Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg, Germany

HTML
DOWNLOAD

Μέγεθος: px

Εμφάνιση ξεκινά από τη σελίδα:

Download "Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg, Germany"

Φώτιος Αλεξιάδης
6 χρόνια πριν
Προβολές:

1 1,2 1 Astronomisches Rechen-Institut Zentrum für Astronomie, Universität Heidelberg, Germany 2 Εργαστήριο Αστρονομίας, Τομέας Αστροφυσικής, Αστρονομίας και Μηχανικής Τμήμα Φυσικής, Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Θεσσαλονίκη 12 Σεπτεμβρίου / 45

2 Περίληψη 1 : Ενας νέος κώδικας Ν-σωμάτων (Konstantinidis S. & Kokkotas K.D. 2010) 2 Νεαρά σμήνη ως δομικοί λίθοι Υπέρ-πυκνων γαλαξιών νάνων: Δημιουργία της κεντρικής μελανής οπής (Amaro-Seoane P., Konstantinidis S., et al. 2011) Προσομοιώσεις μιας μελανής οπής μεσαίας μάζας κι ενός σμήνους Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας 3 Στενά διπλά μεσαίου λόγου μαζών σε σφαιρωτά σμήνη (Konstantinidis et al. 2011) Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Προσομοιώσεις N-σωμάτων: 2 / 45

3 Περίληψη 1 : Ενας νέος κώδικας Ν-σωμάτων (Konstantinidis S. & Kokkotas K.D. 2010) 2 Νεαρά σμήνη ως δομικοί λίθοι Υπέρ-πυκνων γαλαξιών νάνων: Δημιουργία της κεντρικής μελανής οπής (Amaro-Seoane P., Konstantinidis S., et al. 2011) 3 Στενά διπλά μεσαίου λόγου μαζών σε σφαιρωτά σμήνη (Konstantinidis et al. 2011) 3 / 45

4 Σύντομη Περιγραφή του κώδικα 1 Κώδικας για προσομοιώσεις N-σωμάτων 2 Ολοκλήρωση: Αλγόριθμος Hermite 4 ης τάξης 3 Στενά διπλά ή πολλαπλά : Χρονικά συμμετρικός αλγόριθμος Hermite 4 ης τάξης 4 Στενά διπλά μελανών οπών: Εξισώσεις μετα-νευτώνειας (post-newtonian) θεωρίας 5 Συγκρούσεις μελανών οπών: Ταχύτητα ανάδρασης 4 / 45

5 : Ολοκλήρωση Ο Αλγόριθμος Hermite 4 ης τάξης 1 Πρόβλεψη: (CPU) r p(t+ t) = r(t)+v(t) t+ 1 2 a(t) t ȧ(t) t3 (1) v p(t + t) = v(t) + a(t) t ȧ(t) t2 2 Υπολογισμός επιταχύνσεων και παραγώγων αυτών (GRAPE) 3 Υπολογισμός παραγώγων ανώτερης τάξης (CPU) 4 Διόρθωση: (CPU) r c(t+ t) = r p(t+ t) ä(t) t a (t) t 5 v c(t+ t) = v 1 p(t+ t) ä(t) t a (t) t 4 24 (3) (4) (2) 5 / 45

6 : GRAPE Η χρήση του GRAPE 6 / 45

7 : GRAPE Η χρήση του GRAPE 7 / 45

8 : Διπλά Ο χρονικά συμμετρικός Αλγόριθμος Hermite 4 ης τάξης 1 Πρόβλεψη: (CPU) r p(t+ t) = r(t)+v(t) t+ 1 2 a(t) t ȧ(t) t3 (5) 2 Επιλογή χρονικού βήματος v p(t + t) = v(t) + a(t) t ȧ(t) t2 3 Υπολογισμός επιταχύνσεων και παραγώγων αυτών (CPU) 4 Υπολογισμός παραγώγων ανώτερης τάξης (CPU) 5 Διόρθωση: (CPU) r c(t+ t) = r p(t+ t) ä(t) t a (t) t 5 v c(t+ t) = v 1 p(t+ t) ä(t) t a (t) t 4 24 (7) (8) (6) 8 / 45

9 : Διπλά γ = 2 m ( Rb ) 3 (9) m 1 + m 2 R 9 / 45

10 : Εξισώσεις μετα-νευτώνειας θεωρίας ā = ā c 2 ā1 + 1 c 4 ā2 + 1 c 5 ā2.5 (10) 10 / 45

11 : Ταχύτητα ανάδρασης v = (v m +v cos ξ)ê 1 +v sin ξê 2 +v // ê 3 (11) (Lousto et al. 2011) 11 / 45

