Hydrodynamic simulations of cosmological galaxy merger trees [Elektronische Ressource] / put forward by Benjamin Philipp Moster

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• Astronomie

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• Publié par: ruprecht-karls-universitat_heidelberg
• Publié le: 01 janvier 2010
• Nombre de lectures: 31
• Langue: English
• Poids de l'ouvrage: 6 Mo

Extrait

DISSERTATION
SUBMITTED TO THE
COMBINED FACULTIES FOR THE NATURAL SCIENCES AND FOR
MATHEMATICS
OF THE RUPERTO-CAROLA UNIVERSITY OF HEIDELBERG, GERMANY
FOR THE DEGREE OF
DOCTOR OF NATURAL SCIENCES
PUT FORWARD BY
DIPLOM-PHYSICIST BENJAMIN PHILIPP MOSTER
BORN IN PFORZHEIM
ndORAL EXAMINATION: NOVEMBER 2 , 2010HYDRODYNAMIC SIMULATIONS OF
COSMOLOGICAL GALAXY MERGER TREES
REFEREES: PROF. DR. HANS-WALTER RIX
PROF. DR. MATTHIAS BARTELMANNMich dunkt,¨ man konne¨ hier in gewissem Verstande ohne Vermessenheit sagen:
Gebet mir Materie, ich will eine Welt daraus bauen!
Allgemeine Naturgeschichte und Theorie des Himmels
Immanuel KantHydrodynamicSimulationsofCosmologicalGalaxyMergerTrees
Abstract In this thesis we use cosmological merger trees and semi-analytic models of galaxy
formation to provide the initial conditions for multi-merger hydrodynamic simulations. In this way
we exploit the advantages of merger simulations (high resolution and detailed treatment of the gas
physics) and semi-analytic models (cosmological background and low computational cost), and
integrate them to create a novel tool. This approach allows us to study the evolution of various
galaxy properties with an improved treatment of the gas components, including, for the first time,
the hot gaseous halo from which gas cools and accretes onto the central disc. Using a suite of
minor merger simulations we find that disc thickening is reduced relative to the collisionless case
through the absorption of kinetic impact energy by the gas. In a following series of major merger
simulations, we show that adding the hot gas component is a key ingredient in order to reproduce
several observed properties of elliptical galaxies, like the abundance of fast rotators. Moreover,
the presence of a gaseous halo reduces the starburst efficiency. We then focus on the effects of
multiple concurrent mergers, which we found to be cosmologically more common than sequences
of isolated binary mergers. For this, we investigate, whether accreted satellite stars can be distin-
guished kinematically from stars formed ‘in situ’ in the central galaxy, and find that this is only
possible for a fraction of the disrupted satellites. Our simulations to date indicate that the combina-
tion of a detailed treatment of gas physics, high resolution, and a cosmological background, brings
numerical simulations in better agreement with observations. Overall, the novel tool developed in
this thesis will be very useful for pursuing a number of questions pertaining to the transformation
of galaxy internal structure by mergers and accretion.
HydrodynamischeSimulationenkosmologischerGalaxienvermelzungsbaume¨
Zusammenfassung In der vorliegenden Arbeit werden kosmologische Verschmelzungsbaume¨
und semi-analytische Galaxienentstehungsmodelle benutzt, um Anfangsbedingungen fur¨ hydro-
dynamische Simulationen von mehrfachen Galaxienverschmelzungen zu erstellen. Somit werden
die Vorteile von (hohe Auflosung¨ und detaillierte Behandlung der Gasphysik) und
semi-analytischen Modellen (kosmologischer Hintergrund und geringer Rechenaufwand) in einem
neuen Instrument vereinigt. Dieser Ansatz ermoglicht¨ es, die Entwicklung von verschiedenen
Galaxieneigenschaften mit einer detaillierten Behandlung der Gaskomponenten zu untersuchen,
wobei erstmals der heiße Gashalo berucksichtigt¨ wird, von dem aus Gas kuhlt¨ und auf die zen-
trale Scheibe akkretiert wird. Mittels einer Reihe von kleineren Verschmelzungssimulationen wird
gezeigt, dass im Vergleich zum stoßfreien Fall das Verdicken von Scheibengalaxien reduziert wird,
da das Gas kinetische Stoßenergie absorbiert. In einer Serie großer Verschmelzungssimulationen
¨wird demonstriert, dass der Gashalo ein Schlusselelement ist, um beobachte Eigenschaften von
Ellipsengalaxien zu reproduzieren wie die Haufigk¨ eit schneller Rotatoren. Zudem reduziert der
Gashalo die Sternentstehungseffizienz von Galaxienkollisionen. Im Weiteren wird der Schwer-
punkt auf Simulationen von Mehrfachverschmelzungen gelegt, welche kosmologisch haufiger¨
sind, als eine Sequenz isolierter Verschmelzungen. Hierzu wird untersucht, ob akkretierte Satel-
litensterne kinematisch von der Zentralgalaxie unterschieden werden konnen,¨ und gezeigt, dass
dies nur fur¨ einen Teil der Satelliten moglich¨ ist. Unsere bisherigen Simulationen verdeutlichen,
