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1. SMBH Formation Scenario

  • 은하의 병합에 의해서 SMBH가 형성될 수 있다.
  • 여러 블랙홀의 병합(merger)이 성장 경로로 작동한다.
  • 초에딩턴 부착(super-Eddington accretion) 시기를 겪으며 빠르게 성장한다.
    • $\lambda_{\rm Edd} = L_{\rm bol}/L_{\rm Edd} \geq 1$ 이지만, 이 짧은 부착 상태만으로는 충분한 질량 폭증을 설명하기 어렵다는 견해가 있다. 따라서 항성질량 블랙홀보다 중간질량 블랙홀이 부착을 통해 성장하는 경로가 더 합리적일 수 있다(참고: Inayoshi, K.; Visbal, E.; Haiman, Z. The Assembly of the First Massive Black Holes. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2020, 58, 27-97).
  • 초기에 형성된 블랙홀이 주변 물질을 삼키며 성장한다.

1.1 SMBH Seed and Evolution

  • 제시되는 SMBH seed와 방법론
  • $1.$ $10^2$~$10^3\,M_{\odot}$인 제3세대 별 잔해(Pop III seeds)
  • $2.$ $10^3$~$10^4\,M_{\odot}$인 밀집 핵성단에서의 폭주성 및 BH 충돌 잔해(NSC seeds)
  • $3.$ $10^4$~$10^6\,M_{\odot}$이거나 최대 $10^8\,M_{\odot}$까지 제안되는 거대 구름의 직접 붕괴 블랙홀(DCBHs)
    • 이러한 거대 천체들은 적색편이 $z \sim 7$ 부근에서 이미 발견된 최초 퀘이사(quasar)의 씨앗이 되었을 것으로 여겨진다.
  • 참고: SMBH 중에서도 질량이 $10^7\,M_{\odot}$ 이하라면 저질량 블랙홀로 분류한다.
  • $M-\sigma$와 같은 host 은하와의 상관관계가 존재한다.

1.1.1 SMBH Evolution in Galaxies

  • $1.$ 팽대부가 없는 큰 은하에서는 처음에 작은 블랙홀이 태어나 국지적으로 물질을 부착하면서 성장한다. 이런 블랙홀은 보유한 에너지가 적어 은하와 블랙홀의 동반 성장이 어렵다.
  • $2.$ 여러 은하가 합쳐지면서 부착률이 증가하여 퀘이사 수준의 에너지를 형성한다.
  • $3.$ 큰 타원은하에는 미니퀘이사처럼 가끔씩만 빛을 내는 거대한 블랙홀이 존재한다. 이 경우에는 블랙홀이 발산하는 에너지 때문에 많은 양의 물질이 가스층에 갇혀 있다.
    • 이런 유형의 블랙홀은 훨씬 오래전에 일어난 은하 합병으로 만들어진 것으로 짐작된다.
  • $4.$ 여러 차례 반복된 병합을 통해 은하뿐 아니라 블랙홀도 계속 하나씩 추가된다. 이러한 경우, 은하와 블랙홀이 밀접하게 연관된 것처럼 보인다.

1.2 Discussion

  • $z \sim 4-11$의 여러 JWST AGN은 local 스케일링 관계의 기대치에 비해 10-100배 더 무겁다. 이는 무거운 씨앗 시나리오에 더 유리한 것으로 해석된다.
  • CEERS-1019 (Larson et al. 2023)와 GN-z11 (Maiolino et al. 2023a) 같은 천체들이 $z \sim 10-11$의 적색편이에서 존재하는 사실만으로도 블랙홀 씨앗 형성과 성장 모델에 중요한 제약을 가할 수 있다.
  • 에딩턴 혹은 초에딩턴 부착 과정은 가볍고 무거운 seed에 모두 필요하다. 다만 부착률 유지가 어렵다는 점을 감안하면, 초기 시점($z \geq 10$)에서의 효율적인 병합 주도 성장도 고려해야 한다.
  • IRAS 적외선 우주망원경 과거 자료 분석 결과에 따르면 SMBH의 35%가 은폐 상태로 존재하며, 추가 조사를 하면 50%가 은폐 상태일 것으로 예상된다.
  • 은하 병합 과정에서 모인 가스가 반드시 SMBH로 흡수되는 것은 아니다.
  • 우주가 고작 10억 년(1 Gyr) 되었을 때 질량이 $M \sim 10^{10}M_\odot$ 인 천체들이 매우 먼 은하들에서 관측된다는 점은 블랙홀이 그렇게 짧은 시간에 어떻게 빠르게 성장했는지에 대한 추가 연구가 필요함을 시사한다.
  • 초대질량 블랙홀이 얼마나 크게 성장할 수 있는지에 대한 자연적 상한선이 존재한다.
    • 이론적 연구에 따르면 일반적인 매개변수(예: Shakura-Sunyaev disk model, 모델에 따라 다름)에서 물리적으로 약 500억 $M_{\odot}$인 것으로 보인다. 이 질량 이상을 넘어서면 성장이 점차 느려진다. 일반적으로 성장 속도 감소는 100억 $M_{\odot}$ 정도에서 시작되는 것으로 생각된다.
    • Is there a maximum mass for black holes in galactic nuclei Inayoshi-Haiman et al., 2016에 따르면 블랙홀 질량을 $10^{10}M_{\odot}$으로 키우려면 은하 규모에서 핵으로의 유입이 $10^3 M_{\odot}/\mathrm{yr}$ 수준이어야 한다. 그러나 이 스케일에 도달하면 10-100 pc 같은 큰 반지름에서 대부분이 별로 전환되어 부착률이 낮아지므로, 블랙홀 성장 속도에 제약이 발생한다.

