Malé červené tečky z JWST mohou ukazovat tříkrokovou cestu k raným supermasivním černým dírám

„Malé červené tečky“, které na snímcích vesmírného teleskopu Jamese Webba (JWST) vystupují jako velmi kompaktní a načervenalé zdroje v mladém vesmíru, možná nepředstavují jeden zcela nový typ objektu. Tři nové směry výzkumu se naopak dají spojit do pravděpodobné posloupnosti: nejdřív vznikne hmotný zárodek černé díry, pak rychle roste ukrytý v neprůhledném plynném kokonu a v některých soustavách může růst urychlit blízké setkání galaxií a jejich následné splynutí.

Takový rámec by mohl zmírnit jeden z velkých problémů kosmického úsvitu: jak se mohly velmi hmotné černé díry objevit tak krátce po velkém třesku. Neznamená to však, že všechny malé červené tečky mají stejný původ. Ve hře stále zůstává několik konkurenčních výkladů.

1. Cesta k těžkým zárodkům ještě před prvními hvězdami

Návrh označovaný jako „ne zcela prvotní“ černé díry popisuje teoretickou střední cestu mezi černými dírami vzniklými v úplně nejranějších okamžicích vesmíru a běžnými černými dírami po zániku hvězd. V tomto scénáři mírná zhuštění temné hmoty nashromáždí plyn velmi brzy. Tehdy ještě horké reliktní mikrovlnné záření pak pomáhá bránit tomu, aby se plyn ochladil, rozpadl na menší shluky a vytvořil hvězdy. Plyn by tak mohl přímo zkolabovat do černé díry ještě před vznikem běžné hvězdné populace. 19

Výhoda spočívá v čase. Černá díra, která začne s poměrně velkou hmotností, nemusí dohánět tak velký náskok jako zárodek vzniklý zhroucením jediné hmotné hvězdy. Jde ale o hypotézu vzniku, nikoli o přímou detekci zárodku před vznikem hvězd; její význam pro celou populaci malých červených teček zatím nebyl prokázán. 19

2. Páry malých červených teček mohou odhalovat kanál založený na interakcích

Studie přehlídky COSMOS-Web identifikovala čtyři kandidátní dvojice malých červených teček s promítnutou úhlovou vzdáleností 0,2 až 1,2 obloukové vteřiny. Analýza ukazuje, že toto rozložení lze jen obtížně vysvětlit náhodným promítnutím nesouvisejících objektů v různých vzdálenostech. 40

U dvou systémů, pro něž je k dispozici bezštěrbinová spektroskopie, se v obou složkách páru objevuje spektrální čára na stejné pozorované vlnové délce. To podporuje závěr, že jsou tyto složky v raném vesmíru skutečně blízko sebe. 40 Pokud kompaktní zdroje hostí aktivně rostoucí černé díry, mohou blízké páry hrát roli dvěma způsoby:

• interakce galaxií mohou rozrušit plyn a nasměrovat jej k centrálním černým dírám;
• pozdější splynutí galaxií a jejich černých děr může hmotu navyšovat postupným, hierarchickým slučováním.

Tento výklad je ale nutné brát podmíněně. Dva zdroje blízko sebe na obloze nejsou automaticky gravitačně vázaný pár galaxií a ani fyzicky spojený pár není automaticky budoucím splynutím černých děr. Pozorování je nejlépe chápat jako známku, že těsné okolí může být důležité, nikoli jako potvrzení slučujících se černých děr. 40

3. MoM-BH*-1 ukazuje, proč může rostoucí černá díra vypadat jako hvězda

Objekt MoM-BH*-1 názorně ukazuje, proč je těžké malé červené tečky zařadit jen podle vzhledu. Badatelé jej považují nejspíše za hustý oblak plynu poháněný centrální černou dírou, nikoli za objekt poháněný běžnou termonukleární fúzí ve hvězdě. 1

Podle zveřejněného modelu se uvnitř rozsáhlého vodíkového obalu o velikosti zhruba Sluneční soustavy nachází černá díra o hmotnosti přibližně 100 000 Sluncí. Okolní plyn zpracovává energii uvolňovanou při akreci, tedy při pohlcování hmoty černou dírou, a dává celé soustavě hvězdný vzhled. Odtud neformální označení „hvězda s černou dírou“. 1

Pokud je tato interpretace správná, přináší důležitý pozorovací závěr: rychle se živící černá díra zabalená do mimořádně hustého plynu může vypadat jako kompaktní červený zdroj, nikoli jako známý kvasar. MoM-BH*-1 proto může představovat jednu fyzikální třídu v širší populaci malých červených teček, nikoli vzor pro každý takový objekt. 1

Složený obraz: zárodek, přísun hmoty a slučování

Dohromady tyto práce podporují vícevrstvé vysvětlení rychlého sestavování raných černých děr:

1. Zárodek: vzácné podmínky mohly vytvořit černé díry ještě před běžným vznikem hvězd a dát jim výrazný náskok. 19
2. Přísun hmoty: hustý plyn může udržet nebo skrýt fázi rychlé akrece, takže rostoucí černá díra vypadá jako kompaktní červený zdroj, například MoM-BH*-1. 1
3. Slučování: blízké páry a interagující hostitelské systémy mohou vytvářet další příležitosti pro přítok plynu a časem i pro slučování černých děr. 40

Tento scénář se méně opírá o nutnost obrovské populace černých děr vytvořených v prvních okamžicích existence vesmíru. I nadále však vyžaduje neobvyklé rané prostředí, které dokáže efektivně shromažďovat plyn a zároveň omezit jeho běžné rozpadání na hvězdy.

Co by mohlo rozhodnout?

Další krok musí přinést pozorování. Spektroskopie může potvrdit, zda jsou další páry malých červených teček fyzicky spojené a zda obě jejich složky vykazují známky akrece. Větší vzorky ukážou, zda jsou blízcí sousedé natolik běžní, aby se slučování stalo hlavní cestou růstu. Podrobnější spektra také mohou odlišit modely černých děr v hustém plynu od alternativ, které pracují s extrémními hvězdami nebo kompaktními galaxiemi.

Prozatím je nejstřízlivější závěr tento: JWST možná pozoruje několik fází vzniku a růstu raných černých děr současně. Těžké zárodky, skrytá akrece a galaktické interakce jsou vzájemně se doplňující možnosti — zatím však nejde o jeden potvrzený příběh původu všech malých červených teček.