대부분의 무거운 은하 중심에는 초거대질량 블랙홀이 존재한다고 알려져 있다. 이 초거대질량 블랙홀의 성장 과정에 대해서는 다양한 가설이 존재하지만 특정 가설로 확정지을 근거가 부족한 상태이다. 일반적으로 블랙홀은 가스부착이나 다른 블랙홀과의 합병으로 인하여 성장한다고 믿어진다. 블랙홀 자체는 관측 가능한 전자기파를 전혀 발생하지 않지만, 주변에서 부착되는 물질에 의해서 간접적으로 관측이 가능하다. 최근 관측에 의하면 z ~ 7 에서 ${M}_{BH} \simeq {2} \times {10}^{9} {M}_{\odot}$ 의 초거대질량블랙홀이 발견되었다. ...
대부분의 무거운 은하 중심에는 초거대질량 블랙홀이 존재한다고 알려져 있다. 이 초거대질량 블랙홀의 성장 과정에 대해서는 다양한 가설이 존재하지만 특정 가설로 확정지을 근거가 부족한 상태이다. 일반적으로 블랙홀은 가스부착이나 다른 블랙홀과의 합병으로 인하여 성장한다고 믿어진다. 블랙홀 자체는 관측 가능한 전자기파를 전혀 발생하지 않지만, 주변에서 부착되는 물질에 의해서 간접적으로 관측이 가능하다. 최근 관측에 의하면 z ~ 7 에서 ${M}_{BH} \simeq {2} \times {10}^{9} {M}_{\odot}$ 의 초거대질량블랙홀이 발견되었다. 우주의 나이가 아직 8억년도 안된 시점에 이러한 무거운 천체가 존재한다는 점은 매우 흥미로운 사실이다. 따라서 본 연구에서는 고등과학원에서 수행한 거대우주모형 시뮬레이션 자료로부터 작성된 헤일로 합병 역사를 이용해 초거대질량 블랙홀이 충분한 질량체로 성장하는지, 또 초거대질량 블랙홀의 질량과 헤일로 질량 사이의 연관성이 어떻게 만들어지는지 알아보고자 한다. 헤일로의 질량과 그 내부에 있는 초거대질량 블랙홀의 질량 사이에 존재하는 연관성은 이미 관측적으로 잘 알려져 있기 때문에, 초거대질량 블랙홀의 초기질량을 결정하는 데 이용하였다. 헤일로 합병은 그 내부의 가스가 가지고 있던 각운동량을 잃게하는 역할을 하고, 이는 두 초거대질량 블랙홀로의 가스부착으로 이어져 일정 기간동안 블랙홀 성장이 가능하다고 가정하였다. 또 우주의 원초적인 가스흐름이나 은하원반의 불안정성에 의해, 낮은 효율을 가진 가스부착이 일어날 수 있다고 가정하였다. 이같은 조건 하에 (1) 헤일로 합병으로 인한 가스부착, (2) 연속적인 가스부착, (3) 복합적인 가스부착의 경우에 대해 연구를 진행하였다. 완전한 헤일로 합병이 이루어진 후에는 두 초거대질량 블랙홀 중 더 무거운 초거대질량 블랙홀만 추적하는 방법으로 반복계산을 수행하였다. 이를 ``초거대질량 블랙홀의 대체'' 라 정의할 수 있는데, 질량증가에 있어 오랜 시간이 필요한 두 블랙홀의 직접적 합병보다 효과적으로 질량증가에 기여한다. 본 연구에서 다루는 시뮬레이션의 기간은 약 4억년으로, 10억년이 걸릴 수 있는 초거대질량 블랙홀의 직접적 합병은 고려하지 않았다. 위의 가정 하에서 중요한 변수로는 가스부착 지속기간과 효율, 가스의 복사효율/밀도/온도 등이 있다. 가스의 복사효율과 온도는 각각 0.1 과 10000 K 의 값을 사용하였고, 밀도는 Hernquist profile 을 적용하여 계산하였다. 초거대질량 블랙홀의 질량이 어느 정도 커지게 되면 발휘할 수 있는 최대의 부착률로 가스를 흡수하게 되어, 가스의 밀도/온도의 영향은 작아지고 가스부착 지속기간과 효율, 가스의 복사효율이 중요한 요인으로 작용하게 된다. 초거대질량 블랙홀은 ${10}^{5} {M}_{\odot}$ 에서 ${10}^{8} {M}_{\odot}$ 까지 성장가능하였고, 헤일로 질량에 비해 빠른 성장을 보였다. 초거대질량 블랙홀의 대체는 주로 초거대질량 블랙홀의 질량이 작을 때 효과적으로 작용하였고, 이후로는 가스부착으로 대부분의 성장이 일어났다. 헤일로 합병으로 인한 가스부착은 무거운 초거대질량 블랙홀의 성장에, 헤일로 합병이 아닐 때의 가스부착은 비교적 가벼운 초거대질량 블랙홀의 성장에 큰 영향을 주었다. 