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

Resumo Técnico: Modos de Crescimento de Buracos Negros Supermassivos por Acreção de Gás versus Fusão de BN e Implicações para os "Pequenos Pontos Vermelhos"

Enunciação do Problema
Os mecanismos de formação e crescimento de Buracos Negros Supermassivos (BNS) permanecem um tema de investigação não resolvida, particularmente no que diz respeito a como eles atingiram massas $\ge 10^9 M_\odot$ dentro do primeiro bilhão de anos do Universo ($z \sim 6$). Embora existam vários cenários — variando de acreção super-Eddington rápida sobre sementes de massa estelar até a formação de sementes massivas de colapso direto ($10^5 M_\odot$) ou fusões de buracos negros de massa intermediária (BNMI) —, os caminhos específicos permanecem incertos. Observações recentes do Telescópio Espacial James Webb (JWST) complicaram ainda mais o quadro ao revelar uma população de "Pequenos Pontos Vermelhos" de alto desvio para o vermelho ($z \sim 4-12$) contendo BNS que são ou "sobremassivos" em relação à massa estelar de sua galáxia hospedeira ou possuem massas "normais" consistentes com as relações de escala locais. Distinguir entre modos de crescimento impulsionados por acreção de gás e por fusão de buracos negros (BN) é essencial para entender a coevolução de BNS e suas galáxias hospedeiras e explicar essas populações diversas de alto $z$.

Metodologia
O estudo emprega simulações hidrodinâmicas cosmológicas de volumes comóveis de $(50 \text{ Mpc})^3$ usando uma versão modificada do código GADGET-3, que utiliza métodos Tree-PM e Hidrodinâmica de Partículas Suavizadas (SPH). As simulações evoluem do desvio para o vermelho $z=100$ até $z=0$ dentro de uma cosmologia $\Lambda$CDM plana.

• Resolução: A resolução padrão utiliza $256^3$ partículas de matéria escura e $256^3$ partículas de gás, com uma massa de partícula de gás de $4.61 \times 10^7 M_\odot$ e um comprimento de suavização gravitacional de $3.3 \text{ kpc}$ (comóvel).
• Física: O modelo inclui resfriamento por linhas metálicas, um fundo fotoionizante dependente do tempo, um modelo de formação estelar (FE) sub-resolução multifásico e rastreamento de enriquecimento químico de 11 espécies atômicas. O feedback de supernova (SN) é implementado cinematicamente com um fator de carga de massa $\eta=2$ e velocidade do vento $v_{SN}=350 \text{ km/s}$.
• Semeadura e Crescimento de BN: Os BNs são semeados em halos massivos ($M_{halo} > 10^{10} M_\odot$, $M_* > 5 \times 10^7 M_\odot$) com massas iniciais de $10^4$, $10^5$ ou $10^6 M_\odot$. O crescimento ocorre via acreção de Bondi-Hoyle-Lyttleton (limitada pela taxa de Eddington) e fusões de BN quando as partículas estão dentro do comprimento de suavização e a velocidade relativa é subsônica.
• Feedback: O feedback cinético de AGN é modelado ao impartir momento ao gás dentro de um volume bi-cônico. A eficiência do feedback ($\epsilon_f$) e a velocidade de impulso do vento ($v_w$) são variadas entre as execuções da simulação para testar seu impacto na relação $M_{BH} - M_*$.
• Execuções da Simulação: Uma série de execuções (Tabela 1) varia a massa da semente ($10^4-10^6 M_\odot$), a eficiência do feedback ($0, 0.1, 1$) e a velocidade de impulso ($1000, 5000, 10000 \text{ km/s}$), juntamente com execuções de controle sem BNs ou sem feedback de BN.

