O ciclo de vida de buracos negros

Título: Simba: Cosmological Simulations with Black Hole Growth and Feedback

Autores: Romeel Davé, Daniel Anglés-Alcázar, Desika Narayanan, Qi Li, Mika H. Rafieferantsoa & Sarah Appleby

Instituição do primeiro autor: Institute for Astronomy, Royal Observatory, University of Edinburgh, Reino Unido

Status: Submetido ao MNRAS, disponível no arXiv.

A simulação cosmológica SIMBA

O post de hoje é sobre o lançamento de uma nova simulação chamada SIMBA. Essa é a nova geração da simulação cosmológica MUFASA, com algumas melhorias chaves. Alguns detalhes sórdidos: SIMBA utiliza uma caixa de (100h-1 Mpc)3 e 10243 elementos de gás, e faz com que matéria escura e elementos de gás evoluam juntos incluindo as forças gravitacional e de pressão.

Seria impossível explicar a vasta quantidade de física incluída em simulações de formação de galáxias em apenas um artigo, então vamos focar no que é novo sobre a simulação SIMBA – o tratamento de buracos negros.

Buracos negros e suas galáxias hospedeiras

Se acredita que todas as galáxias massivas hospedam buracos negros supermassivos em seus centros. Logo, entender como esses buracos negros crescem é essencial para entender como galáxias crescem e evoluem. Quando olhamos para a massa tanto do buraco negro supermassivo, quanto da galáxia hospedeira, vemos uma forte correlação. Buracos negros são objetos muito massivos e densos, que criam um potencial gravitacional profundo que afeta as órbitas de estrelas próximas a eles. No entanto, a distância na qual as estrelas são dominadas gravitacionalmente pelo buraco negro, a chamada “esfera de influência“, não é grande o suficiente para ser responsável por uma correlação tão clara entre o buraco negro e as propriedades da galáxia. Dessa forma o buraco negro deve afetar as estrelas de outra forma além da gravidade. Apenas para esclarecer: enquanto achamos que buracos negros menores existam dentro de galáxias, o termo “buraco negro” nesse artigo se refere aos buracos negros supermassivos centrais em galáxias.

Acreção do buraco negro

Existem dois meios principais nos quais buracos negros crescem: fusões e acreção. A fusão de buracos negros centrais tendem a acontecer como consequência da fusão de duas galáxias, o que simultaneamente aumenta a massa da galáxia (isto é, massa em estrelas, gás e poeira) e também a massa do buraco negro. Acreção é a “alimentação” do buraco negro pela matéria que o circunda, dentro da galáxia. Para cair no buraco negro, o material deve perder momento angular. Para isso ocorrer, o material que se aproxima do buraco negro forma um disco de acreção, como visto na Figura 1. No entanto, existe um limite para a taxa com que o material pode cair no buraco negro, conhecido como a taxa de acreção de Eddington. Em resumo, essa taxa vem de um limite do equilíbrio hidrostático definido pela condição em que as forças que apontam para fora do disco são balanceadas pelas força gravitacional, que aponta para dentro.

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Figura 1: Impressão artística dos restos de uma estrela sendo acretado por um buraco negro supermassivo. Crédito: NASA Goddard Space Flight Center

SIMBA usa dois modos de acreção. Para o gás frio com temperaturas abaixo de 105K, a acreção depende de instabilidades no disco de gás frio para direcionar massa para dentro do buraco negro. A taxa de Eddington é calculada assumindo simetria esférica, e um limite superior para a taxa de acreção é determinado como 3 vezes a taxa de Eddington do buraco negro. Para temperaturas acima de 105K, a acreção de Bondi é utilizada, o que é computado através de uma fórmula analítica simplificada. Nessas temperaturas, o gás é tipicamente distribuído de forma mais esférica e logo a taxa de acreção máxima é limitada à taxa de Eddington. Essas duas formas de acreção são então simplesmente somadas e multiplicadas pelo fator de eficiência radiativa, que é um número entre 0 e 1 descrevendo a fração de massa acretada que é convertida em energia.

Retroalimentação do buraco negro

Quando buracos negros foram inicialmente implementados nos primeiros dias de simulações de formação de galáxias, sabia-se que buracos negros interagem gravitacionalmente e que também podem acretar material de seus entornos. No entanto, as simulações resultavam em galáxias muito maiores que as galáxias observadas no nosso Universo, que é o que estamos tentando reproduzir. Pensou-se então (com motivações teóricas) que uma injeção de energia do buraco negro aqueceria o gás e impediria a formação de estrelas (lembrando que o gás deve estar frio para formar estrelas), e então limitar o tamanho das galáxias. Essa “injeção de energia” origina do disco de acreção de um buraco negro ativo (também conhecido como um núcleo ativo de galáxia, ou AGN do inglês active galactic nuclei). Assim que material cai no centro do buraco negro, se move para um potencial gravitacional menor. Essa energia potencial gravitacional liberada é convertida em radiação eletromagnética. Quanto mais material cai, maior é a energia que é irradiada. Essa energia irradiada é chamada de retroalimentação (ou o termo em inglês mais comumente usado, feedback), e acredita-se que tem um papel importante na formação e evolução de galáxias. Feedback significante e estendido do AGN pode cessar a formação de estrelas completamente.

