Nå er det en liten stund siden jeg har fortalt om sorte hull, så nå er det på tide med siste del i denne lille innleggsserien!
I forrige innlegg så vi at observasjoner gjort av kvasarer forteller oss at supermassive sorte hull eksisterte så tidlig i universets historie at det vil være vanskelig for et stellart sort hull å vokse seg stort nok fort nok for å kunne forklare dem. Derfor trenger vi en alternativ hypotese, som er det vi skal snakke om i dag!
Hvorfor trenger vi å snakke om sorte hull fra direkte kollaps?
Grunnen til at det er interessant å snakke om sorte hull fra direkte kollaps, er at vi ønsker å løse et av de største mysteriene i universet: Hvordan supermassive sorte hull blir til. Dette er noe vi faktisk ikke vet svaret på ennå!
Tiden er inne for å se på hvordan direkte kollaps av sorte hull fungerer. Dette blir mer teknisk enn det jeg har skrevet tidligere, men forhåpentligvis kan også denne delen være forståelig for folk flest 🙂
Sorte hull fra direkte kollaps
Så hva er greia med direkte kollaps? Når vi lagde et sort hull fra en stjerne i forrige innlegg, hadde vi en gassky som kollapset og ble til en stjerne, som deretter levde sitt glade stjerneliv, helt til den døde i en supernovaeksplosjon og endte opp som et stellart sort hull. Ideen bak direkte kollaps er at vi starter med en gassky og går direkte til det sorte hullet, uten å danne en stjerne i mellomtiden!
For at dette skal være mulig, er det en rekke spesielle krav som må være oppfylt. Temaene vi er nødt til å se på, er disse:
Nedkjøling (cooling)
For at en klump med gass skal kollapse og danne noe som helst, må gravitasjonskreftene som trekker ting sammen «vinne» over trykkreftene i gassen som presser ting utover. I den sammenheng er det vanlig å snakke om Jeans-massen (oppkalt etter en fyr som het Jeans, ikke olabukser). Jeans-massen er den massen som gjør at gravitasjonskreftene og trykkreftene er i perfekt balanse (dette minner om Eddington-grensen vi snakket om sist gang). Dersom en gassky har større masse enn Jeans-massen, vinner gravitasjonskraften og gasskyen kan kollapse.
Jeans-massen er avhengig av temperatur. Det er nemlig slik at trykk øker med temperatur. Det betyr at for lav temperatur, er det lettere for gassen å kollapse, for da skal det mindre til for at gravitasjonskreftene skal vinne over trykkreftene. For høy temperatur vil derfor Jeans-massen være veldig høy, som betyr at gasskyen må ha veldig stor masse for å kunne kollapse.
Husk at denne gangen ønsker vi ikke å få en stjerne fra gassen. I stedet ønsker vi å samle såpass mye gass på et sted at gassen kan kollapse til et massivt sort hull direkte. Da må altså ikke temperaturen være for lav!
Tidlig i universets levetid ville en gassky hovedsakelig bestå av hydrogen, både i atomær og molekylær form (et molekyl er en sammensetning av minst to atomer). Atomer og molekyler har ulike evner til å nedkjøle gassen de finner seg i, som vist her:
Denne grafen viser hvor effektive molekylene og atomene er til å nedkjøle gassen ved ulike temperaturer. Det som er viktig å merke seg her, er at molekylene (rosa) har en graf som treffer den horisontale aksen ved en mye lavere temperaturverdi enn atomene (gul) gjør. Det betyr at molekylene i gassen kan kjøle ned gassen til en mye lavere temperatur enn det atomene kan. Som sagt vil vi ikke ha for lav temperatur, fordi da blir det alt for lett for gasskyen vår å kollapse. Her kan dere se i tall hvordan atomene og molekylene påvirker Jeans-massen med nedkjølingsevnene sine:
Altså: Har vi kun atomisk hydrogen, får gasskyen en veldig mye større Jeans-masse enn om det er molekylært hydrogen til stede, akkurat som vi vil ha! Vi må nemlig samle veldig mye materie på et sted før gasskyen kollapser for at den skal ha mulighet til å danne et sort hull, og med en Jeans-masse på 10 000–100 000 solmasser begynner det å se lovene ut (gasskyen kollapser når den overskrider Jeans-massen)!
Så hvordan blir vi kvitt det molekylære hydrogenet i gassen vår?
