Modeling massive black holes and nuclear star clusters in low-mass galaxies

Partmann, Christian (2024): Modeling massive black holes and nuclear star clusters in low-mass galaxies. Dissertation, LMU München: Fakultät für Physik

Abstract

Massive black holes (MBHs) are a recently discovered population of black holes with masses of 100 - 1e6 solar masses and might be crucial for understanding the still unknown origin of supermassive black holes (with masses larger than 1e6 Msun) that are found in the centers of almost every massive galaxy. These MBHs are either found in high redshift galaxies, where they are expected to evolve into supermassive black holes later, or in dwarf galaxies in the local Universe, where they might be the relics of the formation mechanism of MBH seeds at high redshift. In this thesis, I present novel simulations to explore the dynamical evolution of MBHs, their growth via the accretion of gas, their coevolution with nuclear star clusters (NSCs) and their impact on the environment. In the first part of this thesis, I present a high-resolution study of the dynamics of MBHs in merging dark matter halos and galaxies. To accurately resolve the sinking via dynamical friction, the scattering of stars and dark matter by MBH binaries and multiples, and the gravitational wave driven coalescence, I use the Ketju simulation code which combines the Gadget tree solver with accurate regularised integration. I find that low-mass MBHs (< 1e5 Msun) hardly sink to the centers of halos. MBHs that sink to the center can form binaries or triples that often do not merge over long time-scales and occasionally eject MBHs in complex three body interactions. The recoil of merging MBHs typically exceeds the escape velocity of the low-mass host halos. These results from idealised simulations highlight several potential problems for the growth of light MBH seeds and merger assisted MBH growth scenarios. In the second part, I present simulations of MBHs in dwarf galaxies with and without a NSC to explore the connection between nuclear star formation, stellar feedback and MBH growth. The simulations use the Griffin model, which includes a multi-phase interstellar medium, non-equilibrium chemistry and feedback from individual massive stars. To take advantage of the fully sampled initial mass function down to 0.08 Msun and to improve the stellar and MBH dynamics in the simulations, I implemented Ketju into the Griffin code. In this study, MBHs are represented by accreting sink particles without feedback. I find that the presence of a NSC enhances nuclear star formation and MBH growth by funneling gas to the central few parsec. As a result, low mass MBHs with masses less than ~1000 Msun, that do not accrete efficiently without a NSC, can grow on short timescales. BH accretion and nuclear SF is episodic, coeval and regulated by individual supernova explosions. This study gives the first insights into the possible coevolution of MBHs and NSCs in low-mass galaxies and highlights the importance of considering dense NSCs in galactic studies of MBH growth. In the third part of this thesis, I test how MBH feedback in a dwarf galaxy impacts the MBH accretion rates, nuclear star formation and galactic outflows. Among other models, I present multiple implementations of mass-, momentum- and energy-conserving wind feedback that are either based on an injection of the wind into a healpix kernel around the MBH (assuming an inelastic collision) or the launching of wind particles at the wind speed. Most tested models predict that MBH growth in dwarf galaxies stalls entirely when AGN feedback is included. This suggests that MBHs in dwarf galaxies do not grow efficiently and that the MBH population might indeed be directly connected to the MBH seed formation mechanism. Feedback from MBHs also prevents nuclear star formation (despite being embedded in a NSC), suggesting that NSCs must have grown before their MBHs were massive enough to quench nuclear star formation. In the final chapter, I discuss implications of these studies for MBH growth scenarios and present first results from cosmological simulations, that combine the models developed for the individual chapters of this thesis.

