Supermassive Black Hole “Seeds”

超大质量黑洞“种子”

关于早期黑洞如何在星系中心形成并为类星体提供能量的理论

宇宙中的星系——无论远近——通常都蕴藏着 超大质量黑洞（SMBHs） 其中心质量从数百万到数十亿个太阳质量不等（M⊙)。虽然许多星系拥有相对静止的中心超大质量黑洞，但有些星系却拥有异常明亮和活跃的核心，被称为 类星体 或者 活动星系核（AGN），这些黑洞的大量吸积为其提供了能量。然而，现代天体物理学的核心谜题之一是，如此巨大的黑洞是如何在早期宇宙中如此迅速地形成的，尤其是考虑到一些类星体的红移为z > 7，这意味着它们在大爆炸后不到 8 亿年就已经为发光核心提供动力。

在本文中，我们将探讨针对 超大质量黑洞“种子”的起源——相对较小的“种子”黑洞，最终发展成为在星系中心观测到的庞然大物。我们将讨论主要的理论路径、早期恒星形成的作用以及指导当前研究的观测线索。

1. 背景：早期宇宙和观测到的类星体

1.1 高红移类星体

对红移 z ≈ 7 或更高的类星体的观测（例如 ULAS J1342+0928 在 z = 7.54 处）表明少数超大黑洞 亿个太阳质量 （甚至更多）黑洞在宇宙大爆炸后不到十亿年就存在了[1][2]。如果黑洞的生长仅仅依赖于爱丁顿极限下的低质量种子吸积，那么在如此短的时间内达到如此高的质量将是一个重大的挑战——除非这些种子一开始就已经非常大，或者吸积速率在一段时间内超过了爱丁顿极限。

1.2 为什么是“种子”？

在现代宇宙学中，黑洞并非自发地达到其最终的巨大质量；它们必须从较小的质量开始，然后不断增长。这些初始黑洞——被称为 种子黑洞——起源于早期天体物理过程，随后经历气体吸积和合并阶段，最终发展成为超大质量星系。了解它们的形成机制是解释早期明亮类星体出现以及如今几乎所有大质量星系中超大质量黑洞存在的关键。

2. 种子形成途径建议

尽管第一个黑洞的确切起源仍是一个悬而未决的问题，但研究人员已经形成了以下几个主要观点：

  1. 第三星族恒星的残余
  2. 直接坍缩黑洞（DCBH）
  3. 密集星团中的失控碰撞
  4. 原始黑洞（PBH）

我们依次进行检查。

2.1 第三星族恒星遗迹

第三群体 恒星是第一代无金属恒星，它们很可能在早期宇宙的微型晕中出现。一些模型表明，这些恒星的质量可能非常大 ≳100 M⊙。如果它们在生命结束时坍缩，它们可能会留下 数十至数百个太阳质量：

  • 核心坍缩超新星：约10–140 M的恒星⊙ 可能会留下质量在几倍到几十倍太阳质量范围内的黑洞残余。
  • 对不稳定超新星：超大质量恒星（大约 140–260 百万⊙) 可以完全爆炸而不留任何残留物。
  • 直接折叠 （以恒星术语来说）：对于质量超过约 260 M 的恒星⊙，直接坍缩成黑洞是可能的，尽管它并不总是产生~102–103 米⊙ 种子。

优点：第三族恒星黑洞是第一批黑洞形成的一个直接且被广泛接受的渠道，因为大质量恒星肯定在早期就存在。 缺点：甚至~100 M⊙ 种子需要非常快速甚至超爱丁顿吸积才能达到 &>109 米⊙ 在几亿年内，如果没有额外的物理过程或合并推动，这似乎很有挑战性。

2.2 直接坍缩黑洞（DCBH）

另一种情况是 直接坍塌 巨大的气体云，跳过了正常的恒星形成过程。在特定的天体物理条件下——尤其是 金属贫乏 具有强莱曼-沃纳辐射的环境会分解氢分子——气体，其温度可能在~104 K 不会碎裂成多颗恒星 [3][4]。这可能导致：

  • 超大质量恒星阶段：一颗大质量原恒星（可能是 104–106 米⊙) 形成非常迅速。
  • 迅速形成黑洞：超大质量恒星寿命很短，直接坍缩成 104–106 米⊙。

优点：DCBH 为 105 米⊙ 具有巨大的领先优势，可以以更适中的吸积率达到超大质量黑洞规模。 缺点：需要微调条件（e.g.，辐射场抑制H2 冷却、低金属度、特定的晕质量/自旋）。目前尚不清楚这些情况有多普遍。

2.3 致密星团中的失控碰撞

在极其 致密星团反复的恒星碰撞可能导致星团核心中形成一颗非常大的恒星，然后坍缩成一个巨大的黑洞种子（高达几十3 米⊙):

  • 失控碰撞过程：一颗恒星通过与其他恒星碰撞而成长，形成一颗大质量的“超级恒星”。
  • 最终崩溃：超级恒星可能会坍缩成黑洞，产生超出典型恒星坍缩质量的种子。

优点：此类过程原则上是从球状星团研究中得知的，但在低金属度和高恒星密度下更为剧烈。 缺点：这需要在很早的时候就形成极其密集和巨大的星团——也可能需要一些金属富集以允许在紧凑区域中形成足够的恒星。

