Инфракрасный космический телескоп «Джеймс Уэбб» определил, что свойства квазара J1120+0641 эпохи Реионизации похожи на свойства квазаров из более поздних эпох. Это говорит в пользу идеи о том, что рост сверхмассивных черных дыр стартовал с тяжелых зародышей. Статья опубликована в журнале Nature Astronomy.
Происхождение популяции сверхмассивных черных дыр массой до 1,5 × 109 масс Солнца, существовавших менее чем через 800 миллионов лет после Большого взрыва, остается загадкой для астрофизиков. Для возникновения столь массивных объектов необходимы либо тяжелые зародыши (более тысячи масс Солнца при красном смещении z = 30), либо непрерывный темп аккреции вещества на черные дыры на уровне выше предела Эддингтона в несколько раз. Если сверхмассивные черные дыры стартуют с массивных зародышей и растут за счет аккреции на уровне, идентичном более поздним квазарам, то в самых первых квазарах вообще не должно наблюдаться сильных изменений. Вторая идея не предсказывает наблюдаемые изменения в скоростях оттоков ионизированного газа от далеких квазаров с увеличением красного смещения. Кроме того, нет ни одного квазара на красных смещениях более шести, который демонстрировал явную аккрецию выше Эддингтоновского предела, хотя примеры подобной аккреции есть для более близких к нам квазаров.
Возможным решением проблемы может быть эпизодическая аккреция на уровне, близком к Эддингтоновскому пределу (или выше), при этом аккреционный диск окружен горячим (более тысячи кельвинов) пылевым тором, который затеняет его. В этом случае становятся объяснимы короткие времена активности наблюдаемых квазаров на красных смещениях более 6, некоторые из них наблюдаются менее чем через 0,1 миллиона лет после начала фазы активности. Подобные эпизоды высокой аккреции могут влиять на свойства пылевого тора и на свойства области излучения широких линий, связанной с оттоками газа от черной дыры, которые можно обнаружить.
Группа астрономов во главе с Сарой Босман (Sarah Bosman) из Института астрономии Общества Макса Планка опубликовала результаты инфракрасных спектроскопических наблюдений за квазаром J1120+0641 при помощи прибора MRS «Джеймса Уэбба».
J1120+0641 был первым обнаруженным квазаром с красным смещением более семи и оставался таким с момента обнаружения в 2011 году еще семь лет. Его красное смещение составляет 7,0848, что означает, что квазар существовал в эпоху Реионизации, спустя 750 миллионов лет после Большого взрыва. Это радиотихий квазар, содержащий черную дыру с массой 1,35 × 109 масс Солнца и демонстрирующий быстрый отток ионизированного углерода. Коэффициент Эддингтона (отношение болометрической светимости активного ядра к Эддингтоновской светимости) составляет 0,4, а свойства квазара в рентгеновском диапазоне похожи на свойства близких квазаров.
Исследователи впервые (для квазаров с красным смещением более семи) четко обнаружили инфракрасное излучение горячего пылевого тора, а также линии излучения водорода, относящиеся к аккреционному диску и притокам и оттокам газа. Температура пыли оценивается в 1413 кельвин, что больше, чем в случае аналогичных квазаров при z < 6, и больше сопоставимо с квазарами при красном смещении около 6–6,5. Новая оценка массы черной дыры в J1120+0641 составляет 1,52×109 масс Солнца, таким образом, в случае модели непрерывного роста за счет аккреции на Эддингтоновском уровне начальная (при z = 30) масса должна была составлять более трех тысяч масс Солнца, что говорит в пользу идеи тяжелых зародышей.
В целом, свойства области излучения широких линий водорода и кинематика газа, а также параметры пылевой структуры, похожи на те, что наблюдаются у квазаров в более поздние времена, при этом нет свидетельств затенения, которое могло бы повлиять на оценки массы черной дыры и темпа аккреции. Нет также доказательств, что J1120+0641 недавно пережил фазу затененной сверхэддингтоновской аккреции. Таким образом, квазар выглядит необычно зрелым и похожим на квазары в гораздо более поздние эпохи, хотя существовал в ранней Вселенной, что требует быстрой эволюции и роста черной дыры.
Ранее ученые при помощи этого квазара проверили постоянство постоянной тонкой структуры.
