Metal enrichment and cooling in cosmological simulationsA new paralell code and some applications

Resumen

En este trabajo hemos presentado un estudio practicamente autocontenido de algunos aspectos de la formacion de galaxias, usando para ello simulaciones cosmologicas que incluyen la dinamica del gas y la formacion estelar. De forma breve, a partir de la version secuencial del codigo DEVA (Serna et al., 2003), nuestra tarea ha consistido principalmente en: 1. Reestructurar y paralelizar el codigo, haciendolo mas eficiente a la vez que capaz de correr en maquinas con mas de un procesador. Esto permite realizar simulaciones con cajas mas grandes y mayor resolucion. 2. Desarrollar un modelo que nos permite incluir efectos del feedback de la formacion estelar en la simulacion tales como el enriquecimiento químico. Dado que la com- posicion química del gas afecta a su tasa de enfriamiento, esto al final tiene un efecto en las propiedades globales de los objetos. Tanto el feedback de elementos químicos como la tasa de enfriamiento han sido modelados teniendo en cuenta la composicion química detallada del gas y las estrellas. 3. Aplicar el codigo mejorado y los algoritmos desarrollados para simular la formacion de galaxias espirales realistas y estudiar el origen de sus perles de luminosidad rotos. Existen en la literatura varios metodos y codigos que resuelven las ecuaciones de la gravedad y la hidrodinamica en un universo en expansion, y que, por tanto, pueden abordar el problema de la formacion de galaxias en un contexto cosmologico. Como ex- plicamos en el Captulo 1, los metodos usados para resolver las ecuaciones de la gravedad pueden ser clasicados en tres categorías principales: (i) Particle-Mesh (PM), (ii) Tree, y (iii) Adaptive Mesh Renement (AMR); mientras que los m etodos usados para resolver las ecuaciones de la dinamica de uidos pueden ser clasicados en dos: (i) Lagrangianos (tipo smoothed particle hydrodynamics, SPH), y (ii) Eulerianos. Hay varios codigos par- alelos que usan metodos Tree combinados con SPH tales como Gadget (Springel, 2005), Gasoline (Wadsley et al., 2004), GCD+ (Kawata & Gibson, 2003), o VINE (Wetzstein et al., 2009); tambien hay varios codigos eulerianos tales como RAMSES (Teyssier, 2002), AMIGA (Knebe et al., 2001), Enzo (O'Shea et al., 2004) or ART (Kravtsov, 1999). Sin embargo, tan s olo hay un codigo paralelo que use AP3M combinando con SPH, Hy- dra, con versiones MPI (Pringle et al., 2001; Thacker, 2003) y OpenMP (Thacker & Couchman, 2006). Dado que la diversidad de codigos es es buena, bien incentivando la competitividad, bien como un metodo de comprobar la correccion de los mismos, había una necesidad clara de otro codigo paralelo en el nicho AP3M+SPH, un vacío que esperamos sea parcialmente rellenado por el codigo P-DEVA. Desde su concepcion, el codigo DEVA se ha aplicado de forma exitosa al estudio de la formacion de galaxias, tanto espirales (Saiz, 2003; Saiz et al., 2002; Domínguez-Tenreiro et al., 2003, 2008; Martínez-Serrano et al., 2009) como elípticas (Dominguez-Tenreiro et al., 2003; S aiz et al., 2003, 2004; Dominguez-Tenreiro et al., 2004; O~norbe et al., 2005; Dominguez-Tenreiro et al., 2006; O~norbe et al., 2006, 2007; Gonzalez-García et al., 2009) y ha demostrado de forma consistente su capacidad de reproducir en las simulaciones galaxias con propiedades realistas tanto a nivel individual como en conjunto. La version paralela de DEVA permite estudios mucho m as detallados tanto de galaxias individuales como de conjuntos de galaxias, a la vez que retiene las deseables propiedades tales como el cumplimiento de las leyes de conservacion de su predecesor. Tal como describimos en el Capítulo 2, la paralelizacion ha sido introducida de forma incremental, mediante directivas OpenMP y reorganizacion del codigo allí donde era necesario o ventajoso. Los principales aspectos positivos de esta estrategia son la posi- bilidad de reutilizar partes del codigo y el conservar la funcionalidad original en todas las fases del desarrollo, permitiéndolas comprobar su correccion despues de la paralelizacion de cada seccion. Las