主要并合模拟中的吸积盘粒子吸积

Power 等人 (2011) 提出了一种模拟活动星系核局部反馈的新方法，该方法使用吸积盘粒子来同时代表黑洞及其吸积盘。我们将此方法外推并适配到包含黑洞的银河系尺度星系并合模拟中，并探讨了该模型中各种参数的影响及其对分辨率的依赖性。该模型中的两个关键参数是有效吸积半径（决定气体粒子被添加到吸积盘内的半径）和粘滞时标（决定吸积盘中的物质需要多长时间才能吸积到黑洞本身）。我们发现允许的吸积半径和粘滞时标范围有限，超出此范围会产生非物理结果。对于允许的模型参数，具有相同分辨率的模拟其核区遵循相似的演化路径，产生的最终黑洞质量在两倍因子内一致。在比较模型的分辨率依赖性时，存在高分辨率产生略低质量黑洞的趋势，但所研究的两种分辨率的值再次在两倍因子内吻合。我们还将这些结果与文献中发现的另外两种 AGN 反馈算法进行了比较。虽然系统的演化各不相同，最显著的是中间总黑洞质量，但我们所有模型之间的最终黑洞质量差异小于五倍，且残骸表现出相似的结构参数。该吸积模型的含义是，与大多数吸积算法不同，允许并实现了黑洞吸积率与局部气体性质的解耦；这使得即使在反馈阻止了额外的盘吸积事件后，黑洞仍能继续增长。