• Valencià
  • English

Universidad de ValenciaOferta Científico Tecnológica AgroalimentaciónOferta Científico Tecnológica Agroalimentación Logo del portal

Grupo de Investigación en Modelado de Plasmas Astrofísicos Asistido por Computador - CAMAP

Descripción

En un sentido amplio, este grupo tendrá como objetivo obtener una visión más profunda de los procesos físicos que tienen lugar en los plasmas astrofísicos magnetizados, los cuales implican una extensa gama de escalas de longitud y tiempo.

 Para estudiar estos escenarios, emplearemos diferentes códigos numéricos como herramientas virtuales que nos permiten experimentar en laboratorios virtuales (ordenadores) con distintas condiciones iniciales y límite, de forma totalmente análoga a los experimentos que se puedan realizar en un laboratorio real. 

Entre los tipos de fuentes que nos interesan, señalo las siguientes: Estallidos de rayos gamma (BRG, o GRB en inglés), chorros extragalácticos de núcleos galácticos activos (AGN por sus siglas en inglés), magnetares y núcleos estelares en colapso. 

Siguen abiertas varias cuestiones importantes sobre las propiedades fundamentales de estas fuentes astrofísicas. La descripción completa de la colimación y aceleración de los chorros astrofísicos aún se está dilucidando. La composición, la emisión de alta energía y los mecanismos por los que los chorros se propagan desde sus lugares de formación hasta los puntos donde se observan son objeto de un activo debate científico. Predecir la dinámica de las fuentes y las formas de las ondas gravitacionales es importante para comprender las observaciones esperadas en la actual generación de detectores de ondas gravitacionales basados en tierra, y es esencial para lograr la sensibilidad de diseño en los futuros detectores basados en el espacio. Además, existen cuestiones analíticas sobre el formalismo de la dinámica relativista que no están completamente resueltas, particularmente de la extensión covariante de la magnetohidrodinámica resistiva. 

Todos estos problemas son tan complejos que solo es posible un enfoque computacional. Mi plan es estudiarlos mediante simulaciones numéricas (magneto-)hidrodinámicas (MHD) que tengan un acoplamiento adecuado con la dinámica de poblaciones de partículas emisoras no térmicas. La mayoría de estos plasmas astrofísicos son relativistas (por ejemplo, BRG, chorros AGN). Por lo tanto, deben tratarse con un enfoque adecuado de la Relatividad Especial o General. Por lo tanto, el laboratorio virtual que planeo desarrollar estará totalmente equipado con los algoritmos más modernos para tratar fluidos de MHD Relativista Especial (SRMHD) o MHD Relativista General (GRMHD). Se pueden describir otros escenarios adecuadamente mediante un enfoque clásico o newtoniano de MHD; por lo tanto, el laboratorio virtual también estará preparado para ello.

Uno de los objetivos principales del proyecto será evaluar la importancia de los campos magnéticos en la generación, colimación y propagación posterior de los chorros relativistas procedentes de los progenitores de los BRG y de los AGN. 

Líneas de investigación: 

