Běžné hvězdy září díky jaderné fúzi ve svém nitru. U MoM-BH*-1 je však pozorovaný energetický výkon mnohem vyšší, než jaký by mohla realisticky vyprodukovat hvězda poháněná fúzí. Odhady hovoří o zhruba 100 miliardách násobku energie, kterou vyzařuje jakákoli známá hvězda. To spíše ukazuje na gravitační energii uvolňovanou při pádu hmoty směrem k černé díře.

Neobvyklé je také spektrum. Obsahuje mimořádně výrazný Balmerův skok, široké a složité emisní čáry vodíku a silné absorpční čáry Balmerovy série. Zároveň je v něm jen málo známek prvků těžších než vodík a helium. Tato kombinace odpovídá velmi hustému, turbulentnímu a relativně prvotnímu plynnému prostředí spíše než nezakrytému spektru běžné hvězdy nebo známého aktivního galaktického jádra.

Jak vypadá hlavní vysvětlení

Podle navrhovaného modelu kolem černé díry o hmotnosti přibližně 100 000 Sluncí rychle padá okolní hmota. Plyn při přibližování k černé díře uvolňuje gravitační energii, zahřívá se a vytváří hustý obal. Ten funguje jako hvězdě podobná „pseudofotosféra“, takže celý systém vypadá jako kompaktní, jasný červený objekt, přestože jeho hlavním zdrojem energie není jaderná fúze, ale akrece.

Modely kombinující aktivně akreující černou díru s hustým vodíkovým obalem podle dostupných výsledků reprodukují jasnost a barvu MoM-BH*-1 lépe než jednoduché vysvětlení pomocí hvězdy. Plyn by se podle některých modelů mohl rozprostírat na měřítku přibližně srovnatelném se Sluneční soustavou, přesná struktura však závisí na použitém modelu.

Červený vzhled navíc nemusí způsobovat prach. Záření z centrální černé díry může okolní plyn pohlcovat, rozptylovat a znovu vyzařovat. Světlo, které nakonec unikne, se tím posouvá k delším, červenějším vlnovým délkám.

Souvislost s tajemnými „malými červenými tečkami“ JWST

JWST v raném vesmíru objevil řadu malých, červených a jasných zdrojů, kterým se říká „little red dots“, tedy „malé červené tečky“. Jejich kompaktní vzhled a neobvyklá spektra dlouho ztěžují určení jejich skutečné povahy. MoM-BH*-1 je důležitý tím, že jeho možné záření poháněné černou dírou může výrazně převyšovat světlo mateřské galaxie. Mechanismus se tak zkoumá snadněji než u slabších objektů.

Pokud k podobné akreci obalené plynem dochází i v méně izolovaných systémech, mohly by některé slabší „malé červené tečky“ představovat obdobné objekty ukryté uvnitř mladých galaxií. Nemuselo by tedy jít o jedinou běžnou populaci hvězd, ale o rychle rostoucí černé díry, jejichž husté plynné kokony způsobují, že v infračerveném záření vypadají jako hvězdy.

Tato možnost se týká také otázky, jak mohly velmi hmotné černé díry vzniknout tak brzy v historii vesmíru. Hustý obal by mohl zárodku černé díry umožnit rychlou akreci. Samotný MoM-BH*-1 však neodhaluje kompletní historii růstu pozdějších supermasivních černých děr.

Proč nemusí být vidět v rentgenovém záření

Holá nebo jen slabě zakrytá akreující černá díra by měla vytvářet výrazné vysokoenergetické záření. Silný plynný kokon ale mění podmínky, za nichž může záření uniknout. Rentgenové záření vznikající v blízkosti černé díry se může uvnitř obalu pohlcovat nebo opakovaně rozptylovat. Část jeho energie se pak převede do méně energetického ultrafialového a infračerveného záření.

