Звідки взялися потужні ранні квазари?

Навчання 02 серпня 2022 Перегляди: 57

Сучасна космологія в цілому успішно пояснює походження і еволюцію Всесвіту — від нікчемних часток першої секунди її існування до нинішнього часу. Проте залишаються не те щоб білі плями, а скоріше «гострі кути» — спірні моменти, питання, з приводу яких не існує наукового консенсусу. Нещодавно були знайдені квазари з дуже великим червоним зміщенням, що містять чорні діри масою понад мільярд сонячних. Ми спостерігаємо їх з молодого всесвіту, коли його вік становив сотні мільйонів років. Як ці чорні діри встигли поглинути мільярди сонячних мас речовини? Як утворилися надмасивні чорні діри? Наскільки масивними спочатку були ці зародки?

Спостереження

В останнє десятиліття вівся масовий «вилов» квазарів з великим червоним зміщенням, тобто тих, які світять нам з раннього Всесвіту, з першого мільярда років його життя. Їх не дарма називають «маяками всесвіту». По-перше, вони просвічують космічне середовище, виявляючи вторинну іонізацію Всесвіту (яку самі ж і виробляють). По-друге, ранні квазари цікаві самі по собі, як і все, що пов’язано з молодим Всесвітом.

Пошук далеких квазарів ведеться в основному на наземних телескопах у ближньому інфрачервоному діапазоні — саме туди переїжджає ультрафіолетова лінія водню Лайман-альфа. Улов до теперішнього часу становить кілька десятків квазарів з червоним зміщенням z > 6,5 (вік Всесвіту — менше 800 млн років), з них кілька з z > 7. Нещодавно знайдено рекордний квазар з «телефонним номером» J0313-1806, у якого z = 7,64 (вік Всесвіту — 650 млн років). Причому це досить яскравий квазар: його абсолютна світність — 1,4 10⁴⁷ ерг/с, що на три порядку яскравіше всієї нашої Галактики з її сотнями мільярдів зірок. Це не рекордна світність для квазарів, але вона не сильно поступається рекордною. Отже, маса чорної діри — «центральної машини» цього квазара — повинна бути не менше мільярда сонячних мас, інакше важко пояснити таку світність. І дійсно, оцінка маси по швидкості руху газу в квазарі (доплерівський уширення однієї з спектральних ліній магнію) дає величину 1,6 ­ 0,4 10⁹ сонячних мас (_M☉). Інші виявлені квазари при z > 7 лише трохи поступаються за масою центральної чорної діри. Отже, є факт: у перші 600 з невеликим мільйонів років у Всесвіті з’явилися чорні діри масою близько мільярда мас Сонця. Виявляється, цей факт пояснити не просто. Здавалося б, на виріст таких чорних дір не повинно вистачити часу. Чому?

Межі росту

Якщо зірка або будь-який інший об’єкт світитиме занадто яскраво, тиск випромінювання на навколишній газ або власні зовнішні шари перевищить тяжіння об’єкта. Якщо це зірка, то вона почне скидати зовнішні шари. Такі зірки існують: наприклад, Ця Кіля; жити їм залишилося недовго. Якщо це чорна діра, що стягує на себе речовину (акреціююча), то падіння речовини зупиниться. Ця прикордонна світність називається «еддінгтонівською світністю», її перевищення можливе, але вимагає якихось спеціальних пояснень. Еддингтонівська світність, природно, пропорційна масі об’єкта: для Сонця вона становить 1,4 10³⁸ ерг/с — до неї нашому світилу не вистачає майже п’яти порядків величини. А для чорної діри в мільярд сонячних мас вона, відповідно, дорівнює 1,4 10⁴⁷ ерг/с — і виходить, що світність квазара J0313-1806 близька до еддингтонівської, точніше L ауд 0,6 L_Edd.

Саме еддингтонівська світність обмежує «штатну» швидкість зростання чорних дір.

Справа в тому, що існує типова ефективність аккреції чорних дір. Якщо на чорну діру впала маса М, то при найефективнішому режимі аккреції виділяється енергія близько 0,1 Мс². Це поширений режим: геометрично тонкий, оптично товстий акреційний диск Шакури — Сюняєва. Якщо темп падіння речовини перевищить 10 L_Edd/c², то світність перевищить L_edd, диск почне розпухати і розсіюватися, потік речовини на чорну діру впаде.

