// Descripció enllaços //Descripció enllaços // Per a fer un submenú amb les entrades, clic dret // Per a fer un submenú amb les entrades, clic dret // Per al missatge que cau
principal/home
contact(e)
recerca/research
LISA Astro-GR
stell. collisions
a GWs course
a GWs Journal
resums/abstracts
Antón
Natalia
lliure/free
vi
cuina/cooking
fotos
missatge/e-mail
notes
 

english


        ONES GRAVITATÒRIES I PROCESSOS DE RELAXACIÓ

dos forats negres supermassius ballant
Quan dos forats negres supermassius comencen a ballar, es produeixen solcs en el temps i espai

Ones gravitatòries?

La teoria general de la relativitat prediu que l'energia és transmesa en forma d'ones a travès del camp gravitatori espàcio-temporal. De forma semblant a la teoria electromagnètica, quan una partícula s'accelera, emet radiació, però en el nostre cas en forma gravitatòria. Posant-ho clar, el camp gravitatori es captindrà com una sopa en un plat quan quelcom gran passa al seu costat... Les passes de, per exemple, la vostra sogra, la faran oscil·lar i crearan (en el cas de la sopa) petites onetes. És clar, aquesta "aproximació de la sogra" hauria d'ésser plantejada en termes del tensor de Weyl i del quadrupol.

El Laser Interferometer Space Antenna (LISA) és una mena d'interferòmetre espacial Michelson que forma un triangle amb braços que fan una llargària de cinc mil·lions de quilòmetres, de tal manera que és capaç d'arribar a detectar desplaçaments produïts pel pas de les ones gravitatòries amb una resolució de 10 picòmetres. Un projecte d'aquest caire ens donarà resposta a preguntes molt importants i, doncs, hi ha una gran expectació al respecte. Si l'existència de les ones gravitatòries es pot corroborar, açò no serà només una prova final i irrefutable de la teoria general de la relativitat, ans ens facilitarà una anàlisi detallada de temes i preguntes la resposta de les quals resta, ara per ara, fins i tot molt lluny d'imaginar-se.

Simular la Natura: Mètodes N-body directes

L'eina numèrica N-body6++ ha demostrat repetidament que és una de les -si no la- tècniques més acurades de què disposem ara per ara. Amb un desenvolupament de més de quaranta anys i molt de gent duent aquest mètode numèric al seu límit, hom pot dir-ne que és el mètode més realista que tenim per a simular sistemes estel·lars densos, com el nucli d'una galàxia. Per què és així? Doncs car en aquest mètode el que fem és integrar les equacions de Newton i, aleshores, tota la Física gravitatòria està implementada d'una forma natural i, simplement, "hi és". Fent-ne una descripció molt grollera i curta, el que fem és calcular totes les forces gravitatòries entre tots els estels del noster sistema, raó per què s'anomena mètode N-body directe; és a dir, no fem cap mena d'aproximació a priori sobre el sistema que estudiem... Naturalment hi ha més substància darrere d'aquesta idea simple.

Superordinadors de disseny especial per a simulacions de cúmulus estel·lars

Ara per ara estic desenvolupant un model realista per tal d'estudiar la fusió de dos forats negres supermassius en un nucli galàctic amb el programa de què he parlat en la secció d'abans. Un problema que se'ns presenta quan cerquem de simular el que hi existeix aquí fora és la resolució. El nostre sistema, la nostra galàxia, ha de tenir un nombre d'estels realista per a reproduir el que s'esdevé en la vida real, en la Natura, a sobre dels vostre cap (o sota els vostres peus).
two fat lads making space-time go mad
Taulell GRAPE
Amb aquest propòsit, fa un parell d'anys un grup de recerca japonès desenvolupà maquinari de disseny especial per al programa numèric... Aquests ordinadors, anomenats GRAPE, nes permeteixen de simular un nombre d'estels enorme que, altrament, seria impossible de reproduir àdhuc amb centenars d'ordinadors normals connectat entre ells... Aquest grup ja està parlant en termes de petaflops (GRAPE-DR). Augmentar el nombre de partícules és molt important si volem estudiar correctament la relaxació. Si tenim massa poques partícules caurem d'una manera indefugible en una situació en què tenim un con de pèrdues artificialment ple, i les galàxies en tenen un de buit; així que hem d'anar a la situació de difusió d'energia i, per a açò, ens cal almenys, qualques milions d'estels, encara que estudis recents han donat a veure que un milió ja pot dur a la situació de difusió.

