بہت بڑے سیاہ سوراخ کے "بیج"

Linas Juozenas

نظریات کہ ابتدائی بلیک ہولز کہکشائی مراکز میں کیسے بنے، جو quasars کو توانائی فراہم کرتے ہیں

کائنات کی مختلف کہکشائیں—قریبی اور دور دراز—اکثر اپنے مراکز میں سپرمسیو بلیک ہولز (SMBHs) رکھتی ہیں، جن کے ماس لاکھوں سے لے کر اربوں شمسی ماس (M_⊙) تک ہوتے ہیں۔ اگرچہ بہت سی کہکشائیں نسبتاً خاموش مرکزی SMBHs کی میزبانی کرتی ہیں، کچھ انتہائی روشن اور فعال مرکز دکھاتی ہیں، جنہیں quasars یا Active Galactic Nuclei (AGN) کہا جاتا ہے، جو ان بلیک ہولز پر وسیع مقدار میں مواد کے جذب سے توانائی حاصل کرتے ہیں۔ پھر بھی، جدید فلکیات کا ایک مرکزی معمہ یہ ہے کہ اتنے بڑے بلیک ہولز اتنی تیزی سے ابتدائی کائنات میں کیسے بنے، خاص طور پر جب کہ کچھ quasars کو ریڈ شفٹ z > 7 پر دیکھا گیا ہے، یعنی وہ بگ بینگ کے صرف 800 ملین سال بعد ہی روشن مرکز کو توانائی فراہم کر رہے تھے۔

اس مضمون میں، ہم سپرمسیو بلیک ہول "بیج" کی ابتدا کے مختلف منظرناموں کا جائزہ لیں گے—وہ نسبتاً چھوٹے "بیج" بلیک ہولز جو کہ کہکشاؤں کے مراکز میں دیکھے جانے والے دیو ہیکل بلیک ہولز میں تبدیل ہوئے۔ ہم بنیادی نظریاتی راستوں، ابتدائی ستاروں کی تشکیل کے کردار، اور موجودہ تحقیق کی رہنمائی کرنے والے مشاہداتی اشاروں پر بات کریں گے۔

1. سیاق و سباق: ابتدائی کائنات اور مشاہدہ شدہ کوئسارز

1.1 ہائی-ریڈ شفٹ کوئسارز

ریڈ شفٹ z ≈ 7 یا اس سے زیادہ پر کوئسارز کے مشاہدات (جیسے ULAS J1342+0928 z = 7.54 پر) ظاہر کرتے ہیں کہ چند سینکڑوں ملین شمسی کمیت کے SMBHs بگ بینگ کے ایک ارب سال سے بھی کم وقت میں موجود تھے [1][2]۔ اتنی زیادہ کمیتیں اتنے کم وقت میں حاصل کرنا ایک بڑا چیلنج ہے اگر بلیک ہول کی نشوونما صرف ایڈنگٹن-محدود اکریشن پر منحصر ہو—جب تک کہ وہ بیج پہلے سے کافی بڑے نہ ہوں، یا اکریشن کی شرح ایڈنگٹن حد سے کچھ وقت کے لیے زیادہ نہ ہو۔

1.2 کیوں “بیج”؟

جدید کاسمولوجی میں، بلیک ہولز اپنی آخری بہت بڑی کمیتوں پر اچانک ظاہر نہیں ہوتے؛ انہیں چھوٹے شروع ہونا پڑتا ہے اور بڑھنا پڑتا ہے۔ یہ ابتدائی بلیک ہولز—جنہیں بیج بلیک ہولز کہا جاتا ہے—ابتدائی فلکیاتی عمل سے پیدا ہوتے ہیں اور پھر گیس اکریشن اور مرجرز کے مراحل سے گزر کر سپرمیسیو بن جاتے ہیں۔ ان کے بننے کے طریقہ کار کو سمجھنا روشن کوئسارز کے ابتدائی ظہور اور آج تقریباً تمام بڑے کہکشاؤں میں SMBHs کی موجودگی کی وضاحت کے لیے کلیدی ہے۔

