Simulating structure formation with N-body and semi-analytic models [Elektronische Ressource] / vorgelegt von Jie Wang
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Publié le
01 janvier 2008
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7
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English
Poids de l'ouvrage
3 Mo
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Simulatingstructureformationwith
N-Bodyandsemi-analyticmodels
Mu¨nchen
iluJ
8002
JieWang
Simulatingstructureformationwith
N-Bodyandsemi-analyticmodels
DissertationderFakulta¨tfu¨rPhysik
redLudwig–Maximilians–Universita¨tMu¨nchen
vorgelegtvonJieWang
ausHunan,China
Mu¨nchen,den29Juli2008
JieWang
Erstgutachter:
forP.
.rD
nomiS
.D
.M
etihW
Zweitgutachter:Prof.Dr.GehardBo¨rner
Tagdermu¨ndlichen
Pru¨fung:29Juli2008
Contents
Zusammenfassung(SummaryinGerman)3
Summary5
1Thesisobjectivesandframework7
2Introduction11
2.1Backgroundcosmology..............................11
2.1.1TheFriedmannmodels..........................11
2.1.2PrimordialdensityeldandTransferfunction.............12
2.2Structureformation...............................14
2.2.1Lineartheory...............................15
2.2.2TheZel’dovichApproximation.....................16
2.2.3Thestatisticsofhierarchicalclustering.................17
2.3N-bodysimulations................................20
2.3.1Boundaryandinitialconditions.....................20
2.3.2Forceresolution..............................21
2.3.3Timeintegration.............................22
2.3.4PropertiesofDarkmatterhalo.....................23
2.4Semi-analyticgalaxyformationmodels.....................24
2.4.1Modelsofgalaxyformation.......................24
2.4.2Semi-analyticmethod..........................26
2.5Observationaltools................................28
3DiscretenessEectsinSimulationsofHot/WarmDarkMatter31
3.1Introduction....................................31
3.2Simulationmethodsandinitialconditions...................33
3.3FilamentFragmentationinHDMSimulations.................36
3.4StructureGrowthinIdealisedGlassCollapses.................39
3.5Fragmentationoflaments...........................43
3.6DiscussionandConclusions...........................47
3.7Appendix:TheQuaquaversaldistribution...................50
1
Contents
4TheDependenceofGalaxyFormationonCosmologicalParameters55
4.1Introduction....................................55
4.2TheSimulations.................................57
4.3TheSemi-AnalyticModel............................59
4.4Formationofdarkmatterstructures......................61
4.5GalaxyFormation................................62
4.5.1Low-redshiftLuminosityFunctions...................64
4.5.2TheTully-FisherRelation........................65
4.5.3Mass-to-LightRatiosofClusters....................67
4.5.4PairwiseVelocityDispersion.......................69
4.5.5GalaxyClustering............................71
4.5.6Evolutiontohighredshift........................73
4.6ConclusionsandDiscussion...........................78
4.7Appendix:Haloabundanceandclustering..................80
5Aremergersresponsibleforuniversalhaloproperties?85
5.1Introduction....................................85
5.2Thesimulationsandhalocatalogues......................87
5.3MonolithicGrowth................................90
5.4Halopropertiesinthetwouniverses......................93
5.4.1DensityProleandFormationHistory.................93
5.4.2Kinematics................................93
5.4.3HaloShape................................95
5.4.4SpinandAngularMomentumDistributionwithinHaloes......96
5.4.5Substructure...............................99
5.5ConclusionsandDiscussion...........................100
ConclusionsandOutlook103
Bibliography108
2
Zusammenfassung
IndieserArbeituntersucheichdieStrukturentstehunggema¨ßdemaktuellenkosmologi-
schenStandardmodell,wobeizweiunterschiedlichenumerischenMethodenverwendetwer-
den:N-bodySimulationenundSemi-analytischeGalaxienentwicklungsmodelle.
IndenKapiteln1&2werdenMotivationundZielsetzungdieserArbeitvorgestellt.
Zusa¨tzlichndetsichhiereinekurzeallgemeineEinfu¨hrungzudemThema.