El paper dels processos de col·lisió

Sabem que gairebé totes les galàxies en l'univers han sofert almenys un procès de col·lisió amb una altra galàxia durant la seua vida. Quan dues galàxies amb un forat negre supermassiu col·lisionen, els forats negres supermassius s'enfonsen en el nou sistema estel·lar format en el procès de col·lisió mitjançant un procès anomenat fricció dinàmica. Aquest procès domina l'evolució del sistema fins que la interacció amb estels del sistema estel·lar que hi ha al voltant esdevé molt important. El segon procès determinant en l'evolució es l'ejecció de mandró d'aquests estels per la binària fins que l'emissió d'ones gravitatòries determina l'evolució finalment.

Sota quines circumstàncies augmenta o minva l'excentricitat de la binària? La geometria del sistema estel·lar duu a un temps de fusió diferent? I la interacció d'aquest en el procès de fusió? Quant al moviment de Brown, modifica d'alguna manera aquesta descripció global del procès de fusió?

Treball en marxa

Per tal de respondre aquestes preguntes i d'altres, que són fonamentals per a la detecció de binàries de forats negres, estic estudiant l'evolució de dos objectes com aquests en un nugli galàctic amb masses iguals o diferents. En la gràfica que teníu a la vostra dreta (piqueu a sobre) hi ha alguns resultats sobre açò.
progress
Òrbites de dos forats negres supermassius de masses diferents en el ball que els durà (o no) a la fusió
Després de la col·lisi'ode les dues galàxies, un forat negre supermassiu es troba en el centre del cor que en resulta. Un segon forat negre supermassiu, però més lleuger, resta en el sistema estel·lar orbitant al voltant del més pesat (l'òrbita verda). Després que comencen a veure's, llur interacció comença i poden arribar a formar un sistema lligat que, al final, pot acabar emitent ones gravitatòries. Ací caldria esmentar que, ara per ara, només existeixen versions newtonianes del programa estàndard N-body. Nogensmenys, estem desenvolupant una versió del mateix amb els termes postnewtonians 1, 2 i 2.5 (correccions relativistes a la teoria newtoniana), que són responsables de la precessió del periastre (1 i 2) i de l'emissió d'ones gravitatòries (el 2.5).





        DINÀMICA DE CÚMULUS ESTEL·LARS DENSOS

Hom sap, gràcies a diverses anàlisis analítiques i numèriques, que un forat negre supermassiu podria explicar les donades cinemàtiques de galàxies actives o no actives locals. La correlació obervada entre la massa del forat negre massiu i les propietats globals de la component esferoïdal de la galàxia en què es troba el forat negre massiu demostren que hi ha una connexió molt forta entre el forat negre massiu i el seu hoste.

Un pobre estel resulta anorreat per les forces de marea del forat negre
Un pobre estel resulta anorreat per les forces de marea del forat negre

També hi ha indicacions que aquest lligam es pot estendre a cúmulus globulars. Se suposa que aquests podrien fer d'osta a un forat negre de massa intermèdia (FNMI); és a dir, un forat negre amb una massa equivalent a 100-10000 masses solars, si és que extrapolem aquesta relació a un sistema d'aquesta mena. Observacions recents de cinemàtica estel·lar del telescopi HST del centre de M15 al voltant de la Via Làctia i de G1 al voltant de M31 mostren indicis que en aquests cúmulus hi podria haver un FNMI.

Per a l'anàlisi de cúmulus estel·lars amb un forat negre central també empre el així anomenat model gasós que és un mètode numèric aproximatiu en què hom resol les equacions de moments de l'equació de Fokker-Planck amb termes de Boltzmann-Vlasov i d'interacció (col·lisionals) en la part de la dreta deles equacions.
Evolució de la densitat en un cúmulus amb un espectre de massa estès (pel·lícula)
Evolució de la densitat en un cúmulus amb un espectre de massa estès (pel·lícula ogg de 216K)
El cúmulus està modelat com una esfera de gas autogravitant i conductora. En aquest mètode, totes les quantitats d'interès són funcions suaus (sense soroll) del radi i del temps. Açò ens permet de fer un estudi detallat d'aspectes clars i decissius de la dinàmica. Aquest model ens proporciona informació sobre els processos físics més importants que són presents en l'evolució d'un cúmulus esfèric, com l'autogravetat, relaxació a dos cossos, evolució estel·lar, col·lisions, binàries d'estels etc i, és clar, la interacció amb un forat negre central i el paper d'un espectre de masses.

