Концепцията на този художник показва най-далечния квазар и най-далечната супермасивна черна дупка, която го захранва. При червено изместване 7,54, ULAS J1342 + 0928 съответства на разстояние от около 29 милиарда светлинни години; това е най-далечният квазар / супермасивна черна дупка, открита някога. Светлината му пристига в очите ни днес, в радио частта на спектъра, защото е излъчена само 690 милиона години след Големия взрив. (ИНСТИТУЦИЯ ЗА РОБИН ДИЕНЕЛ / КАРНЕГИ ЗА НАУКА)

Какво беше, когато се образуваха първите супермасивни черни дупки?

Тези космически бехемоти бяха огромни от много ранни времена. Ето как станаха те.

Едно от най-големите предизвикателства за съвременната астрофизика е да опише как Вселената премина от еднообразно място без планети, звезди или галактики към богатия, структуриран, разнообразен космос, който виждаме днес. Както можем да видим, до когато Вселената е била само на няколкостотин милиона години, ние откриваме плеяда от очарователни предмети. Звезди и звездни клъстери съществуват в изобилие; галактики с може би милиард звезди осветяват Вселената; дори квазари с много големи черни дупки, образувани преди Вселената е била дори един милиард години.

Но как Вселената направи толкова ултра-масивни черни дупки за толкова кратки периоди от време? След десетилетия противоречиви истории учените най-накрая смятат, че знаем какво се е случило.

Представа на художника за това как може да изглежда Вселената, тъй като образува звезди за първи път. Звездите могат да достигнат много стотици или дори хиляда слънчеви маси и могат да доведат до сравнително бързото образуване на черна дупка на масата, за която се знае, че притежават най-ранните квазари. (НАСА / JPL-CALTECH / R. HURT (SSC))

Само 50 до 100 милиона години след Големия взрив започват да се формират първите звезди от всички. Масивните газови облаци започнаха да се свиват, но тъй като бяха съставени само от водород и хелий, те се борят да излъчват топлина и да разсейват енергията си. В резултат на това тези бучки, които гравитационно се образуват и растат, трябва да станат много по-масивни от бучките, които днес образуват звезди, и това има отражение върху това, какви видове звезди образуват.

Докато днес, обикновено, ние образуваме звезди, които са около 40% от масата на Слънцето, първите първи звезди са били около 25 пъти по-масивни. Тъй като трябва да се охладите, за да се сринете, това са само най-големите, най-масивни бучки, които се образуват рано, това ще доведе до звезди. Средната „първа звезда“ може да е десет пъти по-масивна от нашето Слънце, като много отделни звезди достигат стотици или дори хиляда слънчеви маси.

Модерната система за спектрална класификация на Морган-Кинан с температурния диапазон на всеки звезден клас, показан над него, в келвин. По-голямата част от звездите днес са звезди от М-клас, като само 1 известна O-или B-звезда е в рамките на 25 парсекса. Нашето Слънце е звезда от G-клас. В ранната Вселена обаче почти всички звезди са били O или B-звезди, със средна маса 25 пъти по-голяма от средната днес. (WIKIMEDIA COMMONS ПОТРЕБИТЕЛ LUCASVB, ДОПЪЛНЕНИЯ ОТ Е. SIEGEL)

Повечето от тези звезди ще сложат край на живота си в свръхнова, водеща или до неутронна звезда, или до малка черна дупка с малка маса. Но без никакви тежки елементи, най-масивните звезди ще достигнат толкова високи температури в своите ядра, че фотоните, отделните частици светлина, могат да станат толкова енергични, че те ще започнат спонтанно да произвеждат двойки материя и антиматерия само от чиста енергия.

Може би сте чували за E = mc² на Айнщайн и това е може би най-мощното му приложение: чистата форма на енергия, като фотоните, може да създаде масивни частици, стига да се спазват основните квантови правила, управляващи природата. Най-лесният начин да направите материя и антиматерия е фотоните да произвеждат двойка електрон / позитрон, което ще се случи всичко самостоятелно, ако температурите са достатъчно високи.

Тази диаграма илюстрира процеса на производство на двойки, който според астрономите е предизвикал събитието на хипернова, известно като SN 2006gy. Когато се произведат достатъчно енергийни фотони, те ще създадат електрон / позитронни двойки, причинявайки спад на налягането и бягаща реакция, която унищожава звездата. Пиковите светимости на хипернова са многократно по-големи от тези на всяка друга,

В тези ултрамасивни звезди, както при всички звезди, гравитацията се опитва да изтегли цялата тази материя към центъра. Но фотоните и цялата радиация, произведена в сърцевината на тези звезди, изтласква назад и държи звездата нагоре, предотвратявайки нейното разпадане.

