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

Technische Samenvatting: Gasaccretie versus door BH-samensmelting aangedreven groeimodi van Superzware Zwarte Gaten en Implicaties voor de Kleine Rode Vlekken

Probleemstelling
De vormings- en groeimechanismen van Superzware Zwarte Gaten (SZG's) blijven een onderwerp van onopgeloste vraagstukken, met name wat betreft hoe ze binnen het eerste miljard jaar van het heelal ($z \sim 6$) massa's $\ge 10^9 M_\odot$ bereikten. Hoewel er verschillende scenario's bestaan — variërend van snelle super-Eddington-accretie op zware sterrenmassa-zaden tot de vorming van directe-inval zware zaden ($10^5 M_\odot$) of samensmeltingen van intermediaire zwarte gaten (IMBH's) — blijven de specifieke paden onduidelijk. Recente waarnemingen met de James Webb-ruimtetelescoop (JWST) hebben het beeld verder gecompliceerd door een populatie van hoge-roodverschuivende ($z \sim 4-12$) "Kleine Rode Vlekken" te onthullen die SZG's bevatten die ofwel "overmassief" zijn ten opzichte van de sterrenmassa van hun gastheergalaxie, ofwel "normale" massa's bezigen die consistent zijn met lokale schaalrelaties. Het onderscheid maken tussen gasaccretie en door zwarte gaten (BH) samensmelting aangedreven groeimodi is essentieel voor het begrijpen van de co-evolutie van SZG's en hun gastheergalaxieën en het verklaren van deze diverse hoge-$z$ populaties.

Methodologie
De studie maakt gebruik van kosmologische hydrodynamische simulaties van $(50 \text{ Mpc})^3$ meebewegende volumes met een gewijzigde versie van de GADGET-3-code, die Tree-PM en Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) methoden toepast. De simulaties evolueren van roodverschuiving $z=100$ tot $z=0$ binnen een vlak $\Lambda$CDM-kosmologisch model.

• Resolutie: De standaardresolutie maakt gebruik van $256^3$ donkere materie en $256^3$ gasdeeltjes, met een gasdeeltjesmassa van $4.61 \times 10^7 M_\odot$ en een gravitationele verzachtingslengte van $3.3 \text{ kpc}$ (meerbewegend).
• Fysica: Het model omvat metaallijnkoeling, een tijdafhankelijke foto-ioniserende achtergrond, een meerfasig sub-resolutie sterrenvormings (SF) model, en chemische verrijking die 11 atoomsoorten bijhoudt. Supernova (SN) feedback wordt kinetisch geïmplementeerd met een massaladingfactor $\eta=2$ en een wind snelheid $v_{SN}=350 \text{ km/s}$.
• Zwarte Gat Zaden en Groei: BH's worden gezaaid in zware halos ($M_{halo} > 10^{10} M_\odot$, $M_* > 5 \times 10^7 M_\odot$) met initiële massa's van $10^4$, $10^5$, of $10^6 M_\odot$. Groei vindt plaats via Bondi-Hoyle-Lyttleton accretie (beperkt tot het Eddington-tarief) en BH-samensmeltingen wanneer deeltjes binnen de verzachtingslengte liggen en de relatieve snelheid subsonisch is.
• Feedback: Kinetische AGN-feedback wordt gemodelleerd door impuls aan gas binnen een bi-kegelvolume te verlenen. De feedback-efficiëntie ($\epsilon_f$) en windkick-snelheid ($v_w$) worden gevarieerd over simulatie runs om hun impact op de $M_{BH} - M_*$ relatie te testen.
• Simulatie Runs: Een reeks runs (Tabel 1) varieert zaadmassa ($10^4-10^6 M_\odot$), feedback-efficiëntie ($0, 0.1, 1$), en kick-snelheid ($1000, 5000, 10000 \text{ km/s}$), naast controleruns zonder BH's of zonder BH-feedback.

