• Castellano
  • English

Universitat de ValènciaOferta Científic Tecnològica AgroalimentacióOferta Científic Tecnològica Agroalimentació Logo del portal

Grup d'Investigació en Modelatge de Plasmes Astrofísics Assistit per Computador - CAMAP

Descripció

En un sentit ampli, aquest grup tindrà com a objectiu obtindre una visió més profunda dels processos físics que tenen lloc en els plasmes astrofísics magnetitzats, els quals impliquen una extensa gamma d'escales de longitud i temps. 

Per a estudiar aquests escenaris, emprarem diferents codis numèrics com a eines virtuals que ens permeten experimentar en laboratoris virtuals (ordenadors) amb diferents condicions inicials i límit, de forma totalment anàloga als experiments que es puguen realitzar en un laboratori real. 

Entre els tipus de fonts que ens interessen, assenyale les següents: Esclats de raigs gamma (BRG, o GRB en anglés), dolls extragalàctics de nuclis galàctics actius (AGN per les seues sigles en anglés), magnetars i nuclis estel·lars en col·lapse. 

Segueixen obertes diverses qüestions importants sobre les propietats fonamentals d'aquestes fonts astrofísiques. La descripció completa de la col·limació i acceleració dels dolls astrofísics encara s'està dilucidant. La composició, l'emissió d'alta energia i els mecanismes pels quals els dolls es propaguen des dels seus llocs de formació fins als punts on s'observen són objecte d'un actiu debat científic. Predir la dinàmica de les fonts i les formes de les ones gravitacionals és important per a comprendre les observacions esperades en l'actual generació de detectors d'ones gravitacionals basats en terra, i és essencial per a aconseguir la sensibilitat de disseny en els futurs detectors basats en l'espai. A més, existeixen qüestions analítiques sobre el formalisme de la dinàmica relativista que no estan completament resoltes, particularment de l'extensió covariant de la magnetohidrodinàmica resistiva. 

Tots aquests problemes són tan complexos que només és possible un enfocament computacional. El meu pla és estudiar-los mitjançant simulacions numèriques (magneto-)hidrodinàmiques (MHD) que tinguen un acoblament adequat amb la dinàmica de poblacions de partícules emissores no tèrmiques. La majoria d'aquests plasmes astrofísics són relativistes (per exemple, BRG, dolls AGN). Per tant, han de tractar-se amb un enfocament adequat de la Relativitat Especial o General. Per tant, el laboratori virtual que planege desenvolupar estarà totalment equipat amb els algorismes més moderns per a tractar fluids de MHD Relativista Especial (SRMHD) o MHD Relativista General (GRMHD). Es poden descriure altres escenaris adequadament mitjançant un enfocament clàssic o newtonià de MHD; per tant, el laboratori virtual també estarà preparat per a això.

Un dels objectius principals del projecte serà avaluar la importància dels camps magnètics en la generació, col·limació i propagació posterior dels dolls relativistes procedents dels progenitors dels BRG i dels AGN. 

Línies d'investigació: 

