Ilustracja wczesnego wszechświata. Źródło zdjęcia: NASA. Kliknij, aby powiększyć.
Wszystko zaczęło się dawno temu, gdy wszechświat był bardzo młody. Najwcześniejsze masywne gwiazdy hodowlane bawiły się w młodości - wirując i gaworząc wśród bogatych zielonych traw dziewiczej materii. W miarę upływu wyznaczonego czasu silniki nuklearne gotowały się z ekspansywnych strumieni gorącego wodoru i helu - wzbogacając media międzygwiezdne. Podczas tej fazy supermasywne gromady gwiazd powstały w małych kieszeniach w pobliżu powstających rdzeni galaktycznych - każda gromada pływa w małych obszarach pierwotnej mini-halo materii.
Kończąc swój cykl, pierwsze gwiazdy rozpłodowe eksplodowały, wyrzucając ciężkie atomy. Ale zanim we wszechświecie zgromadziło się zbyt dużo ciężkiej materii, powstały najwcześniejsze czarne dziury, gwałtownie wzrosły dzięki wzajemnej asymilacji i zgromadziły wystarczający wpływ grawitacji, aby wciągnąć gazy „Złotowłosego” o precyzyjnej temperaturze i składzie w dyski o dużej szerokości akrecji. Ta nadkrytyczna faza wzrostu szybko dojrzewa od najwcześniejszych masywnych czarnych dziur (MBH) do statusu supermasywnych czarnych dziur (SMBH). Z tego najwcześniejsze kwazary zamieszkiwały w połączonych mini-halach licznych protogalaksji.
Ten obraz wczesnego formowania kwazara wyłonił się z niedawnego artykułu (opublikowanego 2 czerwca 2005 r.) Zatytułowanego „Szybki wzrost wysokich czerwonych przesunięć czarnych dziur”, napisanego przez kosmologów z Cambridge UK Martina J. Reesa i Marty Volonteri. Badanie to traktuje możliwość, że krótkie okno szybkiego tworzenia SMBH otworzy się po czasie uniwersalnej przezroczystości, ale zanim gazy w ośrodkach międzygwiezdnych zostaną w pełni zjonizowane przez promieniowanie gwiezdne i zaszczepione metalami ciężkimi przez supernowe. Model Rees-Volonteri próbuje wyjaśnić fakty pochodzące z zestawu danych Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Przez 1 miliard lat po Wielkim Wybuchu powstało już wiele promienistych kwazarów. Każda z SMBH ma masę przekraczającą 1 miliard słońc. Powstały one z „nasion czarnych dziur” - żużli grawitacyjnych pozostawionych po najwcześniejszym cyklu rozpadu supernowych wśród pierwszych masywnych gromad galaktycznych. Przez miliard lat po Wielkim Wybuchu było już prawie po wszystkim. Jak tak duża masa może tak szybko skondensować się w tak małych obszarach przestrzeni?
Według Volontari i Rees: „Wyhodowanie takich nasion do 1 miliarda mas słonecznych wymaga prawie ciągłej akrecji gazu…”. Przeciwko tak wysokiej szybkości akrecji jest fakt, że promieniowanie z materii wpadającej do czarnej dziury zwykle szybko kompensuje „ przybranie na wadze". Większość modeli wzrostu SMBH pokazuje, że około 30% masy opadającej w kierunku pośredniej (masywnej - nie supermasywnej) czarnej dziury jest przekształcane w promieniowanie. Skutek tego jest dwojaki: materia, która w przeciwnym razie zasilałaby MBH, jest tracona na promieniowanie, a ciśnienie promieniowania na zewnątrz tłumi marsz dodatkowej materii do wewnątrz, aby nakarmić szybki wzrost.
Klucz do zrozumienia szybkiego powstawania SMBH polega na tym, że dyski wczesnej akrecji wokół MBH nie były tak gęste optycznie jak dzisiaj - ale „tłuste” z gęsto rozmieszczoną materią. W takich warunkach promieniowanie ma szerszą średnią swobodną ścieżkę i może uciec poza dyski bez utrudniania wewnętrznego ruchu materii. Paliwo napędzające cały proces wzrostu SMBH jest dostarczane obficie do horyzontu zdarzeń czarnej dziury. Tymczasem typem materii występującym w najwcześniejszej epoce był głównie atom wodoru i hel - a nie dyski akrecyjne bogate w metale ciężkie z późniejszej epoki. Wszystko to sugeruje, że wczesne MBH dorastały w pośpiechu, ostatecznie odpowiadając za wiele w pełni dojrzałych kwazarów widocznych w zestawie danych SDSS. Takie wczesne MBH musiały mieć współczynniki konwersji masy do energii bardziej typowe dla w pełni dojrzałych SMBH niż dzisiejsze MBH.
