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

Riepilogo Tecnico: Modelli di Crescita dei Buchi Neri Supermassicci Guidati dall'Accrescimento di Gas rispetto alla Fusione di BH e Implicazioni per i "Little Red Dots"

Enunciato del Problema
I meccanismi di formazione e crescita dei Buchi Neri Supermassicci (SMBH) rimangono oggetto di indagine irrisolta, in particolare per quanto riguarda il modo in cui hanno raggiunto masse $\ge 10^9 M_\odot$ entro il primo miliardo di anni dell'Universo ($z \sim 6$). Sebbene esistano vari scenari—dall'accrescimento rapido super-Eddington su semi di massa stellare alla formazione di semi massicci da collasso diretto ($10^5 M_\odot$) o fusioni di buchi neri di massa intermedia (IMBH)—i percorsi specifici restano poco chiari. Recenti osservazioni del James Webb Space Telescope (JWST) hanno ulteriormente complicato il quadro rivelando una popolazione di "Little Red Dots" ad alto redshift ($z \sim 4-12$) contenenti SMBH che sono o "sovramassicci" rispetto alla massa stellare della loro galassia ospite o possiedono masse "normali" coerenti con le relazioni di scala locali. Distinguere tra i modi di crescita guidati dall'accrescimento di gas e quelli guidati dalla fusione di buchi neri (BH) è essenziale per comprendere la coevoluzione degli SMBH e delle loro galassie ospiti e per spiegare queste diverse popolazioni ad alto $z$.

Metodologia
Lo studio impiega simulazioni idrodinamiche cosmologiche di volumi in moto comobile di $(50 \text{ Mpc})^3$ utilizzando una versione modificata del codice GADGET-3, che impiega metodi Tree-PM e Idrodinamica a Particelle Lisciate (SPH). Le simulazioni evolvono dal redshift $z=100$ a $z=0$ all'interno di una cosmologia $\Lambda$CDM piatta.

• Risoluzione: La risoluzione standard utilizza $256^3$ particelle di materia oscura e $256^3$ particelle di gas, con una massa di particella di gas di $4.61 \times 10^7 M_\odot$ e una lunghezza di smussamento gravitazionale di $3.3 \text{ kpc}$ (in moto comobile).
• Fisica: Il modello include raffreddamento per linee metalliche, un fondo fotoionizzante dipendente dal tempo, un modello di formazione stellare (SF) multifase sub-risoluto e tracciamento dell'arricchimento chimico di 11 specie atomiche. Il feedback delle supernove (SN) è implementato cinematicamente con un fattore di carico di massa $\eta=2$ e una velocità del vento $v_{SN}=350 \text{ km/s}$.
• Semina e Crescita dei BH: I BH sono seminati in aloni massicci ($M_{halo} > 10^{10} M_\odot$, $M_* > 5 \times 10^7 M_\odot$) con masse iniziali di $10^4$, $10^5$ o $10^6 M_\odot$. La crescita avviene tramite accrescimento di Bondi-Hoyle-Lyttleton (limitato dal tasso di Eddington) e fusioni di BH quando le particelle sono entro la lunghezza di smussamento e la velocità relativa è subsonica.
• Feedback: Il feedback cinetico AGN è modellato impartendo quantità di moto al gas all'interno di un volume a bi-cono. L'efficienza del feedback ($\epsilon_f$) e la velocità di rinculo del vento ($v_w$) sono variate nelle diverse esecuzioni della simulazione per testarne l'impatto sulla relazione $M_{BH} - M_*$.
• Esecuzioni della Simulazione: Una serie di esecuzioni (Tabella 1) varia la massa del seme ($10^4-10^6 M_\odot$), l'efficienza del feedback ($0, 0.1, 1$) e la velocità di rinculo ($1000, 5000, 10000 \text{ km/s}$), insieme a esecuzioni di controllo senza BH o senza feedback dei BH.

