Gas Accretion versus BH Merger driven Growth Modes of Supermassive Black Holes and Implications for the Little Red Dots

Résumé technique : Modes de croissance des trous noirs supermassifs par accrétion gazeuse versus fusion de trous noirs et implications pour les « Little Red Dots »

Énoncé du problème
Les mécanismes de formation et de croissance des trous noirs supermassifs (SMBH) restent un sujet d'enquête non résolu, en particulier concernant la manière dont ils ont atteint des masses $\ge 10^9 M_\odot$ au cours du premier milliard d'années de l'Univers ($z \sim 6$). Bien que divers scénarios existent — allant d'une accrétion super-Eddington rapide sur des graines de masse stellaire à la formation de graines massives par effondrement direct ($10^5 M_\odot$) ou de fusions de trous noirs de masse intermédiaire (IMBH) —, les voies spécifiques restent floues. Les récentes observations du télescope spatial James Webb (JWST) ont encore compliqué le tableau en révélant une population de « Little Red Dots » à haut décalage vers le rouge ($z \sim 4-12$) contenant des SMBH soit « surmassifs » par rapport à la masse stellaire de leur galaxie hôte, soit possédant des masses « normales » cohérentes avec les relations d'échelle locales. Distinguer entre les modes de croissance par accrétion gazeuse et ceux pilotés par la fusion de trous noirs (BH) est essentiel pour comprendre la coévolution des SMBH et de leurs galaxies hôtes et expliquer ces populations diverses à haut $z$.

Méthodologie
L'étude emploie des simulations hydrodynamiques cosmologiques de volumes comobiles de $(50 \text{ Mpc})^3$ utilisant une version modifiée du code GADGET-3, qui utilise des méthodes Tree-PM et d'hydrodynamique de particules lissées (SPH). Les simulations évoluent du décalage vers le rouge $z=100$ à $z=0$ dans une cosmologie $\Lambda$CDM plate.

• Résolution : La résolution standard utilise $256^3$ particules de matière noire et $256^3$ particules de gaz, avec une masse de particule de gaz de $4.61 \times 10^7 M_\odot$ et une longueur d'adoucissement gravitationnel de $3.3 \text{ kpc}$ (comobile).
• Physique : Le modèle inclut le refroidissement par raies métalliques, un fond photoionisant dépendant du temps, un modèle de formation stellaire (SF) multiphase sous-résolu et un suivi de l'enrichissement chimique de 11 espèces atomiques. La rétroaction des supernovae (SN) est mise en œuvre de manière cinétique avec un facteur de charge en masse $\eta=2$ et une vitesse de vent $v_{SN}=350 \text{ km/s}$.
• Graines et croissance des trous noirs : Les BH sont semés dans des halos massifs ($M_{halo} > 10^{10} M_\odot$, $M_* > 5 \times 10^7 M_\odot$) avec des masses initiales de $10^4$, $10^5$ ou $10^6 M_\odot$. La croissance se produit via l'accrétion de Bondi-Hoyle-Lyttleton (limitée par le taux d'Eddington) et les fusions de BH lorsque les particules sont à l'intérieur de la longueur de lissage et que la vitesse relative est subsonique.
• Rétroaction : La rétroaction cinétique des AGN est modélisée en imprimant une quantité de mouvement au gaz dans un volume en bicone. L'efficacité de la rétroaction ($\epsilon_f$) et la vitesse de coup de pied du vent ($v_w$) sont variées au cours des simulations pour tester leur impact sur la relation $M_{BH} - M_*$.
• Simulations : Une série de simulations (Tableau 1) fait varier la masse de la graine ($10^4-10^6 M_\odot$), l'efficacité de la rétroaction ($0, 0.1, 1$) et la vitesse de coup de pied ($1000, 5000, 10000 \text{ km/s}$), ainsi que des simulations témoins sans BH ou sans rétroaction des BH.

