Ilustrácia skorého vesmíru. Obrazový kredit: NASA. Klikni na zväčšenie.
Všetko to začalo už dávno, keď bol vesmír veľmi mladý. Najstaršie masívne chovateľské hviezdy prežívali v mladosti - točili sa a starali sa o bohaté zelené trávy panenskej hmoty. Keď sa ich pridelený čas vyčerpal, jadrové motory uvarili rozsiahle prúdy horúceho vodíka a hélia - obohatili medzihviezdne médiá. Počas tejto fázy sa supermasívne hviezdokopy tvorili v malých vreckách v blízkosti vznikajúcich galaktických jadier - každý zhluk pláva v malých oblastiach prvotnej mini-halo hmoty.
Po dokončení cyklu vybuchli najstaršie chovateľské hviezdy a vyhodili ťažké atómy. Ale predtým, ako sa vo vesmíre nahromadilo príliš veľa ťažkej hmoty, vytvorili sa najskoršie čierne diery, rýchlo rástli vzájomnou asimiláciou a nahromadili dostatok gravitačného vplyvu, aby mohli plyny „Goldilocks“ presných teplôt a zloženia vtiahnuť do veľkých širokých narastacích diskov. Táto superkritická fáza rastu rýchlo zrela najskoršie masívne čierne diery (MBH) na superhmotné čierne diery (SMBH). Z toho najskoršie kvasary sa usadili vo vnútri roztavených mini-halos početných protogalaxií.
Tento obraz tvorby skorých kvázarov vyplynul z nedávnej práce (publikovanej 2. júna 2005) s názvom „Rýchly rast čiernych dier s vysokým červeným posunom“, ktorú napísali kozmológovia z Cambridge UK Martin J. Rees a Marta Volonteri. Táto štúdia sa zaoberá možnosťou, že krátke okno rýchlej tvorby SMBH sa otvorí po dobe univerzálnej priehľadnosti, ale predtým, ako sa plyny v medzihviezdnom médiu úplne reionizujú pomocou hviezdneho žiarenia a naočkujú sa ťažkými kovmi supernovy. Model Rees-Volonteri sa pokúša vysvetliť fakty vychádzajúce z dátového súboru Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Do 1 miliardy rokov po Veľkom tresku sa už vytvorilo veľa vysoko žiarivých kvázarov. Každá s SMBH s hmotnosťou presahujúcou 1 miliardu slnka. Vznikli zo „semenných čiernych dier“ - gravitačných škvŕn, ktoré zostali po najskoršom cykle supernov, ktorý spadol medzi prvé masívne galaktické zhluky. Do jednej miliardy rokov po Veľkom tresku to skončilo. Ako by toľko hmoty mohlo tak rýchlo kondenzovať do takýchto malých oblastí vesmíru?
Podľa Volontariho a Reesa „Rast takýchto semien až do 1 miliardy slnečných hmôt vyžaduje takmer nepretržité hromadenie plynu ...“ Pri práci s takou vysokou rýchlosťou rastu je skutočnosť, že žiarenie z hmoty, ktorá spadá do čiernej diery, zvyčajne rýchlo kompenzuje “ pribrať". Väčšina modelov rastu SMBH ukazuje, že asi 30% hmoty padajúcej smerom k strednej (masívnej - nie supermasívnej) čiernej diere sa premení na žiarenie. Účinok je dvojnásobný: hmota, ktorá by inak privádzala MBH, sa stratí na žiarenie a tlak vonkajšieho žiarenia potlačí pochod ďalších látok smerom dovnútra, aby sa živil rýchly rast.
Kľúč k pochopeniu rýchlej tvorby SMBH spočíva v možnosti, že disky s skorým rastom okolo MBH neboli opticky husté ako dnes, ale „tučne“ s jemne distribuovanou látkou. Za týchto podmienok má žiarenie širšiu strednú voľnú cestu a môže uniknúť za disky bez toho, aby bránilo pohybu látky smerom dovnútra. Palivo poháňajúce celý proces rastu SMBH je dodávané hojne do horizontu udalostí čiernej diery. Medzitým typovou látkou prítomnou v najranejšej epoche bol najmä monatomický vodík a hélium - nie druh akréčných diskov bohatých na ťažké kovy neskoršej éry. To všetko naznačuje, že skoré MBH vyrástli v zhone, čo nakoniec viedlo k mnohým úplne zrelým kvasarom, ktoré sú uvedené v súbore údajov SDSS. Takéto skoré MBH museli mať prevodové pomery hromadnej energie typickejšie pre plne zrelé SMBH ako dnes MBH.
