RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 Unveiling the history of the Milky Way with a set of cosmological simulations from the HESTIA, MAGICC and NIHAO projects
A1 Sarrato Alós, Jorge
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB Observaciones recientes desvelan más dispersión de la esperada en la metalicidad del gas delvecindario solar. Adicionalmente se han observado estrellas de metalicidad extremadamentebaja en la Vía Láctea. Estos resultados discrepan con la visión que se tenía anteriormente debidoa modelos de evolución química, por los que se espera que el vecindario solar sea una regiónbien mezclada con metalicidad altamente uniforme y similar a la del Sol. También existenobservaciones recientes que apoyan la visión tradicional de un vecinadario solar bien mazclado.En caso de que se confirmen, dichos hallazgos evidencian que nuestro entendimiento de laformación de estructuras en el Universo es todavía incompleto. Debido a la complejidad y laalta variación de las escalas de los procesos involucrados en la formación de estructuras, elmétodo predilecto para su estudio es la confección de simulaciones cosmológicas.Tras exponer la motivación del trabajo ofrecemos una breve explicación del procedimientogeneral seguido en el diseño de simulaciones cosmológicas. Enumeramos los ingredientesque tienen las simulaciones y hacemos hincapié en el reto que supone la implementación dehidrodinámica para los bariones. Exponemos los dos métodos principales que se utilizan paraeste fin: los Lagrangianos y los Eulerianos. Señalamos las diferencias entre ambos, así como susventajas y desventajas sobre el otro, con especial interés en la difusión de metales. Un puntoclave es la incapacidad de las simulaciones Lagrangianas para reproducir la difusión de metales,y la necesidad de implementarla añadiendo un modelo de difusión.Utilizamos simulaciones cosmológicas hidrodinámicas de galaxias similares a la Vía Lácteade los proyectos HESTIA, MAGICC-MUGS y NIHAO para estudiar la distribución de metalicidaddel gas y las estrellas del vecindario solar. La muestra de simulaciones contiene simulacionesLagrangianas, Eulerianas, quasi-Lagrangianas (un híbrido de simulaciones Lagrangianas y Eulerianas) y una simulación Lagrangiana en la que no se ha implementado un modelo adicional dedifusión. Nuestra selección de simulaciones similares a la Vía Láctea se basa en la morfología yen las masas totales y estelares de las galaxias simuladas. Durante este proceso comprobamos elacuerdo entre las masas de las galaxias simuladas y la relación masa total - masa estelar obtenidamediante el método de ”abundance matching”. Resaltamos las diferencias en los resultadosde las simulaciones debidas a los distintos códigos de simulación usados por cada proyecto,y especialmente a las distintas implementaciones de la difusión de metales. Estudiamos lasdistribuciones de metales en las estrellas en el vecindario solar de las simulaciones mediante laconfección de diagramas de [O/Fe]-[Fe/H] y de [Fe/H]-edad. Estos gráficos también son útilespara observar la presencia o falta de eventos de acreción de galaxias enanas. Comparando lascaracterísticas observadas en ellos con literatura sobre la Vía Láctea, identificamos cuáles denuestras simulaciones reproducen más fielmente propiedades de nuestra galaxia. Proponemosposibles causas para las desviaciones entre algunas simulaciones y las observaciones. Resaltamos la importancia de que las galaxias simuladas sigan una historia de formación estelar similara la de la Vía Láctea, con poca actividad de formación reciente. También destacamos la importancia de que las simulaciones sigan las relaciones de masa total - masa estelar en todo el rangode masas, desde las galaxias enanas a los candidatos de Vía Láctea.Dos de las comparaciones con datos observacionales que realizamos son de especial importancia para la comprensión del papel que juega la difusión de metales en los resultados de lassimulaciones. En primer lugar, GALAH DR3 proporciona observaciones de estrellas cercanas al Sol. En segundo lugar, un trabajo reciente contiene medidas de la metalicidad del gas neutrodel vecindario solar obtenidas mediante espectroscopia en la línea de visión hacia estrellasde tipos espectrales O y B, desvelando una notbale falta de homogeneidad en comparacióncon lo esperado según trabajos anteriores. Utilizamos estos datos para acotar la fuerza de ladispersión de metales que deben implementar las simulaciones cosmológicas hidrodinámicaspara obtener resultados consistentes con las observaciones. Concluimos que para reproducirlas observaciones mencionadas es necesario ajustar la fuerza de difusión de metales a un valormenor que el utilizado por las simulaciones quasi-Lagrangianas de HESTIA y el utilizado por lassimulaciones de grupo local de NIHAO. El hecho de que otro estudio reciente apoye la visión deun vecindario solar de metalicidad altamente uniforme dificulta la obtención de conclusionesen este aspecto. Si estas úlimas se sobrepusieran a las otras, la fuerza de difusión necesaria seríamayor, pero nuestra mejor estimación seguiría siendo una fuerza de difusión similar a la usadaen HESTIA.También seleccionamos estrellas con valores de [Fe/H] notablemente menores que los delresto en el vecindario solar en las simulaciones que consideramos más adecuadas para esteanálisis. La presencia de estrellas de baja metalicidad en el disco es un buen indicador de lafuerza de difusión de metales en la simulación, y nos ayuda a concretar el grado necesariode difusión de metales en las simulaciones. Entender su naturaleza y procedencia podría darlugar a avances en nuestra comprensión sobre la formación de estructuras en el Universo.Estudiamos la trayectoria de estas estrellas desde el principio hasta el final de la simulación paradeterminar el momento y la forma en que entraron en la Vía Láctea simulada y se formaron.Analizamos su cinemática en z = 0 y tratamos de explicarla basándonos en el origen de dichasestrellas y a sus tiempos de acreción y formación. Estudiando la galaxia simulada g15784 delproyecto MAGICC-MUGSS hallamos correlación entre el intervalo de tiempo transcurrido entrela acreción y la formación de una estrella y la tendencia de la estrella a tener dinámica similar a ladel disco galáctico. No encontramos esta correlación al repetir el análisis en una simulación deNIHAO sin difusión de metales. En dicha simulación, la gran mayoría de estrellas seleccionadastiene cinemática de disco, independientemente del resto de características estudiadas. Laslimitaciones en extensión y duración del trabajo no nos permiten deducir una causa concluyentepara dicha discrepancia, pero sñalamos la necesidad de estudiar y comparar la historia deacreciones de ambas galaxias para comprender mejor los resultados. Hallamos que todaslas estrellas seleccionadas en ambas galaxias entraron en ellas en forma de gas, antes de suformación, bien desde otra galaxia o bien directamente desde el medio intergaláctico a travésde filamentos de gas. Hallamos mediante el análisis de la simulación de NIHAO sin difusión unsesgo de las estrellas de metalicidad alta frente a las de baja metalicidad para entrar en la VíaLáctea mediante la acreción desde otra galaxia y no por medio de filamentos de gas.
YR 2022
FD 2022
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32079
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/32079
LA es
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 18-nov-2024