Non gravitational heating mechanisms in galaxy clusters [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Debora Šijački

Sijacki, Debora

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• Astronomie

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• Publié par: ludwig-maximilians-universitat_munchen
• Publié le: 01 janvier 2007
• Nombre de lectures: 6
• Langue: English
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Extrait

Non Gravitational Heating Mechanisms
in Galaxy Clusters
Dissertation der Fakult¨at fu¨r Physik
der
Ludwig-Maximilians-Universita¨t Mu¨nchen
ˇvorgelegt von Debora Sijaˇcki
aus Belgrad, Serbien
Mu¨nchen, den 25. M¨arz 2007Non Gravitational Heating Mechanisms
in Galaxy Clusters
Dissertation der Fakult¨at fu¨r Physik
der
Ludwig-Maximilians-Universit¨at Mu¨nchen
ˇvorgelegt von Debora Sijaˇcki
aus Belgrad, Serbien
Mu¨nchen, den 25. M¨arz 2007
Erstgutachter: Prof. Dr. Simon D. M. White
Zweitgutachter: Prof. Dr. Hans B¨ohringer
Tag der mu¨ndlichen Pru¨fung: 17. September 2007Mojim dragim roditeljima i mojoj baki Desi
za svu ljubav, podrˇsku i razumevanje
tokom svih ovih godinaContents
Zusammenfassung (Summary in German) 3
Summary 5
1 Introduction 7
1.1 Cosmic structure formation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
1.1.1 The homogeneous Universe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
1.1.2 Structure growth: the linear theory . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
1.1.3 The non-linear spherical collapse model . . . . . . . . . . . . . . . . 12
1.1.4 Numerical methods . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
1.2 Galaxy clusters: evolution and properties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
1.2.1 The cooling flow problem . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
1.3 Thesis outline . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 18
2 Hydrodynamical simulations of cluster formation with central AGN heating 21
2.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22
2.2 Methodology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2.1 Basic code properties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.2.2 Phenomenological description of AGN heating in clusters . . . . . . 24
2.2.3 Constraining the model parameters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
2.3 AGN heating of isolated galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
2.3.1 AGN heating of a massive galaxy cluster . . . . . . . . . . . . . . . . 29
2.3.2 Efficiency of bubble heating in halos of different mass . . . . . . . . 35
2.3.3 Observational X–ray features of simulated bubbles . . . . . . . . . . 38
2.4 Effect of AGN bubble heating in cosmological simulations . . . . . . . . . . 40
2.4.1 Simulation characteristics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
2.4.2 Global gas properties of simulated galaxy clusters . . . . . . . . . . 41
2.4.3 Stellar properties of galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
2.4.4 The metallicity distribution in the simulated clusters . . . . . . . . . 47
2.4.5 Sound waves or merger induced weak shocks? . . . . . . . . . . . . . 48
2.4.6 AGN heating in galaxy clusters of different mass . . . . . . . . . . . 50
2.5 Discussion and Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
3 Physical viscosity in smoothed particle hydrodynamics simulations of galaxy
clusters 57
3.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
1Contents
3.2 Theoretical considerations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.2.1 Navier-Stokes equation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
3.2.2 General heat transfer equation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
3.2.3 The viscous transport coefficients in astrophysical plasmas . . . . . . 62
3.3 Numerical implementation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64
3.4 Illustrative test problems . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
3.4.1 Flow between two sheets with a constant relative velocity . . . . . . 69
3.4.2 Flow between two planes with a constant gravitational acceleration . 71
3.4.3 Shock tube tests . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 72
3.5 AGN–driven bubbles in a viscous intracluster medium . . . . . . . . . . . . 75
3.5.1 Radial heating efficiency and profiles . . . . . . . . . . . . . . . . . . 77
3.5.2 Sound waves dissipation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
3.6 Cosmological simulations of viscous galaxy clusters . . . . . . . . . . . . . . 81
3.6.1 Non–radiative simulations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
3.6.2 Simulations with cooling and star formation . . . . . . . . . . . . . . 85
3.6.3 Viscous dissipation during merger events . . . . . . . . . . . . . . . . 87
