Сверхмассивные чёрные дыры

Сверхмассивные чёрные дыры Космос

На фото выше чёрная дыра (ЧД) звёздной массы и сегодня у учёных есть достаточно неплохое представление о том, как они могут формироваться. По широко принятой версии они являются финальным этапом эволюции очень массивных звёзд. Менее массивные звёзды вроде нашего Солнца в конце жизни на главной последовательности становятся белыми карликами. Более массивные нейтронными звёздами. Ну и очень массивные звёзды с массами в десятки и возможны даже пару сотен солнечных оставляют после себя чёрные дыры. Когда синтез всё более и более тяжёлых элементов в их недрах доходят до железа, происходит взрыв сверхновой. Вбрасывается значительная часть массы звезды вовне, а ядро коллапсирует и становятся ЧД с массой от нескольких до нескольких десятков масс солнца. А в некоторых случаях при определённой массе и металличности массивные звёзды могут напрямую коллапсировать в ЧД без вспышки сверхновой. Но ещё нам известно, что, кроме чёрных дыр, есть другой тип сверхмассивные чёрные дыры. Массы, которых больше на много порядков и находятся в диапазоне от миллионов до миллиарда солнечных. Ещё предположительно должен существовать промежуточный класс средней массы, которые долгое время не удавалось обнаружить. Но сегодня уже есть кандидаты на такие объекты, но это скорее тема для отдельной статьи.

Откуда же берутся сверхмассивные

Так откуда же берутся сверхмассивные чёрные дыры. На самом деле вопрос достаточно сложный и в попытках ответить на него есть много нюансов. По большому счёту единого общепринятого ответа на вопрос о появление первых сверхмассивных чёрных дыр на сегодня нет и это одна из больших загадок современной астрофизики. Но есть несколько версий, у каждой из которых есть свои плюсы, минусы и проблемы, об этом сегодня и поговорим.

Да и ещё раз хочу подчеркнуть, что значительная часть того, о чём сегодня будем обсуждать это теоретические изыскания и многое основано на компьютерных симуляциях и математических расчётах. Дополнительные наблюдательные данные в пользу той или иной версии ещё только предстоит получить и, возможно, это смогут сделать новое поколение телескопов.

Так в чём же проблема сверхмассивных чёрных дыр. Сегодня считается, что в центре большинства крупных галактик находятся сверхмассивные. Ближайшая к нам сверхмассивная чёрная дыра в центре нашей галактики и её масса примерно 4 миллиона солнечных. Тогда как масса знаменитой ЧД в центре галактики М 87 — 6,5 миллиарда солнечных. И несмотря на то что разброс по массам очень большой на порядки, пока больших проблем нет. Даже если взять более далёкую ЧД в галактики М 87, которая находится в 55 миллионов световых лет от нас всё равно мы наблюдаем её почти в современном виде, если говорить о космологических масштабах.

ЧД наращивают массу, либо поглощая газ и звёзды, путём аккреции, либо сливаясь с другими. У чёрных дыр что приведены в пример были миллиарды лет на то, чтобы дорасти до таких масс. Далее интуитивно может показаться что, если бы мы заглянули в прошлое в начальные этапы эволюции вселенной мы бы, не увидели таких массивных ЧД и в целом ответ на главный вопрос был бы сравнительно простым.

Мы бы предположили, что изначально они появляются как чёрные дыры звезды массы и миллиарды лет, наращивая свою массу, дорастали до тех монстров, что мы видим сейчас. Но тут-то и начинаются проблемы. Давайте вспомним что такое квазары, а точнее, активные ядра галактик. Ведь квазары — это лишь один из вариантов того как мы видим эти активные галактики. В активном ядре галактики находится сверхмассивная чёрная дыра, которая интенсивно кормится окружающим материалом и разогревая его до огромных температур сияет ярче миллиардов звёзд, вместе взятых, потому что процесс разогрева материи в результате аккреции или падения на чёрную дыру эффективнее даже термоядерного синтеза внутри звезды подобные нашему солнцу. Излучение активных ядер галактик мы наблюдаем. Вот, например, квазар 3C 273 и для его объяснения нужны сверхмассивные ЧД.