  1. La amplificación del campo magnético en las proto-estrellas de neutrones (PNS por sus siglas en inglés). Inferir el mecanismo por el que el campo magnético se amplifica desde los valores iniciales en un plasma extraordinariamente denso hasta cifras dinámicamente relevantes, y predecir cuáles son las topologías de campo preferidas, así como los posibles efectos del campo en la dinámica de los BRG (por ejemplo, la formación de chorros), es una cuestión de larga data. Su solución puede averiguarse mediante una combinación de simulaciones (GR)MHD locales y globales. Dado que se espera que la mayoría de los progenitores de supernovas sean rotadores lentos (Heger et al 2000), los efectos de convección y dinamo en el PNS son, muy probablemente, el principal mecanismo de amplificación del campo magnético en estos objetos. Sin embargo, se espera que exista una subclase de progenitores de rotación rápida (Woosley & Heger 2006; Yoon et al. 2008) que explicaría la correlación observada de algunas supernovas de tipo Ic (SNe por sus siglas en inglés) y BRG largos. El mecanismo más prometedor para explicar el rápido crecimiento del campo magnético en el colapso de un núcleo estelar en rápida rotación, que conduce a una PNS, es la inestabilidad magneto-rotacional (IRM, y MRI por sus siglas en inglés). Las escalas extremadamente pequeñas a las que se desarrollan los modos de campo de crecimiento más rápido, desafían cualquier enfoque numérico, incluso las simulaciones numéricas directas (locales) de pequeñas cajas representativas de unas PNS. La disparidad de escalas de tiempo y longitud en las que se produce la amplificación del campo hace necesario realizar también una modelización numérica global del sistema, que incluya todas las PNS y su entorno. Tengo previsto desarrollar nuevas estrategias computacionales para transmitir los resultados de las simulaciones numéricas locales a las globales. Uno de los resultados más importantes de este trabajo serán los modelos submalla para las simulaciones numéricas globales, que podrán tener en cuenta adecuadamente el crecimiento del campo magnético (debido a la IRM) a partir de cuadrículas no resueltas. Estos modelos nos permitirán cerrar la brecha existente entre las escalas microscópica y macroscópica en este campo. Además, en este contexto prestaremos especial atención a los efectos no ideales de la MHD, que pueden ser decisivos para establecer los niveles a los que se satura el crecimiento del campo magnético (Simon & Hawley 2009). La amplificación adicional del campo puede estar mediada por inestabilidades cruciales para las SNe de colapso del núcleo, a saber, la convección y la inestabilidad del choque de acreción estacionaria (SASI por sus siglas en inglés). Aunque su atractivo para las SNe estándar de colapso del núcleo reside en el hecho de que estas inestabilidades no dependen de la rotación rápida, también pueden ser importantes en los pasos intermedios de los BRG. Por ejemplo, entre la formación de una proto-estrella de neutrones hipermasiva (convección) y su posterior colapso a un agujero negro, o en el flujo de acreción sobre el agujero negro (SASI). Tengo previsto estudiar el correspondiente crecimiento de los campos magnéticos y de la reacción dinámica en el flujo utilizando modelos que emplean una microfísica simplificada (por ejemplo, sustituyendo el transporte detallado de neutrinos por funciones de enfriamiento), así como simulaciones detalladas de radiación-MHD. 
  2. Generación de chorros GRMHD (magnetohidronámicos empleando relatividad general) Intentaremos comprender la relevancia del campo magnético en la generación, colimación y posterior propagación de un chorro relativista procedente del progenitor de un BRG y de los AGN. Trabajaremos bajo el supuesto de que los mecanismos de formación y colimación son similares en ambos escenarios astrofísicos y, de hecho, perseguiremos el objetivo de encontrar similitudes y universalidades en los flujos relativistas. Hay una conexión obvia entre esta meta y el objetivo 1, ya que los progenitores de los BRG largos son, muy probablemente, colapsares (ver, Woosley 1993; MacFadyen & Woosley 1999). Su motor central —un agujero negro (BH por sus siglas en inglés) de masa solar ceñido por un disco de acreción geométricamente grueso— probablemente está enhebrado por enormes campos magnéticos, que se originan a través de la IRM del colapso del núcleo de la estrella progenitora. Una de las deficiencias de los enfoques numéricos actuales es la configuración artificial del motor central y de la intensidad y topología del campo magnético. Normalmente, se coloca un toro de cuasi-equilibrio atravesado por líneas de campo poloidal orbitando alrededor de un BH en rotación. Las perturbaciones de la materia inicial del toro desencadenan la acreción que alimenta los flujos de salida bipolares. Tanto la configuración inicial del toro de acreción como la topología del campo se establecen ad-hoc.  Tengo previsto utilizar los resultados de las simulaciones globales que se realicen en el punto 1 como modelos iniciales para simulaciones GRMHD que, de forma coherente, expliquen el colapso del PNS a un BH y la generación de chorros en los colapsares. 
  3. Transporte radiativo y microfísica Junto al motor central, el disco de acreción y la física radiativa de chorro son clave para entender la evolución del chorro y por qué cada sistema tiene una velocidad límite diferente. A través de la aniquilación de fotones en los AGN, la física radiativa puede esclarecer el origen de la composición del chorro determinando la carga de masa de electrones-positrones del chorro, y por tanto su factor de Lorentz. En el caso de los BRG, la aniquilación radiativa de los neutrinos y el efecto de la difusión de Fick (Levinson & Eichler 2003) pueden permitir comprender el factor de Lorentz del chorro y el origen de la contaminación de bariones. Además, los vientos impulsados por neutrinos pueden originarse en el disco de acreción. Es posible que cambien la colimación, la estabilidad y la contaminación bariónica del chorro ultra relativista de BRG, además de ser sumamente relevantes para la síntesis de los núcleos del proceso R. Esto podría explicar las abundancias observadas de dichos elementos y producir una señal de radiactividad que acompañe a los BRG cortos. Por lo tanto, aplicado al campo de los progenitores de los BRG, en el trabajo de última generación en este ámbito faltan una ecuación de estado realista, la fotodisintegración de los núcleos, el transporte de neutrinos relativista general (trazado de rayos similar a Birkl et al. 2006 o transporte de dos cantidades de movimiento como en Obergaulinger 2008), y el enfriamiento de neutrinos (similar a, por ejemplo, Kohri et al. 2005). Los implementaré