2. Observation Results

  • James Webb Space Telescope confirms 1st ‘runaway’ supermassive black hole rocketing through home galaxy at 2.2 million mph: ‘It boggles the mind!’
    • 제임스 웹 우주망원경(JWST)이 ‘코스믹 아울(Cosmic Owl)’이라 불리는 쌍은하계 속에서 태양 질량의 약 1천만 배에 이르는 supermassive runaway 블랙홀을 확인했다.
    • 이 블랙홀은 초속 약 1,000 km(시속 약 220만 마일)로 은하를 가로질러 달아나고 있으며, 앞쪽으로는 은하 규모의 거대한 충격파(bow shock)를 밀어내고 뒤쪽으로는 약 20만 광년에 이르는 가스 꼬리를 남긴다. 이 꼬리에서는 새로운 별들이 다수 형성되고 있다.
    • 이 블랙홀은 두 개의 SMBH가 병합되면서 방출되는 중력파 반동(kick)으로 인해 새 블랙홀이 1,000 km/s 정도의 속도를 얻어서 탈출한 것으로 해석된다.
    • 이러한 관측 흔적은 머신러닝을 통해 탐색 가능할 것으로 보인다.
  • NASA’s Webb Delivers Unprecedented Look Into Heart of Circinus Galaxy
    • SMBH 주변에서 많은 물질이 유입 및 유출된다는 기존 추정이 과대평가되었을 수 있다는 내용이 제시되었다.
  • Active galactic nuclei with massive black holes have closer galactic neighbors
    • 질량이 큰 SMBH(초거대 질량 블랙홀)를 가진 AGN(활동은하핵)은 질량이 작은 SMBH를 가진 AGN보다 이웃 은하와의 거리가 훨씬 더 가까우며, 이는 특히 저적색편이 범위에서 두드러지게 나타난다.
    • 광도(Luminosity)나 에딩턴 비(Eddington ratio)에 따른 경향성은 상대적으로 덜 유의미한 것으로 나타났다. 이러한 결과는 N-body 시뮬레이션에 구현된 경험적 SMBH-은하-헤일로 모델과 비교를 통해 도출되었다.
    • 이는 국부(local) 우주에서 질량이 큰 SMBH들이 더 거대한 암흑물질 헤일로(Dark matter halo)와 우주 거미줄(Cosmic web)의 지역 같이 더 밀도가 높은 지역에 거주하고 있음을 시사한다.

3. Hills Mechanism

  • 정의: 블랙홀이 쌍성 시스템을 파괴하여 한 항성을 높은 속도로 방출하고 다른 항성을 블랙홀 궤도에 강하게 묶이게 만드는 이론적 개념이다.
    • 이 이론은 1988년 Jack Hills에 의해 처음 제안되었다.
  • Tidal Radius
\[R_t \sim a \left(\frac{M_{\text{BH}}}{M_{\text{binary}}}\right)^{1/3}\]
  • $a$: 쌍성의 간격(항성 간 거리)
  • $M_{\text{binary}}$: 쌍성의 질량 중심 근처의 질량(보통 $m_1 + m_2$)
  • 일반적으로 SMBH가 지배적이므로 $M_{\text{BH}} \gg M_{\text{binary}}$ 조건이 항상 성립한다.

  • 이 식은 항성이 블랙홀에 찢겨나가는 TDE 상황에서 쓰이는 식과 구조적으로 유사하다.

  • Process
  • $1.$ 어떠한 이유로 쌍성 시스템이 블랙홀의 조석 반경(tidal radius)에 들어온다.
  • $2.$ 블랙홀의 강한 조석력(tidal force)에 의해 쌍성 시스템이 붕괴한다.
  • $3.$ 이 과정에서 쌍성 중 하나는 초고속 항성(Hypervelocity Star, HVS)이 되어 매우 높은 속도로 방출된다. 속도가 매우 높아 은하의 중력을 벗어날 수 있다.
    • 이때의 HVS 속도는 $v \sim 10^3 - 10^4$ km/s 범위를 가진다.
  • $4.$ 남은 항성은 블랙홀에 의해 중력적으로 포획되어 매우 긴 타원 궤도로 들어간다.

  • $5.$ 포획된 항성이 SMBH를 주기적으로 근접 통과하면, 항성의 외부 물질이 반복적으로 SMBH에 의해 뜯겨 나갈 수 있다.

  • Implications
  • Hills Mechanism은 궁수자리 A$^*$의 S-star 형성 과정으로 추정된다.
  • 은하 역학 연구에 활용: HVS의 궤적을 역추적하면 은하 중심 SMBH의 성질(질량, 위치, 활동성 등)을 제약할 수 있다.

Reference

High-Energy Astrophysics
SMBH AGN Black Hole Growth JWST Hills Mechanism
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