2. تجویز کردہ بیج بنانے کے راستے

اگرچہ پہلے بلیک ہولز کی صحیح ابتدا ایک کھلا سوال ہے، محققین چند اہم منظرناموں پر متفق ہیں:

Population III ستاروں کی باقیات
براہِ راست زوال بلیک ہولز (DCBHs)
گنجان کلسٹروں میں رن اوے ٹکراؤ
ابتدائی بلیک ہولز (PBHs)

ہم ہر ایک کا باری باری جائزہ لیتے ہیں۔

2.1 Population III ستاروں کی باقیات

Population III ستارے پہلے نسل کے دھات سے پاک ستارے ہیں، جو ممکنہ طور پر ابتدائی کائنات میں منی-ہیلوز میں نمودار ہوئے۔ یہ ستارے انتہائی بڑے ہو سکتے ہیں، کچھ ماڈلز میں &gtrsim;100 M_⊙ تجویز کیا گیا ہے۔ اگر یہ اپنی زندگی کے اختتام پر زوال پذیر ہوئے، تو یہ دسوں سے سینکڑوں شمسی کمیتوں کی حد میں بلیک ہول باقیات چھوڑ سکتے ہیں:

کور-کولپس سپرنووا: تقریباً 10–140 M_⊙ کے ستارے چند سے لے کر دسوں شمسی کمیتوں کے بلیک ہول باقیات چھوڑ سکتے ہیں۔
پیئر-انسٹابیلیٹی سپرنووا: انتہائی بڑے ستارے (تقریباً 140–260 M_⊙) مکمل طور پر پھٹ سکتے ہیں بغیر کسی باقیات کے چھوڑے۔
براہِ راست زوال (ستاروں کے لحاظ سے): ~260 M_⊙ سے زیادہ ستاروں کے لیے، بلیک ہول میں براہِ راست زوال ممکن ہے، اگرچہ یہ ہمیشہ ~10²–10³ M_⊙ کے بیج نہیں دے سکتا۔

فائدے: Population III ستاروں کے بلیک ہولز پہلے بلیک ہولز کے بننے کے لیے ایک سیدھا، وسیع پیمانے پر قبول شدہ راستہ ہیں، کیونکہ بڑے ستارے یقینی طور پر ابتدائی دور میں موجود تھے۔ نقصانات: یہاں تک کہ تقریباً 100 M_⊙ کا بیج بھی چند سو ملین سالوں میں >10⁹ M_⊙ تک پہنچنے کے لیے بہت تیز یا حتیٰ کہ سپر-ایڈنگٹن اکریشن کی ضرورت ہوگی، جو اضافی طبیعی عمل یا مرجر بوسٹس کے بغیر مشکل لگتا ہے۔

2.2 براہ راست زوال سیاہ گڑھے (DCBHs)

ایک متبادل منظرنامہ ایک براہ راست زوال کا تصور کرتا ہے جہاں ایک بڑے گیس کے بادل کا عام ستاروں کی تشکیل کا عمل چھوڑ کر زوال ہوتا ہے۔ مخصوص فلکیاتی حالات میں—خاص طور پر کم دھات والے ماحول جہاں مضبوط Lyman-Werner تابکاری مالیکیولر ہائیڈروجن کو توڑتی ہے—گیس تقریباً 10⁴ K پر تقریباً یکساں درجہ حرارت کے ساتھ زوال پذیر ہو سکتا ہے بغیر کئی ستاروں میں ٹوٹے [3][4]۔ اس سے یہ ہو سکتا ہے:

سپر ماسیو اسٹار مرحلہ: ایک واحد بڑا پروٹوسٹار (ممکنہ طور پر 10⁴–10⁶ M_⊙) بہت تیزی سے بنتا ہے۔
فوری سیاہ گڑھا تشکیل: سپر ماسیو اسٹار کم عمر ہوتا ہے اور براہ راست 10⁴–10⁶ M_⊙ کے سیاہ گڑھے میں گر جاتا ہے۔