dass die Kombination einer detaillierten Behandlung der Gasphysik, hoher Auflosung¨ und eines
¨kosmologischen Hintergrundes Simulationen in eine bessere Ubereinstimmung mit Beobachtun-
gen bringt. Die hier entwickelte Methode wird fur¨ eine Reihe von Fragen von Nutzen sein, die
sich mit der Transformation der inneren Struktur von Galaxien durch Kollisionen und Akkretion
¨beschaftigen.Contents
ListofContents i
ListofFigures v
ListofTables vii
1 Introduction 1
1.1 Cosmology and galaxies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Numerical simulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.3 Semi-analytic models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.4 Combining simulations and semi-analytic models . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
1.5 Structure of the thesis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2 NumericalSimulations 13
2.1 N-body methods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.2 Hydrodynamics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.2.1 Eulerian method: mesh codes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.2.2 Lagrangian method: smoothed particle hydrodynamics . . . . . . . . . . 16
2.3 The SPH code GADGET-2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2.3.1 Cooling, star formation and feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.3.2 Stellar winds . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.4 Initial conditions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.4.1 Dark matter halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.4.2 Discs and bulges . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.4.3 Velocity structure . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.5 Application: disc thickening . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
2.5.1 Simulation parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
2.5.2 Analysing the density profiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
2.5.3 Stability of the initial conditions and evolution of the scaleheight . . . . . 33
2.5.4 The effect of gas in the disc . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
iii Contents
2.5.5 A thinner initial disc . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
2.5.6 Lower star formation efficiency . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
2.5.7 Conclusions and discussion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
3 Semi-AnalyticModelling 47
3.1 Merger trees . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
3.1.1 Extended Press-Schechter formalism . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
3.1.2 N-body trees . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
3.2 Baryonic physics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3.2.1 Gas cooling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
3.2.2 Star formation and feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
3.2.3 Mergers and morphology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.2.4 Chemical evolution and luminosities . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
3.3 The Santa Cruz semi-analytic model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.3.1 Gas cooling . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
3.3.2 Star formation and feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
3.3.3 Starbursts and remnant morphology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
3.3.4 Chemical evolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.4 Application: the merger trees of Milky Way-like galaxies . . . . . . . . . . . . . 60
3.4.1 Simulation and merger trees . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.4.2 Number of mergers depending on halo mass . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.4.3 Probability of multiple mergers . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
3.4.4 Dependence on mass ratio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
3.4.5 on gas fraction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
3.4.6 Dependence on morphology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
4 AccretionfromtheHalo 73
4.1 Modelling the growth of the dark halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
4.1.1 Creating a spherical particle distribution . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
4.1.2 Placing the dark matter systems around the halo . . . . . . . . . . . . . . 77
4.2 Modelling a hot gaseous halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
4.2.1 Extending the galaxy models . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
4.2.2 Parameters of the gaseous halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
4.3 Application: merger simulations with a hot gaseous halo . . . . .