Il progetto IllustrisTNG è una suite di simulazioni di formazione di galassie cosmologiche state-of-the-art. Ogni simulazione in IllustrisTNG si evolve in un vasto universo di un universo finto subito dopo il Big-Bang fino ai giorni nostri, tenendo conto di una vasta gamma di processi fisici che guidano la formazione delle galassie. Le simulazioni possono essere utilizzate per studiare una vasta gamma di argomenti che riguardano il modo in cui l’Universo – e le galassie al suo interno – si sono evolute nel tempo.

Motivazione e grandi idee

Il modello standard della cosmologia postula che la densità di energia di massa dell’Universo è dominata da forme sconosciute di materia oscura ed energia oscura. Il test di questo straordinario scenario richiede previsioni precise per la formazione della struttura nella materia visibile, che è direttamente osservabile come stelle, gas diffuso e fori neri. Queste componenti della materia visibile sono organizzate in un “Web cosmico” di fogli, filamenti e vuoti, all’interno del quale sono incorporate le unità di base della struttura cosmica – le galassie. Per testare le nostre attuali idee sulla formazione e l’evoluzione delle galassie, ci sforziamo di creare galassie simulate il più dettagliate e realistiche possibili e confrontarle con le galassie osservate nell’universo reale. Sondando i nostri successi e insuccessi,

 

Panoramica del progetto IllustrisTNG

Il progetto IllustrisTNG consiste in 18 simulazioni in totale. Le singole simulazioni variano nelle dimensioni fisiche, nella risoluzione di massa e nella complessità della fisica inclusa. Sono utilizzate tre dimensioni fisiche della scatola di simulazione: volumi cubici di circa 50, 100 e 300 Mpc di lunghezza laterale, che noi chiamiamo rispettivamente TNG50, TNG100 e TNG300. Le tre caselle si completano a vicenda promuovendo un focus su vari aspetti della formazione delle galassie. L’ampio volume fisico associato alla più grande scatola di simulazione (TNG300) consente lo studio del clustering di galassie, l’analisi di oggetti rari come i cluster di galassie e fornisce il più grande campione di galassia. Al contrario, mentre la simulazione del volume fisico più piccola della simulazione di TNG50 ha un campionamento relativamente limitato di oggetti rari, la risoluzione di massa ottenuta nelle simulazioni di volume ridotto è alcune centinaia di volte superiore rispetto alla simulazione del volume TNG300. Il volume TNG50 consente quindi di esaminare in modo più dettagliato, ad esempio, le proprietà strutturali delle galassie, la struttura dettagliata del gas attorno alle galassie e la convergenza del nostro modello fisico. La simulazione del volume centrale, TNG100, rientra tra questi due limiti. È importante sottolineare che il volume TNG100 utilizza le stesse condizioni iniziali (adattate per la cosmologia aggiornata) utilizzate nella simulazione originale di Illustris, che fornisce un confronto pulito tra i risultati originali di Illustris e il modello TNG aggiornato. e la convergenza del nostro modello fisico. La simulazione del volume centrale, TNG100, rientra tra questi due limiti. È importante sottolineare che il volume TNG100 utilizza le stesse condizioni iniziali (adattate per la cosmologia aggiornata) utilizzate nella simulazione originale di Illustris, che fornisce un confronto pulito tra i risultati originali di Illustris e il modello TNG aggiornato. e la convergenza del nostro modello fisico. La simulazione del volume centrale, TNG100, rientra tra questi due limiti. È importante sottolineare che il volume TNG100 utilizza le stesse condizioni iniziali (adattate per la cosmologia aggiornata) utilizzate nella simulazione originale di Illustris, che fornisce un confronto pulito tra i risultati originali di Illustris e il modello TNG aggiornato.

