Supermassive Black Hole “Seeds”

เมล็ดของ Supermassive Black Hole

ทฤษฎีเกี่ยวกับการก่อตัวของหลุมดำในยุคแรกที่ศูนย์กลางกาแล็กซี ซึ่งเป็นแหล่งพลังงานของ quasars

กาแล็กซีทั่วจักรวาล—ทั้งใกล้และไกล—มักมี หลุมดำมวลยิ่งยวด (SMBHs) อยู่ที่ศูนย์กลาง โดยมีมวลตั้งแต่ล้านถึงพันล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ (M⊙) แม้ว่าหลายกาแล็กซีจะมี SMBH ศูนย์กลางที่ค่อนข้างสงบ แต่บางแห่งก็แสดงแกนกลางที่สว่างและมีพลังงานสูงอย่างผิดปกติ ซึ่งเรียกว่า quasars หรือ Active Galactic Nuclei (AGN) ที่ได้รับพลังงานจากการสะสมมวลจำนวนมากเข้าสู่หลุมดำเหล่านี้ อย่างไรก็ตาม หนึ่งในปริศนาหลักของฟิสิกส์ดาราศาสตร์สมัยใหม่คือหลุมดำมวลยิ่งยวดเหล่านี้ก่อตัวขึ้นได้รวดเร็วเพียงใดในจักรวาลยุคแรก โดยเฉพาะอย่างยิ่งเมื่อพิจารณาว่า quasars บางตัวถูกสังเกตที่ redshifts z > 7 ซึ่งหมายความว่าพวกมันได้จ่ายพลังงานให้แกนกลางที่สว่างไสวภายในเวลาไม่ถึง 800 ล้านปีหลังจากบิ๊กแบง

ในบทความนี้ เราจะสำรวจสถานการณ์ต่างๆ ที่เสนอสำหรับ ต้นกำเนิดของ "เมล็ด" หลุมดำมวลยิ่งยวด—หลุมดำ "เมล็ด" ที่มีขนาดเล็กกว่าแต่เติบโตขึ้นเป็นยักษ์ใหญ่ที่สังเกตได้ที่ศูนย์กลางของกาแล็กซี เราจะพูดถึงเส้นทางทฤษฎีหลัก บทบาทของการก่อตัวของดาวในยุคแรก และเบาะแสจากการสังเกตที่ชี้นำการวิจัยในปัจจุบัน

1. บริบท: จักรวาลยุคแรกและควาซาร์ที่สังเกตได้

1.1 ควาซาร์เรดชิฟต์สูง

การสังเกตควาซาร์ที่เรดชิฟต์ z ≈ 7 หรือสูงกว่า (เช่น ULAS J1342+0928 ที่ z = 7.54) ชี้ให้เห็นว่า SMBHs ที่มีมวล หลายร้อยล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ (หรือมากกว่า) มีอยู่ภายในเวลาน้อยกว่าหนึ่งพันล้านปีหลังบิ๊กแบง [1][2] การบรรลุมวลสูงเช่นนี้ในเวลาสั้น ๆ เป็นความท้าทายอย่างมากหากการเติบโตของหลุมดำขึ้นอยู่กับการสะสมมวลที่จำกัดโดยขีดจำกัด Eddington จากเมล็ดที่มีมวลต่ำ—เว้นแต่เมล็ดเหล่านั้นจะมีมวลมากตั้งแต่ต้น หรืออัตราการสะสมมวลจะเกินขีดจำกัด Eddington ในบางช่วงเวลา

1.2 ทำไมต้อง “เมล็ด”?

