rotaciones del estado Hoyle en el carbono 12.

Nuevos experimentos de dispersión proporcionan evidencia de una por mucho tiempo sospechada existencia de un estado rotacional excitado en el carbono 12, el cual se relaciona con un estado que es crucial en las reacciones de fusión estelar.

La síntesis astrofísica del carbono y elementos más pesados, esencial para la existencia de los planetas y la vida, depende de una rareza de la física nuclear. La fusión de dos núcleos de helio 4 (partícula alfa) en los centros de las estrellas calientes crea fácilmente el berilio 8- , Y la fusión de ese núcleo con otro de helio 4 pueden producir carbono 12 . Sin embargo, el berilio 8- tiene una vida muy corta en contra de la desintegración alfa, lo que implica que casi siempre el se romperá en lugar de ser la semilla para el carbono. Para sortear este obstáculo, el astrofísico Fred Hoyle sugirió en 1953 que el carbono-12 debería tener un estado de excitación , con aproximadamente la misma energía que la combinación del berilio 8 con el helio 4 . Esta resonancia aumenta notablemente la sección eficaz de la reacción de fusión produciéndo carbono 12 , lo que permite a la nucleosíntesis estelar proceder a los elementos aún más pesados. El estado de excitación, con una energía de 7.6 millones de electrón voltios (MeV), momento angular total J=0 y paridad positiva, de hecho existe, y a menudo es referido como el "estado Hoyle".



fig 1 ,en las excitaciones del estado Hoyle del carbono 12 se cree que existen los llamados estados cluster (o racimos) en los cuales seis protones y seis neutrones constituyen en total 3 partículas alfa.Recientes experimentos proveen nueva evidencia para la existencias de estos estados y pueden arrojar luz sobre si las partículas alfa se reordenan formándo un triángulo una cadena u otra estructura o se mueven más o menos libremente alrededor de cada otra.

La estructura detallada del estado de Hoyle es todavía en la actualidad un asunto con algunas dudas, generándo incertidumbre en la sección eficaz de la producción de carbono 12 que se necesita para los modelos estelares que calculan la abundancia de carbono y otros elementos. Sólo tres años después de que Hoyle hizo su propuesta, el físico nuclear Haruhiko Morinaga conjeturó de que el estado Hoyle debería ser altamente no-esférico, y que como resultado el estado J=0 debería estar acompañado por una banda de estados excitados rotacionales con momento angular J=2,4, y asi sucesivamente[ver aquí]. (Estructuras similares se observan en el berilio 8- , Oxígeno 16, neón 20, y magnesio 24 .) Numerosos experimentos en los últimos 50 años no han podido localizar a estos estados adicionales del carbono 12 , pero Masatoshi Itoh de la Universidad de Tohoku,en Japón, y sus colegas, escribiendo en la revista Physical Review C [ ver aquí ], ahora presentan evidencia experimental de la existencia de un estado J=2 cercano en donde el fué predicho inicialmente por Morinaga, alrededor de 2 Mev por encima del estado Hoyle. Resultados similares de Martin Freer [ ver aquí ] y W ,R Zimmerman [ ver aquí] hacen plausible que el estado J=2 ha sido finalmente encontrado, e incluso hay indicios del estado de rotación siguiente J=4 [ ver aquí ].
La importancia de este estado se encuentra no sólo en su papel en la síntesis del carbono, sino también en su estructura característica. Kiyomi Ikeda [ ver aquí] postuló que cerca del umbral de desintegración alfa, es decir, en un estado excitado con energía interna suficiente para que una partícula alfa escape del núcleo, estados incluyendo una preformada partícula alfa (o núcleo de helio 4) deberían aparecer. Dichos estados, los llamados estados cluster(o racimo), fueron predichos muy temprano en la historia de la física nuclear, incluso antes del descubrimiento en 1932 del neutrón por Chadwick. Unos años más tarde, Hafstad y Teller [ ver aquí ], proporcionaron una caracterización detallada de la disposición de los cluster. En el caso del carbono 12 El estado Hoyle se encuentra justo por encima del umbral de la desintegración en berilio 8 más una alfa, a su vez, el estado fundamental del berilio 8 se encuentra 92 kev por encima del umbral de desintegración 2 alfa. La hipótesis de Ikeda implica, entonces, que el estado Hoyle debería tener una estructura cluster 3 alfa. La naturaleza precisa de la estructura cluster(o de racimo) se ha mantenido esquiva, pero las recientes mediciones proporcionan una cierta visión.Estudios adicionales podrían hacer posible determinar si el cluster tiene una estructura rígida como la de un cristal- con las alfas dispuestas en cadena, en triángulo, u otra estructura, o una estructura parecida a la de un gas en la que se mueven con mayor libertad (ver Fig. 1).
La dificultad en la identificación de la excitación 2⁺ , (J=2 con paridad positiva) del estado Hoyle en el carbono 12 se deriva del hecho de que todos los estados por encima de 7.3 Mev son inestables con respecto a la desintegración en tres partículas alfa. Son, por lo tanto, resonancias con una corta vida y en consecuencia con grandes incertidumbres, de hasta varios MeV, en sus energías. Cercano al estado rotacional 2⁺ de Morinaga hay también otras resonancias conocida con J=3 y J=0 , y en la mayoría de los experimentos estos otros estados dominan el espectro medido. El equipo de M. Itoh soluciona esto dejando que un haz de alta energía de partículas alfa se disperse en un blanco de carbono 12 y midiéndo con mucha precisión la energía y el ángulo de desviación de las alfas dispersadas. Para los más pequeños ángulos, la dispersión del estado J=0 domina, para ángulos algo más grandes, el estado J=2 domina, y así sucesivamente. Cada valor de J conduce a un patrón característico de la intensidad de las partículas dispersadas. De esta manera,el grupo de Itoh es capaz de descomponer la distribución de las partículas dispersadas en componentes que corresponden a diferentes componentes del momento angular en el núcleo de carbono 12 . En sus resultados, ellos ven una pequeña contribución de un estado J=2 por debajo de las contribuciones dominantes de los estados J=0 y J=3. Martin Freer y sus colaboradores y el equipo de W.R Zimmerman utilizan una técnica similar para proveer selectividad para J=2 con respecto a otros estados de momento angular, pero ellos utilizan haces de protones en lugar de alfa.
Es tentador decir que la pregunta está cerrada. Sin embargo, otros experimentos no encuentran evidencia del propuesto estado 2⁺. Por ejemplo, mediciones de alta precisión de la desintegración beta +, del nitrógeno 12 y la desintegración beta- del boro 12 , las cuales producen carbono 12, no muestran ninguna intensidad significativa cercana a la región donde el estado J=2 encontrado por el grupo de Itoh fué observado [ ver aquí ]. Por lo tanto, la situación sigue siendo algo confusa: ¿El estado J=2 existe o no, y si existe, ¿por qué es tan débilmente poblado en muchas de las reacciones? Una respuesta a por lo menos la segunda pregunta, en el caso de las mediciones de dispersión inelástica, puede ser que la pronunciada estructura cluster del nuevo estado 2⁺ tiene una pequeña superposición con el estado fundamental del carbono 12 , dando lugar a una pequeña probabilidad para la excitación de ese estado [ ver aquí ].Una explicación similar podría ser avanzada para la falta de observación en las mediciones de la desintegración beta, donde la pequeña superposición estructural entre las funciones de onda padre e hija conduce a una pequeña matriz de elementos nucleares a la desintegración.
Aunque las medidas del grupo de Itoh , junto con las publicadas anteriormente, constituyen un paso significativo hacia la solución del enigma de 50 años de edad, del estado J=2, todavía hay una necesidad de mayor investigación. En el aspecto teórico, el objetivo a largo plazo será el desarrollo de una descripción coherente que combine el estado de la técnica de cálculos de estructura con modelos de las reacciones nucleares o desintegración utilizados en los experimentos. En el lado experimental, nuevas mediciones precisas serán necesarias, las cuales pueden incluir nuevos enfoques para mejorar la selectividad entre los diferentes estados de momento angular.