Сверхмассивные чёрные дыры

Но и теперь, главное. Вот этот срез (фото выше) трёхмерной карты Слоновского цифрового небесного обзора, которая была составлена по 147 тысячам квазаров. Слева сегодняшний день, справа реликтового излучения, эпоха почти сразу после большого взрыва. Красными точками показаны квазары. А теперь давайте повнимательнее взглянем мы видим немало квазаров период 13 миллиардов лет назад и проблема в них. Даже более 13 миллиардов лет назад уже на красном смещении 7,5 или же всего 690 миллионов лет спустя после большого взрыва учёные обнаружили сверхмассивную ЧД в 800 миллионов солнечных масс в 200 раз массивнее чёрной дыры в Млечном пути. На красном смещении 7,1 всего через 770 миллионов лет после большого взрыва, известна чёрная дыра в два миллиарда солнечных. Ну и даже есть научная статья о вероятном обнаружении ЧД массой в 12 миллиардов солнечных. На красном смещении 6,3 или когда вселенной было менее миллиарда лет, стоит, только помнит, что оценка массы идёт по косвенным данным.

Вот здесь и возникает сложность, как объяснить наличие таких массивных ЧД так рано ведь их масса сопоставимость некоторыми современными сверхмассивными чёрными дырами, и она даже превышает некоторые из них и при этом у них не было миллиардов лет на то, чтобы наращивать массу.

Вот здесь мнения учёных начинает расходиться и пока нет единой общепринятой концепции.

Первый вариант, наращивание

В решении проблемы, того как за такой короткий срок в условиях ранней вселенной ЧД обрели такие массы, можно выделить пару важных моментов.

Во-первых, это зародыши сверхмассивных чёрных дыр или начальные, не путать с первичными, намного менее массивные чёрные дыры, которые появились и затем доросли до наблюдаемых масс. Как именно они образовались и каковы были их изначальной массы. Ещё один момент — это то с какой интенсивностью и в каком количестве зародыш поглощал материю. Грубо говоря, нам нужно понять каковы были начальные условия. Начальный объект и как он изменялся, чтобы объяснить то, что мы наблюдаем сейчас. Один из популярных сценариев касается первых звёзд вселенной или звёзд 3 типа население. Напомним, что учёные ещё не обнаружили первые звёзды напрямую, но есть находки кандидаты и ещё их существования косвенно вытекает из множества наблюдательных данных. Предполагается, что они могли быть очень массивными из-за того, что до их появления во вселенной ещё не было металлов или элементов тяжелее водорода и гелия. Однако насколько массивными, вопрос открытый и зависит это от того, как изначальный газ остывал, как облака газа фрагментировались и другие факторы.

Первые звёзды в диапазоне от 25 до 140 солнечных масс после недолгой жизни могли формировать ЧД напрямую. В этом случае масса остающихся чёрных дыр равна приблизительно половине веса звезды, то есть мы получаем зародыш ЧД в 10 солнечных при минимальном пороге и около 40 солнечных масс при максимальном. Сценария останков первых звёзд ещё называют сценарием лёгких зародышей ведь действительно масса начальных чёрных дыр сопоставимы с привычными нам чёрными дырами звёздной массы и очень далеки от финальных сверхмассивных. Проблема таких лёгких зародыши в том, что при столь низкой массе они могут не занять место в центре формирующиеся галактики, а просто продолжить путешествовать по ней взаимодействуя с другими объектами, по схожим характеристикам.

Если же диапазон масс первых звёзд от 140 до 260 солнечных, то такие звёзды заканчивают жизнь особым видом сверхновой, а именно парна нестабильной в результате таких взрывов звезда уничтожается полностью и чёрной дыры не остаётся.

Звёзды с массами выше 260 солнечных масс уже вновь в результате иных процессов формируют ЧД и их масса может начинаться от 150 солнечных по некоторым оценкам доходить даже до 600 солнечных. Сценарий с первыми звёздами звучит достаточно, естественно, но всё же в нём есть неопределённости и в особенности с массами самих звёзд и как следствие получающихся чёрных дыр.

