Powstanie galaktyk symulacje

Transkrypt

1 Powstanie galaktyk symulacje Przybliżenie liniowe Symulacje N-ciałowe Millennium I/II, Aquarius Ewolucja struktury Syntetyczne katalogi galaktyk Problem satelitów

2

3

4 Początkowe widmo fluktuacji dla rachunku nieliniowego

5 Początkowe widmo fluktuacji dla rachunku nieliniowego

6 Ewolucja zaburzeń (Millennium II)

7 Równania Trzeba opisać ruch wielu (np N=10^10) cząstek w periodycznej przestrzeni (tzn rozpatrywany ekspandujący sześcian ma nieskończoną liczbę kopii w każdym kierunku). Obok: hamiltonian dla N cząstek I równanie Poissona uwzględniające obecność,,kopii'' cząstek. Cząstki reprezentują raczej elementy materii niż pojedyncze punkty materialne. Softened Fluid Particles [SPH] pełnią taką rolę. Przypisuje się im ustaloną masę oraz pewien rozkład gęstości w kuli o skończonym promieniu. [Punktowość / rozciągłość jednocześnie] Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105 GADGET-2

8 Równania Ciemna materia opisana jest jak ruch wielu punktów materialnych. Jako źródła pola grawitacyjnego - rozmyte SPH pozwala opisać gradienty ciśnienia I związane z tym siły, co pozwala śledzić ruch materii barionowej... Można też opisać procesy dysypacji, ale to jeszcze bardziej skomplikowane... Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

9 Obliczanie potencjału grawitacyjnego Składowa długim zasięgu: metody spektralne. Drobnoskalowe składowe usunięte Blisko: uwzględnienie sąsiadów w kuli o promieniu kilku r_s Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

10 Ewolucja DRIFT & (na zmianę) KICK Te, bardziej symetryczne metody, są dokładniejsze Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

11 Ewolucja - metody Test: numeryczne rozwiązanie problemu Keplera Metoda KD lepsza od RK-2 (RK-4 jeszcze lepsza ale też 4 razy kosztowniejsza) Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

12 Ewolucja - metody Bardziej wyrafinowane metody całkowania po czasie. W dużej skali zmiany zachodzą wolniej i siły długozasięgowe wystarczy obliczać rzadko. W sąsiedztwie cząstki przemieszczają się szybciej i siły krótkozasięgowe też zmieniają się szybko. Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

13 Ewolucja - technika Technika: podział cząstek pomiędzy procesory. Ta 2D ilustracja pokazuje jak 2D zbiór komórek uporządkować w 1D ciąg, tak by jego fragmenty mogły odpowiadać wszelkim podpodziałom na komórki różnych rzędów. (Algorytm Peano Hilberta działa też w 3D) Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

14 Ewolucja - technika Technika: przykład podziału krzywej na 5 segmentów i przyporządkowanie im obszarów w 2D. Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

15 Ewolucja - technika Technika: przewidywany czas obliczeń na komputerze o 1024 procesorach. Wg: Springel, V. (2005) MN, 364, 1105

16 Zastosowanie: Millennium Simulation Springel, Frenk & White (2006) Nature, 440, 1137

17 Zastosowanie: Millennium Simulation Springel, Frenk & White (2006) Nature, 440, 1137

18 Zastosowanie: Millennium Simulation Symulacja pozwala badać widma absorpcyjne QSO... Springel, Frenk & White (2006) Nature, 440, 1137

19 Millennium Simulation Halo: grupa cząstek Algorytm znajdowania: FOF (friends-of-friends) Jesli b średnia odległość, a dwie cząstki są bliżej niż b/5 to należą, są F. I F of F też Śledzenie: halo łączą się (a czasem odrywają?) Struktura: szukamy maksimów gęstości i sprawdzamy czy jakaś część wokół jest graw związana --> subhalo (>20 cząstek) ~90% cząstek jest grawitacyjnie związanych Subhalo mogą tworzyć hierarchię Springel, Frenk & White (2006) Nature, 440, 1137