desventajas estan relacionadas con la falta de control del numero de partículas asignadas a cada nodo, un hecho que limita la capacidad del codigo para escalar mas alla de 60 CPUs. Se requieren, por tanto, mejoras signicativas en la escalabilidad del codigo P-DEVA si queremos ser capaces de correr el codigo en cientos de procesadores para poder abordar volumenes cosmologicos mucho mas grandes con resolucion suficiente como para estudiar la formacion de galaxias individuales. Para tal n, el trabajo futuro incluye el desarrollo de una nueva version partiendo de cero que estara paralelizada con la librería MPI (mas explícita) en lugar de OpenMP. Esto per- mitiría un control m as no en la distribucion de carga y la consecucion de una mayor escalabilidad. Ademas de la tarea mas tecnica de la paralelizacion del codigo, otra importante parte de este trabajo se ocupa de las mejoras en el modelo de la física a escalas subrresolucion incluido en el codigo de Deva. En el Capítulo 3, describimos un nuevo modelo para la retroalimentacion química y el enfriamiento. Las tecnicas aplicadas son novedosas y (hasta donde sabemos) se utilizan aquí por primera vez en el contexto de las simulaciones de de formacion de galaxias (el caso de el enfriamiento y la regresion con reduccion de dimensiones), o en el contexto de SPH (matrices Qij matrices y el calculo de yields estelares). La filosofía que subyace detras de este modelo es el incluir la dependencia de los dos procesos no solo en la metalicidad total, como hacen la mayoría de modelos actualmente en uso, sino tambien en la abundancia individual de cada isótopo trazado por el codigo. Ademas, lo hacemos sin obstaculizar en exceso la velocidad del codigo . La dependencia de la dinamica del gas en la tasa de enfriamiento justica la la inclusion de este modelo un tanto elaborado, incluso para los estudios no se centran en la evolucion química. En comparacion con otras implementaciones de la evolucion química que se utilizan actualmente (por ejemplo Lia et al., 2002; Kawata & Gibson, 2003; Sommer-Larsen et al., 2005; Scannapieco et al., 2005; Kobayashi et al., 2007; Tornatore et al., 2007; Wiersma et al., 2009b) nuestros \metodo Qijes mas complejo, pero la mayoría de sus complejidad se oculta en el calculo de la matriz Q ij en si. Por tanto la interpretacion de sus resultados puede ser difícil en algunos casos. Sin embargo, su cimientos son solidos y las matrices que utilizamos han sido usados en muchos estudios sinteticos de formacion de galaxias (v ease, por ejemplo Ferrini et al., 1992, y la serie sucesiva de art culos). Hemos demostrado que la dependencia de la evolucion química en las abundancias detalladas desempe~na un papel importante en la determinacion de la la evolucion de las abundancias relativas (por ejemplo, cocientes de elementos respecto al Fe) en el gas y en las poblaciones estelares. Trabajos anteriores (Tassis et al., 2008; Brooks et al., 2007; de Rossi et al., 2007; Mouhcine et al., 2008; Finlator & Dave, 2008) han estudiado la formacion de la relacion masa-metalicidad o masa-luminosidad de las relaciones en poblaciones de galaxias con simulaciones cosmologica. Si bien tienen exito en la reproduccion de esas relaciones (aunque por por diferentes razones), ninguno de ellos hasta el momento ha estudiado la relacion entre los cocientes de abundancias de elementos y su relacion con la masa. Nuestra implementacion actual basada en las matrices Qij tiene en cuenta la influencia de los cocientes no solares en los yields estelares. Por lo tanto, creemos que se adapta mejor a reproducir y proporcionar pistas sobre el origen de dicha relacion. En la implementacion del enfriamiento tambien se tienen en cuenta las proporciones no solares para la la velocidad de enfriamiento. Encontramos que entre otras mejoras (vease el Capítulo 3, se alivia el problema del sobreenfriamiento, ya que el patron de abundancias solar es \típico", y la mayoría de las partículas de gas muestran menos de enfriamiento cuando todas la abundancias se tienen en cuenta. Sin embargo, mientras que nuestro modelo es detallado para el caso que fue