RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Exploring cusp-core transformation
A1 García Gumbao, María
K1 Astrofísica
AB El trabajo realizado en este proyecto consiste en estudiar la formación y evolución de unagalaxia aislada, bajo el paradigma del modelo ΛCDM y utilizando el código EAGLE (una versiónmodificada del código de simulación Gadget). Con el objetivo de analizar el problema que seencuentra en este modelo con los perfiles de densidad de la materia oscura en las regiones centrales(cusp-core discrepancy), hemos ejecutado una serie de simulaciones entre las que varíandiferentes parámetros encargados de describir la física detrás del comportamiento de los bariones.Este es uno de los problemas que todavía presenta el modelo ΛCDM, que para galaxiasenanas predice un perfil de densidad para la materia oscura que no se corresponde con lo queindican las observaciones. Mientras que observaciones obtenidas mediante curvas de velocidadobtienen un perfil central plano, el modelo predice un perfil de Navarro, Frenk & White, que dauna sobredensidad en la región central.El procedimiento a seguir es el siguiente: utilizamos el modelo ΛCDM para generar una sobredensidadinicial que colapse al redshift que a nosotros nos interesa (z = 4). Esta sobredensidadconsistirá en una distribución esférica de partículas tanto de materia oscura como de gas, quesiguen un perfil de densidad inicial ∝ 1/r, a las cuales se le a˜nade una velocidad inicial con trescomponentes: Flujo de Hubble, necesario para simular la expansión del Universo, rotación enforma de sólido rígido, para imitar el efecto de los torques de marea que provienen de las estructurasa gran escala, y una componente gaussiana, que añade aleatoriedad. La contribución enmasa de cada componente (gas o materia oscura) se establece según los parámetros cosmológicoso el parámetro fgas, que permite fijar la fracción de masa que corresponde al gas, en el caso enque se deje la fracción que corresponde con la cosmología este parámetro toma el valor 0.16.Estas condiciones iniciales se introducen al código GADGET, en su versión modificada parael proyecto EAGLE, un código en paralelo de tipo TreeSPH, que nos permite estudiar a partirde ese sistema cómo evoluciona la galaxia.Los parámetros que modificamos entre las distintas simulaciones son:• Fracción de masa constituida por el gas (fgas).• Tiempo que tarda en liberarse la energía de las supernovas de tipo II (tSN II ).• Eficiencia de la formación estelar, este cambio se produce controlando el feedback generadopor la formación estelar, mediante la normalización (A) de la ley de formación estelar deKennicutt-Schmidt.• Ecuación de estado. Hay tres parámetros en la simulación que contribuyen a la ecuación deestado, pero sólo modificaremos el valor umbral de la densidad (nH,EOS), el cual estableceun límite hasta el cual se aplica la ecuación de estado ideal.• Límite en la densidad para la formación estelar (nH,sf), valor mínimo para el que se consideraque se puede producir la fase fría necesaria para que se produzca formación estelar.• Temperatura asociada a las supernovas de tipo II (TSN II ), establece cuánto se calientanlas partículas afectadas por la SN y cuántas son las partículas afectadas.• Resolución, el parámetro que limita la resolución (softening) está fijado por las condicionesiniciales, pero se puede aumentar la resolución aumentando el número de partículas,Mientras que muchos grupos consiguen formar núcleos de materia oscura introduciéndobariones y los efectos de la retroalimentación (feedback) que se producen, las simulaciones deEAGLE suelen hallar un perfil en forma de cúspide, incluso con la presencia de bariones, lo cualpodemos observar en los resultados para el cass estándar.En general, para las simulaciones ejecutadas con EAGLE se obtiene una historia de formaciónestelar suave, si la comparamos con la observada en otras simulaciones. Sabemos que una historiade formación estelar más irregular produce flujos de gas hacia el exterior, lo cual sabemoses importante en la formación de núcleos. Intentando entender las diferencias de EAGLE en laformación de núcleos hemos encontrado que varios parámetros modifican el perfil de densidad,pero ningún parámetro es capaz de producir un cambio drástico.Los parámetros que permiten un perfil más plano el de NFW son el tiempo de retardo delas SNII, el límite de densidad para la ecuación de estado y la resolución. Sin embargo, si utilizamosparámetros similares a los utilizados en otras simulaciones no conseguimos que se formeun núcleo, mientras que ellos sí lo forman, tampoco observamos signos de flujos de gas, lo cualsí ocurre en su caso.Los casos con una historia de formación estelar más irregular presentan más flujos de gas yun perfil más plano en las regiones centrales. Aunque el efecto no es drástico, el mayor cambio seobserva al reducir el retardo en supernovas de tipo II, cuando hay un retraso entre la formaciónestelar y la emisión de feedback la galaxia se hace estable frente a la formación de un núcleo.Esto puede deberse a que las estrellas contribuyen al pozo de potencial antes de que el gas seaemitido, haciendo que el cambio en el potencial sea menos brusco. Por otro lado, la temperaturade las SNII también son importantes, en EAGLE está fijada a un valor alto, lo que hace quese reparta mucha energía entre pocas partículas, en lugar de extenderse a un gran número departículas como ocurre en otros modelos. Entonces, menos gas es expulsado de las regiones deformación estelar a otras cercanas, y por tanto, lo procesos necesarios para que se forma unnúcleo no ocurren.También hay una relación entre la formación de bulbo y de núcleo de materia oscura. Alformarse estrellas en la región más interna (cuando hay bulbo) el pozo de potencial se hace másprofundo, impidiendo que se forme el núcleo de materia oscura. Quizás, por esto, el retardo delas supernovas es el parámetro más importante en este trabajo, esto puede interpretarse comoque se necesitan otras formas de retroalimentación estelar. En EAGLE está modelada con unamodificación de la ecuación de estado, pero nuestras simulaciones indican que esto no permite laformación de núcleos. Por otro lado, los núcleos que se consiguen formar son considerablementemás pequeños que los que se forman en otras simulaciones.Podemos sacar la conclusión de que la principal diferencia entre EAGLE y otros códigos es elfeedback producido por las supernovas, y no la modelación de la formación estelar o la ecuaciónde estado.
YR 2018
FD 2018
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10495
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/10495
LA es
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 24-nov-2024