[论文解读] 3D Radiation Hydrodynamic Simulations of Gravitational Instability in AGN Accretion Disks: Effects of Radiation Pressure

Yi-Xian Chen, Yan-Fei Jiang+2 more|arXiv (Cornell University)|Feb 21, 2023

Astrophysical Phenomena and Observations被引用 4

一句话总结

本研究利用三维辐射流体动力学剪切盒模拟，研究了光学厚AGN吸积盘中的引力不稳定性（GI），重点关注辐射压如何改变碎片化的临界冷却 timescale。结果表明，辐射压显著降低了碎片化的阈值，完全由辐射压主导的盘在冷却时间 $Ω t_{ m cool} \lesssim 50$ 时发生碎片化，对应的最大湍流水平 $α \lesssim 0.02$，与MRI驱动的湍流水平相当。

ABSTRACT

We perform 3D radiation hydrodynamic local shearing box simulations to study the outcome of gravitational instability (GI) in optically thick Active Galactic Nuclei (AGN) accretion disks. GI develops when the Toomre parameter QT \leq 1, and may lead to turbulent heating that balances radiative cooling. However, when radiative cooling is too efficient, the disk may undergo runaway gravitational fragmentation. In the fully gas-pressure-dominated case, we confirm the classical result that such a thermal balance holds when the Shakura-Sunyaev viscosity parameter (alpha) due to the gravitationally-driven turbulence is \sim 0.2, corresponding to dimensionless cooling times Omega tcool \sim 5. As the fraction of support by radiation pressure increases, the disk becomes more prone to fragmentation, with a reduced (increased) critical value of alpha (omega tcool). The effect is already significant when the radiation pressure exceeds 10% of the gas pressure, while fully radiation-pressure-dominated disks fragment at Omega tcool <50 . The latter translates to a maximum turbulence level alpha<0.02, comparable to that generated by Magnetorotational Instability (MRI). Our results suggest that gravitationally unstable (QT \sim 1) outer regions of AGN disks with significant radiation pressure (likely for high/near- Eddington accretion rates) should always fragment into stars, and perhaps black holes.

研究动机与目标

• 理解辐射压如何改变AGN吸积盘中引力不稳定性（GI）的临界冷却时间尺度。
• 确定在不同辐射压比例下，特别是高爱丁顿吸积率区域，盘碎片化的阈值。
• 评估AGN盘外区引力不稳定性区域是否能保持稳定，或是否必然碎片化为恒星或黑洞。
• 量化辐射压在改变自引力盘中引力加热与辐射冷却平衡中的作用。
• 通过执行具有自洽辐射传输的高分辨率三维辐射流体动力学模拟，验证并扩展先前的分析模型。

提出的方法

• 使用局部剪切盒模型进行三维辐射流体动力学模拟，以捕捉AGN吸积盘中的湍流动力学。
• 实施一种自洽的辐射压模型，其中 $\Pi = P_{\rm rad}/P_{\rm gas}$ 在整个盘中保持恒定，以模拟光学厚条件。
• 对辐射压主导的盘采用多方状态方程 $P \propto \rho^{4/3}$，该方程基于恒定 $\Pi$ 和垂直静力平衡的假设推导得出。
• 利用Jiang & Goodman (2011) 的解析解初始化盘的垂直方向密度和压强分布，参数化为 $Q$、$\Sigma$ 和 $\rho_0$。
• 在光深之外（$|z| \gtrsim \mathcal{H}$）自洽计算初始辐射通量 $F_z$ 和能量密度，假设在 $\mathcal{H}$ 之外为光学薄冷却。
• 在包含辐射冷却、引力功和湍流加热的完整能量方程下演化系统，以评估稳定性和碎片化。

实验结果

研究问题

• RQ1 随着辐射压比例的增加，AGN盘中引力不稳定的临界冷却时间尺度 $\Omega t_{\rm cool}$ 如何变化？
• RQ2 在完全由辐射压主导的盘中，碎片化在 $\Omega t_{\rm cool}$ 的哪个值下变得不可避免？
• RQ3 与气体压主导的盘相比，辐射压的存在是否降低了GI碎片化的阈值？
• RQ4 在完全由辐射压主导的盘中，碎片化发生前可维持的最大湍流水平 $\alpha$ 是多少？
• RQ5 具有高吸积率的AGN盘外区引力不稳定性区域能否保持稳定，还是必然导致恒星形成？

主要发现

• 在气体压主导的盘中，当 $\alpha \lesssim 0.2$ 时维持热平衡，对应冷却时间 $\Omega t_{\rm cool} \gtrsim 5$，与经典理论一致。
• 当辐射压超过气体压的10%时，碎片化的临界 $\alpha$ 显著降低，表明碎片化倾向明显增强。
• 在完全由辐射压主导的盘中，碎片化发生在 $\Omega t_{\rm cool} \lesssim 50$ 时，对应最大湍流水平 $\alpha \lesssim 0.02$。
• 该 $\alpha \lesssim 0.02$ 的阈值与MRI产生的湍流水平相当，表明GI驱动的湍流无法在这些盘中持续存在。
• 因此，$Q_T \sim 1$ 且吸积率接近爱丁顿极限的AGN盘外区引力不稳定性区域，预计会碎片化为恒星或黑洞。
• 模拟结果证实，辐射压使有效绝热指数提高至 $4/3$，使盘比气体压主导的对应物更容易发生碎片化。