13 Minutės
Kai Jameso Webbo kosminis teleskopas (JWST) 2022 m. pradėjo grąžinti pirmuosius vaizdus, astronomai pastebėjo šimtus neįprastai kompaktiškų, ryškiai raudonų šviesos taškelių. Šios smulkios raudonos dėmės nėra vien tik blankūs dėmės — jos gali būti naujo tipo kosminiai objektai, verčiantys iš naujo peržiūrėti, kaip formavosi masyvios juodosios skylės ir galaktikos ankstyvajame Visatoje.
JWST mažos raudonos dėmės: atskleista nauja populiacija
Mažiau nei per mėnesį po to, kai Jameso Webbo kosminis teleskopas (JWST) 2022 m. vasarą paskelbė pirmuosius mokslinius vaizdus, stebėtojai pastebėjo gilųse dangaus nuotraukose netikėtą bruožą: labai kompaktiškus, giliau raudonus taškinius šaltinius, kurių Hablo teleskopas nebuvo užfiksavęs. Kadangi JWST yra optimizuotas infraraudonųjų bangų ilgiams, jis atskleidė objektus, skleidžiančius daugiausia energijos ilgesniuose bangų ilgiuose — artimoje ir vidurinėje infraraudonoje dalyje — sferoje, kurioje Hubble’as neturi jautrumo. Šios mažos raudonos dėmės iš karto išsiskyrė ir paskatino greitus tolesnius stebėjimus visoje astronomų bendruomenėje.
Spektroskopinė ir fotometrinė analizė parodė, kad daugelis šių raudonų šaltinių yra itin tolimi. Net artimiausi pavyzdžiai turi šviesos kelionės laiką maždaug 12 milijardų metų, o tai reiškia, jog juos matome tokius, kokie jie buvo tada, kai Visatai buvo tik kelios milijardinės metų. Astronominiais terminais, jų didelis raudonasis poslinkis (redshift) priskiria juos erai, kuri yra lemiama pirmųjų masyvių galaktikų formavimuisi ir supermasyviųjų juodųjų skylių sparčiam augimui.
Klasifikuodami objektus, astronomai remiasi fizikiniais modeliais: žvaigždės yra varomos branduoline sinteze, galaktikos — tai žvaigždžių ir dujų sujungtos sistemos, o aktyvios galaktikų šerdys (AGN) yra varomos medžiagos kaupimosi ant centrinės juodosios skylės. Tačiau mažos raudonos dėmės gerai neatitiko įprastinių šablonų. Jų kompaktiškumas, spalva ir pirminės fotometrinės savybės paskatino du plačius interpretacinius paaiškinimus: arba nepaprastai kompaktiškos, dulkėmis apsuptyje esančios žvaigždžių perpildytos galaktikos, arba tam tikra užslėpto AGN forma. Kiekviena iš šių galimybių turėjo nerimą keliančių pasekmių teorijoms apie ankstyvą Visatą.
Dvi konkuruojančios paaiškinimų kryptys: ekstremalios galaktikos ar paslėpti AGN?
Viena hipotezė siūlė, kad mažos raudonos dėmės yra itin kompaktiškos galaktikos, įspaustos su žvaigždėmis tankumu, kuris gerokai viršija įprastus galaktikų aplinkos rodiklius. Įsivaizduokite, kad šimtai tūkstančių Saulės masių būtų sutalpinami į tūrį, kuriame mūsų vietiniame kosminiame artumoje paprastai rastume tik vieną žvaigždę — toks mastelis buvo numatomas kai kuriuose ekstremaliuose žvaigždžių formavimosi modeliuose. Jei tai tiesa, reikėtų papildomos fizikos ar naujų mechanizmų, paaiškinančių labai ankstyvą žvaigždžių susidarymą ir dujų surinkimą.
Kita vertus, kai kurie tyrėjai teigė, kad šie objektai yra AGN — centrinės supermasyvios juodosios skylės, aktyviai kaupiančios medžiagą ir generuojančios ryškią spinduliuotę, tačiau stipriai paraudusios dėl dulkių. AGN gali nustelbti savo šeimininkių galaktikų spinduliavimą ir atrodyti taškiniai dideliuose atstumuose. Vis dėlto iki šiol surinkti spektrai rodė skirtumus lyginant su žinomais dulkių paraudintų AGN: emisijos linijų santykiai, kontinuumo formos ir charakteriniai spektriniai lūžiai skyrėsi. Be to, interpretuoti kiekvieną mažą raudoną tašką kaip dulkių uždengtą AGN reikštų netikėtai didelį masyvių juodųjų skylių skaičių jaunajame Visatoje.
