¿Cómo sabemos que los agujeros negros supermasivos pueden ganar masa por medios distintos a la fusión con otros agujeros negros supermasivos?

La idea detrás del artículo ( Shannon et al. 2013) en el que se basa el artículo es medir el fondo de ondas gravitacionales (GWB) producido por fusiones de agujeros negros supermasivos, y determinar qué modelos de historias de fusiones SMBH pueden replicar la población SMBH y el fondo de ondas gravitacionales correspondiente. En este documento, la medición de la GWB se realiza utilizando la sincronización de púlsares, en particular, utilizando la matriz de sincronización de púlsares de Parkes y algunos datos complementarios de Arecibo. Una matriz de sincronización de púlsares (PTA, por sus siglas en inglés) detecta (o intenta detectar, aún no tenemos nada definitivo) ondas gravitacionales midiendo cuándo llegan los pulsos individuales de los púlsares a los radiotelescopios. Las ondas gravitacionales deberían cambiar los tiempos de llegada (TOA), por lo que si tiene suficientes TOA de una selección de púlsares de milisegundos, puede restringir la amplitud del espectro GWB$A$y su densidad de energía asociada$\Omega_{\text{GW}}$.

Los autores aplicaron la metodología antes mencionada y luego consideraron cuatro modelos diferentes de síntesis de población SMBH para intentar replicar los resultados observacionales. El que involucró un crecimiento masivo completamente a través de fusiones de agujeros negros y agujeros negros en corrimientos al rojo bajos fue descartado con un nivel de confianza del 91% por las mediciones de la matriz de sincronización de púlsares, mientras que los otros fueron más favorecidos. Estos otros modelos generalmente incluían SMBH que crecían acumulando gas. Ninguno es un claro favorito, pero los autores pudieron descartar regiones sustanciales del espacio de parámetros, y estos tres modelos sin duda fueron más favorecidos que el modelo puro de fusión agujero negro-agujero negro.

Quiero enfatizar algo aquí que no se enfatizó en el artículo: ese modelo de fusión se centra en el crecimiento de SMBH con desplazamientos al rojo bajos y, en particular, en la evolución de la población de SMBH en$z<1$. ¿Por qué? Es porque aquí es de donde se espera que provenga el componente dominante de la GWB que detectamos hoy (ver, por ejemplo, McWilliams et al. 2013 ), por lo que es mucho más fácil decir algo sobre las poblaciones de bajo corrimiento al rojo según los datos de PTA. Esta es también la razón por la que el grupo está interesado en cómo les va a los otros modelos con desplazamientos al rojo bajos para hacer cosas como replicar la función de luminosidad del cuásar en$z<1$.

Siento que decir que el modelo de fusión pura ha sido completamente "descartado" es quizás un poco fuerte; afortunadamente, los conjuntos de sincronización de púlsares han hecho grandes avances desde 2013, y tenemos límites más estrictos en$A$y una mejor comprensión de las poblaciones de SMBH. El documento de 2013 usó solo 20 púlsares, pero los PTA fácilmente han más que duplicado ese número en el ínterin, y eso solo aumentará en los próximos años. Al mismo tiempo, los otros modelos son ciertamente los preferidos. Puedo investigar si este análisis en particular se ha replicado con datos más nuevos.

Sabemos que los agujeros negros pueden ganar masa además de fusionarse con otros agujeros negros porque vemos cuásares de alto corrimiento al rojo.

La luminosidad de los cuásares se debe a la acumulación de masa en sus agujeros negros centrales.

No hay duda de que los agujeros negros supermasivos ganan masa de formas distintas a las fusiones con otros agujeros negros, porque de lo contrario no seríamos capaces de observarlos.

La pregunta principal es cómo algunos de ellos pueden crecer tanto y tan rápido, es decir, por qué podemos ver cuásares luminosos más allá.$z=6$.

Esto todavía no está resuelto. Las fusiones, la formación de agujeros negros de "semilla" de masa intermedia y los modos de acreción que eluden el ingenuo límite de Eddington son todas posibilidades afaik.

tl;dr: Un estudio informó una posible (in)varianza de escala de un evento de interrupción de marea o TDE.