To nabízí možné vysvětlení, proč mohou být MoM-BH*-1 a podobné „malé červené tečky“ jasné v infračerveném oboru pozorovaném teleskopem JWST, ale slabé nebo zcela nedetekovatelné v rentgenovém záření. Jde však o interpretaci slučitelnou s modely zakrytých černých děr, nikoli o přímé měření dokazující, že každý chybějící rentgenový foton byl tímto způsobem přepracován.

Proč zatím nejde o potvrzenou novou třídu objektů

Tvrzení o „černé díře ve hvězdě“ stojí na nepřímých důkazech. JWST změřil světlo objektu, ale černou díru uvnitř plynného obalu přímo nezobrazil. Současné spektrum navíc neobsahuje jediný jednoznačný znak, který by vyloučil všechny alternativní možnosti.

Astronomové proto musí dál testovat i další kombinace kompaktní galaxie, neobvyklého plynu, prachu, hvězdných populací a zakryté aktivity černé díry. Současné důkazy činí z modelu „černé díry ve hvězdě“ silného kandidáta, ale nejlepší vysvětlení ještě není definitivní identifikace.

Další pozorování pomocí JWST mohou hledat předpovězené spektrální znaky, přesněji určit velikost zdroje a omezit hustotu i složení plynu. Astronomové mohou také sledovat případnou proměnnost a porovnat MoM-BH*-1 s větším vzorkem „malých červených teček“. Teprve tyto testy ukážou, zda jde o vzácný přechodný objekt, nebo o první známý příklad širší populace černých děr obalených plynem z období kosmického úsvitu.

Shrnutí

MoM-BH*-1 lze zatím nejlépe popsat jako kandidáta na „černou díru ve hvězdě“: rychle rostoucí černou díru o hmotnosti přibližně 100 000 Sluncí, jejíž hustý vodíkový obal způsobuje, že září jako obří červená hvězda. Její extrémní jasnost a neobvyklé Balmerovy rysy této interpretaci nahrávají, zatímco stejný plynný kokon může vysvětlit červenou barvu i slabý rentgenový signál. Stále však jde o závěr založený na modelech, nikoli o potvrzenou novou třídu nebeských těles.

Běžné hvězdy září díky jaderné fúzi ve svém nitru. U MoM-BH*-1 je však pozorovaný energetický výkon mnohem vyšší, než jaký by mohla realisticky vyprodukovat hvězda poháněná fúzí. Odhady hovoří o zhruba 100 miliardách násobku energie, kterou vyzařuje jakákoli známá hvězda. To spíše ukazuje na gravitační energii uvolňovanou při pádu hmoty směrem k černé díře.

Neobvyklé je také spektrum. Obsahuje mimořádně výrazný Balmerův skok, široké a složité emisní čáry vodíku a silné absorpční čáry Balmerovy série. Zároveň je v něm jen málo známek prvků těžších než vodík a helium. Tato kombinace odpovídá velmi hustému, turbulentnímu a relativně prvotnímu plynnému prostředí spíše než nezakrytému spektru běžné hvězdy nebo známého aktivního galaktického jádra.

Jak vypadá hlavní vysvětlení

Podle navrhovaného modelu kolem černé díry o hmotnosti přibližně 100 000 Sluncí rychle padá okolní hmota. Plyn při přibližování k černé díře uvolňuje gravitační energii, zahřívá se a vytváří hustý obal. Ten funguje jako hvězdě podobná „pseudofotosféra“, takže celý systém vypadá jako kompaktní, jasný červený objekt, přestože jeho hlavním zdrojem energie není jaderná fúze, ale akrece.

Modely kombinující aktivně akreující černou díru s hustým vodíkovým obalem podle dostupných výsledků reprodukují jasnost a barvu MoM-BH*-1 lépe než jednoduché vysvětlení pomocí hvězdy. Plyn by se podle některých modelů mohl rozprostírat na měřítku přibližně srovnatelném se Sluneční soustavou, přesná struktura však závisí na použitém modelu.

Červený vzhled navíc nemusí způsobovat prach. Záření z centrální černé díry může okolní plyn pohlcovat, rozptylovat a znovu vyzařovat. Světlo, které nakonec unikne, se tím posouvá k delším, červenějším vlnovým délkám.

