Clase 12

Ingredientes e incertezas en la modelación de la
evolución de galaxias
Nelson Padilla
PUC
Tópicos,
Tópicos, 2do semestre 2008
Modelos estandar de formación de galaxias
con formación de discos y mergers
1
Modelos estandar con formación de
discos y mergers
Modelos con evolución jerárquica de galaxias utilizan estas
ideas,
• El resultado del enfriamiento de gas en halos de DM es
un disco gaseoso soportado por rotación con SF
moderada (Rees & Ostriker 1977, Silk 1977, White &
Rees 1978….);
• Mergers de discos son el mecanismo principal de SF
violenta, y forma principal de formación de esferoides
(Villumsen 1982, Cole 1991, Cole et al 2000).
Como resultado,
Los bariones siguen el comportamiento jerárquico de la
materia oscura
DM es “fácil”, el problema está en la parte
luminosa
DM viene dada por un modelo cosmológico que explica
- la radiación de fondo (WMAP),
- los resultados de SN,
- la abundancia de cúmulos de galaxias,
- el espectro de potencias de galaxias (SDSS y 2dFGRS),
- curvas de rotación de galaxias,
- lentes gravitacionales,
- clusters tipo “bullet”
Complicaciones:
- Historia de mergers de halos, y acreción de material, resuelto en alguna
medida utilizando simulaciones numéricas de DM
- Fricción dinámica dentro de halos masivos
2
DM es “fácil”:
Ingrediente 1: forma del espectro de potencias en escalas
relevantes:
P(k)
n=1
n=-3
k
req
Ingrediente 2: cosmología
Ingrediente 3: crecimiento de fluctuaciones
DM es “fácil”:
Press-Schechter
Millenium
Simulation
Nuevos
ajustes
con colapso
elipsoidal
3
DM es “fácil”:
Press-Schechter extendido
Se puede calcular la probabilidad que un objeto
de masa M2 a redshift z2, tenga un progenitor de
masa M1 a redshift z1:
Luego se puede tomar
el límite cuando z1 -> z2
Coordenada espacial
DM es “fácil”:
Galaxy mergers
Galaxy orbits decay due to dynamical
friction
• Lacey & Cole (1993)
– Analytic
– Point mass galaxies
– Orbit averaged quantities
t DF = 0.5 f (" )VC rc2 / CGm ln(! )
•
Jiang et al 2007 (see also BoylanKolchin et al 2007)
4
DM es “fácil”, el problema está en la parte
luminosa
Para poder comparar observaciones con modelos hay que
pasar por dos partes muy inciertas,
• La evolución
evolución no lineal de la componente bariónica:
bariónica: la mayoría
mayoría
de los procesos que dominan esta evolución ocurren en escalas
por debajo de las simulables en todos los casos (sub-grid
physics)
physics) por lo que se los incluye de manera analítica
analítica (si es que
se los incluye)
incluye).
• Interación de fotones generados en las estrellas (usando BC)
y en procesos de acreción con el polvo del ISM (por ejemplo,
GRASIL Silva et al 1998).
DM es “fácil”, el problema está en la parte
luminosa
Los procesos de bariones:
• calentamiento de gas en halos de materia oscura (no
lineal)
• enfriamiento de gas (no lineal)
• acreción de gas de filamentos (no lineal y no esférico)
• Formación estelar (qué dispara la formación de estrellas
en una nube de gas frío)
• Procesos de mergers (efecto en la componente bariónica)
• Feedback
• la lista de todos los procesos no incluídos en ésta
5
Evolución no lineal de bariones
Esto fue sólo un ejemplo. Más en general,
• en toda simulación, la física sub-grid es dominante y se modela con recetas
semi-analíticas;
•
Comparaciones intensivas entre escenarios diferentes y datos
observacionales se hacen mediante modelos completamente Semianalíticos para los bariones. En particular, hacer un postprocesing de
simulaciones de DM es el método que permite comparaciones estadísticas
de predicciones de una cosmología dada.
•
Por definición, SAMs usan muchas hipótesis sobre el comportamiento del
sistema.
•
Permiten sólo determinar si estas hipótesis funcionan.
DATOS
MODELOS
Procesos de evolución:
•
Gas calentado por shocks durante el colapso del
halo de materia oscura. El gas disponible es Ωb/
ΩmM, donde M es la masa del halo de materia
oscura.