Résultats clés

1. Mécanisme de croissance en deux phases : Les simulations révèlent une histoire de croissance distincte en deux étapes pour les SMBH.
   • Phase dominée par les fusions : La croissance initiale de graines de $10^5 M_\odot$ jusqu'à $\sim 10^7 M_\odot$ se produit principalement par fusions de BH. Au cours de cette phase, l'accrétion gazeuse est faible et fortement sous-Eddington ($\dot{M}_{BH}/\dot{M}_{Edd} < 0.001$).
   • Phase dominée par l'accrétion : Une fois que les BH atteignent $\sim 10^7 M_\odot$, ils subissent un burst de croissance rapide piloté par une accrétion gazeuse efficace. Cette phase dure environ $600-700 \text{ Myr}$, au cours desquels le rapport d'Eddington atteint l'unité. Dans cette fenêtre, la masse du BH augmente d'un facteur de $10^2 - 10^3$, passant de $10^7 M_\odot$ à $(10^9 - 10^{10}) M_\odot$.
2. Arrêt de la croissance : Suite à cette phase d'accrétion rapide, la croissance des SMBH s'arrête. Les simulations indiquent que les SMBH ne dépassent pas $\sim 10^{10} M_\odot$ à $z=0$. Cet arrêt est attribué à l'épuisement du gaz dans les centres galactiques piloté par la rétroaction des AGN, qui autorégule la croissance ultérieure.
3. Coevolution $M_{BH} - M_*$ : Les galaxies simulées se situent initialement en dessous de la corrélation locale $M_{BH} - M_*$. Au fil du temps cosmique, elles évoluent vers le haut en direction de la relation. La pente de la corrélation reste relativement constante, tandis que l'intercept évolue. La simulation standard (graine de $10^5 M_\odot$, $\epsilon_f=0.1$, $v_w=5000 \text{ km/s}$) reproduit le mieux la relation observationnelle locale à $z=0$ (Marconi & Hunt 2003).
4. Sensibilité aux paramètres : La masse de la graine de BH a l'impact le plus significatif sur la relation finale $M_{BH} - M_*$ ; des graines plus élevées ($10^6 M_\odot$) conduisent à des BH surmassifs, tandis que des graines plus faibles ($10^4 M_\odot$) résultent en des BH sous-massifs. L'efficacité de la rétroaction et la vitesse de coup de pied ont une influence comparativement plus faible.
5. Formation stellaire : La rétroaction des AGN éteint significativement les taux de formation stellaire (SFR) à $z \le 4$, réduisant la densité de taux de formation stellaire global (SFRD) par des facteurs de $1,3 - 15$ par rapport aux simulations sans rétroaction des BH. L'élimination du gaz par accrétion directe joue un rôle mineur dans l'extinction ; le mécanisme principal est le chauffage et l'éjection induits par la rétroaction.

Implications pour les Little Red Dots
Les auteurs appliquent ces modes de croissance pour interpréter les observations du JWST des « Little Red Dots » à haut $z$. Ils proposent une dichotomie dans les canaux de formation :

• SMBH de masse normale : Ces objets ont probablement subi une évolution principalement pilotée par les fusions de BH, cohérente avec la phase dominée par les fusions observée dans les simulations.
• SMBH surmassifs : Ces objets ont probablement connu des périodes de bursts d'accrétion gazeuse efficace limités par Eddington ou super-Eddington, similaires à la phase de croissance rapide identifiée dans les simulations. Les hautes densités de gaz nucléaire dans les galaxies de l'Univers primitif ont facilité cette accrétion efficace, conduisant à des BH qui apparaissent surmassifs par rapport à leur masse stellaire hôte.

Signification
L'article fournit un cadre physique distinguant les régimes de croissance pilotés par les fusions et ceux pilotés par l'accrétion, suggérant que les populations diverses de SMBH à haut décalage vers le rouge (normaux vs surmassifs) observées par le JWST peuvent résulter de voies de croissance dominantes différentes. L'étude démontre que la rétroaction des AGN est cruciale pour autoréguler la croissance des SMBH, les empêchant de dépasser $\sim 10^{10} M_\odot$ en épuisant les réservoirs de gaz centraux, et reproduit avec succès les relations d'échelle observées $M_{BH} - M_*$ et les histoires de formation stellaire des galaxies à travers le temps cosmique.