Los agujeros negros grandes y pequeños de Axios se alimentan de la misma manera y tiene su propia versión reciente de esta pregunta.

Lo que encontraron: el estudio (Transiciones rápidas del estado de acreción después del evento de interrupción de marea AT2018fyk) en Astrophysical Journal sugiere que todos los agujeros negros pasan por un ciclo similar cuando se alimentan, ya sea que tengan unas 10 veces la masa de nuestro Sol o un agujero negro supermasivo en el centro de una galaxia.

• Los científicos saben que cuando los agujeros negros relativamente pequeños reciben una gran cantidad de gas o polvo, pasan a una fase en la que el objeto se alimenta de un disco que rodea al agujero negro, llamado disco de acreción.
• A medida que el disco colapsa, el área alrededor del agujero negro puede brillar intensamente en rayos X, y eso eventualmente da paso a que el objeto se quede quieto nuevamente. Todo esto sucede en el transcurso de unas pocas semanas o meses.
• Los investigadores pensaron que este proceso les tomaría demasiado tiempo para ver cómo se desarrolla todo con un agujero negro supermasivo, pero el nuevo estudio descubrió que la alimentación puede acelerarse si el agujero negro recibe una gran comida de una sola vez, como cuando tritura una estrella. .

Cómo lo hicieron: los investigadores detrás del nuevo estudio observaron cómo un agujero negro supermasivo a 860 millones de años luz de distancia engullía una estrella en 2018, lo que les dio una visión de primera mano de cómo se alimentan estos enormes agujeros negros.

El resultado final: "Cuando les arrojas una bola de gasolina, todos parecen hacer más o menos lo mismo", dijo en un comunicado el autor del estudio Dheeraj Pasham, del MIT. "Son la misma bestia en términos de su acumulación".

"Hemos demostrado que si has visto un agujero negro, los has visto todos, en cierto sentido".

El resumen del artículo vinculado:

Después de un evento de interrupción de marea (TDE), la tasa de acumulación puede evolucionar desde niveles inactivos hasta niveles cercanos a Eddington y retroceder en escalas de tiempo de meses a años. Esto brinda una oportunidad única para estudiar la formación y evolución del flujo de acreción alrededor de los agujeros negros supermasivos (SMBH). Presentamos dos años de observaciones de monitoreo de longitud de onda múltiple del TDE AT2018fyk en longitudes de onda de rayos X, UV, ópticas y de radio. Identificamos tres estados de acreción distintos y dos transiciones de estado entre ellos. Estos parecen notablemente similares al comportamiento de los agujeros negros de masa estelar en un estallido. Las propiedades espectrales de rayos X muestran una transición de un estado espectral suave (dominado por la temperatura) a uno duro (dominado por la ley de potencia) alrededor de$L_{bol}$∼pocos ×10 ⁻² $L_{Edd}$, y el fortalecimiento de la corona con el tiempo ~100--200 días después del pico UV/óptico. Al mismo tiempo, la distribución de energía espectral (en particular, la pendiente espectral de UV a rayos X αox) muestra un pronunciado ablandamiento a medida que avanza el estallido. Las propiedades de sincronización de rayos X también muestran un cambio marcado, inicialmente dominado por la variabilidad en escalas de tiempo largas (> días), mientras que un componente de alta frecuencia (∼10 ⁻³ Hz) emerge después de la transición al estado duro. En tiempos tardíos (∼500 días después del pico), ocurre una segunda transición del estado de acreción, del estado duro al inactivo, como se identifica por el colapso repentino de la emisión bolométrica (rayos X+UV) a niveles por debajo de 10− ^−3.4 $L_{Edd}$. Nuestros hallazgos ilustran que los TDE se pueden usar para estudiar la (in) varianza de escala de los procesos de acreción en SMBH individuales. En consecuencia, brindan una nueva vía para estudiar los estados de acreción de más de siete órdenes de magnitud en la masa del agujero negro, eliminando las limitaciones inherentes a los estudios de conjuntos de uso común.