artículo de los físicos Hans O. U. Fynbo y Martin Freer para physics.aps.




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http://physics.aps.org/articles/v4/94

pequeñas galaxias darían origen a pequeñas estrellas.

Es como si las pequeñas ciudades sólo pudieran producir personas pequeñas : las galaxias enanas puede que no sean capaces de producir muchas estrellas grandes.
Nuestra Vía Láctea, una gigante galaxia espiral barrada, crea estrellas grandes y pequeñas, y los astrónomos han asumido que otras galaxias hacen lo mismo.Pero un nuevo estudio de Fornax, una galaxia enana que orbita la nuestra, sugiere que podría no ser cierto.
Estrellas de diferentes masas crean diferentes elementos químicos. El Bario tiende a formarse en las estrellas demasiado débiles para explotar, mientras que las estrellas muy masivas forjan una gran cantidad de hierro cuando detonan.


galaxia enana Fornax la cual orbita la Vía Láctea.Crédito.Nasa.


Fornax tiene altos niveles de bario en relación con el hierro, y Takuji Tsujimoto del Observatorio Astronómico Nacional de Japón en Tokio sugiere que esto es porque la galaxia nunca formó muchas estrellas que pesen más de 25 soles.
"Es una sugerencia interesante", dice Romero Wyse , de la Johns Hopkins University en Baltimore, Maryland. "Yo no creo que sea definitivo. Sin embargo, apunta a la utilidad de las galaxias enanas en términos de tratar de entender cómo se forman las estrellas."
Entonces, ¿cómo podría el tamaño de una galaxia determinar el tamaño de las estrellas que da a luz? Mark Krumholz de la Universidad de California, Santa Cruz, y Christopher McKee, de la Universidad de California, Berkeley, han sugerido que la densidad de una nube de gas podría afectar el tamaño de las estrellas que puede crear.




leer el estudio AQUÍ





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http://www.newscientist.com/article/dn20559-small-galaxies-may-only-give-birth-to-small-stars.html

semillas estelares.

Las nubes moleculares son llamadas así porque tienen una densidad lo suficientemente grande para apoyar la formación de moléculas, por lo general moléculas de H2. Su densidad también las hace sitios ideales para la formación de nuevas estrellas - y si la formación de estrellas es frecuente en una nube molecular, tendemos a darle el título menos formal de guardería estelar.

Tradicionalmente, la formación de estrellas ha sido difícil de estudiar, ya que tiene lugar dentro de densas nubes de polvo. Sin embargo, la observación del infrarrojo lejano y de la radiación submilimétrica que sale de las nubes moleculares permiten que los datos se recogan de los objetos pre-estelares, incluso si ellos no pueden verse directamente. Estos datos se extraen del análisis espectroscópico – donde las llíneas espectrales del monóxido de carbono son particularmente útiles en la determinación de la temperatura, la densidad y la dinámica de los objetos pre-estelares.
El Infrarrojo lejano y la radiación submilimétrica pueden ser absorbidas por el vapor de agua en la atmósfera terrestre, por lo que la astronomía en estas longitudes de onda es difícil de lograr desde el nivel del mar -, pero relativamente fácil en la baja humedad de los lugares de gran altitud, como el Observatorio de Mauna Kea en Hawai.
El astrónomo R. J Simpson junto a otros colegas realizó un estudio sub-milimétrico de la nube molecular L1688 en Ofiuco, sobre todo en busca de núcleos proto-estelares con picos azules doble asimétricos (BAD) - que indican que un núcleo está experimentando las primeras etapas del colapso gravitacional para formar una protoestrella. Un pico BAD se identifica mediante estimaciones Doppler de los gradientes de velocidad del gas a través de un objeto. Todo esto se realiza mediante el Telescopio James Clerk Maxwell , en Mauna Kea, con los instrumentos ACSIS(Auto-Correlation Spectral Imaging System) y HARP(Heterodyne Array Receiver Programme) .


la imágen muestra la compleja nube Rho Ophiuchi,dentro de la cual se localiza la nube L1688 una región activa de formación de estrellas. Crédito .NASA.


la imágen muestra a los núcleos proto-estelares de la nube L1688 en Ophiuchus con la señal de picos azules doble asimétricos (BAD) indicándo gas cayéndo debido al colápso gravitacional se localizan todos hacia el lado derecho de la línea de inestabilidad de Jeans el gráfico ayuda a que el camino evolucionario de los núcleos proto-estelares sea estimado.Crédito:R.J. Simpson.