Abi galimybės kėlė įtampą esamiems ankstyvųjų galaktikų evoliucijos modeliams. Jei mažos raudonos dėmės dominuojamos žvaigždžių, kaip galėjo tiek daug žvaigždžių susidaryti ir susitelkti tokioje ankstyvoje Visatos stadijoje? Jei jos dominuojamos AGN, koks mechanizmas pasėjo ir taip greitai išaugino tiek daug masyvių juodųjų skylių per pirmąją milijardą metų po Didžiojo sprogimo? Bendruomenė susitarė dėl vienos praktinės išvados: įtampai išspręsti reikalingi spektroskopiniai duomenys — šviesos, padalyto į bangos ilgius, matavimai — nes vien tik vaizdai neleidžia patikimai atskirti tarp kompaktiškų žvaigždžių protrūkių ir įvairių AGN tipų.
The RUBIES survey: spektroskopija kaip sprendimas
Norėdami gauti reikalingus spektrus, astronomai pasiūlė kelis JWST programų rinkinius. Tarp jų buvo RUBIES (Red Unknowns: Bright Infrared Extragalactic Survey), kurį vadovavo Anna de Graaff ir kolegos iš Max Planck astronomijos instituto bei partnerių institucijų. 2024 m. sausio–gruodžio mėn. RUBIES projektui pavyko gauti beveik 60 valandų JWST laiko ir surinkti spektrus maždaug 4 500 tolimų galaktikų — tai vienas didžiausių spektroskopinių duomenų rinkinių iš JWST ankstyvųjų operacijų.
Iš šio imties RUBIES komanda identifikavo 35 mažas raudonas dėmes, įskaitant anksčiau žinomus atvejus ir kelis naujus, ekstremalius objektus. Vienas ypač išsiskyrė: šaltinis, kurį komanda pavadino „The Cliff“. Jo spektras parodė neįprastai staigų lūžį — dramatišką šviesos srauto padidėjimą bangų ilgiuose, atitinkančiuose Balmerio lūžį, perėjusį raudonąjį poslinkį pagal objekto z reikšmę. The Cliff šviesa keliavo iki mūsų apie 11,9 milijardo metų, kas vietoje z ≈ 3,55, laikotarpyje, kai galaktikos ir juodosios skylės sparčiai evoliucionavo.
Balmerio lūžis yra spektrinis bruožas, atsirandantis dėl vandenilio atomų kolektyvinio absorbcijos elgesio žvaigždžių atmosferose; jis įprastai matomas galaktikose, kurių žvaigždžių mišinys sukelia specifinį spektrinį atsaką. Tačiau The Cliff spektre lūžio amplitudė ir aštrumas buvo ryškiai ekstremalesni už tipiškus galaktikinius pavyzdžius ir labiau priminė vienos labai karštos žvaigždės atmosferos spektrą. Toks neatitikimas padarė The Cliff idealų bandymų atvejį: esami galaktikų ir AGN modeliai negalėjo patenkinamai atkartoti stebimo spektro.
Kodėl The Cliff netiko įprastiems modeliams
De Graaff ir bendradarbiai atliko išsamias pritaikymo procedūras, nagrinėdami daugybę scenarijų: stipriai dulkėmis aprėktus žvaigždžių protrūkius, kompozitines sistemas, kuriose yra tiek žvaigždžių, tiek dulkėmis uždengtų AGN indėlis, grynus labai paraudijusius AGN ir minėtų derinius. Nei vienas iš standartinių šablonų neparodė įtikinamo atitikimo The Cliff staigiam Balmerio tipo lūžiui ir bendram kontinuumo bei spalvų profiliui.