Volontari i Rees twierdzą, że wcześniejsi badacze wykazali, że w pełni rozwinięte „kwazary mają wydajność konwersji masy i energii około 10%…” Para ostrzega jednak, że ta wartość konwersji masy i energii wynika z badań kwazarów z późniejszego okresu w Universal ekspansja i że „nic nie wiadomo o wydajności radiacyjnej kwazarów pregalaktycznych we wczesnym Wszechświecie”. Z tego powodu „obraz wszechświata o niskim przesunięciu ku czerwieni może nie mieć wcześniejszego zastosowania”. Najwyraźniej wczesny Wszechświat był gęstiej upakowany materią, materia miała wyższą temperaturę, a stosunek niemetali do metali był wyższy. Wszystkie te czynniki mówią, że prawie każdy może zgadywać, co do wydajności konwersji masy i energii we wczesnych MBH. Ponieważ musimy teraz wyjaśnić, dlaczego tak wiele SMBH istnieje wśród wczesnych kwazarów, ma sens, że Volontari i Rees wykorzystują to, co wiedzą o dzisiejszych dyskach akrecyjnych, jako sposób na wyjaśnienie, w jaki sposób takie dyski mogły być różne w przeszłości.
I to najwcześniej - zanim promieniowanie wielu gwiazd rejonizowało gazy w ośrodkach międzygwiezdnych - oferowało warunki dojrzałe do szybkiego tworzenia SMBH. Takie warunki mogły trwać krócej niż 100 milionów lat i wymagały adekwatnej równowagi w zakresie temperatury, gęstości, rozkładu i składu materii we Wszechświecie.
Aby uzyskać pełny obraz (jak namalowano na papierze), zaczynamy od idei, że we wczesnym wszechświecie zaludniono niezliczone mini-halo złożone z ciemnej i barionowej materii z bardzo masywnymi, ale wyjątkowo gęstymi gromadami gwiazd. Ze względu na gęstość tych gromad - i masywność tworzących je gwiazd - supernowe szybko rozwinęły się, aby zaszczepić liczne „nasiona czarnych dziur”. Te nasiona BH zlewały się w ogromne czarne dziury. Tymczasem siły grawitacyjne i rzeczywiste ruchy szybko zgromadziły różne mini-halo. Stworzyło to coraz bardziej masywne halo zdolne do zasilania MBH.
We wczesnym Wszechświecie materia otaczająca MBH przybierała postać ogromnych ubogich w metal sferoid wodoru i helu o średniej temperaturze około 8000 stopni Kelvina. W tak wysokich temperaturach atomy pozostają zjonizowane. Z powodu jonizacji niewiele atomów związanych z atomami działało jak pułapki fotonowe. Wpływ ciśnienia promieniowania zmniejszył się do tego stopnia, że materia łatwiej wpadała w horyzont zdarzeń czarnej dziury. Tymczasem same wolne elektrony rozpraszają światło. Część tego światła faktycznie ponownie promieniuje z powrotem w kierunku dysku akrecyjnego, a inne źródło masy - w postaci energii - zasila system. Wreszcie brak metali ciężkich - takich jak tlen, węgiel i azot - oznacza, że atomy monotomiczne pozostają gorące. Ponieważ temperatury spadają poniżej 4000 stopni K, atomy ulegają dejonizacji i ponownie podlegają ciśnieniu promieniowania, zmniejszając strumień świeżej materii wpadającej do horyzontu zdarzeń BH. Wszystkie te czysto fizyczne właściwości miały tendencję do obniżania współczynników wydajności masy i energii - umożliwiając szybkim przybieraniu na wadze.
Tymczasem, gdy mini-halo zlewały się, gorąca materia barionowa skraplała się w ogromne „grube” dyski - a nie cienkie pierścienie widoczne dzisiaj wokół SMBH. Stało się tak, ponieważ sama aureola całkowicie otaczała szybko rosnące MBH. Ten sferoidalny rozkład materii zapewnia stałe źródło świeżej, gorącej, dziewiczej materii do zasilania dysku akrecyjnego pod różnymi kątami. Grube dyski oznaczały większe ilości materii przy niższej gęstości optycznej. Po raz kolejny materii udało się uniknąć „wypłynięcia na słońce” na zewnątrz od zbliżającej się paszy MBH i spadły współczynniki konwersji masy i energii.
Oba czynniki - dyski tłuszczowe i zjonizowane atomy o niskiej masie - mówią, że w złotym wieku wczesnego zielonego Wszechświata MBH szybko rosły. W ciągu miliarda lat od Wielkiego Wybuchu osiedlili się w stosunkowo spokojnej dojrzałości, skutecznie przekształcając materię w światło i rzucając to światło na rozległy zasięg czasu i przestrzeni w potencjalnie ciągle rozszerzający się Wszechświat.
Wpisany przez Jeff Barbour
