Galaxias virtuales en simulaciones cosmológicasmorfología, dinámica y evolución

Zusammenfassung

El trabajo llevado a cabo en la presente Tesis se enmarca dentro del campo de la Cosmología Numérica y se centra en el estudio de las características, evolución y diferenciación de galaxias obtenidas a partir de simulaciones cosmológicas. La cosmología numérica es el único laboratorio que nos permite formar galaxias con distintos ¿ingredientes cosmológicos¿ y estudiar su evolución distinguiendo cuáles son los procesos físicos más relevantes en su formación. La ventaja de las simulaciones cosmológicas es que ofrecen la posibilidad de controlar y monitorizar en todo momento la evolución del sistema simulado. Las galaxias son los componentes organizativos básicos en la estructura del Universo. Son el eslabón entre la estructura a gran escala del Universo y los componentes luminosos más básicos, ya que se encuentran poblando los cúmulos de galaxias, las paredes y los filamentos pero, a su vez, están formadas por las estrellas y todos los ingredientes que se encuentran en el Universo (el gas, el polvo y la materia oscura). Su dinámica interna y la relación con su morfología, su composición, su capacidad para formar estrellas y las relaciones entre ellas siguen siendo un tema de actualidad en el estudio de la evolución cosmológica (Somerville & Davé, 2015; Wechsler & Tinker, 2018) Con el fin de que los observables de las galaxias virtuales sean lo más fielmente comparables con el plano observacional se ha incluido,en las estructuras generadas por el código cosmológico a través de sus partículas estelares, toda una serie de información espectral observacional por medio de las bibliotecas MILES y MIUSCAT (Vazdekis et al., 2012; Ricciardelli et al. 2012). Para identificar las distintas estructuras galácticas y extraer algunas de sus características sin perder la información evolutiva de estas estructuras, se ha trabajado mejorando algunas herramientas ya existentes y desarrollando otras. Todo ello orientado a tratar las galaxias virtuales de forma semejante a como se tratan las galaxias reales en un análisis observacional. Las principales líneas de investigación seguidas en este trabajo son, por tanto, (i) obtención de imágenes de las galaxias simuladas directamente comparables con las observaciones, (ii) desarrollo de un software de análisis capaz de obtener características observables de dichas galaxias y (iii) relacionar las características dinámicas y morfológicas de las galaxias sintéticas con su historia de formación a lo largo de su evolución para entender mejor los procesos que llevan a las galaxias de tipo temprano a tener la dinámica y morfología que presentan en la actualidad. Las galaxias sintéticas analizadas en la presente Tesis han sido obtenidas de los resultados de las simulaciones realizadas con el código cosmológico MASCLET (`Mesh Adaptative Scheme for CosmologicaL structurE evoluTion¿) (Quilis, 2004). Este código hidrodinámico para aplicaciones cosmológicas basado en un esquema de malla adaptativa (AMR, `Adaptative Mesh Refinement¿) permite describir el gas como un fluido discretizándolo en una malla. Para la descripción de la materia oscura y las partículas emplea un esquema `N-body¿. El buscador HALMA (`HALo finder for MAsclet¿) es el empleado para obtener las galaxias virtuales de entre los resultados de la simulación cosmológica realizada por MASCLET. Como su nombre indica es buscador de halos estelares específico para el código cosmológico MASCLET y está basado en el algoritmo `Friends-of-friends¿ (FoF; Davis et al., 1985). Parte del trabajo desarrollado en la presente Tesis es ampliar la capacidad de HALMA permitiendo obtener características morfológicas y dinámicas de los halos encontrados (en el caso del presente estudio las galaxias virtuales analizadas) así como también su historia evolutiva. Por último los modelos de síntesis de poblaciones estelares MIUSCAT (Vazdekis et al., 2012b; Ricciardelli et al., 2012) han sido los utilizados para dar ¿brillo¿ a las galaxias virtuales obtenidas, transformando así cantidades físicas en observables. Estos modelos son una versión extendida de los modelos MILES (Vazdekis et al., 2010) y los modelos CaT (Vazdekis et al., 2003). Una vez obtenida la muestra de de galaxias virtuales dentro de un volumen simulado de 44Mpc, el trabajo realizado se ha centrado en el análisis de las más masivas, aquellas que a `redshift¿ cero tienen una masa estelar M_{*} > 10^{11}M_{sun} y que no se encuentran en un proceso de fusión. Finalmente, se obtiene una muestra de 21 galaxias virtuales que cumplen estas condiciones. Uno de los análisis realizados consiste en estudiar las características de la muestra de acuerdo con tres amplios criterios: (i) el dinámico, (ii) el evolutivo y (iii) el morfológico. Para el criterio dinámico se utilizan los perfiles unidimensionales para calcular (V /¿). Esta cantidad permite separar la muestra en dos grupos, los rotores rápidos y los rotores lentos.El segundo criterio usado para estudiar las galaxias de la muestra es el evolutivo. Por medio del estudio de la historia evolutiva de las galaxias, éstas se separan en dos grandes categorías: las galaxias que han sufrido por lo menos una colisión y aquellas con una evolución tranquila que no han sufrido ninguna colisión reconocida por el buscador de halos. Por último, el tercer criterio utilizado para ordenar la muestra es la morfología. Para ello, se ajusta el perfil de luz de cada objeto a un perfil de Sérsic separando la muestra en elípticas o espirales. La conclusión de este análisis es que el historial evolutivo (fusiones con otras galaxias) de una galaxia es el principal responsable del aspecto que presenta en la actualidad, por encima de su morfología o su dinámica. De esta forma, las galaxias que presentan un mayor número de interacciones con otras galaxias son también las más masivas de la muestra y las que presentan los gradientes de metalicidad más elevados. Otro de los análisis se refiere a la historia de formación estelar (`Star Formation History¿) de las galaxias de la muestra. De este estudio se concluye que las fusiones con otras galaxias aportan solo una fracción minoritaria (10 %-50 %) de la masa total de la galaxia siendo la mayor parte de la componente estelar formada `in situ¿. También se comprueba que las partículas estelares incorporadas, procedentes de otras galaxias o del medio, son significativamente más antiguas (~ 3 Gyr) y, en promedio, menos metálicas (0,1 dex) que las que se forman dentro de la rama principal de la galaxia. En la muestra utilizada se observa que la mayoría de las galaxias que presentan fusiones (10 de las 11) pueden clasificarse como fusiones disipativas con mucha formación estelar. También se observa que las galaxias que no han sufrido colisiones importantes contienen porcentajes notables de material estelar acretado. Este material proviene del medio o de pequeños halos estelares no identificados por el buscador. En las galaxias virtuales analizadas en este estudio, la componente estelar acretada ocupa mayormente las regiones más externas, en concreto, el radio de media-masa del material acretado es ~1,5 veces el radio de media-masa del material estelar formado `in situ¿. Por último, las galaxias estudiadas muestran un factor ×2 ¿ ×3 de sobre-producción estelar, esta sobre-producción puede explicarse en parte por el límite de resolución de la simulación cosmológica.