Principais Resultados

1. Mecanismo de Crescimento de Duas Fases: As simulações revelam uma história de crescimento distinta de duas etapas para BNS.
   • Fase Dominada por Fusão: O crescimento inicial de sementes de $10^5 M_\odot$ até $\sim 10^7 M_\odot$ ocorre predominantemente via fusões de BN. Durante esta fase, a acreção de gás é baixa e altamente sub-Eddington ($\dot{M}_{BH}/\dot{M}_{Edd} < 0.001$).
   • Fase Dominada por Acreção: Uma vez que os BNs atingem $\sim 10^7 M_\odot$, eles passam por uma explosão de crescimento rápido impulsionada por acreção de gás eficiente. Esta fase dura aproximadamente $600-700 \text{ Myr}$, durante a qual a razão de Eddington atinge a unidade. Nesta janela, a massa do BN aumenta por fatores de $10^2 - 10^3$, crescendo de $10^7 M_\odot$ para $(10^9 - 10^{10}) M_\odot$.
2. Cessação do Crescimento: Após esta fase de acreção rápida, o crescimento do BNS para. As simulações indicam que os BNS não excedem $\sim 10^{10} M_\odot$ em $z=0$. Esta cessação é atribuída ao esgotamento de gás nos centros galácticos impulsionado pelo feedback de AGN, que autorregula o crescimento adicional.
3. Coevolução $M_{BH} - M_*$: As galáxias simuladas inicialmente situam-se abaixo da correlação local $M_{BH} - M_*$. Ao longo do tempo cósmico, elas evoluem para cima em direção à relação. A inclinação da correlação permanece relativamente constante, enquanto o intercepto evolui. A execução padrão (semente de $10^5 M_\odot$, $\epsilon_f=0.1$, $v_w=5000 \text{ km/s}$) reproduz melhor a relação observacional local em $z=0$ (Marconi & Hunt 2003).
4. Sensibilidade aos Parâmetros: A massa da semente do BN tem o impacto mais significativo na relação final $M_{BH} - M_*$; sementes mais altas ($10^6 M_\odot$) levam a BNs sobremassivos, enquanto sementes mais baixas ($10^4 M_\odot$) resultam em BNs submassivos. A eficiência do feedback e a velocidade de impulso têm uma influência comparativamente menor.
5. Formação Estelar: O feedback de AGN suprime significativamente as taxas de formação estelar (SFR) em $z \le 4$, reduzindo a Densidade de Taxa de Formação Estelar Global (SFRD) por fatores de $1.3 - 15$ em comparação com simulações sem feedback de BN. A remoção de gás via acreção direta desempenha um papel menor no supressão; o mecanismo principal é o aquecimento e ejeção induzidos pelo feedback.

Implicações para os Pequenos Pontos Vermelhos
Os autores aplicam estes modos de crescimento para interpretar as observações do JWST de "Pequenos Pontos Vermelhos" de alto $z$. Eles propõem uma dicotomia nos canais de formação:

• BNS de Massa Normal: Estes objetos provavelmente passaram por uma evolução predominantemente impulsionada por fusões de BN, consistente com a fase dominada por fusão observada nas simulações.
• BNS Sobremassivos: Estes objetos provavelmente experimentaram períodos de explosões limitadas por Eddington ou super-Eddington de acreção de gás eficiente, semelhantes à fase de crescimento rápido identificada nas simulações. As altas densidades de gás nuclear nas galáxias do Universo primitivo facilitaram esta acreção eficiente, levando a BNs que parecem sobremassivos em relação à sua massa estelar hospedeira.

Significância
O artigo fornece um quadro físico que distingue entre regimes de crescimento impulsionados por fusão e por acreção, sugerindo que as populações diversas de BNS de alto desvio para o vermelho (normais versus sobremassivos) observadas pelo JWST podem resultar de diferentes caminhos de crescimento dominantes. O estudo demonstra que o feedback de AGN é crucial para autorregular o crescimento do BNS, impedindo que eles excedam $\sim 10^{10} M_\odot$ ao esgotar os reservatórios de gás centrais, e reproduz com sucesso as relações de escala observadas $M_{BH} - M_*$ e as histórias de formação estelar de galáxias ao longo do tempo cósmico.