Supermasyvių juodųjų skylių kilmė

Praktiškai kiekvienos galaktikos centre tūno supermasyvi juodoji skylė – nuo šimto tūkstančių iki daugiau nei dešimt milijardų kartų už Saulę masyvesnis darinys. Nors už visą galaktiką jos masė mažesnė apie dešimt tūkstančių kartų, juodosios skylės yra be galo svarbios savo galaktikų evoliucijai. Į jas krentančios dujos kartais gali švytėti ryškiau, nei visos galaktikos žvaigždės kartu sudėjus; ši spinduliuotė sukuria vėjus ir tėkmes, kurios suspaudžia ir išstumia tarpžvaigždines dujas, taip keisdamos žvaigždžių formavimosi procesą.

Turint omeny jų svarbą, būtų galima tikėtis, kad gerai žinome ir apie supermasyvių juodųjų skylių kilmę. Štai apie žvaigždžių, kurios irgi yra labai svarbios visos Visatos raidai, atsiradimą žinome gana nemažai; tą patį galima pasakyti ir apie planetas bei net ir visą Visatą. Deja, turiu nuvilti: kol kas nežinome, kaip atsirado supermasyvios juodosios skylės.

Žinoma, jei tai būtų visa istorija, nerašyčiau šio teksto. Idėjų, iš kur jos imasi, turime ne vieną, o naujausi duomenys bei planuojamos stebėjimų misijos turėtų galų gale vienareikšmiškai atsakyti į šį klausimą. Žinau, kokio atsakymo tikiuosi aš – šiuo klausimu esu šališkas, nes prie vienos hipotezės vystymo pats truputį prikišau nagus. Bet kaip bus iš tiesų, pamatysime galbūt jau netrukus. O kol kas galime susipažinti su alternatyvomis.

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug rėmėjų Patreon platformoje – ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno-kito jūsų dolerio per mėnesį, paremkite mane ir jūs.

Kvazaras – ypatingai ryški aktyvi galaktika. Į centrinę supermasyvią juodąją skylę krentančios dujos ryškiai šviečia, kuria čiurkšles ir vėjus, kurie pakeičia visos galaktikos evoliuciją. Dailininko vizualizacija. Šaltinis: NASA, ESA, J. Olmsted (STScI)

Supermasyvias juodąsias skyles aplinkinėse galaktikose aptikti galima įvairiais būdais. Galima išmatuoti jų gravitacijos poveikį netoliese skriejančioms žvaigždėms ar dujoms. Jei galaktika aktyvi – kitaip tariant, jei į juodąją skylę krenta dujos – galima užfiksuoti tų dujų skleidžiamą spinduliuotę ir pagal jos savybes daryti išvadas apie juodosios skylės masę. Antrasis būdas tinka ir labai tolimų galaktikų juodosioms skylėms tyrinėti, nes aktyvaus galaktikos branduolio šviesis leidžia ją aptikti už milijardų parsekų. Šiuo metu žinoma virš šimto aktyvių galaktikų, kurių šviesa iki mūsų keliauja daugiau nei 12,8 milijardo metų. Kitaip tariant, jas matome tokias, kokios jos buvo Visatai esant milijardo metų amžiaus ar jaunesnei. Šių galaktikų centruose esančių juodųjų skylių masės nedaug atsilieka nuo masyviausių juodųjų skylių aplinkinėje Visatoje: neretai viršija milijardą Saulės masių. Jų egzistavimas duoda tvirčiausius apribojimus galimiems atsiradimo bei augimo modeliams.

Kad suprastume tuos apribojimus, reikia suvokti, kaip juodosios skylės auga. Praktiškai vienintelis būdas tą daryti yra ryti aplinkines dujas (kartais įmanoma praryti ir žvaigždę, bet jos nesudaro reikšmingos juodųjų skylių mitybos asortimento dalies). Kuo sparčiau ryjamos dujos – kuo didesnis jų kiekis krenta juodosios skylės link, – tuo ryškiau jos švyti. Šviesa sukuria slėgį, kuris priešinasi gravitacijai; pakankamai stipri spinduliuotė nusveria juodosios skylės trauką ir neleidžia dujoms kristi dar sparčiau. Taigi egzistuoja maksimali augimo sparta, vadinama Edingtono riba. Jos vertė tiesiogiai proporcinga pačios juodosios skylės masei ir akrecijos spinduliniam efektyvumui: krentančios medžiagos rimties masės daliai, kuri išspinduliuojama prieš įkrentant į juodąją skylę. Efektyvumas priklauso nuo juodosios skylės sukimosi spartos, bet dažnai jo vertė imama lygi 10\% (prie šios prielaidos teisingumo dar grįšime). Tokiu atveju Edingtono riba tampa maždaug 2.2\times10^{-8} esamos masės per metus. Apvertę šį dydį gauname laiko išraišką, vadinamą Salpeterio laiko skale – maždaug 45 milijonus metų, per kuriuos juodosios skylės masė išauga e \simeq 2.71828 karto. Galime užrašyti juodosios skylės masės priklausomybės nuo laiko išraišką (paprastumo dėlei padarysime prielaidą, kad juodoji skylė visą laiką auga vienoda sparta, kuri sudaro l dalį Edingtono spartos):

