Simulating cosmologies beyond the standard model

Resumen

Resumen y Conclusiones Motivación En los últimos quince años, hubo un cambio de paradigma en la cosmología debido a la influencia de un conjunto de nuevas observaciones. El mejoramiento radical de la calidad de los datos permitió medir numerosas propriedades del Universo con una precisión sin precedentes, llevando a la formulación del Model Cosmologico Estándar (MCE). El MCE puede explicar con éxito la geometria plana y la aceleración en la velocidad de expansión del Universo. Sin embargo, para hacerlo, se requiere que el 95% de su contenido de materia y energa sea debido a dos sustancias desconocidas, llamadas Energa Oscura (EO) y Materia Oscura (MO). En particular, la EO es responsable de la aceleracin de la tasa de expansión del Universo: para hacerlo, tiene que ser caracterizada por una ecuacin de estado no estándar P = ¿¿, donde el parámetro tiene un valor negativo. La forma más simple de explicar este fenómeno consiste en asumir que todo el espacio esté permeado con una constante cosmológica, una forma de energía de presión negativa que contrarresta la atracción gravitatoria. Actualmente, es este el ingrediente clave del MCE, también llamado modelo ¿ Cold Dark Matter (¿CDM, ¿ Materia Oscura Fra). A pesar de poder explicar un número muy grande de observaciones distintas, ¿CDM está afectado por un conjunto de problemas. Si hipotetizamos que ¿ sea la energía de punto cero de un campo cuántico fundamental, necesitamos un ajuste de unas decenas de ordenes de magnitud para asegurar que la teria sea consistente con los datos observacionales. Otro problema es el llamado problema de la coincidencia cósmica, que se refiere a la dificultad de explicar de forma natural el hecho que en el tiempo presente las densidades de materia y energía oscura tienen aproximadamente el mismo tamaño, no obstante su evolución fue completamente distinta durante la mayor parte de la historia del Universo. Encima de estos problemas tericos, que ponen en duda la naturalidad del MCE, hay también un conjunto de observaciones que parecen contradecir a sus predicciones. En particular, ¿CDM predice un número demasiado pequeño de cúmulos de galaxias de alto redshift y un número demasiado grande de satélites en galaxias del tipo Vía Láctea. Aunque estos problemas podrían resolverse revisando el paradigma ¿CDM (por ejemplo cambiando algunos parámetros del modelo), es igualmente importante no subestimarlos y no ignorar unas posibles señales de nueva física. Entonces, es fundamental estudiar alternativas a ¿CDM y obtener predicciones que puedan falsificar o eventualmente favorecer estos modelos. Esta es la motivación principal del trabajo que voy a presentar aquí, donde estudié el impacto de formas distintas de EO y MO sobre la formación de estructuras en el Universo. Mi objetivo ha sido de comparar un conjunto de posibles alternativas al MCE utilizando simulaciones de N cuerpos hidrodinámicas y identificar así varias pruebas que podrían excluir los marcos no estándar. En las secciones siguientes presentaré brevemente las técnicas utilizadas, los modelos investigados y los resultados más importantes que obtuve. El desafío numérico Las simulaciones cosmológicas son un instrumento muy poderoso que permiten la obtención de resultados en el régimen profundamente no lineal, que no es accesible utilizando los métodos analíticos estandár. Sin embargo, siendo la mayoría de los códigos públicos designados para ¿CDM, necesitamos implementar un conjunto de modificaciones especiales para el caso de un modelo no estandár. Entonces, la primera tarea objecto de mi trabajo ha sido la de adaptar y extender los códigos existentes para simular los efectos no lineales que surgen en estas cosmologías. La ejecución de una simulación sigue a menudo la siguiente hoja de ruta: I) generar