Effiziente Bildung von Schwarze-Loch-Samen in metallarmen und dichten Sternhaufen mit Implikationen für JWST-Quellen

Jüngste Beobachtungen mit dem James-Webb-Weltraumteleskop (JWST) haben die Präsenz junger, massereicher Haufen (YMCs) als Bausteine der ersten Galaxien während der ersten Milliarden Jahre des Universums gezeigt. Sie sind nicht nur wichtige Bestandteile der Galaxien, sondern auch potenzielle Geburtsstätten sehr massereicher Sterne (VMSs) und Schwarze-Loch-Samen (BH-Samen). In dieser Arbeit untersuchen wir, ob außer Kontrolle geratene Stellar-Kollisionen in extrem dichten Haufen zwangsläufig zur Bildung von VMSs und BH-Samen führen. Wir konzentrieren uns auf Haufen mit anfänglichen Halbmasse-Dichten von ρ_h ≳ 10⁸, ̊m -3 bei sehr niedriger Metallizität (Z=10^-4) und verwenden idealisierte Anfangsbedingungen, die ein vollständig gebildetes, gasfreies, monolithisches Sternensystem annehmen. Unser Ziel ist es, ihre frühe interne Evolution zu verfolgen und die Effizienz des kollisionalen Wachstums zu quantifizieren. Wir verwenden die neuesten Aktualisierungen der Einzelstern-Evolution (SSE) und der binären Stern-Evolution (BSE), zusammen mit spezifischen Routinen, um die Bildung, das Wachstum durch Kollisionen und die dynamische Evolution von VMSs zu behandeln. Unsere direkten N-Körper- und Monte-Carlo-Simulationen zeigen, dass VMSs schnell und unvermeidlich durch wiederholte Kollisionen entstehen und Endmassen von ∼ 5 10³ bis 4 10⁴, ̊m M_⊙ erreichen, bevor sie in BH-Samen ähnlicher Masse in weniger als 4, Myr kollabieren. Diese Ergebnisse bestätigen die Existenz einer kritischen Massenskala, bei der das kollisonale Wachstum sehr effizient wird und die Bildung von VMSs und potenziell von intermediären BHs ermöglicht. Wir identifizieren eine kritische Dichte-Schwelle, jenseits derer Haufen außer Kontrolle geratene Kollisionen unterliegen, die zur effizienten Bildung von BH-Samen führen. Für mit JWST entdeckte YMCs erwarten wir Effizienzen von bis zu ∼ 10%, was BH-Massen von bis zu 10⁵, ̊m M_⊙ entspricht. Wir sagen eine BH-Masse-Haufen-Masse-Skalierungsrelation von BH /̊m M_⊙) =-0. 76 + 0. 76 łog (M /̊m M_⊙) voraus. Häufige VMS-Bildung in diesem Regime könnte auch eine natürliche Erklärung für die starke Stickstoffanreicherung bieten, die in einigen hochrotverschobenen Galaxien beobachtet wird.