Dynamics of supermassive black holes in galaxies
Institution:
Sorbonne universitéDisciplines:
Directors:
Abstract EN:
With this Thesis, I contribute to a better understanding of the formation of binary black holes (BHs). I first confirmed that dynamical friction in a stellar background can provide sufficient deceleration to form binaries on pc scales, and highlighted that in order to capture this deceleration, numerical simulations need a priori to resolve the wake lagging the BH, which has size similar to the influence radius of the BH. Then I modelled, developed and tested a physically motivated model to take into account dynamical friction from stars and dark matter in cosmological simulations, in which the wake is usually not resolved and therefore in which dynamical friction is not correctly taken into account. This allowed me to study the formation of binary BHs in a cosmological context. I found that, at high redshift, the highly irregular distribution of matter in young galaxies leads to a physical random walk for low mass (∼ 1e4 M⊙ ) BHs, rendering mergers and gravitational waves emission unlikely, unless they are embedded into a more massive structure, like a nuclear star cluster. I also worked on tidal disruption events of stars by BHs, whose detection will be enhanced by orders of magnitude with the next transient surveys LSST or eROSITA. In particular, I applied analytical results from the loss cone theory to realistic evolving stellar density profiles obtained from a galaxy merger simulation. This allowed me to estimate how nuclear star formation affects the evolution of the tidal disruption event rate during mergers. I found that the mean enhancement can be ∼ 30 during the ∼ 300 Myr following the merger, with a peak of more than two orders of magnitude enhancement.
Abstract FR:
Avec cette thèse, je contribue à une meilleure compréhension de la formation des binaires de trous noirs (TN). J’ai confirmé que la friction dynamique due aux étoiles peut suffisamment décélérer les TN pour former une binaire séparée d’environ 1 pc; j’ai aussi montré que, pour prendre en compte cette décélération, les simulations doivent résoudre la trainée ralentissant le trou noir, dont la taille est le rayon d’influence du trou noir. J’ai modélisé, implémenté et testé un modèle physique pour prendre en compte la friction dynamique des étoiles et de la matière noire dans les simulations cosmologique basse résolution. Cela m’a permis d’étudier la formation des binaires de TN dans un contexte cosmologique. J’ai trouvé que, à haut redshift, la distribution très irrégulière de la matière dans les jeunes galaxies conduisent à une marche aléatoire des TN de faible masse (1e4 M⊙), rendant la fusion et l’émission d’ondes gravitationnelles peu probable, sauf s’ils sont situés dans une structure plus massive comme un amas stellaire nucléaire. J’ai aussi travaillé sur la disruption des étoiles par les effets de marée des TN. J’ai utilisé les résultats analytiques de la théorie du cône perdu à des profils stellaires réalistes obtenus grâce à une simulation de fusion de galaxies. Cela m’a permis d’étudier l’évolution du taux de disruption pendant les fusions de galaxies. J’ai trouvé que ce taux est multiplié par ∼ 30 durant les ∼ 300 millions d’années qui suivent la fusion, avec un pic où il est multiplié par plus de deux ordres de grandeur.