Raúl Angulo: Simulaciones computacionales de universos dominados por materia oscura tibia

sábado, 9 de noviembre de 2013

Raúl Angulo es investigador del Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón, en Teruel, España. Raúl obtuvo su licenciatura en la Universidad Católica de Chile, y su doctorado en la Universidad de Durham, Inglaterra, en 2008. Luego, realizó estancias postdoctorales en el Instituto Max Planck de Astrofísica en Alemania, y en la Universidad de Stanford en EEUU. Puedes contactarlo en rangulo at cefca dot es.

En la cosmología estándar, el principal componente gravitatorio en el Universo es la materia oscura -- una hipotética partícula elemental aún no descubierta y que interacionaría principalmente sólo a través de la gravedad. Tradicionalmente, la materia oscura se ha considerado 'fría' (CDM por sus siglas en inglés), es decir, con una velocidad termal cero en el universo temprano.

Sin embargo, la materia oscura también puede ser 'tibia' (WDM por sus siglas en ingles). Con una velocidad termal no despreciable, el campo de perturbaciones en densidad primordiales es suavizado con WDM. En particular, mientras más caliente la materia oscura, más grande es la escala donde las perturbaciones desaparecen -- lo cual repercute en la formación de galaxias y otras estructuras en el Universo local. Recientemente, WDM ha recibido mucha atención en la comunidad cosmológica, pues podría solucionar varios problemas presentes en CDM relacionados con la cinemática, formación y abundancia de galaxias pequeñas.

Figura 1: Mapa de la densidad cósmica predicha en una simulación donde la materia oscura es considerada "tibia". Colores amarillos indican zonas con alta densidad, mientras que colores blancos indican aquellas zonas con baja densidad.
 Por esto nos gustaría poder entender en detalle la evolución del Universo cuando la materia oscura es tibia y entender las diferencias con respecto a CDM. La mejor forma de hacer esto es a través de simulaciones numéricas. Desafortunadamente, la mayoría de las simulaciones actuales no pueden describir con precisión la evolución de estructuras en WDM, pues los errores numéricos dominan sobre los efectos físicos. Esto es un problema que ha estado sin solución por más de 25 años!

 En este artículo, proponemos una nueva forma de atacar el problema de N-cuerpos, el cual demostramos soluciona los problemas de simulaciones de WDM, y por lo tanto nos permite entender mejor estructuras compuestas de WDM. El resultado se puede ver en la Fig.1, la cual muestra la densidad proyectada de materia oscura en una área de 80x160 Mpc. Aquí se puede ver, por ejemplo, que filamentos no están fragmentados como en las antiguas simulaciones. También se puede ver que no hay pequeños cúmulos tal como se espera en estos modelos.
Figura 2: Número de estructuras colapsadas ("halos") como función de su masa. Lineas de diferentes colores indican el resultado considerando diferentes definiciones de un halo.

Estas nuevas simulaciones nos permitieron, por primera vez, estudiar como la abundancia de 'halos' cambia entre escenarios donde la materia oscura es tibia o fría. El resultado se ve en la segunda figura: mientras que en CDM el número crece exponencialmente cuando miramos a masas más pequeñas, en WDM vemos que el número de halos decae exponencialmente por debajo de 1012 masas solares. Esto es consecuencia de la velocidad termal mencionada anteriormente, y se espera que impacte en muchas propiedades observables de nuestro universo. Simulaciones como estas nos darán en el futuro más información de como podemos estimar las propiedades de la materia oscura, uno de los pilares en nuestra concepción moderna del Universo.

"The warm dark matter halo mass function below the cut-off scale"
Raúl E. Angulo, O. Hahn & T. Abel, 2013
MNRAS 434, 3337 (2013) - ArXiv:1304.2406

Resumen (en inglés, después del salto)
Warm dark matter (WDM) cosmologies are a viable alternative to the cold dark matter (CDM) scenario. Unfortunately, an accurate scrutiny of the WDM predictions with N-body simulations has proven difficult due to numerical artefacts. Here, we report on cosmological simulations that, for the first time, are devoid of those problems, and thus are able to accurately resolve the WDM halo mass function well below the cut-off. We discover a complex picture, with perturbations at different evolutionary stages populating different ranges in the halo mass function. On the smallest mass scales we can resolve, identified objects are typically centres of filaments that are starting to collapse. On intermediate mass scales, objects typically correspond to fluctuations that have collapsed and are in the process of relaxation, whereas the high-mass end is dominated by objects similar to haloes identified in CDM simulations. We then explicitly show how the formation of low-mass haloes is suppressed, which translates into a strong cut-off in the halo mass function. This disfavours some analytic formulations that predict a halo mass function that would extend well below the free streaming mass. We argue for a more detailed exploration of the formation of the smallest structures expected to form in a given cosmology, which, we foresee, will advance our overall understanding of structure formation.

No hay comentarios:

Publicar un comentario

 

Buscar en este blog

Últimos posts