La física de la formación de las estrellas no se entiende completamente. Pero, presumiblemente debido a una combinación de fuerzas electrostáticas y la turbulencia dentro de una nube molecular,las moléculas comienzan a agruparse en trozos tal vez fundiéndose con trozos adyacentes hasta que haya una colección de material lo suficientemente sustancial como para generar su propia gravedad.
Desde este punto, un equilibrio hidrostático se establece entre la gravedad y la presión del gas del objeto pre-estelar – aunque a medida que la materia se acreciona, la gravedad se auto-incrementa. Los objetos pueden ser sostenidos dentro del rango de la masa Bonnor-Ebert - donde los objetos más masivos en este rango son los más pequeños y más densos . Pero a medida que la masa sigue creciendo, el límite de inestabilidad de Jeans se alcanza cuando la presión del gas ya no puede soportar el colapso gravitacional y la materia colápsa para crear un núcleo denso y caliente proto-estelar.
Cuando la temperatura del núcleo alcanza 2.000 grados Kelvin, el H2 y otras moléculas se disocian para formar un plasma caliente. El núcleo no es todavía lo suficientemente caliente como para impulsar la fusión, sino que se irradia su calor - estableciéndose un nuevo equilibrio hidrostático entre la radiación térmica hacia el exterior y la atracción gravitatoria hacia el interior. En este punto, el objeto es ahora oficialmente una protoestrella .
Siendo ahora un centro importante de masa, la protoestrella es probable que arrástre un disco de acreción circunestelar alrededor de ella. Cuándo se acreciona más material y la densidad del núcleo aumenta aún más, la fusión del deuteriocomienza primero - seguido por la fusión del hidrógeno, momento en que nace una estrella de la secuencia principal.


artículo del astrónomo Steve Nerlich para Universe Today.



leer el estudio de R. J Simpson AQUÍ




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http://www.universetoday.com/86495/astronomy-without-a-telescope-star-seeds/#more-86495

importantes mediciones ayudan a comprender la nucleosíntesis estelar.

En el Radioactive Isotope Beam Facility (RIBF) del Centro RIKEN en Wako Japón, un equipo de investigadores ha medido el tiempo que tardan 38 isótopos extremadamente raros para decaer a la mitad. Este es el primer estudio de la vida media de 18 de los isótopos. Los datos ofrecen una prueba largamente esperada de las predicciones teóricas de la velocidad a la que estos isótopos se desintegran, y ayudan a los físicos nucleares para entender una fuente fundamental de muchos de los elementos atómicos y sus isótopos. Los resultados también marcan un logro temprano del RIBF, que entró en funcionamiento en el 2007, y actualmente cuenta con "el mayor rendimiento de producción de isótopos radiactivos pesados en el mundo", según el miembro del equipo Shunji Nishimura del Laboratorio de Isótopos radiactivos, encabezado por Hiroyoshi Sakurai.
Los más estable isótopos contienen ligeramente más neutrones que protones, lo cual equilibra la fuerza de repulsión entre los protones de igual carga. Para obtener más información acerca de una forma importante de nucleosíntesis astrofísica, la generación de nuevos isótopos y sus elementos en las estrellas, los físicos nucleares están interesados en crear y estudiar isótopos muy ricos en neutrones que están lejos de este equilibrio estable. Sin embargo, esto no se puede hacer en el laboratorio.


la figura muestra los pasos en una forma clave de nucleosíntesis que únicamente ocurre en las explosiones de estrellas ,cuando un neutrón (esferita azul en la parte izquierda) es capturado por el elemento niobio (Nb122),el se convierte en un protón dentro del estado intermedio (Nb123) antes de la desintegración a molibdeno (Mo123) trás emitir un electrón (esferita verde parte derecha).Crédito.2011 RIKEN.


La mitad de los elementos más pesados que el hierro se cree que se producen sólo en el ambiente denso y caliente de la explosión de una estrella por el "proceso de captura rápida de neutrones llamada "proceso r", en el cual un núcleo semilla -por lo general un elemento ligero captura neutrones rápidamente antes que ellos puedan desintegrarse hacia la estabilidad. El proceso r continúa hasta que el núcleo llega a un llamado "punto de espera" en la que el núcleo sufre del decaimiento beta de tal manera que un neutrón se convierte en un protón, un electrón es emitido y otro neutrón puede ser capturado (ver fig ). Esta serie de capturas y emisiones continúa hasta que un isótopo estable se alcanza.
Dado que la densidad de neutrones y la energía necesaria para que la nucleosíntesis a través del proceso r se produzca son tan extremas, los físicos todavía están tratando de reconstruir una imagen completa de su trayectoria. Con este fin, simulan el proceso, utilizando las masas de isótopos relevantes y la vida –media como datos, y luego prueban el resultado de las simulaciones en contra de la abundancia real de los isótopos.
Una falta de información sobre muchos de los isótopos ricos en neutrones que pueden existir en el camino del proceso r significa que las simulaciones han sobre o subestimado la abundancia de los isótopos del producto final. Usando las mediciones del RIBF, el equipo RIKEN está llenando la información clave que falta la cual es necesaria para simular el proceso r. Las mediciones incluyen la vida media de isótopos ricos en neutrones del criptón, estroncio, itrio, circonio, niobio, molibdeno y el tecnecio, que se encuentran cerca de la ruta del proceso r.
"Nuestros resultados proporcionan los primeros indicios de por qué se observa una mayor abundancia de ciertos isótopos-en particular los de la región de masa pesada –de lo que predice la teoría", dice Nishimura.

En el transcurso de un experimento de ocho horas, el equipo clasificó los fragmentos producidos por la colisión de un haz relativista de iones de uranio tras chocar con un blanco de berilio. Los fragmentos fueron identificados, ya que pasaron por dos fases del separador “BigRIPS” del RIBF, la segunda de ellas contenía imanes superconductores que ordenaban los elementos por masa y carga.Finalmente, un detector de silicio altamente especializado, que avisa cuando se ha implantado con un isótopo particular y el tiempo que transcurre hasta que este isótopo emite un electrón (a través de la desintegración beta), permitió al equipo para determinar las “vidas medias” de los isótopos .
Los raros isótopos ricos en neutrones creados en las colisiones suelen sobrevivir durante menos de una décima de segundo. La instalaciones del RIBF, sin embargo, tiene la más alta intensidad del haz de uranio del mundo y un separador en la vanguardia para discriminar isótopos de vida corta, que lo hacen un lugar único en su tipo para estas mediciones.

