Simulando el Universo:

Simulando el Universo:
logros y retos
Vicent Quilis
Departament dʹAstronomia i Astrofísica
Departament dʹAstronomia i Astrofí
i Astrofísica
Índice:
El paradigma cosmológico
Materia oscura
Gas
Las simulaciones
Técnicas
Resultados
Problemas
Conclusiones
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El paradigma:
ΛCDM
Todo empieza con el Big Bang
Inflación, perturbaciones
adiabáticas,
Agrupación jerárquica de las
estructuras
NASA/WMAP Science Team
espectro fluctuaciones
constante cosmológica
materia ( DM + gas)
bariones
constante de Hubble
P(k) ∝ kn
ΩΛ ≈ 0.76
Ωm ≈ 0.24
Ωb ≈ 0.042
Ho =100⋅ h⋅ km⋅ s−1 ⋅ Mpc−1, h = 0.73
NASA/WMAP Science Team
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Materia oscura:
Curvas de rotación en espirales (Faber and
Gallagher ,1979, ARA&A 17, 135).
Equilibrio hidrostático en elípticas requiere
más masa de la observada (Fabricant and
Gorenstein 1983 ApJ 267, 535)
Rayos-X-ray en cúmulos de galaxias (Fabian,
Thomas, Fall, and White, 1986, MNRAS 221, 1049)
Lentes gravitatorias (Young et al., 1980,ApJ
241, 507)
Perfil NFW (Navarro,
Frenk and White, 1997)
NASA/CXC/IoA/A.Fabian et al.
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Gas:
cúmulos de galaxias
galaxias
estrellas
nubes, gas difuso, ….
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Simulaciones:
Las simulaciones numéricas, en Cosmología, son las herramientas
para validar los modelos teóricos cuando sus predicciones se
comparan con las observaciones.
Qué incluimos?
espectro de fluctuaciones iniciales
fondo cosmológico
algo de Física: gravedad, hidrodinámica,
calentamiento y enfriamiento, …
complejo problema matemático
Qué obtenemos a cambio?
procesos
de
evolución altamente no lineal
un laboratorio virtual para estudiar la formación y evolución
de las estructuras cosmológicas.
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Materia oscura:
Materia oscura (DM) se describe como un conjunto de partículas
sin colisiones que sólo interaccionan entre sí gravitatoriamente.
La técnica numérica utilizada se conocoe como N-body (Ncuerpos) (Hockney & Eastwood 1988).
rn
r n +1 r n
vi
xi = xi + ∆t ⋅ n
a
Idea básica:
r
r
dxi vi
=
dt
a
r
r
dvi
∇φ
=−
− Hvi
dt
a
3 2 2
∇φ= H aδ
2
2
r n +1 r n
∇φ n
vi = vi − ∆t ⋅ n
a
φ
1.
2.
how is computed the peculiar
potential created by all the
particles?
mj
direct addition, φi = G
Fourier
∑
r r
j
φk = − k δ k
2
ij
Perfil de densidad de los halos de DM:
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© Ben Moore
ρ (r ) =
γ
ρc
α ( β −γ ) / α
(r / rs ) (1 + (r / rs ) )
Diemand et al., MNRAS, 2004
γ=1.16
NFW
(α,β,γ)
(1,3,1)
(Navarro et al., ApJ, 1996)
Moore’99
(1.5,3,1.5)
(Moore et al., MNRAS, 1999)
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Estructura a gran escala:
235 h-1 Mpc
Virgo Consortium
Jenkins et al. 1998, ApJ
Simulación del volumen de Hubble:
Función de masa:
ρ ⎛ 1 dσ M
dn
= −0.315 0 ⎜⎜
dM
M ⎝ σ M dM
⎞
⎟⎟ exp − [0.61 − log( g zσ M )]3.8
⎠
{
}
Jenkins et al, MNRAS, 2001
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dn
∝ M −α
d (log M )
Ley de Moore:
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La capacidad de los
Supercomputadores
se duplica cada 16
meses
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1010 partículas
512 CPUs
343000 horas
ΛCDM tiene muchos éxitos:
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formación de la estructura a gran escala (Bahcall et al. 1999)
radiación de fondo de microondas (Lee et al. 2001, Netterfield et
al. 2002)
abundancia de los elementos ligeros (Burles et al. 2001)
líneas de absorción en espectros de quasares lejanos (Efstathiou
et al. 2000)
catálogos de galaxias (Peacock et al 2001)
medidas del brillo de supernovas lejanas (Perlmutter et al. 1999)
estimaciones de la edad del Universo a través de estrellas viejas
(Chaboyer et al. 1998)
distancias extragalácticas medidas con cefeidas (Freedman et al.