Ciascuna delle tre caselle di simulazione è stata eseguita a tre livelli di risoluzione. Le simulazioni di massima risoluzione impiegano oltre 20, 10 e 30 miliardi di elementi di risoluzione rispettivamente per le scatole TNG50, TNG100 e TNG300. Questo porta a barioni e risoluzioni di massa della materia oscura, come mostrato nella tabella sopra. Campionare attraverso diversi livelli di risoluzione all’interno delle stesse simulazioni fisiche consente una chiara analisi della dipendenza dalla risoluzione dei nostri risultati. Noi impieghiamo un modello fisico che è stato costruito deliberatamente per non richiedere la sintonizzazione dei parametri poiché la risoluzione della simulazione è variata. Quindi, mentre la risoluzione di massa tra la corsa TNG50 più alta e la corsa TNG300 più bassa è separata da un fattore di oltre 10.000, i parametri utilizzati nel modello rimangono invariati. Il confronto dei risultati a diversi livelli di risoluzione aiuta a valutare le prestazioni e valutare il potere predittivo del nostro modello. Mentre i dettagli di determinati risultati, come le masse stellari della galassia, cambiano con il livello di risoluzione, la maggior parte dei risultati cambia in modi prevedibili e comprensibili che ci permettono di comprendere e correggere la risoluzione finita delle nostre simulazioni.

Infine, tutte le simulazioni hanno controparti “solo materia oscura” della loro “fisica barionica”, le corse appena descritte. Le simulazioni della materia oscura forniscono previsioni su come la struttura su larga scala, il raggruppamento di galassie, le forme degli aloni e così via si evolveranno in un universo costruito solo di materia oscura. Queste previsioni sono utili in parte perché sono relativamente pulite, a causa della loro esclusiva dipendenza dall’assemblea gravitazionale degli aloni della materia oscura. Tuttavia, allo stesso tempo, tali modelli trascurano completamente l’importante, ma incerto, impatto dei barioni sulla crescita delle galassie. Avere solo una materia oscura affiancata e simulazioni fisiche complete ci consente di confrontare e comprendere direttamente l’impatto che la fisica dei barioni ha su una vasta gamma di risultati.

In che modo TNG si collega alla simulazione originale di Illustris?

Il progetto IllustrisTNG è il successore della simulazione di Illustris. Utilizza un modello di formazione della galassia aggiornato di “prossima generazione” che include sia la nuova fisica che i perfezionamenti al modello originale di Illustris. Lo sforzo di TNG è una campagna di simulazione che:

  • (i) mantiene l’approccio fondamentale e il sapore del modello fisico di Illustris,
  • (ii) allevia molte carenze del modello Illustris rispetto alle osservazioni di riferimento, e
  • (iii) amplia notevolmente l’ambito di applicazione con simulazioni di volumi più grandi, a risoluzione più elevata e con nuova fisica.

Come in Illustris, seguiamo la dinamica accoppiata di DM e gas con il codice quasi-lagrangiano robusto, preciso ed efficiente AREPO. In questo approccio, una tassellatura Voronoi non strutturata del volume di simulazione consente la discretizzazione spaziale dinamica e adattativa, in cui un insieme di punti di generazione di mesh viene spostato insieme al flusso di gas. Questa maglia è usata per risolvere le equazioni della magnetoidrodinamica ideale (MHD) usando un sistema del secondo ordine, del volume finito, di tipo Godunov direzionalmente non suddiviso. La forza gravitazionale viene calcolata con un approccio Albero-PM diviso, in cui le forze a lungo raggio vengono calcolate da un metodo a maglie particellari e le forze a corto raggio vengono calcolate con un algoritmo a otto gradi gerarchici. Lo schema è quasi-lagrangiano, secondo ordine nello spazio e nel tempo, utilizza il timestamp delle singole particelle ed è stato progettato per eseguire in modo efficiente grandi dimensioni,

Oltre a questo quadro numerico, il modello di formazione della galassia di TNG include i principali processi fisici necessari per studiare la formazione e l’evoluzione delle galassie:

  • Meccanismi di radiazione del gas microfisici, compresi il raffreddamento e il riscaldamento primordiali e in metallo con un campo di radiazione di fondo in evoluzione.
  • Formazione di stelle nel mezzo interstellare denso.
  • Evoluzione demografica stellare e arricchimento chimico in seguito alle stelle delle supernove Ia, II e AGB, elementi di tracciamento individuale: H, He, C, N, O, Ne, Mg, Si e Fe.
  • Uscite da scala galattica guidate da feedback stellari.
  • La formazione, la fusione e l’accrescimento del gas nelle vicinanze da buchi neri supermassicci.
  • Retroazione multi-modalità del blackhole che opera in modalità termica “quasar” ad alti stati di accrescimento e una modalità cinetica “a vento” in condizioni di basso accrescimento.
  • L’amplificazione dei campi magnetici cosmici da un minuto campo di semi primordiali nei primi tempi.

