[논문 리뷰] A unified accretion disc model for supermassive black holes in galaxy formation simulations: method and implementation

Sophie Koudmani, Rachel S. Somerville외 4명|arXiv (Cornell University)|2023. 12. 13.

Astrophysical Phenomena and Observations참고 문헌 171인용 수 5

한 줄 요약

이 논문은 은하 형성 시뮬레이션에서 초거대 블랙홀(SMBH)를 위한 통합된 응집원반 모델을 제시한다. 이 모델은 열역학적 유동-유출 솔루션(ADIOS)과 얇은 $α$-원반 물리학을 통합하여 두꺼운 원반에서 얇은 원반 상태로의 전이와 Lense-Thirring 기울기 현상에 의해 유도되는 SMBH 스핀 진화를 자발적으로 모델링한다. 이 모델은 기존의 얇은 원반 모델에 비해 훨씬 낮은 원반 복사원과 더 강력한 제트 생성을 예측하며, 이는 초거대 블랙홀 이중성의 전자기적 및 중력파 대응 현상에 중요한 영향을 미친다.

ABSTRACT

It is well established that supermassive black hole (SMBH) feedback is crucial for regulating the evolution of massive, if not all, galaxies. However, modelling the interplay between SMBHs and their host galaxies is challenging due to the vast dynamic range. Previous simulations have utilized simple subgrid models for SMBH accretion, while recent advancements track the properties of the unresolved accretion disc, usually based on the thin $α$-disc model. However, this neglects accretion in the radiatively inefficient regime, expected to occur through a thick disc for a significant portion of an SMBH's lifetime. To address this, we present a novel 'unified' accretion disc model for SMBHs, harnessing results from the analytical advection-dominated inflow-outflow solution (ADIOS) model and state-of-the-art GR(R)MHD simulations. Going from low to high Eddington ratios, our model transitions from an ADIOS flow to a thin $α$-disc via a truncated disc, incorporating self-consistently SMBH spin evolution due to Lense-Thirring precession. Utilizing the moving mesh code AREPO, we perform simulations of single and binary SMBHs within gaseous discs to validate our model and assess its impact. The disc state significantly affects observable luminosities, and we predict markedly different electromagnetic counterparts in SMBH binaries. Crucially, the assumed disc model shapes SMBH spin magnitudes and orientations, parameters that gravitational wave observatories like LISA and IPTA are poised to constrain. Our simulations emphasize the importance of accurately modelling SMBH accretion discs and spin evolution, as they modulate the available accretion power, profoundly shaping the interaction between SMBHs and their host galaxies.

연구 동기 및 목표

• 기존의 하위망원반 모델이 일반적으로 얇은 $α$-원반만을 가정하고 복사적으로 비효율적인 응집 영역을 간과한다는 한계를 해결하기 위해.
• 저-에디링턴 비율 범위에서 두꺼운 ADIOS 유량에서 절단되고 얇은 원반으로의 실제 응집원반 전이를 포함하기 위해.
• Lense-Thirring 기울기 현상에 의해 유도되는 SMBH 스핀 진화를 자발적으로 모델링하여 피드백 효율성과 중력파 서명에 영향을 미치기 위해.
• 원반 상태가 관측 가능한 복사원과 제트 생성에 어떤 영향을 미치는지 평가하고, 특히 향후 LISA와 SKA와 같은 다중 메시징 임무를 위한 SMBH 이중성에 대해 평가하기 위해.
• 단순한 응집 모델을 물리적으로 타당한 통합 프레임워크로 대체하여 초거대 블랙홀 병합의 전자기적 및 중력파 대응 현상에 대한 예측을 향상시키기 위해.

제안 방법

• 모델은 분석적 ADIOS 솔루션과 GR(R)MHD 시뮬레이션 결과를 결합하여 저-에서 고-에디링턴 비율까지의 응집유량을 기술한다.
• 저응집률에서 두꺼운 복사적으로 비효율적인 ADIOS 흐름에서 시작하여, 절단된 원반 상태를 거쳐 고응집률에서 얇은 $α$-원반으로 부드럽게 전이된다.
• SMBH 스핀 진화는 Lense-Thirring 기울기 현상에 의해 계산되며, 스핀 크기와 방향이 원반 기하학과 동적으로 연관되어 있다.
• 통합 모델은 이동 메쉬 코드 arepo에 구현되어 고립 및 이중 SMBH 시스템을 기반으로 기체 원반 내에 통합된다.
• 시뮬레이션은 다양한 원반 상태에서 응집률, 복사원, 제트 에너지, 스핀 진화를 추적하여 관측 가능성에 미치는 영향을 평가한다.
• 예측된 복사원과 제트 효율성을 표준 얇은 원반 가정과 비교하여 모델을 검증한다.

Figure 1: Overview of the unified accretion disc model. The top panel illustrates how the subgrid model is connected to the simulation via the boundary conditions at the outer edge of the accretion disc. The resolution in the region around the central SMBH (purple-shaded) is increased down to the sc

실험 결과

연구 질문

• RQ1 두꺼운 ADIOS 흐름에서 얇은 $α$-원반으로의 전이가 은하 형성 시뮬레이션에서 SMBH의 예측 복사원에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 응집원반 모델의 선택이 스핀 진화, 즉 크기와 방향에 얼마나 큰 영향을 미치는가?
• RQ3 통합 모델과 표준 얇은 $α$-원반 모델 간의 전자기적 및 제트 복사원은 어떻게 다를까?
• RQ4 통합 모델이 X선, 가시광선, 적외선 및 전파 대역에서 SMBH 이중성의 탐지 가능성에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ5 원반 상태가 SMBH 이중성 병합에서 중력파 배경과 반동 속도에 어떤 영향을 미치는가?

주요 결과

• 통합 모델은 저에디링턴 비율 영역에서 얇은 $α$-원반 모델 대비 복사원 예측을 최대 한 계단 낮춘다. 이는 뜨거운 내부 ADIOS 흐름의 지배적 영향 때문이다.
• 모델은 기하학적으로 두꺼운 ADIOS 흐름에서 유래하는 훨씬 더 강력한 제트 복사원을 예측하며, 이는 SKA와 ngVLA를 통한 전파 탐지 가능성을 높인다.
• 낮은 외부 유입률로 인해 스핀 크기는 원반 상태 전반에서 약간의 진화만을 보이며, 절단된 원반 영역에서 Lense-Thirring 기울기 현상으로 스핀 방향은 빠르게 변화한다.
• 스핀 방향은 느린 Bardeen-Petterson 정렬에서 빠른 고체체 기울기(precession)로 변화하며, 이는 피드백에서 제트 에너지의 공간 분포를 향상시킬 수 있다.
• 이중 SMBH의 경우, 원반 상태에 따라 스핀 진화의 차이가 반동 속도와 병합률에 크게 영향을 미쳐 중력파 배경에 영향을 준다.
• 통합 모델은 얇은 원반 모델 대비 감지 가능한 원반 복사원의 적색편이 범위를 크게 줄이며, 스펙트럼 에너지 분포가 고에너지 방향으로 이동한다.

Figure 2: Characteristic disc radii as a function of Eddington fraction. The self-gravity radius ( $r_{\mathrm{sg}}$ , light-blue-shaded region), outer thin disc radius ( $r_{\mathrm{ThD}}$ , dark-blue-shaded region) and warp radius ( $r_{\mathrm{warp}}$ , purple-shaded region) are calculated for SM