2001)
masa bariónica en cúmulos de galaxias (White et al. 1993)
abundancias de cúmulos de galaxias ( Eke et al. 1996)
descripción del patrón de agrupamiento de las galaxias (Wu et al.
1999)
movimientos coherentes a gran escala (Zaroubi et al. 1997)
....................
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Gas:
Es la componente crucial de las estructuras cosmológicas, ya que es
directamente comparable con las observaciones.
© R. Bower
Gas primordial
El colapso
gravitatorio
calienta el gas
Enfriamiento
debido a emisión
en X
Formación
de la galaxia
Rees & Ostriker, 1978; Cole 1991; White
& Frenk 1991; Wu, Fabian & Nulsen,
1999
Características:
física compleja, hidrodinámica
choques, discontinuidad de contacto, rarefacciones
enfriamiento y calentamiento
formación estelar
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Ecuaciones de la hidrodiámica:
x coordenada comóvil
δ=ρ/ρB – 1 contraste densidad
ρB densidad crítica
a factor de escala
v=xa velocidad peculiar
Φ potencial gravitatorio
E energía térmica+cinética
Técnicas numéricas:
Smoothed Particle Hydrodynamics
(Gingold & Monaghan 1977, Lucy 1977)
Enfoque Lagrangiano
alta resolución espacial
barato computacionalmente
pobre descripción de la hidro.
problemas de conservación
Godunov´s method
(Godunov 1959)
Enfoque Euleriano
baja resolución espacial
computacionalmente caros
precisa descripción hidro
perfecta conservación
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DM+GAS:
Cúmulos de galaxias:
Primeras estructuras que se simularon. Los cúmulos están hechos de
gas rarificado llenando el pozo de potencial creado por la materia
oscura. Este gas brilla en X..
Simulaciones adiabáticas:
Yoshida et al.,
MNRAS, 2003
Mapas de ondas de choque:
Ascasibar et al., MNRAS, 2003
shock
waves
map
log of shock
speed for
vsє [15,
1500] km/s
Quilis et al., ApJ, 1998
Kang et al., ApJ, 2005
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Formación de galaxias (I):
La formación de las galaxias es un proceso crucial para entender el
nexo entre la estructura a gran escala del Universo (Cosmología) y la
formación estelar (Astronomía estelar).
La formación de las galaxias es un complejísimo problema donde
interviene multitud de fenómenos físicos: DM, gas, enfriamiento,
feedback, formación estelar, química, campos magnéticos, transporte
radiativo, …
Primeros objetos,
estrellas III
Agujeros
negros
supermasivos
Formación de
galaxias
relaciones de
escala
feedback
Formación
estelar
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Formación de galaxias (II):
DM
gas
formación estelar
enfriamiento
calentamiento y feedback
© V. Springel 2000
formación de discos en
halos de DM
altísima resolución
discos inestables
Kaufmann et al., PoS, 2004
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Interacción de galaxias:
Springel & Hernquist, ApJ, 2005
La fusión de espirales de igual masa,
produce una galaxia espiral con una gran
cantidad de gas en el nuevo disco. No se
forma galaxia elíptica.
Kazantzidis et al., ApJ, 2005
Fusión de galaxias de distintas
masa con agujeros negros
supermasivos, produce daños e
importantes cambios en la
galaxia mayor.
Metamorfosis galáctica:
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Evidencias observacionales:
Las correcta descripción de
la formación y evolución de
las galaxias está
íntimamente ligada a las
transformaciones
morfológicas sufridas por
dichas galaxias.
Z
Butcher & Oemler, ApJ, 1984
Tres candidatos:
Fusiones entre elípticas
para producir esferoidales S0.
Harassment, fuerzas de
marea
Ram – pressure stripping,
desnudado debido a la presión
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Problemas !!!!
El modelo actual ha sido exitoso al explicar de manera
general la formación y evolución de las estructuras
cosmológicas. Sin embargo quedan numerosos e
importantes interrogantes …
• Sobre-abundancia de satélites de DM
• Curvas de rotación no planas.
