Figure 1 : Méthode multi-zoom avec 4 niveaux de raffinement successifs. En rouge le gaz chaud (traité comme un fluide), en bleu le gaz froid (ensemble de nuages en collisions dissipatives). Un grand volume d’univers est simulé en haut à gauche ; puis les calculs sont refaits avec plus de détails dans le cube, agrandi en haut à droite ; ensuite dans le cube agrandi en bas à droite, puis en bas à gauche. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Pour étudier l’accrétion, une large gamme d’échelles doit être prise en compte : de moins de 3000 années-lumière, pour distinguer entre accrétion du milieu diffus et fusion avec une galaxie naine, à quelques 30 millions d’années-lumière pour que le cube simulé représente une fraction représentative de l’univers et que les résultats ne soient pas biaisés par les conditions périodiques imposées au système. Dans ce but, a été développée la technique numérique N-corps dite "multi-zoom" pour couvrir la gamme d’échelles requise avec des moyens de calcul raisonnables. Les résultats de cette technique sont illustrés sur la Figure 1. Le principe est de réaliser successivement, une série de simulations dans des boîtes dont la taille est divisée par 2 à chaque étape, en augmentant d’un facteur 8 la résolution en masse à chaque fois. Lors de la simulation n , à chaque pas de temps est enregistré le champ de marée gravitationnel créé dans la zone que traitera la simulation n+1 par la matière située à l’extérieur de cette zone. Est également enregistré le flux de matière entrant dans cette zone. Les mêmes données enregistrées à l’étape n-1 servent à tenir compte de l’influence de la matière située à l’extérieur de la boîte de simulation n. A l’étape n=1 des conditions périodiques sont appliquées au système. Cette procédure permet de n’appliquer la résolution maximale que dans une faible fraction du volume initial, dans une zone où se forme une galaxie ou un amas. La méthode multi-zoom est couplée à un code de dynamique N-corps prenant en compte la matière noire, deux phases de gaz (chaud-diffus et froid à structure fractale) et une phase stellaire ainsi que les échanges de matière et d’énergie entre ces phases. Le calcul des interactions gravitationnelles, de la formation d’étoiles, du chauffage/refroidissement du gaz, permet une étude détaillée de l’accrétion de gaz sur la formation des galaxies.

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Figure 2 : Carte d’accrétion de matière, centrée sur une galaxie en particulier (dans une projection Mercator). Le taux d’accrétion intégré au cours du temps est réprésenté en rouge pour la matière noire et en bleu pour le gaz. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

En zoomant sur 4 niveaux dans différentes régions de la boîte de simulation initiale (60 millions d’années-lumière) 10 galaxies ont pu être isolées, contenant de 3.7 1010 à 1.9 1012 masses solaires ( 5 103 à 2.5 105 particules). La croissance de ces galaxies a été suivie pas à pas, ce qui a permis de montrer que l’accrétion apporte une plus grande fraction de la masse finale (45% à 95% suivant les cas) que les fusions avec d’autres galaxies. Le taux d’accrétion, de 1 à 100 masses solaires par an est comparable au taux de formation d’étoiles : l’accrétion remplit le réservoir de gaz froid galactique qui nourrit la formation stellaire. Enfin des cartes d’accrétion pour chaque galaxie ont pu être tracées en coordonnées galactocentriques. L’ analyse de ces cartes (voir Figure 2) révèle que la géométrie de l’accrétion est assez variable. Certaines constantes se dégagent pourtant. L’accrétion n’est pas isotrope, elle est prédominante dans le plan galactique si l’on se situe entre 150 et 300 000 années-lumière du centre galactique. Cette prédominance est plus marquée pour l’accrétion du gaz que pour celle de la matière noire. Cette directivité de l’accrétion aurait une conséquence sur le taux de rotation et la taille des disques.

Référence Benoît Semelin, Francoise Combes : 2005 "New multi-zoom method for N-body simulations : application to galaxy growth by accretion" astro-ph/0506589, Astronomy and Astrophysics, in press

Contact Benoît Semelin (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 22 février 2013

Figure 1 : Multi-zoom method with 4 successive refinement levels. In red the hot gas (treated like a fluid), in blue the cold gas (ensemble of clouds in dissipative collisions). A large volume of universe is simulated at top left ; then calculations are remade with more details in the cube, zoomed at top right ; then in the cube zoomed at the bottom right, then at bottom left. Click on the image to enlarge it

To study accretion, a broad range of scales must be taken into account : from less than 3000 light-years, to distinguish between accretion from the diffuse medium and merger with a dwarf galaxy, to more than 30 million light-years so that the simulated cube represents a representative fraction of the universe without the results being biased by the periodic conditions imposed on the system. To this end, was developed the N-body numerical technique called "multi-zoom" to cover the necessary range of scales in a reasonable computing time. The results of this technique are illustrated on Figure 1. The principle is to realize successively, a series of simulations in cubes whose size is divided by 2 at each step, and where the mass resolution is increased by 8 at each stage. In the simulation n, is recorded at each time step the tidal gravitational field created in the zone to be treated in simulation n+1 by the matter located outside this zone. The matter flow entering this zone is also recorded. The same data recorded at the stage n-1 are used to take into account the influence of the matter located outside the simulation n zone. At the first step n=1, periodic conditions are applied to the system. This procedure permits to apply the maximum resolution only in a restricted fraction of the initial volume, in a zone where a galaxy or a galaxy cluster is formed. The multi-zoom method is coupled to a dynamical N-body code taking into account dark matter, two gas phases (hot-diffuse and cold with fractal structure) and a stellar phase as well as matter and energy exchanges between these phases. The calculation of the gravitational interactions, of the star formation, the cooling/heating of the gas allows a detailed study of gas accretion in galaxy formation.

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Figure 2 : Map of the matter accretion, centered on a given galaxy (in a Mercator projection). The accretion rate integrated over time is represented in red for the dark matter and blue for gas. Click on the image to enlarge it

While zooming on 4 levels in various areas of the initial simulation cube (60 million light-years) 10 galaxies could be isolated, containing from 3.7 1010 to 1.9 1012 solar masses ( 5 103 to 2.5 105 particles). The growth of these galaxies was followed step by step, which allowed to show that gas accretion provides a larger fraction of the final mass (45% to 95%) then mergers with other galaxies. The accretion rate, from 1 to 100 solar masses per year, is comparable to the rate of star formation : the accretion fills the galactic cold gas reservoir which fuels the stellar formation. Finally accretion maps for each galaxy could be traced in galactocentric co-ordinates. The analysis of these maps (see Figure 2) reveals that the geometry of accretion is rather variable. Certain trends however emerge. The accretion is not isotropic, it is prevalent in the galactic plane between 150 and 300 000 light-years from the galactic center. This prevalence is more marked for gas than for dark matter. This directivity of accretion will have a consequence on the rate of rotation and the size of the discs formed.

Reference Benoît Semelin, Francoise Combes : 2005 "New multi-zoom method for N-body simulations : application to galaxy growth by accretion" astro-ph/0506589, Astronomy and Astrophysics, in press

Contact Benoît Semelin (Observatoire de Paris, LERMA)

Dernière modification le 4 mars 2013