Belangrijkste Resultaten

1. Dubbel-fase Groeimechanisme: De simulaties onthullen een distincte twee-staps groeigeschiedenis voor SZG's.
   • Samensmelting-gedomineerde Fase: Initiële groei van $10^5 M_\odot$ zaden tot $\sim 10^7 M_\odot$ vindt voornamelijk plaats via BH-samensmeltingen. Tijdens deze fase is gasaccretie laag en sterk sub-Eddington ($\dot{M}_{BH}/\dot{M}_{Edd} < 0.001$).
   • Accretie-gedomineerde Fase: Zodra BH's $\sim 10^7 M_\odot$ bereiken, ondergaan ze een snelle groeiburst aangedreven door efficiënte gasaccretie. Deze fase duurt ongeveer $600-700 \text{ Myr}$, waarbij het Eddington-ratio eenheid bereikt. In dit venster neemt de BH-massa toe met factoren van $10^2 - 10^3$, groeiend van $10^7 M_\odot$ naar $(10^9 - 10^{10}) M_\odot$.
2. Groeistilstand: Na deze snelle accretiefase stopt de groei van SZG's. De simulaties geven aan dat SZG's tegen $z=0$ de $\sim 10^{10} M_\odot$ niet overschrijden. Deze stilstand wordt toegeschreven aan gasuitputting in galaxiecentra gedreven door AGN-feedback, wat verdere groei zelfreguleert.
3. $M_{BH} - M_*$ Co-evolutie: Gesimuleerde galaxieën liggen aanvankelijk onder de lokale $M_{BH} - M_*$ correlatie. Over kosmische tijd evolueren ze omhoog naar de relatie. De helling van de correlatie blijft relatief constant, terwijl het snijpunt evolueert. De standaard run ($10^5 M_\odot$ zaad, $\epsilon_f=0.1$, $v_w=5000 \text{ km/s}$) reproduceert het beste de lokale $z=0$ observationele relatie (Marconi & Hunt 2003).
4. Parametergevoeligheid: De BH-zaadmassa heeft de meest significante impact op de uiteindelijke $M_{BH} - M_*$ relatie; hogere zaden ($10^6 M_\odot$) leiden tot overmassieve BH's, terwijl lagere zaden ($10^4 M_\odot$) resulteren in ondermassieve BH's. Feedback-efficiëntie en kick-snelheid hebben een vergelijkbaar kleinere invloed.
5. Sterrenvorming: AGN-feedback dempt de sterrenvormingssnelheid (SFR) aanzienlijk bij $z \le 4$, waardoor de globale Sterrenvormingsdichtheid (SFRD) met factoren van $1.3 - 15$ wordt verminderd in vergelijking met simulaties zonder BH-feedback. Gasverwijdering via directe accretie speelt een ondergeschikte rol bij het dempen; het primaire mechanisme is feedback-geïnduceerde verwarming en uitstoting.

Implicaties voor Kleine Rode Vlekken
De auteurs passen deze groeimodi toe om JWST-waarnemingen van hoge-$z$ "Kleine Rode Vlekken" te interpreteren. Zij stellen een dichotomie in vormingskanalen voor:

• Normale-massa SZG's: Deze objecten hebben waarschijnlijk voornamelijk een door BH-samensmelting aangedreven evolutie ondergaan, consistent met de in de simulaties waargenomen samensmelting-gedomineerde fase.
• Overmassieve SZG's: Deze objecten hebben waarschijnlijk perioden van Eddington-beperkte of super-Eddington bursts van efficiënte gasaccretie ondergaan, vergelijkbaar met de in de simulaties geïdentificeerde snelle groeifase. De hoge nucleaire gasdichtheden in galaxieën van het vroege heelal faciliteerden deze efficiënte accretie, wat leidde tot BH's die overmassief lijken ten opzichte van hun gastheersterrenmassa.

Betekenis
Het artikel biedt een fysiek raamwerk dat onderscheid maakt tussen door samensmelting aangedreven en door accretie aangedreven groeiregimes, en suggereert dat de diverse populaties van hoge-roodverschuivende SZG's (normaal versus overmassief) waargenomen door JWST het resultaat kunnen zijn van verschillende dominante groeipaden. De studie toont aan dat AGN-feedback cruciaal is voor het zelfreguleren van SZG-groei, waardoor ze worden voorkomen dat ze de $\sim 10^{10} M_\odot$ overschrijden door het leegmaken van centrale gasreservoirs, en reproduceert succesvol de waargenomen $M_{BH} - M_*$ schaalrelaties en sterrenvormingsgeschiedenissen van galaxieën over kosmische tijd.