Toks nesėkmės rezultatas paskatino radikalesnį mąstymo posūkį: o jeigu Balmerio tipo požymis The Cliff nėra sukurtas žvaigždžių populiacijos, bet atsiranda dėl tankios dujų ertmės, įkaitintos centrinės kaupiančios juodosios skylės spinduliavimo? Nors tai netradiciška, panašios konfigūracijos jau buvo nagrinėtos teoriniuose modeliuose mažesnės masės juodosioms skylėms: centrinis ryškus šaltinis, apsuptas optiškai tankios sferinės dujų apvalkalo, gali suformuoti fotosferą, imituojančią žvaigždžių spektrus. RUBIES komanda adaptavo šią idėją supermasyviam mastui ir ištyrė jos pasekmes.
Įvadas į „juodosios skylės žvaigždę“ (BH*): hibridinis šviesos šaltinis
De Graaff ir kolegos pasiūlė modelį, kurį vadina juodosios skylės žvaigžde, žymimu BH* — kaupiančia supermasyvia juodąja skyle su karštu akrecijos disku, apsupta tankaus, turbulentiško, sferinio vandenilio dujų apvalkalo. Sistema nėra žvaigždė klasikinia prasme: jos centre nevyksta branduolinė sintezė. Vietoje to, krentančios medžiagos gravitacinė energija virsta šiluma ir spinduliavimu akrecijos diske bei vidinėse zonose prie juodosios skylės. Tas centrinis variklis įkaitina aplinkinį apvalkalą taip, kad iš išorės jis primena švytinčią, išsiplėtusią fotosferą.
Kaip BH* imituoja žvaigždės spektrą
- Tankus apvalkalas tampa optiškai storas trumpuose bangų ilgiuose ir suformuoja fotosferą, kurios spinduliavimas primena karštos žvaigždės atmosferą.
- Turbulencija ir didelės greičio dispersijos dujose platesnina spektrinius bruožus, tačiau bendras kontinuumas gali rodyti išreikštą Balmerio tipo lūžį, jei apvalkalo temperatūra ir jonizacijos būsena tam yra palankios.
- Skirtingai nei dulkėmis aprėkti AGN, BH* modeliuose paraudimas kyla daugiausia dėl dujų apvalkalo fizinių savybių (temperatūros ir optinės storos), o ne dėl kietų dulkių dalelių — tai keičia numatomą spektrinę energijos paskirstymo formą ir infraraudonąjį atsaką.
Kai RUBIES autorių taikė supaprastintus BH* radiacinio perdavimo (radiative-transfer) modelius The Cliff atvejui, rezultatas buvo perspektyvus: modeliai atkartodavo staigų spektrinį pakilimą Balmerio lūžio vietoje ir geriau sutapo su kontinumu nei įprasti galaktikų ar AGN šablonai. Konkrečiai The Cliff atveju BH* modelis turėtų dominuoti stebimoje spinduliuotėje; mažesnėms ir ne tokios ekstremalios mažoms raudonoms dėmėms bendras spektras galėtų būti centrinių BH* ir aplinkinių žvaigždžių mišinio rezultatas.
Pasekmės ankstyvajam juodųjų skylių augimui ir galaktikų evoliucijai
Jeigu juodosios skylės žvaigždės egzistuoja, jos galėtų pakeisti mūsų supratimą apie tai, kaip kai kurios supermasyvios juodosios skylės užaugo tokios didelės taip greitai. Ankstesni teoriniai darbai su tarpinės masės juodosiomis skylėmis parodė, kad optiškai storas dujų apvalkalas gali veikti kaip rezervuaras, efektyviai tiekiantis medžiagą centriniam objektui ir leidžiantis sparčiai auginti masę, tuo pat metu perdarant (reprocess) spinduliuotę į spektrą, panašų į žvaigždinį fotosferos išsiskyrimą. Šio mechanizmo skaliavimas iki supermassyvo lygio galėtų sudaryti kelią greitam juodųjų skylių surinkimui per pirmuosius kelis milijardus metų kosminės istorijos.
Šiai idėjai yra keli patrauklūs padariniai. Pirma, tai padeda paaiškinti, kodėl JWST aptinka netikėtai masyvias juodąsias skyles dideliame raudonajame poslinkyje — BH* konfigūracija galėtų leisti palaikyti aukštus kaupimosi tempus, neišvalant iš karto aplinkinių dujų. Antra, kadangi apvalkalas gali perdaryti energetinę spinduliuotę į infraraudonąją dalį, BH* sistemos gali atrodyti ypač raudonos ir kompaktiškos, atitinkančios daugelio mažų raudonų dėmių stebimas savybes.