Antes de los experimentos en el RIBF, los físicos nucleares se basaban en los modelos teóricos para determinar las masas y la vida media de muchos de los isótopos a lo largo de la trayectoria del proceso r. La ironía es que sin datos disponibles, la precisión de estos modelos no podía ser probado. Un componente clave del trabajo de Nishimura y sus colegas,fue por lo tanto la comparación de sus tasas de desintegración medidas con las predichas por varios modelos utilizados."Antes de nuestro trabajo, no estaba claro qué modelo se debería utilizar", dijo Nishimura.
En particular, el equipo demostró que dos modelos los llamados KTUY + GT2 y el FRDM + GT2 predijeron la medición de la vida media de los isótopos bastante bien, mientras que el modelo llamado FROM + QRPA predijo vidas medias que fueron, en algunos casos, diez veces más o menos de lo que el equipo RIKEN observó.
"Sólo mediante la medición de muchos isótopos de una manera sistemática podría decirnos que modelo está equivocado, al menos cuando el número total de protones y neutrones es de alrededor de 115", dijo Nishimura.
Esta nueva visión puede explicar por qué anteriores simulaciones del proceso-r basadas en ciertos modelos han subestimado la abundancia de elementos más pesados. Por ejemplo, un modelo que sobrestima la vida media de los núcleos que contribuyen al proceso r sobrestimará el tiempo para que el proceso r se produzca. Los datos del equipo sugieren que una vez que el núcleo semilla llega a un punto de espera, se desintegra con bastante rapidez, alcanzando raramente el tamaño necesario para producir un isótopo más pesado.
Las importantes nuevas mediciones son aún "una pequeña pieza del rompecabezas global de cómo los elementos como el oro y el uranio se crean", dice Nishimura.Utilizando las capacidades únicas del RIBF, el equipo tiene previsto continuar sus mediciones-mediante la realización del experimento durante largos períodos de tiempos usándo un haz de más alta intensidad de los iones de uranio.



ver el estudio AQUÍ




fuente de la información:




http://www.physorg.com/news/2011-05-importance-fundamental.html

primeras estrellas del universo vistas por un superordenador.

Los telescopios de hoy no pueden mirar lo suficientemente lejos en el pasado cósmico para observar la formación de estrellas primordiales. Si usted quiere ver este proceso, se necesitan sofisticadas simulaciones numéricas.

Alrededor de 400 000 años después del Big Bang, el universo era lo suficientemente frío que los electrones y protones podrían unirse para formar hidrógeno neutro. A través del estudio de la radiación del fondo cósmico de microondas, los cosmólogos han obtenido una excelente comprensión del estado del universo en la época de la "recombinación". En el momento en que el universo tenía 1 mil millones de años, contenía pequeñas galaxias, explosiones de rayos gamma, e incluso brillantes quásaresprobablemente energizados por agujeros negros supermasivos más pesados que un mil millones de soles. A partir de observaciones de tales objetos, los astrónomos han recogido más información sobre el universo primitivo.

Pero la mayoría de los primeros mil millones de años de la historia cósmica han sido inaccesible a la observación directa. Los cosmólogos llaman a ese período temprano la edad de las tinieblas y especulan sobre la naturaleza de los primeros objetos en el universo y su papel en la conformación de lo que iba a seguir. Que se formó primero los agujeros negros o las galaxias? Que se formó primero las estrellas de gran masa o de baja masa? En cuales estrellas se forjaron los primeros núcleos de carbón y oxígeno y distribuidos en el espacio intergaláctico, un requisito previo necesario para la formación de estrellas que se asemejan a las de la Vía Láctea? ¿Podrían algunas de las primeras estrellas estar todavía presentes hoy?Cuando los átomos de hidrógeno fueron ionizado, y de dónde provino la energía para hacer eso? Esas son sólo algunas de las cuestiones más acuciantes que muchos cosmólogos teorizan sobre, y parcialmente , en previsión de una nueva generación de telescopios que empezarán a dar respuestas en los próximos 10 años (más información aquí y aquí).

la materia oscura une al gas.

Desde el fondo cósmico de microondas y otras observaciones, los cosmólogos han reconstruido una imagen convincente y detallada de los inicios del universo. A los pocos minutos del Big Bang, el universo tuvo un 76% de todo su gas en forma de hidrógeno ionizado y el 24% como helio ionizado, una composición elemental que se mantuvo sin cambios hasta que se formaron las primeras estrellas. También estuvieron presentes rastros de deuterio, berilio y litio, que en conjunto contribuyeron con menos de 1/10 000 de la densidad de masa cósmica.Durante esa época, la distribución de material era casi perfectamente uniforme a través del espacio. Las desviaciones pequeñas probablemente provenían de las fluctuaciones cuánticas que crecieron exponencialmente durante el periodo de inflación cósmica.

Después de la recombinación, casi todo el hidrógeno era neutral, y sólo 2 de cada 10 000 protones y electrones no estaban consolidados. Por lo tanto, esencialmente toda la radiación remanente de los primeros tiempos viajó libremente, es decir, sin la dispersión de electrones. El fondo cósmico de microondas es un registro de esa radiación, que desde entonces ha viajado por 13.7 mil millones años de trayectoria recta a nuestros detectores.

El pequeño número de electrones libres era suficiente para que la dispersión Compton fotón-electrón,acoplara la temperatura de la radiación a la del gas. Los electrones calentados podrían colisionar con protones, o bien podrían intercambiar posiciones con un electrón en un átomo de hidrógeno neutro. Como resultado, la temperatura de iones y la temperatura del gas neutro se acoplaron también. Aquellos mecanismos para acoplar termalmente la radiación y el gas primordial fueron efectivos hasta que el universo tenía aproximadamente 10 millones de años. A partir de entonces, la expansión del universo enfrió el gas más rápido de lo que el efecto Compton podría calentarlo.En consecuencia, el gas podría haber alcanzado temperaturas tan bajas como unos pocos Kelvin antes de que cualquier estructura se formara en el universo. A temperaturas tan bajas, y con densidades de sólo de alrededor de 100 partículas por metro cúbico, la presión del gas era pequeña. Mientras tanto, los objetos de materia oscura se estaban formando jerárquicamente, los pequeños colapsaron primero y continuamente se acrecionaron y se unieron para hacer objetos de mayor tamaño. El gas se acumuló en los potenciales pozos de grumos de materia oscura, tan pronto como la atracción gravitacional de las masas superó a las bajas fuerzas de presión del gas.