Per exemple, en la gràfica que trobeu a la vostra dreta, hi ha una pel·lícula sobre l'evolució dels perfils de densitat per a diversos grups de massa en un cúmulus estel·lar. Segons el temps passa, la segregació de la massa trenca la distribució inicial i podem veure com les masses més pesades (la corba a traços negra) s'enfonsen devers el centre i fan augmentar així la densitat central, dementre que les capes més exteriors del cúmulus pateixen una pèrdua de les masses pesades.

No només vaig emprar aquest mètode, sinó que també vaig fer ús del N-body directe (mireu abans) per tal d'estudiar la dinàmica de cúmulus estel·lars. Per exemple, l'evolució dinàmica d'un sistema aïllat autogravitant amb dos grups estel·lars de massa és un dels temes que vaig estudiar amb aquest programa.

Segregació de la massa en un cúmulus estel·lar
 Segregació de la massa en un cúmulus estel·lar (cortesia de Marc Freitag)

Vàrem estudiar els aspectes més importants de la dinàmica del cúmulus, com el col·lapse del cor, l'evolució del potencial central i els estels que deixen el sistema estel·lar, els així denominats escàpols. La significància estadística de l'estudi es pot amillorar emprant mitjanes de grups. Hi ha desviacions importants en l'escala d'evolució temporal en el règim en què la proporció entre les masses grans i petites tendeix a la unitat. L'equipartició de l'energia fa que el temps per a heure la contracció del cor minve lleugerament. Tot açò ens permet d'estudiar el llindar crític entre els sitemes Spitzer estables i inestables.





        Els congressos LISA Astro-GR

Fent un esforç per tal d'apropar les comunitats d'Astrofísica i Relativitat General en el problema de detecció d'ones gravitatòries amb LISA, el Septembre del 2006 (del 18 al 22) vaig organitzar una reunió al Max-Planck Institut de Física Gravitatòria (Albert Einstein Institut) en què gent (vora 65 persones) de molts indrets (Anglaterra, Alemanya, Estats Units, Rússia, Xina etc) es reuniren per a discutir de quina manera hem de treballar.

LISA Astro-GR@AEI
Heus-me ací intentant l'impossible

Supose que està mal que ho diga jo, però tot va eixir molt bé i fins i tot diversos participants em digueren que ha estat "el millor congrès a què he anat mai"; així que em considere content i satisfet. A la dreta teníu una de les fotos del congrès i a sota de tot l'enllaç en text a la plana , en què trobareu les xerrades per a abaixar (en format lliure ogg, és clar) i les transparències de les mateixes (en pdf). També hi ha a la plana una llista de preguntes que vaig replegar per a la discussió en satèl·lits.

Una altra prova que tot va anar bé és que la reunió va tenir continuació, a Como (a Itàlia) el 2008 i l'organitzarí amb Monica Colpi i Francesco Haardt. Més tard també vaig organitzar, aquesta vegada jo a soles, un congrés de dues setmanes a l'estil del KITP/Aspen a l'AEI, el mateix any:

http://www.aei.mpg.de/~pau/LISA_Astro-GR@AEI

http://www.aei.mpg.de/~pau/LISA_Astro-GR@Como

http://www.aei.mpg.de/~pau/2W@AEI

--> ACÍ TROBAREU MÉS INFORMACIÓ <--

Up | Down | Top | Bottom

Ací he cercat de fer una curta descripció del treball que faig a l'AEI d'ençà que hi vaig començar a treballar. Les coses estan explicades d'una forma grollera i informal, perquè vull sobretot donar i, alhora, tenir una visió global d'alló que faig.

Per aixó aniré eixamplant el contingut a poc a poc, per saber un poc per on vaig jo mateix.

Tanca