20 Millennium - II 5 x mniejszy obszar, to samo N, 125 razy mniejsza masa cząstki ==> rozdzielczość, halo małych mas!!! Różne statystyczne charakterystyki w zakresie mniejszych mas są kontynuacją zależności wykrytych w Millennium I Boylan-Kolchin et al. (2009) MN, 398, 1150

21 Millennium - II Boylan-Kolchin et al. (2009) MN, 398, 1150

22 Millennium - II Boylan-Kolchin et al. (2009) MN, 398, 1150

23 Millennium - II Rozkład masy w FOF halo dla z=6.2 i z=0, MS / MS II Boylan-Kolchin et al. (2009) MN, 398, 1150

24 Millennium - II 1+z, dla ktorego 16%, 50%, 84% halo o danej masie już istniało. Boylan-Kolchin et al. (2009) MN, 398, 1150

25 Millennium - II Przykłady historii kumulacji masy dla 6 subhalo przypominających Drogę Mleczną przy z=0. Boylan-Kolchin et al. (2009) MN, 398, 1150

26 Millennium: najjaśniejsze galaktyki w gromadach Grawitacyjnie związane halo (>20 cząstek) Gaz --> formowanie gwiazd, ewolucja galaktyki Łączenie się halo/galaktyk: gaz+gaz-->dysk gwiazdy+gwiazdy-->bulge Łączenie ==>aktywne tworzenie gwiazd MII: ~15 mln haloes przy z=3 ~12 mln przy z=0 60% cząstek należy do jakiegoś halo przy z=0 DeLucia & Blaizot (2007) MN, 375, 2

27 Millennium: najjaśniejsze galaktyki w gromadach DeLucia & Blaizot (2007) MN, 375, 2

28 Millennium: najjaśniejsze galaktyki w gromadach DeLucia & Blaizot (2007) MN, 375, 2

29 Bardzo długie ekspozycje pokazują szczegóły łączenia się galaktyk... (David Valls-Gabaud seminarium OAUW 25.X.2016)

30 Millennium: najjaśniejsze galaktyki w gromadach Półanalityczny opis procesów w polu grawitacyjnym DM halo Np: łączenie sie galaktyk o podobnych masach (m_2/m_1>1/3) gwiazdy z pierwotnych dysków trafiają do składowej sferoidalnej, gaz z obu tworzy nowy dysk, ok 40% gazu natychmiast zamienia się w gwiazdy (przy m_2/m_1 << 1 ta część 0) Synteza populacji (Bruzual) + Chabrier IMF kolory galaktyk SN wyrzut gazu, SN, PN metale AGN grzanie gazu etc DeLucia & Blaizot (2007) MN, 375, 2

31 Millennium: najjaśniejsze galaktyki w gromadach Składanie Powstawanie DeLucia & Blaizot (2007) MN, 375, 2

32 Millennium: najjaśniejsze galaktyki w gromadach DeLucia & Blaizot (2007) MN, 375, 2

33 Millennium: procesy wewnątrz halo Powstaje wiele halo małej masy gal karłowate Wybuchy SN w gal karłowatych wyrzucają z nich gaz wiatry Gaz może zostać utrzymany przez większe halo/gal powstające przez łączenie ( recycling ) Taki zatrzymany wiatr to gorący gaz Halo >10^12 M_sun zatrzymują gaz To przenoszenie gazu wzbogaconego w metale jest istotnym czynnikiem modelowania populacji gwiazdowych. Bertone, DeLucia & Thomas (2007) MN, 379, 1143

34 Millennium: procesy wewnątrz halo Funkcja świecenia galaktyk w/g recepty z wiatrami Bertone, DeLucia & Thomas (2007) MN, 379, 1143

35 Millennium: procesy wewnątrz halo Typy morfologiczne w/g recepty z wiatrami Bertone, DeLucia & Thomas (2007) MN, 379, 1143

36 Millennium: procesy wewnątrz halo Metaliczność w zal od sum masy gwiazd w/g recepty z wiatrami Bertone, DeLucia & Thomas (2007) MN, 379, 1143

