ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2010, том 36, № 11, с. 816-822
УДК 524.8
МЕХАНИЗМ ПОДАВЛЕНИЯ ЧЕРНЫХ ДЫР ПРОМЕЖУТОЧНЫХ МАСС
2010 г. В. И. Докучаев1, Ю. Н. Ер ошенко1, С. Г. Рубин2*, Д. А. Самарченко2
1 Институт ядерных исследований РАН, Москва 2Национальный исследовательский ядерный университет "МИФИ", Москва
Поступила в редакцию 26.11.2009 г.
Представлена модель образования сверхмассивных первичных черных дыр в ядрах галактик с одновременным подавлением образования черных дыр с промежуточными массами. Найдена бимодальная функция масс черных дыр, образующихся за счет фазовых переходов в модели с потенциалом типа "мексиканская шляпа". Учтено классическое движение фазы комплексного скалярного поля во время инфляции. Обсуждаются возможные наблюдательные проявления первичных черных дыр в галактиках, а также ограничения на их количество.
Ключевые слова: космология, инфляция, черные дыры, аккреция.
ВВЕДЕНИЕ
Почти не вызывает сомнения, что в ядрах большинства структурированных галактик содержатся сверхмассивные черные дыры (СМЧД) с массами 106-1010 М© (Антонуччи, 1993; Фальке, Хехл, 2003; Феррарезе, Форд, 2004). Также есть наблюдательные указания на наличие в дисках галактик и в шаровых звездных скоплениях черных дыр промежуточной массы (ЧДПМ) ~ 103-105 М© (Гебхард и др., 2002; Ланцони и др., 2007; Нойола и др., 2008; Стромайер, Мушоцки, 2009). В отличие от черных дыр звездных масс, образующихся в результате взрывов массивных сверхновых звезд, происхождение СМЧД и ЧДПМ остается загадочным. Было предложено несколько сценариев образования и последующего роста СМЧД (ш. обзоры и ссылки в работах Риса, 1984, Бегель-мана и др., 1984, Докучаева, 1991, Докучаева и др., 2007), которые условно можно разделить на две группы: астрофизические и космологические. В астрофизических сценариях ЧДПМ и СМЧД образуются в результате динамической эволюции и гравитационных коллапсов газовых облаков или центральных звездных скоплений в ядрах галактик либо за счет многократных слияний черных дыр звездного происхождения. Космологические сценарии предполагают очень раннее образование первичных (реликтовых) черных дыр на стадии радиационного доминирования из адиабатических возмущений плотности либо за счет фазовых переходов в ранней Вселенной. Предложен также
Электронный адрес: sergeirubin@list.ru
вариант космологического сценария образования массивных первичных черных дыр вследствие коллапса изотермических флуктуаций барионного заряда, возникающих при фазовых переходах на инфляционной стадии (Долгов, Силк, 1993; Долгов и др., 2009).
Наиболее популярными в настоящее время являются модели иерархического слияния, когда СМЧД формируются за счет многократных слияний менее массивных ЧДПМ (Миллер, Кол-берт, 2004; (Кавакату и др., 2005). Последние могли образовываться, например, при коллапсах газовых облаков в небольших гало темной материи в догалактические эпохи, при иерархическом слиянии черных дыр звездных масс, являющихся остатками первых звезд (Ислам и др., 2003), либо при аккреционном "выедании" изнутри первых массивных звезд находящимися в их недрах первичными черными дырами (Бамби и др., 2008).
Один из вариантов образования первичных ЧД в результате фазовых переходов был рассмотрен в работах Рубина и др. (2000, 2001а,б), Хлопова, Рубина (2004), Хлопова и др. (2005), Докучаева и др. (2005, 2008). Этот сценарий, помимо наличия СМЧД в ядрах галактик, также предсказывает существование ЧДПМ в гало галактик на значительном удалении от их центров. Отличительными признаками сценария являются формирование черных дыр уже на стадии радиационного доминирования, а также характерное пространственное распределение черных дыр в скоплениях. Если "астрофизические" черные дыры образуются в потенциальных ямах в центрах гало темной материи
(Докучаев и др., 2007), то первичные ЧД, наоборот, способны создавать вокруг себя индуцированное гало темной материи, выглядящее как карликовая галактика (Докучаев, Ерошенко, 2001, 2003; Докучаев и др., 2008) с резким ростом плотности к центру. Слияния ЧДПМ, образовавшихся по механизму (Рубин и др., 2000, 2001а,б; Хлопов, Рубин, 2004; Хлопов и др., 2005), а также образование особого класса галактик и квазаров вокруг первичных СМЧД было рассмотрено в работах (Докучаев и др., 2005, 2008).
Трудно представить, что абсолютно все ЧДПМ сольются и образуют центральные СМЧД в современных галактиках. Более вероятно, что сольется лишь некоторая их доля а оставшиеся ЧДПМ образуют популяцию ЧДПМ в гало галактик. Аналогичная ситуация возникает во многих моделях с первичными СМЧД. Действительно, если некий механизм предсказывает образование одной первичной СМЧД в объеме одной галактики, то трудно избежать присутствия в той же галактике большого числа менее массивных ЧДПМ. Кроме того, даже если СМЧД в ядрах галактик не связаны своим происхождением с ЧДПМ, функции масс ЧДПМ обычно имеют рост в сторону малых масс.