«Критичний», або еддингтонівський, темп аккреції, природно, пропорційний масі чорної діри. Це означає, що «штатне» зростання чорної діри йде по експоненті — зростання від 10 до 100 000 _M☉ і від 100 000 до мільярда сонячних мас займає один і той же час.

На рис. 1 показані криві росту чорних дір, від віку Всесвіту 100 млн років, коли тільки утворювалися перші зірки, до моменту, коли були виявлені найбільш далекі квазари: для кожного конкретного квазара — своя крива. Ці криві припускають, що темп аккреції і світність весь час були еддингтонівськими при постійній ефективності висвічування 0,1 Мс². Назвемо це «критичною аккрецією». У такому випадку збільшення маси чорної діри в е раз відбувається приблизно за 50 млн років (а в 10 разів — за 120 млн років).

Ріс. 1. Треки зростання надмасивних чорних дір при критичній аккреції (еддингтонівська світність при ефективності висвічування 0,1), що ведуть до спостережуваних ранніх квазар. Кольором показані діапазони мас для зародків різної природи. Графік роботи [1]

Парадокс полягає в тому, що зростання повинно було початися з зародкових чорних дір масою близько десяти тисяч мас Сонця (для рекордного квазара — як мінімум 20 000 _M☉), інакше їм не встигнути вирости до z 1916 7 до спостережуваних величин. Зрозуміло, звідки може взятися зародок маси 100 або навіть кілька сотень _M☉, — від колапсу гігантських зірок першого покоління (населення III). Але тут потрібні або зародки в сотню разів важче, або «надкритичний» темп зростання. І те й інше не виключено, але пояснення вимагає неабиякої напруги.

Почнемо з надкритичного зростання.

Аномально швидкий зріст

Еддінгтонівська межа світності далеко не абсолютна і цілком подолана, особливо на деякий час. Строго кажучи, він ставиться тільки до оптично тонкої плазми. Якщо ж на тяжіючий центр падає, наприклад, зірка, то світність може підстрибувати до будь-якої величини. До того ж швидкий темп зростання чорної діри не обов’язково пов’язаний з подоланням еддингтонівської межі. Є інший варіант — низька ефективність висвічування, тобто речовини падає багато, а випромінювання від неї мало — і ніяких проблем.

Є варіант аккреції під назвою ADAF (advection dominated accretion flow) — геометрично товстий, але оптично тонкий диск. У ньому не встигає встановитися температурна рівновага: іони гарячі, але вони не світять, а електрони, які повинні б світити, — холодні. Вся енергія іонів забирається в чорну діру. Таке, судячи з усього, має місце в центрі нашої Галактики і знаменитої галактики M87. Правда, цей варіант працює тільки при відносно малих темпах аккреції і навряд чи підходить для надкритичного режиму.

Відповідний варіант — так званий стрункий (slim) акреційний диск. Власне, саме в нього і повинен перетворюватися канонічний тонкий диск Шакури — Сюняєва при навколокритичному темпі аккреції. Тепло, що виділяється, не встигає випромінюватися назовні і забирається в чорну діру. Диск розпухає, але помірно. Мабуть, тому Марек Абрамович (один з основних класиків за режимами аккреції) назвав його slim disk. В принципі така аккреція може стабільно йти в надкритичному режимі і могла б вирішити проблему ранніх квазарів, якби не одне «але». Справа в тому, що радіаційна ефективність у такому режимі сильно залежить від обертання чорної діри. Якщо обертання слабке, диск випромінює мало і на чорну діру може падати багато речовини при помірній світності. Якщо ж момент обертання чорної діри близький до граничного (що цілком ймовірно), то внутрішня частина акреційного диска поблизу останньої стабільної орбіти висвічує більшу частину енергії, що виділилася в диску, — ефективність виявляється такою ж, як у разі тонкого диска. Тому подібний режим не панацея. Він може прискорити зростання чорної діри на якомусь етапі, але навряд чи здатний вирішити проблему ранніх квазарів.