초거대질량 블랙홀의 회전은 가스부착과 블랙홀간의 직접적 합병을 통해 변할 수 있다. 블랙홀의 회전은 가스의 복사효율과 밀접한 연관이 있다. 따라서 가스부착으로 인해 회전하지 않는 초거대질량 블랙홀의 경우를 가정하여 가스의 복사효율을 0.057 로 고정하고 계산하면 초거대질량 블랙홀은 최대 ${10}^{9} {M}_{\odot}$ 까지도 성장이 가능하였다. 초거대질량 블랙홀과 헤일로(또는 모은하)는 상호진화를 겪는다고 알려져 있다. 본 연구의 결과로는 초거대질량블랙홀과 헤일로 사이의 질량비가 초기의 설정과 비교하여 시간에 따라 달라지는 형태를 보였다. 시간이 지나면서 초거대블랙홀의 질량과 헤일로의 질량은 여전히 밀접한 연관성을 가지지만, 그 기울기가 초기조건과 비교하여 약간 증가함을 알 수 있었다. 반대로 초거대질량 블랙홀의 질량이 아주 커지게 되면 기울기가 작아졌다. 이는 특정 시기에 따라, 또는 초거대질량 블랙홀과 헤일로 사이의 특정조건에 따라 두 대상의 진화에 대한 진행속도가 다르다는 해석으로 설명 가능하다. 초거대질량 블랙홀이 먼저 성장하게 되지만 시간이 지남에 따라 헤일로 합병률이 줄어들고, Bondi 반경이 헤일로의 크기보다 커지면서 초거대질량블랙홀의 성장은 정체하게 되고 이후로는 헤일로의 질량이 헤일로 합병과 물질유입으로 인해 증가하게 되면서 현재 관측적으로 나타나는 경향성을 다시 회복하는 것으로 해석이 가능하다. 본 연구에서 다루지 않았던 복사효율의 변화나 블랙홀끼리의 직접적인 합병을 고려하면 다른 결과가 도출될 수 있을 것이다. 제트나 항성풍, 초신성과 같은 피드백을 고려하여 헤일로 내부의 물리적 환경변화를 첨가한 계산을 할 수 있다면 더 정밀한 결과를 기대할 수 있겠다. 약 4억년의 비교적 짧은 우주의 시간을 다룬 연구였기 때문에, 거대우주모형 시뮬레이션의 정보를 충분히 더 활용하여, 관측 자료들과의 비교를 통해 이 모형이 논리적으로 합당한 결과인지 판별하는 것이 앞으로의 연구과제가 될 것이다.
대부분의 무거운 은하 중심에는 초거대질량 블랙홀이 존재한다고 알려져 있다. 이 초거대질량 블랙홀의 성장 과정에 대해서는 다양한 가설이 존재하지만 특정 가설로 확정지을 근거가 부족한 상태이다. 일반적으로 블랙홀은 가스부착이나 다른 블랙홀과의 합병으로 인하여 성장한다고 믿어진다. 블랙홀 자체는 관측 가능한 전자기파를 전혀 발생하지 않지만, 주변에서 부착되는 물질에 의해서 간접적으로 관측이 가능하다. 최근 관측에 의하면 z ~ 7 에서 ${M}_{BH} \simeq {2} \times {10}^{9} {M}_{\odot}$ 의 초거대질량블랙홀이 발견되었다. 우주의 나이가 아직 8억년도 안된 시점에 이러한 무거운 천체가 존재한다는 점은 매우 흥미로운 사실이다. 따라서 본 연구에서는 고등과학원에서 수행한 거대우주모형 시뮬레이션 자료로부터 작성된 헤일로 합병 역사를 이용해 초거대질량 블랙홀이 충분한 질량체로 성장하는지, 또 초거대질량 블랙홀의 질량과 헤일로 질량 사이의 연관성이 어떻게 만들어지는지 알아보고자 한다. 헤일로의 질량과 그 내부에 있는 초거대질량 블랙홀의 질량 사이에 존재하는 연관성은 이미 관측적으로 잘 알려져 있기 때문에, 초거대질량 블랙홀의 초기질량을 결정하는 데 이용하였다. 헤일로 합병은 그 내부의 가스가 가지고 있던 각운동량을 잃게하는 역할을 하고, 이는 두 초거대질량 블랙홀로의 가스부착으로 이어져 일정 기간동안 블랙홀 성장이 가능하다고 가정하였다. 또 우주의 원초적인 가스흐름이나 은하원반의 불안정성에 의해, 낮은 효율을 가진 가스부착이 일어날 수 있다고 가정하였다. 이같은 조건 하에 (1) 헤일로 합병으로 인한 가스부착, (2) 연속적인 가스부착, (3) 복합적인 가스부착의 경우에 대해 연구를 진행하였다. 완전한 헤일로 합병이 이루어진 후에는 두 초거대질량 블랙홀 중 더 무거운 초거대질량 블랙홀만 추적하는 방법으로 반복계산을 수행하였다. 