Сформулируйте и сравните модели роста сверхмассивных черных дыр в ранней Вселенной (быстрый аккрецированный рост, слияния, прямой коллапс газовых облаков) и предложите наблюдательные критерии для отличия этих сценариев
Сформулируйте и сравните модели роста сверхмассивных черных дыр в ранней Вселенной (быстрый аккрецированный рост, слияния, прямой коллапс газовых облаков) и предложите наблюдательные критерии для отличия этих сценариев
Не можешь разобраться в этой теме?
Обратись за помощью к экспертам
Гарантированные бесплатные доработки в течение 1 года
Быстрое выполнение от 2 часов
Проверка работы на плагиат
Поможем написать учебную работу
Модели
1) Быстрый аккреционный рост (Eddington / супер-Эддингтоновский)
- Формулировка: черная дыра растёт за счёт аккумулирования газа. При строгом Эддингтоновском темпе масса растёт экспоненциально
M(t)=M0exp (ttS),M(t)=M_0\exp\!\left(\frac{t}{t_S}\right),M(t)=M0 exp(tS t ), где Сальпетерово время
tS=ϵ1−ϵcσT4πGmp≈4.5×107 yr (ϵ0.1).t_S=\frac{\epsilon}{1-\epsilon}\frac{c\sigma_T}{4\pi G m_p}\approx 4.5\times10^7\ \mathrm{yr}\,\left(\frac{\epsilon}{0.1}\right).tS =1−ϵϵ 4πGmp cσT ≈4.5×107 yr(0.1ϵ ). - Супер-Эддингтоновский режим (фотонная ловушка, крупномасштабные ветры) позволяет темпам значительно превосходить Эддингтонский на краткие промежутки, сокращая требуемое время роста.
- Требования и проблемы: подача большого количества холодного низкоуглового момента газа, регулирование излучением/ветрами; риск оттока и самоограничения.
2) Слияния черных дыр (иерархическая сборка)
- Формулировка: масса SMBH нарастает через последовательные слияния небольших черных дыр, сопровождаемые газовой аккрецией. Характерные параметры: частота слияний, масса начальных «сидов», влияние гравитационного отката (recoil).
- Проблемы: время для достижения больших масс; гравитационные откаты могут выбивать BH из малых протогалактик; требуется частые и крупные слияния для быстрого роста к z≳6z\gtrsim6z≳6.
3) Прямой коллапс газовых облаков (Direct Collapse Black Holes, DCBH)
- Формулировка: в специальных условиях (пресная/низкометалличная газовая среда, подавление H2-охлаждения при сильном Lyman–Werner фоновом поле) протогалактический газ в гало с Tvir≳104T_{\rm vir}\gtrsim10^4Tvir ≳104 K коллапсирует почти напрямую в массивный «сид» с массой
Mseed∼104−106 M⊙.M_{\rm seed}\sim10^{4}-10^{6}\,M_\odot.Mseed ∼104−106M⊙ . - Требования: критический фон LW JcritJ_{\rm crit}Jcrit (порядка J21∼102−104J_{21}\sim10^2-10^4J21 ∼102−104 в зависимости от спектра), низкая металличность, угнетение фрагментации.
- Преимущество: большие стартовые массы снижают требования на быстрый последующий рост.
Сравнение (ключевые отличия)
- Стартовая масса: поп-III сиды M∼101−103 M⊙M\sim10^1-10^3\,M_\odotM∼101−103M⊙ ; DCBH M∼104−106 M⊙M\sim10^4-10^6\,M_\odotM∼104−106M⊙ . Это критично для времени достижения M∼109 M⊙M\sim10^9\,M_\odotM∼109M⊙ к z∼6−7z\sim6-7z∼6−7.
- Временные ограничения: при чистом Эддингтоновском росте требуемое время для увеличения на фактор 10610^6106 примерно
t≈tSln(106)∼6×108 yr (ϵ=0.1),t\approx t_S\ln(10^6)\sim 6\times10^8\ \mathrm{yr}\ (\epsilon=0.1),t≈tS ln(106)∼6×108 yr (ϵ=0.1), что близко к возрасту Вселенной при z∼7z\sim7z∼7. Супер-Эддингтоновский рост или большие сиды (DCBH) облегчают задачу.
- Окружающая среда: DCBH формируются в малометалличной, сильно облучаемой среде; быстрорастущие аккреционные AGN часто сильно запылены/обструкционированы; слияния связаны с динамически бурными, морфологически нарушенными хостами.
- Энергетические выходы и обратные связи: супер-Эддингтоновский режим — мощные ветры/изменённый SED; крупные слияния — всплески двойных AGN и кик-эффекты; DCBH могут быть первоначально «облачными»/обсуржёнными.
