[논문 리뷰] The difficult path to coalescence: massive black hole dynamics in merging low mass dark matter haloes and galaxies

Christian Partmann, Thorsten Naab외 4명|arXiv (Cornell University)|2023. 10. 12.

Adaptive optics and wavefront sensingPhysics and Astronomy인용 수 3

한 줄 요약

이 연구는 고해상도 N체 시뮬레이션을 사용하여 부드럽게 처리하지 않은 힘과 후노일론 보정을 적용해, 병합하는 저질량 다크 물질 혼합물과 은하에서 거대 블랙홀(MBH)의 역학을 조사한다. 저질량 MBH($\lesssim 10^5\,\mathrm{M}_\odot$)는 중심으로 침강하거나 융합되는 경우가 거의 없으며, 반면 고질량 MBH($\gtrsim 10^6\,\mathrm{M}_\odot$)는 코어 제거를 유도하고 삼체 상호작용을 통해 융합할 수 있지만, 반동 탈출과 역학적 탈출이 융합을 지원하는 시드 성장을 심각하게 저해한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 병합하는 저질량 다크 물질 혼합물과 은하에서 거대 블랙홀(MBH)의 역학을 이해하기 위해, 특히 침강, 융합, 탈출 메커니즘에 중점을 두어 분석한다.
• 저질량 혼합물이 특징인 초기 우주 유사 환경에서 융합을 통한 MBH 시드 성장의 가능성 여부를 평가한다.
• 역학적 마찰, 중력 산란, 중력파 방출이 MBH 진화와 융합에 미치는 영향을 조사한다.
• MBH가 중심 밀도 프로파일에 미치는 영향을 정량화하며, 코어 형성과 다크 물질 비율 변화를 포함한다.
• 삼체 상호작용과 반동 힘의 역할을 분석하여 MBH 융합의 파편화 또는 가능성을 평가한다.

제안 방법

• 시뮬레이션은 Ketju 코드를 사용하며, Gadget 트리 해법과 정규화된 통합을 결합하여 MBH-역학적 상호작용를 정확하게 처리한다.
• MBH와 별/다크 물질 입자 간의 부드럽게 처리하지 않은 힘을 적용하여 역학적 마찰과 산란를 정밀하게 모델링한다.
• 3.5PN까지의 후노일론 보정을 포함하여 중력파에 의해 유도되는 경화화와 반동 힘을 모델링한다.
• 고해상도 공간 및 질량 해상도(다크 물질 20 M⊙, 별 100 M⊙)를 통해 개별 별 및 다크 물질 입자 상호작용를 정확히 포착할 수 있다.
• 초기 조건은 저질량 혼합물($4\times10^8 - 2\times10^{10}\,\mathrm{M}_\odot$)의 경미한 병합을 모의하며, MBH 질량은 $10^3 - 10^7\,\mathrm{M}_\odot$이다.
• 연구는 기간 간 MBH 진화를 추적하며 궤도 경로, 이중체 경화화, 탈출 사건을 분석한다.

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

실험 결과

연구 질문

• RQ1 저질량 MBH($\lesssim 10^5\,\mathrm{M}_\odot$)는 저질량 다크 물질 혼합물과 은하의 중심으로 효율적으로 침강할 수 있는가?
• RQ2 삼체 상호작용과 중력파 방출은 저질량 시스템에서 MBH 융합을 유도하는 데 어떤 역할을 하는가?
• RQ3 반동 힘이 저질량 혼합물 내 MBH 융합 잔여물의 유지에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 MBH는 중심 질량 분율에 어떤 정도 영향을 미쳐 다크 물질 및 별 성분의 중심 영역을 변화시키는가?
• RQ5 여러 개의 MBH 존재는 저질량 병합 환경에서 역학적 탈출 또는 장기적인 이중체를 유도하는가?

주요 결과

• 저질량 MBH($\lesssim 10^5\,\mathrm{M}_\odot$)는 혼합물 중심으로 거의 침강하지 않으며, 다수의 병합 이후에도 융합될 가능성이 매우 낮다.
• 질량이 $\gtrsim 10^6\,\mathrm{M}_\odot$인 MBH는 효율적으로 침강하며 별과 다크 물질 코어를 제거하여 최대 약 $\sim 10\,M_{\bullet,\rm c}$의 질량 결손을 유도한다.
• 이중체 MBH 융합은 드물며, 일반적으로 제3의 MBH가 고원심도를 유도하여 이중체를 중력파에 의해 유도되는 영역으로 이동시켜야 한다.
• 중력 반동 힘은 저질량 혼합물에서 융합 잔여물을 자주 탈출시키며, 특히 스핀이 없는 MBH의 경우 유지 효율을 떨어뜨린다.
• 극단적인 경우, MBH에 의한 코어 제거는 복사 물질 우세 중심 영역을 다크 물질 우세 시스템으로 전환시킬 수 있다.
• 코어 내 질량 결손은 MBH 침강 사건 수와 약선형적으로 비례하며, Merritt(2006)의 예측과 일치한다.

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