37 Millennium: procesy wewnątrz halo Jaka część barionów trafiła do IGM (ośrodek miedzy -gal) Bertone, DeLucia & Thomas (2007) MN, 379, 1143

38 Millennium: procesy wewnątrz halo Ile (w sumie) metali wyrzuciły galaktyki <M_vir do IGM Bertone, DeLucia & Thomas (2007) MN, 379, 1143

39 (2014) MNRAS, 444, 1518 ~(100 Mpc)^3 Standardowy model LCDM, parametry wg WMAP 9 Ewolucja od 1+z=128 DM + B + hydrodynamika (~N-body + moving mesh) Gwiazdy, BH, AGN... SN, wiatry, chłodzenie, promieniowanie

40 Illustris Simulation: Ill-1to pełny model w największej rozdzielczości; pozostałe maja mniejszą rozdzielczość I/lub pomijają procesy astrofizyczne. (Dla zbadania wpływu różnych czynników przez porównanie.)

41 Illustris Simulation: Hydrodynamika: moving mesh. Powyżej ilustracja, zastosowanie do Rayleigh-Taylor instability. Komórki zachowują masę. Deformacje pozwalają uniknąć problemów topologicznych...

42 Niebieskie galaktyki (przykłady)

43

44 Czerwone galaktyki

45

46

47 Bariony wewnątrz grawitacyjnie związanych halo

48 Rozkład B oraz DM w obszarach o różnej gęstości. Ukośna linia pokazuje średni stosunek gęstości B do DM. W halo DM nadreprezentowana, w pustkach B.

49 Powyżej: rozkład przestrzenny oraz temperatura gazu wyrzuconego do pustek. Poniżej: rozkład B oraz DM (statystycznie)

50

51 Gdy koncentracja wodoru w komórce gazowej >0.13/cm^3 gwiazdy Proces stochastyczny Skala czasowa ~2.2 mld lat/ (gęstość)^{1/2} IMF = Chabrier (2003) Ewolucja populacji gwiazdowych PN, SN H He C N O Ne Mg Si Fe śledzone W halo lg(m)>10.2 BH, akrecja, promieniowanie, wpływ na gaz

52 Pochodzenie gwiazd. (Im większa galaktyka, im dalej od centrum, tym więcej obcych...)

53

54

55 Surowe dane (setki TB) Zamowienia na informacje/analizy poprzez przeglądarkę Znane problemy: SFR za duze przy z<1 (nieefektywne wyłączanie przez SN, BH etc???) SMF za duża dla najmniejszych I największych mas przy z<1 Galaktyki M_stars < 5*10^10 za duże Rozkład kolorów galaktyk niezgodny z obserwowanym Pierścienie w gal dyskowych Za mało gazu w galaktykach dużych mas Korony S jasniejsze w X niż korony E, czyli na odwrót w stosunku do obserwacji (konsekwencja poprzedniego?)

56 Problem galaktyk karłowatych Symulacje N ciałowe przewidują obecność dużej liczby halo niewielkich mas Każde większe halo otoczone jest wieloma dużo mniejszymi Droga Mleczna powinna mieć dużo więcej satelitów niż widać (gal karłowate w Strzelcu, Lwie,... - kilkanaście) Pozbawione gazu nieobserwowalne? Zniszczone przez oddziaływania przypływowe Galaktyki? Przestrzenny rozkład galaktyk karłowatych wokół Galaktyki jest silnie spłaszczony. Dlaczego?