Souvislost s tajemnými „malými červenými tečkami“ JWST

JWST v raném vesmíru objevil řadu malých, červených a jasných zdrojů, kterým se říká „little red dots“, tedy „malé červené tečky“. Jejich kompaktní vzhled a neobvyklá spektra dlouho ztěžují určení jejich skutečné povahy. MoM-BH*-1 je důležitý tím, že jeho možné záření poháněné černou dírou může výrazně převyšovat světlo mateřské galaxie. Mechanismus se tak zkoumá snadněji než u slabších objektů.

Pokud k podobné akreci obalené plynem dochází i v méně izolovaných systémech, mohly by některé slabší „malé červené tečky“ představovat obdobné objekty ukryté uvnitř mladých galaxií. Nemuselo by tedy jít o jedinou běžnou populaci hvězd, ale o rychle rostoucí černé díry, jejichž husté plynné kokony způsobují, že v infračerveném záření vypadají jako hvězdy.

Tato možnost se týká také otázky, jak mohly velmi hmotné černé díry vzniknout tak brzy v historii vesmíru. Hustý obal by mohl zárodku černé díry umožnit rychlou akreci. Samotný MoM-BH*-1 však neodhaluje kompletní historii růstu pozdějších supermasivních černých děr.

Proč nemusí být vidět v rentgenovém záření

Holá nebo jen slabě zakrytá akreující černá díra by měla vytvářet výrazné vysokoenergetické záření. Silný plynný kokon ale mění podmínky, za nichž může záření uniknout. Rentgenové záření vznikající v blízkosti černé díry se může uvnitř obalu pohlcovat nebo opakovaně rozptylovat. Část jeho energie se pak převede do méně energetického ultrafialového a infračerveného záření.

To nabízí možné vysvětlení, proč mohou být MoM-BH*-1 a podobné „malé červené tečky“ jasné v infračerveném oboru pozorovaném teleskopem JWST, ale slabé nebo zcela nedetekovatelné v rentgenovém záření. Jde však o interpretaci slučitelnou s modely zakrytých černých děr, nikoli o přímé měření dokazující, že každý chybějící rentgenový foton byl tímto způsobem přepracován.

Proč zatím nejde o potvrzenou novou třídu objektů

Tvrzení o „černé díře ve hvězdě“ stojí na nepřímých důkazech. JWST změřil světlo objektu, ale černou díru uvnitř plynného obalu přímo nezobrazil. Současné spektrum navíc neobsahuje jediný jednoznačný znak, který by vyloučil všechny alternativní možnosti.

Astronomové proto musí dál testovat i další kombinace kompaktní galaxie, neobvyklého plynu, prachu, hvězdných populací a zakryté aktivity černé díry. Současné důkazy činí z modelu „černé díry ve hvězdě“ silného kandidáta, ale nejlepší vysvětlení ještě není definitivní identifikace.

Další pozorování pomocí JWST mohou hledat předpovězené spektrální znaky, přesněji určit velikost zdroje a omezit hustotu i složení plynu. Astronomové mohou také sledovat případnou proměnnost a porovnat MoM-BH*-1 s větším vzorkem „malých červených teček“. Teprve tyto testy ukážou, zda jde o vzácný přechodný objekt, nebo o první známý příklad širší populace černých děr obalených plynem z období kosmického úsvitu.

Shrnutí

MoM-BH*-1 lze zatím nejlépe popsat jako kandidáta na „černou díru ve hvězdě“: rychle rostoucí černou díru o hmotnosti přibližně 100 000 Sluncí, jejíž hustý vodíkový obal způsobuje, že září jako obří červená hvězda. Její extrémní jasnost a neobvyklé Balmerovy rysy této interpretaci nahrávají, zatímco stejný plynný kokon může vysvětlit červenou barvu i slabý rentgenový signál. Stále však jde o závěr založený na modelech, nikoli o potvrzenou novou třídu nebeských těles.