ในจักรวาลวิทยาสมัยใหม่ หลุมดำไม่ได้ปรากฏขึ้นเองโดยทันทีที่มวลมหาศาลสุดท้าย พวกมันต้องเริ่มจากขนาดเล็กและเติบโต หลุมดำเริ่มต้นเหล่านี้—เรียกว่า หลุมดำเมล็ด—เกิดจากกระบวนการดาราศาสตร์ในยุคแรกและผ่านช่วงเวลาของการสะสมก๊าซและการรวมตัวเพื่อกลายเป็นหลุมดำมวลยิ่งยวด การเข้าใจกลไกการก่อตัวของพวกมันเป็นกุญแจสำคัญในการอธิบายการเกิดขึ้นของควาซาร์ที่สว่างไสวในยุคแรกและการมีอยู่ของ SMBHs ในแทบทุกกาแล็กซีมวลมากในปัจจุบัน

2. ช่องทางการก่อตัวของเมล็ดที่เสนอ

แม้ว่าที่มาที่แน่นอนของหลุมดำแรกยังคงเป็นคำถามเปิด นักวิจัยได้สรุปไปยังสถานการณ์หลักไม่กี่แบบ:

  1. ซากของดาว Population III
  2. หลุมดำยุบตัวโดยตรง (DCBHs)
  3. การชนแบบวิ่งหนีในกลุ่มหนาแน่น
  4. หลุมดำปฐมภูมิ (PBHs)

เราจะพิจารณาทีละข้อ

2.1 ซากดาว Population III

ดาว Population III เป็นดาวรุ่นแรกที่ปราศจากโลหะ ซึ่งน่าจะเกิดขึ้นในมินิ-ฮาโลในจักรวาลยุคแรก ดาวเหล่านี้อาจมีมวลมากอย่างยิ่ง บางแบบจำลองแนะนำว่า ≳100 M⊙ หากพวกมันยุบตัวเมื่อสิ้นสุดอายุขัย อาจทิ้งซากหลุมดำในช่วง สิบถึงร้อยเท่าของมวลดวงอาทิตย์:

  • ซูเปอร์โนวาแบบยุบตัวแกนกลาง: ดาวที่มีมวลประมาณ 10–140 M⊙ อาจทิ้งซากหลุมดำในช่วงไม่กี่ถึงสิบเท่าของมวลดวงอาทิตย์
  • ซูเปอร์โนวาแบบ Pair-Instability: ดาวมวลมากอย่างยิ่ง (ประมาณ 140–260 M⊙) สามารถระเบิดหมดโดยไม่ทิ้งซากไว้เลย
  • การยุบตัวโดยตรง (ในแง่ของดาว): สำหรับดาวที่มีมวลมากกว่า ~260 M⊙ การยุบตัวโดยตรงเป็นหลุมดำเป็นไปได้ แม้ว่าจะไม่เสมอไปที่จะได้เมล็ดประมาณ ~102–103 M⊙

ข้อดี: หลุมดำดาว Population III เป็นช่องทางที่ตรงไปตรงมาและได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวางสำหรับการก่อตัวของหลุมดำแรก เนื่องจากดาวมวลมากมีอยู่แน่นอนในช่วงแรก ข้อเสีย: แม้แต่เมล็ดประมาณ ~100 M⊙ ก็ยังต้องการการสะสมมวลอย่างรวดเร็วหรือแม้แต่เกินขีดจำกัด Eddington เพื่อให้ถึง >109 M⊙ ภายในไม่กี่ร้อยล้านปี ซึ่งดูเหมือนจะเป็นความท้าทายหากไม่มีกระบวนการทางกายภาพเพิ่มเติมหรือการเพิ่มขึ้นจากการรวมตัว

2.2 หลุมดำยุบตัวโดยตรง (DCBHs)

สถานการณ์ทางเลือกหนึ่งจินตนาการถึง การยุบตัวโดยตรง ของเมฆก๊าซมวลมาก ข้ามกระบวนการก่อตัวดาวปกติ ในเงื่อนไขฟิสิกส์ดาราศาสตร์เฉพาะ—โดยเฉพาะในสภาพแวดล้อม โลหะต่ำ ที่มีรังสี Lyman-Werner เข้มข้นซึ่งแยกโมเลกุลไฮโดรเจน—ก๊าซอาจยุบตัวเกือบเท่ากันที่ ~104 K โดยไม่แตกตัวเป็นดาวหลายดวง [3][4] สิ่งนี้อาจนำไปสู่:

  • ระยะดาวซูเปอร์มวลมาก: โปรโตสตาร์มวลมากเดี่ยว (อาจ 104–106 M⊙) ก่อตัวอย่างรวดเร็วมาก
  • การก่อตัวหลุมดำอย่างรวดเร็ว: ดาวซูเปอร์มวลมากมีอายุสั้นและยุบตัวโดยตรงเป็นหลุมดำขนาด 104–106 M⊙

ข้อดี: DCBH ขนาด 105 M⊙ มีจุดเริ่มต้นที่ใหญ่โตและสามารถเติบโตถึงขนาด SMBH ด้วยอัตราการสะสมที่ปานกลางกว่า ข้อเสีย: ต้องการเงื่อนไขที่ปรับแต่งอย่างละเอียด (เช่น สนามรังสีเพื่อยับยั้งการเย็นตัวของ H2, โลหะต่ำ, มวล/การหมุนของฮาโลเฉพาะ) ยังไม่ชัดเจนว่าเงื่อนไขเหล่านี้พบได้บ่อยแค่ไหน

2.3 การชนแบบวิ่งหนีในกลุ่มดาวหนาแน่น

ใน กลุ่มดาวที่หนาแน่นมาก การชนกันของดาวซ้ำๆ อาจนำไปสู่การก่อตัวของดาวมวลมากในแกนกลางกลุ่ม ซึ่งจากนั้นยุบตัวเป็นเมล็ดหลุมดำมวลมาก (สูงสุดถึงไม่กี่ 103 M⊙):

  • กระบวนการชนแบบวิ่งหนี: ดาวดวงหนึ่งเติบโตโดยการชนกับดาวอื่นๆ สร้างดาว "ซูเปอร์สตาร์" ที่มีมวลสูง
  • การยุบตัวขั้นสุดท้าย: ดาวซูเปอร์สตาร์อาจยุบตัวเป็นหลุมดำ ทำให้เกิดเมล็ดที่มีมวลเกินกว่าการยุบตัวของดาวฤกษ์ทั่วไป

ข้อดี: กระบวนการดังกล่าวเป็นที่รู้จักในหลักการจากการศึกษากลุ่มดาวทรงกลม แต่จะรุนแรงขึ้นในสภาวะโลหะต่ำและความหนาแน่นดาวสูง ข้อเสีย: ต้องการกลุ่มดาวที่หนาแน่นและมวลมากในช่วงต้น—อาจต้องการการเพิ่มโลหะบางส่วนเพื่อให้เกิดการก่อตัวดาวเพียงพอในพื้นที่แคบ

2.4 หลุมดำดึกดำบรรพ์ (PBHs)

หลุมดำดึกดำบรรพ์ อาจก่อตัวจากความแปรปรวนของความหนาแน่นใน จักรวาลยุคแรกมาก—ก่อนการสังเคราะห์นิวเคลียสของบิกแบง—หากบางบริเวณยุบตัวโดยตรงภายใต้แรงโน้มถ่วง เคยเป็นเพียงสมมติฐาน แต่ยังคงเป็นเรื่องที่วิจัยอย่างต่อเนื่อง:

  • ช่วงมวลที่หลากหลาย: PBHs อาจครอบคลุมช่วงมวลขนาดใหญ่ได้ตามทฤษฎี แต่สำหรับการเป็นเมล็ด SMBHs ช่วงประมาณ ~102–104 M⊙ อาจเกี่ยวข้อง
  • ข้อจำกัดจากการสังเกต: PBHs ในฐานะผู้สมัครมวลสารมืดถูกจำกัดอย่างมากโดยเทคนิคไมโครเลนส์และวิธีอื่นๆ แต่ประชากรย่อยที่ก่อตัวเป็นเมล็ด SMBH ยังคงเป็นไปได้

ข้อดี: ข้ามความจำเป็นในการก่อตัวของดาวฤกษ์; เมล็ดพันธุ์อาจมีอยู่ตั้งแต่เนิ่นๆ ข้อเสีย: ต้องการเงื่อนไขจักรวาลยุคแรกที่ปรับแต่งอย่างละเอียดเพื่อผลิต PBHs ในช่วงมวลและความหนาแน่นที่เหมาะสม

3. กลไกการเติบโตและช่วงเวลา

3.1 การสะสมมวลที่จำกัดโดย Eddington

ขีดจำกัด Eddington limit กำหนดความสว่างสูงสุด (และอัตราการสะสมมวล) ที่แรงดันรังสีออกไปจะสมดุลกับแรงดึงดูดของแรงโน้มถ่วง สำหรับพารามิเตอร์ทั่วไป หมายความว่า:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ yr−1.