  1. L'amplificació del camp magnètic en les proto-estreles de neutrons (PNS per les seues sigles en anglés). Inferir el mecanisme pel qual el camp magnètic s'amplifica des dels valors inicials en un plasma extraordinàriament dens fins a xifres dinàmicament rellevants, i predir quines són les topologies de camp preferides, així com els possibles efectes del camp en la dinàmica dels BRG (per exemple, la formació de dolls), és una qüestió de llarga data. La seua solució pot esbrinar-se mitjançant una combinació de simulacions (GR)MHD locals i globals. Atés que s'espera que la majoria dels progenitors de supernoves siguen rotadors lents (Heger et al 2000), els efectes de convecció i dinamo en el PNS són, molt probablement, el principal mecanisme d'amplificació del camp magnètic en aquests objectes. No obstant això, s'espera que existisca una subclasse de progenitors de rotació ràpida (Woosley & Heger 2006; Yoon et al. 2008) que explicaria la correlació observada d'algunes supernoves de tipus Ic (SNe per les seues sigles en anglés) i BRG llargs. El mecanisme més prometedor per a explicar el ràpid creixement del camp magnètic en el col·lapse d'un nucli estel·lar en ràpida rotació, que condueix a una PNS, és la inestabilitat magneto-rotacional (IRM, i MRI per les seues sigles en anglés). Les escales extremadament xicotetes a les quals es desenvolupen les maneres de camp de creixement més ràpid, desafien qualsevol enfocament numèric, fins i tot les simulacions numèriques directes (locals) de xicotetes caixes representatives d'unes PNS. La disparitat d'escales de temps i longitud en les quals es produeix l'amplificació del camp fa necessari realitzar també una modelització numèrica global del sistema, que incloga totes les PNS i el seu entorn. Tinc previst desenvolupar noves estratègies computacionals per a transmetre els resultats de les simulacions numèriques locals a les globals. Un dels resultats més importants d'aquest treball seran els models submalla per a les simulacions numèriques globals, que podran tindre en compte adequadament el creixement del camp magnètic (a causa de la IRM) a partir de quadrícules no resoltes. Aquests models ens permetran tancar la bretxa existent entre les escales microscòpica i macroscòpica en aquest camp. A més, en aquest context prestarem especial atenció als efectes no ideals de la MHD, que poden ser decisius per a establir els nivells als quals se satura el creixement del camp magnètic (Simon & Hawley 2009). L'amplificació addicional del camp pot estar mediada per inestabilitats crucials per a les SNe de col·lapse del nucli, a saber, la convecció i la inestabilitat del xoc d'acreció estacionària (SASI per les seues sigles en anglés). Encara que el seu atractiu per a les SNe estàndard de col·lapse del nucli resideix en el fet que aquestes inestabilitats no depenen de la rotació ràpida, també poden ser importants en els passos intermedis dels BRG. Per exemple, entre la formació d'una proto-estrela de neutrons hipermassiva (convecció) i el seu posterior col·lapse a un forat negre, o en el flux d'acreció sobre el forat negre (SASI). Tinc previst estudiar el corresponent creixement dels camps magnètics i de la reacció dinàmica en el flux utilitzant models que empren una microfísica simplificada (per exemple, substituint el transport detallat de neutrins per funcions de refredament), així com simulacions detallades de radiació-MHD. 
  2. Generació de dolls GRMHD (magnetohidronàmics emprant relativitat general) Intentarem comprendre la rellevància del camp magnètic en la generació, col·limació i posterior propagació d'un doll relativista procedent del progenitor d'un BRG i dels AGN. Treballarem sota el supòsit que els mecanismes de formació i col·limació són similars en tots dos escenaris astrofísics i, de fet, perseguirem l'objectiu de trobar similituds i universalitats en els fluxos relativistes. Hi ha una connexió òbvia entre aquesta meta i l'objectiu 1, ja que els progenitors dels BRG llargs són, molt probablement, col·lapsaves (veure, Woosley 1993; MacFadyen & Woosley 1999). El seu motor central —un forat negre (BH per les seues sigles en anglés) de massa solar cenyit per un disc d'acreció geomètricament gruixut— probablement està enfilat per enormes camps magnètics, que s'originen a través de la IRM del col·lapse del nucli de l'estrela progenitora. Una de les deficiències dels enfocaments numèrics actuals és la configuració artificial del motor central i de la intensitat i topologia del camp magnètic. Normalment, es col·loca un bou de quasi-equilibri travessat per línies de camp poloidal orbitant al voltant d'un BH en rotació. Les pertorbacions de la matèria inicial del bou desencadenen l'acreció que alimenta els fluxos d'eixida bipolars. Tant la configuració inicial del bou d'acreció com la topologia del camp s'estableixen ad hoc. Tinc previst utilitzar els resultats de les simulacions globals que es realitzen en el punt 1 com a models inicials per a simulacions GRMHD que, de manera coherent, expliquen el col·lapse del PNS a un BH i la generació de dolls en els col·lapsares. 
  3. Transport radiatiu i microfísica Al costat del motor central, el disc d'acreció i la física radiativa de doll són clau per a entendre l'evolució del doll i per què cada sistema té una velocitat límit diferent. A través de l'anihilació de fotons en els AGN, la física radiativa pot esclarir l'origen de la composició del doll determinant la càrrega de massa d'electrons-positrons del doll, i per tant el seu factor de Lorentz. En el cas dels BRG, l'anihilació radiativa dels neutrins i l'efecte de la difusió de Fick (Levinson & Eichler 2003) poden permetre comprendre el factor de Lorentz del doll i l'origen de la contaminació de barions. A més, els vents impulsats per neutrins poden originar-se en el disc d'acreció. És possible que canvien la col·limació, l'estabilitat i la contaminació bariònica del doll ultra relativista de BRG, a més de ser summament rellevants per a la síntesi dels nuclis del procés R. Això podria explicar les abundàncies observades d'aquests elements i produir un senyal de radioactivitat que acompanye als BRG curts. Per tant, aplicat al camp dels progenitors dels BRG, en el treball d'última generació en aquest àmbit falten una equació d'estat realista, la fotodisintegració dels nuclis, el transport de neutrins relativista general (traçat de raigs similar a Birkl et al. 2006 o transport de dues quantitats de moviment com en Obergaulinger 2008), i el refredament de neutrins (similar a, per exemple, Kohri et al. 2005). Els