이를 ``초거대질량 블랙홀의 대체'' 라 정의할 수 있는데, 질량증가에 있어 오랜 시간이 필요한 두 블랙홀의 직접적 합병보다 효과적으로 질량증가에 기여한다. 본 연구에서 다루는 시뮬레이션의 기간은 약 4억년으로, 10억년이 걸릴 수 있는 초거대질량 블랙홀의 직접적 합병은 고려하지 않았다. 위의 가정 하에서 중요한 변수로는 가스부착 지속기간과 효율, 가스의 복사효율/밀도/온도 등이 있다. 가스의 복사효율과 온도는 각각 0.1 과 10000 K 의 값을 사용하였고, 밀도는 Hernquist profile 을 적용하여 계산하였다. 초거대질량 블랙홀의 질량이 어느 정도 커지게 되면 발휘할 수 있는 최대의 부착률로 가스를 흡수하게 되어, 가스의 밀도/온도의 영향은 작아지고 가스부착 지속기간과 효율, 가스의 복사효율이 중요한 요인으로 작용하게 된다. 초거대질량 블랙홀은 ${10}^{5} {M}_{\odot}$ 에서 ${10}^{8} {M}_{\odot}$ 까지 성장가능하였고, 헤일로 질량에 비해 빠른 성장을 보였다. 초거대질량 블랙홀의 대체는 주로 초거대질량 블랙홀의 질량이 작을 때 효과적으로 작용하였고, 이후로는 가스부착으로 대부분의 성장이 일어났다. 헤일로 합병으로 인한 가스부착은 무거운 초거대질량 블랙홀의 성장에, 헤일로 합병이 아닐 때의 가스부착은 비교적 가벼운 초거대질량 블랙홀의 성장에 큰 영향을 주었다. 초거대질량 블랙홀의 회전은 가스부착과 블랙홀간의 직접적 합병을 통해 변할 수 있다. 블랙홀의 회전은 가스의 복사효율과 밀접한 연관이 있다. 따라서 가스부착으로 인해 회전하지 않는 초거대질량 블랙홀의 경우를 가정하여 가스의 복사효율을 0.057 로 고정하고 계산하면 초거대질량 블랙홀은 최대 ${10}^{9} {M}_{\odot}$ 까지도 성장이 가능하였다. 초거대질량 블랙홀과 헤일로(또는 모은하)는 상호진화를 겪는다고 알려져 있다. 본 연구의 결과로는 초거대질량블랙홀과 헤일로 사이의 질량비가 초기의 설정과 비교하여 시간에 따라 달라지는 형태를 보였다. 시간이 지나면서 초거대블랙홀의 질량과 헤일로의 질량은 여전히 밀접한 연관성을 가지지만, 그 기울기가 초기조건과 비교하여 약간 증가함을 알 수 있었다. 반대로 초거대질량 블랙홀의 질량이 아주 커지게 되면 기울기가 작아졌다. 이는 특정 시기에 따라, 또는 초거대질량 블랙홀과 헤일로 사이의 특정조건에 따라 두 대상의 진화에 대한 진행속도가 다르다는 해석으로 설명 가능하다. 초거대질량 블랙홀이 먼저 성장하게 되지만 시간이 지남에 따라 헤일로 합병률이 줄어들고, Bondi 반경이 헤일로의 크기보다 커지면서 초거대질량블랙홀의 성장은 정체하게 되고 이후로는 헤일로의 질량이 헤일로 합병과 물질유입으로 인해 증가하게 되면서 현재 관측적으로 나타나는 경향성을 다시 회복하는 것으로 해석이 가능하다. 본 연구에서 다루지 않았던 복사효율의 변화나 블랙홀끼리의 직접적인 합병을 고려하면 다른 결과가 도출될 수 있을 것이다. 제트나 항성풍, 초신성과 같은 피드백을 고려하여 헤일로 내부의 물리적 환경변화를 첨가한 계산을 할 수 있다면 더 정밀한 결과를 기대할 수 있겠다. 약 4억년의 비교적 짧은 우주의 시간을 다룬 연구였기 때문에, 거대우주모형 시뮬레이션의 정보를 충분히 더 활용하여, 관측 자료들과의 비교를 통해 이 모형이 논리적으로 합당한 결과인지 판별하는 것이 앞으로의 연구과제가 될 것이다.
Keyword
#supermassive black holes dark matter halos evolution
학위논문 정보
저자
변우원
학위수여기관
경북대학교 대학원
학위구분
국내석사
학과
천문대기과학과
지도교수
박명구
발행연도
2016
총페이지
iii, 58 p.
키워드
supermassive black holes dark matter halos evolution
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