    \[M\left(t\right) = M_0 \,{\rm exp}\left(\frac{t-t_0}{t_{\rm Sal}} l\right).\]

Šioje išraiškoje M_0 yra pradinė, tik susiformavusios, juodosios skylės masė, {\rm exp} žymi eksponentinę funkciją, t_0 yra juodosios skylės susiformavimo laikas, o t_{\rm Sal} – jau minėta Salpeterio laiko skalė. Verta užsirašyti ir jos priklausomybę nuo akrecijos spindulinio efektyvumo \epsilon:

    \[t_{\rm Sal} \simeq 400 \frac{\epsilon}{1-\epsilon} \, {\rm Myr}.\]

Įstatę \epsilon = 0.1 į šią formulę, gauname minėtus 45 milijonus metų.

Stebėjimų rezultatai mums sako, kad tuo metu, kai Visatos amžius buvo t < 10^9 metų, jau egzistavo juodųjų skylių, kurių masė siekė M\left(t\right) > 10^9 \, M_\odot. Šiuo metu tvirčiausią apribojimą duoda juodoji skylė, pavadinta Pōniuā’ena: kai Visatos amžius buvo 700 milijonų metų, jos masė jau buvo spėjusi išaugti iki 1.5\times10^9 \, M_\odot. Įstatę šiuos dydžius į masės augimo formulę, galime paeksperimentuoti su keliomis kitų parametrų vertėmis ir pažiūrėti, kas gaunasi.

Viršuje – Pōniuā’ena atradimo nuotraukos; septynios nuotraukos rodo atvaizdus ties skirtingais bangos ilgiais. Pirmose trijose nuotraukose galaktikos nematyti – tai reiškia, kad tokio ilgio spinduliuotę sugeria vandenilis pačioje galaktikoje. Iš šių nuotraukų bangos ilgių galima nustatyti galaktikos raudonąjį poslinkį, taigi ir laiką, kiek šviesa keliavo iki mūsų. Šaltinis: Yang et al. (2020), Astrophysical Journal. Apačioje – dailininko iliustracija, kaip galėtų atrodyti Pōniuā’ena: aktyvi galaktika, kurianti jonizuotų dujų burbulą tuo metu dar neutraliose tarpgalaktinėse dujose. Šaltinis: International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/P. Marenfeld. Montažas mano.

Tarkime, kad supermasyvios juodosios skylės gyvenimą pradėjo kaip ir žvaigždinės – sprogus masyvioms žvaigždėms. Tada galime tikėtis, kad M_0 \simeq 10 \, M_\odot. Pirmosios žvaigždės susiformavo maždaug 100 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, tad t_0 = 100 \, {\rm Myr}. Paėmę l = 1 ir t_{\rm Sal} = 45 \, {\rm Myr}, randame, kad juodoji skylė 700 milijonų metų po Didžiojo sprogimo negali būti masyvesnė, nei M = 6.2\times10^6 \, M_\odot, tik apie 0.4\% Pōniuā’ena masės. Štai ir matome problemą – kaip juodosios skylės gali užaugti iki stebimų didžiulių masių per tokį trumpą laiką?

