A korai világegyetem illusztrációja. Kép jóváírása: NASA. Kattints a kinagyításhoz.
Mindez nagyon régen kezdődött, miközben a világegyetem nagyon fiatal volt. A legkorábbi hatalmas tenyésztőcsillagok fiatalkorukban kimerültek - forgtak és üregesek a szűz anyag gazdag zöld fűei között. Mialatt a rendelkezésre álló idő eltelt, a nukleáris motorok kiterjedt forró hidrogén- és héliumgáz áramot forraltak fel - dúsítva a csillagközi közeget. Ebben a fázisban a szupermasszív csillagfürtök kis zsebekben képződtek a születő galaktikus magok közelében - mindegyik klaszter úszik az ősi minihalogén anyag kicsi területein.
Ciklusának befejezésekor a legkorábbi nemesítő csillagok felrobbantak, és nehéz atomokat bocsátottak ki. De mielőtt az Univerzumban túl sok nehéz anyag felhalmozódott volna, a legkorábban kialakult fekete lyukak gyorsan növekedtek, kölcsönös asszimiláció révén, és elegendő gravitációs befolyást halmoztak fel, hogy pontos hőmérsékleten és összetételű „Goldilocks” gázokat nagy széles akkreditációs tárcsákba vonjanak. A növekedésnek ez a szuperkritikus fázisa a legkorábbi hatalmas fekete lyukakat (MBH-k) gyorsan érleli a szupermasszív fekete lyukak (SMBH) állapotáig. Ebből a legkorábbi kvazárok számos protogalaxia összeolvadt minihalogeiben tartózkodtak.
Ez a korai kvazárképződés képe egy nemrégiben (2005. június 2-án közzétett), a „Cambridge UK kozmológusai, Martin J. Rees és Marta Volonteri által írt„ A magas vörös sebességű fekete lyukak gyors növekedése ”című cikkből származik. Ez a tanulmány kezeli annak a lehetőségét, hogy a gyors SMBH képződés egy rövid ablaka kinyílt az egyetemes átlátszóság ideje után, de mielőtt a csillagközi közegben lévő gázok teljes mértékben ionizálódtak a csillagok sugárzásán keresztül, és a szupernóvák által nehézfémekkel beoltották. A Rees-Volonteri modell megpróbálja megmagyarázni a Sloan Digital Sky Survey (SDSS) adatkészletéből fakadó tényeket. A nagy robbanás után 1 milliárd évvel sok nagyon sugárzó kvazár már kialakult. Mindegyik olyan SMBH-kkal rendelkezik, amelyek tömege meghaladja az 1 milliárd napot. Ezek a „mag fekete lyukakból” származtak - a gravitációs zsákok, amelyek az első hatalmas galaktikus klaszterek között a szupernóvák legkorábbi összeomlása után maradtak hátra. Egy milliárd évvel a Big Bang után már vége volt. Hogyan képes oly sok tömeg kondenzálódni olyan gyorsan a tér ilyen kicsi területeire?
Volontari és Rees szerint: „Az ilyen magvak akár 1 milliárd napelemes tömegre történő termesztéséhez szinte folyamatos gázszükségletre van szükség.” Egy ilyen magas akkumulációs sebességgel szemben az a tény, hogy a fekete lyukba eső anyag sugárzása általában gyorsan ellensúlyozza ” súlygyarapodás". Az SMBH növekedésének legtöbb modellje azt mutatja, hogy a közbenső (masszív - nem szupermasszív) fekete lyuk felé eső tömeg 30% -a sugárzásgá alakul. Ennek kettős hatása van: az az anyag, amely egyébként táplálja az MBH-t, elveszti a sugárzást, és a külső sugárzási nyomás elfojtja a további anyagok mozgását, hogy a gyors növekedés táplálkozhasson.
A gyors SMBH kialakulásának megértésének kulcsa abban rejlik, hogy az MBH körüli korai akkreditációs korongok nem voltak olyan optikailag sűrűek, mint manapság -, hanem „zsíros” az egyenetlenül eloszlatott anyaggal. Ilyen körülmények között a sugárzásnak szélesebb átlagú szabad útja van, és a korongokon túl eljuthat anélkül, hogy akadályozná az anyag befelé irányuló mozgását. A teljes SMBH növekedési folyamatot hajtó üzemanyag bőségesen kerül a fekete lyuk eseményhorizontjára. Eközben a legkorábbi korszakban jelen lévő tipikus anyag elsősorban a monatómú hidrogén és a hélium volt - nem egy későbbi korszak nehézfémekben gazdag akkumulációs korongjai. Mindez azt sugallja, hogy a korai MBH-k sietve nőttek fel, végül az SDSS adatkészletben látható sok teljesen érett kvazárról. Az ilyen korai MBH-knak a tömeg-energia átalakítási arányainak tipikusabban kellett lenniük a teljesen érett SMBH-kra, mint a mai MBH-kra.
