Zwarte Gat Sterren (een geheel nieuw hemelobject)

In 2006 werd er voor het eerst voorgesteld dat er misschien een nieuw soort hemelobject zou moeten zijn om de waarnemingen in het vroege heelal uit te leggen. Dat werd de Quasi-ster genoemd. De James Webb Space Telescope (JWST) heeft nu waarnemingen gedaan waarbij deze Quasi-ster hard nodig is om de waarnemingen aan het vroege heelal nog te kunnen uitleggen.

Hypothese: De Quasi-ster

Een quasi-ster is een hypothetisch type ster die extreem massief en extreem veel licht geeft. Deze heeft mogelijk in het begin van de geschiedenis van het universum bestaan. Tegenwoordig kan dat niet meer want het universum is nu vooral leeg waardoor zo’n ster niet meer kan ontstaan. Maar toen was het heelal overal meer gevuld met gas waardoor zeer veel gas in een hoog tempo bijeen kon komen.

De quasi-ster is als een ster met één belangrijk verschil.

De sterren van tegenwoordig worden aangedreven door kernfusie in hun kern. Doordat het gas samenbalt ontstaat er in het centrum van een ster een temperatuur die hoog genoeg is om kernfusie te doen ontstaan. Dat levert de warmte en het licht in de omgeving van de ster. Daardoor kunnen wij de sterren zien.

De energieproductie van de quasi-ster is afkomstig van materiaal dat in het zwarte gat valt via een accretieschijf dat in de kern van deze ster aanwezig is.

Kortom de kernfusie wordt vervangen door de hitte die een zwart gat verspreidt. Tegenwoordig wordt de Quasi-ster de zwarte gat ster genoemd. In wetenschappelijke verhandelingen wordt dit creatief afgekort met BH* (= Black Hole star). Het is een andere naam voor hetzelfde type hemelobject.

Waarnemingen: Kleine rode punten

De James Web Space Telscope heeft in het zichtbare deel van het heelal op dit moment 341 zogenaamde Little Red Dots (LRDs) gevonden die allemaal tussen 0,6 en 1,6 miljard jaar na de oerknal zijn ontstaan. De helderheid is zo groot als een sterrenstelsel met daarin 100 miljard sterren, maar de afmetingen zijn heel mimimaal. De diameter van een sterrenstelsel zit in de orde van 100.000 lichtjaar. De diameter van de LRD is zo groot als de diameter van het zonnestelsel. Dat is ongeveer 10 lichtuur. Het is een raadsel waar zulke compacte structuren vandaan komen in het nog jonge heelal.

Eén LRD heeft speciale aandacht gekregen. Die wordt the Cliff genoemd. Deze LRD staat op een afstand van 1,9 miljard lichtjaar ( z=3,548). De JWST heeft een spectrum gemaakt van ’the Cliff’ waarin een sprong in helderheid ontstond bij een specifieke waterstof-lijn in dat spectrum. Dat wordt de Balmer-break (breuk) genoemd. De Balmer-breuk is een scherp kenmerk dat optreedt bij de Balmer-grens (3645 Å) en wordt veroorzaakt door gebonden-vrije absorptie door elektronen in de elektronenband 𝑛 = 2. De Balmer-breuk is bekend bij gewone sterrenstelsels waarin veel oudere sterren aanwezig zijn, maar in het jonge heelal bestaan er nog geen oudere sterren.

Waardoor kon dat alleen toen ontstaan?

Dit soort sterren konden alleen in het nog jonge heelal bestaan. Doordat het heelal toen veel kleiner was dan tegenwoordig, was de gasdichtheid veel hoger dan tegenwoordig in het heelal. Het heelal is nu velen malen groter met daarin nog steeds dezelfde hoeveelheid materie. Er is niets bij gekomen of afgegaan en anders hebben astronomen nog meer uit te leggen. Daardoor konden grote superzware protosterren in een hoog tempo tot zwarte gaten ineenstorten zo groot als een ster.

Waardoor kon het toen zo snel ontstaan?

De LRD is een super massief zwart gat (SMBH) van naar schatting 1 miljard sterren bij elkaar en dat op 1 miljard jaar na de oerknal. Hoe kan dat op basis van natuurwetten zo snel ontstaan? De wordingsgeschiedenis van het heelal werd verondersteld langzaam maar zeker plaats te vinden en niet dat er al veel structuur was snel na het begin van het heelal.

Waardoor was het toen stabiel?

Het is nog onduidelijk hoe lang zwarte gat sterren destijds bestonden maar toch zijn ze een tijd stabiel geweest. De gewone ster is in evenwicht tussen de zwaartekracht van de ster die het gas ineendrukt, en de kernfusie die de ster uiteen wil laten vallen.

Bij de zwarte gat sterren worden de energie uitbarstingen van de accretieschijf om het zwarte gat geabsorbeerd door de massieve gasbol om de zwarte gat ster. Dat is anders dan bij een supernova waarbij de buitenlagen met hoge snelheid de ruimte in gedrukt worden.

De Quasi-ster wordt gebruikt om waarnemingen uit te leggen

De zwarte gat ster (BH*) is van stal gehaald om een theoretisch antwoord te formuleren voor de waarnemingen van al die LRDs in het jonge heelal. Enerzijds is er nu voor het eerst een model om de waarnemingen van de LRDs te verklaren. Anderzijds komen er nu vele andere vragen voor terug:

Was er eerst een BH* of een ineenkrimpende gasbol? Andere waarnemingen laten zien dat er eerst een BH was en daarna de BH*.

Hoe blijft een BH* stabiel. Dat moet nog doorgerekend worden en dat is heel complexe materie. Een zwart gat kent namelijk relativistische jets die loodrecht op de accretieschijf wegschieten, en ook waarschijnlijk een vorm van Super-Eddington Accretie.

Hoe lang bestaat de gemiddelde BH*. Daar kan je een schatting van maken door statistieken te bedrijven hoeveel LRDs er gevonden zijn. Ook kan je op zoek gaan naar tussenvormen tussen de LRD en een gewoon sterrenstelsel daarna, of een Quasar / Actief Galactische Nucleus misschien.

Wanneer waren de laatste LRDs in het heelal aanwezig? Daar kunnen astronomen achter komen door de afstanden naar alle gevonden LRDs te bepalen.

De JWST heeft alweer geplande tijd gekregen om meer waarnemingen te gaan doen over de LRDs.