Когато започнете да произвеждате двойки електрон-позитрон от тези фотони, вие губите част от това радиационно налягане. Изчерпваш способността на звездата си да се поддържа срещу гравитационния срив. И макар да е вярно, че има няколко тесни диапазона на масата, които водят до това, че звездата се разрушава изцяло, голяма част от случаите ще доведат до това, че цялата звезда директно се срива, образувайки черна дупка.

Типове свръхнови като функция от начална маса и първоначално съдържание на елементи, по-тежки от хелия (металност). Обърнете внимание, че първите звезди заемат долния ред на диаграмата, като са без метал и че черните зони съответстват на директните срути черни дупки. (FULVIO314 / WIKIMEDIA COMMONS)

Това е забележителна стъпка! Това означава, че най-масивните звезди от всички, с много стотици или дори хиляда слънчеви маси, могат да се образуват, когато Вселената е на едва 100 милиона години или повече: по-малко от 1% от сегашната й възраст. Тези звезди ще изгорят чрез ядреното си гориво най-бързите за 1 или 2 милиона години върхове. И тогава техните ядра ще станат толкова горещи, че ще започнат да превръщат фотоните в частици и античастици, което кара звездата да се срине и да се нагрява още по-бързо.

След като преминете определен праг, всичко, което можете да направите, е колапс. И това не е просто теория; всъщност виждаме звезди, които директно се сриват без свръхнова, което води директно до това, което може да бъде само черна дупка.

Видимите / близки до IR снимки от Хъбъл показват масивна звезда, около 25 пъти по-голяма от масата на Слънцето, намигнала от съществуването си, без свръхнова или друго обяснение. Директният срив е единственото разумно обяснение на кандидата. (НАСА / ESA / C. KOCHANEK (OSU))

Но това е само началото. Всеки път, когато имате голям куп масивни предмети, действащи главно под силата на гравитацията, различни обекти се изритат от тези взаимодействия. Най-малко масивните обекти са тези, които са най-лесни за изхвърляне, докато най-масовите обекти са най-трудните за изхвърляне. Докато тези звезди, газови облаци, бучки и черни дупки танцуват наоколо, те преминават през това, което е известно като масова сегрегация: най-тежките обекти падат до гравитационния център, където си взаимодействат и дори могат да се слеят.

Изведнъж, вместо няколкостотин черни дупки от няколкостотин или няколко хиляди слънчеви маси, можете да завъртите с една единствена черна дупка с приблизително 100 000 слънчеви маси или дори повече.

Катаклизмични събития се случват в цялата галактика и във Вселената, от свръхнови до активни черни дупки до сливане на неутронни звезди и др. В клъстер или сноп, който образува много черни дупки, те гравитационно ще привлекат и изтласкат други, по-малки обекти, което ще доведе до серия от масивни сливания и израстване на голяма, централна черна дупка. (J. WISE / GEORGIA ИНСТИТУТ ЗА ТЕХНОЛОГИЯ И J. REGAN / DUBLIN CITY UNIVERSITY)

Въпреки че, гравитационно, може да са необходими десетки милиони години, за да се случи това, това е само за един звезден клъстер! Вселената от най-ранните си етапи образува тези звездни струпвания навсякъде и тези звездни клъстери започват гравитационно да се привличат един друг. С течение на времето тези разнородни звездни клъстери ще влияят един върху друг и гравитацията ще ги обедини.

По времето, когато Вселената е на повече от 250 милиона години, те ще започнат масово да се сливат, което води до първите прото-галактики. Гравитацията е сила, която наистина благоприятства свръхдога и с течение на времето десетки, стотици и дори хиляди от тези първоначални, ранни клъстери могат да се съберат, за да прераснат в по-големи и по-големи галактики. Космическата мрежа кара структурите да се сливат заедно във все по-големи.

Голяма мащабна проекция чрез обема на Illustris при z = 0, съсредоточена върху най-масивния клъстер, дълбочина 15 Mpc / h. Показва плътността на тъмната материя (вляво), преминаваща към плътност на газа (вдясно). Мащабната структура на Вселената не може да бъде обяснена без тъмна материя. Пълният набор от това, което присъства във Вселената, диктува, че структурата се формира първо на малки мащаби, което в крайна сметка води до прогресивно по-големи и по-големи. (ИЛЮСТРИС КОЛЛАБОРАЦИЯ / ИЛЮСТРИЗ ИМУЛИРАНЕ)

Това лесно може да ни отведе до маси, които са много десетки милиони слънчеви маси по време, когато стигнем до първите галактики, но се случва и нещо друго. Не са само черните дупки, които се сливат заедно, за да изградят свръхмасивни в центъра; всеки въпрос попада в тях! Тези ранни галактики са компактни обекти и са пълни със звезди, газ, прах, звездни струпвания, планети и др. Всеки път, когато нещо се приближи твърде много до черна дупка, съществува риск да бъде погълнат.

