Searching for electromagnetic signatures of early massive black hole binaries
Recherche de contreparties électromagnétiques dans les premiers stades de la coalescence des binaires de trous noirs supermassifs
Résumé
This thesis addresses the question of the early stages of coalescing MBH (massive black hole) binaries. The two MBHs are gravitationally bound but sufficiently separated from each other so that it can be assumed that an accretion disc still exists around at least the more massive one of them. They form a system that typically emits gravitational waves, which could be detected in the future with the Pulsar Timing Arrays or the space-based LISA interferometer. As these systems are observationally elusive (they cannot be resolved in the sky with current electromagnetic observations), numerical simulations could help differentiate their electromagnetic emission from the one by isolated active galactic nuclei (AGN). The first part of this Ph.D. was dedicated to studying the MBH companion's gravitational impact on the accretion disc's structure surrounding the more massive MBH. As the massive black hole companion is outside the accretion disc, its impact is stronger in the disc's outer parts, where the general relativistic effects due to the primary MBH are fainter. Therefore, the disc is simulated with the hydrodynamic equations solved with the code AMRVAC (Keppens et al., 2012; van der Holst et al., 2012). The accretion discs are expected to align with the binary orbital plane. Hence, the simulations are in two dimensions. The gravitational influence of the primary MBH on its surrounding disc is described using a Paczsynski-Wiita potential (1980) to describe the disc down to the last stable circular orbit. The simulations were run with different values of the orbital separation (between 200Rs and 3000Rs, Rs is the primary MBH's Schwarzschild radius) and the mass ratio (between 1e-4 and 1) to explore the parameter space of these systems. They show that the gravitational influence of the MBH companion truncates the outer parts of the disc, the shape of the disc becomes elliptical, and a two-arm density spiral wave appears in the disc. The influence of the binary's orbital parameters value on the truncated disc's outer edge radius and the parameters of the spirals are discussed. The second part of this Ph.D. was dedicated to studying the impact of the three effects mentioned above on the iron K-alpha emission line profile. I only had time to study the truncation of the disc's outer parts. The iron K-alpha emission line is common in active galactic nuclei's X-ray spectra. It is emitted by the relatively cold, optically thick, and geometrically thin accretion disc surrounding an MBH and illuminated by a source of hard X-ray flux, usually called the corona. We considered the broadening of the line due to the general relativistic effects from the central massive black hole on the iron line photons in a Schwarzschild metric. The geodesic parameters are computed in the same approximation as in Hartnoll and Blackman (2000, 2001, 2002): a first-order expansion of the geodesic equations. This assumption simplifies the computation of geodesics parameters and is used in our case because the effects we aim to study occur in the outer parts of the disc. A Lamppost model is considered to account for the hard X-ray illumination of the disc by the corona. This computation is used to explore the impact of the truncation of the disc's outer part on the iron line profile. As the iron line profiles degenerate for different configurations (disc's inner and outer edge radii, inclination of the disc compared to the observer's line of sight, distance between the point source corona and the central black hole), the influence of the parameters' values is also considered. By comparing the iron line profile with that associated with the accretion disk of a single AGN, we investigate whether the iron line profile can be used as a good diagnostic to identify truncated accretion disk and, hence, candidate MBH binary systems.
Cette thèse porte sur la recherche de contreparties électromagnétiques à la fusion de trous noirs supermassifs lors des premiers stades de leur coalescence. Les deux trous noirs sont gravitationnellement liés mais encore suffisamment éloignés pour que l'on puisse supposer l'existence d'un disque d'accrétion, au moins autour du plus massif. Ces systèmes émettent des ondes gravitationnelles qui pourraient être observées par les futurs détecteurs tel que les Pulsar Timing Arrays ou l'interféromètre LISA. Ces systèmes ne peuvent être résolus par les observations électromagnétiques. Leur étude via des simulations numériques est donc essentielle pour identifier des signatures observationnelles qui les distinguent des noyaux actifs de galaxie isolés. La première partie de mon travail de thèse a porté sur l'étude de l'impact gravitationnel du trou noir compagnon sur le disque d'accrétion du trou noir primaire. Le trou noir compagnon orbite à l'extérieur du disque d'accrétion. Son influence gravitationnelle est donc plus importante dans les régions externes du disque, où les effets relativistes dus au trou noir central sont faibles. L'étude du disque d'accrétion peut donc se faire dans le régime classique, avec les équations de l'hydrodynamique. Nous avons utilisé le code AMRVAC (Keppens et al., 2012; van der Holst et al., 2012). Le disque d'accrétion et le plan orbital de la binaire ont tendance à être alignés, de sorte que les équations de l'hydrodynamique peuvent être résolues en deux dimensions. Le potentiel de Paczynski-Wiita (1980) est utilisé pour décrire l'influence du trou noir central sur son disque d'accrétion afin de simuler le disque jusqu'au bord interne. Les simulations ont été réalisées avec différentes valeurs de séparation orbitale (entre 250 Rs et 3000 Rs, où Rs est le rayon de Schwarzschild du trou noir central) et de rapport de masse (entre 1e-4 et 1) pour explorer différents systèmes binaires. Ces simulations ont établi que l'influence gravitationnelle du trou noir compagnon tronquent les parties externes du disque, qu'une onde spirale à deux bras apparait dans le disque, et que la forme globale du disque devient elliptique. L'influence des paramètres orbitaux de la binaires sur la valeur du bord externe du disque et la spirale sont discutés. La seconde partie de ma thèse a porté sur l'impact des ces trois effets sur la raie en émission K-alpha du fer. Je n'ai eu le temps d'étudier que la troncature des parties externes du disque. La raie K-alpha du fer est une raie d'émission caractéristique du spectre en rayons X des galaxies de type Seyfert. Elle est émise par fluorescence dans le disque d'accrétion illuminé par une source de rayons X généralement appelée la couronne. Les effets relativistes liés au trou noirs central élargissent cette raie. Ils sont pris en compte par une métrique de Schwarzschild (1916) pour décrire l'espace-temps. Comme dans l'étude menée par Hartnoll and Blackman (2000, 2001, 2002), les paramètres des géodésiques sont calculés grâce à un développement au premier ordre des équations associées à chaque photon. Cette approximation est utilisable dans notre étude car les effets étudiés sont situés dans les parties externes du disques. L'illumination du disque par la source de rayons X est prise en compte par le modèle du Lamppost, largement utilisé dans la littérature. Les profiles théoriques de la raie du fer sont dégénérés pour différentes configurations (rayon des bords interne et externe, inclinaison du disque par rapport à l'observateur·ice, distance entre le trou noir central et la couronne). Différentes valeurs de l'angle inclinaison et de la distance entre la couronne et le trou noir sont prises en compte pour étudier l'impact de la valeur du rayon externe du disque sur le profile de la raie. Les profiles sont comparés à celui émis par un disque non tronqué pour établir une manière d'identifier la troncation du disque, et par cela la présence d'un trou noir compagnon.
| Origine | Version validée par le jury (STAR) |
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