Volontari a Rees tvrdia, že predchádzajúci vyšetrovatelia preukázali, že plne vyvinuté „kvázary majú účinnosť premeny energie a energie približne 10%…“ Pár však varuje, že táto hodnota premeny energie a energie vychádza zo štúdií kvasarov z neskoršieho obdobia v univerzáli expanzia a že „nie je známe ničenie o radiačnej účinnosti pregalaktických kvasarov v ranom vesmíre“. Z tohto dôvodu „obraz Vesmíru s nízkym červeným posunom sa nemusí vzťahovať skôr.“ Je zrejmé, že skorý vesmír bol hustejšie naplnený hmotou, táto hmota mala vyššiu teplotu a bol tu vyšší pomer nekovov k kovom. Všetky tieto faktory hovoria, že je to takmer najlepší odhad toho, čo sa týka účinnosti premeny hromadnej energie na začiatku MBH. Pretože teraz musíme zodpovedať za to, prečo medzi skorými kvázarmi existuje toľko SMBH, má zmysel, že Volontari a Rees používajú to, čo vedia o dnešných narastajúcich diskoch, ako prostriedok na vysvetlenie, ako sa tieto disky mohli v minulosti líšiť.
A to najskoršie - pred žiarením z mnohých hviezd reionizovaných plynov v medzihviezdnych médiách - ktoré poskytli zrelé podmienky na rýchlu tvorbu SMBH. Takéto podmienky mohli dobre trvať menej ako 100 miliónov rokov a vyžadovali si primeranú rovnováhu teploty, hustoty, distribúcie a zloženia hmoty vo vesmíre.
Na získanie úplného obrazu (tak, ako je to načrtnuté v novinách), začíname s myšlienkou, že v počiatočnom vesmíre boli osídlené nespočetné mini-svätyne zložené z temnej a baryonickej hmoty s vysoko masívnymi, ale mimoriadne hustými zhlukami hviezd uprostred. Vďaka hustote týchto zhlukov - a mohutnosti hviezd, ktoré ich tvoria - sa supernovy rýchlo vyvinuli na vznik početných čiernych dier. Tieto semená BH sa zlúčili do mohutných čiernych dier. Medzitým gravitačné sily a skutočné pohyby rýchlo spojili rôzne mini-halogény. To vytvorilo stále mohutnejšie halóny schopné kŕmiť MBH.
V ranom vesmíre mala hmota obklopujúca MBH podobu obrovských sféroidov vodíka a hélia chudobných na kov s priemernou teplotou približne 8 000 stupňov Kelvina. Pri takýchto vysokých teplotách atómy zostávajú ionizované. Kvôli ionizácii bolo s atómami asociovaných len málo elektrónov, ktoré pôsobili ako lapače fotónov. Účinky radiačného tlaku sa znížili do bodu, keď hmota ľahšie padla do horizontu udalostí čiernych dier. Medzitým sa voľné elektróny rozptyľujú svetlo. Niektoré z týchto svetiel v skutočnosti znovu vyžarujú späť k akrečnému disku a ďalší zdroj hmoty - vo forme energie - napája systém. A nakoniec, nedostatok ťažkých kovov - ako je kyslík, uhlík a dusík - znamená, že monotomické atómy zostávajú horúce. Pretože teploty klesnú pod 4 000 stupňov K, atómy deionizujú a opäť sa stávajú vystavené radiačnému tlaku, čím sa znižuje tok čerstvej hmoty, ktorá spadá do horizontu BH udalosti. Všetky tieto čisto fyzikálne vlastnosti mali tendenciu znižovať pomery hmotnostnej a energetickej účinnosti dole - čo umožnilo MBH rýchlo priberať na váhe.
Medzitým, keď sa mini-halogény zhlukli, horúca baryonická hmota kondenzovala na obrovské „hrubé“ disky - nie na tenké krúžky, ktoré sa dnes nachádzajú okolo SMBH. Stalo sa tak preto, lebo samotná halogénová hmota úplne obklopovala rýchlo rastúce MBH. Toto sféroidné rozdelenie hmoty poskytovalo konštantný zdroj čerstvej, horúcej, panenskej hmoty na napájanie akréčneho disku z rôznych uhlov. Hrubé disky znamenali väčšie množstvá hmoty pri nižšej optickej hustote. Ešte raz sa podarilo zabrániť tomu, aby sa látka „vyplachovala slnečným žiarením“ smerom von od blížiacej sa čeľuste MBH a prevodové pomery hromadnej energie klesli.
Oba faktory - tukové disky a ionizované, atómy s nízkou hmotnosťou - hovoria, že počas zlatého veku skorého zeleného vesmíru MBH rýchlo rástli. Počas jednej miliardy rokov od Veľkého tresku sa usadili v relatívne pokojnej zrelosti, ktorá efektívne premieňa hmotu na svetlo a vrhá toto svetlo cez obrovské časové úseky a priestor na potenciálne neustále sa rozširujúci vesmír.
Napísal Jeff Barbour