Ещё одна проблема таких лёгких зародышей — это, конечно, то, что лёгкая чёрная дыра должна каким-то образом намного интенсивнее поглощать газ, чтобы увеличиться в массе в миллионы и даже миллиарды раз. А на то, как она поглощает материю, могут быть ограничения, это предел Эддингтона.

Что это такой за предел, возможно, вы слышали о таком типе двигателя для космических аппаратов как солнечный парус. Совсем недавно, например, был запущен аппарат LightSail 2, который перемещается в пространстве только благодаря солнечному парусу. В основе солнечного паруса лежит тот факт, что хоть мы этого и не ощущаем повседневной жизни, но свет оказывает давление на материю и фотоны при взаимодействии с ней могут её толкать, хоть получаемая тяга в результате и низкая и зависит от интенсивности излучения и расстояния до источника.

В том случае, о котором мы говорим, представим себе излучающий объект, например, звезду. Звезду окружает газ, она действует на него своим притяжением притягивая его, в то же время давление света влияет на газ ,расталкивает его, если притяжении звезды сильнее, то она будет поглощать газ. А также возможен баланс между притяжением и давлением. Но ещё возможен сценарий, что излучение настолько сильное, что она побеждает притяжение или преодолевает предел Эддингтона и звезда перестаёт поглощать газ и расти в массе.

А также предел Эддингтона и применяют и к чёрным дырам. Ведь если очень сильно упростить, как мы знаем в процессе аккреции в результате трения и нагрева возникает излучение, и оно тоже может оказывать влияние на рост ЧД. И по некоторым оценкам, даже если лёгкие начальные чёрные дыры будут постоянно поглощать материю на грани предела Эддингтона, им всё равно может не хватить времени, чтобы дорасти до наблюдаемых масс. И это при том, что постоянно поддерживать такой уровень аккреции крайне сложно. Однако это не значит, что версия несостоятельна. А в расчётах Эддингтона используется сферическая симметрия, но в случае с ЧД, поглощение газы происходит не виде сферы, а в аккреционном диске и в принципе возможно супер эддингтоновская аккреция, которая во много раз превышает предел. То есть при наличии какого-то механизма такой аккреции лёгкие зародыши уже могут дорасти до наблюдаемых гигантских масс.

Второй вариант, прямой коллапс

Ещё один вариант — это модели прямого коллапса, и да модели во множественном числе. Потому что этих моделей целое семейство и не будем вдаваться в детали по каждой из них, а лишь упомянем несколько моментов.

Если очень грубо, то речь идёт о прямом коллапсе очень массивного облака в чёрную дыру в результате получаются более массивные зародыши. И кстати, слово прямой на самом деле не совсем точно передаёт суть процесса ведь в нём задействованы несколько стадий. Речь скорее идёт о том, что в итоге зародыш сразу получаются намного массивнее, чем в предыдущем сценарии.

Эти модели полагаются на разные физические процессы и имеют разные требования. Среди них, например, отсутствие фрагментации газа, охлаждение, низкая металличность, большой поток газа к объекту, перенос углового момента и так далее. Итак, у нас есть гало тёмной материи окружающая массивное облако газа. Нужны такие условия, чтобы облака не фрагментировать и из меньших фрагментов не начали образовываться звезды. А также чтобы масса концентрировалась в центре облака и тогда оно могло бы напрямую коллапсировать в один массивный объект. В центре может формироваться диск, который в конечном счёте станет чёрной дырой.