ตลอดเวลาคอสมิก การสะสมมวลที่จำกัดโดย Eddington อย่างสม่ำเสมอสามารถทำให้หลุมดำเติบโตขึ้นหลายลำดับความยิ่งใหญ่ แต่เพื่อให้ถึง >109 M⊙ ภายใน ~700 ล้านปี มักต้องการอัตราใกล้เคียง Eddington (หรือ super-Eddington) อย่างต่อเนื่องเกือบตลอดเวลา

3.2 การสะสมมวลแบบ Super-Eddington (Hyper)

ในบางสภาวะ เช่น การไหลของก๊าซหนาแน่นหรือโครงสร้างดิสก์บาง การสะสมมวลอาจเกินขีดจำกัด Eddington มาตรฐานในช่วงเวลาหนึ่ง การเติบโตแบบ super-Eddington นี้สามารถลดเวลาที่ต้องใช้ในการสร้าง SMBH จากเมล็ดพันธุ์ขนาดเล็กได้อย่างมาก [5]

3.3 การรวมตัวของหลุมดำ

ในกรอบการก่อตัวโครงสร้างแบบลำดับชั้น กาแล็กซี (และหลุมดำศูนย์กลางของพวกมัน) มักจะรวมตัวกัน การรวมตัวของ black hole mergers ซ้ำ ๆ สามารถเร่งการสะสมมวลได้ แม้ว่าการสะสมมวลอย่างมีนัยสำคัญยังต้องการการไหลของก๊าซจำนวนมาก

4. ตัวชี้วัดและเบาะแสจากการสังเกต

4.1 การสำรวจควาซาร์ที่มี Redshift สูง

การสำรวจท้องฟ้าขนาดใหญ่ (เช่น SDSS, DESI, VIKING, Pan-STARRS) ค้นพบควาซาร์ที่มี redshift สูงขึ้นอย่างต่อเนื่อง ซึ่งช่วยจำกัดช่วงเวลาการก่อตัวของ SMBH ให้แคบลง ลักษณะสเปกตรัมยังให้เบาะแสเกี่ยวกับความมีโลหะของกาแล็กซีเจ้าบ้านและสภาพแวดล้อมรอบข้าง

4.2 สัญญาณคลื่นความโน้มถ่วง

ด้วยการมาถึงของเครื่องตรวจจับขั้นสูงเช่น LIGO และ VIRGO การรวมตัวของหลุมดำในระดับมวลดาวได้ถูกสังเกตแล้ว หอดูคลื่นความโน้มถ่วงรุ่นถัดไป (เช่น LISA) จะสำรวจช่วงความถี่ต่ำกว่า อาจตรวจจับการรวมตัวของหลุมดำเมล็ดพันธุ์ขนาดใหญ่ที่เรดชิฟต์สูง ให้ข้อมูลโดยตรงเกี่ยวกับเส้นทางการเติบโตของหลุมดำยุคแรก

4.3 ข้อจำกัดจากการก่อตัวของกาแล็กซี

กาแล็กซีมี SMBHs อยู่ที่ศูนย์กลาง ซึ่งมักสัมพันธ์กับมวลของบัลจ์กาแล็กซี (ความสัมพันธ์ MBH – σ) การศึกษาวิวัฒนาการของความสัมพันธ์นี้ที่เรดชิฟต์สูงสามารถให้ข้อมูลว่า หลุมดำหรือกาแล็กซีเกิดก่อน หรือเกิดพร้อมกัน

