초질량 블랙홀(SMBH)의 형성과 성장은 수십 년 동안 천문학자들 사이에서 열띤 논쟁의 주제였습니다. 지난 세기 동안 SMBH의 형성과 진화를 이해하는 데 많은 진전이 있었습니다. 정확한 메커니즘은 아직 밝혀지지 않았지만, 천문학자들 사이에서는 두 개 이상의 작은 블랙홀(BH)과 그 주변 가스 구름이 합쳐져 SMBH가 형성된다는 데 폭넓은 합의가 이루어지고 있습니다. 또한 일부 모델에서는 우주의 초기 단계에서 가스 구름의 직접적인 붕괴를 통해 SMBH가 형성될 수 있다고 제안합니다. 이 논문에서는 초질량 블랙홀의 형성과 성장에 대해 더 자세히 논의할 것입니다. 우리는 가장 가능성이 높은 형성 메커니즘을 고려하고 이러한 제안된 각 메커니즘에 대해 사용 가능한 증거를 논의할 것입니다. 그런 다음 지난 수십억 년 동안 SMBH의 진화에 대해 알려진 것을 논의하고 이러한 천체의 성장에 대한 몇 가지 가능한 설명을 제시합니다. 마지막으로, 이러한 과정이 은하 형성과 진화에 대한 우리의 이해에 미치는 영향에 대해 간략하게 논의할 것입니다.
초질량 블랙홀의 형성
초질량 블랙홀의 형성에 대해 가장 많이 받아들여지는 두 가지 이론은 "이원 초질량 블랙홀 모델"과 "직접 붕괴 모델"입니다. 이원 초질량 블랙홀 모델 이원 초질량 블랙홀(BSBH) 모델은 SMBH가 태양 질량 1,000만에서 1억 사이의 질량을 가진 두 개 이상의 작은 BH가 합쳐져서 형성된다고 제안합니다. 이러한 유형의 합병은 1982년 맥키에 의해 처음 제안되었고 2006년 볼론테리와 리스에 의해 더욱 발전되었습니다. 이 모델에서는 두 개의 작은 BH가 중력으로 결합된 쌍성계를 형성하고 서로를 향해 나선형을 그리기 시작합니다. 두 BH가 서로 접근함에 따라 시스템은 중력 복사의 형태로 점차 에너지를 잃게 됩니다. 그 결과, 이진 시스템은 결국 단일 SMBH로 병합됩니다. 일단 합병이 일어나면, 새로운 더 큰 SMBH는 두 조상의 질량을 합친 질량을 포함합니다. 이러한 SMBH 형성 메커니즘은 잘 연구된 퀘이사 3C 186을 포함한 일부 은하에서 관찰되었습니다. 3C 186의 X-선 및 라디오 제트에 대한 연구에 따르면 수 파섹 단위로 분리되어 있고 질량이 ∼3 x 109 M⊙ 및 ∼9 x 109 M⊙ 인 두 개의 분리된 BH가 있는 중앙 영역이 밝혀졌습니다. 이 외에도 두 광원은 같은 방향으로 움직이고 있으며, 이는 서로 궤도를 돌고 있으며 결국 합쳐질 수 있음을 나타냅니다. 직접 붕괴 모델 직접 붕괴 모델은 초기 우주 은하 중심에 있는 단일 가스 구름의 붕괴로부터 SMBH가 직접 형성될 수 있다고 제안합니다. 이 메커니즘은 1991년 카츠와 건에 의해 처음 제안되었고 2006년에 볼론테리, 하르트, 마다우에 의해 더욱 발전되었습니다. 이 모델에서는 가스 구름이 자체 중력에 의해 붕괴하기 시작합니다. 구름이 붕괴하면서 고밀도의 중앙 영역을 형성하고, 이 영역은 단일 BH까지 수축할 수 있습니다. 이 과정은 매우 효율적이어서, 구름은 수백만 년에 걸쳐 붕괴할 수 있으며 수십억 태양 질량을 가진 SMBH를 형성할 수 있습니다. 이 과정에 대한 가장 강력한 증거는 수십억 태양 질량의 SMBH에 의해 구동되는 것으로 생각되는 z & gt; 6의 고 적색 편이 퀘이사의 관측에서 비롯됩니다. 이 천체들은 가능한 시간 내에 두 개 이상의 작은 BH가 합쳐져서 형성될 수 없었으며, 따라서 단일 가스 구름의 붕괴를 통해 직접 형성되었을 것으로 추정됩니다.