Є ще один аспект — feedback, зворотний зв’язок, вплив яскравого джерела на навколишнє середовище. Припустимо, на чорну діру падає щось оптично товсте — зірки, щільні хмари газу тощо. Світність величезна, причому це якраз той випадок, коли еддингтонівська межа не працює. Але з’являється інша засідка: квазар іонізує і розігріває навколишнє середовище навколо себе настільки, що припиняється утворення зірок, а зріс тиск гарячого газу набагато перевершує тяжіння чорної діри. Як показує моделювання, швидке зростання чорної діри при такій «гіпередингтонівській» аккреції припиняється на рівні всього лише 10⁸ _M☉.

Отже, здається, досить непросто подолати нахил кривих, наведених на рис. 1, і виростити за 600 млн років квазар з чорною дірою 10⁹ _M☉, стартуючи з чорної діри зоряного походження.

Поки це були міркування на якісному рівні. Варто сказати пару слів про те, як народ намагається дослідити проблему чисельно.

Молодий Всесвіт у суперкомп «ютері

Чисельне моделювання еволюції раннього Всесвіту — вже далеко не нове заняття. Найбільш знаменитий проект «Міленіум», що видав ефектну картину великомасштабної структури. Відтоді (початок 2000-х) стався деякий (хоча і не радикальний) прогрес як у обчислювальній техніці, так і в методах моделювання. Завдання спочатку важке, оскільки включає гравітацію і гідродинаміку космічного середовища з різними компонентами (темна матерія, двофазне баріонне середовище (гарячий іонізований і холодний нейтральний газ), зірки).

Порівняно недавно (грудень 2020 року) опубліковано препринт [2] з результатами вельми вражаючого рахунку, подібного до «Міленіуму», але з істотно кращою роздільною здатністю. По-перше, було використано гібридний метод (м’які частинки + сітка), що зменшує числовий шум і різні артефакти типу чисельної в’язкості. Все одно можливості чисельного рахунку далекі від того, щоб чесно простежити все, що відбувається на всіх сходах масштабів, що охоплює багато порядків величин. Тому авторам довелося вдатися до ряду хитрощів: рахунок у два прийоми, спочатку груба прикидка еволюції в кубічному гігапарсеці, потім вибір найважчої хмари 10¹³ _M☉, що утворилася в цьому гігапарсеці, і потім подальша робота з ним одним. Оскільки неможливо одночасно відстежувати великі і маленькі масштаби, утворення індивідуальних зірок і чорних дір було модельним: там, де були відповідні умови, автоматично з’являлося зоряне населення III, частина якого перетворювалася на чорні діри масою 10-100 _M☉. Ці чорні діри грали роль «легких зародків». Дані про більш важкі чорнодирні зародки (10³-10⁶ _M☉) вносилися вручну в припущенні, що вони з’являються в результаті деяких процесів, які неможливо відтворити прямим моделюванням (див. нижче). Для аккреції на чорну діру (основний матеріал аккреції — міжзоряний газ) теж використовувалися моделі в різних варіантах, зворотний вплив зростаючого квазара на навколишнє середовище моделювався більш коректно.

13 M☉ («Троїцький варіант» № 4, 2021)’) «>

Рис, 2. Розподіл газу в комп’ютерній симуляції хмари масою 10¹³ _M☉. З роботи [2]

Картинки розподілу газу, отримані в результаті цього моделювання, вражають глибиною дозволу (рис. 2). Що стосується зростання квазара — моделювання підтвердило проблему: виростити квазар масою 10⁹ _M☉ з легкого зародку не вдається. Максимум, що вийшло до z = 6 із зародку зоряної маси, — чорна діра 2,5 ­ 10⁶ _M☉. А якщо взяти зародок масою 10⁵ _M☉, то все виходить. Але звідки його взяти? Він повинен з’явитися приблизно в той же час, коли народилися перші зірки: при z ауд 30, коли вік Всесвіту становив 100 млн років, може бути трохи пізніше.

