Ilustrace raného vesmíru. Obrazový kredit: NASA. Klikni pro zvětšení.
Všechno to začalo už dávno, když byl vesmír velmi mladý. Nejstarší masivní hvězdy chovatelů se v mládí potulovaly - točily se a hýčkaly mezi zelenými trávami panenské hmoty. Jak se jejich přidělený čas vyčerpal, jaderné motory vyvařily rozsáhlé proudy horkého vodíku a helia, čímž obohatily mezihvězdná média. Během této fáze se supermasivní hvězdokupy tvořily v malých kapsách poblíž vznikajících galaktických jader - každý shluk plaval v malých oblastech prvotní mini-halo hmoty.
Po dokončení cyklu explodovaly nejstarší chovatelské hvězdy a chrlily těžké atomy. Než se však ve vesmíru nahromadilo příliš mnoho těžké hmoty, vytvořily se první černé díry, rychle rostly vzájemnou asimilací a nahromadily dost gravitačního vlivu, aby mohly plyny „Goldilocks“ s přesnými teplotami a složením vtáhnout do velkých širokých akrečních disků. Tato superkritická fáze růstu rychle zrála nejstarší masivní černé díry (MBHs) na supermasivní černé díry (SMBH). Z toho nejstarší kvasary se usadily v roztavených mini-halos četných protogalaxií.
Tento obrázek rané kvazarové formace vyplynul z nedávné práce (publikované 2. června 2005) s názvem „Rychlý růst černých děr s vysokým červeným posunem“, kterou napsali kosmetici Cambridge UK Martin J. Rees a Marta Volonteri. Tato studie pojednává o možnosti, že se krátká doba rychlé tvorby SMBH otevřela po době univerzální průhlednosti, ale předtím, než se plyny v mezihvězdném médiu plně reionizovaly hvězdným zářením a naočkovaly se těžkými kovy supernovy. Model Rees-Volonteri se pokouší vysvětlit fakta vycházející z datového souboru Sloan Digital Sky Survey (SDSS). O 1 miliardu let po Velkém třesku se již vytvořilo mnoho vysoce zářivých kvasarů. Každý s SMBH má hmotnost přesahující 1 miliardu sluncí. Ty vznikly ze „semenných černých děr“ - gravitačních popelů, které zůstaly po nejranějším cyklu supernovových kolapsů mezi prvními obrovskými galaktickými shluky. O jednu miliardu let po Velkém třesku to skončilo. Jak by mohlo tolik hmoty tak rychle kondenzovat do takových malých oblastí vesmíru?
Podle Volontariho a Reese „K pěstování takových semen až 1 miliarda solárních hmot vyžaduje téměř nepřetržité hromadění plynu…“ Proti takové vysoké rychlosti růstu je skutečnost, že záření z hmoty spadající do černé díry obvykle rychle kompenzuje „ přibývání na váze". Většina modelů růstu SMBH ukazuje, že asi 30% hmoty padající směrem k střední (masivní - nikoli supermasivní) černé díře je přeměněno na záření. Účinek je dvojnásobný: hmota, která by jinak krmila MBH, byla ztracena na záření a tlak vnějšího záření potlačuje pochod další hmoty dovnitř, aby se živil rychlý růst.
Klíč k pochopení rychlé tvorby SMBH spočívá v možnosti, že disky pro včasné narůstání kolem MBH nebyly tak opticky husté jako dnes, ale „tlusté“ s jemně distribuovanou hmotou. Za takových podmínek má záření širší průměrnou volnou cestu a může uniknout za disky, aniž by bránilo pohybu hmoty směrem dovnitř. Palivo poháněné celým růstovým procesem SMBH je dodáváno hojně do horizontu události černé díry. Mezitím byl typovou látkou přítomnou v nejranější epochě hlavně monatomický vodík a helium - nikoli druh akrečních disků bohatých na těžké kovy pozdější éry. To vše naznačuje, že časná MBH vyrostla ve spěchu, což nakonec přineslo mnoho plně zralých kvasarů, které jsou uvedeny v datovém souboru SDSS. Takové rané MBH musely mít poměry hromadné energie konverze typičtější pro plně zralé SMBH než dnes MBH.
