Presentación Trabajo de Grado Por: B.Sc. Xibelly Eliseth Mosquera Escobar Primera Astrónoma graduada de un Pregrado de Astronomía en Colombia. Candidata a Maestría en Física Grupo de Física y Astrofísica Computacional-FACom Instituto de Física, Universidad de Medellín Antioquia

1. Convergencia Numérica en las
Propiedades de los Halos de Materia
Oscura
Presentación Trabajo de Grado
Xibelly Eliseth Mosquera Escobar
Asesor. Juan Carlos Muñoz
Instituto de Física - Universidad de Antioquia
Medellín 2015
1

2. 2
Índice●
Contexto Cosmológico
Propiedades Física
Parámetros Estructurales
●
Simulaciones Cosmológicas
Simulaciones usando GADGET2
Parámetros Numéricos
●
Objetivo
●
Variación de Parámetros
●
Análisis Resultados
●
Conclusiones
●
Agradecimientos
●
Referencias

3. 3
Contexto Cosmológico-Modelo ΛCDM
Estructuras pequeñas conllevan a grandes
estructuras.

4. 4
Propiedades Físicas

5. 5
Perfil de Densidad-NFW
[1]. Navarro et al.(1996)
5

6. 6
Dispersión local de Velocidades
6

7. 7
Distribución de Densidad del Espacio de Fase
Taylor & Navarro.(2001)

8. 8
Parámetros Estructurales

9. 9
Parámetros Estructurales
Masa Virial
Radio Virial
9

10. 10
Simulaciones Cosmológicas y Parámetros
Numéricos

11. 11
Simulaciones Usando GADGET-2
Los halos de materia oscura son estudiados usando simulaciones numéricas.
11[2]. V. Springel et al.(2015)

12. 12
Parámetros Numéricos
12

13. 13
Objetivo Principal
Usar simulaciones cosmológicas para encontrar en qué medida los parámetros
numéricos como: parámetros de tolerancia de fuerza, tamaño del paso del tiempo,
etc, afectan las propiedades físicas de los halos de materia oscura.
13

14. 14
Variación de Parámetros
α
η
ε
14[3]Power et al. ( 2003).

15. 15
Variación de Parámetros
15

16. 16
Simulaciones

17. 17
Distribución de partículas en un Halo de Materia Oscura
17

18. 18
Resultados de Simulaciones
18

19. 19
Resultados Generales en los Halos Seleccionados
●
Halo 0 mas Masivo
●
Halo 9 menos Masivo

Varia la Masa (Mvir)

Varia el Número Partículas(Npart)

Varia R y NR

20. 20
Análisis a las Propiedades físicas y los
Parámetros Estructurales

21. 21
Análisis del Perfil de Densidad
21
Halos Pares Halos Impares

22. 2222

23. 2323

24. 2424
Conclusiones para El perfil de Densidad
●
Hay variaciones en la región interna e intermedia de los halos
●
La simulaciones que tiene variaciones significativas en el parámetro de
precisión en el cálculo de la fuerza (α) generan modificaciones en los
halos.

25. 25
Análisis en la Dispersión de Velocidades
Halos Pares Halos Impares

26. 26
Halo Interesante !!!

27. 2727

28. 2828
Conclusiones para la Dispersión de Velocidades
●
En general hay aumento en la dispersión local de velocidades de los halos,
especialmente en regiones externas.
●
Las simulaciones (Sim1 y Sim3) presentan un cambios en su
comportamiento respecto a las demás.
●
Debido a la correlación que existe entre el perfil de densidad ρ(r) y la
dispersión de velocidades σ(r), variaciones sutiles en ρ(r) implican
modificaciones fuertes en σ(r). Hecho que se identificó en el Halo5,
situación que tiene fuertes implicaciones en la formación y evolución de
galaxias.

29. 29
Análisis en la Distribución de Densidad del Espacio de Fase
Halos Pares Halos Impares

30. 30

31. 31

32. 3232
Conclusiones para la Distribución de Densidad en el espacio
de fase
●
La variación en el parámetro de precisión en el cálculo de fuerza (α), conlleva
a variaciones fuertes en la concentración de los halos en el espacio de fase.
●
Debido a la correlación que existe entre el perfil de densidad ρ(r), la
dispersión local de velocidades σ(r) y la distribución del espacio de fase
Q(r).En efecto las variaciones encontradas en Q(r) se deben a modificaciones
encontradas en las primeras cantidades.

