Alvaro Orsi: Simulando emisión nebular de galaxias - astropodcast No. 2!

Alvaro Orsi estudió su pregrado en la PUC, y obtuvo su doctorado en Durham University (UK) en 2010. Volvió a la PUC para una estadía postdoctoral financiada por ESO & FONDECYT, y desde 2014 es Investigador permanente en Centro de Estudios de Fisica del Cosmos de Aragon, (CeFCA), España. Sus intereses son: modelos de formación de galaxias, la estructura a gran escala del Universo, Cosmología y transferencia radiativa. Puedes visitar su pagina en www.aaorsi.com

NdE: Álvaro es el protagonista de nuestro segundo astropodcast! En el futuro, esperamos la mayoría de estos artículos vengan acompañados de una pequeña entrevista y explicación del paper resumido por el propio autor(a). Esperamos que les guste y envíenos sugerencias de entrevistas. Si no pueden ver el video abajo clickea aquí para verlo directamente en YouTube.




The nebular emission of star-forming galaxies in a hierarchical universe
Alvaro Orsi, et. al
MNRAS 443, 799 (2014)
ArXiv:1402.5145

En este paper predecimos las propiedades de galaxias formadoras de estrellas seleccionadas por emisión nebular (líneas de emisión), usando un modelo de formación de galaxias en una simulación cosmológica de N-cuerpos. Ya que las simulaciones contienen solamente materia oscura, las líneas de emisión se calculan mediante la combinación del modelo semi-analitico SAG con el código de foto-ionizacion MAPPINGS-III. Así, caracterizamos el medio interestelar de cada galaxia en la simulación relacionando el campo de ionización del gas en las galaxias y la metalicidad del gas frío.

Este modelo nos permite predecir la abundancia observada de emisores H-alfa, [OII] y [OIII]. Para esto calculamos el parámetro de ionización, q, que representa una medida de la velocidad de un frente ionizante en una región HII. En nuestro modelo, encontramos que el valor medio del parámetro de ionización tiende a aumentar en galaxias con bajas tasas de formación estelar y también hacia los altos redshifts, de acuerdo con los estimaciones observacionales recientes.

Diagrama BPT: Intensidades (normalizadas) de líneas de emisión, usado comúnmente para separar galaxias que forman estrellas con aquellas que contienen un núcleo activo (AGN). Mediciones con galaxias observadas en SDSS son los puntos grises. Las predicciones de los models se muestran con los puntos azules, donde cada color corresponde a una variación en el exponente que relaciona al parámetro de ionización con la metalicidad del gas. Esta relación es luego usada para predecir la abundancia de galaxias seleccionadas por distintas líneas.

Estudiamos además la relación entre la tasa de formación estelar de las galaxias y sus luminosidades líneas de emisión en función del redshift (corrimiento al rojo), encontrando una fuerte correlación entre las diferentes líneas de emisión y sus tasas de formación estelar, consistente con estimaciones previas. Finalmente, caracterizamos el clustering de estas galaxias, que habitan halos de materia oscura con masas por debajo de M<10¹² M_sun/h, en consonancia con las estimaciones de observación de clustering de líneas de emisión.

Dado que podemos reproducir estas galaxias a bajo redshift, usamos nuestro modelo para predecir la abundancia de galaxias con formación estelar que pueden ser detectadas hasta z~10 apuntando a diferentes líneas de emisión infrarojas con instalaciones submilimétricas como el Atacama Large Millimeter Array (ALMA).

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

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)