en los experimentos numéricos que estoy planeando para esta propuesta. En el caso de los chorros de AGN, el transporte simplificado de fotones y la comptonización de los mismos pueden incluirse como nuevos elementos en nuestros modelos numéricos para obtener una imagen más consistente. Finalmente, planeo estimar la emisión de ondas gravitacionales asociada al nacimiento de chorros relativistas empleando las herramientas desarrolladas tanto por mi anterior grupo en MPA (Obergaulinger et al. 2006) como por mi actual anfitrión (Cordero, et al., en preparación). La estrecha relación de las SNe sin BRG con los colapsares me permitirá aplicar los métodos descritos anteriormente también a estos sistemas para estudiar, por ejemplo, la interacción de las inestabilidades hidromagnéticas y el transporte de neutrinos. La inclusión de muchos de los elementos anteriores es una tarea interdisciplinaria que puede implicar el trabajo conjunto con los informáticos a fin de diseñar algoritmos de control numérico eficientes. 
  4. Procesos radiativos. Las diferencias observadas en las propiedades radiativas de los chorros en AGN y BRG sugieren que el entorno probablemente juega un papel importante en la emisión a grandes distancias del motor central. Tanto los blazares como los BRG presentan una emisión no térmica. Sin embargo, la emisión de los BRG de larga duración se vuelve más intensa con el aumento de la luminosidad, mientras que en los blazares ocurre lo contrario (Ghirlanda et al. 2004, 2005). Además, los BRG emiten la mayor parte de la energía en rayos γ (gamma) y menos del 10% en la luminiscencia residual de menor frecuencia (Piran 2005), mientras que los blazares liberan sólo el 10% en rayos γ, el resto se produce en el radio lóbulo (Ghisellini & Celotti 2002). Por otra parte, una consecuencia valiosa de la comparación de los espectros sintéticos y las curvas de luz con las observaciones reales puede ser la determinación de la cantidad de materia térmica presente en los chorros extragalácticos. Este hecho constituye un proxy para determinar su composición (en concreto, la de los chorros de los blazares). La física radiativa de los chorros en AGN y BRG a grandes distancias de la fuente será objeto de un trabajo específico siguiendo el enfoque desarrollado en Mimica, Aloy & Müller (2007) y Mimica et al (2009). 
  5. Mejora del trabajo anterior. Tengo previsto mejorar mis resultados previos de dos maneras:
  • (i) aumentando el número de dimensiones en las que se calculan los modelos y
  • (ii) incluyendo campos magnéticos de dinamismo importante. En el caso de los progenitores de los BRG, ya se han calculado modelos axisimétricos 2D. Las futuras simulaciones serán tridimensionales para evaluar la estabilidad de los flujos de salida generados, así como para explicar el arrastre de masa adecuado en el chorro. Además, la incorporación de campos magnéticos en 2D o 3D ampliará el rango de aplicabilidad de los resultados de Aloy, Janka & Müller (2005) y Mizuno & Aloy (2009). Es necesario ampliar mi trabajo anterior en el campo de los choques internos en chorros relativistas de una a dos dimensiones espaciales para explicar la expansión lateral de los flujos de salida. Se trata de una cuestión clave, por ejemplo, en el régimen de transición entre la emisión inmediata de BRG y la luminiscencia residual inicial. También es importante disponer de una estimación fiable de la eficacia del modelo de choques internos para convertir la energía cinética en energía radiada. Por otro lado, planeo calcular la evolución de los flujos de salida ultrarrelativistas magnetizados en el contexto de los GRB, comenzando por el final de la fase de aceleración, pasando por la fase de choques internos (emisión inmediata) hasta el final de la fase de luminiscencia residual. Si tienen éxito, incluso las simulaciones unidimensionales proporcionarían la primera predicción consistente de la dependencia que la dinámica de los BRG, y tanto la emisión inmediata como la lumínica residual, sufrende la magnetización del flujo, la ecuación de estado y, posiblemente, la presencia de efectos no ideales (disipación magnética). La inestabilidad relativista Rayleigh-Taylor de una capa en desaceleración (Levinson 200), y lo que implica para los BRG se tratarán mediante simulaciones multidimensionales R(M)HD. Junto con el Dr. Cerdá-Durán, tengo previsto ampliar los resultados recientes de Cerdá-Duran et al. (2009) sobre las oscilaciones cuasi periódicas en la cola de las enormes SGR (soft gamma repeater, o llamaradas de rayos gamma suaves en español). El mecanismo preciso por el que el espectro de oscilaciones del interior del magnetar modula la emisión en la magnetosfera se estudiará añadiendo modelos realistas de magnetosfera a las presentes simulaciones. Las propiedades de emisión de las llamaradas, incluidos los espectros y los mapas de rayos X, pueden calcularse utilizando técnicas similares a las de los puntos 3 y 4. 
  1. Más allá de la MHD ideal. Aunque una modelización ideal de la RMHD de los lugares donde se producen los chorros relativistas ya ha demostrado ser muy fructífera, los efectos no ideales (en concreto, la viscosidad y la resistividad) son importantes
  • cuando el flujo desarrolla láminas de corriente;
  • cuando la creación de pares contribuye con una cantidad significativa de masa en reposo, energía interna o densidad de momentum;
  • si el flujo de masa en reposo debido a la difusión ambipolar y de Fick es considerable. Tengo previsto desarrollar nuevos algoritmos para explicar la mayoría de estos efectos. Dirigiré mis primeros esfuerzos a desarrollar un código RMHD resistivo siguiendo las líneas mostradas por Komissarov (2007). De forma dispersa en los objetivos anteriores, he esbozado una serie de escenarios astrofísicos en los que los efectos no ideales podrían ser potencialmente importantes. A estas fuentes, también se pueden añadir las llamaradas solares, donde el MHD no ideal, incluso más allá de la resistividad óhmica, podría ser muy interesante. Permítanme subrayar que, incluso a nivel teórico, el desarrollo de una teoría totalmente covariante para la reconexión del campo magnético es, por derecho propio, un reto innovador. Por último, quiero señalar que los efectos no ideales también son potencialmente importantes en algunas de las aplicaciones MHD que estamos planeando (véase el punto 1). Capacidades del grupo: Nuestro grupo desarrolla una investigación básica y no orientada en el campo de la Astrofísica Relativista del Plasma. La mayor parte de nuestras actividades están relacionadas con la modelización numérica de fluidos (magnetizados). Así, más allá de nuestras evidentes capacidades astrofísicas, tenemos experiencia en Computación de Alto Rendimiento.
Objetivos CT