فائدے: 10⁵ M_⊙ کا DCBH ایک بہت بڑا آغاز رکھتا ہے اور زیادہ معتدل جذب کی شرحوں کے ساتھ SMBH پیمانے تک پہنچ سکتا ہے۔ نقصانات: مخصوص حالات کی ضرورت ہوتی ہے (مثلاً، H₂ کولنگ کو دبانے کے لیے تابکاری کا میدان، کم دھاتیت، مخصوص ہیلوز کے ماس/اسپن)۔ یہ واضح نہیں کہ یہ حالات کتنے عام تھے۔

2.3 کثیف کلسٹرز میں بے قابو تصادم

انتہائی کثیف ستاروں کے کلسٹرز میں، بار بار ستاروں کے تصادم سے کلسٹر کے مرکز میں ایک بہت بڑا ستارہ بن سکتا ہے، جو پھر ایک بڑے سیاہ گڑھے کے بیج میں گر جاتا ہے (زیادہ سے زیادہ چند 10³ M_⊙):

بے قابو تصادم کا عمل: ایک ستارہ دوسرے ستاروں سے ٹکرا کر بڑھتا ہے، اور ایک بہت بڑے “سپر اسٹار” کی تشکیل کرتا ہے۔
آخری زوال: سپر اسٹار ایک سیاہ گڑھے میں گر سکتا ہے، جو عام ستاروں کے زوال کے ماس سے زیادہ بڑا بیج فراہم کرتا ہے۔

فائدے: ایسے عمل اصولی طور پر گلوبولر کلسٹر مطالعات سے معلوم ہیں، لیکن کم دھاتیت اور زیادہ ستاروں کی کثافت پر زیادہ نمایاں ہوتے ہیں۔ نقصانات: اس کے لیے بہت زیادہ کثیف اور بڑے کلسٹرز کی ضرورت ہوتی ہے جو بہت جلد بنیں—اور ممکنہ طور پر کچھ دھات کی افزودگی بھی چاہیے تاکہ ایک محدود علاقے میں کافی ستارے بن سکیں۔

2.4 ابتدائی سیاہ گڑھے (PBHs)

ابتدائی سیاہ گڑھے بہت ابتدائی کائنات میں کثافت کی بے ترتیبیوں سے بن سکتے ہیں—Big Bang nucleosynthesis سے پہلے—اگر کچھ علاقے کشش ثقل کے تحت براہ راست گر گئے۔ ایک مفروضہ ہونے کے باوجود، یہ اب بھی فعال تحقیق کا موضوع ہیں:

مختلف ماس رینجز: نظریاتی طور پر PBHs ایک وسیع ماس اسپیکٹرم پر پھیل سکتے ہیں، لیکن SMBHs کے بیج بنانے کے لیے تقریباً ~10²–10⁴ M_⊙ کی رینج متعلقہ ہو سکتی ہے۔
مشاہداتی پابندیاں: PBHs کو ڈارک میٹر کے امیدوار کے طور پر مائیکرو لینسنگ اور دیگر تکنیکوں سے سخت پابندیوں کا سامنا ہے، لیکن SMBH بیج بنانے والی ایک ذیلی آبادی کا امکان باقی ہے۔

فائدے: ستاروں کی تشکیل کی ضرورت کو عبور کرتا ہے؛ بیج بہت جلد موجود ہو سکتے ہیں۔ نقصانات: PBHs کو درست ماس رینج اور مقدار میں پیدا کرنے کے لیے ابتدائی کائنات کی انتہائی مخصوص حالتوں کی ضرورت ہوتی ہے۔

3. نمو کے طریقے اور اوقات

3.1 ایڈنگٹن-محدود اکریشن

ایڈنگٹن حد زیادہ سے زیادہ روشنی کی مقدار (اور اس طرح اکریشن کی شرح) مقرر کرتی ہے جس پر باہر کی طرف تابکاری کا دباؤ کشش ثقل کی اندر کی طرف کھینچ کو متوازن کرتا ہے۔ عام پیرامیٹرز کے لیے، اس کا مطلب ہے:

&dot;M_Edd ≈ 2 × 10⁻⁸ M_BH M_⊙ yr⁻¹.

