Czarne dziury to niezwykle ciekawe i unikatowe obiekty. Są to obszary czasoprzestrzeni, których z uwagi na wpływ grawitacji, nic, łącznie ze światłem i informacją, nie może opuścić. Mogą się one różnić momentem pędu, ładunkiem, ale przede wszystkim, ściśle związanymi ze sobą masą i rozmiarem. Najmniejsze z nich mają masy rzędy jedynie kilku mas Słońca – za to największe – miliardów mas Słońca. Jako że na pierwszy rzut oka mogą się one wydawać bardzo podobne i różnić jedynie objętościami, można by wnioskować, że mają to samo pochodzenie. Jak się jednak okazuje, nie jest to takie proste – problemem w tym przypadku są największe z nich.

NASA

Wykres zaobserwowanych mas najgęstszych obiektów we Wszechświecie.

Mechanizm powstawania gwiazdowych czarnych dziur

Aby zrozumieć problem powstawania największych czarnych dziur, trzeba najpierw zrozumieć mechanizm powstawania tych o normalnych masach. Noszą one nazwę gwiazdowych czarnych dziur i jak sama nazwa wskazuje, powstają z gwiazd. Nie są to jednakże byle jakie gwiazdy, a jedynie największe z nich. Po przejściu takiej gwiazdy przez jej życie czeka ją tylko jeden los – śmierć. Gwiazda, nie będąc w stanie utrzymać równowagi hydrostatycznej między siłą grawitacji z zewnątrz a siłą ciśnienia z wewnątrz, gwałtownie zapada się. Następuje wtedy jedna z największych eksplozji we Wszechświecie, czyli supernowa typu II, która niesie ze sobą powstanie czarnej dziury (lub gwiazdy neutronowej).

R.N. Bailey via Wikimedia Commons

Schemat ewolucji gwiazd.

Z tym mechanizmem jest jednak pewien problem – nawet najbardziej masywne gwiazdy mają masy rzędu kilkuset mas Słońca. Czarne dziury, powstające z gwiazd o i tak już niskiej masie, tracą na dodatek jej część w wyniku supernowej, która towarzyszy ich powstaniu. Jak więc otrzymać czarną dziurę o masie miliardów mas Słońca? Otóż początkowo myślano, że taka czarna dziura nabiera swoją masę poprzez pożeranie innych obiektów, ale okazało się, że jest z tym pewien problem – czarne dziury powiększają się bardzo powoli.

Czym jest tempo akrecji czarnych dziur?

Czarne dziury powiększają się w bardzo wolnym tempie. Może się to wydawać nieintuicyjne – w końcu są to obiekty o przyciąganiu grawitacyjnym tak silnym, że nic nie może od nich uciec. Powodem tego jest jednak dziwne, lecz ciekawe zjawisko, czyli akrecja. Polega ona na tym, że w wyniku wielkich momentów pędu, które osiągają cząsteczki pożerane przez czarne dziury, nie są one w stanie opaść bezpośrednio na czarną dziurę. Zamiast tego zaczynają wokół niej orbitować, tworząc dysk akrecyjny, zdecydowanie spowalniając tempo przybierania masy przez czarną dziurę. Masę pożeraną przez czarną dziurę w danym czasie nazywamy jej tempem akrecji.

Co ciekawe, tempo akrecji można opisać wzorem – zrobił to Sir Hermann Bondi, austriacki astrofizyk, jedynie około 20 lat po pierwotnym zaproponowaniu przez Alberta Einsteina istnienia czarnych dziur. Jednakże okazało się, że mimo wzrostu masy czarnej dziury, a co za tym idzie, jej przyciągania grawitacyjnego, tempo akrecji rośnie bardzo powoli. Jest to spowodowane tym, że mimo rośnięcia masy czarnej dziury, rosną również jej rozmiary, a co za tym idzie, odległość od punktu gdzie skupiona jest cała masa czarnej dziury – osobliwości.

Wikipedia

Wzór opisujący tempo akrecji (Ṁ): rho oznacza gęstość dysku akrecyjnego, G to stała grawitacji, M to masa czarnej dziury, a c to prędkość dźwięku, w ośrodku, jakim jest dysk akrecyjny.