33. 33
Análisis de los Parámetros Estructurales

34. 34
Método de Análisis en los Parámetros Estructurales

35. 35
Análisis del Radio Virial
35
Rvir vs α Rvir vs η Rvir vs ε

36. 3636
Conclusiones para el Radio virial
No se observa una dependencia del radio virial con la masa, ya que a una
masa dada no ocurrían cambios en esta cantidad.
No se identifican alteraciones significativas en el radio virial con la variación de
los parámetros.
Del análisis del error relativo no se encuentran variaciones por encima del 5%.

37. 37
Análisis en la Escala Radial
37
rs vs α rs vs α rs vs α

38. 3838
Conclusiones para la Escala Radial
●
Los halos más masivos, presentan variaciones significativas para un valor
de masa dada.
●
Aunque las variaciones que se observan son pequeñas, se encuentra que
hay un dependencia con la masa a diferencia de lo hallado para el radio
virial.
●
Cualitativamente se observan variaciones de la escala radial tanto para un
valor de masa dado como para la variación de los parámetros.
●
Las variaciones en el error relativo están por debajo del 10%. No obstante
son mayores que las obtenidas para el radio virial hecho que tiene
implicaciones en el cálculo de la concentración.

39. 39
Análisis en la Concentración C
39
C vs α C vs η C vs ε

40. 4040
Análisis del Error relativo de la Concentración

41. 4141
Conclusiones para la Concentración
●
Se encuentra que en efecto la concentración disminuye con el aumento en
la masa.
●
Del análisis en el error relativo se encuentra cambios significativos en la
concentración para valores crecientes en el parámetro de la longitud del
suavizado gravitacional ε, situación que tiene fuertes implicaciones en la
formación de estructuras, ya que valores altos subestiman el cálculo de
la aceleración entre las partículas, haciendo que la solución se aleje de la
real.

42. 42
Relación Masa-Concentración
42[4]. Muñoz Cuartas et al. ( 2010).

43. 4343
Conclusiones para la relación Masa-Concentración
●
En efecto se encuentra que la concentración disminuye con el aumento en
la masa, hecho que está en concordancia con el modelo de formación de
estructuras.
●
La variación de los parámetros numéricos contribuye a variaciones en la
concentración en cada una de las simulaciones.
●
La simulación 5 posee el valor más alto en el parámetro ε, por lo cual es
una simulación poco confiable, ya que en concordancia con los
diferentes resultados valores altos en este parámetro implica errores en
el cálculo de la aceleraciones entre las partículas.

44. 44
Análisis de la Reconstrucción Orbital

45. 45
Análisis de la Reconstrucción Orbital
Identificación del instante de tiempo en que la variación de los parámetros toman lugar
45
Variaciones en α Variaciones en η
0.5 0.5

46. 46
Se encuentra que la variación
numérica de los parámetros en
principio no afecta a estructura
lineales, más precisamente las
diferencias estructurales en los
halos aparecen a z~2, esto es, a
~3.27 Gyr.
46
Variaciones en ε
0.5

47. 47
Conclusiones
47
●
La variación de los parámetros numéricos de la simulación en efecto afecta
la estructura de los halos de materia oscura, como se observó en el
análisis realizado a las propiedades físicas y los parámetros
estructurales.
●
Se encontró que valores crecientes en el parámetro la longitud de
suavizado gravitacional ε conlleva a simulaciones no confiables debido a
que se alejan de la solución real. Hecho que tiene fuertes implicaciones
en la formación de estructuras.

48. 48
Conclusiones
●
Se ha determinado que las variaciones afectan a estructuras no lineales, y
no alteran la formación y evolución de estructuras en épocas tempranas
de la formación del Universo, para ser precisos toman lugar a 3.27 Gyr.
●
De los resultados cualitativos y cuantitativos se puede determinar que los
valores óptimos para los parámetros en términos de una simulación bien
elaborada son:
48

49. 49
Agradecimientos
49

50. 5050
Referencias
[1]. Navarro et al. Dark matter and large scale structure. The Astronomical Society of the Pacific, (252),
1996.
[2] V Springel The cosmological simulation code gadget-2.Monthly Notices of the Royal Astronomical
Society(364),2015.
[3]Power et al. The inner structure of lambda cdm haloes- i. a numerical convergence
study. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, (338):14–34, 2003.
[4]Muñoz Cuartas et al. The redshift evolution of Λ cold dark matter halo parameters: concentration, spin
and shape. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, (411). 2010