Mi objetivo será comprender el proceso de amplificación de los campos magnéticos en semillas hasta que sean pertinentes desde el punto de vista dinámico, por ejemplo, utilizando simulaciones semiglobales y locales de cajas representativas de núcleos estelares colapsados. Pondremos un gran énfasis en incluir toda la microfísica relevante (por ejemplo, la física de los neutrinos), los efectos no ideales (en concreto, la física de la reconexión) y el transporte de energía debido a los neutrinos y los fotones para explicar los procesos relevantes de los primeros sistemas. Un hito de este grupo será encontrar una herramienta numérica que nos permita tratar los problemas de la Magnetohidrodinámica General-Relativista de la Radiación en Astrofísica.

Líneas de investigación

Modelado de plasmas Astrofísicos asistido por computador

Modelado de plasmas Astrofísicos asistido por computador.

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

Colaboradores/as

  • José Antonio Pons Botella - Universitat d'Alacant 

Equipo de trabajo

  • Georges Meynet - Université de Genève (Suiza)  
Producción científica por investigador UV
Producción científica investigador no UV

 

CNAE

Otra investigación y desarrollo experimental en ciencias naturales y técnicas

Estructura asociada
Datos de contacto del grupo
Grupo de Investigación en Modelado de Plasmas Astrofísicos Asistido por Computador (CAMAP)

Campus Burjassot/Paterna

Av. Vicent Andrés Estellés, 19

46100 Burjassot (Valencia)

963 543 080

Geolocalización

www.uv.es/camap

miguel.a.aloy@uv.es

Personas de contacto
  • ALOY TORAS, MIGUEL ANGEL
  • PDI-Catedratic/a d'Universitat
Ver ficha
 Contactemiguel.a.aloy@uv.es