Есть версии, что газ в облаке может стать супермассивной звездой. Масса самых массивных звёзд, которые мы наблюдаем сегодня, находятся в диапазоне от 200 до 300 солнечных масс. Эти же супер массивные звёзды могли бы превышать 50 тысяч солнечных. Судьба такой звезды зависит от целого ряда параметров. По оценкам некоторых учёных она может стать массивной чёрной дырой, которая сохранит до 90 процентов массы. Слышали когда-нибудь термин квазизвезда, по другому сценарию, если массивная звезда быстро набирают массу, внутри начинается процесс горения водорода, когда он иссекает, ядро этой звезды начинает сокращаться, нагревается и в конце концов коллапсирует в ЧД массой 10-20 солнечных. Да вот только это чёрная дыра остаётся в центре сохранившийся оболочки массивной звезды. Постепенно она поглощает окружающую её оболочку и в конце концов остаётся только массивная ЧД. Масса, оставшихся после таких гипотетических звёзд, может находиться в пределах от 10 до 100 тысяч солнечных.

Если в случае со останками первых звёзд речь шла о лёгких начальных ЧД, то тут получаются уже тяжёлые и в некоторых вариантах моделей масса зародыша чёрной дыры может доходить до миллиона солнечных. У массивных чёрных дыр, получившихся в результате прямого коллапса, меньше времени на роста и аккрецию, потому что они появляются позже. Но зато гораздо выше начальная масса и в этом плюс этой версии. Как считают, некоторые учёные, ведь начиная с таких масс гораздо проще дорасти до наблюдаемых значений. Учёные постоянно проводят большое количество различных симуляций, но безусловно, ещё нужны наблюдательные данные в качестве подтверждения.

Другая сравнительно новая модель прямого коллапса в которые отсутствуют некоторые ограничения из предыдущей, это столкновение массивных прото галактик. В результате которых в центр доставляется большое количество газа, которая позволяет им расти.

Третий вариант, слияния

Промежуточные по массе зародыша чёрных дыр между лёгкими и тяжёлыми из предыдущих двух сценариев, описываются в модели центральных компактных звёздных скоплений. Эта модель уже основанная не на динамике газа, а на динамики звёзд. Со смертью первых звёзд 3 типа населения во вселенную выбрасываются металлы. Газ может охлаждаться более эффективно, фрагментируется и появляются менее массивные звёзды уже с небольшим содержанием металлов. Предполагается, что при первых эпизодах такого звездообразования в центре молодых галактик могут формироваться компактные звёздные скопления. Звёзд и в этих скоплениях могут начать сталкиваться, сливаться, запуская процесс всё более растущих столкновений и в итоге разрастаться до очень массивной звезды. Затем, эта массивная звезда, в конце своей жизни после себя оставляет массивную чёрную дыру, возможно 100 до 10000 солнечных масс. В случае этой модели, можно сказать, что мы по крайней мере наблюдаем наличие звёздных скоплений в центрах многих галактик. Некоторые считают, что телескоп Джеймса Уэбба сможет обнаружить признаки этих очень массивных звёзд, получившихся в результате слияния звёзд в таких скоплениях.

Другие варианты

Существуют и другие модели, например, на роль зародышей сверхмассивных чёрных дыр предлагали первичные. Это такой гипотетический тип, которые могли формироваться на самых ранних этапах эволюции вселенной, намного раньше, чем всё, о которых говорилось выше.

Грубо говоря, в определённом регионе пространство из-за небольших колебаний плотности весь регион под действием гравитации мог коллапсировать напрямую в первичную ЧД. Причём они могли появиться почти сразу после большого взрыва в Планковскую эпоху и тогда они могли быть микроскопическими и имели планковской массу. Более поздние первичные чёрные дыры по некоторым оценкам могли достигать массы и до тысячи солнечных.

Вывод

Итак, хоть и проводится много симуляций, исследований, расчётов также учёные пытаются получить наблюдательные данные, разработать методики и инструменты для их получения, пока вопрос остаётся открытым.

Одни учёные дают предпочтение версии звёздной популяции, другие прямому коллапсу, третье компактным кластером. Но наверняка в будущем по мере получения новых данных сформируется одна общепринятая теория формирования и роста первых сверхмассивных чёрных дыр.

В этой статье мы, по сути, лишь кратко прошлись по версии и контексту к ним. В каждый из них очень много нюансов и про каждую можно сказать намного дольше. Может быть, мы ещё до этого доберёмся. Удачи вам, любите и изучайте космос.

Оцените статью
Добавить комментарий