Volontari a Rees říkají, že dřívější vyšetřovatelé ukázali, že plně vyvinuté „kvazary mají účinnost přeměny hmoty a energie zhruba 10%…“ Dvojice však varuje, že tato hodnota přeměny hmoty a energie vychází ze studií kvasarů z pozdějšího období v Universal expanze a že „není známo nic o radiační účinnosti pregalaktických kvasarů na počátku vesmíru“. Z tohoto důvodu „obrázek vesmíru s nízkým červeným posunem nemusí platit v dřívějších dobách.“ Je zřejmé, že časný vesmír byl hustěji nabitý hmotou, ta hmota měla vyšší teplotu a byl zde vyšší poměr nekovů ke kovům. Všechny tyto faktory říkají, že to je téměř kdokoli nejlepší odhad, pokud jde o účinnost přeměny energie a energie u časných MBH. Protože nyní musíme vysvětlit, proč tolik SMBH existuje mezi ranými kvasary, má smysl, aby Volontari a Rees používali to, co vědí o dnešních akrečních discích, jako prostředek k vysvětlení, jak se tyto disky v minulosti mohly lišit.
A to jsou nejčasnější časy - před vyzařováním z mnoha hvězd reionizovaných plynů v mezihvězdném médiu -, které poskytly zralé podmínky pro rychlou tvorbu SMBH. Takové podmínky mohou dobře trvat méně než 100 milionů let a vyžadují adeptickou rovnováhu v teplotě, hustotě, distribuci a složení hmoty ve vesmíru.
Abychom získali úplný obrázek (jak je vymalován v novinách), začneme s myšlenkou, že raný vesmír byl osídlen nesčetnými mini-halos složenými z temné a baryonické hmoty s vysoce masivními, ale nesmírně hustými hvězdokupy uprostřed. Díky hustotě těchto shluků - a mohutnosti hvězd, které je tvoří - se supernovy rychle vyvinuly, aby vytvořily četné „semeno černé díry“. Tyto zárodečné BH se sloučily do masivních černých děr. Mezitím gravitační síly a skutečné pohyby rychle spojily různé mini-halos. To vytvořilo stále mohutnější halos schopné krmení MBH.
V časném vesmíru nabírala hmota obklopující MBH podobu obrovských kovově chudých sféroidů vodíku a hélia, které měly v průměru teplotu asi 8 000 stupňů Kelvina. Při takových vysokých teplotách atomy zůstávají ionizované. Kvůli ionizaci bylo s atomy spojeno jen málo elektronů, které fungovaly jako pasti fotonů. Účinky radiačního tlaku se snížily do bodu, kdy hmota rychleji padla do horizontu události černých děr. Mezitím se volné elektrony samy rozptylují. Něco z toho světla vlastně re-vyzařuje zpět k akrečnímu disku a další zdroj hmoty - ve formě energie - napájí systém. Konečně nedostatek těžkých kovů - jako je kyslík, uhlík a dusík - znamená, že monotomické atomy zůstávají horké. Protože teploty klesnou pod 4 000 stupňů K, atomy deionizují a znovu se stávají vystaveny radiačnímu tlaku, což snižuje tok čerstvé hmoty padající do horizontu BH události. Všechny tyto čistě fyzikální vlastnosti měly tendenci tlačit poměry hmotnostní a energetické účinnosti dolů - což umožnilo MBH rychle přibrat na váze.
Mezitím, jak se mini-halos spojoval, horká baryonová hmota kondenzovala do obrovských „tlustých“ disků - ne tenkých prstenů, které jsou dnes vidět kolem SMBH. K tomu došlo, protože samotná halo látka zcela obklopovala rychle rostoucí MBH. Tato sféroidní distribuce hmoty poskytla konstantní zdroj čerstvé, horké, panenské hmoty, která napájí akreční disk z různých úhlů. Silné disky znamenaly větší množství hmoty při nižší optické hustotě. Opět se hmotě podařilo zabránit tomu, aby byla „solární plachtou“ směrem ven od blížící se čelisti MBH a poměry přeměny hmoty a energie klesly.
Oba faktory - tukové disky a ionizované atomy s nízkou hmotností - říkají, že během zlatého věku raného zeleného vesmíru MBH rychle rostly. Během jedné miliardy let od Velkého třesku se usadili v relativně tiché zralosti a účinně přeměňovali hmotu na světlo a vrhali toto světlo z obrovských časů a prostoru na potenciálně stále se rozšiřující vesmír.
Napsal Jeff Barbour