Obiettivi scientifici

L’obiettivo di costruire una suite di simulazione così ampia e ambiziosa è fare luce sui processi fisici che guidano la formazione delle galassie, capire quando, perché e come le galassie si evolvono nelle strutture osservate nel cielo notturno e fare previsioni per i programmi di osservazione attuali e futuri per ampliare e approfondire la nostra comprensione della formazione delle galassie. Questi obiettivi vengono raggiunti non in un singolo passaggio, ma piuttosto attraverso una serie di analisi estese delle simulazioni, ciascuna delle quali si rivolge a specifiche domande scientifiche. Alcune delle prime domande che sono state specificamente affrontate usando la suite TNG stanno caratterizzando le masse stellari, i colori e le dimensioni delle galassie, comprendendo l’origine fisica della distribuzione di elementi pesanti (metallcity) in galassie e ammassi di galassie, disegnare connessioni tra la presenza di campi magnetici dinamicamente importanti e l’emissione radio osservata dalle galassie e il segnale di raggruppamento di galassie e materia su grandi scale. Si prevede che studi successivi possano esplorare una gamma ancora più ampia di argomenti.

La potenza principale delle suite di simulazione – come TNG – è che la profondità delle informazioni sulla simulazione è molto più profonda di quella accessibile solo da un punto di vista dell’osservazione. Ad esempio, una delle caratteristiche più importanti delle simulazioni è il loro accesso al dominio del tempo. Mentre le osservazioni delle galassie possono essere effettuate a diversi redshift per fornire dati di censimento sulle popolazioni di galassie a diversi stadi della loro evoluzione, il lasso di tempo su cui si evolvono le galassie (milioni o anche più anni) è semplicemente troppo lungo per essere seguito direttamente in osservazione. Invece, nelle osservazioni, sono necessarie ipotesi audaci per dedurre come i dati del censimento nelle diverse epoche osservative conducano a un’immagine fisica dell’evoluzione della galassia. In netto contrasto, le popolazioni di galassie simulate nella suite TNG possono essere tracciate direttamente nel tempo in modo da poter ricostruire un quadro chiaro e inequivocabile della loro storia evolutiva. Ciò facilita, ad esempio, previsioni chiare per l’evoluzione delle dimensioni delle galassie, che sarebbe difficile ottenere direttamente in osservazione. L’utilizzo dell’accesso naturale della simulazione al dominio del tempo può aiutare a guidare gli sforzi di osservazione per individuare le tendenze evolutive fisiche all’interno dei loro dati osservazionali a più epoche.

Oltre al dominio del tempo, le simulazioni forniscono anche previsioni inequivocabili per le quantità fisiche che potrebbero essere difficili da ricavare osservativamente. Ad esempio, le misure osservazionali della fase gassosa o della metallizzazione stellare sono quantità derivate complicate che derivano dal montaggio della distribuzione di energia spettrale (SED) o dal raccordo di emissione della linea. Nonostante lo sforzo significativo sia stato posto nel perfezionamento di queste procedure di misurazione al più alto livello possibile di accuratezza, un’incertezza sistematica significativa circonda ancora i metodi di misurazione osservativi. Al contrario, le simulazioni TNG fanno previsioni chiare e dirette per queste quantità.

Le simulazioni del TNG possono quindi essere utilizzate in modi concreti per costruire modelli fisici di formazione delle galassie e per aiutare nell’interpretazione fisica dei dati osservativi. La conoscenza diretta della simulazione può essere utilizzata per dettagliare la forma dei profili stellari della galassia, esaminare l’evoluzione cromatica delle galassie o persino caratterizzare l’evoluzione del segnale di oscillazione acustica del barione nei dati del clustering di galassie. L’obiettivo principale del progetto TNG è quello di creare un ampio strumento che generi ulteriore comprensione della formazione delle galassie sia attraverso l’analisi diretta della simulazione, sia attraverso una maggiore comprensione dei dati osservativi.

Primi risultati

Il progetto IllustrisTNG affronta una serie di domande aperte che vanno dalla formazione delle galassie e l’evoluzione ai gruppi di galassie e la struttura su larga scala del nostro Universo. La sua ricchezza di dati sarà utilizzata per rispondere a un gran numero di domande scientifiche in questi campi. Per esemplificare come TNG possa approfondire la nostra comprensione dell’Universo, riassumiamo qui alcuni dei primi risultati delle simulazioni.

