Impact of the hydrodynamical scheme on high resolution simulations of structure formation

Groth, Frederick Felix (2024): Impact of the hydrodynamical scheme on high resolution simulations of structure formation. Dissertation, LMU München: Fakultät für Physik

Abstract

Das Intra-Cluster-Medium (ICM) von Galaxienhaufen ist eine hochgradig dynamische Umgebung. Sie ist geprägt von Verschmelzungen und räumlich großskaligen Bewegungen von Sub-Strukturen. Kleine räumliche Skalen werden von Turbulenz dominiert, die über eine turbulente Kaskade mit den großen Skalen verbunden sind. Sowohl Beobachtungen als auch Simulationen sagen voraus, dass die typischen Geschwindigkeiten dieser Turbulenz im Unterschallbereich liegen. Dies stellt numerische Herausforderungen für die Berechnung der turbulenten Kaskade dar und erfordert eine sorgfältige numerische Behandlung der Hydrodynamik. Viele verschiedene numerische Methoden wurden entwickelt und auf dieses spezifische Problem angewandt. Sie lassen sich nach ihrem Diskretisierungsansatz in gitterbasierte Volumendiskretisierungsmethoden wie stationäre und bewegliche Gitter und Massendiskretisierungsmethoden wie Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) unterteilen. In jüngerer Zeit wurde die Meshless Finite Mass (MFM) Methode entwickelt. Das Gas wird hierbei nach Masse diskretisiert. Zusätzlich werden Flüsse zwischen den Nachbarn berechnet, sodass die Vorteile von SPH mit denen gitterbasierten Methoden kombiniert werden. In dieser Arbeit stellen wir eine neue Implementierung von MFM in dem kosmologischen Simulationscode OpenGadget3 vor. Sie basiert auf der Implementierung im Gandalf-Code, mit verschiedenen Ergänzungen und Erweiterungen, um kosmologische Anwendungen zu ermöglichen. Ein Hauptziel ist die Anwendung auf Unterschallturbulenz in dem ICM von Galaxienhaufen und ein detaillierter und fairer Vergleich mit anderen hydrodynamischen Methoden. Diese Arbeit ist wie folgt aufgebaut: In Teil I geben wir eine allgemeine Einführung in die relevante Physik und Numerik, einschließlich der MFM-Methode. Darauf folgen in Teil II einige weitere Details zur Implementierung in OpenGadget3 und diverse Tests, um die Fähigkeiten der verschiedenen Methoden zu analysieren. Mit einer Vielzahl von Testfällen, die von idealisierten Tests bis hin zu komplexeren kosmologischen Anwendungen reichen, können wir verschiedene Aspekte der hydrodynamischen Lösungsmethoden untersuchen. Dies ermöglicht es, die Leistung unserer neuen MFM-Implementierung im Detail zu testen und erlaubt auch einen Vergleich mit anderen Methoden. Wir achten darauf, einheitliche Parameter-Einstellungen für die Tests zu verwenden, um einen fairen Vergleich zwischen den Methoden ohne nachträgliche Anpassungen zu ermöglichen. MFM bietet mehrere Vorteile gegenüber dem zuvor implementierten SPH, einschließlich einer verbesserten Entwicklung von Mischungsinstabilitäten und einem verbesserten Konvergenzverhalten. Da weniger Nachbarn in den Berechnungen benötigt werden, ergibt sich eine effektiv höhere Auflösung bei ähnlichem Rechenaufwand. MFM zeigt hervorragende Leistungen bei der Anwendung auf das Problem der Unterschallturbulenz, und liefert auch vielversprechende Ergebnisse in nicht-radiativen kosmologischen Simulationen. Darüber hinaus stellen wir Erweiterungen von MFM über die reine Hydrodynamik hinaus vor, einschließlich einer vorläufigen Implementierung der Magneto-Hydrodynamik und der Kopplung an numerische Modelle für physikalische Prozesse unterhalb der Auflösungsgrenze. Einige zusätzliche Verbesserungen des OpenGadget3-Codes werden ebenfalls zusammengefasst. In Teil III analysieren wir, über idealisierte Tests hinausgehend, den turbulenten Druck im ICM, einschließlich eines Vergleichs hydrodynamischer Lösungsmethoden und Analysemethoden. Der turbulente Duck wird mit drei verschiedenen Ansätzen ermittelt: indirekt (I) über die Abweichung vom hydrostatischen Gleichgewicht und direkter auf Grundlage der (II) solenoidalen oder (III) multi-skalig gefilterten Geschwindigkeit. Simulationen mit MFM führen im Allgemeinen zu einem erhöhten Turbulenzdruck im ICM von Galaxienhaufen, insbesondere bei Untersuchung mit geschwindigkeitsbasierten Methoden. Auch bei Galaxienhaufen kurz nach einer Verschmelzung wird, im Vergleich zu ruhigeren Systemen, eine erhöhte Turbulenz festgestellt. Der Anteil des nicht-thermischen Drucks am Gesamtdruck reicht von wenigen Prozent bei ruhigen Systemen bis zu ≈13% bei aktiven Haufen in der zentralen Region. Er nimmt in Richtung der äußeren Bereiche zu. Es zeigt sich eine Abhängigkeit von der Analysemethode, die zur Gewinnung von Informationen über die Turbulenz verwendet wird, wobei geschwindigkeitsbasierte Ansätze die direktesten Ergebnisse liefern. Die theoretische Untersuchung der turbulenten Linienverbreiterung ermöglicht einen zusätzlichen Vergleich mit spektralen Beobachtungen. Ergänzend wenden wir die Multiskalen-Filteranalyse auf simulierte Galaxienhaufens des lokalen Universums an, was wiederum einen direkten Vergleich mit Beobachtungen ermöglicht. Die Ergebnisbandbreiten der daraus ermittelten Druckanteile stimmen mit unserer vorherigen Studie sowie mit Beobachtungen überein. In Teil IV ordnen wir unsere Ergebnisse ein und geben einige Ausblicke auf mögliche zukünftige Projekte und Weiterentwicklungen. Dazu gehören die Kopplung der MFM-Implementierung an bisher nicht eingebundene physikalische Modelle für Prozesse unterhalb der Auflösungsgrenze in OpenGadget3, außerdem mögliche numerische Verbesserungen und eine Erweiterung der Studie über turbulenten Druck unter Einbeziehung von Rückkopplungsprozessen durch Sterne und supermassereiche Schwarze Löcher. Weiterhin geben wir einen Ausblick auf die Relevanz dieser Arbeit im Zusammenhang mit laufenden und kommenden XRISM-Beobachtungen. Zusätzliches Material befindet sich im Anhang.

