Simulación computacional de la formación de estrellas

Revista Universidad de Sonora
Simulación computacional de la
formación de estrellas
Guillermo Arreaga García*
Gracias a los avances en la computación, en la actualidad la física computacional nos permite simular algunos
procesos con cierto detalle, como la formación de las estrellas. En este artículo se describen los resultados de un
trabajo de investigación en el área de simulaciones, realizado enteramente en la máquina Mezquite, adquirida
recientemente por la Universidad de Sonora..
E
l objetivo de la física es entender la manera
como ocurren los procesos en la naturaleza.
Sus métodos tradicionales han sido la teoría y el
experimento. Así, cuando una teoría es propuesta
para explicar algún fenómeno particular, sus predicciones se someten de inmediato a verificación
experimental. Asimismo, cuando se obtienen nuevos resultados experimentales que no encajan en
el marco de las teorías existentes, se pone en marcha de inmediato la construcción de nuevas teorías
que permitan entender esos nuevos resultados experimentales. De esta manera, la física ha evolucionado mediante la aparición tanto de nuevas teorías
como de nuevos experimentos que en el curso de
los años se suceden y se corrigen mutuamente, y
que a la postre permiten generar nuevos y mejores
conocimientos acerca de la naturaleza.
Este paradigma de la investigación en física se
ha visto enriquecido con el desarrollo de la computación. Hoy en día, los investigadores estamos en
posición de usar la enorme capacidad de cálculo
de los computadores para simular algunos procesos físicos. La física computacional podría ser definida, entonces, como una nueva manera de hacer
investigación que complementa los resultados de
las técnicas tradicionales.
Máquina Mezquite
* Profesor-investigador del Departamento de Investigación en Física de la Universidad de Sonora, área de física computacional. Miembro del Sistema Nacional
de Investigadores desde 2003. garreaga@cajeme.cifus.uson.mx
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Mosaico 1
Ruta Crítica
La Universidad de Sonora ha impulsado el desarrollo del Área de Cómputo
de Alto Rendimiento (ACARUS) con el
propósito de hacer accesible a sus académicos el uso de la computación con fines
científicos. Con la llegada de la máquina
Mezquite al ACARUS en el año 2006, la
UNISON aparece en el mapa nacional en
infraestructura computacional.
En este artículo intentamos compartir
con la comunidad universitaria los resultados de un trabajo de investigación en
física computacional que fue desarrollado enteramente en el Departamento de
Investigación en Física (DIFUS), haciendo uso de la capacidad de computación
en paralelo de Mezquite.
El objetivo del trabajo fue estudiar el
proceso de formación de las estrellas. Se
sabe que las estrellas nacen en enormes
nubes de hidrógeno molecular en rotación, que están más o menos en equilibrio termodinámico a 10 kelvin de temperatura. Estas nubes no están aisladas; en
el medio interestelar, de hecho, ocurren
muchos otros eventos, algunos medio
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violentos como la aparición de vientos
que provienen de la explosión de otras
estrellas conocidas como supernovas. En
la nube, estos eventos se muestran en la
aparición de pequeñas perturbaciones
en la densidad en algunas regiones de
la nube, lo que provoca la acumulación
de más gas en esas regiones. Esto es, una
mayor concentración de masa provoca
casi siempre la atracción de aún más
masa, debido a que la fuerza de gravedad
entre dos masas cualesquiera siempre es
de atracción: las masas tienden siempre
a acercarse mutuamente. Con mayor razón ocurre este proceso de acumulación
de masa, ya que el centro es en general
más denso que las regiones periféricas
en este tipo de nubes. A esta tendencia
del gas de la nube a concentrarse cada
vez más en su centro se le conoce como
“colapso gravitacional de la nube”.
Así, podemos decir que las estrellas
nacen porque la nube colapsa debido a
su propio peso, dando lugar a una fuerte
concentración de materia en su centro,
lo cual provoca a su vez que la tempera-
tura del gas aumente significativamente
en la medida en que se reducen sus dimensiones espaciales y por consiguiente
su densidad aumenta, hasta el punto de
detonar las reacciones termonucleares
propias de una estrella (cfr. Tohline).
Usamos el programa de cómputo GADGET 2 (cfr. Springel) que resuelve las
ecuaciones que gobiernan la dinámica
del gas en presencia de estas perturbaciones de densidad, lo cual nos permitió
seguir con cierto detalle el proceso de
colapso de la nube hasta densidades intermedias. Aún no estamos en posición
de seguir el colapso hasta la formación
de las estrellas, pero podemos ya vislumbrar varias de las características dinámicas típicas de las estrellas reales porque
simulamos el proceso de formación y logramos capturar algunos elementos de la
evolución tal como probablemente ocurren en la realidad.
Según nuestras simulaciones (cfr. Arreaga, 2007 y 2008), inicialmente la nube
es una esfera de gas que rota en torno
a un eje. En la medida en que colapsa,
Mosaico 2
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se empieza a aplanar en la dirección
perpendicular al eje de rotación.
Queda como un disco grueso girando en una mesa. Si uno ve este disco
desde arriba, esperaríamos ver cómo
se reduce el radio del disco mientras
más colapsa. Pero los resultados de la
simulación computacional nos muestran que la contracción de la nube
ya aplanada se lleva a cabo de una
manera mucho más sorprendente. El
disco se transforma en una barra que
se alarga y que después recupera su
geometría original de disco. Estamos
tratando de explicar desde el punto
de vista teórico por qué y cómo ocurre este fenómeno de alargamiento.
Ilustramos este comportamiento en
los mosaicos 1, 2 y 3.