Volontari és Rees szerint a korábbi kutatók kimutatták, hogy a teljesen kifejlesztett „kvazárok tömeg-energia-átalakítási hatékonysága megközelítőleg 10% ...” A pár azonban figyelmezteti, hogy ez a tömeg-energia konverziós érték a Universal későbbi időszakának kvazárok tanulmányaiból származik. terjeszkedés és hogy „semmit nem tudunk a pregalaktikus kvazárok sugárzási hatékonyságáról a korai világegyetemben”. Ez az oka annak, hogy „a vöröseltolódású Univerzum képe, amelyet korábban nem alkalmazhatunk”. Nyilvánvaló, hogy a korai világegyetem sűrűbben tele volt az anyaggal, az anyag magasabb hőmérsékleten volt, és a nemfémek magasabb aránya volt a fémekhez. Ezek a tényezők azt mondják, hogy szinte bárki a legjobban kitalálni a korai MBH-k tömeg-energia-konverziós hatékonyságát. Mivel most figyelembe kell vennünk, hogy miért létezik olyan sok SMBH a korai kvazárok között, érdemes, hogy Volontari és Rees a mai akkripciós lemezekről tudta, hogy megmagyarázza, hogy az ilyen lemezek miben változhattak a múltban.
És a legkorábbi időkben - mielőtt a csillagok több csillagból származó ionizált gázok újra ionizálódtak a csillagközi közegben - adtak körülményeket a gyors SMBH képződéshez. Az ilyen körülmények valószínűleg kevesebb, mint 100 millió évig tartottak, és megfelelő egyensúlyt igényeltek az univerzum hőmérséklete, sűrűsége, eloszlása és az anyag összetétele között.
A teljes kép elkészítéséhez (a papírra festett formájában) azzal az elképzeléssel kezdjük, hogy a korai világegyetemet számtalan mini-haló lakotta, amelyek sötét és baryon anyagból állnak, közepén rendkívül masszív, de rendkívül sűrű csillagfürtökkel. Ezeknek a klasztereknek a sűrűsége - és az azokat alkotó csillagok masszivitása miatt - a szupernóvák gyorsan kialakultak, és számos „mag fekete lyukot” kaptak. Ezek a mag BH-k masszív fekete lyukakba egyesültek. Időközben a gravitációs erők és a valódi mozgások gyorsan összehozták a különféle minihalogokat. Ez egyre tömegebb halosokat hozott létre, amelyek képesek az MBH-k táplálására.
A korai univerzumban az MBH-kat körülvevő anyag hatalmas fémszegény hidrogén- és héliumgömbök formájában alakult ki, átlagosan körülbelül 8000 Celsius fokos hőmérsékleten. Ilyen magas hőmérsékleten az atomok ionizálódnak. Az ionizáció miatt kevés elektron kapcsolódott az atomokhoz fotoncsapdákként való működéshez. A sugárzási nyomás olyan mértékben csökkent, hogy az anyag könnyebben esett a fekete lyukak eseményhorizontjába. Időközben a szabad elektronok szétszórják a fényt. Ennek a fénynek egy része visszatükröződik az akkumulációs korong felé, és egy másik tömegforrás - energia formájában - táplálja a rendszert. Végül a nehézfémek - például az oxigén, a szén és a nitrogén - hiánya azt jelenti, hogy a monoton atomok forrók maradnak. Mivel a hőmérséklet 4000 K alá esik, az atomok ionizálódnak és ismét sugárzási nyomásnak vannak kitéve, csökkentve a BH eseményhorizontjába eső friss anyag fluxust. Mindezek a tisztán fizikai tulajdonságok hajlamosak a tömeg-energiahatékonysági mutatók lecsökkentésére - lehetővé téve az MBH-k számára, hogy gyorsan felvegyék a súlyukat.
Mindeközben, amikor a mini-halók összeolvadtak, a forró baryon anyag hatalmas „vastag” lemezekké kondenzálódott - nem a vékony gyűrűkkel, amelyeket ma az SMBH körül látnak. Ennek oka az volt, hogy maga a halogén anyag teljesen körülvette a gyorsan növekvő MBH-kat. Az anyag gömb alakú eloszlása állandó forrást biztosít a friss, forró, szűz anyag számára, hogy az akkumulációs tárcsát különféle szögekből táplálja. A vastag korongok nagyobb mennyiségű anyagot jelentettek alacsonyabb optikai sűrűség mellett. Az anyagnak ismét sikerült elkerülnie, hogy „napvilágra kerüljenek” az MBH szembeszökő lábától távolabb, és a tömeg-energia konverziós arányok csökkentek.
Mindkét tényező - zsírlemezek és ionizált, kis tömegű atomok - azt mondják, hogy a korai zöld világegyetem aranykorában az MBH gyorsan növekedett. A Nagyrobbanás egymilliárd éve alatt egy viszonylag csendes érettségbe rendeződtek, hatékonyan konvertálva az anyagot fénnyé, és ezt a fényt az idő és a tér hatalmas határain keresztül potenciálisan folyamatosan bővülő Univerzumba öntve.
Jeff Barbour írta