5. ข้อสรุปปัจจุบันและคำถามที่ยังเปิดอยู่

แม้จะไม่มีความเห็นเป็นเอกฉันท์เกี่ยวกับช่องทางการก่อตัวของเมล็ดพันธุ์ที่โดดเด่น นักดาราศาสตร์หลายคนสงสัยว่ามีการผสมผสานของ Population III remnants สำหรับช่องทางเมล็ดพันธุ์ “มวลต่ำกว่า” และ direct collapse black holes ในสภาพแวดล้อมพิเศษสำหรับช่องทางเมล็ดพันธุ์ “มวลสูงกว่า” จักรวาลจริงอาจมีหลายเส้นทางที่ดำรงอยู่ร่วมกัน ซึ่งอาจอธิบายความหลากหลายของมวลหลุมดำและประวัติการเติบโต

คำถามสำคัญที่ยังเปิดอยู่ ได้แก่:

  1. ความแพร่หลาย: เหตุการณ์การยุบตัวโดยตรงเกิดขึ้นบ่อยแค่ไหนเมื่อเทียบกับเมล็ดพันธุ์จากการยุบตัวของดาวปกติในจักรวาลยุคแรก?
  2. ฟิสิกส์ของการสะสมมวล: ภายใต้เงื่อนไขใดที่เกิดการสะสมมวลแบบ super-Eddington และสามารถดำเนินต่อไปได้นานแค่ไหน?
  3. ปฏิกิริยาคืนกลับและสภาพแวดล้อม: ปฏิกิริยาคืนกลับจากดาวและหลุมดำที่มีพลังงานสูงมีผลต่อการก่อตัวของเมล็ดพันธุ์อย่างไร ช่วยป้องกันหรือส่งเสริมการตกของก๊าซเพิ่มเติม?
  4. หลักฐานจากการสังเกต: กล้องโทรทรรศน์ในอนาคต (เช่น JWST, Roman Space Telescope, กล้องโทรทรรศน์ขนาดใหญ่มากบนพื้นดินรุ่นถัดไป) หรือหอดูคลื่นความโน้มถ่วง สามารถตรวจจับลักษณะเฉพาะของการยุบตัวโดยตรงหรือการก่อตัวของเมล็ดพันธุ์หนักที่เรดชิฟต์สูงได้หรือไม่?

6. บทสรุป

ความเข้าใจเกี่ยวกับ supermassive black hole “seeds” เป็นสิ่งสำคัญในการอธิบายว่าทำไมควาซาร์จึงปรากฏอย่างรวดเร็วหลังจากบิ๊กแบง และทำไมเกือบทุกกาแล็กซีขนาดใหญ่ในปัจจุบันจึงมีหลุมดำศูนย์กลาง แม้ว่าสถานการณ์การยุบตัวของดาวแบบดั้งเดิมจะให้เส้นทางที่ตรงไปตรงมาสำหรับเมล็ดพันธุ์ขนาดเล็กกว่า การมีอยู่ของควาซาร์ที่สว่างไสวในช่วงเวลาต้น ๆ บ่งชี้ว่า massive seed channels อื่น ๆ เช่น direct collapse อาจมีบทบาทสำคัญ—อย่างน้อยในบางพื้นที่ของจักรวาลยุคแรก

การสังเกตการณ์ที่กำลังดำเนินอยู่และในอนาคต ซึ่งครอบคลุมทั้งดาราศาสตร์คลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าและคลื่นความโน้มถ่วง จะช่วยปรับปรุงแบบจำลองการเริ่มต้นและวิวัฒนาการของหลุมดำ เมื่อเราสำรวจลึกลงไปในยุครุ่งอรุณของจักรวาล เราคาดว่าจะค้นพบรายละเอียดใหม่เกี่ยวกับวิธีที่วัตถุลึกลับเหล่านี้ก่อตัวขึ้นที่ศูนย์กลางของกาแล็กซีและเริ่มต้นเรื่องราวของปฏิกิริยาคืนกลับในจักรวาล การรวมตัวของกาแล็กซี และบางส่วนของแหล่งกำเนิดแสงที่สว่างที่สุดในจักรวาล: ควาซาร์

เอกสารอ้างอิงและการอ่านเพิ่มเติม

  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.

 

← บทความก่อนหน้า                    บทความถัดไป →

 

 

กลับไปด้านบน

กลับไปที่บล็อก