figura nº 1 ; los cuadros en la parte superior de la imágen muestran la densidad (donde el rojo indica menos denso y el amarillo más denso) y los cuadros de la parte inferior muestran la temperatura(donde el rojo indica 10K y el amarillo 1000K)del perfil del gas que cae hacia adentro del potencial gravitacional de la materia oscura.a)Se observa aquí un evidente choque en la acreción(azul en la parte alta y amarillo en la parte baja) que irradia desde el gas recogido por la masa de materia oscura ,el gas que subsequentemente cae adentro convertirá su energía cinética a energía térmica interna cuando el pase el choque, el trabajo presión-volumen asi mismo calienta el gas .La región mostrada tiene un espesor de 10000 años luz b)Una vez que el gas obtiene una temperatura suficientemente alta el hidrógeno molecular se forma, la región aquí mostrada tiene un ancho de 1000 años luz correspondiéndo el amarillo a una temperatura de 1000K .c)El decaimiento molecular enfría el gas el cual se reúne en el centro, el área mostrada aquí tiene 15 años luz de ancho e incluye alrededor de 1000 masas solares de gas, el rango de temperatura va desde los 100K a 1000K.Cuando el centro de la concentrada nube molecular se contrae bajo su propia gravedad ella produce una densa región en al menos dos órdenes de magnitud más pequeño de lo mostrado aquí ,eso es responsable de la formación de estrellas.Crédito. . (Simulation by Matthew Turk and Tom Abel; image by Tom Abel.)


Pero procesos adicionales debieron tener lugar antes de que las estrellas y los agujeros negros se pudieran formar en los halos dominado por la materia oscura, los cuales tienen masas de alrededor de 10 000 masas solares (M_⊙) y una característicaenergía potencial gravitatoria (el término técnico es "la temperatura virial" ) del orden de unos pocos cientos de grados Kelvin. El gas atrapado constantemente se reordena el mismo, tratando de alcanzar un equilibrio estable, equilibrando sus fuerzas de presión interna en contra de la atracción gravitatoria hacia el interior de la materia oscura. Cuando el gas sigue cayendo hacia el interior, choques de acreción se forman a unos pocos cientos de años-luz del centro de la masa (véase la figura 1a). El gas que cae, acelerado por la fuerza gravitacional, cuando pasa aquellos choques convierte su energía cinética en energía térmica interna,. Bultos comienzan a fusionarse, y cuando lo hacen, tanto la masa y la temperatura virial del objeto proto-galáctico resultante se incrementan.

Con el tiempo, la temperatura llega a ser lo suficientemente alta que las reacciones químicas, cambian la composición del gas. En esa temprana etapa, uno de los procesos químicos más importante es catalizado por la pequeña fracción de electrones libres restos de la recombinación, un evento que se llevó a cabo varias decenas de millones a 100 millones de años antes. Los electrones se unen al hidrógeno neutral para formar el frágil ión de hidrógeno negativo. El ión luego rápidamente se une a un átomo de hidrógeno neutro, formando una molécula de hidrógeno y expulsándo el electrón catalítico.La Figura 1b muestra el objeto de materia oscura y gas en esa etapa.

Incluso una sola molécula por cada 1000 átomos neutros conduce a un cambio dramático en el comportamiento termodinámico del gas. Eso es porque el nivel más bajo de energía rotacional de la molécula de hidrógeno tiene una energía de excitación de sólo 512 K, lo suficientemente bajo para el nivel (y también superiores) en el que se excita cuando la molécula choca con suficientemente rápidos átomos de hidrógeno neutro. Con un tiempo de desintegración de cientos de años, la molécula diatómica es un emisor pobre. Pero también es pobre en absorción. Así, cualquier fotón liberado del decaimiento de un nivel rotacional o vibracional de la molécula saldrá del objeto proto-galáctico. Puesto que la energía de escape del fotón se toma del movimiento del átomo de hidrógeno neutro en colisión, el proceso de emisión se lleva parte de la energía interna del gas y lo enfría. Con el enfriamiento disminuye la presión. Las fuerzas gravitatorias contraen más el gas, el cual se acumula en el centro de las estructuras dominadas por la materia oscura (ver la figura 1c).

La contracción disminuye una vez que el gas alcanza una densidad crítica de 10⁵ partículas/cm³, que corresponde a una temperatura de unos 200 K. En esa concentración crítica el hidrógeno molecular cambia su comportamiento de refrigeración. Para el gas por debajo de la densidad crítica, cada colisión conduce a la emisión de un fotón, mientra más denso el gas se vuelve, más rápido se enfría. , Sin embargo una vez que la densidad crítica es superada, las tasas para excitar los niveles rotacional y vibracional de la molécula se vuelven mayores que las tasas de decaimiento radiactivo. Ya no es el caso de que cada excitación por colisión produce un fotón, sino que la emisión de fotones por cada molécula tiende a un valor constante y la escala de tiempo característica para irradiar la energía interna se mantiene aproximadamente constante.

No sólo la física del H₂ determina una densidad característica y temperatura para el gas cósmico,sino que también fija la longitud característica y escalas de masas. He aquí cómo: La temperatura ajusta la velocidad del sonido, la velocidad en la que los cambios en la presión de la nube puede ser comunicada. La densidad establece el tiempo de colapso gravitatorio de la región. La longitud característica, o la longitud de Jeans, es la distancia para la cual el tiempo de propagación del sonido será igual al tiempo de colapso gravitatorio. Es el apellido del físico Inglés James Jeans (1877-1946), quién la derivó de forma más rigurosa a través de un análisis de la estabilidad de las ecuaciones linealizadas de la hidrodinámica, con la gravedad incluida. Cuando la escala de un objeto es mayor que la longitud de Jeans, la gravedad domina sobre las fuerzas de presión interna. La longitud y la densidad en conjunto, determinan una escala masiva. Las consideraciones anteriores sugieren que cuando las masas de gas contenidas en los centros de los halos de materia oscura comienzan a contraerse debido a su propia gravedad, el gas tiene una masa característica de 100M_⊙(cien masas solares).



Una nube molecular a plenitud.


Un poco más de la física y la química se convierten en relevante cuando la parte central de la nube de gas se contrae más allá.Cabe destacar que, una vez que la densidad ha llegado a cerca de 10⁸ partículas/cm³, las colisiones de tres cuerpos de hidrógeno neutro pueden volver al material colapsándo en totalmente molecular. La energía de enlace emitida en la formación molecular es importante, y la mayor parte va a calentar el gas a temperaturas superiores a 1000 K.

