Multiscale Energy Transport and Evolution of Compact Objects in Astrophysical Environments

[Testo abbreviato dall'originale] I buchi neri (BH) astrofisici sono un tema centrale sia dal punto di vista teorico sia da quello osservativo. Questa tesi affronta entrambi gli aspetti. Teoricamente, la massa irriducibile (M_{\rm irr}) è una quantità fondamentale perché regola l’estrazione di energia, l’accrescimento e le proprietà geometriche dei BH. Osservativamente, i buchi neri supermassicci (SMBH) alimentano i nuclei galattici attivi (AGN), mentre numerosi oggetti compatti di massa stellare possono interagire con i dischi degli AGN. Studiarne l’accrescimento e la dinamica consente di interpretare segnali multi-lunghezza d’onda e multi-messenger. Il Capitolo 2 analizza l’estrazione di energia, a partire dal processo di Penrose. Esaminiamo come varia l’energia trasformabile (rotazionale) di un BH di Kerr mostrando che essa dipende sia dalla massa del buco nero sia dall’aumento di (M_{\rm irr}). Durante l’estrazione, la massa diminuisce ma (M_{\rm irr}) cresce, riducendo l’energia effettivamente estraibile una volta incluso il feedback. Nel caso di Kerr estremo e (\mu/M \to 0), tutta l’energia trasformabile ridotta confluisce in (M_{\rm irr}), rendendo il processo altamente irreversibile. Per BH non estremi analizziamo il moto equatoriale e mostriamo che il processo di Penrose è possibile solo per spin adimensionali (\hat{a}>1/\sqrt{2}), ricavando così un limite inferiore per la variazione di (M_{\rm irr}). Il Capitolo 3 esamina l’accrescimento, in cui sia la massa sia la massa irriducibile aumentano. Usando l’accrescimento dall’ISCO, calcoliamo il rapporto tra crescita di massa e crescita di (M_{\rm irr}) in funzione dello spin. Il rapporto cresce, raggiunge un massimo vicino all’estremo e tende a (M/M_{\rm irr}) per (\hat{a}\to 1), indicando una crescita autosimile. Considerando anche le onde gravitazionali emesse da oggetti in inspiral, lo spin si satura prima dell’estremo; calcoliamo questo valore stabile e forniamo una formula analitica in funzione del rapporto di massa. I Capitoli 4–6 studiano oggetti compatti nei dischi degli AGN. Per le nane bianche (Cap. 5), le interazioni dinamiche possono portare a collisioni WD–WD con esplosioni termonucleari dalle caratteristiche peculiari dovute all’ambiente AGN/SMBH. Per le stelle di neutroni (Cap. 6), classifichiamo i regimi di accrescimento e mostriamo che campi magnetici, colonne di accrescimento dominate da neutrini e emissione di onde gravitazionali permettono tassi di accrescimento estremi, portando alla loro rapida collasso prima di possibili merger. Infine, il Capitolo 7 interpreta il candidato merger di BH LVK S241125n come avvenuto in un disco di AGN, dove accrescimento iper-Eddington può spiegare il GRB e l’afterglow X osservati.

[Abridged] Astrophysical black holes (BHs) are a key research area from both theoretical and observational perspectives. This thesis explores both aspects. Theoretically, the irreducible mass (M_{\rm irr}) is central to BH physics because it governs energy extraction, accretion, and the geometric properties of BHs. Observationally, supermassive black holes (SMBHs) power active galactic nuclei (AGNs), while numerous stellar-mass BHs and other compact objects may interact with AGN disks. Understanding their accretion and dynamics helps interpret multi-wavelength and multi-messenger signatures. Chapter 2 focuses on energy extraction, beginning with the Penrose process. We examine how the transformable (rotational) energy of Kerr BHs changes and show that it depends on both the BH mass and the increase of (M_{\rm irr}). During extraction, the mass decreases but (M_{\rm irr}) grows, reducing the available extractable energy once feedback is included. For extreme Kerr BHs and (\mu/M \rightarrow 0), all the reduced transformable energy goes into (M_{\rm irr}), making the process highly irreversible. For non-extreme Kerr BHs, we analyze equatorial motion and show that the Penrose process is only possible when the dimensionless spin satisfies (\hat{a} > 1/\sqrt{2}), yielding a lower limit on the change of (M_{\rm irr}). Chapter 3 examines BH accretion, where both the mass and irreducible mass increase. Using ISCO accretion, we compute the ratio of mass growth to irreducible mass growth as a function of spin. The ratio peaks near extremality and approaches (M/M_{\rm irr}) as (\hat{a}\to 1), implying self-similar growth. Including gravitational-wave losses from inspiraling objects shows that the spin saturates before extremality; we compute this stable spin and derive an analytical dependence on the mass ratio. Chapters 4–6 study compact objects in AGN disks. For white dwarfs (Chapter 5), accretion-induced collapse is unlikely, but dynamical interactions can trigger WD–WD collisions, leading to thermonuclear explosions with distinctive light curves and high-energy emission shaped by the AGN and SMBH environment. For neutron stars (Chapter 6), we classify accretion modes and find that strong magnetic fields, neutrino-cooled accretion columns, and GW emission enable extremely high accretion rates, causing NS collapse before mergers can occur. Finally, Chapter 7 interprets the candidate binary BH merger LVK S241125n as occurring inside an AGN disk, where hyper-Eddington accretion onto the remnant can explain the associated GRB and X-ray afterglow.