Juodųjų skylių augimo problemos iliustracija. Spalvoti skrituliukai – ekstremalios žinomos supermasyvios juodosios skylės. Spalvotos linijos – kiekvienos jų augimo istorija, darant prielaidą, kad t_{\rm Sal} = 50 \, {\rm Myr}. Horizontalioje ašyje pažymėtas kosmologinis raudonasis poslinkis, viršuje – jį atitinkantis Visatos amžius. Šaltinis: Yang et al. (2020), Astrophysical Journal

Yra iš principo keturi galimi problemos sprendimai. Pirmasis susijęs su t_0 – galbūt juodosios skylės atsirado ir pradėjo augti daug anksčiau, nei pirmosios žvaigždės? Antrasis teigia, kad galbūt M_0 vertė buvo gerokai didesnė. Trečiasis susijęs su l – galbūt juodosios skylės, bent jau pirmykštėje Visatoje, augo sparčiau, nei Edingtono riba? Paskutinysis susijęs su \epsilon – gal akrecijos spindulinis efektyvumas buvo mažesnis, todėl trumpesnė ir Salpeterio laiko skalė, tad juodosios skylės iš tiesų galėjo augti greičiau, nepažeisdamos Edingtono ribos? Taip pat galimos ir šių sprendimų kombinacijos. Bet pakalbėkime apie viską iš eilės.

Pirmasis sprendimas, deja, atsakymo neduoda. Net jei masės augimo lygtyje t_0 prilygintume nuliui – laikytume, kad juodosios skylės egzistavo ir augo nuo pat Didžiojo sprogimo ar bent jau nereikšmingo laiko tarpo (šiuo atveju tai reiškia „gerokai mažesnio už t_{\rm Sal}“) po jo, didžiausia įmanoma juodoji skylė tebūtų tik devynis kartus masyvesnė. Suprasti, kodėl taip yra, nelabai sudėtinga: sumažinę augimo pradžios laiką, padidiname augimo trukmę. Bet padidinti ją galime daugiausia 100 milijonų metų, kas atitinka tik kiek daugiau nei dvi Salpeterio laiko skales. Per du su trupučiu Salpeterio laikus juodosios skylės masė gali padidėti tik e^{100/45}\simeq 9.2 karto. Tad jei norime supermasyvias juodąsias skyles išauginti iš pirmykščių juodųjų skylių, kurios galimai susiformavo beveik iškart po didžiojo sprogimo, jos jau susiformuoti turėjo bent 250 kartų masyvesnės už Saulę arba dar didesnės. Kol kas nėra vienareikšmiškai įrodyta, kad taip nutikti negalėjo – kai kurie modeliai prognozuoja pirmykščių juodųjų skylių mases, siekiančias net 100 tūkstančių Saulės masių – bet ir aptikti tų juodųjų skylių kol kas nepavyko, tad tikimybė, kad jos reikšmingos Visatos evoliucijai, laikoma gana menka.

Kai kurie modeliai teigia, jog tamsioji materija sudaryta iš pirmykščių juodųjų skylių. Įvairūs stebėjimai apriboja, kiek įvairios masės juodųjų skylių gali būti Visatoje; jei jų būtų daugiau, būtume jau aptikę jų poveikį, pasireiškiantį ne kaip tamsiosios materijos. Grafike šie apribojimai pavaizduoti spalvotomis kreivėmis. Vertikalioje ašyje atidėtos suminės juodųjų skylių masės ir tamsiosios materijos masės santykis – vienetas reiškia, kad visa tamsioji materija sudaryta iš būtent tokios masės juodųjų skylių. Juoda punktyrinė linija žymi vieną iš galimų pirmykščių juodųjų skylių masių skirstinių, kurio kol kas stebėjimais falsifikuoti nepavyko. Šaltinis: García-Bellido (2017), Proceedings of the 11th LISA symposium