•
Este gas transfiere parte de su masa a una fase
fría (enfriamiento radiativo)
6
Shock Heating
•
Hipótesis importante de formación de
galaxias:
–
Rees & Ostriker 1977, Silk 1977, White &
Rees 1978 asumen que cuando el gas
colapsa en objetos ligados
gravitacionalmente, es atravesado por
shocks que lo calientan a la temperatura
virial.
Calentamiento (Courty & Alimi, 2004):
Donde w es el factor de compresión del gas,
y ne y nHP son las densidades de
electrones y heavy particles. La
diferencia de temperatura de electrones
se puede despreciar.
Shock Heating
Recent results, Birnboim y Dekel,
arXiv:0808.0553
Posible cambio conceptual:
•
Simulaciones numéricas de enfriamiento con infall de
gas frío cosmológico
–
–
–
–
En este caso se encuentra un límite inferior para
calentamiento de gas dentro de halos de materia oscura.
Origen: el shock no se propaga y se mantiene en el disco
que recibe streams de gas frío.
Halos por debajo de 5x1011 reciben gas frío a tasas
<200Msun/año
Parte de este gas forma estrellas, el resto se calienta
tambien a temperaturas viriales.
7
Cooling (Longair, capítulo 16)
Al colapsar y formar panqueques, el gas
logra temperaturas elevadas.
Para formar estrellas es necesario un gas
frío de alta temperatura => procesos
disipativos extremadamente importantes.
A altas temperaturas: plasma totalmente
ionizado. Este plasma tarda un tcool en
perder su energía térmica y conducir a una
“Inestabilidad Térmica” que produce un
colapso:
Esta escala se puede comparar con la de
colapso gravitatorio:
tdyn~(Gρ)-1/2∝N-1/2
He b-b & f-b
bremsstrahlung
H b-b & f-b
Cooling
Comparando tdyn y tcool se puede colapsar objeto cuando los tiempos disipativos son
mas cortos que los dinámicos.
Masas que sufren colapso térmico corresponden a 106-1012 y dentro de un Hubble time,
1010 años (considerando temperatura de shocks durante colapso gravitatorio >~104K)
8
Formación estelar
9
Conditions for star formation
•
•
•
High density, cold gas
Fragmentation: produces flows of gas with negative gradients. Not all occurs in
fragmented clouds…
Shocks: high density regions before shock heats the gas …mergers
Quizás estas condiciones de
formación estelar son
relativamente normales o
frecuentes que la formación
estelar en galaxias normales
hoy.
10
Globalmente, formación estelar en galaxias se aproxima bien con
1)
.
2) IMF inicial tipo Salpeter
Estas 2 suposiciones codifican los procesos descriptos y
permiten estudiar los efectos de otros procesos en forma
estadística, para grandes números de galaxias.
Preguntas restantes para cerrar el ciclo:
SN, AGN, enriquecimiento químico,
Primeras estrellas.
Efecto de las SN
•
Una fracción de la población de estrellas
explota como SN y devuelve al medio gas a
la fase caliente.
SN
11
Procesos de evolución:
Enfriamiento
radiativo
Gas Caliente
Gas frío
Por enfriamiento
Por transferencia
mecánica de gas frío al
centro de la galaxia
SN
Estrellas
Agujero Negro
Feedback BH
Las galaxias normales son AGN “inactivas”?
•Cada vez hay más evidencia de que todas las
galaxias poseen un agujero negro central, y que la
actividad del núcleo se da en periodos cortados de
tiempo.
•Con esta actividad pueden regular la evolución
cósmica de su galaxia host.
•En nuestra galaxia tenemos uno, de muy baja
emisión de energía.
12
LA ÉPOCA DE LOS QUASARS
•
Mayor número en el pasado.
•
Máximo hacia z ~ 2.2.
•
Similar al de la SFH
•
¿Formación de los quasars
o problema con las
observaciones?
¿FORMACIÓN DE GALAXIAS?
•
Toda galaxia puede tener un BH, acretando o no (activo o no)
•
Quasars: en el pasado, mayor acreción de materia por los agujeros negros
supermasivos, gran cantidad de energía devuelta a galaxias.
•
Papel importante de los procesos de mergers: duración relativamente corta.
•
Galaxias elípticas en centros de supercúmulos: mergers.
•
Interacción gravitatoria: en QSO’s y Seyfert hay 6 veces más que en las galaxias
normales.
