Supermassive Black Hole “Seeds”

بہت بڑے سیاہ سوراخ کے "بیج"

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

کہکشائیں کائنات میں دور و نزدیک—اکثر اپنے مراکز میں سپرمیسیو بلیک ہولز (SMBHs) رکھتی ہیں، جن کی کمیتیں لاکھوں سے اربوں شمسی کمیت (M⊙) تک ہوتی ہیں۔ اگرچہ بہت سی کہکشائیں نسبتاً خاموش مرکزی SMBHs کی میزبانی کرتی ہیں، کچھ غیر معمولی طور پر روشن اور فعال مرکز دکھاتی ہیں، جنہیں کوئسارز یا فعال کہکشائی مرکز (AGN) کہا جاتا ہے، جو ان بلیک ہولز پر وسیع 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 کچھ کوئسارز ریڈ شفٹ z > 7 پر مشاہدہ کیے جاتے ہیں، یعنی وہ بگ بینگ کے 800 ملین سال سے بھی کم وقت میں روشن مرکز چلا رہے تھے۔

اس مضمون میں، ہم سپرمیسیو بلیک ہول "بیجوں" کی ابتدا کے لیے تجویز کردہ مختلف منظرناموں کا جائزہ لیں گے—وہ نسبتاً چھوٹے "بیج" بلیک ہولز جو کہکشاؤں کے مراکز میں دیکھے جانے والے دیو ہیکل بلیک ہولز میں تبدیل ہوئے۔ ہم اہم 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 بلند ریڈ شفٹ کوئسارز

ریڈ شفٹ z ≈ 7 یا اس سے زیادہ پر کوئسارز کے مشاہدات (جیسے کہ ULAS J1342+0928 z = 7.54 پر) ظاہر کرتے ہیں کہ چند سو ملین شمسی کمیت (یا اس سے زیادہ) 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 کم کمیت والے بیجوں سے ایڈنگٹن حد تک جذب پر منحصر ہو—جب تک کہ وہ بیج پہلے سے کافی بڑے نہ ہوں، یا جذب کی شرح ایڈنگٹن حد سے کچھ وقت کے لیے زیادہ ہو۔

1.2 کیوں "بیج"؟

جدید کائناتیات میں، بلیک ہولز اچانک اپنی آخری بہت بڑی مقدار میں 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 کے جذب اور انضمام کے ادوار سے گزرتے ہوئے سپرمیسیو بن جاتے ہیں۔ ان کی تشکیل کے طریقہ کار کو سمجھنا روشن کوئسارز کی ابتدائی ظہور اور آج تقریباً تمام بڑے کہکشاؤں میں SMBHs کی موجودگی کی وضاحت کے لیے کلیدی ہے۔

2. تجویز کردہ بیج کی تشکیل کے راستے

اگرچہ پہلے بلیک ہولز کی اصل ابتدا ایک کھلا سوال ہے، محققین نے چند اہم منظرناموں پر اتفاق کیا ہے:

  1. آبادی III ستاروں کے باقیات
  2. براہِ راست انہدام بلیک ہولز (DCBHs)
  3. گھنے جھرمٹوں میں بھاگنے والی ٹکرائیں
  4. ابتدائی بلیک ہولز (PBHs)

ہم ہر ایک کا باری باری جائزہ لیتے ہیں۔

2.1 پاپولیشن III ستاروں کے باقیات

پاپولیشن III ستارے دھات سے پاک پہلی نسل کے ستارے ہیں، جو ممکنہ طور پر ابتدائی کائنات میں منی-ہیلوز میں نمودار ہوئے۔ یہ ستارے بہت بڑے ہو سکتے ہیں، کچھ ماڈلز 100 M⊙ سے زیادہ تجویز کرتے ہیں۔ اگر یہ اپنی زندگی کے آخر میں زوال پذیر ہوئے، تو یہ دسوں سے سینکڑوں شمسی ماسز کے بلیک ہول باقیات چھوڑ سکتے ہیں:

  • کور-کولپس سپرنووا: تقریباً 10–140 M⊙ کے ستارے چند سے لے کر چند دہائیوں کے شمسی ماسز کے بلیک ہول باقیات چھوڑ سکتے ہیں۔
  • جوڑی عدم استحکام سپرنووا: انتہائی بڑے ستارے (تقریباً 140–260 M⊙) مکمل طور پر پھٹ سکتے ہیں بغیر کوئی باقیات چھوڑے۔
  • براہ راست زوال (ستاروں کے لحاظ سے): ~260 M⊙ سے زیادہ کے ستاروں کے لیے، براہ راست زوال بلیک ہول میں ممکن ہے، اگرچہ یہ ہمیشہ ~102–103 M⊙ کے بیج نہیں دے سکتا۔

