[논문 리뷰] Black Hole Growth from Cosmological N-body Simulations

Miroslav Mićić, Kelly Holley‐Bockelmann외 1명|ArXiv.org|2008. 05. 20.

Galaxies: Formation, Evolution, Phenomena참고 문헌 2인용 수 4

한 줄 요약

이 연구는 은하계 초기 약 50의 적색편이에서 시작되는 인구 III 별 잔여물에서 유래한 중간질량 및 초거대 블랙홀(IMBHs에서 SMBHs로)의 성장을 고해상도 천체역학 N-체 시뮬레이션을 통해 모델링한다. 연구 결과, 주로 대규모 은하 융합 동안 발생하는 융합 유도 가스 응축과 블랙홀 융합이 대부분의 질량 증가를 이끌며, 이는 약 10의 적색편이에서 연간 약 25개의 융합률과 관측 가능한 X선 소스로 남는 거대 블랙홀 인구를 초래한다.

ABSTRACT

(Abridged) We use high resolution cosmological N-body simulations to study the growth of intermediate to supermassive black holes from redshift 49 to zero. We track the growth of black holes from the seeds of population III stars to black holes in the range of 10^3 < M < 10^7 Msun -- not quasars, but rather IMBH to low-mass SMBHs. These lower mass black holes are the primary observable for the Laser Interferometer Space Antenna (LISA). The large-scale dynamics of the black holes are followed accurately within the simulation down to scales of 1 kpc; thereafter, we follow the merger analytically from the last dynamical friction phase to black hole coalescence. We find that the merger rate of these black holes is R~25 per year between 8 < z < 11 and R = 10 per year at z=3. Before the merger occurs the incoming IMBH may be observed with a next generation of X-ray telescopes as a ULX source with a rate of about ~ 3 - 7 per year for 1 < z < 5. We develop an analytic prescription that captures the most important black hole growth mechanisms: galaxy merger-driven gas accretion and black hole coalescence. Using this, we find that SMBH at the center of Milky Way type galaxy was in place with most of its mass by z = 4.7, and most of the growth was driven by gas accretion excited by major mergers. Hundreds of black holes have failed to coalesce with the SMBH by z=0, some with masses of 10000 Msun, orbiting within the dark matter halo with luminosities up to ~ 30000 Lsun. These X-ray sources can easily be observed with Chandra at ~ 100 kpc.

연구 동기 및 목표

• 우주론적 맥락에서 인구 III 별 잔여물에서 기인한 중간질량 및 초거대 블랙홀(IMBHs에서 SMBHs로)의 형성과 성장을 모델링하기 위해.
• 다음 세대 X선 망원경을 통해 관측 가능한 초광백색 X선(ULX) 소스로서의 저질량 블랙홀 융합률을 정량화하기 위해.
• 은하 융합, 가스 응축, 블랙홀 융합이 z = 0까지 약 10³ M☉ 수준으로 SMBH를 형성하는 데 어떤 역할을 하는지 평가하기 위해.
• 전체 시뮬레이션과 비교 검증된 융합 유도 응축과 융합 기반의 분석적 성장 규정을 개발하기 위해.
• 고해상도 어두운 물질 허브에서 블랙홀 성장과 유지를 방해하는 중력파 반동의 영향을 평가하기 위해.

제안 방법

• 인구 III 별의 씨앗을 해결할 수 있는 질량 해상도를 갖춘 고해상도 천체역학 N-체 시뮬레이션을 수행하여 z ≈ 49에서 z = 0까지 블랙홀 성장을 추적한다.
• 대규모 블랙홀 역학을 1 kpc 수준까지 추적한 후, 천체역학적 마찰에서 융합까지의 최종 융합 단계에 분석 모델을 적용한다.
• 가스가 풍부한 은하 융합 시뮬레이션을 사용하여 피드백과 별 형성 효과를 고려하여 분석적 성장 규정의 블랙홀 질량 응축을 校정한다.
• 분석적 규정을 적용하여 은하수형 SMBH와 어두운 물질 허브를 성장시켜 관측된 질량 및 적색편이 진화를 재현한다.
• 예비 융합 시기의 IMBH를 뜨겁고 희박한 허브 가스 내에서 식별하고, 그들의 X선 복사 강도를 계산하여 ULX 소스의 빈도를 추정한다.
• 중력파 반동이 저질량 어두운 물질 허브 내 블랙홀의 유지에 미치는 영향을 평가하며, 150 km s⁻¹ 이상의 반동 속도는 블랙홀을 저질량 허브 외부로 밀어내어 성장을 억제할 수 있음을 기록한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 우주론적 N-체 시뮬레이션에서 z = 11에서 z = 0 사이의 중간질량 및 저질량 초거대 블랙홀 융합률은 얼마인가요?
• RQ2 은하 융합과 관련된 가스 응축은 어떻게 인구 III 별 씨앗에서 SMBH로 블랙홀의 성장을 이끄는가요?
• RQ3 예비 융합 시기의 중간질량 블랙홀은 z ≤ 5에서 초광백색 X선(ULX) 소스로 관측될 수 있으며, 그 빈도는 얼마인가요?
• RQ4 고해상도에서 저질량 어두운 물질 허브 내 블랙홀의 유지 및 성장에 중력파 반동은 어떤 영향을 미치나요?
• RQ5 융합 유도 응축 기반의 단순한 분석적 규정은 은하수형 SMBH의 질량 및 적색편이 진화를 재현할 수 있는가요?

주요 결과

• z = 8에서 z = 11 사이의 블랙홀 융합률은 약 25 yr⁻¹이며, z = 3에서는 약 10 yr⁻¹으로 감소한다.
• 인구 III 별 형성 효율이 최저로 예측된 경우에도 융합률은 약 2–3 yr⁻¹을 유지하며, 여전히 LISA의 관측 가능한 소스로 가능하다.
• 예비 융합 시기의 IMBH는 최대 약 30,000 L☉의 복사 강도로 ULX 소스로 관측 가능하며, 1 ≤ z ≤ 5 범위에서 약 3–7 yr⁻¹의 빈도로 관측 가능하다.
• 시뮬레이션 내 은하수형 SMBH는 z = 0에 도달할 무렵 약 10⁶ M☉에 도달하며, 대부분의 질량은 z ≈ 4.7에서 발생한 주요 융합에 의해 유도된 가스 응축을 통해 획득한다.
• z = 0에 도달할 무렵 약 10⁴ M☉까지 질량을 가진 수백 개의 블랙홀이 융합되지 않은 채 남아 있으며, 약 100 kpc 거리에서 밝은 X선 소스로 관측 가능할 수 있다.
• 중력파 반동 속도가 150 km s⁻¹를 초과할 경우 블랙홀은 저질량 허브에서 밖으로 밀려나가며, 희박한 환경에서의 성장을 억제한다.