Agrīnā Visuma ilustrācija. Attēla kredīts: NASA. Noklikšķiniet, lai palielinātu.
Viss sākās jau sen, kamēr Visums bija ļoti jauns. Agrākās masīvās selekcionāra zvaigznes, kas jaunībā sabojājušās, vērpjot un kaverdējot starp jaunavības bagātīgajām zaļajām zālēm. Atbilstoši tam atvēlētajam laikam, kodoldzinēji virzīja ekspansīvas karstā ūdeņraža un hēlija gāzes plūsmas, bagātinot starpzvaigžņu medijus. Šajā fāzē supermasīvas zvaigžņu kopas, kas izveidojās nelielās kabatās blakus topošajiem galaktikas kodoliem - katrs kopas peldās mazos pirmatnējo minihalogenu reģionos.
Pabeidzot ciklu, agrākās selekcionāra zvaigznes eksplodēja, izdalot smagos atomus. Bet pirms pārāk daudz smago vielu, kas bija uzkrājušās Visumā, agrīnie melnie caurumi izveidojās, strauji izauga savstarpējas asimilācijas ceļā un uzkrāja pietiekamu gravitācijas ietekmi, lai ievilktu precīzas temperatūras un sastāva “Goldilocks” gāzes lielos plaša iesūkšanās diskos. Šajā superkritiskajā augšanas fāzē nobrieduši agrākie masīvie melnie caurumi (MBH) līdz supermasīvā melnā cauruma (SMBH) stāvoklim. No tā agrīnākie kvazāri uzturējās daudzo protogalaktiku sakausētajos minihalogos.
Šis agrīnā kvazāra veidošanās attēls parādījās nesenajā rakstā (publicēts 2005. gada 2. jūnijā) “Ātrs augsto sarkano nobīdes melno caurumu pieaugums”, ko rakstījuši Kembridžas Lielbritānijas kosmologi Martins J. Rīss un Marta Volonteri. Šis pētījums izskata iespēju, ka īss SMBH veidošanās logs tika atvērts pēc universālas caurspīdības laika, bet pirms starpzvaigžņu vidē esošās gāzes tika pilnībā jonizētas ar zvaigžņu starojuma palīdzību un ar supernovām iesētas ar smagajiem metāliem. Rees-Volonteri modelis mēģina izskaidrot faktus, kas iznāk no Sloan Digital Sky Survey (SDSS) datu kopas. 1 miljarda gadu laikā pēc Lielā sprādziena jau bija izveidojušies daudzi ļoti starojoši kvazāri. Katrā no tiem ir SMBH, kuru masa pārsniedz 1 miljardu saules. Tie bija radušies no “sēklu melnajiem caurumiem” - gravitācijas plēnumiem, kas palikuši pēc agrākā supernovu sabrukšanas cikla starp pirmajiem masīvajiem galaktisko kopu veidiem. Pēc miljarda gadu pēc Lielā sprādziena tas bija viss, bet beidzās. Kā tik liela masa varētu tik ātri kondensēties tik mazos kosmosa reģionos?
Pēc Volontari un Rees teiktā, “Lai izaudzētu šādas sēklas līdz 1 miljardam saules masu, nepieciešama gandrīz nepārtraukta gāzes uzkrāšanās ...” Darbojoties ar tik lielu akrecijas ātrumu, tas ir fakts, ka starojums no vielas, kas nonāk melnajā caurumā, parasti kompensē strauji ” svara pieaugums". Lielākā daļa SMBH pieauguma modeļu rāda, ka apmēram 30% masas, kas krītas vidējā (masīvā - ne supermasīvā) melnā cauruma virzienā, tiek pārveidoti par starojumu. Tam ir divējāds efekts: Materiāls, kas citādi barotu MBH, tiek zaudēts starojumam, un ārējais radiācijas spiediens apslāpē papildu vielas gājienu uz iekšu, lai paātrinātu strauju augšanu.
Ātras SMBH veidošanās izpratnes atslēga ir iespēja, ka agrīnās uzpūšanās diski ap MBH nebija tik optiski blīvi kā tagad, bet gan “tauki” ar viegli sadalītu vielu. Šādos apstākļos starojumam ir plašāks vidējais brīvais ceļš, un tas var izkļūt ārpus diskiem, netraucējot matērijas kustībai uz iekšu. Degviela, kas virza visu SMBH izaugsmes procesu, tiek daudz piegādāta melnā cauruma notikumu horizontā. Tikmēr tipiskā viela, kas bija sastopama agrīnākajos laikos, galvenokārt bija ūdeņraža atoms un hēlijs - nevis tāda veida smago metālu bagātināšanas diski vēlākā laikmetā. Tas viss liecina, ka agrīnie MBH ir uzauguši steigā, galu galā veidojot daudzos pilnībā nobriedušos kvazārus, kas redzami SDSS datu kopā. Šādiem agrīnajiem MBH bija jābūt masu un enerģijas konversijas koeficientiem, kas raksturīgāki pilnīgi nobriedušiem SMBH nekā mūsdienu MBH.
