Un equipo de teóricos del Departamento de Astrofísica (DAP) del CEA, trabajando en el Laboratorio de Modelización de Plasmas Astrofísicos (LMPA), ha realizado simulaciones utilizando los supercomputadores del CEA, con el objetivo de entender la formación de las estrellas y de los discos protoplanetarios. Meses de cálculo han permitido alcanzar resoluciones nunca antes logradas, revelando nuevos detalles sobre la formación de estos objetos.
Figura 1: Vista artística de una estrella joven con un disco de gas y polvo (dicho protoplanetario) orbitando alrededor.
Crédito: ESO/L. Calçada
Estas simulaciones aportan dos resultados principales: las protoestrellas son turbulentas desde su nacimiento y los discos protoplanetarios se forman a partir de material expulsado por la superficie de la estrella.
Estos resultados han sido publicados en la revista Astronomy & Astrophysics:
The birth and early evolution of a low-mass protostar y
Formation of low-mass protostars and their circumstellar disks.
El interés de las simulaciones numéricas
En nuestra galaxia, muchas nubes de polvo y gas colapsan sobre sí mismas bajo el efecto de la gravedad, desencadenando así el fenómeno de formación estelar. El disco de gas y polvo que rodea a las estrellas jóvenes, llamado "disco protoplanetario" (ver Figura 1), dará luego origen a los planetas.
Comprender la evolución de estos fenómenos nos informa sobre la formación de nuestro propio sistema solar, de la Tierra y sobre la aparición de la vida en el Universo.
Desafortunadamente, es muy difícil observar el nacimiento de las estrellas y los planetas, ya que la gran cantidad de polvo en la que están enterradas las estrellas jóvenes oculta gran parte de su luz. Por lo tanto, la observación de su formación sigue siendo difícil, incluso con telescopios potentes como el James Webb Space Telescope (JWST), al que el CEA ha contribuido.
Es por eso que los astrofísicos utilizan supercomputadores para realizar simulaciones numéricas muy complejas, que intentan reproducir estos fenómenos a partir de las leyes de la física.
Sin embargo, estas simulaciones son muy demandantes en tiempo. Realizar una simulación que describa el colapso de la nube y el primer año y medio después del nacimiento de las protoestrellas requiere tres meses de cálculos.
Figura 2: Visualización del interior de una protoestrella, ilustrando la fuerte turbulencia que se encuentra en ella. El color indica la entropía del gas, una medida que permite determinar si una zona es susceptible de volverse turbulenta.
Crédito: Ahmad et al. (2023). Formación de las estrellas
En un primer estudio, las simulaciones demostraron que las estrellas son turbulentas desde su nacimiento (ver Figura 2), lo que va en contra de las creencias previas de los investigadores.
De hecho, se pensaba que la turbulencia en las estrellas se desencadenaba cuando la fusión nuclear comenzaba en su región central (aproximadamente 100 000 años después de su nacimiento). Gracias a la altísima resolución de las simulaciones, los investigadores notaron que una inestabilidad en la superficie de la estrella podría generar movimientos turbulentos a gran escala cuando la estrella acreta el gas circundante.
Esto tendrá consecuencias en la evolución de las estrellas y permite plantear nuevas preguntas sobre el origen de sus campos magnéticos, que necesitan estos movimientos turbulentos para desencadenar una dinamo.
Formación de discos protoplanetarios
En un segundo estudio, el equipo tuvo en cuenta los efectos de rotación en la nube inicial para estudiar el nacimiento de los discos protoplanetarios conjuntamente con la estrella (ver Figura 3).
Por primera vez, las simulaciones mostraron que los discos se forman a partir del gas expulsado por la superficie de la estrella. De hecho, la protoestrella gira tan rápido en su nacimiento que parte de su gas alcanza la velocidad de ruptura, es decir, la velocidad a la cual la fuerza centrífuga se vuelve tan importante que la gravedad de la estrella no puede contener el gas.
Esto cambia considerablemente el paradigma de formación de discos, que hasta ahora se estudiaban independientemente de la estrella debido a las restricciones de tiempo de cálculo.
Figura 3: Simulación de una protoestrella (toro verde) y su disco de acreción (azul). Las curvas blancas representan el campo de velocidad del gas que entra en los polos de la estrella, atraído por su gravedad. Las imágenes en el fondo son cortes que representan la emisión radiante del gas. En solo 10 meses, el disco ha alcanzado una media unidad astronómica en radio, es decir, la mitad de la distancia Tierra-Sol, y su extensión vertical es tal que engloba a la estrella.
Crédito: Ahmad et al. (2024) Las próximas simulaciones
El equipo de investigadores ya está realizando nuevas simulaciones teniendo en cuenta el campo magnético dentro de la nube. Esto les permitirá estudiar el origen de los campos magnéticos en las estrellas y cómo influyen en la interacción entre la estrella y el disco.
Fuente: CEA IRFU