implementaré en els experiments numèrics que estic planejant per a aquesta proposta. En el cas dels dolls de AGN, el transport simplificat de fotons i la comptonització dels mateixos poden incloure's com a nous elements en els nostres models numèrics per a obtindre una imatge més consistent. Finalment, planege estimar l'emissió d'ones gravitacionals associada al naixement de dolls relativistes emprant les eines desenvolupades tant pel meu anterior grup en MPA (Obergaulinger et al. 2006) com pel meu actual amfitrió (Corder, et al., en preparació). L'estreta relació de les SNe sense BRG amb els col·lapsares em permetrà aplicar els mètodes descrits anteriorment també a aquests sistemes per a estudiar, per exemple, la interacció de les inestabilitats hidromagnètiques i el transport de neutrins. La inclusió de molts dels elements anteriors és una tasca interdisciplinària que pot implicar el treball conjunt amb els informàtics a fi de dissenyar algorismes de control numèric eficients. 
  4. Processos radiatius. Les diferències observades en les propietats radiatives dels dolls en AGN i BRG suggereixen que l'entorn probablement juga un paper important en l'emissió a grans distàncies del motor central. Tant els blazars com els BRG presenten una emissió no tèrmica. No obstant això, l'emissió dels BRG de llarga duració es torna més intensa amb l'augment de la lluminositat, mentre que en els blazars ocorre el contrari (Ghirlanda et al. 2004, 2005). A més, els BRG emeten la major part de l'energia en llamps γ (gamma) i menys del 10% en la luminescència residual de menor freqüència (Piran 2005), mentre que els blazars alliberen només el 10% en llamps γ, la resta es produeix en el radi lòbul (Ghisellini & Celotti 2002). D'altra banda, una conseqüència valuosa de la comparació dels espectres sintètics i les corbes de llum amb les observacions reals pot ser la determinació de la quantitat de matèria tèrmica present en els dolls extragalàctics. Aquest fet constitueix un proxy per a determinar la seua composició (en concret, la dels dolls dels blazars). La física radiativa dels dolls en AGN i BRG a grans distàncies de la font serà objecte d'un treball específic seguint l'enfocament desenvolupat en Mimica, Aloy & Müller (2007) i Mimica et al (2009). 
  5. Millora del treball anterior. Tinc previst millorar els meus resultats previs de dues maneres:
  • augmentant el nombre de dimensions en les quals es calculen els models i
  • incloent camps magnètics de dinamisme important. En el cas dels progenitors dels BRG, ja s'han calculat models axisimètrics 2D. Les futures simulacions seran tridimensionals per a avaluar l'estabilitat dels fluxos d'eixida generats, així com per a explicar l'arrossegament de massa adequat en el doll. A més, la incorporació de camps magnètics en 2D o 3D ampliarà el rang d'aplicabilitat dels resultats de Aloy, Janka & Müller (2005) i Mizuno & Aloy (2009). És necessari ampliar el meu treball anterior en el camp dels xocs interns en dolls relativistes d'una a dues dimensions espacials per a explicar l'expansió lateral dels fluxos d'eixida. Es tracta d'una qüestió clau, per exemple, en el règim de transició entre l'emissió immediata de BRG i la luminescència residual inicial. També és important disposar d'una estimació fiable de l'eficàcia del model de xocs interns per a convertir l'energia cinètica en energia radiada. D'altra banda, planege calcular l'evolució dels fluxos d'eixida ultrarelativistes magnetitzats en el context dels GRB, començant pel final de la fase d'acceleració, passant per la fase de xocs interns (emissió immediata) fins al final de la fase de luminescència residual. Si tenen èxit, fins i tot les simulacions unidimensionals proporcionarien la primera predicció consistent de la dependència que la dinàmica dels BRG, i tant l'emissió immediata com la lumínica residual, pateix la magnetització del flux, l'equació d'estat i, possiblement, la presència d'efectes no ideals (dissipació magnètica). La inestabilitat relativista Rayleigh-Taylor d'una capa en desacceleració (Levinson 200), i el que implica per als BRG es tractaran mitjançant simulacions multidimensionals R(M)HD. Juntament amb el Dr. Cerdà-Durán, tinc previst ampliar els resultats recents de Cerdà-Duran et al. (2009) sobre les oscil·lacions quasi periòdiques en la cua de les enormes SGR (soft gamma repeater, o flamerades de raigs gamma suaus en espanyol). El mecanisme precís pel qual l'espectre d'oscil·lacions de l'interior del magnetar modula l'emissió en la magnetosfera s'estudiarà afegint models realistes de magnetosfera a les presents simulacions. Les propietats d'emissió de les flamerades, inclosos els espectres i els mapes de raigs X, poden calcular-se utilitzant tècniques similars a les dels punts 3 i 4. 
  1. Més enllà de la MHD ideal. Encara que una modelització ideal de la RMHD dels llocs on es produeixen els dolls relativistes ja ha demostrat ser molt fructífera, els efectes no ideals (en concret, la viscositat i la resistivitat) són importants
  • quan el flux desenvolupa làmines de corrent;
  • quan la creació de parells contribueix amb una quantitat significativa de massa en repòs, energia interna o densitat de momentum;
  • si el flux de massa en repòs degut a la difusió ambipolar i de Fick és considerable. Tinc previst desenvolupar nous algorismes per a explicar la majoria d'aquests efectes. Dirigiré els meus primers esforços a desenvolupar un codi RMHD resistivo seguint les línies mostrades per Komissarov (2007). De manera dispersa en els objectius anteriors, he esbossat una sèrie d'escenaris astrofísics en els quals els efectes no ideals podrien ser potencialment importants. A aquestes fonts, també es poden afegir les flamerades solars, on el MHD no ideal, fins i tot més enllà de la resistivitat òhmica, podria ser molt interessant. Permeten-me subratllar que, fins i tot a nivell teòric, el desenvolupament d'una teoria totalment covariant per a la reconnexió del camp magnètic és, per dret propi, un repte innovador. Finalment, vull assenyalar que els efectes no ideals també són potencialment importants en algunes de les aplicacions MHD que estem planejant (vegeu el punt 1). Capacitats del grup: El nostre grup desenvolupa una investigació bàsica i no orientada en el camp de l'Astrofísica Relativista del Plasma. La major part de les nostres activitats estan relacionades amb la modelització numèrica de fluids (magnetitzats). Així, més enllà de les nostres evidents capacitats astrofísiques, tenim experiència en Computació d'Alt Rendiment.
Objectius CT