13
MODELO EVOLUTIVO
•
Quasars → Radio galaxias
→ Galaxias elípticas normales → ...
•
QSO’s → Seyfert → Galaxias espirales normales → QSO´s...
•
Por interacción gravitatoria, incluídos mergers, una galaxia normal
podría transformarse en AGN.
Siempre se produce LBH y por lo tanto feedback?
Modos de acreción:
Modo de Radio: acreción baja, por enfriamiento de gas (mismo
mecanismo que provee material para la SF). → disco de acreción fino,
proceso ordenado, alta fricción, alta luminosidad, posiblemente jets y
lobes de radio, y Feedback.
Modo de “QSO”: alta acreción, procesos de merger, inestabilidades de
disco (evolución secular), proceso desordenado, pero gran cantidad de
masa produce alta luminosidad.
14
Sin embargo, puede haber feedback en modo QSO:
Gastaldello et al. (2007) encuentra falta de enfriamiento
en un cúmulo que presenta una fuente de radio de jets.
Efectos del feedback de AGN
Detiene formación estelar al vaciar la fase fría del gas (Kauffmann et al.,
2007). Transición de población azul a roja?
15
Medición de efecto en modelo cosmológico LCDM
•
Agujero negro central (Lagos et al., 2008)
•
Cambios de morfología:
– inestabilidad de disco
– En mergers de galaxias, se transforma
todo el gas frío en estrellas si la fracción
de masas es alta.
– En acreción de galaxias a un halo, éstas
pierden su gas caliente por lo tanto no
forman más estrellas si se les acaba el
gas frío.
SN
AGN
REIONIZACIÓN
-Evaporación: la radiación UV que ya no encuentra átomos neutros, penetra halos de materia oscura
con temperaturas viriales menores que la necesaria para la eficiencia de cooling (104K). En estos
casos el gas puede evaporarse por los fotones UV.
-Formación de galaxias de baja masa: el aumento de la temperatura del IGM por el background de UV
después de reionización cambian la masa de Jeans, y por lo tanto la masa mínima de galaxias.
Antes de reionización: cooling es más importante que masa de Jeans
Después: la masa de Jeans aumenta considerablemente.
16
Resultados:
Comparaciones históricas entre modelos y observaciones
Inicialmente los modelos asumían un número limitado de procesos
de DM y bariones.
- Press-Schechter extendido para DM
- Colapso esférico
- Limitaciones de resolución
- Recetas de SF con pocos estudios de viabilidad (por ejemplo
con simulaciones con gas)
- Modelo de feedback sólo en algunos casos
- Fricción dinámica de subhalos de DM
- Cosmología definitivamente mal
Comparaciones históricas entre modelos y observaciones
Ω0
Cole et al 1994 (previo a Madau at al 1996)
Razón principal: cosmología, fracción de bariones y Ω
17
Una cosmología equivocada cambia: Las tasas de mergers
Okamoto & Habe, 2000; Neistein et al., 2008
Comparaciones históricas entre modelos y observaciones
Observaciones (MUSYC-GOODS)
MODELO Cole et al. 2000
Líneas: ayudan a ver población más masiva
18
Comparaciones históricas entre modelos y observaciones
Cosmología ok (Ω=0.3 ΩΛ=0.7)
Problema no resuelto:
- Feedback AGN
AGN
MODEL Cole et al. 2000
Comparaciones históricas entre modelos y observaciones
Galaxias masivas a alto redshift:
Drory et al 2005
Baugh et al 2005, Durham SAM
19
Comparaciones históricas entre modelos y observaciones
Cole et al. 2000 +GRASIL
Cuentas de galaxias en el submm
(1998 en adelante) fueron una
fuente de pruebas a las hipótesis de
los modelos.
Hoy: todavía no resuelto del todo
IMF top-heavy?
Entonces, para qué usamos modelos?
•
Una fracción considerable de resultados observacionales fueron
sorpresas para los modelos;
•
Los modelos actuales no siguen primeros principios, sino que son
herramientas para estudiar ideas físicas sobre qué procesos dan lugar a
una población de galaxias como la observada.
La formación de galaxias evoluciona con observaciones y nuevas ideas.
ENTONCES COMPARAMOS CON MODELO ACTUAL...