• Los bariones perdidos
• El problema del momento angular
• Flujos fríos en cúmulos de galaxias
• Relaciones de escala
• Poblaciones estelares
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Sobre-abundancia de satétiles de DM:
Navarro & Steinmetz 2000, Moore et al. 1999
© J. Diemand, 2007
© Ben Moore
© Ben
Moore
Soluciones sugeridas:
Fuerzas de marea (Stoehr et al.,
MNRAS, 2002)
Los satélites son halos formados en
épocas muy tempranas con gran cantidad
de gas y DM. Fenómenos de ‘stripping’ han
arrancado el gas. (Kratsov et al., ApJ,
2004)
Quizás no haya tantos (Kazantzidis et
al., ApJ, 2004)
?
Física
Problemas numéricos
Curvas de rotación no planas:
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(Blais-Oullete et al. 2001)
Bariones perdidos:
(Cen & Ostriker, ApJ, 1999)
Un inventario de los bariones (materia ordinaria) sólo encuentra el
~50% de la cantidad predicha por la Nucleosíntesis (Big Bang)
Solución: Se ha detectado en rayos X un ‘bosque’ de nubes de gas
templado intergaláctico. (Nicastro et al., Nature, 2005)
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Problema del momentoangular:
(Navarro and Steinmetz 1997,2000)
Navarro, Frenk, White, 1995, MNRAS
Las espirales simuladas son
sistemáticamente demasiado
pequeñas … pierden momento
angular.
Soluciones:
Varios grupos proponen que
son problemas inherentes a
las simulaciones y no de la
descripción física.
Thacker & Couchman, ApJ, 2001
Serna et al., ApJ, 2003
Governato et al., ApJ, 2004
Serna et al., ApJ, 2003
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Cooling flows (flujos fríos):
9 El gas en el interior de los
cúmulos de galaxias es mucho
más frío de lo predicho por los
modelos teóricos.
9La eficiencia en transformar
gas caliente en gas frío
(formación estelar) es muy
pobre.
9Los satélites de rayos-X,
Chandra y XMM, no han
detectado evidencias de grandes
cantidades de gas frío.
Borgani et al.,
MNRAS, 2004
Balogh et al.,
MNRAS, 2001
Quilis et al., MNRAS, 2001
Dalla Veccia., MNRAS, 2004
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Relaciones de escala:
En un Universo donde las estructuras se forman por fusiones, es
muy difícil explicar la existencia de relaciones de escala como
manifiestan las observaciones. ¿Por qué estas relaciones son
similares independientemente de la época a la que miremos?
α
Relación Tully-Fisher
L = Av , ∈ 2.5,4
Plano fundamental
re ∝ σ 1.33ie−0.83
Relación de Magorrian
rot
α
[
Relación color-magnitud
]
Poblaciones estelares:
Las poblaciones estelares son un registro fósil de la historia de la galaxia. La
existencia de modelos de Síntesis de Poblaciones Estelares, permite estudiar
dos escenarios de formación:
jerárquico: las estructuras se forman por fusiones , de menor a
mayor (Press & Schechter 1974, White & Frenk 1991).
monolítico: las galaxias se forman por colapso de una única
estructura que va creciendo (Eggen Lynden-Bell & Sandage 1962,
Larson 1974).
Problemas:
Relación color-magnitud a altos redshifts, z>1 (Blakeslee et al. 2003)
EROS (galaxias muy rojas y grandes) (Moustakas et al. 2004) y muy
brillantes en sub-mm (Chapman et al. 2003) a altos z
tiempos muy cortos de formación de la elípticas (Vazdekis et al. 1997,
Chiosi & Carraro 2002)
elípticas viejas gigantes parecen más viejas que las enanas (Caldwell et al.
2003, Kauffmann et al. 2003)
las metalicidades no concuerdan con los modelos de síntesis de poblaciones
estelares (Vazdekis et al. 1997)
Resumen:
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Estamos en una nueva era , la de la Cosmología de alta
precisión. En esta fase, la nueva generación de
simulaciones ( y computadores) jugarán un papel
crucial como laboratorios virtuales donde testar las
teorías mediante comparación directa con la
observación
Conclusión:
para los optimistas y leales:
ΛCDM es un gran modelo con pequeños problemas.
para los rebeldes:
principio débil
Hay algo sustancial en ΛCDM que está mal, pero
aun se puede salvar el modelo.
principio fuerte
ΛCDM está totalmente mal y necesitamos una
nueva Cosmología.
Algunas páginas con códigos cosmológicos libres:
• GADGET: http://www.mpa-garching.mpg.de/gadget/
• HYDRA: http://coho.physics.mcmaster.ca/hydra/
Qué se necesita?
PC, 1 Gb de ram, 100 Gb disco
Y ahora un buen ejemplo …….
cúmulo de galaxias
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