Visgi lieka svarbių išimčių ir apribojimų. Dabartiniai RUBIES pateikti BH* modeliai yra koncepcijų įrodymas: supaprastinti ir idealizuoti. Jie atkartoja pagrindinius The Cliff spektrinius bruožus, bet dar nėra išsamūs pritaikymai visiems stebimiems bangos ilgiams ir emisijos linijoms. Kryžminiai klausimai lieka: kaip tokie apvalkalai susiformuoja ir išlieka esant stipriems akrecijos sukeliamiems išmetimams? Kas subalansuoja įtekėjimą, tiekiantį dujas juodajai skylei, su vėjais ir spinduliavimo spaudimu, kurie linkę sklaidyti apvalkalą? Ir svarbiausia — kiek dažnai tokios sistemos pasitaikė palyginti su įprastomis galaktikomis ir AGN tuo pačiu kosminiu laikotarpiu?
Ką daryti toliau: stebėjimai, simuliacijos ir testai
Išsiaiškinti, ar juodosios skylės žvaigždės yra realūs astrofiziniai objektai — ir suprasti jų vaidmenį kosminėje istorijoje — reikia tiek daugiau duomenų, tiek detalesnio modelavimo. Laimei, RUBIES komanda jau užsitikrino tolesnius JWST stebėjimus kai kuriems pasirinktiniams mažoms raudonoms dėmėms, įskaitant The Cliff. Būsimi spektrai, turintys didesnę skiriamosios gebos vertę ir išplėstą bangų ilgių aprėptį, orientuosis į emisijos linijas ir kontinuumo bruožus, galinčius atskirti fotojonizuotą žvaigždžių populiaciją, dulkėmis paraudintą AGN ir BH* apvalkalo modelį.
Teorinėje pusėje reikalingos sudėtingesnės radiacinio perdavimo simuliacijos. Šios turi sujungti dujų įtekėjimo ir turbulencijos dinaminius modelius su realistiškais akrecijos fizikos, spinduliavimo spaudimo ir grįžtamojo ryšio (feedback) aprašais. Jei modeliai galės parodyti, kad apvalkalas gali būti papildytas ir palaikomas pakankamai ilgai, kad atitiktų stebimų mažų raudonų dėmių skaičių, BH* hipotezė įgis daugiau svorio.
Kitos observatorijos vaidins papildomą vaidmenį. Žemės teleskopai su galingais infraraudonųjų spektrografais gali sekti ryškesnius pavyzdžius; ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) gali tirti šaltas dujas, galinčias maitinti apvalkalą; o galbūt ateities kartos observatorijos galės išspręsti erdvinę struktūrą ryškiausiose sistemose. Kartu daugiabangiai stebėjimai patikrins, ar infraraudonoji spinduliuotė iš tiesų kilusi iš fotosferos tipo dujų apvalkalo ar iš visiškai kito mechanizmo.
Ekspertės įžvalga
"Idėja apie juodosios skylės žvaigždę yra provokuojanti, nes ji jungia du paprastai atskirus režimus — žvaigždei būdingas fotosferas ir kaupiančias juodąsias skyles," sako dr. Leila Moreno, fiktyvi astrofizikė, besispecializuojanti aukšto raudonojo poslinkio galaktikose. "Jeigu tokie apvalkalai gali būti palaikomi, jie suteiktų elegantišką paaiškinimą keliems JWST mažų raudonų dėmių paradoksams: kompaktiškumui, intensyviam infraraudonajam spinduliavimui ir spektrinėms formoms, kurios neprimena įprastų dulkių uždengtų AGN. Tačiau velnias slypi detalėse — mums reikia emisijos linijų diagnostikos ir dinaminių požymių, rodančių, kad dujos elgiasi taip, kaip prognozuoja modeliai."
Dr. Moreno priduria: "Artimiausi keleri metai bus lemiami. Su išsamesniais JWST spektrais ir patobulintomis simuliacijomis galėsime pereiti nuo viliojančių koncepcijų prie tvirtų testų. Ar atversime naują, trumpalaikę fazę juodųjų skylių ir galaktikų augime, ar patobulinsime mūsų supratimą apie tai, kaip kompleksiniai žvaigždžių, dulkių ir AGN mišiniai gali apsimesti kažkuo visiškai kitu — paaiškės greitai."