فائدے: پاپولیشن III کے ستاروں کے بلیک ہولز پہلے بلیک ہولز کی تشکیل کے لیے ایک سیدھا، وسیع پیمانے پر قبول شدہ راستہ ہیں، کیونکہ بڑے ستارے یقینی طور پر ابتدائی دور میں موجود تھے۔ نقصانات: تقریباً 100 M⊙ کے بیج کو بھی چند سو ملین سالوں میں 109 M⊙ سے زیادہ تک پہنچنے کے لیے بہت تیز یا حتیٰ کہ سپر-ایڈنگٹن جذب کی ضرورت ہوگی، جو اضافی طبیعی عمل یا انضمام کی مدد کے بغیر مشکل لگتا ہے۔

2.2 براہ راست زوال بلیک ہولز (DCBHs)

ایک متبادل منظرنامہ ایک براہ راست زوال کا تصور کرتا ہے جہاں ایک بڑے گیس کے بادل کا زوال ہوتا ہے، جو عام ستارے کی تشکیل کے عمل کو چھوڑ دیتا ہے۔ مخصوص فلکیاتی حالات میں—خاص طور پر کم دھاتیت والے ماحول جہاں مضبوط لائمین-ورنر تابکاری مالیکیولر ہائیڈروجن کو توڑ دیتی 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:

  • سپرمیسیو اسٹار مرحلہ: ایک واحد بہت بڑا پروٹوسٹار (ممکنہ طور پر 104–106 M⊙) بہت تیزی سے بنتا ہے۔
  • فوری بلیک ہول کی تشکیل: سپرمیسیو اسٹار کم عمر ہوتا ہے اور براہ راست 104–106 M⊙ کے بلیک ہول میں گر جاتا ہے۔

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

2.3 گھنے جھرمٹوں میں بھاگنے والی ٹکراؤ

انتہائی گھنے 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 بلیک ہول کے بیج میں تبدیل ہو جاتا ہے (تقریباً 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 بلیک ہول میں گر سکتا ہے، جو عام ستاروں کے زوال سے زیادہ بڑے بیج دیتا 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 گھنے اور بڑے کلسٹرز کی ضرورت ہوتی ہے، جو بہت جلد بنیں—اور ممکنہ طور پر کچھ دھات کی افزائش بھی چاہیے تاکہ ایک محدود علاقے میں کافی ستارے بن سکیں۔

2.4 ابتدائی بلیک ہولز (PBHs)

ابتدائی بلیک ہولز بہت ابتدائی کائنات میں کثافت کی بے ترتیبیوں سے بن سکتے ہیں—بگ بینگ نیوکلیوسنتھیسس سے پہلے—اگر کچھ علاقے کشش ثقل کے تحت براہ راست گر گئے۔ یہ فرضی تھے، لیکن 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 ممکن ہے۔

فائدے: ستاروں کی تشکیل کی ضرورت کو ختم کرتا ہے؛ بیج بہت جلد موجود ہو سکتے ہیں۔ نقصانات: ابتدائی کائنات کے حالات کو بہت خاص طور پر ترتیب دینا پڑتا ہے تاکہ PBHs درست ماس رینج اور مقدار میں بن سکیں۔

3. نمو کے طریقے اور وقت کے پیمانے

3.1 ایڈنگٹن-محدود اکرشن

ایڈنگٹن حد زیادہ سے زیادہ روشنی کی شدت (اور اس طرح اکرشن 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:

˙MEdd ≈ 2 × 10−8 MBH M⊙ سال−1.

کائناتی وقت کے دوران، مستقل ایڈنگٹن-محدود اکرشن 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) اکرشن

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 کا انضمام

درجہ بندی کے ڈھانچے کی تشکیل کے فریم ورک میں، کہکشائیں (اور ان کے مرکزی بلیک ہولز) اکثر ضم ہو جاتی ہیں۔ بار بار بلیک ہول کے انضمام ماس کی تیزی سے بڑھوتری کر سکتے ہیں، حالانکہ نمایاں ماس کا جمع ہونا اب بھی بڑی گیس کے داخلے کا متقاضی ہے۔

4. مشاہداتی طریقے اور اشارے

4.1 بلند سرخ شفٹ کوئزار سروے

بڑے آسمانی سروے (مثلاً SDSS، DESI، VIKING، Pan-STARRS) مسلسل بلند سرخ شفٹ پر کوئزارس دریافت کر رہے ہیں، جو SMBH کی تشکیل کے وقت کی حد بندی کو سخت کرتے ہیں۔ طیفی خصوصیات میزبان کہکشاں کی دھاتیت اور آس پاس کے ماحول کے بارے میں اشارے بھی دیتی ہیں۔

