Semena černých děr z temných hvězd mohou ovlivnit gravitační pozadí vesmíru

Spojení mezi oběma jevy je proto nepřímé, ale vědecky cenné: dnešní měření gravitačních vln může testovat důsledky mechanismu vzniku objektů z úsvitu kosmu.

Proč záleží na hranici milionu hmotností Slunce

Scénář temných hvězd je v modelu obzvlášť zajímavý tehdy, když tyto objekty dorostou k hranici kolem $10^6$ hmotností Slunce nebo ji překročí. Jejich kolaps by poskytl těžší výchozí bod pro růst černých děr než běžné scénáře s lehkými zárodky. Pokud by takových pozůstatků vzniklo dost a později se účastnily slučování, mohly by předpovídané gravitační pozadí PTA výrazně zesílit.

Výsledek je však podmíněný. Studie nedokazuje, že supermasivní temné hvězdy skutečně existovaly, ani že signál PTA pochází výhradně z jejich pozůstatků. Ukazuje pouze, že dostatečně početná populace velmi hmotných temných hvězd by mohla zanechat potomky schopné k pozorovanému signálu významně přispět.

Temné hvězdy versus černé díry z přímého kolapsu

Ghodla a Ilie porovnali pozůstatky temných hvězd s černými dírami z přímého kolapsu, známými pod zkratkou DCBH. Jde o další navrhovaný způsob vzniku těžkých zárodků v raném vesmíru.

V modelu shrnutém jejich studií mohou pozůstatky temných hvězd s komovou hustotou přibližně $10^{-3},\mathrm{Mpc}^{-3}$ vytvářet významnou, potenciálně dominantní část pozadí PTA. Kanál DCBH při použití výrazně nižších hustot zárodků zvolené pro toto srovnání přispívá jen okrajově nebo zůstává poddominantní.

Rozdíl souvisí s podmínkami vzniku. DCBH obvykle vyžadují neobvyklé prostředí: původní plyn musí zkolabovat bez fragmentace, často pod vlivem intenzivního ultrafialového záření z blízké oblasti tvorby hvězd. Model temných hvězd může připouštět početnější populaci, pokud jsou vhodně izolované minihaly běžné a pokud v nich objekty dokážou pokračovat v akreci až do supermasivních rozměrů.

Toto srovnání DCBH nevylučuje. Naznačuje pouze, že za předpokladů studie záleží na početnosti zárodků stejně jako na jejich individuální hmotnosti. Početnější populace pozůstatků temných hvězd může vytvořit větší pozdější pozadí ze slučování dvojic než vzácnější scénář těžkých zárodků.

Co z měření PTA vyplývá

Stejný výpočet stanovuje také horní omezení pro populaci raných zárodků. V použitém rámci by hustoty přibližně $10^{-2}$–$10^{-1},\mathrm{Mpc}^{-3}$ vytvářely více gravitační energie, než kolik odpovídá pozorovanému pozadí PTA. Za předpokladu, že signál vytvářejí především dvojice supermasivních černých děr, tak data znevýhodňují populace zárodků v tomto rozsahu.

Jde o omezení na úrovni celé populace, nikoli o přímé sčítání temných hvězd. Jeho síla závisí na předpokladech o vzniku zárodků, akreci, historii slučování hal, párování a vývoji dvojic i na samotné interpretaci signálu PTA. Časovací pole pulsarů zachycují — nebo omezují — gravitační vlnové pozadí; nerozlišují jednotlivé prvotní hvězdy.

Nový způsob, jak zkoumat úsvit kosmu

Širší význam studie spočívá v tom, že gravitační astronomie může zkoumat objekty, které už dávno zmizely. Elektromagnetická pozorování mohou hledat neobvykle jasné nebo hmotné objekty ve vysokých rudých posuvech, zatímco PTA testují historii slučování černých děr, které tyto objekty mohly vytvořit.

Pokud budoucí měření PTA zpřesní amplitudu a spektrum pozadí a pokud zůstane upřednostňována interpretace prostřednictvím dvojic supermasivních černých děr, mohou výsledky pomoci rozlišit mezi pozůstatky temných hvězd, DCBH a dalšími scénáři vzniku raných zárodků. Hlavním přínosem práce je tak propojení fyziky úsvitu kosmu s dnešními nanohertzovými pozorováními: gravitační pozadí může uchovávat informace o tom, jak vznikly první masivní černé díry, i když původní temné hvězdy už nejsou pozorovatelné.