Эти космические бегемоты были огромными с самых ранних времен. Вот как они появились.
Одной из самых больших проблем для современной астрофизики является описание того, как Вселенная превратилась из однородного места без планет, звезд или галактик в богатый, структурированный, разнообразный космос, который мы видим сегодня. Насколько мы можем видеть, когда Вселенной было всего несколько сотен миллионов лет, мы находим множество удивительных объектов. Звезды и звездные скопления существуют в изобилии; галактики, возможно, с миллиардом звезд освещают Вселенную; даже квазары с очень большими черными дырами образовались еще до того, как Вселенной исполнился даже один миллиард лет.
Но как Вселенная создала такие сверхмассивные черные дыры за такие короткие промежутки времени? После десятилетий противоречивых историй ученые, наконец, думают, что мы знаем, что произошло.
Всего через 50-100 миллионов лет после Большого взрыва начали формироваться самые первые из всех звезд. Массивные газовые облака начали коллапсировать, но поскольку они состоят только из водорода и гелия, они с трудом излучают тепло и рассеивают свою энергию. В результате эти сгустки, которые формируются и растут под действием гравитации, должны стать намного массивнее, чем сгустки, которые формируют звезды сегодня, и это имеет последствия для того, какие типы звезд формируются.
Хотя сегодня мы обычно формируем звезды, масса которых составляет около 40% массы Солнца, самые первые звезды были в среднем примерно в 25 раз массивнее. Поскольку вам нужно остыть, чтобы разрушиться, только самые большие, самые массивные глыбы, которые образуются на ранней стадии, приведут к звездам. Средняя «первая звезда» может быть в десять раз массивнее нашего Солнца, а многие отдельные звезды достигают сотен или даже тысяч солнечных масс.
Большинство этих звезд закончат свою жизнь сверхновой, что приведет либо к нейтронной звезде, либо к небольшой черной дыре с малой массой. Но без каких-либо тяжелых элементов самые массивные звезды достигают таких высоких температур в своих ядрах, что фотоны, отдельные частицы света, могут стать настолько энергичными, что они начнут спонтанно производить пары материи и антиматерии только из чистой энергии.
Вы, возможно, слышали об Эйнштейновском E=mc², и это, возможно, его самое мощное применение: чистая форма энергии, такая как фотоны, может создавать массивные частицы до тех пор, пока фундаментальные квантовые законы, управляющие природой, соблюдаются. повиновался. Самый простой способ создать материю и антиматерию - заставить фотоны производить пару электрон/позитрон, что произойдет само по себе, если температура будет достаточно высокой.
В этих сверхмассивных звездах, как и во всех других, гравитация пытается притянуть всю эту материю к центру. Но фотоны и все излучение, производимое в ядрах этих звезд, отталкивают и удерживают звезду, предотвращая ее коллапс.
Когда вы начинаете производить электрон-позитронные пары из этих фотонов, вы теряете часть этого радиационного давления. Вы истощаете способность своей звезды противостоять гравитационному коллапсу. И хотя верно, что есть несколько узких диапазонов масс, которые приводят к полному уничтожению звезды, большая часть случаев приводит к тому, что вся звезда непосредственно коллапсирует, образуя черную дыру.
Это замечательный шаг! Это означает, что самые массивные звезды из всех, с массой в несколько сотен или даже тысяч солнечных, могут образоваться, когда Вселенной будет всего 100 миллионов лет или около того: менее 1% ее нынешнего возраста. Эти звезды сожгут свое ядерное топливо быстрее всего, максимум за 1 или 2 миллиона лет. И тогда их ядра станут настолько горячими, что начнут превращать фотоны в частицы и античастицы, из-за чего звезда коллапсирует и нагревается еще быстрее.
Как только вы переступите определенный порог, все, что вы можете сделать, это рухнуть. И это не просто теория; мы действительно видели, как звезды коллапсировали без сверхновой, что приводило непосредственно к тому, что могло быть только черной дырой.
Но это только начало. Всякий раз, когда у вас есть большое скопление массивных объектов, действующих в основном под действием силы тяжести, различные объекты отталкиваются от этих взаимодействий. Наименее массивные объекты - это те, которые легче всего выбросить, а самые массивные - сложнее всего выбросить. Когда эти звезды, газовые облака, сгустки и черные дыры танцуют вокруг, они подвергаются так называемой массовой сегрегации: самые тяжелые объекты падают в гравитационный центр, где они взаимодействуют и даже могут сливаться.
Вдруг вместо нескольких сотен черных дыр в несколько сотен или нескольких тысяч солнечных масс вы можете получить одну-единственную черную дыру примерно в 100 000 солнечных масс или даже больше.
