IMBH - 2. IMBHs Formation Scenario

2. IMBHs Formation Scenario

IMBH formation scenario

그림 출처: Intermediate-Mass Black Holes Greene et al. 2020

• 위의 그림은 중간질량블랙홀이 성장했을 것으로 예상되는 진화 시나리오와 각 물리량과의 상관관계를 나타낸 것이다. 그림의 해석은 아래에 있다.
• 조밀한 항성 성단(dense stellar cluster) 내에서의 중력 붕괴 폭주(gravitational runaway) 현상을 통해 질량이 약 $10^3$–$10^4 \, M_\odot$인 블랙홀을 생성한다.
  • 중력 폭주(Gravitational Runaway) 현상: 성단 중심에서 밀도가 높아 가까운 별들이 연쇄적으로 충돌하여 하나의 거대한 별을 형성하고, 그러한 별이 붕괴하여 중간질량 블랙홀이 형성되는 현상이다.
  • IMBH가 유지될 수 있는 경우는 약 몇 $\times 10^6\,M_\odot$을 초과하는 드문 밀집 성단으로 제한된다. 이는 밀도가 큰 성단이어야 IMBH가 유지될 수 있기 때문이다.
  • 질량이 $10$–$20\,M_\odot$인 낮은 질량의 블랙홀 씨앗은 성단 내에서 초기 항성 상호작용에 의해 쉽게 튕겨나가기 때문에 중력 붕괴 폭주(runaway)를 일으키지 못한다.
  • 중력 붕괴 폭주 경로가 블랙홀 씨앗을 형성하는 데 작용한다면, 이 과정은 현재 젊고 형성 중인 성단 내에서 작동하고 있어야 한다.
• Pop III stars: 초기 우주에서는 분자 수소 가스가 냉각되지 못했기 때문에 매우 거대한 별들이었고(Bromm & Larson 2004, Karlsson et al. 2013 등), 그러한 별들은 대부분 질량이 약 $M_{\rm BH} \sim 100\,M_\odot$의 블랙홀로 진화했을 가능성이 높다(예: Fryer et al. 2001).
• 직접 붕괴(direct-collapse) 모형: 초기 우주의 거대한 가스가 직접 붕괴하여 $M_{\rm BH} \sim 10^4$–$10^6\,M_\odot$의 시드 블랙홀을 형성한다고 제안한다.
  • 이 과정은 때때로 준항성(quasi-star) 단계를 거칠 수 있다(예: Begelman 2010).
  • 이 경로는 아주 높은 적색편이(z)에서만 작동할 수 있으며, 그 이유는 순수한 가스(pristine gas)가 냉각(cooling)과 파편화(fragmentation)를 억제해야 하기 때문이다. 억제를 위해 높은 수준의 라이만-베르너(Lyman-Werner) 배경 복사장이 필요하다고 가정된다(예: Omukai 2001).
  • 다른 연구들에서는 주변 헤일로(halo)에서의 별 형성으로 인한 추가 광자(예: Dijkstra et al. 2008, Visbal et al. 2014), 병합(merger)에 따른 가스 가열(예: Yoshida et al. 2003, Wise et al. 2019), 혹은 개별 헤일로 내 별 형성 자체(예: Dunn et al. 2018)가 충분한 가열 또는 이온화 광자를 제공할 수 있다고 주장하며, 이로 인해 해당 채널이 작동 가능해질 수 있음을 시사한다.
  • 직접 붕괴 시나리오가 충분한 수의 블랙홀을 생성할 수 있는가에 대해서는 이론적 예측이 크게 나뉜다. 만약 작동한다면 형성되는 전형적인 블랙홀 질량은 $<10^5\,M_\odot$일 것이다.

• BH fraction vs Galaxy mass 그림 해석
• Direct collapse: 고질량 은하에서 블랙홀 보유 가능성이 큰 것을 시사한다.
• Pop III stars: 우주의 초기에 은하의 질량과 관계없이 고르게 생긴다.