Investigando colisões de buracos negros supermassivos usando simulações cosmológicas

Título: High-redshift supermassive black hole mergers in simulations with dynamical friction modelling

Autores: Colin DeGraf, Nianyi Chen, Yueying Ni, Tiziana Di Matteo, Simeon Bird, Michael Tremmel, Rupert Croft

Instituição do primeiro autor: Department of Physics, Truman State University, Kirksville

Status: Submetido ao MNRAS, acesso aberto no arXiv.

Detectores de ondas gravitacionais em solo como LIGO e Virgo têm detectado eventos de colisões de de buracos negros de massa estelar pelos últimos anos. Fusões mais massivas como entre dois buracos negros supermassivos (BNS) produzem ondas gravitacionais de maior comprimento de onda. Essas colisões estão além da resolução dos detectores atuais, mas serão possíveis no futuro com detectores no espaço como o Laser Interferometer Space Antenna (LISA).

Buracos Negros Supermassivos (BNS) são encontrados no centro de galáxias e têm uma “relação epecial” com suas galáxias hospedeiras. Quando duas galáxias se colidem, seus buracos negros centrais se movem em direção ao centro galático, formando um BNS. Já que ondas gravitacionais de tais colisões de BNS são esperados de serem observador pelo LISA, é necessário estudar esta população e ter uma previsão da taxa de sinais de ondas gravitacionais. Como simulações cosmológicas podem modelar buracos negros e evolução galática em largas distribuições de redshift (tempo cósmico efetivamente), eles são a ferramenta perfeita para gerar uma população de BNS em fusão. No artigo de hoje, o autores estudam a simulação Astrid para caracterizar um colisões de BNS para redshifts altos (z>2).

Fundindo populações na simulação

Os autores usaram a simulação cosmológica Astrid para modelar a colisão de uma população de buracos negros. A maioria das simulações cosmlógicasa apenas resolvem buracos negros de massa em torno de 1 milhão de massas solares e acaba não podendo estimar possíveis detecções do LISA de BNS. A simulação Asrtid, no entanto, consegue resolver buracos negros de massas menores já que podem obter um seed model para massas abaixo de 10^4.5 massas solares). O Astrid também implementa fricção dinâmica que corrige a perda efetiva de energia cinética e de momento dos buracos negros através da interação gravitacional com a matéria ao redor. Isso ajuda a modelar acuradamente a dinâmica orbital dos buracos negros em espiral para menores escalas.

Para estudar o quanto a fricção dinâmica e seed de massa mais baixa afetam a fusão da população, os autores compararam resultados do Astrid com de outra simulação o TNG300. A Figura 1 mostra as populações em geral em ambas as simulações através do tempo cósmico. Podemos ver que o modelo AStrid (em vermelho) tem um alcance de massas de buracos negros para todos os valores de redshift, enquanto que o TNG300 tem um pico em torno de 10⁶ massas solares que corresponde a um seed menor usado na simulação do TNG. Ambos os modelos concordam amplamente com os seed mass do TNG( (10⁶) para redshfits mais altos, mas TNG produz massas maiores em redshift mais baixos (mais recente).

Expectativas com o LISA

Os autores calcularam a taxa com a qual sinais de ondas gravitacionais de BNS chegariam ao LISA integrando o total de colisões na simulação para todos os valores de redshift. A Figura 2 mostra a taxa de colisões em função do redshift para o Astrid e o TNG. A simulação do Astrid tem uma taxa maior de eventos que o TNG já que inclui buracos negros de massas bem mais baixa que o TNG. No entanto, ao restringir o Astrid a massas maiores o suficiente para ser resolvido pelo TNG300 , vemos que o Astrid apresenta taxa menor de eventos (linha vermelha tracejada). Isso acontece, pois no Astrid, os buracos negros levam mais tempo para espiralar em direção ao centro galático por conta da inclusão de fricção dinâmica. Então, a inclusão de seeds de menor massa e a fricção dinâmica afetam significativamente a taxa de buracos negros em colisão nas simulações cosmológicas.

Os autores também calcularam os sinais de ondas gravitacionais de colisões de buracos negros nas simulações e plotaram o GW strain (o strain é a basicamente a medida da magnitude de ondas gravitacionais) versus frequência (Figura 3). Quando comparamos os gráficos de Astrid (Figura 3a) e do TNG (Figura 3b), fica claro que as simulações TNG apenas cobrem o regime de baixa frequência/alto strain. Então, incluir seeds de baixa massa, que produzem ondas de frequência mais altas, é crucial para ter maiores detecções pelo LISA. Os autores verificaram isso na Figura 3c, onde as colisões do Astrid foram limitadas a terem a mesma faixa de massa do TNG, e onde vemos a parte de frequência mais alta do gráfico está faltando.

Por fim, os autores usaram a simulação cosmológica Astrid para ilustrar a importância de usar uma ampla gama de seeds de buracos negros de massa mais baixa para ajudar na sondagem de colisões de buracos negros visíveis em uma ampla gama de detecções de LISA. Além disso, eles demonstraram a necessidade de levar em conta a fricção dinâmica em simulações cosmológicas, pois modela com precisão a dinâmica de menor escala de buracos negros girando em torno um do outro. Assim, simulações cosmológicas como Astrid e TNG podem nos ajudar a prever os sinais esperados de ondas gravitacionais em futuros observatórios.

Adaptado do Astrobite: Investigating supermassive black hole mergers using cosmological simulations, escrito por Pranav Satheesh.

Créditos da imagem em destaque: Adaptado de  illustris, NASA and Wikimedia Commons.