Dinamica ed evoluzione dei Buchi Neri Massicci nelle simulazioni cosmologiche

Massive Black Holes (MBHs, with masses >10^6 solar masses) residing at the centers of massive galaxies, profoundly influence the evolution of their hosts. Accretion onto MBHs, together with the subsequent release of energy through feedback processes, powers Active Galactic Nuclei (AGN), whose signatures are observable across the entire electromagnetic spectrum, from radio jets and bubbles to X-ray coronal emission. The orbital evolution of MBHs is primarily governed by dynamical friction, the gravitational drag exerted by the surrounding matter distribution. Dynamical friction is responsible for anchoring MBHs in the galactic cores and for driving the orbital decay of MBH pairs down to the parsec scale separation after their host galaxies merge. Since MBH accretion and the ensuing AGN feedback are strongly influenced by the local properties of the surrounding medium, an accurate description of MBH orbits is essential to capture their impact on galaxy evolution. Cosmological hydrodynamical simulations provide a unique framework to investigate the coupled histories of massive galaxies and their MBHs, as well as the processes governing MBH dynamics. However, the limited resolution of large-scale cosmological simulations demands sub-resolution models to capture MBH dynamics, accretion and feedback processes. This thesis aims to improve the description of MBH lifecycle in cosmological hydrodynamical simulations carried out with the N-body Smoothed Particle Hydrodynamics OpenGADGET3 code, focusing in particular on a novel approach to accurately track their dynamics and a critical assessment of recent advances in MBH evolution modelling. As a first step, a novel sub-resolution prescription for dynamical friction, based on the first-order diffusion coefficient of the Fokker-Planck equation, is developed and implemented. The performance of this physically based, novel method is compared to commonly adopted techniques, such as the boosting BH gravitational mass and continuously repositioning the BH on the local potential minimum. Tested across different environments -- a 16 comoving Mpc aside cosmological box, two zoom-in simulations of a galaxy cluster and group and a set of controlled experiments of a dark matter halo -- the novel approach demonstrates to significantly improve the description of MBH orbits, reduces the population of spurious wandering MBHs, yields a more realistic description of orbital decay (across different resolution levels) and BH-BH mergers. As a second step this thesis systematically explores the impact of different sub-resolution prescriptions for MBH accretion and feedback. A number of simulations of a galaxy group, obtained by varying the numerical description that regulates cold gas availability and the efficiency of AGN feedback, indicate how seemingly minor modelling choices can lead to substantial differences in MBH growth histories, thermodynamical properties of the intra-group plasma, and star formation activity of the brightest group galaxy. These results provide the foundation for the realisation and analysis of an extended set of zoom-in simulations of galaxy clusters and groups, carried out at high resolution: about 300 clusters and groups simulated in each set with masses in the range (0.15-40) 10^14 solar masses. A distinguishing feature of this suite of simulations is the sampling of the parameter space describing the feeding of MBH and the effect of the ensuing feedback on the surrounding gas. The results presented in this thesis primarily highlight the central role of cold gas in shaping MBH demographics: it fuels an extended phase of rapid MBH growth at z>2 while also triggering episodic strong accretion at lower redshift induced by the dynamical activity of the cluster.

I Buchi Neri massicci (MBHs, con masse superiori a 10^6 masse solari), risiedono al centro delle galassie massive, influenzandone profondamente l’evoluzione. La dinamica dei MBHs è governata principalmente dalla frizione dinamica, la forza che tiene ancorati i MBHs ai centri delle galassie ospitanti e che guida il decadimento orbitale di due MBHs fino a separazioni relative dell’ordine del parsec dopo la coalescenza delle rispettive galassie. L’accrescimento e il conseguente feedback dei MBHs attivi dipendono fortemente dalle proprietà locali del mezzo circostante, dunque la descrizione accurata delle loro orbite è essenziale per coglierne l’impatto nella storia evolutiva della galassia ospitante. All’interno di questo contesto, le simulazioni cosmologiche idrodinamiche costituiscono un potente strumento per studiare la crescita delle strutture cosmiche, nonché i processi che governano la dinamica dei MBHs. Tuttavia, la risoluzione limitata delle simulazioni cosmologiche su larga scala richiede l’impiego di modelli per descrivere i processi che avvengono al di sotto della scala risolta, quali, tra gli altri, la dinamica degli MBHs, l’accrescimento e il feedback di AGN. In questo contesto, la tesi si propone di migliorare e comprendere più a fondo i modelli utilizzati per descrivere il ciclo di vita dei MBH nelle simulazioni cosmologiche idrodinamiche. In particolare, tramite simulazioni realizzate con il codice N-body OpenGADGET3, da un lato la tesi sviluppa un nuovo modello che consente un tracciamento più accurato della dinamica dei MBHs, dall’altro effettua una valutazione critica delle tecniche sotto-risoluzione utilizzate in OpenGADGET3 per descrivere i processi di accrescimento e AGN feedback. In primo luogo, la tesi introduce una nuova correzione per la frizione dinamica irrisolta su MBHs, basata sul primo coefficiente di diffusione dell’equazione di Fokker–Planck. L’efficacia del modello viene comparata a quella di altri approcci comunemente adottati, come l’aumento artificiale della massa gravitazionale del MBH o il suo riposizionamento nel minimo locale del potenziale. Tramite simulazioni cosmologiche di ambienti differenti, si constata come il modello proposto mostri un significativo miglioramento su più fronti: fornisce una descrizione più dettagliata delle orbite dei MBHs durante eventi di coalescenza, diminuisce la popolazione dei MBHs “vaganti” che, per motivi numerici, si trovano fuori dalle galassie ospitanti e dimostra convergenza, su diversi livelli di risoluzione, rispetto ai risultati analitici. In secondo luogo, la tesi esplora sistematicamente l’impatto di diversi approcci sotto-risoluzione per descrivere i processi di accrescimento e feedback di MBHs. Dopo aver effettuato una serie di simulazioni dello stesso gruppo di galassie che variano l'efficienza del feedback da AGN e la riserva di gas freddo disponibile per l'accrescimento, viene presentata un’estesa serie di simulazioni di ammassi e gruppi di galassie, eseguite ad alta risoluzione: circa 300 ammassi e gruppi simulati in ciascun set, con masse comprese nell’intervallo 0.15-0.4 10^{14} masse solari. I risultati ottenuti in questa tesi evidenziano il ruolo centrale del gas freddo nel determinare la demografia degli MBHs: per z>2, il gas freddo alimenta una lunga e rapida crescita dei MBHs, mentre a più basso redshift può innescare episodi di violento accrescimento durante fasi di attività dinamica degli ammassi.