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Proyectos de investigación astrofísica

Estructura del Universo y Cosmología

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Astrofísica Numérica: Formación y Evolución de Galaxias (P/301502)

CLAUDIO DALLA VECCHIA

I. Martínez Valpuesta, C. Brook, P. Alonso Palicio

 A. Sánchez (Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics, Garching); S. Khochfar (Royal Observatory, Edinburgh); I. McCarthy, R. Crain (John Moores University, Liverpool); S. Kay (University of Manchester); Y. Bahé (MPA, Garching); J. Schaye (Leiden Observatory, Leiden); A, Maccio (NYUAD); A. Di Cintio (AIP); A. Obreja (University Observatory Munich)

Introducción

Entre las cuestiones fundamentales en Astronomía y Astrofísica están la formación y evolución de galaxias. Las escalas de tiempo y tamaño son tan astronómicas que su observación en galaxias individuales es imposible. Solo con el uso de simulaciones numéricas es posible entender la formación de estructuras cósmicas dentro del actual marco cosmológico.

Los principales procesos físicos que rigen la formación y evolución de galaxias son gravedad, hidrodinámica, gas cooling, formación estelar, evolución estelar, y SN y BH feedback, todos ellos no lineales y por ello difícil de describir con modelos puramente analíticos. Otros modelos, los semi-analíticos, se basan en simulaciones de materia oscura únicamente y por tanto están, como éstas, sesgados. Por todo esto, las simulaciones cosmológicas hidrodinámicas son la mejor herramienta para realizar los “experimentos controlados” de formación y evolución de galaxias.

Tras tres décadas de mejoras en las simulaciones numéricas, sólo ahora los trabajos teóricos han podido reproducir simultáneamente las propiedades observadas de las galaxias y del medio interestelar (ej. EAGLE, Schaye et al. 2015, MNRAS, 446, 521; ILLUSTRIS, Vogelsberger et al., 2014, Nature, 509, 177). En particular, las funciones de luminosidad y de masa de las galaxias, las relaciones entre tamaño y masa, entre metalicidad y masa y muchas otras propiedades están reproducidas en un amplio rango de masas de galaxias.

A día de hoy, el estudio de galaxias en grupos y cúmulos no está muy extendido, sin embargo estas estructuras son excelentes laboratorios para estudiar mergers, interacciones, "tidal stripping" y "ram-pressure stripping." Estos procesos físicos son claves para dar forma a las galaxias que observamos, pero todavía no se sabe cómo se combinan para dar lugar a la actual población de galaxias en grupos y cúmulos. Además muy poco esfuerzo se ha puesto en estudiar la evolución secular con simulaciones auto-consistentes de formación de galaxias, y mucho más tiene que hacerse para unir la evolución secular con la evolución general de galaxias. Finalmente, las simulaciones cosmológicas están alcanzando la sofisticación requerida para describir el entorno del Grupo Local en gran detalle. Nuevos resultados en estos campos serán útiles para muestreos de galaxias presentes y futuros tales como MANGA, WEAVE, GAIA and EUCLID.

Hitos 

EDGE/C-EAGLE

Con la finalización de la muestra principal de simulaciones, se ha iniciado la fase de postprocesamiento. Se desarrolló un programa de análisis para calcular luminosidades de SSP y magnitudes de galaxias de ~30 cúmulos resimulados. El código hace uso de la biblioteca de espectros estelares EMILES, desarrollada en el IAC y ampliada recientemente para cubrir un rango de longitud de onda más grande.

EUCLID

Dentro de la colaboración con EUCLID, se realizaron un total de 300 simulaciones cosmológicas de N-cuerpo de un volumen representativo del universo observado. La misma muestra de condiciones iniciales se simuló con diferentes técnicas por otros miembros de la colaboración. La comparación de las diferentes técnicas permitirá evaluar su exactitud en la estimación de la matriz de covarianza, por lo tanto los errores en las mediciones de las survey de estructura a gran escala.

INTERACCIONES DE GALÁXIAS EN GRUPOS

Durante varias décadas, se ha sabido que las barras estelares en las galaxias de disco pueden ser activadas por interacciones, o por procesos internos tales como inestabilidades dinámicas. Martínez-Valpuesta et al. (2017) exploran las diferencias entre estos dos mecanismos utilizando simulaciones numéricas. Utilizaron dos grupos de simulaciones basadas en galaxias aisladas, un grupo en el que una barra se desarrolla naturalmente, y otro grupo en el que la barra no podía desarrollarse aisladamente. El resto de las simulaciones recrean interacciones coplanares en fly-by 1:1 calculadas con la aproximación de impulso. En comparación con galaxias aisladas equivalentes, se encuentra que las barras afectadas o activadas por interacciones: (i) permanecen en el régimen lento durante más tiempo, (ii) son más "boxy" en las vistas de frente y (iii) alojan discos cinemáticamente más calientes. Dentro de este conjunto de simulaciones, no se observan fuertes diferencias entre fly-by retrógrados o non retrógrados. También muestran que las interacciones lentas pueden desencadenar la formación de barras

 

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