condiciones iniciales (CI) adecuadas, o sea asignar a cada partícula su posición y una velocidad utilizando el espectro de potencia y el factor de crecimiento correctos II) evolucionar las partículas con un código de N cuerpos y hidrodínamica (en el caso que haya bariones) III) analizar el output con un halo finder (hallador de halos) IV) utilizar herramienta de post-procesamiento para computar las cantidades observacionales relevantes a partir de los catlogos de halos y de los snapshots de output En muchos casos, para los puntos I, II y IV la modificación necesaria no depende de los detalles del modelo, así que por ejemplo el generador de CI puede utilizar cualquier espectro de potencia y factor de crecimiento. Sin embargo, el caso de los códigos de N cuerpos es mas complicado como suele depender del modelo especifico que hay que simular. En el caso de Energía Oscura Vectorial y Quintesencia no interactuante este procedimiento se puede cumplir de forma relativamente simple, tan sólo modificando a la tasa de expansión del Universo. Para modelos de EO-MO interactuantes, hará que tomar en cuenta más caracter¿¿sticas que afectan los algoritmos de computación de la gravedad, que están en el corazón del código. En mi trabajo he implementado el procedimiento de Baldi et al. (2010) en dos librerías añadidas al código público Gadget-2, que utiliza un algoritmo Tree-PM para computar la gravedad y un esquema de Smoothed Particle Hydrodynamics para las fuerzas hidrodínamicas (Springel, 2005). La primera librería se ocupa de computar el factor de expansión a(t) para todo tipo de cosmología. La segunda lee y interpola las variables relacionadas a la fuerza adicional como la variación de masa para las partículas de MO m(z), el campo escalar de quintesencia ¿ y su derivada. Energ¿¿a Oscura Vectorial El modelo de Energía Oscura Vectorial (EOV) que estudié fue propuso por Jiménez & Maroto (2008), ahí la componente temporal A0 de un 4-vector Aµ juega el papel de EO. Sus ventajas están debidas a que no requiere ningún potencial, ningún parámetro adicional y ningún ajuste fino de las condiciones iniciales del campo vectorial, que explica naturalmente la aceleración del Universo. Además, este modelo de EOV es compatible con los datos observacionales de Supernovae de tipo Ia y de la Radiación de Fondo (Jiménez & Maroto, 2008; Beltrán Jiménez et al., 2009), aunque los valores de best-fit de los parámetros cosmológicos se diferencian mucho de los de ¿CDM, siendo la ecuación de estado ¿(z = 0) = ¿3.53, el ¿8 = 0.83 y el ¿m = 0.388. Proyect las simulaciones para permitir un estudio adecuado de las propriedades de las estructuras a grande escala y de los halos de MO, y poder as¿¿ obtener unas predicciones precisas para la EOV en estos regímenes. Para poder separar los efectos de los parámetros del impacto de la expansión cósmica a(t), corrí unas simulaciones adicionales llamadas ¿CDM-eov, o sea un modelo ¿CDM estándar con los parametros ¿m y ¿8 de EOV. Ejecuté las simulaciones utilizando la misma semilla random para el generador de CI, para poder comparar de forma consecuente los tres modelos (¿CDM, ¿CDM-eov y EOV) en dos cajas distintas (de 500h¿1 Mpc y 1h¿1Gpc) con un total de 5123 part¿¿culas de MO en cada simulación, para permitir el estudio de las propriedades de los halos en la primera y las de los cúmulos más masivos en la segunda. Gracias a estas simulaciones, pude obtener los siguientes resultados: I) Calculé la probabilidad de hallar un cúmulo masivo para z > 1, demostrando que ese tipo de objectos son hasta diez veces más probables en EOV que en ¿CDM. Esto es debido sobre todo al parámetro ¿m y permite reducir el desacuerdo con los datos observacionales. II) Pude caracterizar el modelo EOV por su factor de crecimiento ¿(z), que resulta ser muy distinto de los casos ¿CDM y ¿CDM-vde. Esta cantidad entonces es un