддингтону от менее массивных «семян» — если только эти «семена» изначально не были достаточно массивными или скорость аккреции не превышала предел Эддингтона в течение некоторого времени.

1.2 Почему «семена»?

В современной космологии черные дыры не появляются спонтанно с их огромными конечными массами; они должны начинаться с меньших размеров и расти. Эти начальные черные дыры — называемые «семенными» черными дырами — возникают из ранних астрофизических процессов, а затем проходят периоды аккреции газа и слияний, чтобы стать сверхмассивными. Понимание механизма их формирования является ключом к объяснению раннего появления ярких квазаров и наличия SMBHs практически во всех массивных галактиках сегодня.

2. Предложенные каналы формирования «семян»

Хотя точное происхождение первых черных дыр остается открытым вопросом, исследователи сошлись на нескольких основных сценариях:

  1. Остатки звезд Population III
  2. Черные дыры прямого коллапса (DCBHs)
  3. Бегущие столкновения в плотных скоплениях
  4. Первичные черные дыры (PBHs)

Мы рассмотрим каждый из них по очереди.

2.1 Остатки звезд Population III

Звезды Population III — это первое поколение звезд без металлов, которые, вероятно, возникли в мини-гало в ранней Вселенной. Эти звезды могли быть чрезвычайно массивными, некоторые модели предполагают ≳100 M⊙. Если они коллапсировали в конце своей жизни, они могли оставить после себя черные дыры массой в десятки и сотни солнечных масс:

  • Сверхновая коллапса ядра: Звезды массой около 10–140 M⊙ могут оставить после себя черные дыры массой от нескольких до десятков солнечных масс.
  • Сверхновая пара-инстабильности: Чрезвычайно массивные звезды (примерно 140–260 M⊙) могут полностью взорваться, не оставляя после себя остатка.
  • Прямой коллапс (в терминах звезд): Для звезд с массой выше ~260 M⊙ возможен прямой коллапс в черную дыру, хотя он не всегда приводит к образованию «семян» массой ~102–103 M⊙.

Плюсы: Звездные черные дыры III поколения — это простой и широко признанный путь формирования первых черных дыр, поскольку массивные звезды, безусловно, существовали в ранней Вселенной. Минусы: Даже ~100 M⊙ «семя» потребовало бы очень быстрого или даже сверх-Эддингтоновского аккреционного роста, чтобы достичь >109 M⊙ за несколько сотен миллионов лет, что кажется сложным без дополнительных физических процессов или усиления слияниями.

2.2 Чёрные дыры прямого коллапса (DCBHs)

Альтернативный сценарий предполагает прямой коллапс массивного газового облака, минуя обычный процесс звездообразования. При специфических астрофизических условиях — особенно в бедных металлами средах с сильным излучением Лайман-Вёрнера, которое диссоциирует молекулярный водород — газ может коллапсировать почти изотермически при ~104 K без фрагментации на множество звёзд [3][4]. Это может привести к:

  • Фаза сверхмассивной звезды: Очень быстро формируется один массивный протозвёздный объект (возможно 104–106 M⊙).
  • Мгновенное образование чёрной дыры: Сверхмассивная звезда живёт недолго и коллапсирует непосредственно в чёрную дыру массой 104–106 M⊙.

Преимущества: DCBH массой 105 M⊙ имеет огромное преимущество и может достичь масштабов SMBH при более умеренных скоростях аккреции. Недостатки: Требуются точно настроенные условия (например, радиационное поле для подавления охлаждения H2, низкая металличность, специфические массы/вращение гало). Неясно, насколько часто такие условия встречались.

2.3 Неконтролируемые столкновения в плотных скоплениях

В чрезвычайно плотных звёздных скоплениях повторяющиеся столкновения звёзд могут привести к образованию очень массивной звезды в ядре скопления, которая затем коллапсирует в массивное семя чёрной дыры (до нескольких 103 M⊙):

  • Процесс неконтролируемых столкновений: Одна звезда растёт, сталкиваясь с другими, накапливая высокую массу «суперзвезды».
  • Финальный коллапс: Суперзвезда может коллапсировать в чёрную дыру, давая семя, превышающее типичные массы коллапса звёзд.

Преимущества: Такие процессы в принципе известны из исследований шаровых скоплений, но более драматичны при низкой металличности и высокой плотности звёзд. Недостатки: Это требует чрезвычайно плотных и массивных скоплений очень рано — возможно, также с некоторым обогащением металлами для обеспечения достаточного звездообразования в компактной области.

2.4 Примордиальные чёрные дыры (PBHs)

Примордиальные чёрные дыры могут образовываться из возмущений плотности в очень ранней Вселенной — до нуклеосинтеза Большого взрыва — если определённые области коллапсировали непосредственно под действием гравитации. Ранее гипотетические, они всё ещё являются предметом активных исследований:

  • Разнообразные диапазоны масс: PBHs теоретически могут охватывать огромный спектр масс, но для образования семян SMBH может быть актуален диапазон ~102–104 M⊙.
  • Наблюдательные ограничения: PBHs как кандидаты в тёмную материю сильно ограничены микролинзированием и другими методами, но субпопуляция, формирующая семена SMBH, остаётся возможной.