Abstract

The Intra Cluster Medium (ICM) of Galaxy Clusters (GCs) is a highly dynamic environment. It is shaped by mergers and bulk motions on large scales. Small scales are dominated by turbulence, connected to large scales via a turbulent cascade. Both observations and simulations predict this turbulence to be subsonic. This poses numerical challenges for calculating the turbulent cascade and requires careful numerical treatment of hydrodynamics. Many different numerical methods have been developed and applied to this specific problem. They can be divided according to their discretization approach into grid-based volume-discretization methods, such as stationary and moving meshes, and mass-discretization methods such as Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH). More recently, Meshless Finite Mass (MFM) has been developed. The gas is discretized by mass, but fluxes between neighbors are calculated, thus combining the advantages of SPH with grid-based methods. In this work, we present a new implementation of MFM in the cosmological simulation code OpenGadget3. It is based on the implementation in the Gandalf code but has been extended to allow for cosmological applications. One main goal is the application to subsonic turbulence in the ICM of GCs and a detailed and fair comparison with other hydrodynamical methods. This work is structured as follows: In Part I we will give a general introduction to the relevant physics and numerics, including the MFM method. This is followed by some more details on the implementation in OpenGadget3 and an extensive test suite to analyze the capabilities of the different methods in Part II. Using a variety of test problems ranging from more idealized tests to more complex cosmological applications, we can probe different aspects of the hydrodynamical solver. It allows to test the performance of our new MFM implementation in great detail, and also provides a comparison to other methods. We make sure to use a consistent setup throughout the tests, to have a fair comparison between the methods without further tuning. MFM has several advantages over the previously implemented SPH, including improved development of mixing instabilities and improved convergence behavior. Requiring fewer neighbors in the calculations leads to an effectively higher resolution at similar computational costs. MFM performs exceptionally well when applied to the problem of subsonic turbulence and also shows promising results in non-radiative cosmological simulations. In addition, we present extensions of MFM beyond pure hydrodynamics including a preliminary Magneto Hydrodynamics (MHD) implementation and coupling to physical sub-resolution models. Some additional improvements of the OpenGadget3 code are summarized. Going beyond idealized tests, in Part III we analyze the turbulent pressure support in the ICM, including a comparison of hydro-solvers and analysis methods. The turbulence pressure is obtained using three different approaches, more indirectly based on (i) the deviation from hydrostatic equilibrium (HE) and more directly based on the (ii) solenoidal or (iii) multi-scale filtered velocity. MFM generally leads to more turbulent pressure support detected in the ICM of galaxy clusters, in particular when studied with velocity-based methods. Increased turbulence is also found for GCs that underwent a recent merger compared to more relaxed systems. The non-thermal to total pressure fraction ranges from a few percent for relaxed systems up to ≈13% for active clusters in the central region with a general increase towards the outskirts. Some dependence is found on the analysis method used to extract information on turbulence, where velocity-based approaches give the most direct results. Studying the turbulent line broadening allows for an additional comparison to observations. We apply the multi-scale filtering analysis to simulated local universe clusters, allowing a direct comparison to observations. The turbulent pressure fractions are consistent with our previous study and also with observed fractions. We conclude our findings and present some perspectives on possible future improvements in Part IV. This includes coupling of the MFM solver to remaining subgrid descriptions in OpenGadget3, possible numerical improvements, and a possible extension of the turbulent pressure study including feedback processes. We also give some outlook on the relevance of this work in light of the ongoing and upcoming XRISM observations. Some additional material is provided in the Appendix.

• Dokumententyp: Dissertationen (Dissertation, LMU München)
• Themengebiete: 500 Naturwissenschaften und Mathematik ; 500 Naturwissenschaften und Mathematik > 530 Physik
• Fakultäten: Fakultät für Physik
• Sprache der Hochschulschrift: Englisch
• Datum der mündlichen Prüfung: 29. November 2024
• 1. Bericht­erstatter:in: Dolag, Klaus