Formazione di galassie

Una delle principali motivazioni del progetto IllustrisTNG è di approfondire la nostra comprensione di come funziona la formazione delle galassie. La simulazione segue l’evoluzione della materia oscura e del gas dall’universo primordiale fino ad oggi, modellando in modo autonomo l’interazione gravitazionale, così come le interazioni (magneto-) idrodinamiche del componente gassoso. Oltre a questo, il TNG modella il raffreddamento radiativo del gas e la formazione di stelle e buchi neri supermassicci nonché il loro feedback e gli effetti di arricchimento chimico sulla galassia ospite. Ciò implica che noi seguiamo tutti gli ingredienti principali rilevanti per la formazione delle galassie in una singola simulazione, e quindi siamo in grado di valutare l’importanza di tutte queste componenti e la loro complessa interazione su varie proprietà osservabili.

Una delle proprietà chiave di una galassia è il suo contenuto stellare e come viene distribuito. In particolare, la distribuzione delle stelle in galassie di diversa massa è molto diversa: le galassie di dimensioni della Via Lattea sviluppano principalmente il loro contenuto stellare attraverso il raffreddamento del gas e la formazione stellare in situ. Ciò porta a un profilo di massa stellare a picco centrale con una pendenza media di legge di potenza pari a -5, il che implica che in media oltre il 90% della massa stellare di tale alone si trova entro il 10% del raggio virale dell’aloe. Il contenuto stellare della più massiccia dimensione di ammassi di galassie, aloni, tuttavia, è in grandi parti (80% della massa stellare finale) portato a loro attraverso la fusione con galassie di massa inferiore già esistenti. Il diverso comportamento fisico delle stelle rispetto al gas diffuso porta a una distribuzione radiale delle stelle significativamente diversa, in particolare una componente stellare diffusa più pronunciata. La pendenza media della legge di potenza del profilo di densità stellare di un tale ammasso di galassie è intorno a -3, che implica significativamente più stelle nelle regioni esterne: solo circa il 50% della massa stellare di ammassi di galassie si trova entro il 10% del viriale raggio, mentre l’altra metà è un componente diffuso al di fuori di questo raggio ed è molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni. La pendenza media della legge di potenza del profilo di densità stellare di un tale ammasso di galassie è intorno a -3, che implica significativamente più stelle nelle regioni esterne: solo circa il 50% della massa stellare di ammassi di galassie si trova entro il 10% del viriale raggio, mentre l’altra metà è un componente diffuso al di fuori di questo raggio ed è molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni. La pendenza media della legge di potenza del profilo di densità stellare di un tale ammasso di galassie è intorno a -3, che implica significativamente più stelle nelle regioni esterne: solo circa il 50% della massa stellare di ammassi di galassie si trova entro il 10% del viriale raggio, mentre l’altra metà è un componente diffuso al di fuori di questo raggio ed è molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni. che implica un numero significativamente maggiore di stelle nelle regioni esterne: solo circa il 50% della massa stellare di ammassi di galassie si trova entro il 10% del raggio virale, mentre l’altra metà è un componente diffuso al di fuori di questo raggio ed è molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni. che implica un numero significativamente maggiore di stelle nelle regioni esterne: solo circa il 50% della massa stellare di ammassi di galassie si trova entro il 10% del raggio virale, mentre l’altra metà è un componente diffuso al di fuori di questo raggio ed è molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni. mentre l’altra metà è una componente diffusa al di fuori di questo raggio e osservabile molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni. mentre l’altra metà è una componente diffusa al di fuori di questo raggio e osservabile molto difficile da rilevare. Tuttavia, modellarlo correttamente nelle osservazioni è cruciale per dedurre le masse stellari totali accurate per questi sistemi. Per consentire ciò nelle osservazioni future, forniamo funzioni di analisi analitiche desunte da TNG per correggere i componenti non rilevabili in Pillepich et al. (2017), insieme ad un’analisi quantitativa dettagliata del contenuto stellare di enormi aloni.