Naukowcy na podstawie obserwacji obliczyli – między innymi z powyższego wzoru – tempa akrecji różnych czarnych dziur, od najmniejszych, po największe. Okazało się, że czarne dziury przybierają około 1% ich początkowej masy na 5 milionów lat. Oznacza to, że o ile jest możliwe powstanie supermasywnej czarnej dziury poprzez zwykłe pożeranie materii, jest to proces bardzo długotrwały. Z tego powodu supermasywne czarne dziury musiały powstać w jakiś inny sposób, ponieważ istnieją czarne dziury o masach rzędu miliardów mas Słońca, które są od nas oddalone o miliardy lat świetlnych, co znaczy, że miały taką masę już bardzo dawno temu. Jako wyjaśnienie tego problemu amerykański astrofizyk Mitchell Begelman z Uniwersytetu Kolorado w Boulder stworzył niezwykłą teorię, opierającą się na prostym pytaniu – co jeśli istniały większe gwiazdy?

Quasi-gwiazdy

Hipotetyczne gwiazdy, które Begelman nazwał quasi-gwiazdami, miałyby masy rzędu milionów mas Słońca. Powstawałyby podobnie jak inne gwiazdy, czyli w wyniku gromadzenia się gazu w obłokach gazowych. Jednakże w przypadku quasi-gwiazd materia z obłoków gazowych byłaby skupiana przez ciemną materię, przez co gromadziłoby się jej znacznie więcej. Dlaczego więc nie możemy zaobserwować takich gwiazd?

Powodem tego jest to, że quasi-gwiazdy mogłyby powstawać jedynie we wczesnych latach Wszechświata, których nie jesteśmy w stanie zaobserwować, ponieważ nasze przyrządy optyczne nie są wystarczająco dokładne. Z tego powodu nasuwa się kolejne pytanie: „dlaczego quasi-gwiazdy nie mogą powstawać aktualnie?”. Otóż problem polega na metaliczności aktualnych obłoków gazowych, czyli zawartości pierwiastków cięższych metali. Aktualnie jest ona po prostu za wysoka i gdyby nagromadziło się tyle materii, byłaby ona za ciężka i skończyłoby się to wybuchem supernowej.

Sauropodomorph via Wikimedia Commons

Porównanie rozmiarów największych gwiazd i hipotetycznej quasi-gwiazdy.

W wyniku przyciągania poprzez ciemną materię, ilość gazu, która jest gromadzona, jest zbyt duża, by quasi-gwiazda mogła ją pochłonąć. Z tego powodu z wnętrza gwiazdy nie może wydostać się powstały w wyniku reakcji termojądrowej nadmiar ciepła i gwiazda rozgrzewa się coraz bardziej. W końcu, przy temperaturze około 500 milionów stopni, w jądrze gwiazdy zachodzi reakcja, w wyniku której powstają neutrina, które, uciekając z wnętrza gwiazdy, zabierają ze sobą część ciepła, czego wynikiem jest zachwianie równowagi hydrostatycznej gwiazdy. Zwykle kończyłoby się to supernową, jednakże gwiazda jest na tyle duża, że mimo implozji jej jądra żyje dalej, lecz ma teraz czarną dziurę w swoim centrum.

Caltech

Wizualizacja równowagi hydrostatycznej.

W wyniku działania grawitacji, która chce skompresować resztę gwiazdy, dysk akrecyjny zostaje wepchnięty bezpośrednio do czarnej dziury i zaczyna ona powiększać swoją masę w znacznie szybszym tempie, niż byłoby to możliwe w normalnym przypadku. W wyniku tego wydzielana jest gigantyczna ilość promieniowania, która stawia opór sile grawitacji, efektem czego jest przywrócenie równowagi hydrostatycznej. Jest to jednak krótkotrwałe, gdyż im dłużej równowaga trwa, tym więcej materii czarna dziura pożera, tym mniejsza staje się gwiazda i zarazem siła grawitacji. Po pewnym czasie równowaga ponownie zostaje zachwiana, ale tym razem jest to już ostateczne i quasi gwiazda kończy swój żywot wybuchem znacznie większym, niż jakakolwiek znana nam supernowa.

NASA via Wikimedia Commons

Wizja artystyczna jednego z największych w historii wybuchów supernowej, 2006gy.

Po wybuchu z niegdyś potężnej gwiazdy zostaje jedynie czarna dziura o masie stu tysięcy mas Słońca. Jak się okazuje, nawet z tak wielkiej gwiazdy nie jest w stanie powstać supermasywna czarna dziura. Jednak spokojna głowa, nie wszystko stracone – takie czarne dziury byłyby protoplastami znanych nam dziś dobrze gigantów. Mogłyby one standardowo pochłaniać materię, powoli przyjmując rozmiar mniejszych z supermasywnych czarnych dziur lub znacznie zwiększać swoją masę – poprzez łączenie się razem.