Загадка ранних квазаров решена?

Совсем недавно появилась публикация, вызвавшая отклик в широкой прессе ¹. Авторы статьи претендуют на решение проблемы тяжелых ранних квазаров.

Проблема заключается в том, что есть некое ограничение на скорость роста квазаров, из-за которого последние не успевают дорасти до своей массы ко времени, в котором их наблюдают (миллиард солнечных масс, 650 млн лет от Большого взрыва). Ограничение называется «эддингтоновский темп аккреции», оно связано с тем, что если квазар мощнее некоторого порога, то давление его излучения превышает силу гравитации, и аккреция тормозится.

Возможно, это ограничение в реальности не работает, и проблема отсутствует. Дело в том, что эддингтоновский темп аккреции обратно пропорционален эффективности аккреции: малая эффективность — мало света, маленькое давление. Последняя величина довольно плохо оценивается, особенно для высоких темпов аккреции. Проблема нехватки времени для образования тяжелых ранних квазаров возникает, если задаться эффективностью аккреции 0,1, т. е. высвечивается 10% от Мс² упавшего в черную дыру вещества. Такая величина появляется в простых популярных моделях аккреции. Если средняя эффективность будет хотя бы в пару раз ниже, проблема исчезает. Но процесс интенсивной аккреции настолько сложен, что вряд ли кто-то сможет гарантировать ответ с точностью до двойки. Этот вопрос более подробно рассмотрен в заметке, опубликованной в ТрВ-Наука в прошлом году ².

Есть и другой способ решения парадокса — если рост квазара стартовал с «зародышевой» (seed) черной дыры с массой 10⁴–10⁵ солнечных масс через 100 млн лет после Большого взрыва, то времени хватает и при эддингтоновской аккреции с эффективностью 0,1. В упомянутой выше статье¹ предлагается решение проблемы тяжелых зародышей квазаров. Статья довольно сумбурно написана, содержит ошибки, пропущенные рецензентом (например, перепутан знак степени температуры, 10^–3 вместо 10³ К, в цветовой шкале к рисунку), разбираться в ней довольно тяжело. Видимо, это можно списать на спешку, но, вполне возможно, суть ухвачена верно.

Работа основана на «массивном» численном моделировании динамики среды в ранней Вселенной. Гидродинамика, гравитация, темная материя плюс химическая эволюция с учетом всех возможных состояний двух присутствовавших в те времена элементов: H, He, e^–, H⁺, He⁺, He₂⁺, H^–, H₂ и H₂⁺. Оказывается, самые интересные вещи получаются не из-за классической джинсовской неустойчивости (т. е. роста возмущений плотности из-за гравитации, преодолевающей тепловое давление), а из-за динамических «схлопываний», когда два холодных потока сходятся навстречу друг другу и возникают уплотнения большого масштаба, которые в конечном счете превращаются в гигантские звезды массой 30–40 тыс. солнечных масс. Именно это происходило в их модели.

Очень важная вещь — охлаждение, поскольку адиабатическое повышение температуры препятствует гравитационному сжатию. Авторы утверждают, что в их моделировании эффективно работает так называемое Н₂-охлаждение. Получается, что при сжатии газа значительная часть водорода переходит в молекулярную форму. При этом включаются ротационные, а при более высоких температурах — и вибрационные возбуждения молекул Н₂. Они разряжаются инфракрасными фотонами, для которых среда прозрачна: большинство молекул возбуждено за счет столкновений и не могут поглотить фотон. Таким образом, инфракрасное излучение молекулярных линий водорода уносит из облака тепловую энергию. Эффективность этого процесса была вычислена еще в 1990-х годах ³. Авторы использовали существующий космологический код Enzo, проведя единичную симуляцию. Стартовали с облака массой 4 × 10⁵ М_ʘ при z = 35 (около 80 млн лет от рождения Вселенной), которое потом росло из-за притока газа. При этом, как считается, должны образовываться звезды населения III, т. е. большие звезды без тяжелых элементов в сотни солнечных масс. У них они не рождались из-за сверхзвуковых турбулентных движений газа, зато в этой конкретной симуляции за миллион с лишним лет образовались два больших комка, которые в конечном счете сжались в звезды массой 30 тыс. и 40 тыс. М_ʘ (см. рис. ниже).

Эволюцию этих сверхмассивных звезд-монстров авторы прослеживали с помощью другой общедоступной программы MESA. В их расчетах звезды довольно быстро прогорают и целиком коллапсируют в черные дыры из-за релятивистской гравитационной неустойчивости. Сами звезды, будучи на 7–8 порядков ярче Солнца, не дотягивают до того, чтобы их мог наблюдать «Джеймс Уэбб», но бурно аккрецирующие черные дыры массой ~10⁵ M_ʘ должны быть видны уже вскоре после своего образования.

В целом, работа производит впечатление кавалерийского наскока. Это всё очень интересно, возможно, ухватывает нечто реально происходившее, но пока на результаты трудно полагаться. Коды общего пользования при отклонении параметров от области, для которой они создавались и отлаживались, часто приводят к абсурдным результатам — это относится к моделированию эволюции невероятно массивных звезд. Сама идея о тяжелых зародышах черных дыр вполне правдоподобна: рассматривались сценарии, когда массивное облако порядка миллиона солнечных масс коллапсирует напрямую в черную дыру. В целом, область исследований чрезвычайно интересна, особенно в связи с началом работы космического телескопа «Джеймс Уэбб».

Борис Штерн

¹ Latif M. A., Whalen D. J., Khochfar S., Herrington N. P., Woods T. E. Turbulent cold flows gave birth to the first quasars // Nature. Vol 607. 7 July 2022. doi.org/10.1038/s41586-022-04813-y

² Штерн Б. Откуда взялись мощные ранние квазары? // ТрВ-Наука № 323 от 23 февраля 2021 года. trv-science.ru/2021/02/otkuda-vzyalis-moshhnye-rannie-kvazary/

³ Le Bourlot J., Pineau des Forêts G., Flower D. R. The cooling of astrophysical media by H2 // Mon. Not. R. Astron. Soc. 305, 802–810. 30 May 1999. doi.org/10.1046/j.1365-8711.1999.02497.x