Важкі зародки

Природно, в якості одного з рішень проблеми ранніх квазарів залучаються первинні чорні діри. Тоді все пояснюється просто: зародки масою 10⁵ _M☉ утворилися разом зі Всесвітом, в його перші миті, а потім виросли до спостережуваних величин. Проблема в тому, що первинні чорні діри, особливо такої маси, погано поєднуються з теорією космологічної інфляції; точніше, для їх пояснення потрібні спеціальні теоретичні зусилля. Так, вони могли б утворитися в результаті флуктуацій метрики при щільності Всесвіту, порівнянної з планківською, там могло утворитися що завгодно — космічні струни, доменні стінки, магнітні монополі. Однак роздування простору, яке йшло при щільності на кілька порядків нижче планківської, розносить всю цю екзотику на колосальні відстані, так що виявити щось подібне в межах горизонту Всесвіту вкрай малоймовірно. Існують досить мудрі моделі, в яких первинні чорні діри великої маси виходять в кінці інфляції або навіть після неї. Але все-таки це якась надзвичайниця: розробляти подібні моделі цікаво і корисно, але щоб їх прийняти за правду, потрібні надзвичайні свідчення. Їх поки немає.

Чи може важкий зародок утворитися в перші 100-200 млн років життя Всесвіту? Це так звані темні століття, про які ми майже нічого не знаємо, щось спостерігати там дуже важко через величезний червоний зсув, та й яскравих джерел майже немає. Поки можна тільки теоретично або чисельно намагатися відтворити, що там відбувається. Вимальовується багато цікавого.

По-перше, ієрархічне злиття об’єктів — зірок і чорних дір. Нещодавно спостерігалося злиття двох рекордних чорних дір, одна з яких, ймовірно, вже була результатом злиття [3]. Можуть зливатися і зірки — одна з одною (після чого колапсувати в чорні діри) і з чорними дірами. Це може відбуватися в щільному скупченні, де важкі об’єкти через багаторазові взаємодії втрачають момент обертання, передаючи його легким об’єктам, і сідають у центр скупчення, де і зливаються. Є роботи, де простежується динаміка зірок у щільному скупченні з утворенням чорних дір в 1000 _M☉. Ймовірно, це далеко не межа. Зауважимо, що при злитті зірок і чорних дір еддингтонівська межа взагалі ніяк не позначається, а при злитті чорних дір ефективність висвічування в електромагнітному спектрі взагалі близька до нуля.

По-друге, може існувати механізм прямого колапсу (минаючи стадію зірок) масивних газових хмар масою близько 10⁶ _M☉ в чорну діру. Таку можливість обговорюють у роботі [2], там само надано відповідні посилання. Подібний процес досить складно собі уявити, оскільки він вимагає ефективних механізмів охолодження газу (розглядається варіант охолодження через випромінювання нейтрино) і скидання моменту обертання. Проте деякі розумні варіанти такого колапсу існують. Їхнє обговорення заслуговує окремої статті.

Варто сказати про одну спрощувальну обставину: квазарів з масою ауд 10⁹ _M☉ на червоному зміщенні z ауд 7, схоже, дуже мало. Вони повинні бути непогано видні: щільність газу в ту епоху досить висока, і темп акреції повинен бути близький до критичного. Тим не менш у всьому величезному Всесвіті їх знайдено лише кілька штук. Це означає, що для їх пояснення можна залучати рідкісні події, наприклад аномально щільне зоряне скупчення, де утворився аномально масивний зародок майбутнього квазара, тощо.

В цілому, здається, що проблема вирішується без будь-якої надзвичайщини, хоча і з деякою напругою. Найімовірніший ключ до вирішення — найперші сотні мільйонів років, де можна розраховувати на надкритичне (навіть «гіперкритичне») зростання зародку чорної діри до 10⁵-10⁶ _M☉. Подальший надкритичний ріст надмасивної чорної діри здається менш імовірним, але він і не потрібен, якщо зміг утворитися важкий зародок. Для прояснення необхідні подальші дослідження, поки що — чисельними методами.

Що стосується спостережень, варто в черговий раз покласти надію на прийдешній телескоп Джеймса Вебба, який дозволить глибше зазирнути в «темні століття» Всесвіту.

Автор вдячний Костянтину Постнову за цінні зауваження.

Література1

. Wang F. et al. A Luminous Quasar at Redshift 7.642. 

2. Zhu Q. et al. The Formation of the First Quasars. I. The Black Hole Seeds, Accretion and Feedback Models.

3. Штерн Б. Злиття чемпіонів//ТрВ-Наука. № 312 від 8 вересня 2020 року.