Los mosaicos están formados por
seis o nueve gráficas cada uno; cada
gráfica corresponde a un tiempo de
evolución de la nube, de modo que
el tiempo aumenta de izquierda a
derecha y de arriba hacia abajo; hay
una letra en cada gráfica para distinguirlas en un mismo mosaico. Cada
gráfica muestra −en una misma escala de colores para cada mosaico− la
distribución de densidad de la nube
tal como se ve desde el eje de rotación (vista superior). Por ejemplo,
de acuerdo con la barra de escala de
densidad (que aparece en la parte in-
ferior de cada mosaico) el color amarillo indica regiones de la nube con
densidades altas; los colores rojo y
verde indican regiones con densidades intermedias, y por último, el
color azul indica regiones de baja
densidad en la nube. Las escalas de
longitud que aparecen en los ejes de
cada gráfica están normalizadas con
el radio inicial de la nube y la escala
de densidad está normalizada con la
densidad inicial de la nube.
Cada mosaico corresponde a
una simulación computacional de
un modelo de formación de estrellas diferente, en el sentido de que
para cada modelo se usaron parámetros iniciales diferentes del gas.
Desde un punto de vista dinámico,
podemos pensar que los bulbos en
color amarillo fuerte que aparecen
en la última figura de cada mosaico,
muy probablemente se comportarían de manera muy similar a
como lo harían las estrellas reales.
Se invita al lector a ver este mismo artículo en línea, en
donde es posible apreciar los mosaicos en colores, en la página
http://www.cifus.uson.mx/Personal_Pages/garreaga/Simulaciones_Divulgacion.doc
Mosaico1. En las figuras (a) y (b), observamos el alargamiento inicial del disco; en la figura (c) vemos que la región
central adopta la estructura de una barra ligeramente deformada por efecto de la rotación de la nube (gira en el sentido
contrario a las manecillas del reloj); empiezan a desarrollarse
brazos espirales en los extremos. En la figura (d) se nota la
aparición de dos bulbos de materia en los extremos de la barra
central; estos bulbos provocan la fragmentación de la barra que
se observa en la gráfica (f). Las ramas más alejadas de los brazos
espirales se retrasan en su giro con respecto a la barra y las ramas más cercanas, lo que provoca el rompimiento de las ramas
alejadas; sigue el proceso de colapso gravitacional en cada uno
de esos fragmentos, lo que da lugar a que en las figuras (f), (g) y
(h) observemos cuatro fragmentos que orbitan uno con respecto al otro. Se produce un choque entre ellos, de tal suerte que
dos de ellos son prácticamente devorados, dando por resultado final un sistema de dos fragmentos más grandes.
Mosaico2. Empezamos la descripción de la evolución de
este modelo en la figura (a), notando otra vez el alargamiento
de la región central: la geometría circular del disco se transforma en una geometría elipsoidal; luego en las figuras (b) y (c)
se nota la aparición de dos bulbos de mayor densidad en los
extremos del elipsoide. En la medida en que pasa el tiempo
y la nube colapsa cada vez más, esos bulbos se consolidan y
ahora notamos en la figura (f) que aparecen conectados por
un puente muy delgado de gas muy denso. Los bulbos y el
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Ruta Crítica
puente siguen rotando de tal forma que aparecen pequeños
brazos espirales adornando el movimiento de cada uno de los
bulbos. En este modelo no se observa nunca fragmentación ni
del puente ni de los bulbos; tampoco se observan retrasos en
la rotación; de hecho, los bulbos y el puente rotan juntos como
rotaría una varilla rígida con sendas bolas en sus extremos.
Mosaico 3
Mosaico3. La evolución de este modelo es muy similar al
descrito en el Mosaico 2, con la notable excepción de que los
bulbos terminan por comerse al puente de gas denso que los
conecta. En esta simulación, en las figuras (d) y (e) observamos
que una vez que los bulbos se han comido el puente, se acercan
tanto uno con respecto al otro debido a la fuerza de atracción
gravitacional, que casi se tocan, pero de manera sorprendente
no chocan y sobreviven los dos a este peligroso acercamiento;
se separan debido a la fuerza centrífuga provocada por la rotación y terminan estableciendo un sistema de dos bulbos que
orbitan uno con respecto al otro.
Enfatizamos el hecho de que la evolución de todos los modelos que hemos descrito en los mosaicos anteriores, terminan
con un sistema de dos fragmentos en órbita. En astrofísica se le
llama “sistema binario proto-estelar”. Este es un resultado muy
importante de nuestras simulaciones, porque así es como se ha
observado que ocurre en la naturaleza: los astrónomos saben
que, en efecto, a las estrellas les gusta nacer y vivir en parejas.
La experiencia que hemos ganado al estrenar Mezquite con
este trabajo de investigación, nos permite esperar más resultados en el corto plazo, cuando intentemos aplicar estas técnicas
para simular tanto el proceso de formación como la dinámica
de grupos compactos de galaxias.
Referencias
TOHLINE, Joel E., “The origin of binary stars”, Annual Reviews of Astronomy
and Astrophysic”, vol. 40, 2002, pp. 349-385.
SPRINGEL, Volker, “The cosmological simulation code gadged 2”, Monthly
Notices of the Royal Astronomical Society, Vol. 364,(2005), pp.1105-1134.
ARREAGA, Guillermo, Klapp, Jaime y Sigalotti, Leonardo D., “Gravitational
collapse and fragmentation of molecular cloud cores with gadget 2”, The Astrophysical Journal, vol. 666, núm. 2, 2007, pp. 290-308.
ARREAGA, Guillermo, “Hydrodynamical simulations of the non-ideal gravitational collapse of molecular cloud cores” (aceptado para publicación en la
Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica, en 2008).
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