Oltre alla massa totale delle stelle e alla loro distribuzione, il colore al quale collettivamente brillano è una delle proprietà osservative più evidenti delle galassie. Il colore complessivo di una galassia dipende dalle proprietà collettive di tutte le stelle, in particolare dalla loro età e composizione chimica. Inoltre, il colore apparente di una galassia può cambiare a causa della presenza di polvere, sia vicino alle stelle che nel mezzo interstellare. In Nelson et al. (2017), produciamo finte osservazioni delle nostre galassie TNG simulate, tenendo conto di tutti questi effetti, e confrontiamo la distribuzione dei colori risultante con le distribuzioni delle galassie osservate dallo Sloan Digital Sky Survey (SDSS). L’accordo complessivo sui campioni simulati e osservati non ha precedenti. In particolare, le funzioni di distribuzione del colore gr in diversi contenitori di massa stellare sono in ottimo accordo con le osservazioni, con una piccola discrepanza del secondo ordine nella pendenza della popolazione di galassie rosse nel piano di massa vs massa stellare, probabilmente a causa di effetti di apertura. Ciò indica che le grandezze fisiche sottostanti, vale a dire l’età stellare media e la metallicità stellare, sono anche ben riprodotte nelle simulazioni, anche se occorre prestare attenzione quando si confrontano queste proprietà direttamente con le età e le metallizzazioni desunte dall’osservazione.

La ragione principale per cui alcune galassie sono rosse è che le loro popolazioni stellari sono molto antiche e tutte le stelle massicce, che contribuirebbero alla luce blu, sono già cessate. Questo lascia dietro solo stelle moderatamente massive e di bassa massa, che causano un aspetto rosso. Dal punto di vista della formazione della galassia, questo può essere raggiunto solo se non c’è formazione di nuove stelle nella galassia. Il gas che risiede in queste galassie, tuttavia, ha una naturale tendenza a raffreddarsi e collassare attraverso instabilità gravitazionali, che alla fine porteranno alla formazione di nuove stelle. L’ingrediente chiave della simulazione per evitare che ciò accada sono gli effetti di feedback dei buchi neri supermassicci, che diventano molto efficienti a una scala di massa specifica e riducono drasticamente la formazione stellare nelle massicce galassie. In TNG, la transizione verso uno stato di bassa accrescimento e un feedback cinetico del vento altamente efficiente associato sono la chiave per una transizione brusca e l’accumulo di una distribuzione cromatica della galassia bimodale. Il tempo di transizione delle galassie che si evolvono da galassie blu, a formazione stellare a rosse, quiescenti varia in modo significativo dalla galassia alla galassia, con una mediana di 1,6 Gyr. L’alta dispersione nel tempo di transizione ha origine dai diversi percorsi che le singole galassie compiono attraverso il piano di massa stellare del colore, che, insieme a un’analisi dettagliata della distribuzione del colore della galassia a basso redshift, è presentato in Nelson et al. (2017). galassie quiescenti varia significativamente dalla galassia alla galassia, con una mediana di 1,6 Gyr. L’alta dispersione nel tempo di transizione ha origine dai diversi percorsi che le singole galassie compiono attraverso il piano di massa stellare del colore, che, insieme a un’analisi dettagliata della distribuzione del colore della galassia a basso redshift, è presentato in Nelson et al. (2017). galassie quiescenti varia significativamente dalla galassia alla galassia, con una mediana di 1,6 Gyr. L’alta dispersione nel tempo di transizione ha origine dai diversi percorsi che le singole galassie compiono attraverso il piano di massa stellare del colore, che, insieme a un’analisi dettagliata della distribuzione del colore della galassia a basso redshift, è presentato in Nelson et al. (2017).

Un’altra proprietà molto importante delle stelle all’interno delle galassie sono l’abbondanza di singoli elementi chimici, che forniscono importanti informazioni su come si formano gli elementi pesanti dell’Universo. In TNG, seguiamo tre canali di arricchimento principali che restituiscono elementi pesanti al mezzo interstellare: arricchimento da supernove nucleo-collasso (SNCC), arricchimento da supernovae di tipo Ia (SNIa) e arricchimento da venti stellari da stelle asintotiche del ramo gigante (AGB). Ciascuno di questi canali di arricchimento rilascia una diversa composizione chimica di elementi al mezzo interstellare circostante, il quale, per l’arricchimento stellare di SNCC e AGB, dipende anche dalle proprietà della popolazione stellare da cui provengono. In Naiman et al. (2017), studiamo l’abbondanza di magnesio (Mg) e ferro (Fe) come proxy del contributo di arricchimento relativo di SNcc a SNIa in funzione della frazione Fe su idrogeno (H), un proxy per l’arricchimento complessivo. TNG recupera ampiamente la tendenza osservata, tuttavia con una normalizzazione offset, che indica che il tasso SNIa utilizzato in TNG potrebbe essere troppo basso di un fattore di pochi.

