The effect of IllustrisTNG AGN feedback model on galaxy size

Abstract

Los procesos radiativos provenientes de los agujeros negros supermasivos en el centro de galaxias son la principal causa de la disminuci´on de la formaci´on estelar as´ı como uno de los principales mecanismos que rigen la evoluci´on de las galaxias tal y como las conocemos. Los procesos de feedback surgen cuando el agujero negro central acreta masa de los alrededores del ISM (Inter Stellar Medium), formando un disco de acreci´on que, por fuerzas de cizalladura, disipa la energ´ıa cin´etica de estas estrellas como energ´ıa t´ermica irradiada al ISM. La luminosidad de los agujeros negros (LBH) es proporcional a su tasa de acreci´on. Estos agujeros negros centrales son conocidos como AGN (Active Galactic Nuclei) y los procesos radiativos presentes como feedback, o realimentaci´on. Seg´un la tasa de acreci´on de los AGN existen dos principales modos de feedback. El modo ”radio” se caracteriza por una tasa de acreci´on baja y una acreci´on de gas caliente en los alrededores del ISM siguiendo una geometr´ıa esf´erica. Este modo se caracteriza por la emisi´on en ondas de radio y en ´el domina el conocido como feedback mec´anico o cin´etico, caracterizado por jets de part´ıculas y l´obulos de radio de plasma relativista que interaccionan de forma mec´anica con el ISM, provocando la expulsi´on del material cercano al AGN. Por otra parte, el modo ”cu´asar” (de quasar, quasi-stellar radio source) est´a caracterizado por una tasa de acreci´on m´as r´apida con geometr´ıa discal y un mecanismo dominado por radiaci´on, con fugas de material breves y repentinas, seguidas de r´apidos procesos de acreci´on que permiten la emisi´on de estos fen´omenos de radiaci´on, siguiendo un esquema pulsante de emisi´on y acreci´on. En el caso particular en el que la emisi´on del cu´asar se da en la l´ınea de visi´on del observador, este se denomina blazar, un objeto m´as brillante con las mismas caracter´ısticas de emisi´on pero con una luminosidad mucho mayor. En esta tesis utilizaremos los resultados obtenidos de la relaci´on de tama˜nomasa de galaxias del proyecto de simulaciones EAGLE y realizaremos los mismos c´alculos y relaciones para otro set de datos proveniente de las simulaciones IllustrisTNG, puesto que ambas simulaciones tienen modelos de feedback muy distintos. Esto permite estudiar el impacto de estos diferentes modelos en la relaci´on tama˜no-masa y, de forma indirecta, saber el impacto del feedback de AGN en el tama˜no de las galaxias. Respecto a los modelos de feedback de AGN, en ambos casos se estima la tasa de acreci´on como una comparaci´on entre la tasa de acreci´on de Eddington y la de Bondi, pero en el caso de IllustrisTNG se emplean dos modos de feedback, mientras que en EAGLE s´olo se emplea uno. En el caso de IllustrisTNG se contempla un l´ımite para el cambio entre ambos modelos escalado a cierta masa; de esta forma se fuerza que el modo de feedback cambie para galaxias de mayor masa y sea mucho m´as agresivo. En el caso de EAGLE existe un ´unico modo de feedback que libera cierta cantidad de energ´ıa por el agujero negro a las part´ıculas cercanas del ISM, siguiendo una probabilidad de absorci´on por parte de ´este. Ambos modelos utilizan algoritmos similares para la creaci´on (seeding) de agujeros negros, aunque el modelo de IllustrisTNG presenta m´as masa inicial de los agujeros negros frente a EAGLE, con 8×105M⊙h −1 frente a 105M⊙h −1 . Para nuestro estudio utilizaremos una definici´on de radio de galaxia que no es dependiente de la distribuci´on de luz de ´esta sino de la morfolog´ıa y extensi´on de la misma. Esta definici´on, propuesta en la literatura, se basa en el radio en el que la densidad de estrellas es igual a 1 M⊙/pc2 , nombrado R1. Recientemente esta definici´on de radio ha sido propuesta como una alternativa m´as intuitiva para delimitar el tama˜no real observable de galaxias frente a otros indicadores de tama˜no como el radio a magnitud superficial 29 mag/arcsec2 (R29) o el radio que contiene la mitad del total de la masa estelar de la galaxia (RH, R50), los cuales son altamente dependientes del perfil de densidad o luminosidad