12 Περίληψη 1 : Ενας νέος κώδικας Ν-σωμάτων (Konstantinidis S. & Kokkotas K.D. 2010) 2 Νεαρά σμήνη ως δομικοί λίθοι Υπέρ-πυκνων γαλαξιών νάνων: Δημιουργία της κεντρικής μελανής οπής (Amaro-Seoane P., Konstantinidis S., et al. 2011) Προσομοιώσεις μιας μελανής οπής μεσαίας μάζας κι ενός σμήνους Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας 3 Στενά διπλά μεσαίου λόγου μαζών σε σφαιρωτά σμήνη (Konstantinidis et al. 2011) 12 / 45

: Παρατηρήσεις Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Σχήμα: Οι γαλαξίες Antennæ Εκατοντάδες νεαρά αστρικά σμήνη σε περιοχές αστρικής δημιουργίας. Antennae (Whitmore et al. 1999, Whitmore et al.

13 : Παρατηρήσεις Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Σχήμα: Οι γαλαξίες Antennæ Εκατοντάδες νεαρά αστρικά σμήνη σε περιοχές αστρικής δημιουργίας. Antennae (Whitmore et al. 1999, Whitmore et al. 2010), NGC 7673 (Homeier et al. 2002), M82 (Konstantopoulos et al. 2009), Apr24 (Cao & Wu 2007), NGC 6745 (Grijs et al. 2003), Stephan s Quintet (Gallagher 2001) Large Magellanic Clould: 1 στα 8 αστρικά σμήνη είναι μέλος ενός δεσμευμένου συστήματος (Diebal et al. 2002) 13 / 45

14 Παρατηρήσεις Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Σχήμα: Οι γαλαξίες Antennæ: NGC4038/NGC4039 (Whitmore et al. 2010) 14 / 45

15 Παρατηρήσεις Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Σχήμα: Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών στους γαλαξίες Antennæ (Whitmore et al. 2010) 15 / 45

16 Παρατηρήσεις Αστρικών Σμηνών Ακτίνα: έως και 600 pc Σχήμα: Knot S (Whitmore et al. 2010) Μάζα: M Μάζες των σμηνών: M Συνάρτηση μάζας των σμηνών: ψ(m) M 2 Αριθμός σμηνών: Εως και 160 Πολλά παραπάνω σμήνη μικρότερης μάζας (ως και χιλιάδες) (Fellhauer & Kroupa, 2002) 16 / 45

17 Προσομοιώσεις Υπέρ-πυκνοι γαλαξίες νάνοι προερχόμενοι συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Προσομοιώσεις: Τα μέλη Συμπλεγμάτων Αστρικών Σμηνών είναι οι δομικοί λίθοι Υπέρ-πυκνων γαλαξίων νάνων () (Kroupa 1998, Fellhauer & Kroupa, 2002, Bruens et al. 2010) 17 / 45

18 Μελανές οπές μεσαίας μάζας (IMBHs), Ανάδραση IMBHs σε Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Κάποια τα σμήνη μπορεί να φιλοξενούν μια ΙΜΒΗ Σύγκρουση δύο σμηνών: Δημιουργία ενός διπλού συστήματος IMBHs το οποίο θα οδηγηθεί στη σύγκρουση έπειτα 5 Myr (Amaro-Seoane et al. 2009) 18 / 45

19 Μελανές οπές μεσαίας μάζας (IMBHs), Ανάδραση IMBHs σε Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Συγρουόμενες μελανές οπές αποκτούν ταχύτητα ανάδρασης (Gonzales et al. 2007, Campanelli et al. 2007) Η ταχύτητα ανάδρασης εξαρτάται το spin και το λόγο μαζών Η ταχύτητα διαφυγής ενός σμήνους είναι ίση με την ταχύτητα διασποράς στο κέντρο του σμήνους Η ταχύτητα διαφυγής του Συμπλέγματος Εξαρτάται τη 19 / 45

20 Μελανές οπές μεσαίας μάζας σε Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών y [pc] x [pc] Ανάλογα με την ταχύτητα διαφυγής ενός Συμπλέγματος η αναδράζουσα μελανή οπή μπορεί να παραμείνει ή να διαφύγει το σύστημα Αλληλεπιδράσεις της αναδράζουσας μελανής οπής με Αστρικά Σμήνη; 20 / 45

21 Μελανές οπές μεσαίας μάζας σε Συμπλέγματα Αστρικών Σμηνών Αλληλεπιδράσεις της μελανής οπής με αστέρες; 400 y [pc] x [pc] Το εξελίσσεται προς τη δημιουργία ενός Υπερ-πυκνου γαλαξία νάνου, οπότε αν η IMBH παραμένει στο σύστημα, μπορεί να συγκρουστεί με μία άλλη IMBH; 21 / 45