Guardando elementi molto rari, come l’Europium (Eu), che si presume venga creato in una stella di neutroni – le fusioni di stelle di neutroni, siamo in grado di ottenere informazioni importanti sulla miscelazione di elementi nel mezzo interstellare durante le fasi di formazione stellare intensa. Il gas più ricco di Eu (abbondanza Eu / Fe alta) proviene da esplosioni stellari attorno agli scalatori rossi 2-4, al culmine della storia della formazione stellare cosmica. È interessante notare, tuttavia, che il rapporto Eu / Fe non mostra una tendenza con la storia dell’assemblaggio o le attuali proprietà galattiche della galassia ospite in aloni di dimensioni della Via Lattea, indicando che la storia precisa dell’assemblaggio non influenza l’arricchimento dell’Eu. Le galassie simulate della Via Lattea, tuttavia, mostrano una tendenza negativa del rapporto Eu / Fe con il tasso di formazione stellare, suggerendo che un aumento del livello di formazione stellare riduce l’arricchimento Eu / Fe. I possibili meccanismi che causano questa tendenza, così come le dettagliate distribuzioni di arricchimento, sono presentati in Naiman et al. (2017).

Cluster Galaxy

I cluster di galassie sono i più grandi oggetti collassati nel nostro universo. Non contengono solo centinaia di galassie di membri (mostrate sopra), ma anche un grande serbatoio di gas intramuscolare diluito e caldo. Le osservazioni di questa componente del gas hanno prodotto una serie di risultati sconcertanti che fino ad oggi gli astrofisici teorici hanno difficoltà a spiegare. Uno di questi risultati è l’esistenza di un’emissione radio estesa da alcuni ammassi di galassie, che è un segno per la presenza di campi magnetici e di elettroni ad alta energia in questi sistemi. Poiché IllustrisTNG modella la presenza e l’amplificazione di campi magnetici primordiali durante il collasso della struttura nell’universo primordiale, siamo in grado di studiare in modo autonomo le proprietà magnetiche del gas in diversi ambienti: nelle regioni a bassa densità e nei filamenti cosmici, i campi magnetici seguono da vicino l’aspettativa dalla compressione adiabatica del campo primordiale durante la formazione della struttura, mantenendo l’orientamento. Tuttavia, negli oggetti collassati, dove la densità è significativamente più alta, vi è un’efficace amplificazione del campo magnetico a circa 5 ordini di grandezza al di sopra del valore atteso dalla sola compressione adiabatica. La topologia del campo magnetico in queste regioni è quindi fortemente correlata alla topologia dei flussi di gas: il campo magnetico nelle galassie del disco è ordinato e simile al disco con intensità di campo di circa 10 micro-Gauss, mentre il campo magnetico in ellittico le galassie non sono ordinate, rispecchiando i movimenti caotici del gas in questi sistemi. dove la densità è significativamente più alta, c’è un’amplificazione efficiente del campo magnetico a circa 5 ordini di grandezza al di sopra del valore atteso dalla sola compressione adiabatica. La topologia del campo magnetico in queste regioni è quindi fortemente correlata alla topologia dei flussi di gas: il campo magnetico nelle galassie del disco è ordinato e simile al disco con intensità di campo di circa 10 micro-Gauss, mentre il campo magnetico in ellittico le galassie non sono ordinate, rispecchiando i movimenti caotici del gas in questi sistemi. dove la densità è significativamente più alta, c’è un’amplificazione efficiente del campo magnetico a circa 5 ordini di grandezza al di sopra del valore atteso dalla sola compressione adiabatica. La topologia del campo magnetico in queste regioni è quindi fortemente correlata alla topologia dei flussi di gas: il campo magnetico nelle galassie del disco è ordinato e simile al disco con intensità di campo di circa 10 micro-Gauss, mentre il campo magnetico in ellittico le galassie non sono ordinate, rispecchiando i movimenti caotici del gas in questi sistemi.

