GLOBAL EFFECT OF FEEDBACK FROM AKTIVE GALACTIC NUCLEI
REVIEW FEBRIANTI NABILA FITRI (170204024)
Dalam penelitian ini kami mengukur sifat-sifat gas dan materi
gelap di sekitar inti galaksi aktif (AGN) dalam kelompok dan kluster galaksi
yang disimulasikan dan menganalisis efek umpan balik AGN pada media (kelompok)
intra-kluster di sekitarnya. Hasil kami menyarankan perampingan luminositas AGN
dengan massa halo tuan rumah, mendukung hasil yang diperoleh dari studi
pengelompokan AGN. Dengan memeriksa distribusi temperatur dan kepadatan gas di
sekitar AGN, kami menunjukkan bahwa karena umpan balik dari mesin pusat, gas
akan dipindahkan dari
pusat kelompok / klaster menghasilkan pengurangan kepadatan tetapi peningkatan suhu.
Kami menunjukkan bahwa efek ini diucapkan pada pergeseran merah tinggi dan rendah
dan mengusulkan yang dapat diamati baru untuk mempelajari efek umpan balik
dalam galaksi pergeseran merah yang lebih tinggi.
Kami juga menunjukkan bahwa massa bintang rata-rata berkurang dalam lingkaran cahaya di
hadapan umpan balik AGN yang mengkonfirmasikan klaim dari studi sebelumnya.
Pekerjaan kami untuk pertama kalinya menggunakan simulasi kosmologis-hidrodinamik
sepenuhnya untuk mengevaluasi efek global dari umpan balik AGN pada inang
materi gelap inang mereka serta galaksi pada skala kelompok dan kluster galaksi.
Saat ini diyakini bahwa setiap galaksi masif di Semesta memiliki
lubang hitam supermasif pusat (SMBH) dengan massa berkisar antara 106 - 109M⊙ (mis., Soltan 1982;
Merritt & Ferrarese 2001; Ferrarese & Merritt 2000; Guarlekek dkk 2009)
). Beberapa dari mereka memiliki cakram akresi aktif dan mereka tumbuh dengan
mengumpulkan gas dari lingkungan mereka. Kelas-kelas SMBH ini dikenal sebagai
nukleus galaksi aktif (AGN). Ketika mereka tumbuh dengan mengumpulkan materi
dari lingkungan sekitar mereka, mereka melepaskan sejumlah besar energi ke
lingkungan mereka. Beberapa fraksi pasangan energi terpancar ke gas di
sekitarnya dalam proses yang dikenal sebagai umpan balik AGN (misalnya, Silk
& Rees 1998; Ciotti & Ostriker 2001; Nath & Roychowdhury 2002;
Kaiser & Binney 2003; Nulsen dkk. 2004; Di Matteo et al. 2005; Springel
dkk. 2005; Cox dkk. 2006; Raychaudhury dkk. 2009; Chaudhuri dkk. 2013;
Chatterjee dkk. 2015; Costa et al. 2015; Penny dkk. 2018; Harrison dkk. 2018).
Banyak penelitian menunjukkan bahwa umpan balik AGN memiliki
efek yang dapat diamati pada pembentukan galaksi yang dikenal sebagai
ko-evolusi AGN-galaksi dalam literatur (misalnya, Kauffmann & Haehnelt
2000; Wyithe & Loeb 2003; Marconi et al. 2004; Shankar et al. 2004;
Cattaneo et al. 2006; Croton dkk. 2006; Hopkins dkk. 2006b; Lapi dkk. 2006; Di
Matteo dkk. 2008; Booth & Schaye 2009; Volonteri dkk. 2011; Conroy & White
2013; Conroy & White 2013; Lapi dkk. 2014 ; Caplar et al. 2015; Oogi et al.
2016; Lanzuisi et al. 2017; Mutlu-Pakdil et al. 2018). Beberapa sifat galaksi
induk atau lingkungan sekitar dari mesin pusat dihubungkan dengan SMBH pusat
itu sendiri. Sebagai contoh, ada korelasi kuat antara massa black hole pusat
dan
1 Departemen Fisika, Universitas Presidensi, Kolkata, 700073,
India
2 Astrofisika dan Kosmologi, Scuola Internazionale Superiore di
Studi Avanzati, via Bonomea, 265 - 34136 Trieste, Italia
3 Institut Fisika Dasar Alam Semesta (IFPU), Via Beirut 2, 34014
Trieste, Italia
4 Sekolah Ilmu Fisika, Institut Nasional Pendidikan Sains dan
Penelitian, HBNI, Jatni - 752050, India
5 McWilliams Center untuk Kosmologi, Universitas Carnegie
Mellon, Pitts-
dispersi kecepatan bintang (mis., Ferrarese & Merritt 2000;
Tremaine et al. 2002; Ferrarese & Ford 2005). Juga sifat-sifat lain dari
galaksi seperti luminos tonjolan-
ity (mis., Dressler 1989; Kormendy & Richstone Marconi &
Hunt 2003; Graham 2007), massa tonjolan Magorrian dkk. 1998; Ha ̈ring & Rix
2004), Sersic
(misalnya, Graham & Driver 2007), energi kinetik dari
gerakan acak tonjolan (misalnya, Feoli & Mancini 2009), energi pengikat
gravitasi (misalnya, Aller & Richstone 2007), massa virial dari galaksi (misalnya,
Ferrarese et al. 2006) sangat erat dengan massa SMBH pusat. Studi menunjukkan
bahwa jari-jari galaksi yang efektif berkorelasi dengan sisa hubungan MBH - σ
dan MBH - LBulge (mis., Marconi & Hunt 2003; Hopkins et al. 2007a, b). Ia
juga telah menyarankan bahwa ada bidang korelasi antara massa lubang hitam,
ukuran galaksi dan massa tonjolan, yang dikenal sebagai bidang fundamental
lubang hitam (misalnya, Hopkins et al. 2007b; Beifiori et al. 2012; Saikia et
al. 2015 ; van den Bosch 2016).