dise~nado, le falta m as detalle en los dos principales areas: (i) no incluye los efectos de una fondo fotoionizante de UV/rayos X en la epoca de re-ionizacion, como algunos estudios recientes que tambien incluyen la dependencia detallada sobre la abundancia de cada elemento (Wiersma et al., 2009a), y por lo tanto asume que el gas esta en ionizado en equilibrio colisional en todo momento; (ii) limita la temperatura de refrigeracion a 104 K, un supuesto que tendría ser relajado, si se quieren hacer simulaciones de mayor resolucion que resuelvan la componente fría de los discos. Hay trabajos que ya tratar de incluir a tales efectos (Maio et al., 2007). Como se discutio en la Seccion 3.2.5, no incluimos explícitamente el feedback explícito de energía liberada en explosiones de supernovas en nuestras simulaciones, este es, sin embargo tenido implícitamente en cuenta a traves de la ley de Schmidt{Kennicutt como un mecanismo de autorregulacion de la formacion de estelar. Por ultimo, nuestro codigo se aplica a varios problemas abiertos en el ambito de la la formacion de galaxias y su evolucion. Como se ha explicado anteriormente (vease la Seccion 5.1), el plano fundamental de las elípticas, la formacion de discos, los sistemas de satélites de galaxias de disco, los grupos de galaxias, o la influencia del polvo en los espectros de las galaxias simuladas se estan estudiando con las simulaciones realizadas con el codigo P-DEVA. En particular, como se explico en Capítulo 4, en esta Tesis se han aplicado los metodos y el codigo desarrollados en los capítulos anteriores en un estudio de la formacion de las galaxias espirales. Las simulaciones realizadas en nuestro estudio son capaces de producir objetos realistas con propiedades tales como el tama~no radial, perles verticales, luminosidad, perles de color, y curvas de rotación que son compatibles con las observaciones. Tambien siguen la relacion Tully-Fischer, y muestran una relacion disco a total relativamente alta. Esta característica es particularmente difícil de lograr en simulaciones que no incluyen un feedback de energía explícito. Estas tienden a generar discos con bulbos mas masivos que los discos (ver Piontek & Steinmetz, 2009, para una reciente discusion sobre el tema), y exigir la inclusion de procesos adicionales (como el ya mencionado feedback explícito de energía) para expulsar el gas y reducir la masa del bulbo. El estudio de las galaxias simuladas ha demostrado que presentan un perl de lumi- nosidad roto sin aparente ruptura en el perl de masa. Esto solo ha Recientemente se ha propuesto que dicha rotura se produce en la mayoría de las galaxias espirales de tipo II (Bakos et al., 2008). Hemos investigado el origen de este comportamiento, y hemos encontrado que esta relacionado con una disminucion repentina de la tasa de formacion estelar (SFR) 1 escalas características del disco mas allá de la rotura. Este resultado, combinado con perl exponencial para la masa estelar, sugiere que una fraccion signi- cativa de la las estrellas, situadas en la parte externa de las galaxias se formo en otros lugares y despues fueron redistribuidas en las partes exteriores. El estudio explícito de este posibilidad en esta Tesis muestra que este es el caso: las migraciones estelares juegan un papel principal en la formacion de los discos estelares externos de las galaxias. En el futuro, planeamos de ampliar el estudio de las galaxias de disco para incluir la evolucion de sus las propiedades con el redshift, el papel de las fusiones frente a la acreccion de gas en su proceso de formacion, o la distribucion de metalicidad y su evolucion. Por ultimo, tenemos previsto ampliar nuestro trabajo a conjuntos de galaxias, y estu- diar la distribucion global de sus propiedades a lo largo de varios ordenes de magnitud en la en masa. Relaciones globales tales como la masa-metalicidad, el color o la lu- minosidad (masa)-[/Fe] son reproducidas por nuestro codigo en algunas simulaciones preliminares. Tenemos la intencion de estudiar sistematicamente estas tendencias y sus de origen con la ayuda de las herramientas presentadas en este trabajo.