Applicando un modello semplice per elettroni relativistici in questi sistemi, è possibile derivare un radio-flusso per i cluster di galassie simulati e confrontarli con le osservazioni. In Marinacci et al. (2017) abbiamo creato queste osservazioni di simulazione radio per i parametri di risoluzione e sensibilità delle osservazioni VLA, LOFAR, ASKAP e SKA. Dalle simulazioni diventa chiaro che le attuali osservazioni sono solo in grado di sondare gli oggetti più radiotuminosi e l’aumentata sensibilità dei futuri telescopi aprirà la possibilità di sondare l’emissione radio con statistiche molto migliori, il che è essenziale per approfondire la nostra comprensione i campi magnetici e la popolazione di elettroni relativistici negli ammassi di galassie. L’emissione radio simulata in TNG è sostanzialmente coerente con le osservazioni, e i cluster obbediscono a rapporti di scala osservati tra radio e emissione di raggi X, nonché tra emissione radio e il parametro Sunyaev-Zel’dovich Compton. Tuttavia, un’analisi più dettagliata mostra alcune discrepanze, forse evidenziando la necessità di trattare le popolazioni di elettroni ad alta energia in queste simulazioni in modo più accurato per fornire un’adeguata controparte teorica ai futuri radiotelescopi come SKA. Maggiori dettagli sulle proprietà del campo magnetico e sull’emissione radio in TNG sono disponibili in Marinacci et al. (2017). forse evidenziando la necessità di trattare le popolazioni di elettroni ad alta energia in queste simulazioni in modo più accurato per fornire un’adeguata controparte teorica ai futuri radiotelescopi come SKA. Maggiori dettagli sulle proprietà del campo magnetico e sull’emissione radio in TNG sono disponibili in Marinacci et al. (2017). forse evidenziando la necessità di trattare le popolazioni di elettroni ad alta energia in queste simulazioni in modo più accurato per fornire un’adeguata controparte teorica ai futuri radiotelescopi come SKA. Maggiori dettagli sulle proprietà del campo magnetico e sull’emissione radio in TNG sono disponibili in Marinacci et al. (2017).