El meu objectiu serà comprendre el procés d'amplificació dels camps magnètics en llavors fins que siguen pertinents des del punt de vista dinàmic, per exemple, utilitzant simulacions semiglobals i locals de caixes representatives de nuclis estel·lars col·lapsats. Posarem un gran èmfasi a incloure tota la microfísica rellevant (per exemple, la física dels neutrins), els efectes no ideals (en concret, la física de la reconnexió) i el transport d'energia a causa dels neutrins i els fotons per a explicar els processos rellevants dels primers sistemes. Una fita d'aquest grup serà trobar una eina numèrica que ens permeta tractar els problemes de la Magnetohidrodinàmica General-Relativista de la Radiació en Astrofísica.

Línies d'investigació

Modelatge de plasmes Astrofísics assistit per computador

Modelatge de plasmes Astrofísics assistit per computador.

Direcció
  • ALOY TORAS, MIGUEL ANGEL
  • PDI-Catedratic/a d'Universitat
Veure fitxa
 Contactemiguel.a.aloy@uv.es
Membres
  • GABLER, MICHAEL
  • PDI-Prof. Permanent Laboral Ppl
Veure fitxa
 Contactemichael.gabler@uv.es
  • OBERGAULINGER, MARTIN FRANZ
  • PDI-Titular d'Universitat
Veure fitxa
 Contactemartin.obergaulinger@uv.es
Personal investigador no UV

Col·laboradors/es

  • José Antonio Pons Botella - Universitat d'Alacant 

Equip de treball

  • Georges Meynet - Université de Genève (Suiza)  
Producció cientifica per investigador UV
Producció científica investigador no UV

 

CNAE

Altres tipus de recerca i desenvolupament en ciències naturals i tècniques

Estructura asociada
Dades de contacte del grup
Grup d'Investigació en Modelatge de Plasmes Astrofísics Assistit per Computador (CAMAP)

Campus Burjassot/Paterna

Av. Vicent Andrés Estellés, 19

46100 Burjassot (València)

963 543 080

Geolocalització

www.uv.es/camap

miguel.a.aloy@uv.es

Persones de contacte
  • ALOY TORAS, MIGUEL ANGEL
  • PDI-Catedratic/a d'Universitat
Veure fitxa
 Contactemiguel.a.aloy@uv.es