Οι μεγαλύτερες μαύρες τρύπες στον Κόσμο μπορεί να έχουν μεγαλώσει μέσα στις ‘κοιλιές’ γιγαντιαίων άστρων, προτείνει ο αστροφυσικός Mitchell Begelman. Αν υπάρχουν τελικά αυτά τα αντικείμενα – που ο Mitchell Begelman ονομάζει ημιαστέρες ή quasistars (blackhole stars), τότε μπορεί είναι αρκετά φωτεινά ώστε να τις δούμε από πολύ μακριά. Με λίγα λόγια πιστεύει ότι οι υπερβαρέες μαύρες τρύπες στο κέντρο των γαλαξιών στο πρώιμο σύμπαν μπορεί να σχηματίστηκαν διαφορετικά από τις αστρικές, ξεκινώντας από ένα τεράστιο νέφος αερίου κατευθείαν προς μία μαύρη τρύπα – και πηδώντας το στάδιο του άστρου εντελώς.
Η θεωρία των ημιαστέρων είναι μια προσπάθεια να εξηγηθεί η ύπαρξη των υπερβαρέων μαύρων οπών, τις οποίες οι αστρονόμοι έχουν ανιχνεύσει στις καρδιές των περισσότερων μεγάλων γαλαξιών, και η των οποίων προέλευση είναι ακόμα άγνωστη.
Οι μικρότερες μαύρες τρύπες είναι ευκολότερο να ερμηνευτούν – ο πυρήνας ενός μεγάλου άστρου μπορεί μερικές φορές να καταρρεύσει προς μία μαύρη τρύπα που θα έχει περίπου 10 φορές τη μάζα του ήλιου. Αλλά οι πολύ μεγάλες τρύπες μπορεί να είναι δισεκατομμύρια φορές πιο βαριές.
Είναι δυνατό οι μικρότερες μαύρες τρύπες να μεγαλώσουν αν καταναλώσουν είτε γειτονικά τους άστρα είτε αέριο είτε αν συγκρουστούν η μία με την άλλη και ακολούθως να συγχωνευτούν. Αλλά θα έπρεπε να μεγαλώνουν πολύ γρήγορα με βάση τους κοσμικούς όρους, γιατί ξέρουμε ότι μερικές υπερβαρέες μαύρες τρύπες είχαν ήδη γίνει μερικές εκατοντάδες εκατομμύρια χρόνια μετά από τη big bang.
Ο Mitchell Begelman και οι συνάδελφοι του στο πανεπιστήμιο του Boulder, έχουν υπολογίσει πώς μπορεί οι μεγάλες μαύρες τρύπες να έγιναν όπως είναι τώρα.
Επειδή στο πρώιμο σύμπαν ήταν διαδεδομένα τα μεγάλα νέφη από υδρογόνο και ήλιο, λέει ο Begelman ότι εάν ένα τέτοιο νέφος κατέρρευσε σχηματίζοντας ένα βαρύ αστέρι, τότε ένας πυκνός κόμβος αερίου θα μπορούσε να συσσωρευτεί πολύ γρήγορα στον πυρήνα του, που εν συνεχεία θα κατέρρεε σε μια μικρή μαύρη τρύπα!
Όταν αυτό συμβεί σε αστέρια λίγες φορές πιο βαριά από τον ήλιο μας, τότε η τεράστια ενέργεια που απελευθερώνεται είναι αρκετή για να ανατινάξει μακριά τα περιβάλλοντα στρώματα του αερίου, αποκαλύπτοντας μια λαμπρή έκρηξη σουπερνόβα.
Όμως εφ’ όσον ένα τέτοιο αντικείμενο στο πρώιμο σύμπαν – ο ημιαστέρας ή quasistar όπως λέγεται – έχει τουλάχιστον 1000 φορές τη μάζα του ήλιου, τότε ο μεγάλος όγκος του θα μπορούσε να έχει απορροφήσει όλη αυτήν την ενέργεια που περιέχει η σουπερνόβα, και να γίνει ένας ήλιος μαύρη τρύπα!
Το έμβρυο της μαύρης τρύπας θα μπορούσε έπειτα να μεγαλώσει γρήγορα, γιατί θα τρέφεται από το πυκνό σώμα του ημιαστέρα. Το αέριο που πέφτει πάνω στην μαύρη τρύπα θα θερμαινόταν και θα αποδέσμευε ένα τεράστιο ποσό ακτινοβολίας, τόσο πολύ που η πίεσή της ακτινοβολίας θα συγκρατούσε ψηλά τα στρώματα του άστρου πάνω από τη μαύρη τρύπα.
Αυτό θα μπορούσε να οδηγήσει σε μια ενδεχομένως ασταθή κατάσταση, γιατί ένα πυκνό στρώμα αερίου θα ήταν πάνω από ένα ελαφρύτερο στρώμα. Ο Begelman υποψιάζεται ότι η πίεση θα μειωνόταν αν κάποια ακτινοβολία θα έφευγε προς τις "φυσαλίδες φωτονίων", μεγάλες φυσαλίδες ακτινοβολίας που θα εκρηγνύονταν από την επιφάνεια του αστεριού.