Cosmologia

La nostra comprensione della struttura su larga scala, del Web cosmico e dell’evoluzione dell’Universo nel suo complesso ha fatto enormi progressi negli ultimi decenni. La teoria della cosmologia Lambda-Cold-Dark-Matter ha molto successo nello spiegare le osservazioni delle abbondanze chimiche primordiali, la radiazione di fondo delle microonde cosmiche, la storia di espansione dell’universo e le proprietà statistiche della struttura su larga scala. Tuttavia, c’è ancora una fondamentale mancanza di conoscenza, per esempio sulla natura della cosiddetta energia oscura, che guida l’espansione accelerata nel nostro Universo. Per definire le sue proprietà fisiche, vengono compiuti grandi sforzi di osservazione per limitare ulteriormente i suoi effetti e da questo restringere il numero di possibili modelli. Tra questi sforzi, ci sono ampi sondaggi sul redshift della galassia come EUCLID, DES o eBOSS che mapperanno la struttura su larga scala del nostro universo con un’accuratezza senza precedenti. Queste missioni, tuttavia, misurano solo la componente di luce stellare dell’universo, che, in una certa misura, non è completamente equivalente alla distribuzione complessiva della materia, che è la quantità rilevante per le misurazioni cosmologiche. Con TNG, in particolare TNG300, le simulazioni idrodinamiche hanno raggiunto un volume e una risoluzione sufficienti per studiare il clustering di tutti i componenti di materia nell’universo sulle scale pertinenti. Ciò significa che questo tipo di simulazioni ha raggiunto un punto in cui possono integrare altri metodi tradizionalmente utilizzati in questo campo, come ad esempio modelli semi-analitici, abbinamenti di abbondanza di sotto-halo e approcci di distribuzione di halo-occupazione. Tra questi diversi tipi di modellazione, le simulazioni TNG forniscono l’approccio più completo e autoconsistente per seguire l’emergere e l’evoluzione della struttura su larga scala nel nostro Universo, e quindi possono testare le ipotesi fatte negli altri approcci. Insieme a questo, TNG è in grado di informare sui pregiudizi osservazionali in base alla selezione del campione e in funzione delle scale. Ad esempio, TNG300 è abbastanza grande da valutare i bias alla scala delle oscillazioni bariconiche acustiche (BAO). La sua posizione dipende sensibilmente dai parametri cosmologici, ma solo molto debolmente sulla fisica della formazione delle galassie, rendendola una sonda ideale di cosmologia. In Springel et al (2017), scopriamo che la posizione della funzione BAO può variare fino al 6%, a seconda del tracciante utilizzato, ma può essere corretta mediante adattamento del modello. e può quindi testare le ipotesi fatte negli altri approcci. Insieme a questo, TNG è in grado di informare sui pregiudizi osservazionali in base alla selezione del campione e in funzione delle scale. Ad esempio, TNG300 è abbastanza grande da valutare i bias alla scala delle oscillazioni bariconiche acustiche (BAO). La sua posizione dipende sensibilmente dai parametri cosmologici, ma solo molto debolmente sulla fisica della formazione delle galassie, rendendola una sonda ideale di cosmologia. In Springel et al (2017), scopriamo che la posizione della funzione BAO può variare fino al 6%, a seconda del tracciante utilizzato, ma può essere corretta mediante adattamento del modello. e può quindi testare le ipotesi fatte negli altri approcci. Insieme a questo, TNG è in grado di informare sui pregiudizi osservazionali in base alla selezione del campione e in funzione delle scale. Ad esempio, TNG300 è abbastanza grande da valutare i bias alla scala delle oscillazioni bariconiche acustiche (BAO). La sua posizione dipende sensibilmente dai parametri cosmologici, ma solo molto debolmente sulla fisica della formazione delle galassie, rendendola una sonda ideale di cosmologia. In Springel et al (2017), scopriamo che la posizione della funzione BAO può variare fino al 6%, a seconda del tracciante utilizzato, ma può essere corretta mediante adattamento del modello. TNG300 è abbastanza grande da valutare i bias alle scale delle oscillazioni bariconiche acustiche (BAO). La sua posizione dipende sensibilmente dai parametri cosmologici, ma solo molto debolmente sulla fisica della formazione delle galassie, rendendola una sonda ideale di cosmologia. In Springel et al (2017), scopriamo che la posizione della funzione BAO può variare fino al 6%, a seconda del tracciante utilizzato, ma può essere corretta mediante adattamento del modello. TNG300 è abbastanza grande da valutare i bias alle scale delle oscillazioni bariconiche acustiche (BAO). La sua posizione dipende sensibilmente dai parametri cosmologici, ma solo molto debolmente sulla fisica della formazione delle galassie, rendendola una sonda ideale di cosmologia. In Springel et al (2017), scopriamo che la posizione della funzione BAO può variare fino al 6%, a seconda del tracciante utilizzato, ma può essere corretta mediante adattamento del modello.

Un altro effetto solo le simulazioni idrodinamiche sono in grado di prevedere in modo auto-consistente la reazione posteriore dei componenti barionici sulla distribuzione della materia oscura sottostante, così come sulla distribuzione complessiva della materia: scopriamo che il suo impatto sullo spettro di potenza totale della materia diventa> 10 % su scale con k> 5 h / Mpc a redshift zero, ma un effetto sul livello percentuale su scale molto più grandi. Un’analisi dettagliata sulla materia e sul clustering di galassie è presentata in Springel et al. (2017).

Direzioni future?

L’emergere di simulazioni idrodinamiche cosmologiche come modelli teorici potentemente predittivi è stato incarnato in progetti recenti (dal 2013-2016) come Illustris , EAGLE , Horizon-AGN , Magneticum e MassiveBlack-II . In accordo con altri grandi sforzi, questi programmi hanno dimostrato in modo convincente che simulazioni idrodinamiche di formazione della struttura a risoluzione spaziale di kilo-parsec possono riprodurre ragionevolmente le proprietà fondamentali e le relazioni di scala delle galassie osservate.

In TNG spingiamo questi tipi di simulazioni a nuovi limiti: dimensioni, risoluzione e fedeltà fisica. Tuttavia, per la cosmologia, il volume TNG300 è ancora relativamente piccolo. All’altro estremo, per studiare le proprietà delle fasi densa e fredda del mezzo interstellare, la risoluzione e le ipotesi sul modello fisico del TNG50 sono ancora relativamente grossolane. Pertanto, i passi futuri per tali simulazioni comprendono un approccio combinato di fisica migliorata e aggiuntiva insieme a crescenti realizzazioni numeriche ambigue che continuano a sfruttare l’aumento della potenza computazionale dei più veloci sistemi di supercomputer al mondo.