Не забравяйте, че гравитацията е бягаща сила: колкото повече маса имате, толкова повече маса привличате. И ако нещо стане твърде близо до черна дупка, материята му се разтяга и нагрява, където ще стане част от диска за натрупване на черната дупка. Част от тази материя ще се нагрява и ускорява, където може да излъчва квазарни струи. Но някои от тях също ще попаднат, което ще доведе до нарастване на масата на черната дупка.

Когато черните дупки се хранят с материя, те създават акредиращ диск и биполярна струя, перпендикулярна на него. Когато струя от свръхмасивна черна дупка насочва към нас, ние го наричаме или BL Lacertae обект или блазар. Сега това се смята за основен източник както на космическите лъчи, така и на високоенергийните неутрино. (НАСА / JPL)

Ако имаше една лексика дума, която астрофизиците, които изучават растежа на обекта чрез гравитация, биха искали това да знае широката общественост, това би било това странно: нелинейно. Когато имате пространство на пространството, което е по-плътно от средното, предпочитано привлича материята. Ако е само с няколко процента по-гъста от средната, гравитационното привличане е само с няколко процента по-ефективно от средното. Удвоете сумата, която прекалявате, и удвоите сумата, която сте по-ефективни при привличането на неща.

Но когато достигнете определен праг от около два пъти по-голям от средния, вие ставате много повече от два пъти по-ефективни при привличането на друга материя. Когато започнете да „печелите“ гравитационната война, вие печелите все по-силно и по-трудно с течение на времето. Следователно най-масовите региони не само растат най-бързо, те ядат всичко около себе си. С течение на половин милиард години можете да сте огромни.

Далечната галактика MACS1149-JD1 е гравитационно отпусната от преден план на клъстера, което позволява да се изобразява с висока разделителна способност и на множество инструменти, дори без технология от ново поколение. (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), НАСА / ESA HUBBLE SPACE TELESCOPE , W. ZHENG (JHU), M. POSTMAN (STSCI), THE CLASH TEAM, HASHIMOTO ET AL.)

Най-ранните галактики и квазари, които някога сме открили, са сред най-ярките, най-масовите, които очакваме да съществуват. Те са големите победители в гравитационните войни на ранната Вселена: върховните космически свръхдоги. По времето, когато нашите телескопи ги разкриват, от 400 до 700 милиона години след Големия взрив (най-ранният квазар идва от 690 милиона години), те вече имат милиарди звезди и свръхмасивни черни дупки на много стотици милиони слънчеви маси.

Но това не е космическа катастрофа; това е доказателство, което показва изгубената сила на гравитацията в нашата Вселена. Засяти от първото поколение звезди и сравнително големите черни дупки, които те произвеждат, тези обекти се сливат и растат в един клъстер, а след това стават още по-големи, докато клъстерите се сливат, образувайки галактики, а галактиките се сливат и образуват по-големи галактики. Към днешна дата имаме черни дупки десетки милиарди, толкова масивни като Слънцето. Но дори и в най-ранните етапи, които можем да наблюдаваме, черните дупки на милиарди-слънчева маса са добре достъпни. Докато отлепваме космическото воал, се надяваме да научим как точно растат.

Допълнително четене на това каква е била Вселената, когато:

  • Как беше, когато Вселената се надуваше?
  • Какво беше, когато за първи път започна Големият взрив?
  • Как беше, когато Вселената беше най-горещата?
  • Как беше, когато Вселената за първи път създаде повече материя от антиматерия?
  • Как беше, когато Хигс даде маса на Вселената?
  • Как беше, когато за първи път направихме протони и неутрони?
  • Какво беше, когато загубихме последната си антиматерия?
  • Как беше, когато Вселената направи първите си елементи?
  • Как беше, когато Вселената за първи път направи атоми?
  • Как беше, когато във Вселената нямаше звезди?
  • Как беше, когато първите звезди започнаха да осветяват Вселената?
  • Какво беше, когато загинаха първите звезди?
  • Как беше, когато Вселената направи второто си поколение звезди?
  • Как беше, когато Вселената направи първите първи галактики?
  • Какво беше, когато звездна светлина за пръв път проби неутралните атоми на Вселената?

Starts With A Bang вече е на Forbes и е публикуван отново на Medium благодарение на нашите привърженици на Patreon. Итън е автор на две книги, „Отвъд галактиката“ и „Трекнология: Наука за звездното пътуване от трикрилите до Warp Drive“.