Numerical study of the tidal disruption of stors by the supermassive black note Sgr A* in the Galactic Center

Abstract

A Super Massive Black Hole (SMBH) with a mass of 4 106M⊙ lurks in the center of the Milky Way known as Sagittarius A* (Sgr A*). Its presence affects both the Galactic Center (GC) interstellar gas, of which the central molecular zone is an example, as well as the stellar system in which it resides. A direct effect of the presence of Sgr A* is the capture of objects, in particular stars, leaving a trace of of X-ray (soft and hard) and gamma-ray emissions. A secondary effect is the origin and powering of the Fermi Bubbles, large superbubbles extending 8 kpc above and below the GC. Their energetic content (1055 erg) points towards an origin due to the tidal disruption of stars that end up being captured into an orbit around the black hole. Such captures release up to 1053 erg of energy, which, at a rate of 1 capture every 105 years is enough to energize the Fermi Bubbles. Two paramount issues require a detailed attention: (i) what is the amount of energy released in a Tidal Disruption Event (TDE) that is available to power the black hole’s surrounding medium, and thus, the Fermi Bubbles and (ii) how is the energy injected into the Fermi Bubbles. This thesis deals with the first point of this quest and looks into the second issue. When a star is scattered from its trajectory and enters in a fatal orbit onto the SMBH, the tidal forces of the black hole overcome the star’s self-gravity disrupting it partially or completely. A fate that depends on the strength of the encounter, which is determined by the proximity of the star to the black hole. Therefore, in order to understand the evolution of the captured star and the energy that is released during the process, a parametric study of the evolution of TDEs, its dependence on the penetration parameter and of their orbit (parabolic and elliptic) was carried out using smoothed particle hydrodynamics simulations. The main results of this work concern the passage of the star at pericentre and the effects on the stellar structure due to the tidal forces of the SMBH. One of such effects caused by these forces is known as the pancake phase as the star acquires a stretched shape during its passage at pericentre. Immediately after this passage the star will develop two tidal tails of debris (gas that is removed from the stellar surface) that can evolve into a narrow stream of gas and the tail faced on to the black hole will fall on a steady rate of accretion onto the compact object. The penetration parameter defines how deep the star falls onto the black hole and the amount of energy that is released by the star. TDEs that result from parabolic orbits represent the cases where larger amounts of energy is released for the surrounding medium in the galactic center and can contribute potentially to power up the Fermi Bubbles; RESUMO: estrelas pelo Buraco Negro Super Massivo Sgr A* no Cento Galáctico Um Buraco Negro Super Massivo (SMBH) com uma massa de ~4 x 106M⊙ reside no centro da Via Láctea e é conhecido como Sagittarius A* (Sgr A*). A sua presença afecta tanto o gás interestelar do centro galáctico, do qual a Zona Molecular Central é um exemplo, assim como o sistema estelar no qual se inclui. Um efeito directo da presença de Sgr A* é a captura de objectos, em particular estrelas, deixando vestígios de emissões de raios X e de raios gama. Um efeito secundário é a origem e energização das Bolhas de Fermi, superbolhas gigantes com cerca de 8 kpc que se estendem acima e abaixo do centro galáctico. O seu conteúdo energético (1055 erg) aponta no sentido da origem se dever a eventos de disrupção de estrelas que são capturadas numa órbita em torno do buraco negro. Estas capturas podem libertar até 1053 erg de energia que, á razão de uma captura a cada 105 anos poderá ser suficiente para energizar as Bolhas de Fermi. Duas questões da maior importância exigem atenção detalhada: (i) qual a quantidade de energia libertada num evento de disrupção de uma estrela que fica disponível para alimentar o meio circundante ao buraco negro, e assim, das Bolhas de Fermi e (ii) como é injectada a energia nas Bolhas de Fermi. Esta tese trabalha na primeira questão e lança a atenção sobre a segunda questão. Quando uma estrela é dispersada da sua trajectória e entra numa órbita fatal em direcção ao SMBH, as forças de maré gravitacional do buraco negro sobrepõem-se á autogravidade da estrela, promovendo a sua disrupção parcial ou total. Este destino depende da força com que o encontro ocorre e é determinado pela proximidade da estrela ao buraco negro. Assim e para compreender a evolução da estrela capturada e a energia que é libertada durante este processo, foi realizado um estudo paramétrico da evolução de eventos de disrupção de estrelas, da sua dependência do parâmetro de penetração e das suas órbitas (parabólicas e elípticas) usando simulações hidrodinâmicas de partículas. Os resultados mais importantes obtidos neste trabalho são relativos á passagem da estrela no pericentro e os efeitos na estrutura estelar devido ás forças por efeito de maré gravitacional do SMBH. Um desses efeitos devido a estas forças é conhecido como a fase da panqueca uma vez que a estrela adquire uma forma achatada durante a sua passagem pelo pericentro. Imediatamente após esta passagem a estrela desenvolve duas estrias de detritos (gás que é removido da superfície da estrela) que evoluem para um longo e estreito sulco de gás e a estria voltada para o buraco negro será atraída numa taxa de acreção estável para o objecto compacto. O parâmetro de penetração define a profundidade com que a estrela é atraída para o buraco negro e a quantidade de energia que esta liberta. Os eventos de disrupção de estrelas em órbitas parabólicas libertam mais energia para o meio circundante no centro galáctico e podem contribuir potencialmente para alimentar as Bolhas de Fermi.