초질량 블랙홀의 진화
일단 형성된 초질량 블랙홀은 질량이 몇 배나 증가하는 급속한 성장기를 보이는 것으로 알려져 있습니다. 이 급성장 시기는 밝은 퀘이사 활동과 연관되어 있기 때문에 일반적으로 "퀘이사 모드"라고 불립니다. 퀘이사 모드 퀘이사 모드 동안 SMBH는 주변 은하로부터 대량의 가스와 먼지를 흡수합니다. 이 과정은 SMBH와 가스 사이의 중력 인력에 의해 구동되며, 이로 인해 가스가 SMBH로 떨어지고 상대론적 속도로 가속됩니다. 이것은 SMBH 주위에 소용돌이치는 퍼커션 디스크를 형성하고 강렬한 에너지와 방사선의 흐름을 생성합니다. SMBH가 물질을 축적함에 따라 질량이 증가하고 이는 다시 축적 속도를 증가시켜 기하급수적으로 성장하는 기간으로 이어집니다. 이러한 성장은 저적색 편이 은하의 일반적인 특징인 밝은 퀘이사 활동의 형태로 관찰될 수 있습니다. 퀘이사 단계의 정확한 기간은 매우 다양합니다. 어떤 은하에서는 퀘이사 단계가 수백만 년 동안 지속될 수 있지만, 다른 은하에서는 훨씬 더 짧은 기간 동안 지속될 수 있습니다. 퀘이사 단계의 끝은 일반적으로 적분 원반의 약화와 적분 과정의 최종적인 종료로 신호가 됩니다. 중력파 모델 SMBH의 성장을 설명하는 또 다른 가능한 메커니즘은 중력파 모델입니다. 이 모델은 은하 중심에 있는 SMBH가 쌍으로 합쳐지면서 그 과정에서 강력한 중력파를 방출한다고 제안합니다. 이 파동은 은하에서 중요한 에너지 공급원으로 생각되며, 단기간에 남은 SMBH의 질량을 효과적으로 두 배로 늘릴 수 있습니다. 이 과정은 병합 은하인 NGC 6240과 NGC 3256에서 관측되었으며, 이 은하에서는 고속 특징의 형태로 중력파 활동의 증거가 감지되었습니다. 이러한 특징은 허블 상수 × 암흑 에너지 상호 작용의 결과로 여겨지며, 우주에 중력파가 존재한다는 추가적인 증거를 제공할 수 있습니다.
결론
초질량 블랙홀의 형성과 진화는 수년 동안 뜨거운 관심의 주제였습니다. 이러한 천체의 형성에 대한 가장 가능성이 높은 두 가지 메커니즘은 이원 초질량 블랙홀 모델과 직접 붕괴 모델이며, 각 모델에는 고유 한 증거가 있습니다. 일단 형성된 SMBH는 질량이 몇 배나 증가할 수 있는 급속한 성장기에 접어듭니다. 이 성장은 주로 주변 은하에서 물질이 축적되어 이루어지지만, 중력파 활동도 원인이 될 수 있다는 증거가 발견되었습니다. 전반적으로 SMBH의 형성과 진화에 대한 우리의 이해는 지난 수십 년 동안 크게 발전했습니다. 이 매혹적인 천체에 대해 아직 밝혀야 할 것이 많지만, 현재까지의 증거에 따르면 두 개 이상의 작은 BH가 성장하거나 단일 가스 구름이 직접 붕괴하여 형성되는 것으로 보입니다. 또한, 일단 형성되면 물질의 축적과 중력파 활동을 통해 빠르게 크기가 커집니다. 이 과정은 은하 형성과 진화에 대한 우리의 현재 이해에 깊은 영향을 미치며, 앞으로 더 흥미로운 발견이 이루어질 것입니다.
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