Iššūkiai ir atviri klausimai
Be papildomų stebėjimų ir geresnio modelavimo poreikio, BH* scenarijus kelia keletą fundamentalių klausimų. Kokie fizikiniai procesai surenka ir stabilizuoja tankų, sferinį apvalkalą aplink supermasyvią juodąją skylę ankstyvajame Visatos etape? Kaip apvalkalas išlaiko pusiausvyrą prieš juodosios skylės energetinį poveikį? Ar nuolatinis dujų įtekėjimas iš aplinkinės galaktikos pakankamas atstatyti medžiagą, prarandamą akrecijos ir vėjų metu? Ir svarbiausia — kaip dažnai ši fazė vyko per visą kosminę istoriją?
Atsakymai į šiuos klausimus reikalauja tarpdisciplininio darbo: hidrodinaminių centrų galaktikų centro simuliacijų, spinduliavimo ir hidrodinamikos (radiation-hydrodynamics) jungimo apvalkalo evoliucijai modeliuoti ir kruopštaus daugiabangio stebėjimų diagnostikos interpretavimo. Kiekvienas sėkmingas modelio prognozės patvirtinimas ir atitikimas stebėjimams sugriežtins apribojimus ankstyvo juodųjų skylių augimo, žvaigždžių formavimo efektyvumo tankiose aplinkose ir galaktikų surinkimo laiko juostos modeliams.
Platesnis kontekstas: kodėl mažos raudonos dėmės yra svarbios
Šie kompaktiški raudonieji šaltiniai yra daugiau nei nauja egzotinių objektų kategorija — jie tiria kertinius ankstyvos Visatos procesus. Suprasti juos reiškia tiesiogiai išsiaiškinti, kaip formavosi pirmosios masyvios struktūros, kaip kartu evoliucionavo juodosios skylės ir galaktikos, ir kaip energetinis grįžtamasis ryšys reguliavo žvaigždžių formavimąsi. JWST nepalyginamas jautrumas infraraudonajai daliai atvėrė naują langą į epochą, kai šie procesai veikė intensyviausiai.
Nepriklausomai nuo to, ar mažos raudonos dėmės paaiškės esant nepaprastomis žvaigždžių gamyklomis, dulkių aptrauktomis AGN, juodųjų skylių žvaigdėmis, ar tokių mišiniu, pats atradimas pabrėžia naujų stebėjimo galimybių transformuojamąją jėgą. Kiekvienas netikėtas stebėjimas priverčia teoretikus peržiūrėti prielaidas ir sukurti naujus mechanizmus, skatindamas produktyvų duomenų ir modelių dialogą, kuris stumia astrofiziką pirmyn.
Ateities testai: kas nulems sprendimą
Pagrindiniai stebėtiniai testai gali atskirti konkuruojančius paaiškinimus. Aukštos skiriamosios gebos spektrai, parodantys nebuliarių emisijos linijų santykį, nurodys, ar jonizacija dominuojama žvaigždžių populiacijų, ar aštraus AGN tipo šaltinio. Linijų greičių pločiai ir profiliai gali atskleisti, ar skleidžiančios dujos yra turbulentiškame sferiniame apvalkale, rotuojančiame diske ar išmetamuose vėjuose. Vidurinės ir tolimosios infraraudonosios observacijos gali apriboti dulkių buvimą ir savybes, o milimetrinės bangos stebėjimai gali atsekti šaltąsias dujas, galinčias maitinti ilgalaikį apvalkalą.
Lygiagrečiai, teorinis darbas turi prognozuoti ne tik kontinuumo formas, bet ir konkrečių spektrinių linijų stiprius ir kintamumo požymius, būdingus BH* sistemoms. Jei BH* apvalkalai sukelia prognozuojamą laiko kintamumą, atspindintį akrecijos svyravimus, stebėjimų programos galėtų pateikti papildomą atskiriamą efektą.
Kol kas BH* koncepcija lieka intriguojančia, atsargiai suformuluota galimybe, paremta naujais JWST duomenimis ir fiziniu supratimu. Tai gali būti ne galutinis atsakymas — bet tai stiprus priminimas, kad ankstyvoji Visata vis dar turi staigmenų, laukiančių mūsų, ir kad kiekvienas netikėtas stebėjimas yra proga tikslinti mūsų kosminę istoriją.
Šaltinis: scitechdaily
Palikite komentarą