20
Observado
Downsizing (Cowie et al., 1996)
Observado
Downsizing (Cowie et al., 1996)
21
Observado
Downsizing en la época de
formación estelar.
estelar.
Thomas et al. 05
 Formación de bariones
anti-jerárquica
 Formación de galaxias
más lenta en el campo.
 Ensamblado de masa
temprano.
 Alta SF en objetos
masivos a alto redshift.
Observado
Downsizing: evolución de la función de masa desde z~1.2
Elípticas masivas read & dead a z~1, las pequeñas más tarde.
Red
Bundy et al 06
stellar mass →
Blue
stellar mass →
22
Modelos
En modelos jerárquicos
Efecto de apagado de SF
Cattaneo,
Cattaneo, Dekel,
Dekel, Faber (2006)
Downsizing en la época de
formación estelar.
estelar.
Modelos sin shutdown
de formación estelar
no pueden producir
el downsizing observado
modelo:
modelo: sin apagar SF
modelo:
modelo: apagando la SF
(pero sí producen cierto
grado de downsizing)
Downsizing por apagado de SF
Modelos
Cattaneo, Dekel, Faber 2006
z=1
z=0
z=0
z=1
Apagado: AGN o cold flows que mantienen shocks.
23
Modelos
Lagos et al. (2009) con AGN
Modelos
Downsizing en masa de SMBH?
En modelos jerárquicos:
SMBH crece con gas
disponible, ligado a SF.
curvas de crecimiento
de masa de objetos
de distinta masa,
sin normalizar a
masa final
Evolución de masa del SMBH
ligada a M>Mmin
Importante: deben ocurrir
mergers entre SMBH
centrales de galaxias
involucradas en merger.
Predicción: ondas
gravitacionales (en curso)
24
SATELLITE PROBLEM:
• Gran debate: abundancia de satélites en
observaciones respecto de modelos.
• Resultados de Moore et al. (1999) muestran sobreabundancia en modelos
Supresión de SF en masas viriales pequeñas
•
•
•
Solución propuesta por Moore: satélites de DM pequeños no tienen
suficientes bariones para ser vistos.
Feedback en halos pequeños que impiden que formen estrellas.
Debería ser responsable de detener formación estelar en 95% de
objetos.
Free streaming the neutrinos de 1keV elimina satélites pequeños (5
años más tarde se supo que cota superior es ~1 eV!).
25
Supresión de SF en masas viriales pequeñas
•
y si aparte las observaciones tuviesen problemas de
completitud?
Simon & Geha (2007)
20 nuevas enanas en SDSS, equivalentes a ~100, por máscara angular
Supresión de SF en masas viriales pequeñas
Simon & Geha (2007) analizan nuevos satélites encontrados con SDSS (7 del total
de unos 20, duplicando el número conocido). Encuentran:
- M/L ~1000
- vcirc = 3-7km/s (usando entre 18 y 200 estrellas por satélite)
- metal poor (Fe/H=-2.6 los más pobres)
- los sats más metal rich muestran evidencia de haber perdido estrellas
factor 4x
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Supresión de SF en masas viriales pequeñas
Simon & Geha (2007) analizan nuevos satélites encontrados con SDSS (7
del total de unos 20, duplicando el número conocido). Encuentran:
- metalicidades similares a las de los satélites clásicos.
Supresión de SF en masas viriales pequeñas
Simon & Geha (2007)
Reionización limitando la formación estelar en halos pequeños es capaz de aliviar el
problema. (sólo halos que colapsaron antes de reioniación pueden formar
estrellas)
(foración en halos más masivos, o que colapsaron primero no es solución)
27
Satélites y Building Blocks
•
Evidencia actual de mergers: satélites en disrupción.
•
Antes de disrupción son sólo satélites.
Building blocks
• Si la formación de galaxias involucra
mergers, se pueden analizar los
satélites actuales para estudiar si tiene
sentido que éstos hayan dado forma a
la galaxia actual.
28
Geisler et al., 2007: analizan datos sobre metalicidad de
cumulos globulares y de satélites (actuales) de la MW.
encuentran diferencias
significativas en las
metalicidades que indican
que modalidad de formación de estrellas es diferente en MW que en sats
(más rápida en MW)
vía láctea
satélites
sgr
Geisler et al., 2007: analizan datos sobre metalicidad de
cumulos globulares y de satélites (actuales) de la MW.