Efek lain yang dapat diamati dari umpan balik AGN termasuk
Efek lain yang dapat diamati dari umpan balik AGN termasuk
hubungan LX - T dalam kelompok galaksi dan kluster (misalnya, Arnaud &
Evrard 1999; Nath & Roychowdhury 2002; Scannapieco & Oh 2004; Lapi et
al. 2005; Peterson & Fabian 2006; Thacker et al. 2009; Puchwein et al.
2010; Bharadwaj et al. 2015; Voit et al. 2018), Sunyaev-Zeldovich (SZ: Sunyaev
& Zeldovich 1972) efek (misalnya, Bhattacharya et al. 2008; Chatterjee et
al. 2008, 2010; Ruan et al. 2015; Verdier et al. 2016; Crichton et al. 2016;
Spacek et al. 2016; Lacy et al. 2019), spektrum daya SZ (Chatterjee &
Kosowsky 2007; Scannapieco et al. 2008; Battaglia et al. 2010), mengurangi
tingkat pembentukan bintang (misalnya, Kauffmann et al. 2003; Vitale et al.
2013; Vaddi et al. 2016; Terrazas et al. 2017; Kakkad et al. 2017) yang telah
dibahas dalam literatur.
Model teoritis paradigma ko-evolusi ini telah dieksplorasi oleh
banyak kelompok (misalnya, Granato dkk. 2004; Vittorini dkk. 2005; Hopkins dkk.
2006a; Monako dkk. 2007; Pelupessy dkk. 2007; Johansson dkk. al. 2009; Aversa
et al. 2015; Lu & Mo 2015; Li et al. 2015; Biernacki et al. 2017). Semua
model ini menjelaskan korelasi yang diamati dalam hal umpan balik yang kuat
dari AGN
Silk & Rees 1998; Di Matteo et al. 2005; Cox et al. 2006;
McCarthy et al. 2010; Heckman & Terbaik 2014; Choi et al. 2015; Steinborn
et al. 2015; Baron et al. 2017; Yang et al. 2018). Studi teoritis juga telah
dilakukan untuk menjelaskan efek umpan balik AGN pada gas panas di sekitarnya
dalam kelompok dan kluster galaksi (mis., Hambrick et al. 2011; Gaspari et al.
2012; Choi et al. 2015). Untuk mempelajari efek umpan balik AGN pada struktur
skala besar dan untuk mengevaluasi pentingnya pada sejarah evolusi Semesta,
umpan balik AGN telah diperkenalkan dalam simulasi kosmologis (misalnya, Zanni
et al. 2005; Sijacki et al. 2007; Pelupessy et al 2007; Di Matteo dkk. 2008;
Vogelsberger dkk. 2014a, b; Sijacki dkk. 2015; Genel dkk. 2014; Chatterjee dkk.
2008; Bhattacharya dkk. 2008; Johansson dkk. 2009; McCarthy dkk. al. 2010;
Hirschmann et al. 2014; Nelson et al. 2015; Steinborn et al. 2015; Li et al.
2015; Schaye et al. 2015; Liu et al. 2016; Biernacki et al. 2017; Beckmann et
al. 2017; Scholtz et al. 2018; Peirani et al. 2019).
Baru-baru ini Khandai et al. (2015) menjalankan simulasi
kosmologis MassiveBlack-II (MBII) untuk mempelajari volume representatif besar
Semesta dengan resolusi spasial ∼ beberapa kpk. Dengan menggunakan simulasi ini kami
mempelajari efek umpan balik AGN pada media di sekitarnya dengan mengevaluasi
korelasi antara aktivitas AGN dengan sifat-sifat media intra-kluster (ICM)
serta halos tuan rumah materi gelap AGN. Makalah ini disusun sebagai berikut.
Dalam $ 2 kami secara singkat membahas simulasi dan data yang digunakan untuk
pekerjaan kami. Dalam $ 3, kami menyajikan hasilnya. Dalam $ 4, kami
mendiskusikan dan merangkum hasil kami.
