Один із головних способів пояснити існування надмасивних чорних дір — важкі зародки. Це чорні діри, що виникають із колапсу надмасивних зір (SMS) і від початку мають величезну масу. Проте стандартний сценарій прямого колапсу має слабке місце: він вимагає надзвичайно сильного зовнішнього далекого ультрафіолетового (FUV) випромінювання.

Нова робота, опублікована як препринт на arXiv, пропонує інший шлях. За результатами космологічних радіаційно-гідродинамічних симуляцій, надмасивні зорі можуть формуватися й тоді, коли зовнішнє випромінювання слабше за критичний рівень. Роль «ультрафіолетового щита» беруть на себе зорі, що народжуються всередині самого гало.

Навіщо стандартному сценарію сильний ультрафіолет

У газі без важких елементів головний охолоджувач — молекулярний водень (H₂). Він дозволяє газу втрачати тепло, розпадатися на згустки й утворювати багато порівняно невеликих зір. Для надмасивної зорі це погано: речовина розподіляється між багатьма об'єктами.

Щоб цього уникнути, у класичній схемі зовнішнє FUV має зруйнувати H₂. Тоді газ охолоджується лише атомарно, лишається теплішим і може колапсувати цілим. Але потрібна для цього інтенсивність випромінювання надзвичайно висока, тож такі умови виникають рідко.

Що змоделювали автори

Дослідники розглянули безметалеві гало, в яких працює атомарне охолодження. Зовнішнє FUV-тло було підкритичним: J₂₁ = 1–10². Це інтенсивність у стандартних одиницях J₂₁, і вона нижча за рівень, потрібний у класичному сценарії.

Симуляції враховували FUV та іонізуюче випромінювання зір, що утворилися всередині гало. Еволюцію простежили приблизно 1–2 млн років після початку зореутворення.

Два етапи колапсу

Спершу все виглядає звично. H₂ охолоджує газ, відбувається фрагментація, і з'являються звичайні зорі населення III, тобто перше покоління зір.

Потім вмикається зворотний зв'язок. Внутрішнє FUV цих зір фотодисоціює H₂, тобто розщеплює молекули, і подальше дроблення припиняється. Навколишній теплий газовий резервуар стискається під власною гравітацією та переходить до глобального колапсу через атомарне охолодження.

Цей колапс дає приплив речовини 0,1–1 маси Сонця на рік. Протозорі, що швидко акрецюють (набирають масу з навколишнього газу), до кінця симуляцій досягали 2–6 × 10⁴ мас Сонця, тобто 20–60 тисяч. Акреція ще тривала.

Що це означає

Автори очікують, що такі об'єкти виростуть до надмасивних зір близько 10⁵ мас Сонця, а потім утворять чорні діри прямого колапсу (DCBH). Це екстраполяція: симуляції закінчилися раніше.

Глобальний колапс супроводжується груповим зореутворенням. Навколо надмасивних зір виникає компактна система зір із перевагою масивних.

Оцінена концентрація DCBH — 10⁻³–10⁻² на кубічний комовний мегапарсек. Комовний мегапарсек — одиниця об'єму, що враховує розширення Всесвіту; один мегапарсек дорівнює близько 3,26 млн світлових років. За словами авторів, це достатньо, щоб такі чорні діри були правдоподібними предками Little Red Dots і сучасних надмасивних чорних дір.

Наскільки впевнені в результаті

Це чисельне моделювання, а не пряме спостереження, і статті ще не пройшли рецензування: джерело — препринт. Симуляції охоплюють лише 1–2 млн років, тому остаточні маси зір і чорних дір — це оцінка, а не результат розрахунку. Оцінка концентрації DCBH також залежить від припущень моделі.

Проте висновок змістовний. Автори стверджують, що внутрішній зоряний зворотний зв'язок може запустити формування надмасивних зір, а не лише перешкоджати йому. Це суттєво послаблює вимогу до зовнішнього FUV і робить сценарій важких зародків менш вибагливим до умов.