Amigaparallelization, lya emission line and steps towards wdm implementation

Zusammenfassung

El modelo AMIGA (Analytic Model for IGM and GAlaxy evolution) es un nuevo modelo de formación jerárquica de galaxias con algunas diferencias importantes respecto los modelos semi-analíticos actuales: es totalmente analítico y no utiliza simulaciones N-cuerpos ni Monte Carlo, sigue la evolución del medio intergaláctico desde la época en que todavía no se habían formado las primeras galaxias y la evolución de la metalicidad de las componentes bariónicas (estelar y gaseosa) desde sus valores iniciales nulos [1,2]. El objetivo de este modelo es hacer predicciones a partir de la mejor descripción posible de cada evento. Cada gran fusión provoca el nacimiento de un nuevo halo, dando unas nuevas condiciones iniciales, sobre las cuales se parte. La manera como se lleva a cabo este proceso es mediante la construcción progresiva de una malla, con las propiedades de los halos, y donde los ejes corresponden a la masa de los halos y al redshift. La base del cálculo de los posibles tiempos de formación y masas de los progenitores es el formalismo EPS modificado. Así pues, las propiedades del halo en formación dependerán de las de los progenitores, que se obtienen interpolando sobre la malla previamente calculada. Una vez se tiene el punto sobre la malla que corresponde a la formación de un nuevo halo, tendremos las condiciones iniciales que juntamente con su contenido bariónico se hacen evolucionar hasta llegar al nuevo punto de la malla y obteniendo las propiedades finales correspondientes. La principal ventaja de este método es el ahorro de cálculo computacional respecto a los modelos semi-analíticos basados en simulaciones Monte Carlo, hecho que permite cubrir un amplio rango de masas toda vez que podemos remontarnos a épocas primigenias. Por contra, la principal desventaja que presenta el modelo es la cantidad de memoria y tiempo de CPU necesarios para muestreo más fino de las cantidades a interpolar. Este segundo aspecto se hace más llevadero con la vectorización, paralelización y adaptación del código a los superordenadores correspondientes. En la primera parte de la tesis el trabajo desempeñado se ha centrado en la adaptación del código en máquinas MIMD (multiple instruction multiple data), sobretodo en el escalado con el número de procesadores. Se ha testeado la paralelización en distintos supercomputadores arrojando siempre unos valores de speedup muy próximos a los teóricos, reflejando que la paralelización hace un uso excelente de los procesadores disponibles. También se ha realizado una publicación en la revista bimensual del Centro de Supercomputación de Catalunya [3], en la cual se explica el método de adaptación del código en los supercomputadores de memoria compartida del centro: reordenamiento de los bucles para un acceso a memoria más eficiente, optimización mediante software especializado (Vtune,...). Por último se ha realizado un programa para calcular la memoria y una estimación del tiempo de ejecución para una configuración de parámetros del modelo dados. Para el cálculo de memoria se han considerado las matrices más grandes del programa mientras que para la estimación del tiempo de ejecución se ha considerado cómo juegan los parámetros en los bucles más relevantes del código. En ambos casos se ha comparado el valor esperado con varias ejecuciones, siendo el cálculo de memoria exacto y el de tiempo una cota superior. En segundo lugar se ha llevado a cabo la implementación en AMIGA de las propiedades de las galaxias emisoras de fotones Lyman-alfa (Lya) a distintos redshifts y su comparación con resultados observacionales. Para entender las propiedades de las galaxias a altos z es primordial la correcta implementación de las líneas de emisión, en concreto, la línea Lya. Ésta es la línea de emisión más intensa del hidrógeno en el Universo y es observada en el rango óptico para galaxias en z > 2 [4,5] e infrarrojo para z > 5. La línea Lya permite estimar el estado de ionización del medio intergaláctico ya que es absorbida por el hidrógeno neutro. AMIGA proporciona funciones de luminosidad de emisores Lya a distintos z teniendo en cuenta la burbuja de ionización del propio emisor, el agrupamiento de estas fuentes y la fracción neutra del IGM. Se ha hecho un estudio de las propiedades de la línea en distintos z teniendo en cuenta su atenuación ya sea por polvo [6] o por hidrógeno neutro [7] Con el fin de comparar las funciones de luminosidad observadas por diferentes autores con las obtenidas por el modelo. Para completar el estudio de la materia oscura en AMIGA he participado en la modelización de las propiedades de los halos de materia oscura a partir del formalismo de picos, dando lugar a la publicación de un artículo en la revista MNRAS [8]. El modelo SMGH predecía dichas propiedades a cualquier z a través de un formalismo estadístico (Modified Extended Press-Schechter), con lo cual el origen de los halos quedaba por resolver. El formalismo de picos permite asociar los halos con sus semillas primordiales (protohalos), resolviendo tal cuestión. Seguidamente, a través de la hipótesis de que los halos crecen de dentro hacia fuera (inside-out) se puede obtener el perfil del halo a cualquier z. En concreto, se han estudiado halos de distintas masas a z=0. Para estas masas he obtenido los perfiles de densidad de los halos y los he comparado con los ajustes NFW (perfil de Navarro-Frenk-White) de otros autores. También he ajustado para cada uno de ellos un perfil de Einasto, que supuestamente ajusta mejor hacia radios más internos, hecho que se ha comprobado. Finalmente, y un paso más hacia la futura implementación del formalismo de picos en AMIGA, he implementado la cosmología WDM (warm dark matter, en contraposición a la estándar utilizada hoy en día CDM o cold dark matter) al desarrollo anterior. Una de las particularidades a tener en cuenta cuando se trabaja en dicha cosmología es que el espectro de potencias se hace nulo para masas menores a una cierta masa. Dicha masa depende de la masa de la partícula de materia oscura. En este estudio he obtenido los perfiles de protohalos y halos finales para la cosmología WDM con dos masas distintas de las partículas de materia oscura. He comparado tales perfiles con los obtenidos en la cosmología CDM. Además se ha hecho un estudio del efecto de considerar dispersiones de velocidades, tanto dispersiones térmicas como no térmicas, en las partículas de materia oscura. Este trabajo ha dado lugar a una letter aceptada para publicación en la revista MNRAS [9]. BIBLIOGRAFÍA [1] Gómez Flechoso, M. 1997. Estudio de la Evolución Dinámica de Galaxias en Entornos Densos. [2] Rozas Amador,J.M. 2005. Formación de las Primeras Galaxias y Medio Intergaláctico. [3] "AMIGA, un nou model teòric per entendre com s'han modelat les galàxies", 2009, Teraflop, num. 103. [4] Gronwall, C., et al., 2007, ApJ, 667:79-91 [5] Cassata, P., et al., 2011, A&A, 525A.143C [6] Shimizu, I., et al., 2011, subbmitted to MNRAS. [7] Dijkstra, M., et al., 2011,MNRAS.tmp..548D [8] Salvador-Solé, E., et al., 2012, MN-12-0254-MJ.R3 [9] Viñas, J., et al., 2012, MN-12-0306-L.R2