La ahora completa nube molecular comienza a atrapar la radiación emitida por sus moléculas constituyentes. En consecuencia, se hace cada vez más difícil para enfriar el material por la excitación de los niveles rotacional o vibracional y la expulsión de fotones. De hecho, una vez que la densidad se eleva a 10¹² partículas/cm³, la radiación emitida en el interior de la nube puede dispersarse y ser convertida en calor a través de colisiones de-excitación entre los átomos de hidrógeno o H₂ y otras moléculas de H₂. La masa de Jeans correspondiente al encendido de estos procesos es de aproximadamente 1 M_⊙. Sin embargo, las mismas colisiones que calientan el gas también amplían las líneas espectrales y permiten la emisión inducida por la colisión con una mucho mayor cobertura espectral. Esa ampliación aumenta sustancialmente la eficiencia de enfriamiento del gas una vez que su densidad ha alcanzado 10¹⁵ partículas/cm³, que corresponde a una masa de Jeans de aproximadamente 0.01 M_⊙. La contracción del gas más allá finalmente hace que se vuelva, ópticamente grueso a su propia radiación de refrigeración, por definición, se ha formado la protoestrella inicial. Durante esa fase de contracción, toda la radiación producida proviene de la energía potencial gravitatoria adquirida en la contracción. Por ahora, aproximadamente 100 millones de años después del Big Bang, las escalas de tiempo típicas se han reducido a minutos, pero la acreción continúa por otros 100 000 años, tiempo durante el cual la protoestrella se hincha a decenas de masas solares.


La comprensión de la formación de los primeros objetos luminosos debe involucrar a una gran cantidad de física, incluyendo la expansión cósmica, la gravedad, la dinámica de la materia oscura, hidrodinámica, química no equilibrada, y los procesos de radiación. Las simulaciones numéricas que incorporan toda esa física son intrínsecamente tridimensionales. Por otra parte, las simulaciones requieren un rango dinámico extraordinario: la más pequeña resolución espacial de elementos y el intervalo del tiempo son minúsculos en comparación con el tamaño del volumen de la simulación y el tiempo total desarrollado en el cálculo.

A mediados de la década de 1990, Greg Bryan y Michael Norman, ambos entonces en el Centro Nacional para Aplicaciones de Supercomputación de la Universidad de Illinois en Urbana-Champaign, implementaron un código numérico llamado Enzo , el primer código cosmológico en utilizar una técnica de refinamiento de red o malla de adaptación (ver aquí). La técnica no era nueva en sí misma, la ingeniería y la literatura aerodinámica de la década de 1980 incluye las discusiones sobre redes de adaptación, pero la aplicación a la formación de las primeras estrellas requirió un mucho mayor rango dinámico (ver aquí, aquíy aquí).Las simulaciones empleando una red adaptativa comienzan con una tan grande caja de cómputo como posible y periódicas sean las condiciones de contorno. La computadora almacena cantidades hidrodinámicas como la densidad, la energía interna por gramo, las velocidades, y composiciones químicas. Las ecuaciones relevantes son emitidas en forma comóvil de modo que la expansión cósmica es absorbida en las coordenadas; el material se transporta en la red de cómputo una sola vez su movimiento empieza a diferir de la expansión media de lo que es inicialmente un universo casi homogéneo e isótropo.

Una vez que la gravedad induce a una cierta cantidad de materia a contraerse, la fuerza actuará para concentrar aún más el material.Para la materia oscura, sin embargo, el colapso gravitacional no puede continuar mucho porque la materia oscura no puede disipar su energía cinética. Como resultado, una masa de materia oscura alcanza un equilibrio dinámico y el colapso se detiene cuando la energía cinética que la masa gana de caer en su potencial gravitatorio es igual a la mitad de la magnitud de la energía potencial gravitatoria.

Por otro lado, el gas cósmico puede colapsar a escalas tan pequeñas como el radio de Schwarzschild, más pequeño que el tamaño inicial por un factor de quizás muchos billones . Computacionalmente, el colapso de longitud a través de muchos órdenes de magnitud es capturado con, las redes “niño” hechas de células cuyo tamaño es de 1/n de la red matriz circundante.(Normalmente, n = 2). La red “niño” engendra más progenie para crear una jerarquía en evolución de redes construidas de manera óptima para capturar la física del campo de densidad subyacente. La figura 2 muestra un intervalo de tiempo típicos en una simulación, con una jerarquía de redes superpuestas.



figura nº 2 ; con el refinamiento de red adaptativa una simulación numérica genera redes cada vez más pequeñas para capturar con presición la física de la contracción del gas cósmico cuando se vuelve más denso .La imágen corresponde a un tiempo de 200 millones de años después del BigBang y representa una región de 2000 años luz de ancho.Las brillantes áreas muestran donde la densidad del gas cósmico es más grande ,superpuesta sobre el marco de la simulación esta una jerarquía de redes.Las más pequeñas redes tienden a seguir a las regiones brillantes de alta densidad. Crédito.(Simulation by John Wise and Tom Abel; image by Ralf Kaehler and Tom Abel.).


Las redes en un determinado nivel de jerarquía no se superponen. Normalmente, los cálculos se ejecutan primero para redes padres, las cuales pasan sus variables de estado a sus redes “niño” como valores límites. Una vez que los valores límites se establecen , la simulación puede avanzar el intervalo de tiempo para todas las redes en un nivel determinado. Una consideración importante es dar cuenta de los flujos a través de fronteras y, en particular, para garantizar la conservación de la masa, impulso y energía que se mueven entre las redes padre y niño.


Más que movimiento.


A diferencia de las interacciones hidrodinámicas, la fuerza gravitacional no es local. Para la mayor de las redes, la correspondiente ecuación de Poisson se puede resolver de manera eficiente con las técnicas de transformación rápida de Fourier. Para las redes más finas, la rápida multired es lo mejor. Para manejar el componente de materia oscura, las simulaciones utilizan métodos de N-cuerpos, que han existido desde la década de 1960. Son convenientes para aplicar y hacer un trabajo excelente de respetar las leyes de conservación. La idea es representar el campo de densidad de materia oscura por distintas, gravitacionalmente interactúantes partículas con una bien definida posición y velocidad. La ecuación de Poisson es entonces resuelta en la red con las masas de gas y materia oscura como fuentes. El potencial gravitatorio resultante es diferenciado al producir las fuerzas gravitacionales que aceleran el gas y la materia oscura. Las aceleraciones calculadas, a su vez, determinan nuevas velocidades para las partículas y cómo deberían ser movidas para el próximo intervalo en el tiempo. El resultado es una nueva distribución de densidad, la que conduce a nuevas aceleraciones, velocidades y posiciones.