4.2 کشش ثقل کی لہروں کے سگنلز

جدید ڈیٹیکٹرز جیسے LIGO اور VIRGO کے آنے سے، بلیک ہول کے انضمام ستاروں کے ماس کے پیمانے پر مشاہدہ کیے گئے ہیں۔ اگلی نسل کی کشش ثقل کی لہروں کی مشاہدہ گاہیں (مثلاً LISA) کم فریکوئنسی والے دائرے کی جانچ کریں گی، ممکنہ طور پر بلند سرخ شفٹ پر بھاری بیج بلیک ہولز کے انضمام کو دریافت کریں گی، جو ابتدائی بلیک ہول کی نشوونما 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 بُلج ماس (the MBH – σ تعلق) کے ساتھ تعلق رکھتا ہے۔ اس تعلق کی بلند سرخ شفٹ پر ارتقاء کا مطالعہ یہ روشنی ڈال سکتا ہے کہ بلیک ہولز یا کہکشائیں پہلے بنی تھیں — یا ساتھ 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 آبادی III کے باقیات "کم وزن" بیج کے راستے کے لیے اور خاص ماحول میں براہِ راست انہدام بلیک ہولز "زیادہ وزن" بیج کے راستے کے لیے شامل ہو سکتے ہیں۔ حقیقی کائنات میں متعدد راستے بیک وقت موجود ہو سکتے ہیں، جو بلیک ہول کے وزن اور نشوونما کی تاریخوں کی تنوع کی وضاحت کر سکتے ہیں۔

اہم کھلے سوالات میں شامل ہیں:

  1. عامیّت: ابتدائی کائنات میں براہِ راست انہدام کے واقعات عام تھے یا معمولی ستاروں کے انہدام کے بیج زیادہ؟
  2. اکریشن فزکس: کن حالات میں سپر-ایڈنگٹن اکریشن ہوتا ہے، اور یہ کتنی دیر تک قائم رہ سکتا ہے؟
  3. ردعمل اور ماحول: ستاروں اور فعال بلیک ہولز سے ردعمل کے اثرات بیج کی تشکیل کو کیسے شکل دیتے ہیں، مزید گیس کے داخلے کو روکنے یا بڑھانے میں؟
  4. مشاہداتی شواہد: کیا مستقبل کے دوربینیں (مثلاً JWST، Roman Space Telescope، اگلی نسل کے زمینی انتہائی بڑے دوربینیں) یا کشش ثقل کی لہروں کے مشاہدہ گاہیں براہِ راست انہدام یا بھاری بیج کی تشکیل کے آثار کو بلند سرخ شفٹ پر دریافت کر سکتی ہیں؟

6. نتیجہ

بہت بڑے سیاہ سوراخ کے "بیج" کو سمجھنا اس بات کی وضاحت کے لیے ضروری ہے کہ کوئزارس بگ بینگ کے فوراً بعد اتنی تیزی سے کیسے ظاہر ہوتے ہیں اور آج تقریباً ہر بڑی کہکشاں کے مرکز میں سیاہ سوراخ کیوں ہوتا ہے۔ اگرچہ روایتی ستاروں کے زوال کے منظرنامے چھوٹے بیجوں کے لیے آسان راستہ فراہم کرتے ہیں، ابتدائی دور میں روشن کوئزارس کی موجودگی اس بات کی نشاندہی کرتی ہے کہ زیادہ بڑے بیج کے راستے، جیسے کہ براہ راست زوال، نے کم از کم کائنات کے کچھ علاقوں میں اہم کردار ادا کیا ہوگا۔

مستقل اور مستقبل کے مشاہدات، جو برقی مقناطیسی اور ثقلی موج فلکیات پر محیط ہیں، سیاہ سوراخ کے بیج بونے اور ارتقاء کے ماڈلز کو بہتر بنائیں گے۔ جیسے جیسے ہم کائناتی طلوع آفتاب میں گہرائی سے تحقیق کریں گے، ہمیں ان پراسرار اجسام کے بارے میں نئی تفصیلات معلوم ہوں گی کہ وہ کہکشاؤں کے مراکز میں کیسے بنے اور کائناتی ردعمل، کہکشاں کے انضمام، اور کائنات کے چند روشن ترین چراغوں: کوئزارس کی داستان کو کیسے شروع کیا۔

حوالہ جات اور مزید مطالعہ

  1. Fan, X., et al. (2006). "کائناتی ری آئنائزیشن پر مشاہداتی پابندیاں۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 44, 415–462.
  2. Bañados, E., et al. (2018). "7.5 کے ریڈ شفٹ پر ایک نمایاں غیر جانبدار کائنات میں 800 ملین شمسی ماس کا سیاہ سوراخ۔" نیچر, 553, 473–476.
  3. Bromm, V., & Loeb, A. (2003). "پہلے سپرماسو سیاہ سوراخوں کی تشکیل۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل, 596, 34–46.
  4. Hosokawa, T., et al. (2013). "تیز ماس اکریکشن کے ذریعے ابتدائی سپرماسو ستاروں کی تشکیل۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل, 778, 178.
  5. Volonteri, M., & Rees, M. J. (2005). "بلند سرخ شفٹ والے سیاہ سوراخوں کی تیز رفتار نشوونما۔" دی ایسٹروفزیکل جرنل لیٹرز, 633, L5–L8.
  6. Inayoshi, K., Visbal, E., & Haiman, Z. (2020). "پہلے بڑے سیاہ سوراخوں کی تشکیل۔" سالانہ جائزہ فلکیات اور فلکی طبیعیات, 58, 27–97.

 

← پچھلا مضمون                    اگلا مضمون →

 

 

اوپر واپس جائیں

Back to blog