Хотя с точки зрения гравитации на это могут уйти десятки миллионов лет, это касается только одного звездного скопления! Вселенная с самых ранних стадий повсюду формирует эти звездные скопления, и затем эти звездные скопления начинают гравитационно притягиваться друг к другу. Со временем эти разрозненные звездные скопления будут влиять друг на друга, и гравитация сведет их вместе.
К тому времени, когда возраст Вселенной не превысит 250 миллионов лет, они начнут массово сливаться, что приведет к образованию первых протогалактик. Гравитация - это сила, которая действительно благоприятствует чрезмерным усилиям, и со временем десятки, сотни и даже тысячи этих первоначальных, ранних скоплений могут объединиться, чтобы вырасти во все более и более крупные галактики. Космическая паутина заставляет структуры сливаться во все более крупные.
Это может легко привести нас к массам, которые составляют многие десятки миллионов солнечных масс, когда мы доберемся до первых галактик, но происходит и кое-что еще. Это не просто черные дыры, которые сливаются вместе, образуя сверхмассивные дыры в центре; это любое дело, которое попадает в них! Эти ранние галактики представляют собой компактные объекты и полны звезд, газа, пыли, звездных скоплений, планет и многого другого. Всякий раз, когда что-либо оказывается слишком близко к черной дыре, оно рискует быть поглощенным.
Помните, что гравитация - это неуправляемая сила: чем больше у вас массы, тем больше массы вы притягиваете. А если что-то подойдет слишком близко к черной дыре, ее материя растянется и нагреется, и станет частью аккреционного диска черной дыры. Часть этой материи нагреется и ускорится, из-за чего она может испускать джеты квазара. Но часть его тоже упадет внутрь, что приведет к еще большему увеличению массы черной дыры.
Если бы было одно словарное слово, которое астрофизики, изучающие рост объектов под действием силы тяжести, хотели бы, чтобы широкая публика знала, это было бы это чудаковатое слово: нелинейный. Когда у вас есть область пространства с большей плотностью, чем в среднем, она преимущественно притягивает материю. Если он всего на несколько процентов плотнее среднего, гравитационное притяжение всего на несколько процентов эффективнее среднего. Удвойте количество своей избыточной плотности, и вы удвоите количество того, что вы более эффективно привлекаете.
Но когда вы достигаете определенного порога, примерно в два раза превышающего среднее значение, вы становитесь более чем в два раза более эффективными в привлечении другой материи. Когда вы начинаете «побеждать» в гравитационной войне, с течением времени вы побеждаете все сильнее и сильнее. Таким образом, самые массивные регионы не только растут быстрее всех, но и съедают все вокруг себя. К тому времени, когда пройдет полмиллиарда лет, вы можете стать огромным.
Самые ранние галактики и квазары, которые мы когда-либо находили, являются одними из самых ярких и массивных, которые, как мы ожидаем, существуют. Они - великие победители в гравитационных войнах ранней Вселенной: абсолютные космические овердоги. К тому времени, когда наши телескопы обнаружат их, через 400-700 миллионов лет после Большого взрыва (самый ранний квазар появился 690 миллионов лет назад), они уже содержат миллиарды звезд и сверхмассивных черных дыр с массой в сотни миллионов солнечных.
Но это не космическая катастрофа; это доказательство, демонстрирующее безудержную силу гравитации в нашей Вселенной. Посеянные первым поколением звезд и относительно большими черными дырами, которые они производят, эти объекты сливаются и растут внутри скопления, а затем становятся еще больше по мере того, как скопления сливаются, образуя галактики, а галактики сливаются, образуя более крупные галактики. К настоящему времени у нас есть черные дыры в десятки миллиардов массивнее Солнца. Но даже на самых ранних стадиях, которые мы можем наблюдать, черные дыры массой в миллиард солнечных масс находятся в пределах досягаемости. Сдергивая космическую завесу, мы надеемся узнать, как именно они растут.
Дополнительная информация о том, какой была Вселенная, когда:
- Каково было, когда Вселенная раздувалась?
- Что было, когда начался Большой Взрыв?
- Каково было, когда Вселенная была самой горячей?
- Что было, когда Вселенная впервые создала материи больше, чем антиматерии?
- На что это было похоже, когда бозон Хиггса дал массу Вселенной?
- Что было, когда мы впервые создали протоны и нейтроны?
- На что это было похоже, когда мы потеряли остатки нашей антиматерии?
- Что было, когда Вселенная создала свои первые элементы?
- Что было, когда Вселенная впервые создала атомы?
- Каково было, когда во Вселенной не было звезд?
- Что было, когда первые звезды начали освещать Вселенную?
- Что было, когда погибли первые звезды?
- Каково было, когда во Вселенной образовалось второе поколение звезд?
- Каково было, когда Вселенная создала самые первые галактики?
- Что было, когда звездный свет впервые прорвался сквозь нейтральные атомы Вселенной?