http://trv-science.ru/2021/02/otkuda-vzyalis-moshhnye-rannie-kvazary/ Итак, есть факт: в первые 600 с небольшим миллионов лет во Вселенной появились черные дыры массой порядка миллиарда масс Солнца. ... На рис. 1 показаны кривые роста черных дыр, от возраста Вселенной 100 млн лет, когда только образовывались первые звезды, до момента, когда были обнаружены самые далекие квазары: для каждого конкретного квазара — своя кривая. Эти кривые предполагают, что темп аккреции и светимость всё время были эддингтоновскими при постоянной эффективности высвечивания 0,1 Мс2. В таком случае увеличение массы черной дыры в е раз происходит примерно за 50 млн лет (а в 10 раз — за 120 млн лет). Парадокс заключается в том, что рост должен был начаться с зародышевых черных дыр массой порядка десяти тысяч масс Солнца (для рекордного квазара — как минимум 20 000 Мʘ), иначе им не успеть вырасти к z ~ 7 до наблюдаемых величин. ... Эддингтоновский предел светимости далеко не абсолютен и вполне преодолим, особенно на некоторое время. Строго говоря, он относится только к оптически тонкой плазме. Если же на тяготеющий центр падает, например, звезда, то светимость может подпрыгивать до любой величины. ... Есть другой вариант — низкая эффективность высвечивания, то есть вещества падает много, а излучения от него мало — и никаких проблем. Есть вариант аккреции под названием ADAF (advection dominated accretion flow) — геометрически толстый, но оптически тонкий диск. В нем не успевает установиться температурное равновесие: ионы горячие, но они не светят, а электроны, которые должны бы светить, — холодные. Вся энергия ионов уносится в черную дыру. Такое, судя по всему, имеет место в центре нашей Галактики и знаменитой галактики М87. Правда, этот вариант работает только при относительно малых темпах аккреции и вряд ли подходит для сверхкритического режима. Более подходящий вариант — так называемый стройный (slim) аккреционный диск. Собственно, именно в него и должен превращаться канонический тонкий диск Шакуры — Сюняева при околокритическом темпе аккреции. Выделяемое тепло не успевает излучиться наружу и уносится в черную дыру. Диск распухает, но умеренно. ... «но». Дело в том, что радиационная эффективность в таком режиме сильно зависит от вращения черной дыры. Если вращение слабое, диск излучает мало и на черную дыру может падать много вещества при умеренной светимости. Если же момент вращения черной дыры близок к предельному (что вполне вероятно), то внутренняя часть аккреционного диска близ последней стабильной орбиты высвечивает большую часть выделившейся в диске энергии — эффективность оказывается такой же, как в случае тонкого диска. Поэтому подобный режим не панацея. ... feedback, обратная связь, влияние яркого источника на окружающую среду. Допустим, на черную дыру падает нечто оптически толстое — звезды, плотные облака газа и т. п. Светимость огромная, причем это как раз тот случай, когда эддингтоновский предел не работает. Но появляется другая засада: квазар ионизирует и разогревает окружающую среду вокруг себя настолько, что прекращается образование звезд, а выросшее давление горячего газа намного превосходит тяготение черной дыры. Как показывает моделирование, быстрый рост черной дыры при такой «гиперэддингтоновской» аккреции прекращается на уровне всего лишь 108 Мʘ. ... был использован гибридный метод (мягкие частицы + сетка), уменьшающий числовой шум и различные артефакты типа численной вязкости. Всё равно возможности численного счета далеки от того, чтобы честно проследить всё, что происходит на всей лестнице масштабов, охватывающей много порядков величин. Поэтому авторам пришлось прибегнуть к ряду ухищрений: счет в два приема, сначала грубая прикидка эволюции в кубическом гигапарсеке, потом выбор самого тяжелого облака 1013 Мʘ, образовавшегося в этом гигапарсеке, и затем дальнейшая работа с ним одним
no subject
Итак, есть факт: в первые 600 с небольшим миллионов лет во Вселенной появились черные дыры массой порядка миллиарда масс Солнца.
...
На рис. 1 показаны кривые роста черных дыр, от возраста Вселенной 100 млн лет, когда только образовывались первые звезды, до момента, когда были обнаружены самые далекие квазары: для каждого конкретного квазара — своя кривая. Эти кривые предполагают, что темп аккреции и светимость всё время были эддингтоновскими при постоянной эффективности высвечивания 0,1 Мс2.
В таком случае увеличение массы черной дыры в е раз происходит примерно за 50 млн лет (а в 10 раз — за 120 млн лет).
Парадокс заключается в том, что рост должен был начаться с зародышевых черных дыр массой порядка десяти тысяч масс Солнца (для рекордного квазара — как минимум 20 000 Мʘ), иначе им не успеть вырасти к z ~ 7 до наблюдаемых величин.
...
Эддингтоновский предел светимости далеко не абсолютен и вполне преодолим, особенно на некоторое время. Строго говоря, он относится только к оптически тонкой плазме. Если же на тяготеющий центр падает, например, звезда, то светимость может подпрыгивать до любой величины.
...
Есть другой вариант — низкая эффективность высвечивания, то есть вещества падает много, а излучения от него мало — и никаких проблем.
Есть вариант аккреции под названием ADAF (advection dominated accretion flow) — геометрически толстый, но оптически тонкий диск. В нем не успевает установиться температурное равновесие: ионы горячие, но они не светят, а электроны, которые должны бы светить, — холодные. Вся энергия ионов уносится в черную дыру. Такое, судя по всему, имеет место в центре нашей Галактики и знаменитой галактики М87. Правда, этот вариант работает только при относительно малых темпах аккреции и вряд ли подходит для сверхкритического режима.
Более подходящий вариант — так называемый стройный (slim) аккреционный диск. Собственно, именно в него и должен превращаться канонический тонкий диск Шакуры — Сюняева при околокритическом темпе аккреции. Выделяемое тепло не успевает излучиться наружу и уносится в черную дыру. Диск распухает, но умеренно.
...
«но». Дело в том, что радиационная эффективность в таком режиме сильно зависит от вращения черной дыры. Если вращение слабое, диск излучает мало и на черную дыру может падать много вещества при умеренной светимости. Если же момент вращения черной дыры близок к предельному (что вполне вероятно), то внутренняя часть аккреционного диска близ последней стабильной орбиты высвечивает большую часть выделившейся в диске энергии — эффективность оказывается такой же, как в случае тонкого диска. Поэтому подобный режим не панацея.
...
feedback, обратная связь, влияние яркого источника на окружающую среду. Допустим, на черную дыру падает нечто оптически толстое — звезды, плотные облака газа и т. п. Светимость огромная, причем это как раз тот случай, когда эддингтоновский предел не работает. Но появляется другая засада: квазар ионизирует и разогревает окружающую среду вокруг себя настолько, что прекращается образование звезд, а выросшее давление горячего газа намного превосходит тяготение черной дыры. Как показывает моделирование, быстрый рост черной дыры при такой «гиперэддингтоновской» аккреции прекращается на уровне всего лишь 108 Мʘ.
...
был использован гибридный метод (мягкие частицы + сетка), уменьшающий числовой шум и различные артефакты типа численной вязкости. Всё равно возможности численного счета далеки от того, чтобы честно проследить всё, что происходит на всей лестнице масштабов, охватывающей много порядков величин. Поэтому авторам пришлось прибегнуть к ряду ухищрений: счет в два приема, сначала грубая прикидка эволюции в кубическом гигапарсеке, потом выбор самого тяжелого облака 1013 Мʘ, образовавшегося в этом гигапарсеке, и затем дальнейшая работа с ним одним