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La época de Reionización vista con Illustris TNG

  • Autora: Julieta Osorio Capera
  • Institución: Departamento de Astronomía, Universidad de Antíoquia, Medellín, Colombia.
  • Etiquetas: Reionización, simulaciones cosmológicas, Illustris TNG.

Julieta es estudiante del pregrado de Astronomía de la Universidad de Antioquia. Realizó esta investigación como parte del RECA Program Internship 2021 bajo la supervisión de la Dra. Luz Ángela García de la Universidad ECCI. Los resultados de esta investigación se presentaron en el Simposio RECA Internship 2021.

La época de reionización es la etapa del Universo cuando los fotones altamente energéticos, liberados por la formación de las primeras estrellas y galaxias, ionizaron el hidrógeno libre que se encontraba a su alrededor y posteriormente el del medio intergaláctico (o IGM por sus siglas en inglés). A medida que avanzaba la reionización, la fracción de hidrógeno neutro disminuyó hasta el punto en que el 99% del hidrógeno libre quedó ionizado. Se estima que esta época se completó cuando el Universo tenía mil millones de años o, lo que es equivalente, a un redshift (corrimiento al rojo) de z= 6.

Una forma complementaria a los datos observacionales para estudiar la mayoría de eventos astrofísicos que dieron origen a la reionización es utilizar simulaciones cosmológicas, por ejemplo, como las del proyecto IllustrisTNG (The Next Generation). Este proyecto consiste en 18 simulaciones magneto-hidrodinámicas a gran escala que permiten analizar los procesos físicos que dan origen a las primeras galaxias y su impacto en el IGM. Nuestro objetivo es estudiar la época de reionización utilizando los datos entregados por las simulaciones de IllustrisTNG, en especial la de TNG50, ya que los telescopios actuales no cuentan con suficiente resolución para estudiar a fondo las primeras estructuras. Cada simulación tiene distintas resoluciones, en el caso de TNG50 tiene cuatro y se especifican de la siguiente forma de mayor a menor resolución: TNG50-1, TNG50-2, TNG50-3 y TNG50-4. 

Inicialmente, usamos los datos de baja resolución de la simulación TNG50-4 de Illustris TNG (Nelson et al. 2019a, Nelson et al. 2019b) para estudiar los procesos de formación estelar y sus efectos sobre el gas durante la reionización entre redshifts 10 y 6. Recordemos que el redshift nos indica el cambio que sufre la longitud de onda de cualquier fuente de luz debido a la expansión del Universo. Es decir, que a mayor redshift mayor será el cambio en la longitud de onda de la fuente que observamos desde la tierra, y en consecuencia nos sirve como indicador de qué tan atrás en el tiempo estamos observando. Dentro de cada simulación hay información sobre los halos de materia oscura y las galaxias que se van formando a medida que avanza la expansión del Universo. También se pueden encontrar diferentes tipos de partículas relacionadas con el gas, la materia oscura, las estrellas y los agujeros negros. La mayoría de estas partículas cuentan con propiedades como: masa, densidad y metalicidad del gas. Sin embargo, para el interés de nuestro trabajo nos enfocamos en la abundancia de hidrógeno neutro en el gas. 

Esta investigación se enfocó en estudiar la densidad de galaxias que se iba formando a diferentes redshifts, y se analizó a través de un modelo jerárquico de las grandes estructuras. En la Figura 1, se muestra la distribución 2D, con las coordenadas comoviles en (x,y),  del campo de materia oscura junto a las posiciones de las estrellas y los agujeros negros que se van formando a medida que avanza la reionización, desde z= 10 hasta z= 7. Nuestro estudio confirma que  donde hay más sobredensidad de materia oscura, hay mayor agrupación de materia bariónica. Esta materia barionica colapsará para formar estrellas y posteriormente, dependiendo de su masa, supernovas y/o agujeros negros.

Figura 1. Distribución 2D de la materia oscura (color verde), estrellas (color amarillo) y agujeros negros (color negro) partiendo del redshift 10 hasta 7.

Se puede observar el aumento en la formación de estrellas y agujeros negros antes de que acaba la reionización; en z= 10 solo se generan 2 agujeros negros mientras que en z= 7 se formarían 63 según los datos obtenidos por la simulación.

Adicionalmente, se comprobó la relación directa que hay entre los lugares donde se forman las galaxias y las regiones donde se está ionizando el hidrógeno libre para diferentes redshifts. Al mapear la distribución del gas en una región de la caja simulada de TNG50-4 se obtiene que la fracción de hidrógeno ionizado aumenta cuando acaba la reionización (z= 6), mientras que la fracción de hidrógeno neutro disminuye considerablemente. Para afirmar esto se calculó la densidad número de hidrógeno neutro (HI)  y se obtuvo que para z= 8.01 el porcentaje era del 13% y en z= 6 solo del 0.01%. Así mismo, se estimó la abundancia de electrones, la cual debe aumentar mientras transcurre la reionización. 

Para determinar si la simulación está bien calibrada se debe reproducir correctamente la Tasa de Formación Estelar Cósmica (o CSFR por sus siglas en inglés) para todo redshift. En el caso de la Fig. 2, se obtiene la evolución de la Tasa de Formación Estelar Cósmica durante la reionización.

Figura 2. Evolución de la Tasa de formación estelar (CSFR) durante la reionización. La línea punteada de color naranja corresponde a los datos de la simulación TNG50-4, la línea azul punteada está asociada a los datos de TNG100 y los puntos verdes y rojos a los valores observacionales de Bouwens et al. 2015 y Oesch et al. 2013.

Se puede observar que los datos de TGN100-1 (Nelson et al. 2019), de mayor resolución, se aproximan mucho más a los valores de Bouwens et al. 2015 y Oesch et al. 2013, mientras que los datos de TGN50-4 están por debajo de los datos observacionales. Resaltamos que a pesar de trabajar con los datos de baja resolución, los resultados que entrega la simulación TNG50-4 son consistentes con el comportamiento que tendría la CSFR para la época de reionización. 

Finalmente, se determinó la metalicidad del gas para los diferentes redshifts y por ende cuánto de la masa total del gas corresponde a los metales (elementos más pesados que el He). Gracias a la información que tiene IllustrisTNG para cada partícula se puede identificar la abundancia individual de los siguientes elementos: H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si, Fe. Para el caso del H el porcentaje es del 76%, para el He del 24% y para los demás elementos 1%.

En conclusión, al usar un conjunto de simulaciones numéricas como las del proyecto IllustrisTNG, las cuales siguen el modelo jerárquico de formación de estructura a gran escala, encontramos que los datos logran reproducir correctamente la densidad de masa cósmica de los metales y la evolución de la fracción de masa de hidrógeno neutro durante la reionización. Se espera implementar en un futuro modelos de fondo ionizante para representar de forma más real la evolución de la tasa de fotoionización, la cual cambia la abundancia del hidrógeno neutro, y así, refinar los cálculos con cajas simuladas de mayor resolución como TNG100.

Este articulo hace parte de una serie de entradas que muestran los resultados del los proyectos de investigacion realizados en el programa se pasantias de la red Colombiana de estudiantes en astronomia (RECA). Este program se llevo acabo entre Mayo y Agosto del 2021

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