de la galaxia. Para el desarrollo de la tesis hemos tomado los datos de IllustrisTNG y hemos seleccionado un set de galaxias con masas estelares entre 108.5M⊙ y 1014M⊙. Hemos realizado un pre-procesamiento de los datos previo al c´alculo del radio de cada galaxia utilizando la definici´on de R1 y hemos recogido los resultados junto con otros par´ametros necesarios para su an´alisis en archivos binarios del tipo ”.hdf5”. Despu´es, mediante otro fichero de an´alisis hemos desarrollado estos datos, obteniendo la relaci´on tama˜no-masa de las galaxias seleccionadas y comparando los resultados obtenidos con los de EAGLE. Los resultados obtenidos tienen gran similitud con los obtenidos previamente en EAGLE, pese a tener un nivel de dispersi´on mayor, que hemos atribuido a la dispersi´on de las masas de las galaxias seleccionadas. Esto nos lleva a la conclusi´on de que el feedback de AGN no tiene efecto sobre el tama˜no de las galaxias utilizando esta definici´on de radio de galaxia, por lo que esta definici´on es ´util en el caso de querer estudiar el tama˜no de galaxias de forma independiente a los AGNs centrales. Tambi´en hemos observado un decaimiento en la tasa de formaci´on estelar en las galaxias con masas superiores a 1010.5M⊙ que hemos atribuido al cambio del modo de AGN feedback de IllustrisTNG, que fuerza el cambio en el modo de feedback mediante un escalado a la masa del agujero negro. Este fen´omeno ha sido observado previamente en la literatura y podemos verlo presente tambi´en en la relaci´on tama˜no-masa mencionada anteriormente. La estructura del trabajo consta de un cap´ıtulo introductorio que plantea el problema inicial a resolver e introduce los distintos modelos de feedback con m´as detalle. A continuaci´on, el segundo cap´ıtulo expone los datos utilizados en el proyecto, explicando los distintos tipos de archivos y formatos presentes en la simulaci´on IllustrisTNG as´ı como los par´ametros de inter´es y la ordenaci´on de los datos utilizados. El tercer cap´ıtulo presenta la metodolog´ıa utilizada para el desarrollo del proyecto, introduciendo en primer lugar el hardware y software utilizado y entrando en m´as detalle en los distintos c´odigos desarrollados y la explicaci´on de la rutina de c´alculo de R1, todo esto apoy´andose en distintos diagramas de flujo para una mayor comprensi´on de los algoritmos. En el cuarto se enuncian los resultados obtenidos, mostrando la relaci´on tama˜no-masa y el estudio de las dispersiones de la misma, as´ı como una breve discusi´on de las distintas figuras obtenidas y su comparaci´on con la literatura. Finalmente el ´ultimo cap´ıtulo recoge las conclusiones del trabajo, que verifican la validez de los resultados obtenidos, as´ı como algunas ideas y posibles mejoras para la continuidad del proyecto.

The radiative processes emitted by supermassive black holes (SMBHs) are worldwide known to have an important effect on the evolution and star formation history of their host galaxy. Active Galactic Nuclei (AGN) feedback is thought to be the main mechanism of star formation quenching in galaxies. In this project, we study the impact of the AGN feedback on the size evolution of galaxies. For this, we use a galaxy size definition that is only dependent on the galaxy morphology and not on the galaxy light distribution. We use the results obtained with the EAGLE simulation data and compute the same calculations for an algorithm with a very different AGN feedback model, which is that of the IllustrisTNG simulation project. We find very similar results in the mass-size relation of both simulations, with a central slope of β = 0.34± 0.01 in the case of IllustrisTNG. The overall results of both simulations are very similar, indicating that AGN feedback does not impact the size of galaxies using R1 as a galaxy size indicator. We also find a large scatter of the fitting residuals of the mass-size relation in IllustrisTNG, which is believed to be caused by the IllustrisTNG galaxy stellar mass distribution. Lastly, an important abrupt change in the star formation rate is addressed for IllutrisTNG simulations for stellar masses of 1010.5M⊙, also visible in the masssize relation.