Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion onto ultra dense dark matter halos and direct collapse black holes

Titolo: Accrezione di Bondi-Hoyle-Lyttleton su aloni di materia oscura ultra-densi e formazione di buchi neri a collasso diretto

1. Il Problema

Il modello cosmologico standard e le osservazioni recenti pongono sfide significative riguardo alla formazione dei buchi neri supermassicci (SMBH) e alla loro abbondanza nell'universo primordiale:

• Buchi neri ad alto redshift: Il telescopio spaziale James Webb (JWST) ha rilevato un'abbondanza di nuclei galattici attivi (AGN) ad alto redshift ($z \sim 10$) con masse di buchi neri fino a $\sim 10^8 M_\odot$. La loro esistenza così presto nell'universo richiede semi di buchi neri molto più massicci di quanto previsto dall'evoluzione stellare standard (che produce buchi neri di $\sim 10-100 M_\odot$).
• Il "Gap di Massa": Le rilevazioni di onde gravitazionali (LIGO-Virgo-KAGRA) hanno mostrato buchi neri con masse nel "gap" di $60-130 M_\odot$, difficili da spiegare come resti stellari, suggerendo possibili origini primordiali o meccanismi di fusione gerarchica.
• Limiti delle osservazioni: Le osservazioni della Radiazione Cosmica di Fondo (CMB) vincolano fortemente le fluttuazioni di densità su larga scala, ma lasciano un'ampia incertezza sulle fluttuazioni su piccola scala, dove potrebbero formarsi strutture collassate precocemente senza violare i limiti attuali di distorsione spettrale del CMB.

L'obiettivo del lavoro è proporre un meccanismo plausibile per la formazione di semi di buchi neri di massa intermedia ($\sim 10^3 M_\odot$) ad alti redshift ($z > 400$), che possano poi evolvere negli SMBH osservati oggi.

2. Metodologia

Gli autori sviluppano un modello teorico basato su una sequenza di eventi fisici che coinvolgono la materia oscura e il gas barionico:

1. Formazione di Aloni di Materia Oscura Ultra-Densi (UDMH):

   • Si ipotizza che fluttuazioni di curvatura rare (picchi di densità di $5\sigma - 6\sigma$) su scale piccole ($k \sim 270 \, \text{Mpc}^{-1}$) possano collassare per formare aloni di materia oscura con masse di circa $10^5 M_\odot$ già intorno all'epoca della ricombinazione ($z \approx 1100$).
   • L'ampiezza delle fluttuazioni è scelta per essere compatibile con i limiti attuali sulle distorsioni del CMB (tipo $\mu$), ma sufficientemente alta da permettere il collasso.

2. Accrezione Barionica Post-Ricombinazione (Processo BHL):

   • Dopo la ricombinazione, il gas barionico, che si muove con una velocità di "streaming" supersonica rispetto alla materia oscura ($v_\infty \approx 30 \, \text{km/s}$), viene catturato dagli UDMH.
   • L'accrescimento è modellato tramite il processo Bondi-Hoyle-Lyttleton (BHL). A causa dell'alta velocità relativa, il raggio di accrescimento ($r_{acc}$) diventa molto più grande del raggio viriale dell'alone, rendendo l'alone effectively puntiforme per il gas in caduta.
   • Si analizzano gli effetti di frenamento di Compton e di smorzamento di Hubble, dimostrando che in questo intervallo di redshift ($1100 > z > 400$) e per queste masse, l'efficienza di accrescimento rimane alta.

3. Termodinamica e Raffreddamento:

   • Il gas viene riscaldato a temperature viriali ($\sim 1.7 \times 10^4 \, \text{K}$) dagli shock di accrescimento.
   • Raffreddamento Atomico: Il gas raffredda rapidamente a $\sim 8000 \, \text{K}$ tramite raffreddamento atomico (linee dell'idrogeno).
   • Soppressione del Raffreddamento Molecolare: Un punto cruciale è che a redshift $z > 400$, la formazione di molecole di idrogeno ($H_2$) è soppressa dai fotoni del CMB (fotodissociazione di $H^-$ e $H_2^+$). Questo impedisce il raffreddamento a temperature più basse ($< 200 \, \text{K}$) che porterebbero alla frammentazione in stelle di piccola massa.