Таким образом, достаточно общей чертой указанных выше механизмов образования СМЧД является предсказываемое обилие ЧДПМ. Тем не менее, наблюдательные данные существенно ограничивают возможное число ЧДПМ в галактиках. Только небольшое число объектов можно с некоторой вероятностью отнести к ЧДПМ, например, ЧДПМ в некоторых шаровых звездных скоплениях. Однако однозначного доказательства присутствия ЧДПМ в их центрах пока нет, поскольку имеющиеся наблюдательные свидетельства в пользу их существования подвергаются сомнению и обоснованной критике (Иллингворс, Кинг, 1977; Макнамара и др., 2003; Баумгард и др., 2003; Вандермарел, Андерсон, 2009). К тому же образование ЧДПМ в шаровых скоплениях сильно затруднено вследствие нагрева центральных частей двойными звездами (жесткими парами), образующимися при диссипативных парных сближениях одиночных звезд (Озерной, Докучаев, 1982; Докучаев, Озерной, 1982).
ЧДПМ могли бы аккрецировать газ и проявлять себя как ультраяркие рентгеновские источники (ULX) — так называются источники со светимостью Lx > 1039 эрг с-1. Однако были предложены различные модели для объяснения наблюдаемых в дисках некоторых галактик ULX и без привлечения ЧДПМ(Робертс, 2007; Кинг, 2008). Приходится констатировать, что в настоящий момент данные наблюдений не дают однозначного ответа на вопрос о существовании и распространенности ЧДПМ во
Вселенной. Имеются лишь отдельные примеры и некоторые указания и теоретические аргументы их наличия. В данной работе мы предлагаем модель, в которой образование ЧДПМ в галактиках подавлено при эффективном образовании СМЧД в галактических ядрах. Этот вариант может стать актуальным, если будущие наблюдения существенно ограничат количество ЧДПМ. Нами предлагается модификация механизма, первоначально предложенного Рубиным и др. (2001б), позволяющая объяснить не только наличие СМЧД в центрах галактик, но и подавление образования ЧДПМ.
ФОРМИРОВАНИЕ ПЕРВИЧНЫХ ЧЕРНЫХ ДЫР С УЧЕТОМ КЛАССИЧЕСКОГО ДВИЖЕНИЯ ФАЗЫ комплексного
СКАЛЯРНОГО ПОЛЯ Дальнейшее обсуждение базируется на модели образования первичных СМЧД, представленной в работах Рубина и др. (2000, 2001а,б), Хлопова, Рубина (2004), Хлопова и др. (2005), Докучаева и др. (2005, 2008), где показано, что если ин-флатонный потенциал имеет локальный максимум, то вероятность образования СМЧД в постинфляционную эпоху велика. В цитированных статьях подробно описан процесс формирования черной дыры вследствие квантовых флуктуаций поля около этого максимума. Рассмотрение базируется на форме потенциала, известного как "Мексиканская шляпа с наклоном", где локальный максимум, а точнее, седловая точка, расположен в точках в = = п, 2п,... (в — фаза комплексного скалярного поля). Подобный потенциал, используемый, например, для описания инфляции на псевдо-намбу-голдстоуновском поле (Долгов, Фриз, 1995), имеет вид
V(|Ф|) = А[Ф*Ф - f 2/2]2, (1)
с минимумом при (Ф) = Подчеркнем
однако, что рассматриваемое поле Ф является дополнительным к инфлатонному.
На масштабе энергий, меньших f, задача несколько упрощается, поскольку можно отбросить массивную радиальную моду Ф (mrad = = A1/2f). Оставшаяся легкая степень свободы определяется угловой переменной в = ф/f, выступающей в качестве псевдо-намбу-голдстоунов-ского бозона (ПНГБ). За счет спонтанного нарушения симметрии U(1) на масштабе энергий ^ f потенциал ПНГБ приобретает добавку
V(в) = Л4[1 - cos в]. (2)
В уравнении движения поля в с потенциалом (1), (2)
■ Л4
в + Шв + — sin 0 = 0, (3)
f2
где параметр Хаббла Н остается в процессе инфляции постоянным, поскольку поле в не является инфлатонным. В течение инфляции величина в меняется медленно, и лишь по окончании инфляционной стадии в совершает быстрые колебания в окрестности минимумов, необходимые для эффективного производства частиц материи и нагрева Вселенной. В зависимости от начальных условий поле в может скатиться к одному из минимумов вmin = 0 или вmin = 2п.
Во время инфляционной стадии, когда поле в находится в ложбине "мексиканской шляпы" |Ф| = = //л/2, пространство разделяется на множество причинно не связанных областей. Благодаря квантовым флуктуациям значения в в этих областях несколько отличаются друг от друга. В некоторых из них поле в может оказаться по другую сторону от максимума вmax = п и по окончанию инфляции скатится к значению минимума, отличному от того, к которому стремится большинство других областей. Таким образом, после инфляции возникает Вселенная, состоящая из хаотично распределенных доменов со значениями поля 0 или 2п внутри. Соседние домены разделены полевыми стенками, дальнейшая эволюция которых приводит к образованию первичных черных дыр (ПЧД). Количество и масса образовавшихся ПЧД сильно зависят от наклона потенциала Л, масштаба нарушения симметрии f в начале инфляции. В статье Докучаева и др. (2005) были выбраны такие параметры модели, при которых образуются кластеры, состоящие из изначально массивных ПЧД, наибольшие из которых достигают массы х 107М©. Такие массивные ПЧД впоследствии могут служить ядрами протогалактик, наращивая свою массу до -109М© за счет аккреции. Однако кроме массивных ПЧД рождается большое количество
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.