Antrasis sprendimas šiuo metu yra populiariausias. Jis remiasi idėja, kad pirmykštėje Visatoje žvaigždžių formavimosi procesas nuo šiandieninio skyrėsi viena reikšminga detale: galėjo formuotis ypatingai masyvūs į žvaigždes panašūs dariniai. Šiais laikais – tiksliau, pastaruosius 13 milijardų metų – besiformuojančių žvaigždžių mases apriboja molekulinio dujų debesies fragmentacija. Debesis traukdamasis subyra į daugybę pavienių gabaliukų, dažniausiai mažesnių už Saulę; vėliau jie paauga, kai kurie net iki daugiau nei šimto Saulės masių, ir tampa žvaigždėmis. Pradinių fragmentų masę lemia dujų vėsimas: kuo jis efektyvesnis, tuo fragmentai mažesni. Vėsimo efektyvumą, savo ruožtu, lemia dujų cheminė sudėtis: kuo daugiau už helį sunkesnių elementų – metalų, – tuo dujos vėsta sparčiau. Pirmykštėje Visatoje metalų nebuvo, tad pirmieji dujų debesys galėjo fragmentuoti ir į dešimčių tūkstančių Saulės masių gabalus, kurie daugiau neskilo. Tie fragmentai dar labiau augo centrinėse besiformuojančių galaktikų dalyse, kur į juos krito įvairūs dujų srautai. Fragmento centre tankis išaugo tiek, kad ten susiformavo juodoji skylė. Pranykus centriniam dujų slėgiui, aplinkinė medžiaga labai sparčiai sukrito į juodąją skylę, o jos prarandama energija nespėjo pavirsti fotonais ir sustabdyti kritimo. Kolapsuojančiame fragmente kurį laiką galėjo vykti termobranduolinės reakcijos – toks darinys vadinamas „kvazi-žvaigžde“ („kvazi-“ todėl, kad niekad netampa tikra, stabilia, žvaigžde, o visą laiką traukiasi). Galutinis rezultatas vis tiek analogiškas: praėjus kiek daugiau nei 100 milijonų metų po Didžiojo sprogimo, turime juodąją skylę, kurios masė siekia apie šimtą tūkstančių Saulės masių. Įstatę šį dydį į formulę kaip M_0, matome, kad lengvai galime gauti milijardo Saulės masių ir didesnius objektus, net jei jie auga ne visą laiką po susiformavimo.

Skaitmeninio modelio, sekančio tiesioginio kolapso juodosios skylės formavimąsi, vizualizacija. Šaltinis: Aaron Smith/TACC/UT-Austin

Dar viena šio sprendimo – masyvaus pradinio objekto susiformavimo – variacija yra daugelio žvaigždžių susijungimas. Pirmosios žvaigždės – tos, kurios formuojasi iš fragmentų, panašesnių į šiandieninių žvaigždžių mases – yra vis tiek gana didelės, o jų spiečiai – daug tankesni, nei dabartiniai. Ten dažnai vyksta žvaigždžių susidūrimai ir šimtai žvaigždžių gali susijungti į vieną masyvų darinį greičiau, nei pačios žvaigždės evoliucionuoja ir sprogsta supernovomis. Galiausiai toks darinys kolapsuoja į juodąją skylę kaip ir kvazi-žvaigždė. Panašiai susijungti gali ir žvaigždinės juodosios skylės, likusios po masyvių žvaigždžių mirčių, bet didesni žvaigždžių spinduliai daro tokį susijungimą labiau tikėtiną. Bet kuriuo atveju, vėl gauname pirminius objektus, kurių masės daug didesnės, nei 10 Saulės masių.

Pirmųjų juodųjų skylių atsiradimo modelių schemos. Vidurinė ir apatinė eilutės žymi dvi „tiesioginio kolapso“ modelio variacijas: kvazi-žvaigždę (viduryje) arba daugelio žvaigždžių susijungimą į vieną (apačioje). Šaltinis: Volonteri (2012), Science

Net jei pradinė juodosios skylės masė maža, jos augimas gali būti spartesnis, nei Edingtono riba. Tam „tereikia“ kaip nors įveikti spinduliuotės slėgį. Būdų yra keletas: pavyzdžiui, jei spinduliuotė sukoncentruojama viena kryptimi, o medžiaga krenta kita kryptimi, spinduliuotės slėgis krentančios medžiagos nenustumia. Arba jeigu krentančios medžiagos yra labai daug, joje besiformuojantys fotonai lieka „įkalinti“, juda kartu su dujomis ir nepajėgia paveikti toliau esančio srauto. Šis scenarijus svarbus ir tiesioginiam dujų kolapsui į juodąsias skyles, aptartam aukščiau. Magnetiniai laukai irgi gali patraukti dujas artyn prie juodosios skylės. Visais šiais atvejais juodosios skylės augimo sparta gali būti didesnė, nei Edingtono riba, kitaip tariant turime situaciją, kai l > 1. Užtenka nedidelio šio koeficiento pokyčio, kad juodoji skylė išaugtų iki daug didesnės masės: pavyzdžiui, jei l = 1.1, juodoji skylė per 600 milijonų metų taps beveik keturis kartus masyvesnė, nei l = 1 atveju; jei l = 1.5 – beveik 800 kartų masyvesnė. Taip nutinka dėl to, kad augimo funkcija yra eksponentinė: labai nežymūs jos argumento (formulėje skliaustuose esančios išraiškos) pokyčiai sukelia didžiulius galutinio rezultato pasikeitimus. Tad pakanka net ir gana trumpo virš-Edingtoninio augimo etapo, kad juodoji skylė galiausiai išaugtų iki stebimos masės.