22 Προσομοιώσεις μιας IMBH κι ενός σμήνους: M v x dmin vcl xcl Mcl Η IMBH και το σμήνος τίθενται αρχικά σε παραβολική τροξιά Διαφορετικές τιμές του λόγου μαζών M /M cl Διαφορετικές αρχικές σχετικές ταχύτητες v rel = v v cl Διαφορετικές περικεντρικές αποστάσεις d min 22 / 45

23 Προσομοιώσεις μιας IMBH κι ενός σμήνους: 23 / 45

24 Προσομοιώσεις μιας IMBH κι ενός σμήνους: 24 / 45

25 Προσομοιώσεις μιας IMBH κι ενός σμήνους: 25 / 45

26 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: N αστρικά σμήνη κατανεμημένα σύμφωνα με ένα μοντέλο πυκνότητας Plummer Μάζες: M, Συνάρτηση μάζας: ψ(m) M 2 ΙΜΒΗ στο κέντρο. Αρχική ταχύτητα: 100 km/s Σημειακά σωματίδια. Συγκρούσεις μεταξυ σμηνών επιτρέπονται Κώδικας N-σωμάτων (Konstantinidis & Kokkotas 2010) Απώλεια μάζας έπειτα συγκρούσεις σμηνών. Αλληλεπιδράσεις ΙΜΒΗ-Σμήνους: διέλευση, σύγκρουση ή δορυφόρος Προσομοιώσεις N-σωμάτων IMBH-σμήνους: Απώλεια ενέργειας της IMBH στο τέλος της αλληλεπίδρασης 26 / 45

27 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: Χώρος παραμέτρων Μάζα της IMBH: M Αριθμός σμηνών: Ν = Κατανομή πυκνότητας: μοντέλο Plummer Μάζες των σμηνών: M cl = M M Μέγεθος του Συμπλέγματος Αστρικών Σμηνών: R cc = pc Ταχύτητα διαφυγής στο κέντρο: V esc = km/s 27 / 45

28 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: Χώρος παραμέτρων ID N M CC (M ) R CC (pc) ID N M CC (M ) R CC (pc) Α Ε Α Ε Α Ε Α Ε Α Β F Β F Β F Β F Β C G C G C G C G D Η D Η D Η D Η / 45

29 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: 400 Total mass [x 10 7 M sun ] R cc [pc] Number of clusters 29 / 45

30 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: Παγίδευση της IMBH ID Coll Τ[Myr] R capt [pc] M cl [M ] M UCD [M ] T DF [Myr] Ε Ε F F F G G G Η Η Η / 45

31 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: Σχηματισμός του Υπέρ-πυκνου γαλαξία νάνου 31 / 45

32 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: που περιέχει 10 αναδράζουσες IMBHs 32 / 45

33 Προσομοιώσεις μεγάλης κλίμακας: Η IMBH διαφεύγει το σύστημα όταν V esc < 70 km/s Οταν η IMBH διαφεύγει: ορισμένες (λιγότερες 10) αλληλεπιδράσεις με σμήνη είναι πιθανές Οταν η IMBH παραμένει: δεκάδες αλληλεπιδράσεις έως ότου η IMBH παγιδεύεται το κεντρικό σμήνος Χρονικές κλίμακες Μέσος χρόνος μεταξύ δυο αλληλεπιδράσεων IMBH-Σμήνους: 0.33 Myr Μέσος χρόνος διαφυγής της IMBH: Myr Δημιουργία του Υπέρ-πυκνου γαλαξία νάνου: Myr 33 / 45

34 IMBHs με μικρές ταχύτητες ανάδρασης μπορούν να παραμείνουν σε ένα Αστρικών Σμηνών Αλληλεπιδράσεις IMBH-Σμήνους: Συγκρούσεις είναι πιθανές Σε ένα Αστρικών Σμηνών η αρχική μορφή ενός γαλαξία νάνου δημιουργείται ήδη στα πρώτα 100 Myr Αν οι IMBH είναι σχετικά συχνές στα αστρικά σμήνη, τότε κάποιες αυτές θα συγκρουστούν μέσα στον σχηματιζόμενο γαλαξία, δημιουργώντας την αρχική μορφή της μελανής οπής στο κέντρο του 34 / 45

35 Περίληψη 1 : Ενας νέος κώδικας Ν-σωμάτων (Konstantinidis S. & Kokkotas K.D. 2010) 2 Νεαρά σμήνη ως δομικοί λίθοι Υπέρ-πυκνων γαλαξιών νάνων: Δημιουργία της κεντρικής μελανής οπής (Amaro-Seoane P., Konstantinidis S., et al. 2011) 3 Στενά διπλά μεσαίου λόγου μαζών σε σφαιρωτά σμήνη (Konstantinidis et al. 2011) Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Προσομοιώσεις N-σωμάτων: 35 / 45