Das3.KapitelbefasstsichmiteinemwohlbekanntenProblem:BeiHot/WarmDark
Matter(H/WDM)N-bodySimulationen,derenanfa¨nglicheTeilchenverteilungaufeinem
regelma¨ßigenkubischenGitterangeordnetist,ko¨nnenartizielleStrukturenentstehen,
diealleineaufdiePeriodizita¨tderAnfangsbedingungenzuru¨ckzufu¨hrensind.Insbesonde-
rekannesgeschehen,dassFilamente,typischeErscheinungsformenderartigerSimulatio-
nen,inregelma¨ßigeEinheitenauseinanderbrechen,welchedieperiodischeGitterstruktur
widerspiegeln.UnterVerwendungvonnumerischenSimulationenkannhiernachgewiesen
werden,dassa¨hnlicheEektesogardannauftreten,wennglass-artigeAnfangsverteilungen
benutztwerden,obwohlGlass-VerteilungenwederbevorzugteRichtungenochlangreich-
weitigeKoha¨renzenaufweisen.Einederartigeregula¨reFragmentierungwirdauchbeidem
Kollapsgleichfo¨rmigerFilamenteinidealisiertenSimulationenbeobachtet.Deridealisierte
KollapszueinerzweidimensionalenFla¨cheweistjedochkeineartizielleFragmentierung
auf.DamitmussdasAuftretenallerselbst-gebundenenStruktureninH/WDMSimula-
tionen,welchediefreestreamingMassesubstantiellunterschreiten,aufunphysikalische
(reinnumerische)FragmentierungderFilamentezuru¨ckgefu¨hrtwerden.Dieartiziellen
FragmentendensichunterhalbeinercharakteristischenMasse,welchedurchdiefolgende
Relationfestgelegtist:Mp1/3kpe2ak.AlsunvermeidlicheKonsequenzderartiziellenFrag-
mentierungnimmtdieeektiveMassenauo¨sunginH/WDMN-bodySimulationennur
mitderQuadratwurzelderTeilchenzahlzu.
Im4.KapitelwerdenN-bodySimulationenmitderanalytischenModellierungvonGa-
laxienkombiniert.MitdieserHerangehensweisekannderEinussverschiedenerkosmo-
logischerParameteraufdieGalaxienpopulationenabgescha¨tztwerden.Vonbesonderem
InteressehiersinddieParametersa¨tze,diesichausder1und3-ja¨hrigenWilkinsonMi-
crowaveAnisotropyProbeableitenließen(WMAP1undWMAP3).IneinerWMAP3Kos-
mologieistdieStrukturentstehungwesentlichverzo¨gert,dafu¨rdierelevantenSkalendie
AmplitudederDichteschwankungenvielgeringerist.DiegeringereZusammenballungsten-
denzderdunklenMateriewirdallerdingsbeinahevollsta¨ndigdurchdasanwachsendes
3
Zusammenfassung
halobiasausgeglichen.InbeidenKosmologien(WMAP1&Wmap3)ko¨nnenverschiedene
KombinationenderModellparameterfu¨rdieGalaxienenrwicklungeineU¨bereinstimmung
mitden,beigeringenRotverschiebungenbeobachteten,Galaxienpopulationenhervorbrin-
gen.Soko¨nnenverschiedeneEinstellungenvonSternentstehungsrate,Supernova-Feedback
undAGN-Feedbackzusehra¨hnlichenModellpopulationenfu¨hren.DieprojiziertenZwei-
punktkorrelationsfunktionenvonModellen,diediebeobachtetenLeuchtkraftfunktionenre-
produzieren,streueninderRegelzwischen10und20Prozentaufgroßenundnochmehr
aufkleinenSkalen.DieseStreuungwirdsowohlvondenunterschiedlichenKosmologien,
wieauchvondenDetailsderGalaxienentstehunghervorgerufen.Messungenderpaarwei-
senGeschwindigkeitsverteilungscheineneineWMAP1Kosmologiezubevorzugen.Beider
InterpretationderDatenmu¨ssenjedochdiesystematischenFehlerquellengenauberu¨ck-
sichtigtwerden.Modell-intrinsischeUngenauigkeitenerlaubenesderzeitnichtendgu¨ltig
zwischendenWMAP1undWMAP3Kosmologienzuunterscheiden,insbesonderedadie
Modellvorhersagenfu¨rgeringeRotverschiebungen,woeinehinreichendeMengevonBe-
obachtungsdatenvorhandenist,nichtsonderlichstarkvoneinanderabweichen.Beihohen
Rotverschiebungen,z>2,divergierendieModellvorhersagenbetra¨chtlich,jedochexistiert
fu¨reineFestlegungderModellparameterderzeitnochnichtausreichendBeobachtungsma-
terial.
InKapitel5wirddieUniversalita¨tvonHaloeigenschaftenimRahmendesmonolithischen
Strukturbildungszenariosuntersucht.IndenletztenJahrzehntenwurdenmeistColdDrak
Matter(CDM)Simulationenherangezogen,umdasVersta¨ndnisderkosmischeStrukturent-
wicklungzuvertiefen.DabeikamzumVorschein,dassHaloeigenschaften,wieDichtepro
