JWST je otkrio Abell 2744–QSO1 — objekat iz vremena ~700 miliona godina nakon Velikog praska sa centralnom crnom rupom od ~50 miliona M☉ i vrlo niskom zvezdanom masom i metalnošću. Simulacije sa kodom GIZMO pokazuju da bi primordialna crna rupa mogla ubrzati akreciju, a istovremeno svojim povratnim efektima ugušiti formiranje zvezda, što objašnjava stanje sa ~770.000 M☉ zvezdane mase u modelu. Iako je scenarij konzistentan sa posmatranjima, on je još uvek spekulativan i zahteva dodatna opažanja i simulacije.
Ogromna crna rupa iz ranog univerzuma zbunjuje astronome — mogu li primordialne crne rupe objasniti Abell 2744–QSO1?
Located behind Pandora's Cluster in the constellation Sculptor, Abell 2744-QSO1 is triply imaged by the cluster's gravity. (CREDIT: NASA, ESA, CSA, Ivo Labbe (Swinburne), Rachel Bezanson (University of Pittsburgh) IMAGE PROCESSING: Alyssa Pagan (STScI))
U veoma dalekoj prošlosti kosmosa, jedan mali crvenkasti objekat se ponaša neočekivano i tera astronome da preispitaju kako su se prve crne rupe i galaksije formirale.
Objekat Abell 2744–QSO1 primećen je teleskopom James Webb na vremenu od oko 700 miliona godina nakon Velikog praska (redshift ~7). Njegova centralna crna rupa procenjena je na ~50 miliona masa Sunca, dok je zvezdana masa oko nje izuzetno mala — procene variraju od ispod ~1 miliona do najviše ~20 miliona M☉. Istovremeno, centralna metalnost je veoma niska (≲1% solarne), što ukazuje na ograničenu prethodnu zvezdanu aktivnost.
JWST image of Abell 2744-QSO1. (CREDIT: Lukas J. Furtak, Adi Zitrin, Adèle Plat, et al.)
Zašto je to problem?
Prema standardnom pogledu, zvezde i galaksije bi trebalo da se formiraju pre ili istovremeno sa rastom velikih crnih rupa u njihovim jezgrima. Abell 2744–QSO1 krši tu očekivanu vezu: crna rupa deluje prezasno u odnosu na okolne zvezde i hemijsko obogaćenje.
Simulacije i hipoteza
Tim na čelu sa Boyuanom Liuom koristio je simulacioni kod GIZMO da testira scenarij u kome bi objekat mogao nastati oko velike primordialne (prvobitne) crne rupe. U modelu je simulacija startovala sa crnom rupom od ~50 miliona M☉ u malom izolovanom regionu i pratila tamnu materiju, gas, formiranje zvezda, hemijsko obogaćivanje i povratnu spregu (feedback) od crne rupe i supernova.
Metallicity evolution versus black-holeto-stellar mass ratio in PBH-seeded galaxies. (CREDIT: arXiv)
Rezultat je bio zanimljiv: veoma masivna crna rupa može ubrzati skupljanje materije i rast halo strukture, ali istovremeno termalna povratna sprega iz akrecije zagreva okolni gas toliko da se formiranje zvezda značajno odlaže ili guši. U glavnim trkama simulacije akrecija je bila ~1–10% Eddingtonove stope, što odgovara procenama za Abell 2744–QSO1.
U pokretima koji uključuju potpunu povratnu spregu zvezda i crne rupe, simulacija pokazuje da je formiranje zvezda započelo tek nakon redshifta ~10, da je trajalo u kratkim epizodama i da je do z=7 ukupna zvezdana masa iznosila ~770.000 M☉ (podeljena između Populacije III i II). Taj rezultat uklapa se u stroža posmatranja koja ograničavaju zvezdanu masu na ~1 miliona M☉.
Matter density and metallicity profiles around the central BH at z = 7. Shown are the spherically averaged density and metallicity profiles from the final snapshot of the PBH_SF_M5e7_fd005 run. (CREDIT: arXiv)
Ciklus obogaćivanja i razblaživanja
Simulacije naglašavaju ulogu hemije: rani Populacija III zvezde brzo su obogatile lokalni gas, što je omogućilo kasniji prelaz na Populaciju II. Međutim, outflow-i (izlazi) pokrenuti od crne rupe izbacivali su veliki deo obogaćenog gasa, dok je pritom netaknuti međugalaktički gas neprestano ulazio. Takav ciklus obogaćivanja, izbacivanja i razblaživanja može objasniti nisku prosečnu metalnost zabeleženu u centru objekta.
Ograničenja i otvorena pitanja
Autori naglašavaju da je ovo dokaz koncepta, a ne definitivno rešenje. Simulacija koristi jednu izolovanu primordialnu crnu rupu i ne uključuje potpunu populaciju takvih objekata, njihovu klasterizaciju, moguće spajanja sa formirajućim galaksijama, niti sve oblike feedbacka (npr. relativističke mlazove, pritisak zračenja). Takođe, formiranje toliko masivne primordialne crne rupe u standardnim modelima nije trivijalno — mogla bi biti potrebna serija spajanja manjih primordialnih rupa ili posebni uslovi u ranim fluktuacijama gustine.
Combined BH accretion and star formation history. Shown are the BH accretion rates and star formation rates for the PBH_M5e7_fd005 and PBH_SF_M5e7_fd005 runs. (CREDIT: arXiv)
Ipak, simulacioni rezultati dobro reprodukuju nekoliko ključnih osobina Abell 2744–QSO1 istovremeno: veliku crnu rupu (~60 miliona M☉ u modelu), vrlo malu zvezdanu masu, nisku metalnost i sub-Eddington akreciju. To ne dokazuje da su primordialne crne rupe odgovorne, ali otvara tu mogućnost i otežava brzo odbacivanje te hipoteze.
Šta sledi?
Dalja, ultra-duboka opažanja JWST-a mogu pronaći više sličnih "malih crvenih tačaka" i pomoći da se utvrdi koliko su česti sistemi bogati crnim rupama, a siromašni zvezdama i metalima. Preciznija merenja metalnosti, zvezdanog sadržaja i okoline tih objekata pomoći će da se razlikuju modeli sa primordialnim semenkama i alternativne teorije rasta ranih supermasivnih crnih rupa. Rad je dostupan na arXiv-u.
Napomena: Reč je o aktivnom polju istraživanja. Nove posmatranja i širi skup simulacija potrebni su da bi se scenariji proverili i suzili.
Pomozite nam da budemo bolji.
