Kuva varhaisesta maailmankaikkeudesta. Kuvan luotto: NASA. Klikkaa suurentaaksesi.
Kaikki alkoi kauan sitten, kun maailmankaikkeus oli hyvin nuori. Varhaisimmat massiiviset kasvatustähdet, jotka frolikoivat nuoruudessaan - kehräytyvät ja syvenivät neitsytaiheen rikasten vihreiden ruohojen keskuudessa. Ajan kuluessa ydinvoiman moottorit kiehuivat laajoista kuumavety- ja heliumkaasuvirroista, jotka rikastuttivat tähtienvälistä mediaa. Tämän vaiheen aikana supermassiiviset tähtiklusterit muodostuivat pieniin taskuihin lähellä syntyviä galaktisia ytimiä - kukin klusteri ui pienillä alueilla alkukantaista minihalore-ainetta.
Päättäessään syklinsä, varhaisimmat kasvatustähdet räjähtivat räjäyttäen raskaita atomeja. Mutta ennen kuin universumiin oli kertynyt liikaa raskaita aineita, varhaisimmat muodostuneet mustat aukot kasvoivat nopeasti vastavuoroisen assimilaation avulla ja kerääntyivät tarpeeksi painovoimavaikutusta vetääkseen tarkkojen lämpötilojen ja koostumuksen omaavat "Goldilocks" -kaasut suuriin laaja-alaisiin levyihin. Tämä superkriittinen kasvuvaihe kypsyi varhaisimmat massiiviset mustat aukot (MBH: t) nopeasti supermassiivisiksi mustien aukkojen (SMBH) tilaan. Tästä varhaisimmat kvasaarit asuivat lukuisten protogalaksioiden sulatettujen minihalogeenien sisällä.
Tämä kuva varhaisesta kvaasarin muodostumisesta syntyi äskettäisestä artikkelista (julkaistu 2. kesäkuuta 2005) nimeltään ”High Redshift Black Holes” nopea kasvu ”, jonka ovat kirjoittaneet Cambridge UK: n kosmologit Martin J. Rees ja Marta Volonteri. Tässä tutkimuksessa käsitellään mahdollisuutta, että lyhyt ikkuna nopeasta SMBH: n muodostumisesta avautui universaalisen läpinäkyvyyden ajan jälkeen, mutta ennen kuin tähteiden välisessä väliaineessa olevat kaasut uudelleen ionisoituivat tähtisäteilyn kautta ja supernovien siemennettynä raskasmetalleilla. Rees-Volonteri-malli pyrkii selittämään tosiseikat, jotka tulevat Sloan Digital Sky Survey (SDSS) -tietoaineistosta. 1 miljardin vuoden kuluttua isosta räjähdyksestä, monia voimakkaasti säteileviä kvasaareja oli jo muodostunut. Jokaisessa SMBH: n massa on yli miljardi aurinkoa. Ne olivat syntyneet "siemenmustareikistä" - gravitaatiohiukkasista, jotka olivat jäljellä varhaisimman supernoova-syklin jälkeen ensimmäisten massiivisten galaktisten klustereiden joukossa. Yhden miljardin vuoden kuluttua Big Bang: sta, se oli ohi. Kuinka niin suuri massa voi tiivistyä niin nopeasti niin pieniin avaruusalueisiin?
Volontarin ja Reesin mukaan "Tällaisten siementen kasvattaminen jopa miljardiin aurinkomassaseen vaatii melkein jatkuvaa kaasun lisäämistä ..." Niin korkeaa imeytymisnopeutta vastaan on se, että mustassa aukossa oleva aineen säteily kompensoi tyypillisesti nopeasti " painonnousu". Useimmat SMBH-kasvumallit osoittavat, että noin 30% massasta, joka putoaa kohti keskimmäistä (massiivista - ei supermassiivista) mustaa reikää, muuttuu säteilyksi. Tämän vaikutus on kaksinkertainen: Aine, joka muuten syöttäisi MBH: tä, häviää säteilylle, ja ulkoinen säteilypaine tukahduttaa lisäaineen marssin sisäänpäin nopean kasvun syöttämiseksi.
Avain SMBH: n nopean muodostumisen ymmärtämiseen on siinä, että MBH: n ympärillä olevat aikaiset lisäyslevyt eivät olleet niin optisesti tiheitä kuin nykyään - vaan "rasva", jonka aine on heikosti jakautunut. Tällaisissa olosuhteissa säteilyllä on leveämpi keskimääräinen vapaa polku ja se voi poistua levyjen ulkopuolelta estämättä aineen liikkumista sisäänpäin. Koko SMBH-kasvuprosessin ajava polttoaine toimitetaan runsaasti mustan aukon tapahtumahorisonttiin. Samaan aikaan varhaisimmassa aikakaudessa esiintynyt tyyppiaines oli pääasiassa monatominen vety ja helium - ei sellainen myöhemmän aikakauden raskasmetallirikkaan lisääntymisen levy. Kaikki tämä viittaa siihen, että MBH: n varhaiset kasvattivat kiirettä ottaen lopulta huomioon SDSS-tietoaineistossa näkyvät monet täysin kypsiä kvartaareja. Tällaisilla varhaisilla MBH: lla on täytynyt olla massa-energian muuntamissuhteita, jotka ovat tyypillisemmin täysin kypsille SMBH: lle kuin nykyiset MBH: t.