"Η σκέψη μου είναι ότι θα έπρεπε να είναι αφρώδης," λέει ο Begelman.
Η ‘κύηση’ θα διαρκούσε ένα εκατομμύριο χρόνια, μέχρι το σημείο που η τρύπα θα μπορεί να φθάσει τουλάχιστον τις 10.000 ηλιακές μάζες – που δεν φτάνει μια ενήλικη υπερβαρέα μαύρη τρύπα, αλλά είναι ένα αρκετά μεγάλο βρέφος μαύρη τρύπα. Με ένα τέτοιο αρχικό ξεκίνημα, θα ήταν σχετικά εύκολο να φθάσει το ένα δισεκατομμύριο ηλιακές μάζες αν τρέφεται με άστρα και άλλες μαύρες τρύπες.
Αλλά υπάρχει ένα ζήτημα σχετικό με την ταχύτητα αύξησης της μάζας της μαύρης τρύπας. Μπορεί να αυξηθεί πολύ γρήγορα, εάν κάτι μπορεί να το τραβήξει όπως για παράδειγμα η σκοτεινή ύλη. Σύμφωνα με τον Begelman, μια εξωτερική δύναμη – πχ η βαρύτητα από έναν μεγάλο φωτοστέφανο σκοτεινής ύλης – θα μπορούσε να εξαναγκάσει το αέριο να πέσει σε μια κεντρική περιοχή.
Οι αστρονόμοι μπορεί να είναι σε θέση να εξετάσουν την ιδέα αυτή ψάχνοντας στον ουρανό για αυτά τα αντικείμενα. Ένας ημιαστέρας ή quasistar θα ήταν λίγο ψυχρότερος από όσο ο ήλιος μας, υπολογίζει ο Begelman, αλλά με μια διάμετρο πάνω από 10 δισεκατομμύρια χιλιόμετρα, θα παρήγε τόσο φως όσο ένας μικρός γαλαξίας.
Η ανίχνευση τους, εντούτοις, θα είναι δύσκολη. Είναι πολύ πιθανό να έχουν ζήσει στο πρώιμο σύμπαν, όταν τα άστρα τότε θεωρούνται πως ήταν πολύ πιο βαριά από ό,τι είναι σήμερα. Η διαστολή δε του χώρου από τότε θα έχει ‘τεντώσει’ (αυξήσει) το μήκος κύματος της ακτινοβολίας τους προς το υπέρυθρο φάσμα, που όμως απορροφάται από τη γήινη ατμόσφαιρα.
Γι αυτό το διαστημικό τηλεσκόπιο James Webb της επόμενης γενιάς, που σχεδιάζεται να εκτοξευτεί το 2013, και θα είναι ευαίσθητο στο υπέρυθρο φως μπορεί να είναι σε θέση να ανιχνεύσει τους quasistars, αν και ακόμα και τότε θα εμφανίζονταν αμυδροί.
Η παρουσία μιας υπερβαρέας μαύρης τρύπας σχεδόν σε κάθε γαλαξιακό πυρήνα δεν αμφισβητείται πλέον, αλλά υπάρχει ένα ανοικτό ζήτημα για το πώς σχηματίζονται αυτές οι μαύρες τρύπες. Υπάρχει μια άποψη που υποστηρίζει ότι οι υπερβαρέες μαύρες τρύπες σχηματίζονται με την κατευθείαν πτώση και κατάρρευση του αερίου στους προγαλακτικούς φωτοστεφάνους (με μία μετατόπιση προς το ερυθρό Ζ ~10-20), χωρίς το ενδιάμεσο στάδιο του σχηματισμού άστρων του πληθυσμού Pop ΙΙΙ. Τα άστρα του πληθυσμού αυτού είναι τα αρχέγονα άστρα που σχηματίστηκαν από υδρογόνο και λίγο ήλιο μόνο.
Όπως υπολογίστηκε η συνολική βαρυτική αστάθεια μειώνει την πολύ μεγάλη στροφορμή των αερίων, και έτσι το αέριο σχηματίζει μια αυτο-βαρυτική, οπτικά παχιά δομή – που λέγεται ημιαστέρας ή quasistar. Καθώς η ύλη συνεχίζει να συσσωρεύεται ο πυρήνας αυτών των δομών θερμαίνεται έως ότου υποβληθεί σε ψύξη από τα νετρίνα που δραπετεύουν. Τελικά καταρρέει για να σχηματίσει μια μαύρη τρύπα με 10 ηλιακές μάζες. Η μαύρη τρύπα αυξάνεται έπειτα με προσαύξηση υλικού από τον ημιαστέρα με ένα εξαιρετικά πολύ μεγάλο ρυθμό, που φθάνει τις χιλιάδες ηλιακές μάζες σε λιγότερο από ένα εκατομμύριο χρόνια ή ένα κλάσμα της μάζας του ήλιου σε μια ώρα. Ταυτόχρονα, ο ημι-αστέρας (quasistar) διαστέλλεται για να σχηματίσει ένα κέλυφος που θυμίζει ένα κόκκινο γίγαντα, στον οποίο κυριαρχεί η πίεση της ακτινοβολίας.
Δεν υπάρχουν σχόλια :
Δημοσίευση σχολίου