Stråling (radiation)
Ved hjelp av riktig type stråling kan vi bryte hydrogenmolekylene opp i enkeltatomer. Strålingen vi trenger heter Lyman-Werner-stråling, som er verdensrommets mest effektive ødelegger av hydrogenmolekyler.
Dette høres jo vel og bra ut, men hvor får vi denne strålingen fra? Den kan komme fra stjerner, galakser og allerede aktive sorte hull som er blitt dannet fra direkte kollaps. Gasskyen vår må derfor ikke leve i total isolasjon, men ha noen naboer i nærheten, for at det skal være mulig for gasskyen å få nok stråling til å kvitte seg med molekylært hydrogen og danne et sort hull.
Det er stor uenighet om akkurat hvor mye stråling som trengs for å ta vekk alt det molekylære hydrogenet fra en gassky. Det er et ganske komplisert tema, for gasskyen vil ikke bare få Lyman-Werner-stråling fra objektene nevnt ovenfor, men vil også motta andre typer stråling som kan ha motsatt effekt: nemlig danne hydrogenmolekyler. Æææh! Så hvor mye Lyman-Werner-stråling gasskyen trenger, kommer an på kilden strålingen kommer fra, og da blir det plutselig ganske vanskelig å regne på det.
Innstrømningshastighet (Inflow rate)
Vi ønsker å samle mest mulig materie i sentrum av gasskyen. Dersom innstrømningshastigheten inn dit er lav, ender vi opp med en stjerne, for da rekker fusjonsprosesser å starte, som aktiviserer stjernen. Er innstrømningshastigheten derimot høy, faller materien så fort inn at fusjonsprosesser blir hindret fra å starte, og vi kan få et sort hull. Da er det snakk om at det må strømme inn rundt én solmasse i året.
Men det er ikke gitt at materien som faller inn mot gasskyen faktisk vil treffe sentrum. Dersom gasskyen roterer, er det fort gjort at den innfallende materien blir sirkulerende i bane, i stedet for å samle seg i sentrum. Her er turbulens en fin medhjelper, som bidrar til å ta vekk rotasjon (uten at jeg skal gå i videre detalj rundt dette, noe jeg heller ikke gjorde i presentasjonen min).
Fotofordampning (Photoevaporation)
I det aller første innlegget om sorte hull, snakket vi om unnslipningshastighet, som er den hastigheten vi må ha for å slippe unna et bestemt tyngdefelt. Se for deg at du er et molekyl i gasskyen. Du blir truffet av superenergisk stråling (mer energisk enn Lyman-Werner-stråling) som gir deg så mye energi at du får en hastighet større enn unnslipningshastigheten, og du forsvinner ut av gasskyen.
Gasskyen består av mange molekyler slik som deg, som kan oppleve det samme: Å bli skutt ut av skyen på grunn av innkommende stråling. Skjer dette med mange nok molekyler, blir skyen tynnere og tynnere. Vi sier at gasskyen «fordamper». Det betyr at skyen mister masse og det vil bli vanskeligere for den å danne et sort hull. Fotofordampning blir et alvorlig problem etterhvert som universet blir eldre, for da dannes det stadig flere strålingskilder (f.eks. stjerner) som kan ødelegge for gasskyens evne til å danne sorte hull. På ett tidspunkt vil være så mye stråling i universet at gasskyer ikke kan danne sorte hull fra direkte kollaps lenger, og eraen av universets historie da det var mulig å danne sorte hull fra direkte kollaps er over 🙁
Her er et vakkert eksempel på fotofordampning i aksjon. Du kan se det langs kantene øverst på gassøylene:
Feedback
Feedback er en fellesbetegnelse på all slags påvirkning som kommer utenfra gasskyen som kan forhindre (negativ feedback) eller hjelpe til (positiv feedback) med dannelsen av sorte hull.
I forrige innlegg nevnte jeg at når stjerner går av i supernovaeksplosjoner, kastes store mengder metaller ut i verdensrommet. Jeg nevnte ikke metaller når jeg snakket om nedkjøling lenger opp, men det er slik at metaller er veldig effektive på nedkjøling. Men vi ønsker oss derimot veldig treg nedkjøling og ikke en for lav temperatur, derfor vil «metallforurensning» fra stjerner som eksploderer i nærheten av gasskyen vår virke som negativ feedback på dannelsen av sorte hull fra direkte kollaps.