Наблюдательные критерии для различения сценариев
1) Масштаб начальной массы и массовая функция на высоких z
- DCBH: относительно высокая доля массивных SMBH уже при очень высоких z (z>10z>10z>10); отсутствие необходимости в экстремальном сверх-Эддингтоне.
- Тест: измерение функции масс BH и кумулятивной плотности к z≳7−10z\gtrsim7-10z≳7−10 (JWST, ELT): избыточное число тяжёлых BH при ранних эпохах указывает в пользу DCBH/супер-Эдд. рост.
2) Соотношение масса BH / масса звёзд хозяйской галактики
- DCBH: высокий MBH/M⋆M_{\rm BH}/M_\starMBH /M⋆ на ранней стадии (тяжёлый BH в ещё неразвитой галактике).
- Тест: высокое MBH/M⋆M_{\rm BH}/M_\starMBH /M⋆ уравновешивает в пользу DCBH (измеряется JWST+ALMA).
3) Металличность и линии высокой энергии
- DCBH: низкая металличность в окрестности, сильные рекомбинационные линии He II 164016401640 Å и слабые металлопрокалы (NV, CIV) в ранней фазе.
- Быстрый аккреционный рост в уже обогащённой среде: более развитые металлические линии и пыли.
- Тест: спектроскопия (JWST/NIRSpec) — соотношение He II/Lyα, сила линий металлов.
4) SED, X-ray и признаки аккреции
- Супер-Эддингтонский аккреtion: более мягкий/ультрафильтрованный SED, сильные ветры — широкие синие поглощения, мощное IR-излучение из-за перераспределения; X-ray может быть слабее на единицу оптической люминесценции.
- Эддингтонский режим: классический квазариональный SED, сильное X-ray.
- Тест: соотношение LX/LUVL_X/L_{\rm UV}LX /LUV , спектральные наклоны, наличие экстремальных outflow-черточек (ALMA, Chandra, Athena).
5) Морфология хоста и двойные AGN / смещённые источники
- Слияния: двойные/смещённые AGN, двойные пиковые эмиссионные линии, сильные приливные признаки в оптике/подформи в mm.
- Гравитационный откат: смещённые AGN относительно центра галактики.
- Тест: высокоразрешающая визуализация (JWST/ELT/ALMA) и поиск двойных ядер; следы слияний в морфологии.
6) Гравитационные волны
- Слияния: частота и масса слияний маленьких/средних BH дают сигнатуру для LISA: массовая и красшифт-зависимая статистика слияний.
- DCBH-предсказание: более частые слияния массивных сидов будут давать специфический спектр GW-событий высокого масс-умасса.
- Тест: LISA — масс-рaспределение и z слияний.
7) Козвенное окружение: Lyman-α/крупные гало
- DCBH в густой газовой среде могут давать сильные, расширенные Lyα-галла и жёсткую He II эмиссию до появления сильной металличности.
- Тест: глубокие наблюдения Lyα- и He II-гаражей (MUSE, JWST).
Практическая стратегия различения (комбинация наблюдений)
- Сочетание: массовая функция и число ярких квазаров к z>7z>7z>7 (количество), спектроскопия линии He II/металлов, соотношение LX/LUVL_X/L_{\rm UV}LX /LUV , измерение MBH/M⋆M_{\rm BH}/M_\starMBH /M⋆ и морфологии хостов, поиск двойных AGN и GW-событий. Совокупность признаков (высокий MBH/M⋆M_{\rm BH}/M_\starMBH /M⋆ , низкая металличность, сильный He II, отсутствующая развитая звёздная масса) будет поддерживать сценарий DCBH; сильные ветры, мягкий SED и признаки сверх-Эддингтона — за быстрый аккреционный рост; высокая доля двойных/смещённых AGN и частые GW-события — за слияния.
Краткие числовые ориентиры
- Сидовые массы: поп-III Mseed∼101−103 M⊙M_{\rm seed}\sim10^{1}-10^{3}\,M_\odotMseed ∼101−103M⊙ ; DCBH Mseed∼104−106 M⊙M_{\rm seed}\sim10^{4}-10^{6}\,M_\odotMseed ∼104−106M⊙ .
- Сальпетерово время: tS≈4.5×107t_S\approx4.5\times10^7tS ≈4.5×107 yr при ϵ=0.1\epsilon=0.1ϵ=0.1.
- Критический LW-фон для DCBH: Jcrit∼102−104J_{\rm crit}\sim10^2-10^4Jcrit ∼102−104 в единицах J21=10−21J_{21}=10^{-21}J21 =10−21 erg s−1^{-1}−1 cm−2^{-2}−2 Hz−1^{-1}−1 sr−1^{-1}−1.
Заключение (в одну фразу)
- Различить сценарии можно лишь мультивимпольными наблюдениями: массовая функция BH на ранних z, спектроскопия (He II/металлы), SED/X-ray, морфология хоста и будущие GW-детекции вместе дают диагностические признаки для определения доминирующего механизма роста.