Galakser 2014 F11 1
I dag Hvad er principperne i strukturdannelse i Universet og hvordan kan vi simulere det? Hvad fortæller simuleringerne os er der nogen forskelle/problemer i forhold hvad der observeres? Kan vi overhovedet forstå galaksedannelse og udvikling? 2
Strukturdannelse Vi studerer strukturdannelse på to måder: - Cluster redshift surveys - observationer - Simuleringer af strukturdannelse - teori Euclid 3
Numeriske simuleringer af Simuleringer af strukturdannelse foregår på supercomputere. Fx Grendel i vores kælder. Hvordan fungerer det: a. Fysik i. Gravitation ii. Gasdynamik iii. Kemisk sammensætning iv. Strålingstransport strukturdannelse 4
Numeriske simuleringer af strukturdannelse Vi antager at partiklerne vi simulerer er ikke-relativistiske. Dvs. vi kan nøjes med Newtonsk gravitation. b. Implementering i en kosmologisk n- body kode i. Repræsentere mørkt stof med diskrete partikler i en boks ii. Boksstørrelse typisk (100 Mpc) 3 - (1000 Mpc) 3 iii. Partikler bevæger sig pga. Newtonsk gravitation iv. Universets udvidelse absorberet i medfølgende koordinater 5
Numeriske simuleringer af strukturdannelse Bemærkninger: - Man skal udregne indbyrdes påvirkninger mellem mange partikler - Man bruger typisk punktpartikler med M=10 6 M SOL i vores boks-volumen. For at undgå ufysisk spredning må vi blødgøre den gravitationelle kraft 10
Numeriske simuleringer af strukturdannelse Algoritmen: (particle-mesh) - N partikler - Et gitter med N g gitterpunkter - Flowchart Hvad ser vi i simuleringerne? - Position og hastighed for alle partikler - Vi leder efter områder med overtæthed på Δ=200 (haloer). 13
Numeriske simuleringer af strukturdannelse Hvordan passer simuleringer med observationer? Overordnet meget godt, men Vi observerer ikke direkte fordelingen af mørkt stof fx er ρ(r) domineret af baryoner inden for R 0 i MV. Low Surface Brightness galakser (LSB) er domineret af mørkt stof 14
Numeriske simuleringer af strukturdannelse Simuleringerne viser, at tunge haloer typisk er omringet af mange subhaloer med mindre masse. Observationer bekræfter det for galaksehobe, men ikke for galakser. Løsninger 1. CDM modellen er forkert 2. Vi kan ikke se de små subhaloer omkring galakser 15
Numeriske simuleringer af strukturdannelse Sidste løsning understøttes af lensing af quasarer. Analyser bekræfter billedpositioner Analyser bekræfter ikke fluxforhold fra forskellige billeder. Det tyder på (usynlig) substruktur giver anledning til differentiel afbøjning. Simuleringer forudsiger også struktur i voids, men det ser vi ikke. Det kan være relateret til forklaringen ovenfor. 16
Galaksedannelse og udvikling Vi kender galakser ved næsten alle værdier af z dvs. i alle epoker af Universets udvikling. Vi prøver at genskabe observationer med de numeriske modeller. 17
Galaksedannelse og udvikling N-body simuleringer følger udviklingen af struktur dannelse + mergers. 1. I begyndelsen følger gassen mørkt stof pga. tyngdebrøndene. 2. Når gassen bliver tæt spiller dissipation, afkøling og friktion ind. 3. Mørkt stof er kollisionsløst, og de to komponenters udvikling adskilles. 18
Galaksedannelse og udvikling Dannelse af skivegalakser Hvis gas køles effektivt er stjernedannelse mulig. Køling er mest effektiv i områder med høj gastæthed. Gassen har et impulsmoment i starten og sætter sig i en skive. Gassen i skiven når en høj tæthed, så stjernedannelse bliver muligt. Vi har dannet en skivegalakse. 19
Galaksedannelse og udvikling Dannelse af elliptiske galakser Kan ikke beskrives så simpelt som skivegalakser. Fx har stjerner ofte høje værdier af σ, så de er ikke dannet pga. afkøling og dissipation af gas. Men hvordan dannes stjerner uden? CDM-modellen giver et bud: Strukturdannelse foregår hierarkisk nedefra og op dvs. mergers! 20
Galaksedannelse og udvikling I CDM-modellen dannes haloer nedefra og op. Større og større haloer er resultatet af merging af mindre haloer. Det har vi set utallige eksempler på, og bl.a. sker det frekvent i højtæthedsområder. 21
Galaksedannelse og udvikling To typer mergers Minor mergers: Når en lille galakse merger med en stor, ændres egenskaberne af den store kun marginalt. Major mergers: For lige tunge galakser ændres egenskaberne radikalt. Skiver ødelægges og skivepopulationen får større σ. Fordelingen bliver samtidig mere sfærisk/elliptisk 22
Galaksedannelse og udvikling Gassens bevægelse ændres under major mergers, hvilket kan starte starbursts. Det kan levere brændstof til et SMBH og starte AGN aktivitet. Sammenstødet kan slynge gas og stjerner ud, hvilket passer med både optiske og 21-cm observationer. Gassen, som bliver, varmes op, hvorfor stjernedannelse undertrykkes. 24
Galaksedannelse og udvikling Vi ser også mergers ved lave z, hvordan kan vi forklare det, hvis stjernerne i elliptiske galakser er gamle? Mergers sker ofte i hobe nær centrum. Her findes mange gasfattige og elliptiske galakser. Hvis de merger, giver det ikke et burst af stjernedannelse. Det er dry mergers. 26
Galaksedannelse og udvikling Dry mergers kan forklare forskellen mellem elliptiske med høj L (boxy) og lav L (disky). Disky skyldes merging af gasrige galakser. De får en population af nye stjerner og er delvis stabile pga. rotation. Boxy skyldes merging af gasfattige/elliptiske galakser, hvilket fastholder stjernernes alder. Elliptiske er i gns. lidt tungere end spiraler, så boxy bliver i gns. lidt tungere end disky elliptiske. 27
Resumé Ifølge den kosmologiske standardmodel bliver struktur i Universet dannet hierarkisk, dvs. nedefra og op. Dannelsen kan simuleres på en (stor) computer, hvilket bl.a. har afsløret at alle galakser kan beskrives ved samme tæthedsprofil. Simuleringerne er ikke uden problemer, hverken problemet med cusps, med substruktur eller de tomme voids er løst. Måske er CDM-modellen ikke korrekt. Skivegalakser dannes formentlig af gas, som afkøles og sætter sig i en skive med efterfølgende stjernedannelse. 28
Resumé Elliptiske galakser er formentlig dannet ved mergers. Observationer indikerer at elliptiske med disky isofoter kan være resultatet af mergers af gasrige galakser, hvorimod elliptiske med boxy isofoter skyldes dry mergers uden gas. 29