Varase universumi illustratsioon. Kujutise krediit: NASA. Pilt suuremalt.
Kõik sai alguse tükk aega tagasi, kui universum oli väga noor. Varasemad massilised aretustähed, kes noorpõlves hõõrusid - keerlesid ja süvendasid neitsi aine rikaste roheliste rohtude seas. Kui nende aeg oli kulutatud, keetsid tuumamootorid laiali kuuma vesiniku ja heeliumi gaasi vooge, mis rikastasid tähtedevahelist meediat. Selle faasi ajal moodustusid tärkavate galaktiliste tuumade läheduses väikestesse taskutesse supermassiivsed täheparved - iga klaster ujub ürgsete mini-halo-aine väikestes piirkondades.
Oma tsükli lõpetades plahvatasid kõige varasemad aretustähed, eraldades rasked aatomid. Kuid enne, kui universumis oli kogunenud liiga palju rasket ainet, moodustasid kõige varasemad mustad augud vastastikuse assimilatsiooni teel kiiresti ja kogunesid piisavalt gravitatsioonilist mõju, et juhtida täpse temperatuuri ja koostisega „Goldilocks“ gaase suurteks laia akordiga ketasteks. Selles superkriitilises kasvufaasis küpsesid kõige varasemad massiivsed mustad augud (MBH) kiiresti supermassiivseks musta augu (SMBH) staatuseks. Sellest elavad varaseimad kvasarid arvukate protogalaksiade sulatatud minihalogeenides.
See pilt varase kvaasari moodustumisest tekkis hiljutisest artiklist (avaldatud 2. juunil 2005) pealkirjaga “Kiire kasv kõrgete punastega nihkega mustade aukude vahel”, mille on kirjutanud Cambridge'i Suurbritannia kosmoloogid Martin J. Rees ja Marta Volonteri. Selles uuringus käsitletakse võimalust, et lühike SMBH moodustumise aken avanes pärast universaalse läbipaistvuse aega, kuid enne seda, kui tähtedevahelises keskkonnas olevad gaasid ioniseerusid tähekiirguse kaudu täielikult ja supernoovade poolt külvati raskmetallidega. Rees-Volonteri mudel üritab selgitada Sloan Digital Sky Survey (SDSS) andmestikust välja tulevaid fakte. 1 miljard aastat pärast Suurt Pauku olid juba moodustunud paljud väga kiirgavad kvaasid. Igas neist SMBH-dega, mille mass ületab 1 miljard päikest. Need olid tekkinud nn seemne mustadest aukudest - gravitatsioonilistest tuhkadest, mis jäid maha pärast varaseimat supernoovade tsüklit esimeste massiivsete galaktiliste klastrite seas. Miljardi aasta pärast Suurest Paugust oli see kõik, kuid möödas. Kuidas saaks nii palju massi nii kiiresti kosmosesse nii väikesteks piirkondadeks kondenseeruda?
Volontari ja Reesi sõnul on selliste seemnete kasvatamiseks kuni 1 miljardi päikesemassi jaoks vaja peaaegu pidevat gaasi kogumist ... "Sellise kõrge akumuleerumismäära vastu aitab asjaolu, et musta auku langeva aine kiirgus korvab tavaliselt kiire" kaalutõus". Enamik SMBH kasvu mudeleid näitab, et umbes 30% massist, mis langeb keskmise (massiivse - mitte supermassiivse) musta augu poole, muundatakse radiatsiooniks. Sellel on kahesugused tagajärjed: aine, mis toitaks MBH-d, kaob kiirgusele ja välimine kiirgusrõhk lämmatab kiirema kasvu toiteks lisaainete liikumise sissepoole.
SMBH kiire moodustumise mõistmise võti peitub võimaluses, et MBH ümbruses olevad varakult tekkivad kettad ei olnud nii optiliselt tihedad kui praegu - vaid „rasvad”, mille koostis on õrnalt jaotunud. Sellistes tingimustes on kiirgusel laiem keskmine vaba tee ja see pääseb kettast kaugemale, takistamata aine sissepoole liikumist. Kütust, mis juhib kogu SMBH kasvuprotsessi, tarnitakse ohtralt musta augu sündmuste horisonti. Vahepeal oli tüüpiline aine, mis kõige varasemas epohhis oli peamiselt monatomne vesinik ja heelium - mitte mingi hilisema ajastu raskemetalli rikkad akretsioonkettad. Kõik see viitab sellele, et varajased MBH-d kasvasid kiiruga üles, moodustades lõpuks SDSS-i andmestikus nähtud paljud täiesti küpsed kvaasid. Sellistel varajasetel MBH-del peavad olema mass-energia muundamise suhtarvud, mis on tüüpilisemad täielikult küpsetele SMBH-dele kui tänapäevased MBH-d.
