¡No olvides añadir bariones! – El perfil de densidad de halos simulados

Título: Baryon effects on the internal structure of CDM haloes in the EAGLE simulations
Autores: Matthieu Schaller, Carlos S. Frenk, Richard G. Bower, Tom Theuns, Adrian Jenkins, Joop Schaye, Robert A. Crain, Michelle Furlong, Claudio Dalla Vecchia y I. G. McCarthy
Insitución del primer autor: Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, University of Durham, UK

Una de las ventajas que ha traído consigo la evolución explosiva de la capacidad computacional durante las últimas décadas es la oportunidad de poder realizar simulaciones numéricas de nuestro universo cada vez más complejas. Estas simulaciones incluyen recetas sobre las leyes físicas que conocemos hasta el momento, e intentan reproducir el universo real con la mayor fidelidad posible.

La ventaja de estudiar estos mundos virtuales es poder analizar propiedades que de otra forma serían muy difíciles de obtener utilizando sólo observaciones mediante telescopios o instrumentos similares. Uno de los resultados más robustos y mejor establecidos que se han obtenido mediante estos métodos es la distribución de densidad de halos de materia oscura en equilibrio. El perfil de densidad de estos halos, promediado esféricamente, es aproximadamente universal en su forma, y es llamado, en honor a sus descubridores, un perfil NFW (Navarro, Frenk & White, 1996), el cual obedece relaciones de escala relativamente sencillas.

Este comportamiento simple y universal de los perfiles NFW aplica sólo para halos compuestos netamente de materia oscura. Sin embargo, sabemos que halos con masas por sobre los mil millones de masas solares generalmente participan en procesos de formación de galaxias. En este escenario entran en juego mecanismos de enfriamiento y disipación de gas que alterarán la distribución de masa total de un halo cuando se incluyen bariones.

En este trabajo, los autores utilizan una de las simulaciones cosmológicas más modernas y complejas hasta la fecha: EAGLE, acrónimo para Evolution and Assembly of Galaxies and their Environment, consistente en una serie de simulaciones hidródinámicas que siguen la evolución de volúmenes cosmológicos que contienen no sólo partículas de materia oscura, sino también gas, el cual puede colapsar para formar estrellas, galaxias, agujeros negros y núcleos galácticos activos (AGNs), además de todos los procesos de enfriamiento y feedback que ello conlleva.

Figura 1: Un corte de 100 x 100 x 20 Mpc de la simulación principal de EAGLE, en donde la intensidad muestra la densidad de gas, mientras que los colores entregan información sobre la temperatura (zonas más rojas son más calientes). Es posible visualizar la estructura a gran escala filamentaria del universo en la figura principal. Se ha magnificado una zona en la simulación en donde se formó una galaxia tipo espiral, como es posible apreciar en las figuras más pequeñas. Figura 1 de Schaye et al., 2015.

Además de la simulación principal, que posee las características comentadas en el párrafo anterior, el equipo de EAGLE realizó una simulación que sólo sigue la evolución de partículas de materia oscura, pero con las mismas condiciones iniciales de la otra simulación. Esto asegura que cualquier diferencia entre ambas simulaciones se deberá netamente a la física y evolución del gas y sus subproductos. ¡Esto fue hecho precisamente para poder estudiar cuál es el efecto que producen los bariones una vez que los incluyes dentro de la receta! Los resultados que encontraron nos enseñan mucho acerca de cuál es el rol que el proceso de formación de galaxias juega en nuestro universo:

i) Si se comparan los mismos halos dentro de las dos simulaciones, los halos de la simulación que incluye gas tienden a ser menos masivos, como se muestra en la Figura 2 (la reducción en masa puede llegar a ser hasta en un 30% para halos con masas menores a 100 mil millones de masas solares). Esto se debe a que el feedback producto de formación estelar (como vientos producidos por fuertes explosiones de supernovas) expele gas de la galaxia, removiendo parte de la masa, un efecto que se hace más significativo para halos menos masivos, como confirman las observaciones. Para halos de mayor masa, el efecto que remueve mayor masa es el feedback de AGN.

ii) El perfil de densidad radial en las regiones centrales de los halos se ve afectado por la presencia de estrellas en la simulación principal: estos bariones causan una contracción en el halo, aumentando la densidad de materia oscura en esta región.

iii) Por lo mencionado anteriormente, el perfil de densidad de los halos de la simulación EAGLE principal puede ser descrita por un perfil NFW en las regiones exteriores de los halos que se encuentran dominadas por materia oscura, mientras que las regiones centrales de halos masivos, donde la concentración de estrellas comienza a ser dominante, la distribución de densidad es descrita por un perfil NFW modificado, que se curva de una manera más aguda que el perfil original.

Figura 2: La razón entre las masas de los mismos haloes en la simulación EAGLE principal, y la versión que incluye sólo materia oscura (denotada como DMO). Es posible observar que para un amplio rango de masas, los halos de la simulación DMO son más masivos que sus contrapartes que incluyen bariones. Esto se debe, para masas pequeñas, a mecanismos de feedback de supernova, y para masas más altas la contribución principal es por feedback de AGNs. Figura 1 en el artículo original.

Pese a que la fracción de bariones en el universo es relativamente baja en comparación a la materia oscura, su presencia puede ser determinante a la hora de moldear la distribución de masa dentro de una galaxia. Si bien aún estamos lejos de reproducir la riqueza observada en nuestro universo a la perfección dentro de nuestros computadores, el constante aumento de la tecnología nos permite realizar simulaciones con cada vez mejor resolución y fidelidad. Aún nos queda mucho por recorrer, pero lo cierto es que cada nueva partícula que se simula nos acerca un paso más a la realidad.