Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En el contexto del modelo de formacion jerárquico, las galaxias son esculpidas por una
secuencia de colisiones y eventos de acreción. En algunas de estas colisiones los núcleos
de cada galaxia migran a la región central del nuevo sistema y se fusionan, forman-
do un nuevo núcleo virializado. Dentro de este nuevo núcleo los agujeros negros super
masivos (SMBHs) de cada galaxia migran hacia el centro debido a la fricción dinámi-
ca, formando un sistema binario de SMBHs. Entender la evolución de estas binarias es
crucial ya que si la separacion de los SMBHs se reduce a un tamaño comparable con
aGW ∼ 10−3 (MMBHs /10^6 M ) pc, entonces la binaria se convierte en una fuente intensa
de ondas gravitacionales (GW) lo cual permite la coalescencia de los SMBHs en 10^10
años. Por lo tanto, si somos capaces de determinar que le ocurrirá a las binarias de
SMBH después de una colisión de galaxias, seremos capaces de determinar la cantidad de
fuentes intensas de GW en el Universo y comprenderemos mejor la evolución cósmica de
la población de SMBHs. Si las galaxias involucradas en una colisión tienen una fracción
de gas de al menos 1 %, esperamos que se forme un disco de gas masivo en el kiloparsec
central del remanente de la colisón, con una masa ∼ 1 − 10 veces la masa de los SMBHs.
Este gas puede extraer eficientemente el momento angular de la binaria, haciendo que su
separación disminuya hasta un valor comparable con aGW , en una escala de tiempo del
orden de 10^7 años. Sin embargo, si el gas no es capaz de redistribuir de manera eficiente
el momento angular extraído de la binaria entonces se alejara de esta, generando un vacío
de baja densidad (gap) alrededor de la binaria. En este caso la binaria entrara en un ré-
gimen de contracción lenta cuya escala de tiempo es comparable con la edad del Universo.
Motivado por este escenario, en esta tesis derivo un criterio analítico para determinar
la formación de gap en estos sistemas, es decir, bajo que condiciones una binaria expe-
rimentará una contracción rápida o una lenta. Las estimaciones derivadas de mi criterio
son concordantes con los resultados de simulaciones numéricas de sistemas binaria/disco.
Realice simulaciones numéricas de colisiones de galaxias para determinar la probabi-
lidad de que se cumplan las condiciones para una contracción rapida de la binaria, en
sistemas astrofísicos reales. En todas las simulaciones observe que la formación de un gap
es poco probable. Estime que la formación de gap sería posible sólo si el gas tiene una
velocidad turbulenta igual o menor a la del centro de galaxias espirales locales (10 km
s^−1 ). Otra posibilidad sería que los SMBHs acreten una masa mayor al 2 % de la masa del
núcleo de la galaxia remanente, lo que implica que los SMBHs deberían acretar a un ritmo
mucho mayor que el derivado de observaciones. Además, use simulaciones numéricas para
estudiar el efecto de la formación estrelar en la evolución dinámica de un par de SMBHs
en la época pre-binaria y concluí que si la eficiencia de la formación estrelar cambia en
un factor ∼ 20, entonces el tiempo de migración de los SMBHs cambia sólo en un factor 2.
De mi resultados concluyo que es probable que las binarias de SMBHs experimenten
una contracción rápida. Esto implica que el número de binarias de SMBHs en el Universo
debiera ser muy bajo. Esta restricción es muy importante para la evolución de la población
cósmica de SMBHs, el número esperado de binarias de SMBH en el Universo y la cantidad
de fuentes de GW que esperamos observar con futuras misiones.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:UCHILE/oai:repositorio.uchile.cl:2250/136662 |
| Date | January 2015 |
| Creators | Valle Bertoni, Luciano Noe del |
| Contributors | Escala Astorquiza, Andrés, Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas, Departamento de Astronomía, Cuadra Stipetich, Jorge, Mardones Pérez, Diego, Amaro Seoane, Pau, Fuentes González, César |
| Publisher | Universidad de Chile |
| Source Sets | Universidad de Chile |
| Language | English |
| Detected Language | Spanish |
| Type | Tesis |
| Rights | Atribución-NoComercial-SinDerivadas 3.0 Chile, http://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/3.0/cl/ |
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