IMBH - 2.3. Summary and Discussion
IMBH - 2.3. Summary and Discussion
2.3. Summary and Discussion
- gravitational runaway 가 작동한다면, Holley-Bockelmann et al. (2008)은 구상성단에서 다뤄지는 IMBH 형성 시나리오에서 질량이 $M_{\rm BH} < 3{,}000\,M_\odot$인 IMBH 대부분이 방출될 것임을 보였다.
- Runaway 병합 시나리오가 맞다면, 초기 우주에서 SMBH 성장에 필요한 IMBH들이 구상성단에 의해 은하 중심으로 전달되었을 가능성이 제기된다(Capuzzo Dolcetta et al. 2001; Lutzgendorf et al. 2012).
- Fragione et al. (2018)은 준해석적 모델(semianalytic model)을 사용하여 $M_{\rm BH}/M_{\rm cluster}$의 범위를 0.5-4%로 탐색했으며, 그 결과 오늘날 구상성단 내에 잔류할 수 있는 IMBH는 전체의 3% 에 불과하다고 결론지었다.
- Lora et al. (2009)는 중심에 위치한 블랙홀이 $M_{\rm BH} > 3 \times 10^4\,M_\odot$일 경우 관측된 stellar clumps를 붕괴시켰을 것이라고 주장했다.
- 단, 블랙홀이 은하 내에서 처음 어디에 위치했는지는 제약되지 않았다(Bellovary et al. 2019).
- 은하 중심(Galactic Center)에서 파섹 거리 내의 젊은 별들에 대한 “청춘의 역설(paradox of youth)“은 IMBH의 도움으로 별들을 은하 중심으로 유도하는 메커니즘을 고안하게 만들었다(Ghez et al. 2003; Hansen & Milosavljevic 2003).
- IMBH의 inspiral은 젊은 별들의 운동학적 분포를 설명할 수 있는 메커니즘으로 제안되었다(Yu et al. 2007).
- Sgr A*로부터 투영 거리 약 0.13 pc에 위치한 밝은 적외선(IR) 천체 IRS 13E는 여러 고질량별이 함께 운동하는 콤팩트한 집단으로 해석되며, 젊고 질량이 큰 성단의 붕괴된 중심일 가능성과 함께 중심 IMBH의 급격한 성장(runaway growth) 가능성이 제기되었다(Portegies Zwart & McMillan 2002).
- IMBH가 구상성단(globular cluster)에 존재한다는 제약은, 저광도 활동은하핵(AGN)과 유사한 방식으로 IMBH가 영향권 내 가스 일부를 흡수한다는 가정에 기반한다.
- 이 경우 블랙홀은 부착 물질이나 제트에서 나오는 전파 또는 엑스선 복사를 방출할 수 있어 관측 가능해진다(Maccarone 2004).
- 전파 또는 엑스선 복사의 측정값(또는 상한선)을 IMBH 질량 또는 질량 한계로 환산하려면, 부착률(accretion rate)과 복사 효율(radiative efficiency)에 대한 가정이 필요하다.
- 구상성단에는 IMBH가 물질을 흡수할 수 있을 정도의 가스가 존재해야 하며, 더 높은 부착률을 가능하게 하는 다른 경로들도 존재한다.
- 예: 바람(winds) 또는 binary companion에서 역학적으로 벗겨진 물질(tidally stripped material) (MacLeod et al. 2016b).
- 은하의 구상성단에 IMBH가 존재한다면, 이들은 본디(Bondi) 이론이 예측하는 속도보다 낮은 속도로 물질을 흡수하거나 더 낮은 복사 효율 상태에서 흡수하고 있을 가능성이 크다.
- 예상 가스 밀도를 고려할 때, 질량이 $10^3\text{-}10^4\,M_\odot$인 IMBH가 본디 이론에 따른 속도로 비교적 높은 복사 효율($\epsilon \sim 0.05\text{-}0.1$)로 물질을 흡수한다면, X선 광도는 $L_X \sim 10^{34}\text{-}10^{36}\,\mathrm{erg\,s^{-1}}$ 수준이 되어 구상성단 중심 X선원으로 관측되어야 한다.
- 즉, 본디 부착율 + 보통 수준의 복사효율($\epsilon \sim 0.05\text{-}0.1$)을 가정하면 구상성단 중심 IMBH는 꽤 밝은 X선원이어야 하지만, 실제로는 대부분의 구상성단 중심에서 그런 수준의 X선원이 관측되지 않는다.
- 따라서 (i) 부착율이 본디보다 훨씬 낮거나, (ii) 복사효율이 훨씬 낮아야 한다는 해석이 가능하다.
- 예시: A Deep Chandra X-ray Limit on the Putative IMBH in Omega Centauri
- 초기 씨앗 형성 메커니즘(직접 붕괴(direct-collapse) 모델 또는 제3세대 별(Pop III stars) 기반 모델)은 관측된 부착 기록이 다양하므로, 로컬(local) 관측만으로는 구분하기 어렵다.
- 그러나 고적색편이(redshift)에서의 광도함수나 중력파 관측은 이러한 구분에 도움이 될 수 있다.
- 매우 낮은 금속함량과 매우 높은 적색편이 환경에서는, 일부 모델이 매우 조밀하고 거대한 성단 중심에 블랙홀이 형성될 수 있다고 예측한다.
- 은하핵 성단(nuclear star clusters)은 일부 IMBH 후보를 품고 있는 천체군이며, 이들은 별 형성 폭발(starburst)을 여러 번 겪은 것으로 알려져 있다(Walcher et al. 2006; Carson et al. 2015; Kacharov et al. 2018).
- 이러한 폭발은 블랙홀에 물질을 공급할 수 있다.
- 또한 항성 간 상호작용(stellar interactions)을 통한 추가적인 부착도 발생할 수 있다(Alexander & Bar-Or 2017; Stone et al. 2017).
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