Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Сверхмассивные черные дыры успевают возникнуть в течение первого миллиарда лет жизни Вселенной.

Существует несколько вариантов появления сверхмассивных черных дыр, и, по всей видимости, все они могут реализовываться в природе. Самый консервативный механизм связан с самыми первыми звездами, которые могли быть весьма массивными и в конце своей короткой жизни порождали черные дыры с массами около 100–200 масс Солнца. В процессе иерархического скучивания эти черные дыры (чьи массы могли немного увеличиться за счет аккреции) попадали в центры формирующихся структур, где за счет слияний и дальнейшей аккреции постепенно увеличивали свою массу. За многие миллиарды лет они могли вырасти до массы в миллиарды масс Солнца.

Однако наблюдения показывают, что уже на красных смещениях z ≈ 5 – 10, спустя всего лишь сотни миллионов лет после образования первых звезд, существуют массивные черные дыры с массами в десятки миллионов солнечных. От момента формирования «зародышевых» черных дыр прошло менее миллиарда лет, и, начав с массы 100–200 солнечных, невозможно так быстро вырасти до десятков или сотен миллионов. Поэтому первые звезды здесь уже не помогут, необходимы сценарии, в которых черные дыры рождаются с массами в несколько тысяч или даже десятков тысяч масс Солнца.

Поэтому были придуманы еще два сценария. В одном из них происходит прямой коллапс массивного облака газа в черную дыру – это теоретически позволяет формировать самые массивные зародыши сверхмассивных черных дыр с массами до сотен тысяч масс Солнца. В другом сценарии к формированию черной дыры приводит эволюция плотного скопления звезд в ядре молодой галактики – такие скопления реально наблюдаются во многих галактиках, в том числе и в нашей. Подходящие для формирования черных дыр скопления звезд могут возникать в гало с массой около 100 млн масс Солнца уже на z = 15. Затем часть звезд скопления довольно быстро может образовать в его центральной части очень массивную звезду с массой более 1000 солнечных, а такой объект очень быстро должен сколлапсировать в черную дыру. Иногда, как показывают расчеты, масса такой черной дыры может достигать нескольких тысяч масс Солнца. В обоих сценариях можно получить достаточно массивные объекты, которые потом, активно аккрецируя газ и сливаясь с другими черными дырами, могут за несколько сотен миллионов лет превратиться в настоящих монстров.

Массы черных дыр растут в результате аккреции газа и слияний.

Итак, слияния черных дыр и аккреция на них газа могут позволить за время эволюции нарастить массу до пары десятков миллиардов масс Солнца – больше, чем у небольшой галактики. Неудивительно, что самые массивные черные дыры находятся в центрах массивных галактик, расположенных обычно в центрах крупнейших скоплений.

На масштабе, превосходящем примерно 400–500 млн световых лет, вещество во Вселенной распределено достаточно равномерно. Однако на меньшем масштабе можно увидеть скопления и сверхскопления галактик. Совокупность скоплений, сверхскоплений и гигантских пустот между ними (так называемых войдов) формирует крупномасштабную структуру Вселенной, имеющую ячеисто-волокнистый вид.

На масштабе в сотни миллионов световых лет и больше Вселенная имеет ячеисто-волокнистую структуру.

Скопления галактик имеют массу порядка 10 14–10 15масс Солнца (в основном это темное вещество). Именно исследования скоплений позволили Фрицу Цвикки в 1933 г. прийти к выводу о необходимости существования большой скрытой (невидимой) массы для объяснения скоростей галактик в этих образованиях. Барионное вещество в скоплениях в основном содержится в виде горячего (десятки миллионов градусов) межгалактического газа, а на звезды приходится масса, в среднем в десять раз меньшая.

Размеры скоплений обычно составляют примерно 10–30 млн световых лет, в них входят от сотни до тысяч крупных галактик. Тенденцию туманностей «собираться в группы» (тогда еще не знали о том, что это галактики) заметили более 200 лет назад. Но достоверное знание о существовании скоплений из сотен галактик появилось менее 100 лет назад – в 1920–1930-е гг.

Скопления галактик имеют размеры около 10–30 млн световых лет и обычно включают сотни крупных галактик.

Крупные скопления галактик в настоящий момент являются наиболее массивными и протяженными гравитационно связанными структурами во Вселенной. Если темная энергия (см. раздел 11.6 «Ускоренное расширение Вселенной. Темная энергия. Будущее Вселенной») объясняется космологической постоянной, то скопления галактик сохранятся и в далеком будущем, однако будут удаляться друг от друга. Другие варианты эволюции темной энергии могут привести к иным сценариям дальнейшей эволюции крупномасштабной структуры.

Массивные скопления галактик в основном сформировались на красных смещениях z < 2, т. е. примерно 10 млрд лет назад, однако процесс эволюции скоплений продолжается и в наши дни. На больших красных смещениях мы не видим собственно скоплений – там наблюдаются сгущения, называемые протоскоплениями галактик, и мы видим их такими, какими они были спустя пару миллиардов лет после Большого взрыва. В настоящий момент они, конечно, превратились в скопления, но наблюдать их современное состояние мы уже не cможем – они находятся за нашим горизонтом событий (см. раздел 11.2 «Горизонт частиц и горизонт событий. Возраст Вселенной»). В 2012 г. группа японских астрофизиков – Дзюн Тошикава (Jun Toshikawa) и его коллеги – заявила об обнаружении протоскопления на красном смещении z ~ 6, что соответствует примерно миллиарду лет после начала расширения.

Согласно современным моделям существование крупномасштабной структуры и ее элементов обязано своим происхождением первичным флуктуациям плотности, возникающим на стадии инфляции. В основном структура сформирована темным веществом, которое по массе превосходит обычное вещество примерно в пять раз. Неоднородности в распределении темного вещества начинают расти еще в ранней Вселенной, а по окончании эпохи рекомбинации начинается и рост флуктуаций обычного (барионного) вещества. Первыми успевают сколлапсировать небольшие неоднородности, поэтому в начале во Вселенной появляются звезды, потом галактики и лишь потом скопления. Еще более крупные образования – сверхскопления – к настоящему времени не успели сколлапсировать.

Эволюция скоплений и сверхскоплений сильно зависит от свойств темной энергии.

Сверхскопления галактик появились в обиходе астрофизиков в 1958 г., когда Джордж Эйбелл (George Ogden Abell) представил свой каталог скоплений галактик, выделив в нем «скопления второго уровня». Сверхскопления являются протяженными структурами размером до полумиллиарда световых лет, включающими в себя множество отдельных скоплений галактик. Например, скопление галактик в созвездии Девы, к которому относится и наша Галактика, входит в состав сверхскопления Ланиакеа, которое было идентифицировано в 2014 г. по кинематике галактик. К гигантской Ланиакее относится и Великий Аттрактор, открытый в 1988 Линден-Беллом, – крупнейшая аномалия в распределении вещества в наших космологических окрестностях. Судьба сверхскоплений зависит от природы темной энергии: вероятнее всего, многие сверхскопления будут растягиваться в ходе дальнейшего расширения Вселенной и так и не станут связанными объектами.