Virš-Edingtoninės akrecijos skaitmeninis modelis. Kairėje – dujų spinduliuotės energija ir vidutinis fotonų dreifo greitis. Dešinėje – dujų tankis ir judėjimo greitis. Labai tankios dujos disko plokštumoje neleidžia spinduliuotei pabėgti, todėl medžiaga į juodąją skylę gali kristi greičiau, nei Edingtono riba. Šaltinis: Alexander Sądowski

Galiausiai prieiname prie ketvirto sprendimo, kuris, žvelgiant grynai matematiškai, panašus į trečiąjį. Jei užtenka nežymiai padidinti eksponentinės funkcijos argumentą, kad gautume norimą rezultatą, galbūt įmanoma tiesiog sumažinti akrecijos spindulinį efektyvumą? Kai kurie virš-Edingtoninės akrecijos modeliai tą ir daro, bet yra ir kitas būdas: tereikia užtikrinti, kad juodoji skylė suktųsi lėtai. Visiškai nesisukančios juodosios skylės akrecijos spindulinis efektyvumas tėra 5.7\%; įprastai naudojama 10\% vertė atitinka juodąją skylę, besisukančia maždaug 2/3 maksimalios vertės. Juodosios skylės sukimosi greitis kinta, kai ji ryja medžiagą. Jei medžiaga akreciniame diske sukasi ta pačia kryptimi, kaip ir pati juodoji skylė, sukimosi sparta išauga, jei medžiaga skriejo priešinga orbita – sumažėja. Kiti atvejai, kai akrecinis diskas pasisukęs kampu į juodosios skylės pusiaujo plokštumą, nereikšmingi: bet kokia tokia konfigūracija, veikiant gravitacinėms jėgoms, greitai pereina į vieną iš pirmųjų dviejų.

Kaip dažnai akrecinis diskas nusistovi priešinio sukimosi (anti-lygiagrečioje) konfigūracijoje? Tai dalinai priklauso nuo aplinkos sąlygų: jei medžiaga juodąją skylę pasiekia vienu daugmaž tolygiu srautu, tai akrecinis diskas formuosis visada vienoje plokštumoje ir netrukus pasuks ten pat ir juodąją skylę. Bet tokia situacija mažai tikėtina: medžiagos srautas nebus visiškai tolygus, o net ir menki netolygumai, iki pasiekiant juodąją skylę, gali paversti srautą praktiškai chaotišku. Taip nutinka dėl mastelio skirtumų: debesis, maitinantis juodąją skylę, greičiausiai yra bent kelių parsekų spindulio, tuo tarpu akrecinio disko spindulys nesiekia šimtadalio parseko. Taigi vos 1\% netolygumas debesies mastu besiformuojančiame sraute visiškai pakeičia jo savybes akrecinio disko mastelyje. Galima pagrįstai teigti, jog juodosios skylės augimas vyksta chaotiškai – sudarytas iš pavienių epizodų, kurių kiekvieno kryptis nepriklauso nuo ankstesniųjų.

Galima akrecijos proceso geometrija, gaunama skaitmeniniame modelyje įskaičius dujų turbulenciją, vėsimą, kaitinimą bei sukimąsi. Juodosios skylės link dujų srautai krenta įvairiomis nekoreliuojančiomis orbitomis, mažuose masteliuose akrecija yra chaotiška. Šaltinis: Gaspari et al. (2017), MNRAS

Chaotiškos akrecijos atveju, jei akrecinio disko judesio kiekio momentas (grubiai tariant, dydis, nurodantis, kaip labai medžiaga jame sukasi) yra gerokai mažesnis nei juodosios skylės, stabili anti-lygiagreti konfigūracija nusistovi maždaug puse atvejų. Jei disko judesio kiekio momentas tampa reikšmingas, tikimybė sumažėja, bet praktiškai tai svarbu tik tada, kai juodoji skylė sukasi labai lėtai. Anti-lygiagretus akrecinis diskas sulėtina juodosios skylės sukimąsi labiau, nei lygiagretus pagreitina, nes anti-lygiagretaus disko medžiaga tampa nestabili ir į juodąją skylę įkrenta iš didesnio atstumo. Taigi laikui bėgant, juodosios skylės sukimosi sparta turėtų mažėti, kol nusistovi ties nedidele verte, maždaug dešimtadaliu maksimalios galimos.