Volontari un Rīss saka, ka iepriekšējie pētnieki ir parādījuši, ka pilnībā izstrādātu “kvazāru masveida enerģijas pārveidošanas efektivitāte ir aptuveni 10%…”. Tomēr pāris brīdina, ka šī masas enerģijas pārveidošanas vērtība rodas, pētot kvazārus no vēlāka perioda Universal paplašināšanās un ka “nekas nav zināms par pregalaktisko kvazāru izstarojošo efektivitāti agrīnajā Visumā”. Šī iemesla dēļ "attēls, kas mums ir no Visuma ar zemu sarkano nobīdi, var nebūt piemērots agrākos laikos." Acīmredzami agrīnais Visums bija blīvāk iepakots ar matēriju, šī viela bija augstākā temperatūrā, un tur bija augstāks nemetālu un metālu attiecība. Visi šie faktori saka, ka gandrīz ikviena labākais minējums ir agrīno MBH masas enerģijas pārveidošanas efektivitāte. Tā kā tagad mums ir jāatskaitās, kāpēc agrīnajos kvazāros pastāv tik daudz SMBH, ir jēga, ka Volontari un Rīss izmanto to, ko viņi zina par šodienas akreces diskiem, kā līdzekli, lai izskaidrotu, kā viņi šādi diski agrāk varēja būt atšķirīgi.
Un tieši agrākajos laikos - pirms daudzu zvaigžņu starojums atkārtoti jonizēja gāzes starpstariju vidē - tika piedāvāti apstākļi, kas ir gatavi ātrai SMBH veidošanai. Iespējams, ka šādi apstākļi bija ilgst mazāk nekā 100 miljonus gadu un prasīja atbilstošu līdzsvaru Visuma temperatūrā, blīvumā, sadalījumā un vielas sastāvā.
Lai iegūtu pilnīgu ainu (kā uzkrāsots papīrā), mēs sākam ar domu, ka agrīnais Visums bija apdzīvots ar neskaitāmiem mini-halos, kas sastāv no tumšās un baryonic matērijas ar ļoti masīvām, bet ārkārtīgi blīvām zvaigžņu kopām to vidū. Šo kopu blīvuma dēļ un to veidojošo zvaigžņu masīvuma dēļ supernovas ātri attīstījās, lai radītu daudzus “melnos sēklu caurumus”. Šie sēklu BH saplūda masīvos melnos caurumos. Tikmēr gravitācijas spēki un reālas kustības ātri apvienoja dažādus minihalogus. Tādējādi tika izveidoti arvien masīvāki halosi, kas spēj barot MBH.
Agrīnajā Visumā vielas, kas ieskauj MBH, veidojās kā milzīgi metāli-nabadzīgi ūdeņraža sferoīdi un hēlijs, kura vidējā temperatūra bija aptuveni 8000 grādi pēc Kelvina. Tik augstā temperatūrā atomi paliek jonizēti. Jonizācijas dēļ ar atomiem bija maz elektronu, kas darbotos kā fotonu slazdi. Apstarojuma spiediena ietekme mazinājās līdz vietai, kad matērija vieglāk iekrita melno caurumu notikumu horizontā. Tikmēr brīvie elektroni paši izkliedē gaismu. Daļa no šīs gaismas faktiski atkārtoti izstaro atpakaļ uz akrācijas diska, un cits masas avots - enerģijas veidā - baro sistēmu. Visbeidzot, smago metālu, piemēram, skābekļa, oglekļa un slāpekļa, trūkums nozīmē, ka monotomiskie atomi paliek karsti. Kamēr temperatūra pazeminās zem 4000 grādiem K, atomi dejonizējas un atkal tiek pakļauti radiācijas spiedienam, samazinot svaigo vielu plūsmu, kas nonāk BH notikumu horizontā. Visām šīm tīri fizikālajām īpašībām bija tendence samazināt masu energoefektivitātes koeficientus - tas ļāva MBH ātri uzņemties svaru.
Tikmēr, kad sakrīt miniohalozi, karstā baryonic viela kondensējas milzīgos “biezajos” diskos - nevis plānos gredzenos, kas šodien redzami ap SMBH. Tas notika tāpēc, ka pati halogēna viela pilnībā ieskauj strauji augošos MBH. Šis vielas sfēroidālais sadalījums nodrošināja pastāvīgu svaigas, karstas, neapstrādātas vielas avotu, lai no dažādiem leņķiem barotu akrēcijas disku. Biezie diski nozīmēja lielāku daudzumu vielas ar zemāku optisko blīvumu. Atkal matērijai izdevās izvairīties no tā, ka tā tiktu “saules burāta” uz āru no MBH draudošās iezīmes, un masas enerģijas pārvēršanas koeficienti samazinājās.
Abi faktori - tauku diski un jonizēti, ar mazu masu atomi - saka, ka agrīnā zaļā Visuma zelta laikmetā MBH pieauga ātri. Viena miljarda gadu laikā pēc Lielā sprādziena viņi bija apmetušies salīdzinoši klusā briedumā, efektīvi pārveidojot matēriju gaismā un pārnesot šo gaismu plašajos laika un telpas diapazonos potenciāli arvien paplašinošajā Visumā.
Raksta Džefs Barbors
