Powstanie galaktyk symulacje

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

Początkowe widmo fluktuacji dla rachunku nieliniowego

Ewolucja zaburzeń (Millennium II)

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

(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

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.)

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

Niebieskie galaktyki (przykłady)

Czerwone galaktyki

Bariony wewnątrz grawitacyjnie związanych halo

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.

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

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

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

www.illustris-project.org 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?)

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?

Problem galaktyk karłowatych Jak część masy przypada na gwiazdy? Bullock (2010) arxiv:1009.4505

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:1009.4505

Problem galaktyk karłowatych Liczba oczekiwanych (symulacja) i obserwowanych gal karłowatych wokół MW Bullock (2010) arxiv:1009.4505

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 2015-2016, niezaznaczonych na rysunku Bullock (2010) arxiv:1009.4505

Problem galaktyk karłowatych Obserwowane galaktyki i zasięg SDSS. SDSS obserwuje (tu) 1/5 nieba Bullock (2010) arxiv:1009.4505

Problem galaktyk karłowatych Galaktyki karłowate o zbyt małej jasności pow byłyby niemożliwe do detekcji Bullock (2010) arxiv:1009.4505

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:1009.4505

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

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

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

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

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

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 0-250 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

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

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

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?