trazador optimo del modelo cosmológico y puede ser una prueba poderosa a la hora de falsificarlo. III) Demonstré como las funciones de masa de los halos son mayores en EOV a todo redshift, debido a los incrementos en ¿8 y ¿m. De un lado, este resultado favorece la probabilidad de hallar cúmulos de alto z, pero de otro lado podría chocar con las observaciones de z ¿ 0, para las cuales se observa un número menor de estructuras masivas de lo previsto por EOV. IV) Los halos de MO en EOV tienen a una concentración media mayor que ¿CDM, un efecto que confirma los resultados de (Dolag et al., 2004; Bartelmann et al., 2006) para otros modelos de EO. Este efecto se debe a la época de formación de las estructuras, que en EO dinámica empieza antes que en ¿CDM. V) Otras propriedades de los halos, como el parámetro de spin ¿, los perfiles de densidad, la triaxialidad y la forma quedan prácticamente no afectados por EOV. La razón es que, una vez que las estructuras empiecen a colapsar ya no están afectadas por la expansión cósmica y siguen las mismas leyes de la gravedad. Todos estos resultados fueron publicados en dos art¿¿culos (Carlesi et al., 2011, 2012), que están incluidos en esta tesis. RESUMEN Y CONCLUSIONES Energá Oscura de Campo Escalar Los modelos de campo escalar de EO, también llamados modelos de Quintesencia, fueron elab-orados como una posible alternativa a ¿CDM (Wetterich, 1995; Zlatev et al., 1999; Amendola, 2000). Los campos escalares aparecen en muchas teórias de f¿¿sica de partículas y por esto es interesante investigar su papel en escala cósmica, siendo un candidato viable para la EO. El enfoque de mi análisis fue centrado en dos modelos de Quintesencia, acoplada y no acoplada, los dos con un potencial de auto-interacción de tipo Ratra-Peebels (Ratra & Peebles, 1988), cuyos parámetros libres fueron elegidos para asegurar la compatibilidad con las observaciones de WMAP7 (Pettorino, 2013). En la simulaciones inclu¿¿ también a los bariones, que están afectados por fuerzas de tipo hidrodinámico. Para todos los modelos tomé los mismos valores ¿8 y ¿m obtenidos para ¿CDM utilizando los datos de WMAP7 a z = 0, de esta forma es posible conectar las propriedades observacionales con la dinámica subyacente minimizando el impacto de los parámetros cosmológicos. En total, corrí cinco simulaciones, con la misma fase para las fluctuaciones de las perturbaciones iniciales en las CI, el mismo tamaño de la caja L = 250h¿1 Mpc y un total de 2 × 10243 particulas de gas y MO. Esta configuración me permitió estudiar las propriedades de larga escala al mismo tiempo que la estructura interior de los halos de MO y el impacto de la interacción en el sector oscuro sobre las propriedades de la componente barionica. Entre los resultados más importantes que obtuve hay que mencionar: I) El descubrimiento de una relación entre el parámetro ¿ de spin de los halos de MO y la interacción MO-EO. Analizando una serie de conjuntos de halos, pude determinar que una quinta fuerza está relacionada con un valor medio de ¿ hasta un 10% más alto. II) La cuantificación de la relación entre masa y concentración para halos de masa entre 1012 ¿ 1014h¿1M , en cada cosmología. III) Un análisis detallado de la estructura de la red cósmica. El primer resultado fue que la estructura de la red misma no está relacionada con la cosmología, siendo muy parecida en cada modelo. A pesar de esto, hallé que hay una importante correlación entre el contenido de los vacíos y Quintesencia acoplada. De hecho, comparando con ¿CDM se observa que los modelos de EO acoplados poseen un número substancialmente menor (alrededor de un 20% menos) de halos de MO en las regiones de baja densidad. IV) Los perfiles de densidad de gas en cúmulos de galaxias. Encontré una reducción importante (¿ 7%) de las fracciones de bariones en las regiones centrales de los