Queda por resolver un conjunto de ecuaciones diferenciales ordinarias que describen las reacciones químicas en el gas. La química es fundamental porque, como hemos visto, el hidrógeno molecular que se forma fuera del equilibrio domina las pérdidas de radiación del gas primordial. En principio, muchos cientos de reacciones podrían ser importantes, pero los estudios realizados durante muchos años han concluido que 20 (más o menos )reacciones clave son suficientes para captar la abundancia de las 12 especies que afectan principalmente a la historia térmica del gas (ver aquí y aquí). Estas especies son los protones, los electrones , los átomos neutrales de hidrógeno, helio y sus dos formas ionizadas, el deuterio, deuterio ionizado, HD, hidrógeno molecular, H₂ ionizado, y el negativo ión de hidrógeno H^−.

Muchas investigaciones se han llevado para extraordinariamente robustecer y precisar a los paquetes numéricos que resuelven las ecuaciones diferenciales ordinarias que describen la red de reacción química.Sin embargo, si la aplicación numérica a gran escala fuera a ser corrida con esas rutinas, la química dominaría el costo computacional de la simulación. Por lo tanto,muchas personas han considerado ventajoso la construcción de rutinas que están optimizadas para las simulaciones de las primeras estrellas, con esas rutinas, la química ocupa sólo una pequeña fracción del presupuesto computaciónal ( ver aquí).

El programa numérico descrito anteriormente se ha aplicado en Enzo, una versión de código abierto ahora mucho más expandida del código desarrollado originalmente por Bryan y Norman hace más de una década. Existen otras técnicas, en particular el enfoque de la hidrodinámica de partículas suavizadas (ver aquí). Hasta el momento, los resultados obtenidos con distintos métodos están en excelente acuerdo.

Las simulaciones numéricas modernas pueden seguir toda la física descrita anteriormente, hasta el momento en que las primeras protoestrella se forman . Revelan que el material frío en el cual las estrellas se formarán se encuentra en cantidades significativas sólo en el centro de los halos de materia oscura. El gas se mueve aproximadamente a la velocidad del sonido y está fuertemente concentrado hacia el centro; su densidad cae un poco más pronunciada que 1/r². Una región de 100-M_⊙(cien masas solares) en el centro se contrae más rápido que sus alrededores. Las primeras protoestrellas, con masas de alrededor de 0.01 M_⊙, se forman en los centros de las regiones con relativa rapidez de contracción. Las primeras protoestrellas tenían decenas de radios solares (R_⊙) en ancho lo cuál es bajo por más de 10 órdenes de magnitud que los radios de los halos de materia oscura en la que se forman. Las simulaciones muestran altas tasas de acreción , y los modelos de simetría esférica demuestran convincentemente que dentro de 100 años, las protoestrellas crecerán hasta tener una masa solar, confinada a una región de varios cientos de radios solares de ancho. En algunos casos, como se muestra en la figura 3, las simulaciones capturan la formación de sistemas de dos o tres estrellas.


figura nº 3 ; las dos regiones de formación estelar en esta simulación están separadas por solo unos pocos cientos de distancias tierra-sol.El sombreado indica la densidad de las regiones,las más brillantes son las más densas ,el tiempo es alrededor de 200 millones de años después del BigBang .Crédito. (Simulation by Matthew Turk, Brian O’Shea, and Tom Abel; image by Ralf Kaehler and Tom Abel.)

Parece probable que las proto-estrellas en acreción no serán capaces de detener el material que fluye desde el rápidamente colapsante macizo central y que, por consiguiente, las primeras estrellas que se forman van a ser muy masivas. Sin embargo, existen muchas incertidumbres acerca de la fase de acreción. Una dificultad fundamental que enfrenta a las actuales técnicas numéricas tiene que ver con el intervalo de tiempo Courant , es decir, el tiempo que tarda una onda sonora en cruzar un elemento de resolución espacial pequeña. A medida que la protoestrella se calienta, la velocidad de sonido puede llegar a cientos de kilómetros por segundo. El intervalo de tiempo Courant correspondientes a una resolución de, digamos, 0.01 R_⊙ sería menos de un minuto. Para seguir 100 000 años de evolución de la protoestrella por consiguiente, requerirían 100 mil millones de intervalos de tiempo. Eso no es factible con la tecnología actual, no importa la preocupación de si los errores de los códigos actuales son lo suficientemente pequeños para dar resultados exactos después de miles de millones de intervalos de tiempo.

Cálculos exploratorios emplean las llamadas partículas –sumidero removiéndo el gas de la computación y sustituyéndo las partículas gravitando, por lo general de un tamaño fijo. Estos cálculos sugieren complejas dinámicas (ver aquí ).Los discos masivos que se forman alrededor de las primeras protoestrellas puede dividirse en múltiples fragmentos. La mayoría de los fragmentos se fusionan. Algunos pueden ser disparado fuera de la nube en contracción debido a las interacciones gravitacionales de los tres cuerpos. Con suerte, los astrónomos pueden encontrar algunos de esos fragmentos-ahora convertido en estrellas cuyas atmósferas tienen una composición primordial en nuestra propia Vía Láctea.

El enfoque de partícula-sumidero es indudablemente crudo y ad hoc, y no permite un análisis numérico cuidadoso o estudios de resolución que comprueben que la discreción inherente de las simulaciones numéricas no introduce errores. Un gran reto técnico para los que simulan los inicios del universo es diseñar mejores, más sólidos, y más precisos algoritmos.

