Nouvelle technique de simulation pour la formation des galaxies

Présentation au sujet: "Nouvelle technique de simulation pour la formation des galaxies"— Transcription de la présentation:

1 Nouvelle technique de simulation pour la formation des galaxies
multi-zoom pour la formation des galaxies Benoît Semelin - LERMA En collaboration F. Combes

2 Formation des galaxies: apport des simulations
Introduction Quelques questions soulevées par les simulations numériques: Profil interne des halos de matière noire: - Simulations L-CDM: Cups centraux  ~ r (α ≃ 1.) - Observations: peu de DM dans le disque optique. Problème du moment angulaire: - Trop de transfert baryon → matière noire. - Solution: feedback de la formation stellaire? (difficile) Importance relative accrétion-merger: - Murali et al. (2002): accrétion ~ 3x merger - Influence sur la structure? -

3 Spécificité des simulations de formation des galaxies
Introduction Très haute résolution nécessaire: - Large gamme d'échelle: 0.1 Kpc - 10 Mpc - Résolution de masse: 10 M⊙ Physique du gaz complexe: - Hydrodynamique - Evolution thermique - Interaction avec le rayonnement, le champ magnétique... Formation stellaire, feedback: - Besoin de lois environementales } 8 5 => ~ qq 10 particules

4 pour la formation les galaxies
Modèle physique pour la formation les galaxies Introduction Modèle existant (Semelin et Combes 2002) 4 phases: DM, étoiles, gaz chaud, gaz froid Dynamique: Gravité N-corps (Tree-code) Hydrodynamique (SPH, gaz chaud) Dissipation (chocs inélastiques, gaz froid) Echanges d'énergie: Refroidissement radiatif du gaz Feedback des SN (thermique et cinétique) Echanges de matière: Formation stellaire (Loi de Schmidt) Perte de masse des étoiles (Jungwiert et al. 2001)

5 Technique multi-zoom Objectif: Evolution d'une galaxie (0.1 à 10 kpc)
Accrétion de gaz (10 Mpc) Mélange Treecode et AMR On obtient: La résolution en masse. Sans la statistique.

6 Test de validation Effondrement d'un pancake: 32³ -> 64³ particules

7 20 Mpc 10 Mpc Simulation -CDM ( =0.7, h=0.7,  = 0.3) 4 « phases »
32³ -> 256³ particules. => M / particule z =  z = 0. m 6 ⊙ 2.5 Mpc 5 Mpc

8 Zoom sur des galaxies du champ à z ~ 1. 20 Mpc 2.5 Mpc

9 Zoom sur des galaxies du champ à z ~ 1. 20 Mpc 2.5 Mpc

10 Zoom sur des galaxies du champ à z ~ 1. 20 Mpc 2.5 Mpc

11 Histoire de formation d'étoiles
Galaxie isolée Galaxie avec accrétion et mergers (technique multi-zoom)

12 Etude du taux d'accrétion
de matière Sélection de 4 galaxies du champ de type Voie-Lactée: Taux d'accrétion à 100 Mpc  ~ 3 Gyr

13 Cartes d'accrétion de matière
Position baryons Moment angulaire baryons Exemple: galaxie #4 Accrétion anisotrope. Matière noire moins clumpy. Position DM Moment angulaire DM

14 Perspectives pour la méthode multi-zoom
Forces et faiblesses de la technique: Combine Tree-code et AMR: => très grande résolution. Cout CPU quasi-linéaire avec le nb de zooms En pratique, nombre de zoom limité. Statistique faible. Développements possible: Coupler à un code parallèle. Régions de zoom mobiles.

15 Applications scientifiques
Préparation du projet HORIZON: GALFOR : Galaxie particules + environement cosmologique. Physique du gaz et formation d'étoiles: Mise au point des modèle avec la méthode multi-zoom. Etude du milieu interstellaire: Zoom mobile dans le disque galactique (Colab, R. Klessen AIP) Turbulence interstellaire (10 pc) + Influence globale du disque => Structure des GMC et formation d'étoiles. 7-8