Som nevnt ovenfor er også fotofordampning en stor hindring i dannelsen av sorte hull. På den positive siden har vi Lyman-Werner-stråling som vil gjøre det enklere for gasskyen å kunne danne sorte hull. Hvorvidt en gassky klarer å danne et sort hull fra direkte kollaps, avhenger av om det er den positive eller negative feedbacken som «vinner».
Konklusjon
Vi har nå sett at for å få et sort hull fra direkte kollaps, må vi ha en gassky som:
- er fri for metaller,
- har en temperatur på rundt 10 000 K,
- er utsatt for sterkt Lyman-Werner-stråling.
Resultatet er at vi da kan få sorte hull fra direkte kollaps som har en størrelse på 10 000 til én million solmasser! Dette høres jo svært lovende ut! Vi kan gjenta utregningen vi gjorde forrige gang for å se om dette er sorte hull som kan bli store nok i tide til å forklare kvasarene vi observerer.
Simuleringer forteller oss at forholdene sannsynligvis lå til rette for dannelsen av sorte hull fra direkte kollaps da universet var ca. 180 millioner år gammelt. Antar vi at en rekke sorte hull fra direkte kollaps hadde rukket å bli dannet da, finner vi følgende:
Husk at den eldste kvasaren som er observert eksisterte når universet var 770 millioner år gammelt. Fra lysbildet ovenfor ser vi at det faktisk er mulig å danne supermassive sorte hull innen den tid med sorte hull fra direkte kollaps 😀 Så da må jo dette forklare hvordan supermassive sorte hull blir til, eller hva?
Hypoteser som denne med sorte hull fra direkte kollaps er vel og bra, men det er egentlig ikke ordentlig interessant før det gir oss noe vi kan observere for å avgjøre om det faktisk stemmer overens med virkeligheten.
Kan vi observere sorte hull fra direkte kollaps?
Svaret er at dette ikke er en enkel ting å gjøre. Men her vil jeg nevne et par muligheter som kan peke oss i retning av forhåpentligvis å finne ut av dette en dag.
I denne innleggsserien har jeg diskutert mulighetene for supermassive sorte hull fra stellare sorte hull og fra sorte hull fra direkte kollaps. Stellare sorte hull ble avskrevet i forrige innlegg fordi de hadde for liten masse i utgangspunktet, men dette er ikke noe vi vet 100 % sikkert. Så hvis vi holder muligheten for supermassive sorte hull fra stellare sorte hull åpen litt til, kan vi bruke at de to hypotesene våre – sorte hull fra 1) stjerner og 2) direkte kollaps – kommer med ulike forutsigelser for hvor mange supermassive sorte hull vi burde observere. Ved å telle antallet supermassive sorte hull og gruppere dem etter størrelsen på galaksen de befinner seg i, kan vi sjekke om tallene stemmer best med den gule (stellare sorte hull) eller rosa (sorte hull fra direkte kollaps) kurven i denne grafen:
En annen ting vi kan gjøre er å studere massive sorte hull i sentrum av dverggalakser. Dette er de minste galaksene som eksisterer. Dverggalakser og deres sorte hull har hatt en mye mindre hendelsesrik utvikling sammenlignet med store galakser og deres supermassive sorte hull, som ofte har opplevd sammenslåinger med andre sorte hull og som har vokst seg gigantiske ved å spise massevis av omkringliggende materie. Det betyr at de supermassive sorte hullene som bor i store galakser ikke ligner noe på de sorte hullene de var i sin spede barndom. Dette er ikke tilfellet i dverggalakser! På grunn av mangelen på utvikling av de massive sorte hullene i dverggalakser, tror vi at disse fortsatt ligner på de sorte hullene de ble født som, og at dette kan fortelle oss om hvordan de er blitt til!
Her er det minste massive sorte hullet som er blitt funnet i sentrum av en galakse så langt:
Til slutt: For bare noen måneder siden var det en forskningsgruppe som hevdet å ha observert et objekt som kan være et sort hull fra direkte kollaps for aller første gang! Kort oppsummert:
Sorte hull fra direkte kollaps er et ganske hett tema for tiden og det blir spennende å følge utviklingen videre 🙂
* * *
Dette var mer eller mindre hele presentasjonen min! Håper det var forståelig og lærerikt 🙂 Legg igjen en kommentar hvis du har spørsmål, så skal jeg prøve å svare!
Hovedbilde: forsiden til presentasjonen min, bakgrunnsbilde av Dana Berry (SkyWorks Digital)
