Spiraalstructuur in schijfgalaxieën


  1. De spiraalstructuur van de Melkweg met GAIA

    De door ESA gelanceerde ruimtetelescoop GAIA meet momenteel van 1 miljard sterren de posities en snelheden en levert ons bijgevolg voor het eerst een ongekend gedetailleerd beeld van de baanverdeling van de sterren van de Melkweg. De tweede voorlopige data-release (DR2) is al voldoende gedetailleerd om te zien dat er in de faseruimte van de Melkweg (de zesdimensionale ruimte bestaande uit de posities en snelheden van de sterren) "structuren" aanwezig zijn. In sommige gebieden van de faseruimte zijn meer sterren dan gemiddeld aanwezig, andere gebieden zijn dan weer dun bevolkt. Deze structuren worden doorgaans verklaard als een gevolg van de interactie tussen sterren en de vroegere en huidige spiraalstructuren van de Melkweg. Uit hun positie en vorm kan je dus proberen informatie te winnen over de spiraalarmen van de Melkweg!

    Het doel van deze thesis is om de de faseruimtestructuren geautomatiseerd te lokaliseren, hun eigenschappen (dimensionaliteit, vorm, volume, massa, enz.) te beschrijven en ze fysisch te interpreteren. Je werkt hiervoor samen met computerwetenschappers van de Universiteiten van Birmingham (UK) en Groningen (NL) die gespecialiseerd zijn in ant colony optimization. Dit is een numerieke techniek, geïnspireerd op het gedrag van hun weg zoekende mieren, waarmee structuren in hoger-dimensionale ruimtes kunnen getraceerd worden.

    Eens de faseruimtestructuren in de GAIA-data gekarakteriseerd zijn, is de volgende vraag: wat veroorzaakt die structuren? Wat is hun connectie met het spiraalpatroon van de Melkweg? Gebruik pyStab, een door ons ontworken computerprogramma dat zeer efficiënt de stabiliteit van schijfgalaxieën doorrekent, om te voorspellen welke structuren de spiraalpatronen van de Melkweg veroorzaken in de faseruimte van de Melkweg en kijk of dit met de GAIA-waarnemingen overeenkomt. Worden bepaalde theorieën voor het ontstaan van spiraalpatronen verworpen door de GAIA-data?


  2. Schijfgalaxieën simuleren via de Boltzmannvergelijking

    De evolutie van galaxieën wordt aangedreven door een complex samengaan van fysische processen en kan enkel realistisch beschreven worden met behulp van numerieke simulaties. Voor studies van de dynamica van sterrenstelsels zijn N-bodysimulaties een onontbeerlijke tool gebleken. Jammer genoeg hebben dergelijke simulaties ook een aantal kwalijke gebreken die hun betrouwbaarheid sterk kan beperken. Zo worden in een N-bodysimulatie typisch N~106-108 deeltjes, of "particles", gebruikt. Dat lijkt veel maar het is nog altijd grootte-ordes minder dan de N~1011 sterren in een echte galaxie. Een N-bodysimulatie biedt dan ook slechts een zeer "noisy" model voor een echte galaxie. Daardoor missen dergelijke simulaties sommige subtiele dynamische processen. Ze relaxeren en evolueren ook veel sneller dan echte galaxieën. Om divergerende versnellingen te vermijden als particles elkaar zeer dicht naderen wordt hun zwaartekracht bovendien "gesoftened": in plaats van de Newtoniaanse 1/r2-kracht wordt een andere interactie gebruikt die niet divergeert als de afstand tussen de particles naar nul gaat. Dat betekent wel dat je niet langer het originele fysische probleem aan het beschrijven bent!

    Om aan deze gekende tekortkomingen van N-bodysimulaties tegemoet te komen, zijn we sinds kort een volledig nieuwsoortige simulatietechniek aan het exploreren: het direct numeriek oplossen van de Boltzmannvergelijking (zie cursus Fysica van Galaxieën). Dan heb je meteen de tijdsevolutie van de distributiefunctie, die de baanverdeling van de sterren weergeeft, in handen. Die distributiefunctie is zo'n beetje de golffunctie van een klassiek systeem: als je die kent dan weet je alles wat er te weten valt over het systeem. Dergelijke Boltzmanncodes winnen de laatste tijd aan populariteit en vormen een zeer aantrekkelijk alternatief voor N-bodysimulaties. Hiernaast zie je de evolutie van de verdeling van de sterren over straal r en radiële snelheid vr bij een vast draaimoment in een evoluerende, initieel sferische galaxie. De bovenste rij is berekend met de Boltzmanncode VlaSolve; de onderste met de N-body code Gadget-2 (uit arxiv.org/abs/1701.01384). De N-bodysimulatie is veel "ruiziger" dan de Boltzmannsimulatie. De door beide codes voorspelde evolutie van de stellaire baanverdeling verschilt ook merkelijk van elkaar.

    Voor deze thesis maak je je de Radial Basis Function (RBF) interpolatietechniek eigen die steil opgang aan het maken is bij de numerieke integratie van differentiaalvergelijkingen. Je draagt bij tot de ontwikkeling van een gloednieuwe parallelle C++-code om de Boltzmannvergelijking op te lossen via RBF-interpolatie. Je voert enkele eenvoudige schijfgalaxiesimulaties uit om de werking en de nauwkeurigheid van de code te testen en te onderzoeken hoe de rekentijd varieert in functie van het gebruikte aantal cores en van de gewenste resolutie.

    Ben je geïnteresseerd in programmeren en wil je nieuwe numerieke technieken ontdekken dan is deze thesis iets voor jou.


    Beide projecten omvatten origineel onderzoekswerk in internationaal verband dat, indien goed uitgevoerd, tot een wetenschappelijke publicatie kan leiden.