[論文レビュー] The difficult path to coalescence: massive black hole dynamics in merging low mass dark matter haloes and galaxies

Christian Partmann, Thorsten Naab+4 more|arXiv (Cornell University)|Oct 12, 2023

Adaptive optics and wavefront sensingPhysics and Astronomy被引用数 3

ひとこと要約

本研究は、軟化しない力とポストニュートン補正を用いた高解像度N体シミュレーションを用い、合体する低質量なダークマター降着緩和と銀河における質量黒色穴（MBH）の運動を調査した。低質量MBH（$\lesssim 10^5\,\mathrm{M}_\odot$）は中心に沈下または合体する確率が極めて低く、高質量MBH（$\gtrsim 10^6\,\mathrm{M}_\odot$）はコアのすくい取りを引き起こし、3体相互作用を通じて合体する可能性があるが、反動噴出と動的噴出が合体支援的種子成長を著しく妨げる。

ABSTRACT

We present a high resolution numerical study of the sinking and merging of massive black holes (MBHs) with masses in the range of $10^3 - 10^7 \, \mathrm{M}_\odot$ in multiple minor mergers of low mass dark matter halos without and with galaxies ($4 imes 10^8 \, \mathrm{M}_\odot \lesssim \mathrm{M}_{\mathrm{halo}} \lesssim 2 imes 10^{10} \, \mathrm{M}_\odot)$. The Ketju simulation code, a combination of the Gadget tree solver with accurate regularised integration, uses unsoftened forces between the star/dark matter components and the MBHs for an accurate treatment of dynamical friction and scattering of dark matter/stars by MBH binaries or multiples. Post-Newtonian corrections up to order 3.5 for MBH interactions allow for coalescence by gravitational wave emission and gravitational recoil kicks. Low mass MBHs ($\lesssim 10^5 \, \mathrm{M}_\odot$) hardly sink to the centre or merge. Sinking MBHs have various complex evolution paths - binaries, triplets, free-floating MBHs, and dynamically or recoil ejected MBHs. Collisional interactions with dark matter alone can drive MBHs to coalescence. The highest mass MBHs of $\gtrsim 10^6 M_\odot$ mostly sink to the centre and trigger the scouring of dark matter and stellar cores. The scouring can transform a centrally baryon dominated system to a dark matter dominated system. Our idealized high-resolution study highlights the difficulty to bring in and keep low mass MBHs in the centres of low mass halos/galaxies - a remaining challenge for merger assisted MBH seed growth mechanisms.

研究の動機と目的

• 合体する低質量なダークマター降着緩和と銀河における質量黒色穴（MBH）の運動を理解すること、特に沈下、合体、および噴出メカニズムに焦点を当てる。
• 低質量降着緩和を有する初期宇宙に類似した環境におけるMBH種子の合体支援的成長の妥当性を評価すること。
• 動的摩擦、重力的散乱、重力波放射がMBHの進化と合体に与える影響を調査すること。
• MBHが中心密度プロファイルに与える影響、特にコア形成とダークマター割合の変化を定量すること。
• 3体相互作用と反動キックがMBH合体を破壊するか、あるいは可能にする役割を評価すること。

提案手法

• シミュレーションは、Ketjuコードを用い、Gadgetの木構造ソルバと正則化統合を組み合わせ、MBHと動的相互作用を高精度に扱う。
• MBHと星・ダークマター粒子間の軟化しない力により、動的摩擦や散乱の正確なモデル化が可能となる。
• 3.5PNまでのポストニュートン補正を含め、重力波駆動による硬化と反動キックをモデル化する。
• 空間的・質量的高解像度（ダークマター：20 M⊙、星：100 M⊙）により、個々の星およびダークマター粒子の相互作用を正確に捉える。
• 初期条件は、低質量降着緩和（$4\times10^8 - 2\times10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$）の微小合体をモデル化し、MBH質量は$10^3 - 10^7\,\mathrm{M}_\odot$。
• 研究はギガ年単位のMBH進化を追跡し、軌道経路、二重星の硬化、および噴出イベントを分析する。

Figure 1: Dark matter surface densities (greyscale) and massive black hole (MBH) orbits (color coded) for the highest resolution ( $20\,\mathrm{M}_{\odot}$ ) simulations with orbital configuration IC1-20-5 (top row) and IC2-20-5 (bottom row) at initial time (left panels) , after $0.2\,\rm Gyr$ (midd

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 低質量MBH（$\lesssim 10^5\,\mathrm{M}_\odot$）は、低質量ダークマター降着緩和と銀河の中心に効率的に沈下するのか？
• RQ2 3体相互作用と重力波放射は、低質量系におけるMBH合体を引き起こす役割を果たすのか？
• RQ3 反動キックは、低質量降着緩和におけるMBH合体残渣の保持にどのように影響するのか？
• RQ4 MBHは、星成分およびダークマター成分の中心質量分率にどの程度影響を及ぼし、コア形成を引き起こすのか？
• RQ5 複数のMBHが存在する場合、低質量合体環境でどのようにして動的噴出または長寿命の二重星が生じるのか？

主な発見

• 低質量MBH（$\lesssim 10^5\,\mathrm{M}_\odot$）は中心に沈下せず、複数回の合体後でさえも合体する可能性は極めて低い。
• 質量が$\gtrsim 10^6\,\mathrm{M}_\odot$のMBHは効率的に沈下し、星およびダークマターのコアをすくい取る。その結果、最大で$\sim 10\,M_{\bullet,\rm c}$の質量欠損が生じる。
• 二重MBH合体はまれであり、通常は第3のMBHが高偏心率を引き起こし、二重星を重力波駆動領域に誘導する必要がある。
• 重力的反動キックは頻繁に合体残渣を低質量降着緩和から噴出させ、特にスピンのないMBHでは保持効率が著しく低下する。
• 極端な場合、MBHによるコアのすくい取りは、バリオン支配の中心領域をダークマター支配の系に変えることがある。
• コア内の質量欠損は、MBH沈下イベントの回数にほぼ線形に比例し、Merritt（2006）の予測と整合的である。

Figure 2: Radial distances of all MBHs (colored lines) from the dark matter density centre of the systems as a function of time. From top to bottom, the central MBH mass increases by factors of 10 from $M_{\bullet,\rm c}=10^{3}\,\mathrm{M}_{\odot}$ to $10^{7}\,\mathrm{M}_{\odot}$ (indicated by the g