Преимущества: Обходит необходимость звездообразования; семена могли существовать очень рано. Недостатки: Требуются точно настроенные условия ранней Вселенной для образования PBHs в нужном диапазоне масс и количества.

3. Механизмы роста и временные масштабы

3.1 Аккреция, ограниченная пределом Эддингтона

Предел Эддингтона устанавливает максимальную светимость (а значит и скорость аккреции), при которой наружное давление излучения уравновешивает внутреннее притяжение гравитации. Для типичных параметров это означает:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

Со временем во Вселенной постоянная аккреция, ограниченная пределом Эддингтона, может увеличить массу чёрной дыры на многие порядки, но чтобы достичь >109 M⊙ в течение ~700 миллионов лет часто требует почти непрерывных скоростей, близких к Эддингтоновским (или сверх-Эддингтоновским).

3.2 Сверх-Эддингтоновская (гипер) аккреция

При определённых условиях — таких как плотные потоки газа или конфигурации тонких дисков — аккреция может превышать стандартный предел Эддингтона в течение некоторого времени. Этот сверх-Эддингтоновский рост может существенно сократить время, необходимое для формирования SMBH из скромных семян [5].

3.3 Слияния чёрных дыр

В рамках иерархической модели формирования структуры галактики (и их центральные чёрные дыры) часто сливаются. Повторяющиеся слияния чёрных дыр могут ускорить накопление массы, хотя значительное накопление массы всё ещё требует больших потоков газа.

4. Наблюдательные методы и подсказки

4.1 Обзоры квазаров на высоких красных смещениях

Крупные обзоры неба (например, SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) постоянно обнаруживают квазары на более высоких красных смещениях, ужесточая ограничения на временные масштабы формирования SMBH. Спектральные особенности также дают подсказки о металличности галактики-хозяина и окружающей среде.

4.2 Сигналы гравитационных волн

С появлением продвинутых детекторов, таких как LIGO и VIRGO, слияния чёрных дыр наблюдаются на звёздных массах. Обсерватории гравитационных волн следующего поколения (например, LISA) будут исследовать низкочастотные диапазоны, потенциально обнаруживая слияния массивных зародышевых чёрных дыр на больших красных смещениях, предоставляя прямое понимание путей раннего роста чёрных дыр.

4.3 Ограничения из формирования галактик

Галактики содержат SMBHs в своих центрах, часто коррелируя с массой балджей галактик (отношение MBH – σ). Изучение эволюции этого соотношения на больших красных смещениях может пролить свет на то, что сформировалось первым — чёрные дыры или галактики — или же они формировались одновременно.

5. Текущий консенсус и открытые вопросы

Хотя нет абсолютного консенсуса по доминирующему каналу формирования зародышей, многие астрофизики предполагают сочетание остатков Популяции III для канала «низкомассивных» зародышей и чёрных дыр прямого коллапса в особых условиях для канала «высокомассивных» зародышей. Реальная Вселенная может включать несколько путей сосуществования, что потенциально объясняет разнообразие масс и историй роста чёрных дыр.

Основные открытые вопросы включают:

  1. Распространённость: Насколько часто происходили события прямого коллапса по сравнению с обычными зародышами от коллапса звёзд в ранней Вселенной?
  2. Физика аккреции: При каких условиях происходит сверх-Эддингтоновская аккреция и как долго она может поддерживаться?
  3. Обратная связь и окружающая среда: Как обратные эффекты от звёзд и активных чёрных дыр влияют на формирование зародышей, препятствуя или усиливая дальнейшее падение газа?
  4. Наблюдательные доказательства: Могут ли будущие телескопы (например, JWST, Roman Space Telescope, наземные чрезвычайно большие телескопы следующего поколения) или гравитационно-волновые обсерватории обнаружить признаки прямого коллапса или формирования тяжёлых зародышей на больших красных смещениях?

6. Заключение

Понимание сверхмассивных «зародышей» чёрных дыр является ключом к объяснению того, как квазары появляются так быстро после Большого взрыва и почему почти каждая массивная галактика сегодня содержит центральную чёрную дыру. Хотя традиционные сценарии коллапса звёзд дают простой путь для меньших зародышей, существование ярких квазаров в ранние времена указывает на то, что более массивные каналы зарождения, такие как прямой коллапс, могли сыграть значительную роль — по крайней мере в некоторых регионах ранней Вселенной.

Текущие и будущие наблюдения, охватывающие электромагнитную и гравитационно-волновую астрономию, уточнят модели зарождения и эволюции чёрных дыр. По мере того как мы глубже исследуем космическую зарю, мы ожидаем раскрыть новые детали о том, как эти загадочные объекты сформировались в центрах галактик и запустили сагу космической обратной связи, слияний галактик и одних из самых ярких маяков во Вселенной: квазаров.

Ссылки и дополнительная литература

  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 роста.» 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.

 

← Предыдущая статья                    Следующая статья →

 

 

Наверх

Вернуться в блог