Volontari ja Rees väidavad, et varasemad uurijad on näidanud, et täielikult välja töötatud “kvasaride mass-energia muundamise efektiivsus on umbes 10%…”. Paar hoiatab siiski, et see massienergia muundamise väärtus tuleneb kvaasarite uuringutest Universalist hilisemal perioodil. laienemist ja et "varajases universumis ei ole pregalaktiliste kvaasarite radiatsiooni efektiivsusest midagi teada." Sel põhjusel "meie punase nihkega universumi pilt ei pruugi varasematel aegadel kehtida." On selge, et varases universumis oli aine tihedamalt pakitud, see aine oli kõrgemal temperatuuril ja mittemetallide ja metallide suhe oli suurem. Kõik need tegurid ütlevad, et varasemate MBH-de mass-energia muundamise efektiivsuse kohta on peaaegu kellegi parim arvata. Kuna peame arvestama sellega, miks varajase kvaasari hulgas on nii palju SMBH-sid, on mõistlik, et Volontari ja Rees kasutavad seda, mida nad teavad tänapäevastest akordiketastest, selleks, et selgitada, kuidas need kettad võisid minevikus erineda.
Ja kõige varasemad ajad - enne seda, kui paljude tähtede kiirgus ioniseeris tähtedevahelises keskkonnas uuesti ioniseerunud gaase - pakkusid tingimused SMBH kiireks moodustumiseks. Sellised tingimused võisid kesta vähem kui 100 miljonit aastat ja nõudsid universumi aine temperatuuri, tiheduse, jaotuse ja koostise õiget tasakaalu.
Tervikliku pildi saamiseks (nagu paberil maalitud) alustame ideest, et varast universumit asustasid lugematud mini-halod, mis koosnesid tumedast ja baryoonilisest ainest ning mille keskel olid väga massiivsed, kuid äärmiselt tihedad täheparved. Nende kobarate tiheduse ja neid moodustavate tähtede massiivsuse tõttu arenesid supernoovad kiiresti arvukate “seemne mustade aukude” kudemiseks. Need seemne BH-d ühinesid massiivseteks mustadeks aukudeks. Vahepeal viisid gravitatsioonijõud ja tegelikud liikumised erinevad minihalogeenid kiiresti kokku. See lõi üha massiivsemaid halosid, mis on võimelised söödama MBH-sid.
Varases universumis moodustasid MBH-d ümbritsevad ained tohutute metallivaeste vesiniku sfääride kujul, mille temperatuur oli keskmiselt umbes 8000 kraadi Kelvini kraadi. Selliste kõrgete temperatuuride korral jäävad aatomid ioniseerituks. Ionisatsiooni tõttu oli aatomitega seotud vähe elektrone, mis toimiksid footonipüüdjatena. Kiirgusrõhu mõju vähenes punktini, kus aine langes kergemini mustade aukude sündmuste horisonti. Samal ajal hajuvad vabad elektronid ise valgust. Osa sellest valgusest kiirgab tegelikult tagasi akrüülketta poole ja teine energiaallikas - energia kujul - toidab süsteemi. Lõpuks tähendab raskemetallide - näiteks hapniku, süsiniku ja lämmastiku - puudus seda, et monotoomsed aatomid püsivad kuumad. Kuna temperatuur langeb alla 4000 kraadi K, deioniseeruvad aatomid ja alluvad taas kiirgusrõhule, vähendades BH sündmuse horisonti langeva värske aine voogu. Kõik need puhtfüüsikalised omadused kaldusid mass-energiatõhususe suhte allapoole suruma - see võimaldas MBH-del kiiresti kaalu langetada.
Samal ajal kui minihalogeenid ühinesid, kondenseerus kuum barüoonne aine tohututeks "paksudeks" ketasteks - mitte õhukesteks rõngasteks, mida tänapäeval SMBH ümber näha on. Selle põhjuseks oli asjaolu, et halogeeniaatom hõlmas täielikult kiiresti kasvavaid MBH-sid. See aine sfääriline jaotus pakkus pidevat värske, kuuma, neitsiliku aine allikat, et toita akretsiooni ketast erinevate nurkade alt. Paksud kettad tähendasid suuremat ainekogust madalama optilise tiheduse korral. Taaskord õnnestus mateerial vältida päikesepoolset purunemist MBH ähvardavast otsast eemale ja massienergia muundamise suhtarvud langesid.
Mõlemad tegurid - rasvakettad ja ioniseeritud, väikese massiga aatomid - väidavad, et varajase rohelise universumi kuldajal kasvasid MBH-d kiiresti. Miljardi aasta jooksul pärast Suurt Pauku olid nad asunud suhteliselt vaikseks küpsuseks, muutes aine tõhusalt valguseks ja heites selle valguse aja ja ruumi ulatuslikele ulatustele potentsiaalselt pidevalt laienevaks universumiks.
Kirjutanud Jeff Barbour