Abstract

Massive Schwarze Löcher (MBHs) sind eine kürzlich entdeckte Klasse Schwarzer Löcher mit Massen zwischen 100 - 1e6 Sonnenmassen und könnten entscheidend für das Verständnis des noch unbekannten Ursprungs von supermassiven Schwarzen Löchern (mit Massen größer als 1e6 Msun) sein, die in den Zentren fast aller massereichen Galaxien zu finden sind. Diese MBHs befinden sich entweder in Galaxien mit hoher Rotverschiebung, wo vermutet wird, dass sie sich später zu supermassiven Schwarzen Löchern weiterentwickeln, oder in Zwerggalaxien (dwarf galaxies) im lokalen Universum, wo sie möglicherweise Relikte des Entstehungsmechanismus der ersten MBHs (seed BHs) bei hoher Rotverschiebung sind. In dieser Arbeit präsentiere ich neuartige numerische Simulationen, um die gravitative Dynamik von MBHs, ihr Wachstum durch die Akkretion von Gas, ihre Koevolution mit nuklearen Sternhaufen (nuclear star clusters, NSCs) und ihre Auswirkungen auf die galaktische Umgebung zu untersuchen. Im ersten Teil dieser Arbeit präsentiere ich eine hochauflösende Studie der Dynamik von MBHs in kollidierenden Dunkle Materie-Halos (dark matter halos) und Galaxien. Um das Sinken durch dynamische Reibung (dynamical friction), das Streuen von Sternen und Dunkler Materie durch MBH-Binärsysteme und -Mehrfachsysteme sowie die durch Gravitationswellen getriebene Verschmelzung (MBH merger) mit hoher Genauigkeit zu modellieren, verwende ich den Ketju-Simulationscode, der den Gadget-tree Solver mit akkurater regularisierter Integration kombiniert. Ich finde, dass massearme MBHs (< 1e5 Msun) nur selten zu den Zentren der zugehörigen Halos sinken. MBHs, die ins Zentrum sinken, können Binärsysteme oder Dreifachsysteme bilden, die oft über lange Zeiträume nicht verschmelzen und gelegentlich andere MBHs in komplexen Dreikörperwechselwirkungen aus der Galaxie herausschleudern. Der Rückstoß (merger recoil) verschmelzender MBHs übersteigt typischerweise die Fluchtgeschwindigkeit der massearmen Galaxien. Diese Ergebnisse aus idealisierten Simulationen zeigen mehrere potenzielle Probleme für das Wachstum von leichten MBH-Seeds und merger-getriebener MBH-Wachstumsszenarien auf. Im zweiten Teil präsentiere ich Simulationen von MBHs in Zwerggalaxien mit und ohne NSC, um die Verbindung zwischen nuklearer Sternentstehung, stellarem Feedback und MBH-Wachstum zu untersuchen. Die Simulationen verwenden das Griffin-Modell, das ein mehrphasiges interstellares Medium, chemische Prozesse und Feedback von einzelnen massereichen Sternen beinhaltet. Um die vollständig aufgelöste anfängliche Massenfunktion (initial mass function) bis 0.08 Msun auszunutzen und die Stern- und MBH-Dynamik in den Simulationen zu verbessern, habe ich Ketju in den Griffin-Code implementiert. In dieser Studie werden MBHs durch akkretierende sink-particles ohne Feedback repräsentiert. Ich zeige, dass die Präsenz eines NSC die nukleare Sternentstehung und das MBH-Wachstum durch das Zuführen von Gas in die zentralen Parsec verstärkt. Dadurch können massearme MBHs mit Massen unter ~1000 Msun, die ohne NSC nicht effizient akkretieren, in kurzen Zeiträumen wachsen. BH-Akkretion und nukleare Sternentstehung verlaufen episodisch und werden durch einzelne Supernova-Explosionen reguliert. Diese Studie liefert erste Einblicke in die mögliche Koevolution von MBHs und NSCs in massearmen Galaxien und unterstreicht die Bedeutung der Berücksichtigung dichter NSCs in Simulationen des Wachstums von MBHs im galaktischen Kontext. Im dritten Teil dieser Arbeit teste ich, wie sich MBH-Feedback in einer Zwerggalaxie auf die MBH-Akkretionsraten, die nukleare Sternentstehung und galaktische Winde (galactic outflows) auswirkt. Unter anderem präsentiere ich mehrere Implementierungen eines massen-, impuls- und energieerhaltenden Wind-Feedbacks, das entweder auf einer Injektion des Winds in einen healpix-Kernel um das MBH (unter der Annahme einer inelastischen Kollision) oder auf dem Aussenden von Windpartikeln mit der Windgeschwindigkeit basiert. Die meisten getesteten Modelle sagen voraus, dass das MBH-Wachstum in Zwerggalaxien vollständig zum Erliegen kommt, wenn AGN-Feedback einbezogen wird. Dies deutet darauf hin, dass MBHs in Zwerggalaxien nicht effizient wachsen und dass die MBH-Population tatsächlich direkt mit den MBH Seeds verbunden sein könnte. Das Feedback von MBHs verhindert auch die nukleare Sternentstehung (trotz der Einbettung in einen NSC), was darauf hindeutet, dass NSCs gewachsen sein müssen, bevor ihre MBHs massereich genug wurden, um nukleare Sternentstehung zu verhindern. Im abschließenden Kapitel diskutiere ich die Implikationen dieser Studien für MBH-Wachstumsszenarien und präsentiere erste Ergebnisse aus kosmologischen Simulationen, welche die für die einzelnen Kapitel dieser Arbeit entwickelten Modelle kombinieren.

• Dokumententyp: Dissertationen (Dissertation, LMU München)
• Keywords: astrophysics, black holes, massive black holes, black hole dynamics, black hole accretion, galaxies, dwarf galaxies, star clusters, nuclear star clusters, AGN feedback, N-body simulation, numerical simulations, theory
• Themengebiete: 500 Naturwissenschaften und Mathematik ; 500 Naturwissenschaften und Mathematik > 530 Physik
• Fakultäten: Fakultät für Physik
• Sprache der Hochschulschrift: Englisch
• Datum der mündlichen Prüfung: 10. Oktober 2024
• 1. Bericht­erstatter:in: Springel, Volker