RT info:eu-repo/semantics/masterThesis
T1 The effect of IllustrisTNG AGN feedback model on galaxy size
A1 García-Serra Romero, Andrés
A2 Máster Universitario en Astrofísica
AB Los procesos radiativos provenientes de los agujeros negros supermasivos en elcentro de galaxias son la principal causa de la disminuci´on de la formaci´on estelaras´ı como uno de los principales mecanismos que rigen la evoluci´on de las galaxiastal y como las conocemos.Los procesos de feedback surgen cuando el agujero negro central acreta masa delos alrededores del ISM (Inter Stellar Medium), formando un disco de acreci´onque, por fuerzas de cizalladura, disipa la energ´ıa cin´etica de estas estrellas comoenerg´ıa t´ermica irradiada al ISM. La luminosidad de los agujeros negros (LBH) esproporcional a su tasa de acreci´on. Estos agujeros negros centrales son conocidos como AGN (Active Galactic Nuclei) y los procesos radiativos presentes comofeedback, 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 degas caliente en los alrededores del ISM siguiendo una geometr´ıa esf´erica. Estemodo se caracteriza por la emisi´on en ondas de radio y en ´el domina el conocidocomo feedback mec´anico o cin´etico, caracterizado por jets de part´ıculas y l´obulosde 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 tasade 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 procesosde acreci´on que permiten la emisi´on de estos fen´omenos de radiaci´on, siguiendoun esquema pulsante de emisi´on y acreci´on. En el caso particular en el que laemisi´on del cu´asar se da en la l´ınea de visi´on del observador, este se denominablazar, un objeto m´as brillante con las mismas caracter´ısticas de emisi´on pero conuna 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 simulacionesIllustrisTNG, puesto que ambas simulaciones tienen modelos de feedback muy distintos. Esto permite estudiar el impacto de estos diferentes modelos en la relaci´ontama˜no-masa y, de forma indirecta, saber el impacto del feedback de AGN en eltama˜no de las galaxias.Respecto a los modelos de feedback de AGN, en ambos casos se estima la tasa deacreci´on como una comparaci´on entre la tasa de acreci´on de Eddington y la deBondi, pero en el caso de IllustrisTNG se emplean dos modos de feedback, mientrasque en EAGLE s´olo se emplea uno. En el caso de IllustrisTNG se contempla unl´ımite para el cambio entre ambos modelos escalado a cierta masa; de esta formase fuerza que el modo de feedback cambie para galaxias de mayor masa y seamucho m´as agresivo. En el caso de EAGLE existe un ´unico modo de feedback quelibera cierta cantidad de energ´ıa por el agujero negro a las part´ıculas cercanas delISM, siguiendo una probabilidad de absorci´on por parte de ´este. Ambos modelos utilizan algoritmos similares para la creaci´on (seeding) de agujeros negros, aunqueel modelo de IllustrisTNG presenta m´as masa inicial de los agujeros negros frentea EAGLE, con 8×105M⊙h−1frente a 105M⊙h−1.Para nuestro estudio utilizaremos una definici´on de radio de galaxia que no esdependiente de la distribuci´on de luz de ´esta sino de la morfolog´ıa y extensi´on dela misma. Esta definici´on, propuesta en la literatura, se basa en el radio en elque la densidad de estrellas es igual a 1 M⊙/pc2, nombrado R1. Recientementeesta definici´on de radio ha sido propuesta como una alternativa m´as intuitivapara delimitar el tama˜no real observable de galaxias frente a otros indicadores detama˜no como el radio a magnitud superficial 29 mag/arcsec2(R29) o el radio quecontiene la mitad del total de la masa estelar de la galaxia (RH, R50), los cualesson 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⊙. Hemosrealizado un pre-procesamiento de los datos previo al c´alculo del radio de cadagalaxia utilizando la definici´on de R1 y hemos recogido los resultados junto conotros 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 losresultados obtenidos con los de EAGLE.Los resultados obtenidos tienen gran similitud con los obtenidos previamente enEAGLE, 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´onde 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 elcaso de querer estudiar el tama˜no de galaxias de forma independiente a los AGNscentrales.Tambi´en hemos observado un decaimiento en la tasa de formaci´on estelar en lasgalaxias con masas superiores a 1010.5M⊙ que hemos atribuido al cambio del modode AGN feedback de IllustrisTNG, que fuerza el cambio en el modo de feedbackmediante 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´ontama˜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´onIllustrisTNG 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 delproyecto, 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 larutina de c´alculo de R1, todo esto apoy´andose en distintos diagramas de flujo parauna mayor comprensi´on de los algoritmos. En el cuarto se enuncian los resultadosobtenidos, 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 sucomparaci´on con la literatura. Finalmente el ´ultimo cap´ıtulo recoge las conclusiones del trabajo, que verifican la validez de los resultados obtenidos, as´ı comoalgunas ideas y posibles mejoras para la continuidad del proyecto.
YR 2024
FD 2024
LK http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/36430
UL http://riull.ull.es/xmlui/handle/915/36430
LA en
DS Repositorio institucional de la Universidad de La Laguna
RD 20-may-2024