57 Problem galaktyk karłowatych Jak część masy przypada na gwiazdy? Bullock (2010) arxiv:

58 Problem galaktyk karłowatych Liczba subhalo o prędkości rotacji większej od ==> w promieniu 400kpc wokół MW powinno być 350 takich obiektów o V>10km/s Bullock (2010) arxiv:

59 Problem galaktyk karłowatych Liczba oczekiwanych (symulacja) i obserwowanych gal karłowatych wokół MW Bullock (2010) arxiv:

60 Problem galaktyk karłowatych Klasyczne (przed SDSS) i bardzo słabe (SDSS) gal karłowate satelity MW. Przy zbliżonej masie halo, b duży rozrzut jasności!!! +20 jeszcze słabszych (ultrafaint dwarfs) odkrytych , niezaznaczonych na rysunku Bullock (2010) arxiv:

61 Problem galaktyk karłowatych Obserwowane galaktyki i zasięg SDSS. SDSS obserwuje (tu) 1/5 nieba Bullock (2010) arxiv:

62 Problem galaktyk karłowatych Galaktyki karłowate o zbyt małej jasności pow byłyby niemożliwe do detekcji Bullock (2010) arxiv:

63 Problem galaktyk karłowatych Poprawki na pokrycie nieba oraz na kompletność próbki dopuszczają, iż MW jest istotnie otoczona przez kilkaset satelitów (?) (LSST to sprawdzi) Bullock (2010) arxiv:

64

65

66

67 Segue 1: najciemniejsza galaktyka Które gwiazdy należą do Segue -1? Kombinacja danych fotometrycznych, pozycyjnych oraz spektroskopowych (nie pokazanych) pozwala na identyfikację. Simon et al. (2011) ApJ, 733, 46

68 Segue 1: najciemniejsza galaktyka L - rekord? M/L rekord? Simon et al. (2011) ApJ, 733, 46

69 Karły wokół MW Obserwowane gal satelitarne MW mają podobne masy [ciemnej materii], ale bardzo różnią się jasnością (~5dex) oraz metalicznością (~2dex) [Dlaczego?] Geha et al. (2009) ApJ, 692, 1464

70 Ewolucja galaktyki-satelity Eksperyment numeryczny: trajektoria gal karłowatej w polu stacjonarnych sił przypływowych MW Klimentowski et al. (2009) MN, 397, 2015

71 Ewolucja galaktyki-satelity Destrukcja gal karłowatej w polu sił przypływowych MW Klimentowski et al. (2009) MN, 397, 2015

72 Kod EAGLE, ulepszona wersja Gadget-3 (Gadget-2: Millennium) Grawitacja + hydrodynamika Transfer promieniowania, chłodzenie, jonizacja, rekombinacja Ewolucja gwiazd, SN, wiatry, BH, AGN APOSTLE: 12 fragmentów symulacji w (100Mpc)^3 wybrane tak, by zawierały 2 halo o masach zbliżonych do MW+M31, w odległości ok. 800 kpc, zbliżające się z prędkością km/s Parametry kosmologiczne wg WMAP-7 Ewolucja od pierwszych gwiazd do dzisiaj Początkowo gaz jak włókna DM Pierwsze gwiazdy z~17 w tym, co później utworzy MW I M31 Przy z~11.5 jonizacja, zatrzymanie powstawania gwiazd, aż do powstania halo duzej masy

73 Nie w każdym halo powstaje dostatecznie dużo gwiazd, by móc je obserwować jako galaktykę. (To skutek procesów astrofizycznych wewnątrz poszczególnych halo oraz wpływów zewnętrznych.)

74 Rozkład obserwowanych oraz symulowanych położeń i orientacji orbit satelitów MW Rozwiązanie problemu galaktyk karłowatych? Rozwiazanie problemu rozkładu satelitów w przestrzeni?

75 Podsumowanie Symulacje N-ciałowe pozwalają odtworzyć przestrzenny rozkład galaktyk, jego ewolucję, rozmaite statystyczne charakterystyki Szczegóły budowy wewnętrznej galaktyk I ich formowania przekraczają obecne możliwości pełnego podejścia Syntetyczne katalogi galaktyk, półanalityczne modelowanie ewolucji galaktyk i ich populacji gwiazdowych daje rezultaty zgodne z obserwacjami I może służyć w pewnych zastosowaniach jako substytut [nie istniejących] obserwacji wszystkiego od zawsze Problem satelitów rozwiązany przez uwzględnienie procesów astrofizycznych oraz oddziaływania pomiędzy powstającymi halo/galaktykami?