Volontari ja Rees sanovat, että aikaisemmat tutkijat ovat osoittaneet, että täysin kehittyneiden ”kvasarien massaenergian muuntohyötysuhde on noin 10%…”. Pari kuitenkin varoittaa, että tämä massaenergian muuntamisarvo tulee kvasaarien myöhemmän ajanjakson tutkimuksista Universalissa. laajeneminen ja että "pregalaktisten kvaasarien säteilytehokkuudesta varhaisessa universumissa ei tiedetä mitään". Tästä syystä "kuva, joka meillä on alhaisen punasiirtymän maailmankaikkeudesta, ei välttämättä sovellu aikaisemmin." Varmasti varhainen maailmankaikkeus oli tiheämmin pakattu aineeseen, että aine oli korkeammassa lämpötilassa, ja ei-metallien ja metallien suhde oli korkeampi. Kaikki nämä tekijät sanovat, että melkein kenen tahansa arvaus on aikaisten MBH: ien massaenergian muuntamisen tehokkuudesta. Koska meidän on nyt selvitettävä, miksi niin monta SMBH: ta esiintyy varhaisten kvasaarien keskuudessa, on järkevää, että Volontari ja Rees käyttävät nykypäivän lisäyslevyihin tietämäänsä kertoakseen, kuinka ne tällaiset levyt ovat saattaneet olla erilaisia aiemmin.
Ja varhaisimmat ajat - ennen kuin useiden tähtien säteily ionisaatiota uudelleen tähtienvälisessä väliaineessa - tarjosivat olosuhteet, jotka ovat kypsiä nopeaan SMBH-muodostukseen. Tällaiset olosuhteet ovat saattaneet olla kestäneet alle 100 miljoonaa vuotta ja vaatineet sopivaa tasapainoa maailmankaikkeuden lämpötilassa, tiheydessä, jakautumisessa ja aineen koostumuksessa.
Koko kuvan (paperille maalatun) saamiseksi aloitamme ajatuksesta, että varhaisessa maailmankaikkeudessa asuivat lukemattomat minihalokset, jotka koostuivat tummasta ja baryonisesta aineesta erittäin massiivisten, mutta erittäin tiheiden tähtiryhmien keskellä. Näiden klustereiden tiheyden ja niitä muodostavien tähtien massiivisuuden vuoksi supernoovat kehittyivät nopeasti kutemaan lukuisia ”siemenmusta reikiä”. Nämä siemen BH: t yhdistyivät massiivisiksi mustiksi reikiksi. Sillä välin gravitaatiovoimat ja todelliset liikkeet yhdistivät nopeasti erilaiset minihalogen. Tämä loi yhä massiivisempia haloja, jotka kykenevät syöttämään MBH: ita.
Varhaisessa maailmankaikkeudessa MBH: itä ympäröivä aine oli valtavien metallivaikeiden vety- ja heliumpallosten muodossa, joiden lämpötila oli keskimäärin noin 8000 Kelvin-astetta. Tällaisissa korkeissa lämpötiloissa atomit pysyvät ionisoituneina. Ionisoitumisen vuoksi atomiin liittyi vähän elektroneja, jotka toimivat fotonilukkoina. Säteilypaineen vaikutukset vähenivät pisteeseen, jossa aine putosi helpommin mustien reikien tapahtumahorisonttiin. Samaan aikaan vapaat elektronit sirottavat valoa. Osa siitä valosta todella säteilee takaisin kohti lisääntymislevyä ja toinen massalähde - energian muodossa - syöttää järjestelmää. Lopuksi raskasmetallien - kuten hapen, hiilen ja typen - puute tarkoittaa, että monotomiset atomit pysyvät kuumina. Sillä lämpötilojen ollessa alle 4000 astetta K, atomit ionisoituvat ja altistuvat jälleen säteilypaineelle vähentäen BH-tapahtumahorisonttiin kuuluvien tuoreiden aineiden virtausta. Kaikilla näillä puhtaasti fysikaalisilla ominaisuuksilla oli taipumus pudottaa massaenergiatehokkuussuhteita - jolloin MBH: t saivat nopeasti painoon.
Samaan aikaan kun minihalogeja yhdistettiin, kuuma baryoninen aine tiivistyi valtaviksi “paksuiksi” levyiksi - ei ohuiksi renkaiksi, joita nähdään SMBH: n ympärillä tänään. Tämä johtui siitä, että itse halo-aine ympäröi täysin nopeasti kasvavat MBH: t. Tämä aineen pallomainen jakautuminen tarjosi jatkuvan tuoreen, kuuman, neitsytaiheen aineen lähteen lisäyslevyn syöttämiseksi useista kulmista. Paksut levyt tarkoittivat suurempia aineen määriä pienemmällä optisella tiheydellä. Jälleen kerran, aine onnistui välttämään "auringon purjehtimisen" ulospäin MBH: n uhkaavasta maw: sta, ja massienergian muuntamissuhteet putosivat.
Molemmat tekijät - rasvalevyt ja ionisoidut, pienen massan atomit - sanovat, että varhaisen vihreän universumin kultakaudella MBH: t kasvoivat nopeasti. Miljardin vuoden kuluessa Isosta räjähdyksestä he olivat asettuneet suhteellisen hiljaiseksi kypsyydeksi, muuntaen aineen tehokkaasti valoon ja heittäen sen valon ajan ja tilan laajojen potentiaalien läpi mahdollisesti jatkuvasti laajenevaan universumiin.
Kirjoittaja Jeff Barbour