4. Collasso e Instabilità Gravitazionale:

   • Il gas, mantenuto a $\sim 8000 \, \text{K}$, collassa verso il centro dell'alone.
   • Si valuta il momento angolare: poiché l'alone è quasi sferico e il processo BHL è simmetrico, il momento angolare residuo è basso.
   • Si analizza la stabilità del disco di gas risultante tramite il parametro di Toomre ($Q$). Si dimostra che il disco può diventare gravitazionalmente instabile ($Q < 1$), favorendo un rapido trasporto di momento angolare e un accrescimento massiccio verso il centro.

3. Risultati Chiave

• Abbondanza degli UDMH: Utilizzando la teoria di Press-Schechter, gli autori stimano che aloni di $10^5 M_\odot$ formati da fluttuazioni rare ($5\sigma-6\sigma$) abbiano un'abbondanza cosmica comparabile a quella delle galassie ($N \sim 10^{-3} - 10^{-4} \, \text{Mpc}^{-3}$).
• Efficienza di Accrescimento: Durante l'intervallo di redshift $z \in [1100, 400]$, un UDMH di $10^5 M_\odot$ può accrescere una massa di gas barionico di circa $M_{gas} \sim 10^3 M_\odot$.
• Soppressione della Frammentazione: La combinazione di raffreddamento atomico (che fissa la temperatura a $\sim 8000 \, \text{K}$) e la soppressione del raffreddamento molecolare ($H_2$) impedisce la frammentazione del gas in stelle di piccola massa (Pop III). Il gas collassa invece come un'unica entità coerente.
• Formazione di Semi Massicci: Il gas collassa formando un disco compatto e auto-gravitante. Le instabilità gravitazionali e le forze viscose trasportano rapidamente la massa verso il centro, portando alla formazione di una stella supermassiccia che collassa direttamente in un buco nero di massa intermedia (DCBH) di circa $10^3 M_\odot$.
• Vincoli Osservativi: L'abbondanza calcolata di questi buchi neri primordiali ($f_{BH} \sim 10^{-11} - 10^{-13}$) è ben al di sotto dei limiti attuali imposti dalle osservazioni del CMB sulla frazione di materia oscura in buchi neri primordiali (PBH), rendendo lo scenario fisicamente plausibile.

4. Contributi e Significatività

• Soluzione al problema dei semi SMBH: Il paper offre un meccanismo robusto per spiegare l'esistenza di semi di buchi neri di massa intermedia ($10^3 M_\odot$) ad alti redshift, risolvendo il problema temporale della crescita degli SMBH osservati dal JWST senza richiedere tassi di accrescimento super-Eddington estremi o condizioni iniziali irrealistiche.
• Connessione tra Materia Oscura e Barioni: Dimostra come fluttuazioni di materia oscura su piccola scala, finora poco vincolate, possano avere conseguenze osservabili dirette sulla formazione delle prime strutture luminose.
• Ruolo Critico del CMB: Evidenzia un ruolo inedito della Radiazione Cosmica di Fondo: non solo come fonte di riscaldamento, ma come meccanismo di soppressione della formazione di $H_2$ ad alti redshift, che è essenziale per prevenire la frammentazione e favorire il collasso diretto.
• Implicazioni per l'Astronomia Multi-messaggera: La presenza di questi buchi neri primordiali potrebbe influenzare la popolazione di onde gravitazionali rilevabili da futuri osservatori (come LISA) e spiegare la popolazione di "Little Red Dots" (LRDs) recentemente scoperti.

In sintesi, gli autori propongono che l'accrescimento di gas su aloni di materia oscura ultra-densi, guidato dal processo BHL e limitato termodinamicamente dall'assenza di raffreddamento molecolare, costituisca una "via d'oro" (sweet spot) per la formazione di buchi neri semi massicci nell'universo primordiale.