Dwarf spheroidals,
tendrían formación
estelar baja, de forma
que sólo logran
Fe/H=-1.6 cuando
se disparan las SNIa
En general 12 de las 13 satélites son similares entre sí y
diferentes de la MW (excepción: Sgr)
29
Notas al margen
•
•
Satélites actuales corresponden a fluctuaciones menores en el
campo de densidad inicial comparadas con la vía láctea, por lo
que tienen que haber colapsado más tarde que los building
blocks de la MW
Épocas de colapso influyen en población estelar de galaxias
dado que el Universo no siempre fue igual:
– Tasa de mergers tiene un máximo a z=3 (en modelo
cosmológico actual, lookback time de 10-11 Gyr)
– Crecimiento de los pozos de potencial ha cambiado
notablemente a partir de este z de máxima actividad de
mergers.
– Posible solución: halos colapsados en épocas similares son
similares (si no, porqué todos los satélites son parecidos?!)
Zhao et al 2003
Era de BBs
De satélites sobrevivientes
Potencial
gravitatorio
(vc)
Masa
Concentración
zt ~ 3.5
zt ~ 2.5
30
Resultados de modelos CDM
•
Robertson et al. (2005) toman SFR de un modelo cosmológico y
encuentran:
– Estudios de algunos halos que han destruído un satélite y
tienen satélites tipo dIrr y dSph sobrevivientes.
– Estrellas del halo estelar se forman por acreción de dIrr en
épocas tempranas.
– Estos BB son destruídos durante el merger
– Los BB tienen formaciones truncadas temprano,
enriquecidos mayormente por SNII
– Son destruídos antes de que SNIa puedan aumentar sus
metalicidades (remanentes débiles en metales en el halo
estelar).
(halos cosmológicos, pero “hechos a mano”)
Resultados de modelos CDM
• dIrr que sobreviven hasta el presente:
– forman estrellas por más tiempo
– son enriquecidas por SNI y II
– similares a SMC y LMC
• dSph que sobreviven:
– importante influencia de vientos de SN por potenciales
gravitatorios poco profundos.
– a masas mayores niveles de α/Fe se acercan
gradualmente al valor solar.
– Usan efecto de reionización para factor 10 de exceso
de satélites (antes de Simon & Geha).
31
Resultados de modelos CDM
estrellas
del halo
dSph hoy
dIrr hoy
Resultados de modelos CDM
Font, Johnston, Bullock &
Robertson (2006a)
sats acretados y destruídos
Datos extra:
- con modelos
semianalíticos en 4 halos
tipo MW (cosmológicos
mediante EPS) se
confirma que acreción de
BB ocurrió hace 8-9 Gyr
sats sobrevivientes
- satélites actuales se
acretaron hace sólo 4-5
Gyr.
32
Resultados de modelos CDM
Font, Johnston, Bullock &
Robertson (2006a)
Font, Johnston, Bullock &
Robertson (2006b):
•Mergers importantes aumentan
metalicidad de halo galáctico.
•Gradientes de metalicidad ok
Resultados de modelos CDM
Lagos et al. (2009)
~1000 halos tipo MW.
Modelo puramente semianalítico.
Surv. Sats.
Comparación de BB con
satélites supervivientes.
- Formación de BB 3-4
veces más rápida que de
surviving satellites
BB
MW halo
33
Resultados de modelos CDM
Comparación de BB con satélites supervivientes.
-Población de satélites siempre es metal poor en comparación a centrales.
Incluso sin AGN, sin Inestabilidades de disco
(puramente Jerárquico).
central
Con AGN
surv.
sats
Jerárquico
puro
Resultados de modelos CDM
Comparación de BB con
satélites supervivientes.
-Población de satélites siempre
es metal poor en comparación
a BBs.
BB
sats
-Para MW type halo, el 50% de
las galaxias tienen diferencias
mayores a 0.3 dex entre
metalicidades de estrellas
acretadas (halo estelar) y
satélites.
34
Resumen
Galaxy formation:
• Dark Matter: fácil, mayormente resuelto.
• Bariones: incierto, se utilizan resultados observacionales para
aprender qué sucede con ellos.
Problemas revisados en clase:
• Downsizing
• Satellite problem
• Building-Blocks vs. surviving satellites
Warnings:
• Naive interpretations of a hierarchical evolution not allways
correct.
• Observational constraints are subject to biases, some of them
still unknown
35