36 Ποιές οι συνέπειες της δημιουργίας μιας IMBH στο κέντρο ενός σμήνους; 1 Δημιουργία ενός διπλού συστήματος IMBH-BH; 2 Σύγκρουση του διπλού συστήματος IMBH-BH; 3 Ανάδραση της παραγόμενης IMBH; Προσομοιώσεις N-σωμάτων 36 / 45

37 Ποιές οι συνέπειες της δημιουργίας μιας IMBH στο κέντρο ενός σμήνους; 1 Δημιουργία ενός διπλού συστήματος IMBH-BH; 2 Σύγκρουση του διπλού συστήματος IMBH-BH; 3 Ανάδραση της παραγόμενης IMBH; Προσομοιώσεις N-σωμάτων 36 / 45

38 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Αριθμός N = Κατανομή πυκνότητας: Μοντέλο King με παράμετρο συγκέντρωσης W 0 = 6, 7 Αρχική κατανομή μάζας τύπου Kroupa (Kroupa 2001) M low = 0.2M και M high = 150M Αστρική εξέλιξη ως T = 5 Myr Δημιουργία ενός αριθμού N bh μελανές οπές αστρικής μάζας Τοποθέτηση μιας IMBH μάζας M imbh = 500M 1000M στο κέντρο του σμήνους Δυναμική ισορροπία Προσομοίωση με τη χρήση του κώδικα 37 / 45

39 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Πίνακας Simulation W 0 M IMBH [M ] (α 1, α 2 ) N BH Α (1.3, 2.4) 62 Β (1.3, 2.5) 52 C (1.3, 2.5) 48 D (1.2, 2.7) / 45

40 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Δυναμική Σχήμα: Αποστάσεις των μεγαλύτερων σε μάζα μελανών οπών το κέντρο του συστήματος 39 / 45

41 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Δυναμική Σχήμα: Ακτίνες Lagrange του σμήνους ως συναρτήσεις του χρόνου 40 / 45

42 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Εξέλιξη του διπλού συστήματος m, 18 m, 2 m, 11 Σχήμα: Μεγάλος ημιάξονας και εκκεντρότητα ως συναρτήσεις του χρόνου 41 / 45

43 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: Εξέλιξη του διπλού συστήματος Σχήμα: Μεγάλος ημιάξονας vs εκκεντρότητα 42 / 45

44 Προσομοιώσεις N-σωμάτων: 43 / 45

45 1 Ενα διπλό σύστημα IMBH-BH σε ένα αστρικό σμήνος μπορεί να οδηγηθεί σε σύγκρουση σε σχετικά μικρές χρονικές κλίμακες (< 100 Myr) εξαιτίας των αλληλεπιδράσεών του με τις υπόλοιπες μελανές οπές αστρικής μάζας που συγκεντρώνονται στο κέντρο του σμήνους. 2 Η βαρυτική που εκμπέμπεται το διπλό σύστημα, θα είναι εύκολα ανιχνεύσιμη διαστημικούς ανιχνευτές (LISA και ALIA), αν το σμήνος βρίσκεται σε αποστάσεις μικρότερες των 10 Gpc. 3 Αν η IMBH έχει μάζα της τάξης μερικών εκατοντάδων M, έχει πιθανότητα 20 % να διαφύγει το σμήνος έπειτα μία σύγκρουση με μελανή οπή αστρικής μάζας. 4 Επιπλέον προσομοιώσεις απαιτούνται για την επιβεβαίωση του αποτελέσματος. 44 / 45

46 Σας ευχαριστώ πολύ 45 / 45

Σχετικά έγγραφα

ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΑΠΟ ΣΥΣΤΗΜΑΤΑ ΑΣΤΕΡΩΝ ΔΙΔΑΚΤΟΡΙΚΗ ΔΙΑΤΡΙΒΗ

ΑΡΙΣΤΟΤΕΛΕΙΟ ΠΑΝΕΠΙΣΤΗΜΙΟ ΘΕΣΣΑΛΟΝΙΚΗΣ ΤΜΗΜΑ ΦΥΣΙΚΗΣ ΤΟΜΕΑΣ ΑΣΤΡΟΦΥΣΙΚΗΣ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΑΙ ΜΗΧΑΝΙΚΗΣ ΕΡΓΑΣΤΗΡΙΟ ΑΣΤΡΟΝΟΜΙΑΣ ΚΩΝΣΤΑΝΤΙΝΙΔΗ ΣΥΜΕΩΝ ΠΤΥΧΙΟΥΧΟΥ ΦΥΣΙΚΟΥ ΒΑΡΥΤΙΚΗ ΑΚΤΙΝΟΒΟΛΙΑ ΑΠΟ ΣΥΣΤΗΜΑΤΑ ΑΣΤΕΡΩΝ