Aukščiau aprašyta situacija yra gerokai idealizuota. Realybėje akrecija nėra visiškai chaotiška, kai kuriais atvejais ji gali būti beveik visai vienakryptė; taip pat reikia įvertinti juodųjų skylių susiliejimus, kurie gerokai pakeičia jų sukimosi spartą. Išmatuotos supermasyvių juodųjų skylių sukimosi spartos yra gana aukštos. Nors greitai besisukančią juodąją skylę aptikti ir išmatuoti jos sukimąsi daug lengviau, nei nesisukančią, visgi rezultatai byloja, kad bent dalis juodųjų skylių tikrai sukasi greitai. Bet norint paaiškinti stebimas labai masyvias juodąsias skyles tolimoje Visatoje, mums ir nereikia, kad lėtai suktųsi visos juodosios skylės. Užtenka, kad vos viena iš dešimties milijonų žvaigždinių juodųjų skylių, susiformavusių Visatoje 100-180 milijonų metų po Didžiojo sprogimo laikotarpiu, augtų chaotiškai, maždaug Edingtono ribai lygia sparta.

Pastarasis paaiškinimas man atrodo geriausias iš visų keturių. Priešingai nei kitiems, jam nereikia jokių hipotetinių darinių, tokių kaip kvazi-žvaigždės, tiesioginis dujų debesų kolapsas į juodąsias skyles ar pirmykštės juodosios skylės. Taip pat jam nereikia ir išskirtinai sparčiai krentančių medžiagos srautų; natūralus dujų judėjimas galaktikose sunkiai gali sukurti sąlygas reikšmingai Edingtono ribą viršijančiai akrecijai. Vienintelė svarbi paskutinio sprendimo prielaida – chaotiška akrecija, ir net nereikia, kad ji galiotų visoms juodosioms skylėms. Tiesa, mano pasirinkimas yra ir truputį subjektyviai šališkas: su šiuo sprendimu susipažinau anksčiau, nei su kitais, jis buvo mano magistrantūros tyrimų projekto (maždaug atitinkančio lietuvišką diplominį darbą) pagrindas; be to, netrukus turėtų pasirodyti ir mano bei kolegos straipsnis, kuriame nagrinėjame šio modelio prognozes pirmykštėms juodosioms skylėms bei ką galima tikėtis atrasti artimiausioje ateityje (kai straipsnis atsiras, pridėsiu nuorodą) (UPDATE: straipsnis pasirodė, jį rasite arXiv).

Kalbant apie naujus atradimus, artimiausiu metu tikimasi keleto proveržių tyrinėjant galimus pirmųjų juodųjų skylių augimo scenarijus. Visų pirma, naujos kosminės misijos, tokios kaip Athena ir AXIS, turėtų išmatuoti daugybės juodųjų skylių sukimosi spartą – tiek aplinkinėje Visatoje, tiek labai toli nuo mūsų. Tada paaiškės, kiek iš tiesų yra lėtai besisukančių juodųjų skylių ir ar egzistuoja sukimosi spartos priklausomybė nuo masės – skirtingi modeliai šiuo klausimu duoda skirtingas prognozes. Be to, Roman ir Lynx kosminių teleskopų uždavinių sąraše yra ir tolimiausių aktyvių galaktikų atradimai – jos galbūt aptiks dar tolimesnes juodąsias skyles, nei žinomos dabar. Gali būti, kad pasieksime tikrąsias jų masės ribas, t. y. juodąsias skyles, kurios augo taip sparčiai, kaip tik galėjo. Vėlgi, skirtingi modeliai duoda skirtingas prognozes apie tai, kokios masės galėjo būti didžiausios juodosios skylės praėjus 400, 500 ar 600 milijonų metų po Didžiojo sprogimo. Taip galbūt galėsime atmesti vieną at kelis iš aukščiau aptartų scenarijų. Gal net paaiškės, kad netinka nei vienas iš jų ir reikės galvoti ką nors visiškai naujo. Bet tai ir yra mokslo įdomumas – nuolatos eiti į nežinomybę ir vieną po kitos išaiškinti Visatos paslaptis.

Laiqualasse

One comment

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas. Būtini laukeliai pažymėti *