SIMBA implementa feedback de buraco negro via ventos bipolares cinéticos e radiação em raios-X. O modelo de feedback cinético tem dois modos, dependentes da “razão de Eddington”, definida como a razão entre a taxa de acreção do buraco negro e a taxa de acreção de Eddington mencionada anteriormente. Em dados observacionais, em altas razões de Eddington, AGNs apresentam ventos através de gás molecular e gás quente ionizado em velocidades de ~ 1000 km/s. Em baixas razões de Eddington, no entanto, AGNs em geral direcionam gás quente em jatos colimados em velocidades mais altas. O modelo de feedback implementado no SIMBA é desenhado para reproduzir esses dois regimes cinéticos. No último caso, vemos jatos apenas em galáxias com buracos negros com massas acima de 108 massas solares. Dessa forma, SIMBA também implementa esse como um limite inferior, prevenindo que buracos negros de baixas massas gerem jatos potentes. Por vezes é observado que jatos carregam gás bastante quente, e SIMBA então faz com que a temperatura aumente para esse modo de feedback. A radiação em raios-X também é aplicado no modo de jatos, apenas injetando energia no gás circundante do disco de acreção. Essa energia aquece o gás, cessando ainda mais a formação estelar.

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Figura 2: Mapa de temperatura projetada em uma sessão aleatória de 10 Mpc/h, em redshifts z = 2 (esquerda) and z = 0 (direita). Em z = 2, gás quente traça os filamentos de larga escala, com feedback energético de jatos observados dos buracos negros nas galáxias mais massivas. Em z = 0, o feedback do AGN em alta velocidade causou choques em muito do gás entre as galáxias individuais.

Implementando esses modelos adaptativos para acreção e feedback é muito legal, mas será que o SIMBA realmente produz galáxias realistas com buracos negros realistas? SIMBA resulta em uma função de massa de galáxias (a distribuição de massas de galáxia) bem entre os redshifts (z) de 6 a 3, mas tem um pequeno excesso de galáxias de altas massas entre redshifts de 2 a 0, na comparação com as observações. Isso sugere que a implementação dos mecanismos de feedback para cessar a formação estelar não é eficiente o suficiente, já que as galáxias estão crescendo demais. Os autores também sugerem alguns efeitos numéricos presentes na simulação, onde galáxias satélites menores (como as nuvens de Magalhães em relação à Via Láctea) são fundidas para criar uma galáxia maior, devido a não ter resolução suficiente na simulação.

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Figura 3: Taxa de formação estelar específica (taxa de formação estelar por unidade de massa) contra a massa estelar. Pontos individuais mostram galáxias do SIMBA coloridas de acordo com a razão da massa do buraco negro com a massa estelar. A linha verde mostra a mediana para galáxias formando estrelas. A mediana das observações em z = 0 é representada pela linha preta tracejada.

Outro interesse dos autores é olhar como a taxa de formação estelar específica evolui com a massa do buraco negro, como mostrado na Figura 3. Para galáxias maiores que 1010 massas solares, se vê um padrão de diminuição da formação estelar para maiores massas de buracos negros. No entanto, abaixo de 1010 massas solares as taxas de formação estelar são muito altas. Investigando isso, os autores encontram que essas galáxias com altas taxas de formação estelar não cresceram seus buracos negros rapidamente, o que é algo a se discutir no futuro.

Os autores também olharam as frações de gás e metalicidades e encontram em geral o esperado pelas observações, apesar de haver alguns problemas com uma subpopulação que não cessou sua formação estelar o suficiente.

Enquanto ainda há muito trabalho a fazer para obter uma representação mais fidedigna das relações observacionais, as implementações do SIMBA para acreção e feedback tem motivações físicas mais elaboradas. Uma das principais dificuldades com essas simulações é que mais resolução é necessária para realmente resolver todos esses processos. Simulações em grandes volumes são custosas computacionalmente, e resolver todos os processos físicos dentro desse volume é atualmente impossível. Então, por ora, SIMBA é o estado-da-arte e irá continuar a ser melhorado para o futuro próximo.


Adaptado do original em inglês, The Circle of Life… of Black Holes, por Jessica May Hislop

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