کائناتی وقت کے دوران، مستقل ایڈنگٹن-محدود اکریشن بلیک ہول کو کئی گنا بڑھا سکتا ہے، لیکن >10 تک پہنچنے کے لیے⁹ M_⊙ تقریباً ~700 ملین سال کے اندر اکثر قریب ایڈنگٹن (یا سپر-ایڈنگٹن) شرحوں کی تقریباً مسلسل ضرورت ہوتی ہے۔

3.2 سپر-ایڈنگٹن (ہائپر) اکریشن

کچھ حالات میں—جیسے کہ گھنے گیس کے بہاؤ یا سلم ڈسک کی ترتیب—اکریشن معیاری ایڈنگٹن حد سے تجاوز کر سکتا ہے۔ یہ سپر-ایڈنگٹن نمو SMBHs کو معمولی بیجوں سے بنانے کے لیے درکار وقت کو نمایاں طور پر کم کر سکتی ہے [5]۔

3.3 بلیک ہولز کے مرجرز

ایک درجہ بندی ساخت-تشکیل کے فریم ورک میں، کہکشائیں (اور ان کے مرکزی بلیک ہولز) اکثر ضم ہو جاتے ہیں۔ بار بار بلیک ہول مرجرز ماس کی تیزی سے بڑھوتری کر سکتے ہیں، اگرچہ نمایاں ماس جمع کرنے کے لیے اب بھی بڑے گیس کے بہاؤ کی ضرورت ہوتی ہے۔

4. مشاہداتی پروبز اور اشارے

4.1 اعلیٰ ریڈ شفٹ کوئسار سروے

بڑے آسمانی سروے (مثلاً، SDSS، DESI، VIKING، Pan-STARRS) مسلسل زیادہ ریڈ شفٹ پر کوئسارس دریافت کرتے رہتے ہیں، جو SMBH کی تشکیل کے اوقات کے بارے میں پابندیاں سخت کرتے ہیں۔ طیفی خصوصیات میزبان کہکشاں کی دھاتیت اور ارد گرد کے ماحول کے بارے میں بھی اشارے فراہم کرتی ہیں۔

4.2 ثقلی-موج سگنلز

جدید ڈیٹیکٹرز جیسے LIGO اور VIRGO کے آنے سے، بلیک ہول کے انضمام ستاروں کے ماس کے پیمانے پر دیکھے گئے ہیں۔ Next-generation gravitational wave مشاہدہ گاہیں (مثلاً LISA) کم فریکوئنسی والے علاقوں کی تحقیق کریں گی، ممکنہ طور پر بلند redshift پر بھاری بیج BHs کے انضمام کو دریافت کریں گی، جو ابتدائی بلیک ہول کی ترقی کے راستوں کی براہِ راست بصیرت فراہم کرے گی۔

4.3 کہکشاں کی تشکیل سے پابندیاں

کہکشائیں اپنے مراکز میں SMBHs رکھتی ہیں، جو اکثر کہکشاں کے بلج ماس (the M_BH – σ relation) کے ساتھ تعلق رکھتا ہے۔ بلند redshifts پر اس تعلق کے ارتقاء کا مطالعہ یہ روشنی ڈال سکتا ہے کہ بلیک ہولز پہلے بنے یا کہکشائیں—یا دونوں ایک ساتھ۔

