Надмасивні чорні діри масою в мільярди сонячних мас існували вже тоді, коли Всесвіту було менше мільярда років. Як вони встигли настільки розростися за такий короткий час — одна з відкритих проблем астрофізики. Нове дослідження команди SHELLQs пропонує статистично найповніший на сьогодні зріз мас чорних дір і темпів їхнього росту серед квазарів з красним зміщенням 6–7.
Як зважують чорні діри на краю видимого Всесвіту
SHELLQs (Subaru High-z Exploration of Low-Luminosity Quasars) — проєкт, який роками виявляв тьмяні та проміжні за яскравістю квазари в ранньому Всесвіті за допомогою телескопа Субару. У новій роботі дослідники взяли 21 такий квазар з красним зміщенням від 6,07 до 6,90 і отримали для них спектри в ближньому інфрачервоному діапазоні: частину — за допомогою спектрографа NIRSpec космічного телескопа James Webb, іншу частину — приладом MOIRCS на телескопі Субару.
Метод визначення маси чорної діри тут стандартний для квазарів — так звані віріальні маси. У спектрі шукають широку емісійну лінію (у цьому дослідженні — лінії водню серії Бальмера та іон магнію MgII на довжині хвилі 2798 ангстрем), яку випромінює газ, що обертається навколо чорної діри на близькій відстані. Чим масивніша чорна діра, тим швидше рухається газ і тим ширша лінія в спектрі. Поєднуючи ширину лінії з яскравістю навколишнього континууму, можна оцінити масу центрального об'єкта.
Об'єкти вибірки мають абсолютні зоряні величини від -25 до -22 — це проміжна група між найяскравішими квазарами, відомими з наземних оглядів неба, і слабкими активними ядрами галактик, які останнім часом виявляє саме James Webb завдяки своїй чутливості. Раніше такі проміжні за яскравістю об'єкти на настільки великих відстанях були погано вивчені саме через брак спектроскопічних даних достатньої якості.
Що показали виміряні маси і темпи росту
Додавши нові дані до попередніх вимірювань SHELLQs, дослідники зібрали вибірку з 27 квазарів з надійними оцінками маси чорної діри в діапазоні красних зміщень 6–7. Маси охоплюють широкий діапазон — від 10^7,2 до 10^9,4 сонячної маси, тобто приблизно від 16 мільйонів до 2,5 мільярда мас Сонця. Темп акреції, виражений через відношення болометричної світності до Едінгтонової межі (максимальної світності, яку може підтримувати об'єкт без того, щоб випромінювання зупинило падіння речовини), лежить у діапазоні від 0,05 до 2,5 відносно цієї межі.
Порівняння з вибіркою квазарів схожої яскравості на красному зміщенні z ~1,3, коли Всесвіту було вже близько 4,5 мільярда років, дало два узгоджені висновки. По-перше, ранні чорні діри в середньому легші — медіанне зміщення становить -0,4 порядку величини, тобто вони приблизно у 2,5 раза менш масивні за своїх пізніших "родичів" такої ж яскравості. По-друге, темп акреції в ранній вибірці вищий — на 0,2 порядку величини за медіаною. Іншими словами, щоб досягти тієї ж світності, ранні квазари використовують меншу масу, але акретують інтенсивніше.
Найпомітніший результат стосується частки об'єктів, які ростуть на межі фізично можливого. У базовому підході 11% квазарів вибірки акретують речовину зі швидкістю на рівні або вище Едінгтонової межі. Автори також перевірили результат, застосувавши альтернативне калібрування віріальних мас, яке враховує залежність від темпу акреції — при такому підході частка надедінгтонівських квазарів зростає до 22%. Ця різниця показує, наскільки чутливими є подібні оцінки до методичних деталей, і водночас підкреслює, що значна частка ранніх чорних дір справді проходить фазу вкрай швидкого росту.
Чому це підтверджує сценарій "анти-ієрархічного" росту
Отримані результати узгоджуються з так званим анти-ієрархічним сценарієм формування надмасивних чорних дір: спочатку чорні діри проходять короткий, але дуже інтенсивний етап накопичення маси, а вже потім їхній ріст сповільнюється. Водночас автори підкреслюють, що зростання в цій проміжній за яскравістю популяції не таке екстремальне, як у найяскравіших відомих квазарах ранього Всесвіту, де надедінгтонівська акреція трапляється значно частіше.
Це дослідження важливе тим, що вперше дає статистично представницьку картину росту чорних дір саме для типової, а не для найвидатнішої популяції квазарів на красному зміщенні 6–7. Наступним кроком, вочевидь, стане розширення вибірки та точніше калібрування методів вимірювання маси — зокрема з'ясування, наскільки сильно різні підходи до калібрування впливають на оцінку частки надедінгтонівських об'єктів у ранньому Всесвіті.