cúmulos, debida al tiempo relativamente mayor en el cual las partículas de gas caen hacia el centro respecto a las de MO, que están afectadas por una interacción adicional. Los perfiles de presión muestran una dependencia aún mayor del modelo cosmológico, como su valor en las regiones exteriores de los cúmulos desv¿¿a hasta un 20% de ¿CDM. Sin embargo, el modelo para los perfiles de densidad de gas de Mroczkowski et al. (2009) y el de Leccardi & Molendi (2008) para los perfiles de temperatura siguen valiendo para todo modelo. V) A través de la correlación cruzada de estructuras individuales en cosmologías pude comprobar los resultados teóricos de Abdalla et al. (2010) sobre la conexión entre equilibrio viral ordinario y una fuerza adicional en el sector oscuro. VI) Los perfiles de densidad de MO en los cúmulos pueden ser adecuadamente descritos por un perfil NFW, de acuerdo con los resultados de Baldi & Pettorino (2011) y Li & Barrow (2011). Las relaciónes usuales de masa-temperatura tampoco se ven afectadas por la cosmología. Todos estos resultados aparecieron recientemente en dos artculos (Carlesi et al., 2014, I & II), que están incluidos en esta tesis. Conclusiones En este trabajo estudié el impacto de distintas formas de EO en la formación de estructuras, utilizando la técnica de simulaciones de N -cuerpos. Para conseguirlo, tuve que modificar, extender y desarrollar una serie de herramientas numéricas que me permitieron efectuar un análisis detallado de cada cosmolog¿¿a, para definir posibles pruebas observacionales que puedan falsificarlas o favorecerlas. Despus haber proyectado y ejecutado un conjunto de simulaciones pude obtener una serie de nuevos resultados que caracterizan las propriedades de las estructuras y su formación en unos modelos cosmológicos no estándar. En particular, demonstré como estos pueden ser distinguidos por ¿CDM gracias a un conjunto de rasgos, proporcionando también estimaciones numéricas para cuantificar el tamaño de las diferencias con el MCE. Sin embargo, este conocimiento será útil en la próxima década, cuando una grande cantidad de observaciones de alta precisión comprobará las fundaciones de las teórias cosmológicas en un nivel más profundo. Entonces, necesitaremos un conocimiento mejor de las alternativas a ¿CDM, para saber si los datos nuevos nos llevarán hacia una revisión o un reemplazo del paradigma estándar. References Abdalla E., Abramo L. R., de Souza J. C. C., 2010, Phys. Rev. D, 82, 023508 Amendola L., 2000, Phys. Rev. D, 62, 043511 Baldi M., Pettorino V., 2011, MNRAS, 412, L1 Baldi M., Pettorino V., Robbers G., Springel V., 2010, MNRAS, 403, 1684 Bartelmann M., Doran M., Wetterich C., 2006, A&A, 454, 27 Beltrán Jiménez J., Lazkoz R., Maroto A. L., 2009, Phys. Rev. D, 80, 023004 Carlesi E., Knebe A., Lewis G. F., Wales S., Yepes G., 2014 Carlesi E., Knebe A., Yepes G., Gottlöber S., Jiménez J. B., Maroto A. L., 2011, MNRAS, 418, 2715 Carlesi E., Knebe A., Yepes G., Gottlöber S., Jiménez J. B., Maroto A. L., 2012, MNRAS, 424, 699 Dolag K., Bartelmann M., Moscardini L., Perrotta F., Baccigalupi C., Meneghetti M., Tormen G., 2004, Modern Physics Letters A, 19, 1079 Jiménez J. B., Maroto A. L., 2008, Phys. Rev. D, 78, 063005 Leccardi A., Molendi S., 2008, A&A, 486, 359 Li B., Barrow J. D., 2011, MNRAS, 413, 262 Macciò A. V., Quercellini C., Mainini R., Amendola L., Bonometto S. A., 2004, Phys. Rev. D, 69, 123516 Mroczkowski T., et al., 2009, ApJ, 694, 1034 Navarro J. F., Frenk C. S., White S. D. M., 1996, ApJ, 462, 563 Pettorino V., 2013, Phys. Rev. D, 88, 063519 Pettorino V., Amendola L., Baccigalupi C., Quercellini C., 2012, Phys. Rev. D, 86, 103507 Ratra B., Peebles P. J. E., 1988, Phys. Rev. D, 37, 3406 Springel V., 2005, MNRAS, 364, 1105 Wetterich C., 1995, A&A, 301, 321 Zlatev I., Wang L., Steinhardt P. J., 1999, Physical Review Letters, 82, 896