직접붕괴 블랙홀

직접 붕괴 블랙홀은 고질량 블랙홀 씨앗으로 ^[2][3][4][5]우주가 약 1억~2억5000만년 전 적색편향 < z< $>[\displaystyle 15<s<$30^[6] 내에서 형성되었다. 항성의 첫 번째 모집단(일명 포획 III 항성)에서 형성된 종자와는 달리 직접 붕괴 블랙홀 씨앗은 직접적이고 일반적인 상대론적 불안정성에 의해 형성된다. 그것들은 매우 거대하며, 일반적인 질량이 ~10이⁵ 형성되어 있다. M_☉.^[3][7] 이 블랙홀 씨앗의 범주는 지금까지 수많은 관찰이 확인되었듯이$,$ ${\displaystyle \mathrm{이미}}$ 레드히프트 $z{\displaystyle }$~ 7$[\디스플레이$ 스타일 $z\sim 7}$에 초거대 블랙홀을 건설하는 도전을 완화하기 위해 이론적으로 제안되었다.^{[1][8][9][10][11]}

포메이션

직붕괴 블랙홀(DCBHs)은 고적분계 우주에서 형성되었다고 이론화된 거대한 블랙홀 씨앗이며, 전형적인 질량이 ~10이⁵ 형성되어 있다. M_☉, 그러나 10사이에⁴. M_☉ 와 10⁶ M_☉. DCBH를 형성하기 위한 환경적 물리적 조건(별들의 군집과는 반대)은 다음과 같다.^[3][4]

1. 금속이 없는 가스(수소와 헬륨만 함유된 가스).
2. 원자 냉각 가스.
3. 매우 효율적인 기체 냉각제인 수소 분자를 파괴하기 위해 충분히 큰 양의 Lyman-Werner 광자.^[12][13]

가스 냉각과 따라서 원시 가스 구름의 단편화를 피하려면 이전 조건이 필요하다. 조각 별에 전체 구조물의∼ 107g/cm3{\displaystyle\sim 10^{7}g{3}}.[14]의 이 밀도에서 주문의 중력 붕괴는 중심 핵을 그 문제의 밀도가 매우 큰 값에 도달하멸 수 없습니다, 가스 구름으로 진행하는, 개체가 일반 상대론적 instability,는 경우에는 14까지 겪게 된다.]는 일반적인 질량의 블랙홀 형성을 유도한다 ~10⁵ M_☉, 그리고 최대 100만 개의 태양 질량. 일반적인 상대론적 불안정성의 발생은 물론 중간 항성 단계의 부재로 인해 직접 붕괴 블랙홀의 디노미네이션을 초래했다. 즉, 이러한 물체는 표준 블랙홀 모델에 규정된 항성생성자가 아닌 원시 가스 구름에서 직접 붕괴한다.^[15]

인구통계학

직접 붕괴 블랙홀은 일반적으로 고 적색변형 우주에서 극히 드문 물체로 생각되는데, 그 형성을 위한 세 가지 기본 조건(위 섹션 포메이션에서 참조)은 동일한 가스 구름에서 모두 충족되기 어렵기 때문이다.^[16][17] 현재의 우주학적 시뮬레이션에 따르면 DCBH는 적색 임시변통 15에서 입방 기가 파르초 당 1개까지만 희귀할 수 있다.^[17] 이들의 수 밀도 예측은 형성에^[18] 필요한 Lyman-Werner 광자의 최소 유량에 크게 의존하며, 가장 낙관적인 시나리오에서 입방 기가-파섹당 DCBH가${\displaystyle }$최대 ${\displaystyle {10}^{}}$ ${\displaystyle {7\mathrm{}}^{}}$ ${\$까지 클 수 있다.^[17]

탐지

하버드대 천체물리학자 파비오 파쿠치 교수팀은 2016년 허블우주망원경과 찬드라 X선 관측소 자료를 이용해 처음 후보직접붕괴 블랙홀 2곳을 확인했다.^{[19][20][21][22][23][24]} 후보 모두 적색편향 z> 6 ${\디스플레이$ 스타일 $z>6$에서 CANDELS GOODS-S 필드에서 발견되었으며 이러한 유형의 천체물리학적 선원에 대해 예측된 스펙트럼 속성과 일치했다.^[25] 특히, 이러한 선원은 높은 적색 편향의 다른 선원에 비해 적외선 방사선의 양이 상당히 많을 것으로 예측된다.^[19] 특히 다가오는 제임스 웹 우주 망원경과 함께 추가적인 관측은 이들 선원의 특성을 조사하고 그 성질을 확인하는 데 결정적일 것이다.^[26]

참고 항목

• 원시 블랙홀

참조