SIMULASI
Simulasi
untuk pekerjaan ini menggunakan versi diperpanjang dari paralel Pohon
kosmologis Partikel Mesh-Smoothed Particle Hydrodynamics kode GADGET2 (Springel
2005) dan versi yang ditingkatkan itu (GADGET3). Kedua simulasi didasarkan pada
kosmolom materi dingin Lambda (ΛCDM) dengan parameter kosmologis yang diadopsi
dari Spergel et al. (2003) dan Komatsu et al. (2011) masing-masing. Kami
perhatikan itu
parameter
kosmologis yang berbeda tidak akan mempengaruhi hasil makalah ini. Kami merujuk
pembaca ke Li et al. (2007) dan Sijacki et al. (2007) untuk diskusi terperinci
dalam hal ini. Dalam karya ini kami menggunakan dua versi simulasi yaitu: oleh
Di Matteo et al. 2008 (D08 selanjutnya) dan Khandai et al. 2015 (K15
selanjutnya). D08 menggunakan kotak simulasi ukuran 33,75 Mpc sedangkan ukuran
kotak jauh lebih besar untuk K15 (100 Mpc).
Kedua
simulasi memiliki dinamika dark matter dan gas. Simulasi juga termasuk
pendinginan gas radiatif, pembentukan bintang, pertumbuhan lubang hitam dan
umpan balik. Dinamika gas dimodelkan menggunakan teknik Lagrangian smoothed
particle hydrodynamics (SPH) (Monaghan 1992) dan proses pendinginan dan
pemanasan radiatif dimodelkan menggunakan resep Katz et al. (1996). Karena ini
adalah simulasi volume kosmologis, resolusi spasial membatasi kita dalam
menyelidiki skala fisik pembentukan bintang atau akresi lubang hitam. Karenanya
untuk memodelkan skema proses ini telah diperkenalkan. Pembentukan bintang dan
umpan balik supernova diimplementasikan dalam simulasi melalui model multifase
sub resolusi yang dikembangkan oleh Springel & Hernquist (2003).
Akresi
lubang hitam dan umpan balik dimodelkan sesuai dengan resep Di Matteo et al.
(2008) dan Di Matteo et al. (2005). Lubang hitam diasumsikan sebagai partikel
wastafel tanpa tabrakan yang dapat tumbuh dengan cara mengumpulkan materi dari
medium intervensi atau melalui merger galaksi. Relasi akresi bola Bondi-Hoyle
(Bondi & Hoyle 1944; Bondi 1952) digunakan untuk mengukur laju akresi
lubang hitam. Tingkat pertambahan gas ke lubang hitam diberikan oleh
̇
parameter fisik dalam hubungan Bondi-Hoyle diadopsi dari skala
yang lebih besar dan disesuaikan dengan faktor pendorong yang tepat (Di Matteo
et al. 2005; Springel et al. 2005; Pelupessy et al. 2007; Di Matteo et al.
2008).
Radiasi bolometrik yang keluar dari black hole adalah
diberikan oleh L = ηM ̇ c2, di mana η adalah bol efisiensi
kanonik BH
dan nilainya diambil menjadi 0,1 untuk pertambahan cakram tipis
yang efisien secara radiatif (Shakura & Sunyaev 1973). Sebagian energi yang
terkait ini dihubungkan dengan gas lokal dan dideposisi pada setiap partikel
gas sesuai dengan fungsi kernel,
̇
sebagai energi umpan balik Ef sedemikian rupa sehingga Ef =
εfLbol (Di Matteo et al.
2008). εf adalah efisiensi umpan balik dan nilainya dipilih 0,05
agar sesuai dengan normalisasi MBH - hubungan dengan pengamatan saat ini (Di
Matteo et al. 2005). Untuk kesederhanaan diasumsikan bahwa energi umpan balik
adalah
pled ke media sekitarnya secara isotropis. Energi mekanik yang
keluar dari AGN dalam bentuk jet dapat berupa anisotropik yang tidak dimodelkan
dalam simulasi. Namun, umpan balik mekanik telah dieksplorasi oleh berbagai
kelompok lain dalam simulasi kosmologis (Teyssier 2002; Cattaneo & Teyssier
2007; Teyssier dkk. 2011; Vazza dkk. 2013; Barai dkk. 2014; Barai dkk. 2014;
Cielo dkk. 2018).
Fungsi massa awal SMBH benih tidak diketahui dan karenanya untuk
mengatasi fungsi massa awal pra-skrip berikut diadopsi. Simulasi menjalankan
algoritma halo-finder in-situ dan mengisi halo dengan seed SMBH ketika massa
halo melebihi ambang batas tertentu. Halo lingkaran diidentifikasi dalam
simulasi ini dengan teman-teman (FOF) algoritma (Davis et al. 1985). Dalam
algoritma ini, partikel dihubungkan bersama jika mereka berada dalam jarak
tertentu (menghubungkan)