Como hemos visto, las simulaciones sugieren que las estrellas masivas predominan entre los primeros objetos luminosos. Si es así, las implicaciones son muchas e interesantes. Las estrellas masivas tienden a ser brillante y caliente. Una estrella de 100-M_⊙ de hidrógeno y helio, por ejemplo, tendría una temperatura superficial de 200 000 K, casi 40 veces mayor que la del sol. Su luminosidad sería un millón de veces la de Sol. En consecuencia, la producción de energía enorme de estrellas masivas es en gran medida en el UV y es lo suficientemente poderosa para fotoionizar el hidrógeno neutro que la rodea a miles de años luz. Los electrones no consolidados suelen llevarse una energía del orden de 10 eV, suficiente para calentar el plasma resultante a unos 10 000 K. La nebulosa resultante, conocida por los astrónomos como las regiones H II, se han presentado al público en algunas de las imágenes más espectaculares del Telescopio Espacial Hubble.


figura nº 4 ; las estrellas masivas son calientes e intensamente brillantes.La radiación que emiten ioniza el hidrógeno a miles de años luz y la presión asociada barre el material lejos de la estrella .En la simulación mostrada aquí una estrella brillante se encuentra aproximadamente en el centro del marco .A excepción de una pequeña región angular en su parte inferior derecha la estrella ha barrido en gran medida sus alrededores los cuales aparecen más oscuros en la imágen .Si la estrella es lo suficientemente masiva ella puede finalizar su vida como un agujero negro en un ambiente donde hay poca acreción.Crédito. (Simulación por John Wise y Abel Tom; imagen por Ralf Kaehler y Abel Tom.).


Asociada a la radiación ionizante de una estrella masiva primordial está un aumento de la presión que rechaza el material de los halos de materia oscura en 10 veces la velocidad de escape gravitacional. En consecuencia, como se muestra en la figura 4, dentro de unos pocos millones de años de haber nacido, las estrellas masivas han en gran medida evacuado sus lugares de nacimiento. Al final de la vida de la estrella, la densidad circundante puede ser tan baja como 0.1 a 1 particulas/cm³. Con esta baja densidad, si la estrella muere en una explosión de supernova, los elementos pesados que expulsa pueden viajar más de 1000 años-luz en el medio intergaláctico. La inexorable fuerza de gravedad recogerá el material en pequeñas regiones de formación estelar, la figura 5 muestra una imagen simulada.Durante los próximos mil millones de años, decenas de miles de esas regiones se unirán para formar la Vía Láctea. De hecho, hasta uno en un millar de átomos de carbono y oxígeno en nuestros cuerpos ahora se cree que se han producido en las primeras generaciones de estrellas masivas.



figura nº 5 ; las primeras supernovas impulsáron material a grandes distancias a través del medio intergaláctico .Interacciones gravitacionales hicieron que el material se reuniera en las galaxias .En esta simulación un número de pequeñas galaxias son visibles en amarillo.La mayor de ellas visible en la parte inferior derecha tiene una masa de solo 1/5000 la de la Vía Láctea.Cientos de regiones como las que se muestran aquí se combinarán en unos pocos millones de años para formar galaxias parecidas a la nuestra .Las áreas rojizas son regiones donde las estrellas no se han formado aún.Crédito. (Simulación de John Wise, Abel, Tom y Michael Norman, la imagen de Ralf Kaehler y Abel Tom.).

Las regiones ionizadas por las primeras estrellas masivas son en realidad más grande que las regiones que contaminan con elementos pesados. Y, en efecto, las simulaciones muestran estrellas de composición primordial siéndo formadas en las regiones ionizadas por estrellas cercanas que se habían formado antes. Esa preionizacion es de interés por al menos dos razones.Ella genera electrones que catalizan la formación fundamental de hidrógeno molecular, y modifican significativamente la dinámica de los gases de los objetos de formación estelar. Las simulaciones sugieren que las masas típicas de las estrellas que se forman en ambientes preionizados tienen masas de 10M_⊙, algo menor que las anteriores, estrellas ionizantes (ver aquí y aquí).

Las más masivas de las primeras estrellas pueden colapsar en agujeros negros en lugar de explotar en supernovas. Debido a la baja densidad del material que rodea a aquellos agujeros negros, su crecimiento sería limitado por millones de años. Tales agujeros negros primigenios están probablemente todavía en órbita alrededor de nuestra propia galaxia.

Las simulaciones numéricas ab initio han aportado una imagen detallada de la primera época de formación de la estructura cósmica, y el progreso continúa a buen ritmo. La edad oscura del universo explorado en las simulaciones es, por desgracia, ahora no accesibles a la observación directa. Hoy en día grán número de cosmólogos están trabajando para hacer predicciones sobre los objetos que tienen más que un puñado de estrellas. El éxito le permitiría un mejor contacto con los fenómenos observables directamente. Una segunda línea de investigación es entender los efectos del medio ambiente y otras variables sobre las primeras galaxias. Y no menos importante es abordar los enormes desafíos de la verificación y validación de los modelos extraordinariamente detallados.

Una nueva generación de telescopios pronto podría arrojar algo de luz sobre el oscurantismo. Radiotelescopios de gran alcance como el internacional Atacama Large Millimeter Array, el Low Frequency Array, y otros pueden proporcionar información relevante en los próximos años. Ellos pueden estudiar el material eyectado por las primeras supernovas, ya que se incorpora en las primeras galaxias. Tal vez los radiotelescopios, incluso serán capaces de proporcionar información sobre el hidrógeno intergaláctico en sí, de un momento en que sólo una pocas galaxias existían.

El Telescopio Espacial James Webb, sucesor del telescopio espacial Hubble, observará a las primeras galaxias en el extremo-IR y podría proporcionar pistas notables. En longitudes de onda más corta, la información detallada puede provenir de varios telescopios muy grandes: el Telescopio Europeo Extremadamente Grande que, se espera, será construido en su momento, y elTelescopio de Treinta Metros y el Telescopio Gigante Magallanes programado para la construcción en los EE.UU.. Muchos estudios de la Vía Láctea y las galaxias cercanas están en busca de un "registro fósil" que limitaría lo que podría haber sucedido en los primeros 100 millones de años de historia de nuestro universo.

El escritor danés y humorista Robert Petersen, entre otros, dijo una vez: "Es difícil hacer predicciones, especialmente sobre el futuro." Ello puede ser igualmente difícil con el pasado. Aquellos que trabajan para simular la edad oscura cósmica esperan las observaciones para poner a prueba su trabajo numérico. Para entonces ver si sus predicciones del pasado se mantienen en el futuro.

Simulaciones.





primeras estrellas binarias.






primeras galaxias enanas.






primeras estrellas masivas.



fuente de la información:




http://ptonline.aip.org/journals/doc/PHTOAD-ft/vol_64/iss_4/51_1.shtml?bypassSSO=1