3.7 Discussion and Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
4 A unified model of AGN feedback in cosmological simulations of structure
formation 93
4.1 Introduction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
4.2 Methodology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
4.2.1 Black hole formation and growth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
4.2.2 Black hole feedback . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
4.3 Self-regulated bubble feedback in isolated halo simulations . . . . . . . . . . 100
4.3.1 Exploring the parameter space . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 100
4.3.2 AGN heating in halos of different mass . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
4.4 Cosmological simulations of AGN feedback in galaxy clusters . . . . . . . . 106
4.4.1 Black hole growth in clusters . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
4.4.2 Heating the cluster outskirts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
4.4.3 The impact of AGN heating on the ICM . . . . . . . . . . . . . . . . 112
4.5 Simulations of galaxy formation with AGN feedback . . . . . . . . . . . . . 118
4.5.1 Black hole growth . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120
4.5.2 Effects on the intergalactic medium . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
4.5.3 Galaxy properties and evolution . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
4.5.4 Dependence on cosmological parameters . . . . . . . . . . . . . . . . 126
4.6 Discussion and Conclusions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
5 Conclusions and outlook 131
Acknowledgements 135
Curriculum Vitae 137
2Zusammenfassung
Das Studium der kosmischen Strukturbildung ist eines der faszinierendsten Felder der
modernen Astrophysik und zugleich eine enorme Herausforderung. Im derzeit favorisier-
ten kosmologischen Modell, der sogenannten ΛCDM Kosmogonie, wachsen die Strukturen
der Dunklen Materie hierarchisch, wobei sich in der fruhesten Epoche zuerst nur kleine¨
Klumpen bilden. Das darauffolgende Verschmelzen dieser Halos dunkler Materie fu¨hrt in
weiterer Folge zur Bildung immer massiverer Objekte, die schlußendlich ein komplexes
kosmisches Netzwerk aus Filamenten, Galaxienhaufen und Voids, kosmischen Hohlraumen¨
dazwischen, bilden. Wir wissen zwar relativ gut, wie sich diese Dunkle-Materie Strukturen
mit der Zeit entwickeln, der Zusammenhang zwischen der “dunklen” und der “leuchten-
den” Materie im Universum ist jedoch nach wie vor bei weitem nicht verstanden und wirft
viele noch ungeloste Fragen auf, fur theoretische Untersuchungen genauso wie fur die be-¨ ¨ ¨
obachtende Astronomie. Galaxienhaufen (engl.: cluster), die gro¨ßten virialisierten Objekte
im Universum, sind besonders interessante Studienobjekte, denn sie stellen ideale Labo-
ratorien fu¨r die Untersuchung der physikalischen Prozesse, welche in der Strukturbildung
eine Rolle spielen, dar. So etwa jener Prozesse, die die Eigenschaften von Galaxien, dem
intergalaktischen und intracluster Medium (IGM) und aktiver Galaxienkerne (engl.: ac-
tive galactic nuclei, AGN) bestimmen. Letztere haben ihren Ursprung in supermassiven
Schwarzen Lochern, die sich im Zentrum des Galaxienhaufens befinden. Gerade heute ist¨
dieUntersuchungvonGalaxienhaufenbesondersvielversprechend,zumeinenaufgrundder
Fulle neuer Daten von Rontgenteleskopen wie XMM-Newton und Chandra oder von opti-¨ ¨
schen Durchmusterungen wie dem SDSS, und zum anderen dank der neuen M¨oglichkeiten
durch Computersimulationen als theoretisches Werkzeug. Diese konnen die Bildung kos-¨
mologischer Strukturen weit in das nichtlineare Regime hinein nachvollziehen und sind
neuerdings zuverlassig genug, daß zum erstenmal physikalische Prozesse wie AGN Akti-¨
vita¨t und deren Effekt auf die Galaxienentwicklung miteinbezogen werden ko¨nnen.
Ziel dieser Dissertation war es, den Prozeß der AGN verursachten Aufheizung des in-
traclusterMediumsinselbst-konsistente Simulationenderkosmologischen Strukturbildung
zu integrieren und die Bedeutung dieses Ru¨ckkopplungsmechanismus fu¨r die Bildung und
Entwicklung von Galaxien und Galaxienhaufen zu erforschen. Im ersten Teil meiner Ar-
beit diskutiere ich ein ph¨anomenologisches Modell fu¨r die Aufheizung des Zentrums von
Galaxienhaufen durch heiße Blasen, die wiederholt von den AGN ausgehen. Numerische
Vorhersagen dieses Modells weisen daraufhin,daß solche heißen Gasblasen, dieleichter als
ihre Umgebung sind und im IGM aufsteigen, eine energetisch plausible Lo¨sung des soge-
nannten “Cooling Flow” Problems darstellen und somit die Eigenschaften simulierter Ga-
laxienhaufendeutlichverbessern.EineweitereErkenntnisdarauswar,daßeinaufgrundder
lo