5. موجودہ اتفاق رائے اور کھلے سوالات

اگرچہ غالب بیج کی تشکیل کے راستے پر کوئی قطعی اتفاق رائے نہیں ہے، بہت سے فلکیات دان شک کرتے ہیں کہ Population III remnants “کم ماس” بیج کے راستے کے لیے اور خاص ماحول میں direct collapse black holes “زیادہ ماس” بیج کے راستے کے لیے شامل ہو سکتے ہیں۔ حقیقی کائنات میں متعدد راستے بیک وقت موجود ہو سکتے ہیں، جو بلیک ہولز کے ماس اور ان کی ترقی کی تاریخوں میں تنوع کی وضاحت کر سکتے ہیں۔

اہم کھلے سوالات میں شامل ہیں:

عامیّت: ابتدائی کائنات میں براہِ راست زوال کے واقعات عام تھے یا عام ستاروں کے زوال کے بیج زیادہ پائے جاتے تھے؟
اکریشن فزکس: کن حالات میں super-Eddington accretion ہوتا ہے، اور یہ کتنی دیر تک برقرار رہ سکتا ہے؟
تاثرات اور ماحول: ستاروں اور فعال بلیک ہولز سے پیدا ہونے والے تاثرات بیج کی تشکیل کو کیسے متاثر کرتے ہیں، اور مزید گیس کے داخلے کو روکنے یا بڑھانے میں کیا کردار ادا کرتے ہیں؟
مشاہداتی شواہد: کیا مستقبل کے دوربینیں (مثلاً JWST، Roman Space Telescope، اگلی نسل کی زمینی انتہائی بڑی دوربینیں) یا ثقلی-موج مشاہدہ گاہیں براہِ راست زوال یا بھاری بیج کی تشکیل کے آثار کو بلند redshifts پر دریافت کر سکیں گی؟

6. نتیجہ

سمجھنا کہ supermassive black hole “seeds” کیسے بنتے ہیں، اس بات کی وضاحت کے لیے ضروری ہے کہ quasars Big Bang کے فوراً بعد اتنی تیزی سے کیسے ظاہر ہوتے ہیں اور آج تقریباً ہر بڑی کہکشاں کے مرکز میں ایک بلیک ہول کیوں ہوتا ہے۔ اگرچہ روایتی ستاروں کے زوال کے منظرنامے چھوٹے بیجوں کے لیے ایک سیدھا راستہ فراہم کرتے ہیں، ابتدائی ادوار میں روشن quasars کی موجودگی اس بات کی نشاندہی کرتی ہے کہ زیادہ massive seed channels، جیسے کہ direct collapse، نے کم از کم کائنات کے کچھ خاص علاقوں میں اہم کردار ادا کیا ہوگا۔

جاری اور مستقبل کے مشاہدات، جو برقی مقناطیسی اور ثقلی-موج فلکیات پر محیط ہیں، بلیک ہول کے بیج بونے اور ارتقاء کے ماڈلز کو بہتر بنائیں گے۔ جیسے جیسے ہم کائناتی طلوع آفتاب میں گہرائی سے تحقیق کرتے ہیں، ہمیں توقع ہے کہ ہم ان پراسرار اجسام کے بارے میں نئی تفصیلات دریافت کریں گے کہ وہ کہکشاؤں کے مراکز میں کیسے وجود میں آئے اور کائناتی تاثرات، کہکشاں کے انضمام، اور کائنات کے چند روشن ترین میناروں: quasars کی داستان کو کیسے شروع کیا۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

Fan, X., et al. (2006). “Observational Constraints on Cosmic Reionization.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 44, 415–462.
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.
Bromm, V., & Loeb, A. (2003). “Formation of the First Supermassive Black Holes.” The Astrophysical Journal, 596, 34–46.
Hosokawa, T., et al. (2013). “Formation of Primordial Supermassive Stars by Rapid Mass Accretion.” The Astrophysical Journal, 778, 178.
Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). “Rapid Growth of High-Redshift Black Holes.” The Astrophysical Journal Letters, 633, L5–L8.
Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). “The Assembly of the First Massive Black Holes.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 58, 27–97.

← پچھلا مضمون اگلا مضمون →

اوپر واپس جائیں

بلاگ پر واپس

ملک/علاقہ

زبان