Risultati Chiave

1. Meccanismo di Crescita a Doppia Fase: Le simulazioni rivelano una storia di crescita distinta in due stadi per gli SMBH.
   • Fase Dominata dalle Fusioni: La crescita iniziale da semi di $10^5 M_\odot$ a $\sim 10^7 M_\odot$ avviene prevalentemente tramite fusioni di BH. Durante questa fase, l'accrescimento di gas è basso e altamente sub-Eddington ($\dot{M}_{BH}/\dot{M}_{Edd} < 0.001$).
   • Fase Dominata dall'Accrescimento: Una volta che i BH raggiungono $\sim 10^7 M_\odot$, subiscono un burst di crescita rapida guidato da un efficiente accrescimento di gas. Questa fase dura circa $600-700 \text{ Myr}$, durante i quali il rapporto di Eddington raggiunge l'unità. In questa finestra, la massa del BH aumenta di fattori $10^2 - 10^3$, crescendo da $10^7 M_\odot$ a $(10^9 - 10^{10}) M_\odot$.
2. Cessazione della Crescita: Seguendo questa fase di accrescimento rapido, la crescita degli SMBH si arresta. Le simulazioni indicano che gli SMBH non superano $\sim 10^{10} M_\odot$ a $z=0$. Questa cessazione è attribuita all'esaurimento del gas nei centri galattici guidato dal feedback AGN, che autoregola l'ulteriore crescita.
3. Coevoluzione $M_{BH} - M_*$: Le galassie simulate inizialmente si trovano al di sotto della correlazione locale $M_{BH} - M_*$. Nel corso del tempo cosmico, evolvono verso l'alto verso la relazione. La pendenza della correlazione rimane relativamente costante, mentre l'intercetta evolve. L'esecuzione standard (seme di $10^5 M_\odot$, $\epsilon_f=0.1$, $v_w=5000 \text{ km/s}$) riproduce meglio la relazione osservativa locale a $z=0$ (Marconi & Hunt 2003).
4. Sensibilità ai Parametri: La massa del seme del BH ha l'impatto più significativo sulla relazione finale $M_{BH} - M_*$; semi più massicci ($10^6 M_\odot$) portano a BH sovramassicci, mentre semi più piccoli ($10^4 M_\odot$) risultano in BH sottomassicci. L'efficienza del feedback e la velocità di rinculo hanno un'influenza comparativamente minore.
5. Formazione Stellare: Il feedback AGN spegne significativamente i tassi di formazione stellare (SFR) a $z \le 4$, riducendo la Densità di Tasso di Formazione Stellare Globale (SFRD) di fattori $1.3 - 15$ rispetto alle simulazioni senza feedback dei BH. La rimozione del gas tramite accrescimento diretto gioca un ruolo minore nello spegnimento; il meccanismo principale è il riscaldamento e l'eiezione indotti dal feedback.

Implicazioni per i Little Red Dots
Gli autori applicano questi modi di crescita per interpretare le osservazioni JWST dei "Little Red Dots" ad alto $z$. Propongono una dicotomia nei canali di formazione:

• SMBH di Massa Normale: Questi oggetti hanno probabilmente subito un'evoluzione prevalentemente guidata dalle fusioni di BH, coerente con la fase dominata dalle fusioni osservata nelle simulazioni.
• SMBH Sovramassicci: Questi oggetti hanno probabilmente sperimentato periodi di burst di accrescimento di gas efficiente limitati o superiori al limite di Eddington, simili alla fase di crescita rapida identificata nelle simulazioni. Le alte densità di gas nucleare nelle galassie dell'Universo primordiale hanno facilitato questo accrescimento efficiente, portando a BH che appaiono sovramassicci rispetto alla loro massa stellare ospite.

Significato
Il documento fornisce un quadro fisico che distingue tra regimi di crescita guidati dalle fusioni e regimi guidati dall'accrescimento, suggerendo che le diverse popolazioni di SMBH ad alto redshift (normali vs sovramassicci) osservate dal JWST possano risultare da diversi percorsi di crescita dominanti. Lo studio dimostra che il feedback AGN è cruciale per autoregolare la crescita degli SMBH, impedendo loro di superare $\sim 10^{10} M_\odot$ esaurendo i reservoir di gas centrali, e riproduce con successo le relazioni di scala osservate $M_{BH} - M_*$ e le storie di formazione stellare delle galassie nel corso del tempo cosmico.