2.4 原始黑洞（PBH）

原始黑洞 可能由密度扰动形成 极早期宇宙——在大爆炸核合成之前——如果某些区域在重力作用下直接坍塌。这些假设曾经是假说，但目前仍是活跃的研究课题：

  • 不同的质量范围: 理论上，PBH 可以跨越巨大的质量谱，但要成为 SMBH 的种子，需要大约 102–104 米⊙ 可能相关。
  • 观察约束：作为暗物质候选者的 PBH 受到微透镜和其他技术的严格限制，但形成 SMBH 种子的亚群仍然有可能。

优点：绕过恒星形成的需要；种子可能在极早的时候就存在。 缺点：需要精细调整早期宇宙条件来产生具有正确质量范围和丰度的 PBH。

3.增长机制和时间尺度

3.1 爱丁顿限制吸积

这 爱丁顿极限 设定最大光度（以及吸积率），此时向外的辐射压力与向内的引力平衡。对于典型参数，这意味着：

˙M艾德 ≈ 2 × 10−8 米波黑 米⊙ 年−1。

在宇宙时间中，持续的爱丁顿极限吸积可以使黑洞增长许多个数量级，但要达到 &>109 米⊙ 在约 7 亿年内，通常需要几乎连续的接近爱丁顿（或超爱丁顿）速率。

3.2 超爱丁顿吸积

在某些情况下——例如密集的气体流入或纤细的吸积盘结构——吸积可能会在一段时间内超过标准的爱丁顿极限。这 超爱丁顿 生长可以大大缩短从普通种子形成超大质量黑洞所需的时间[5]。

3.3 黑洞合并

在分层结构形成框架中，星系（及其中心黑洞）经常合并。重复 黑洞合并 可以加速质量积累，尽管大量的质量积累仍然需要大量的气体流入。

4. 观察探测和线索

4.1 高红移类星体巡天

大型天空巡天（e.g., 斯德巴赫决策支持系统， 德西， 维京， 泛星计划）不断发现红移更高的类星体，进一步限制了超大质量黑洞的形成时间。光谱特征也为宿主星系的金属丰度及其周围环境提供了线索。

4.2 引力波信号

随着先进探测器的出现，例如 LIGO 和 处女座，已经在恒星质量尺度上观测到了黑洞合并。 下一代引力波 天文台（e.g., 丽莎) 将探测低频区域，可能探测到高红移大质量种子黑洞的合并，从而直接洞察早期黑洞的生长路径。

4.3 星系形成的约束

星系中心存在超大质量黑洞，这通常与星系核球的质量有关（ 米波黑 – σ 关系）。研究这种关系在高红移下的演变可以揭示黑洞或星系是否先形成，或者是同时形成的。

5. 当前的共识和悬而未决的问题

虽然对于主要的种子形成渠道尚无绝对共识，但许多天体物理学家怀疑 第三族群残余 对于“低质量”种子通道，以及 直接坍缩黑洞 在“更高质量”种子通道的特殊环境中。真实的宇宙可能存在多种路径共存，这可能解释了黑洞质量和生长历史的多样性。

主要未解决的问题包括：

  1. 患病率：早期宇宙中直接坍缩事件与正常恒星坍缩种子相比有多常见？
  2. 吸积物理学：超爱丁顿吸积在什么条件下发生，能维持多久？
  3. 反馈和环境：恒星和活跃黑洞的反馈效应如何影响种子的形成，从而阻止或增强进一步的气体坠落？
  4. 观察证据：未来的望远镜（e.g。， 詹姆斯韦伯太空望远镜， 这 罗曼太空望远镜，下一代地面极大望远镜）或引力波天文台能否探测到高红移直接坍缩或重种子形成的迹象？

6. 结论

理解 超大质量黑洞“种子” 这对于解释类星体如何在大爆炸后如此迅速地出现，以及为什么如今几乎每个大质量星系都拥有一个中心黑洞至关重要。虽然传统的恒星坍缩理论为较小的“种子”提供了一条直接的路径，但早期明亮类星体的存在暗示着更多 大量种子通道， 例如 直接坍塌，可能发挥了重要作用——至少在早期宇宙的某些区域。

正在进行和未来的观测，涵盖电磁和引力波天文学，将完善黑洞播种和演化的模型。随着我们对宇宙黎明的深入探索，我们期望能够揭示这些神秘物体如何在星系中心形成，并引发一系列宇宙反馈、星系合并以及宇宙中最明亮的灯塔——类星体——的全新细节。

参考文献及延伸阅读

  1. Fan, X. 等人 (2006)。 “宇宙再电离的观测限制。” 天文学和天体物理学年度评论， 四十四，415–462。
  2. Bañados, E. 等人（2018 年）。 “在一个红移为 7.5 的明显中性的宇宙中，有一个质量为 8 亿太阳质量的黑洞。” 自然， 553，473–476。
  3. 布罗姆，V.， & Loeb，A.（2003）。 “第一个超大质量黑洞的形成。” 《天体物理学杂志》， 596，34–46。
  4. Hosokawa, T. 等人（2013 年）。 “原始超大质量恒星通过快速质量吸积形成。” 《天体物理学杂志》， 778，178。
  5. Volonteri，M.， & Rees，MJ（2005）。 “高红移黑洞的快速增长。” 天体物理学杂志快报， 633，L5–L8。
  6. Inayoshi，K.，Visbal，E.， & Haiman，Z.（2020）。 “第一批大质量黑洞的聚集。” 天文学和天体物理学年度评论， 58，27–97。

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