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Formación y evolución de galaxias

En cosmología , el estudio de la formación y evolución de las galaxias se centra en los procesos que dieron origen a un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo , ...

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En cosmología , el estudio de la formación y evolución de las galaxias se centra en los procesos que dieron origen a un universo heterogéneo a partir de un comienzo homogéneo , la formación de las primeras galaxias , su evolución a lo largo del tiempo y los procesos que han generado la variedad de estructuras observadas en galaxias cercanas. Se postula que la formación de galaxias se produce, según las teorías de formación de estructuras , como resultado de pequeñas fluctuaciones cuánticas tras el Big Bang . El modelo más sencillo que concuerda con los fenómenos observados es el modelo Lambda-CDM , según el cual la agrupación y fusión de galaxias permite que acumulen masa, determinando así su forma y estructura. La simulación hidrodinámica, que simula tanto bariones como materia oscura , se utiliza ampliamente para estudiar la formación y evolución de las galaxias.

Propiedades comúnmente observadas de las galaxias

Diagrama de la morfología de las galaxias mediante el diapasón de Hubble.

Debido a la imposibilidad de realizar experimentos en el espacio exterior, la única forma de "poner a prueba" las teorías y los modelos de evolución galáctica es compararlos con las observaciones. Las explicaciones sobre cómo se formaron y evolucionaron las galaxias deben ser capaces de predecir las propiedades y los tipos de galaxias observadas.

El esquema de clasificación de galaxias comúnmente conocido como diagrama de diapasón tiene sus raíces en el trabajo de James Jeans y John Henry Reynolds . Jeans (1919) y Reynolds (1920) establecieron la secuencia morfológica E–S0–S. [ 1 ] [ 2 ] Edwin Hubble (1926) [ 3 ] posteriormente popularizó y extendió este marco, bifurcando la rama espiral para distinguir espirales barradas de no barradas. Jeans (1928) luego produjo el diagrama en forma de Y que encapsulaba esta secuencia en forma visual, [ 4 ] más tarde girado de lado para convertirse en el diapasón. [ 5 ] . Particionó las galaxias en elípticas , lenticulares , espirales normales , espirales barradas (como la Vía Láctea ) e irregulares .

Aunque el Diapasón sigue siendo una herramienta descriptiva muy utilizada, no codifica las trayectorias evolutivas entre los tipos de galaxias; es una clasificación morfológica, no un esquema evolutivo. Un marco más reciente llamado Triangal , introducido por Alister Graham, [ 6 ] [ 7 ] mapea explícitamente los canales evolutivos entre las especies de galaxias. A diferencia del Diapasón, el Triangal distingue tres orígenes físicamente distintos para las galaxias lenticulares (S0) : (i) sistemas primigenios que nunca han pasado por una fusión importante; (ii) galaxias espirales desvanecidas que han agotado su suministro de gas; y (iii) galaxias S0 ricas en polvo formadas a través de fusiones importantes húmedas (ricas en gas), que constituyen una población de "montaña verde". El marco identifica además una secuencia de "reducción de tamaño del disco" en la que las fusiones sucesivas secas (pobres en gas) borran progresivamente los discos estelares, haciendo que las galaxias transiten de tipos ES (elípticos) a elípticas puras con núcleos agotados. Al tratar la morfología de las galaxias como un registro de la historia de acreción y fusión, en lugar de una etiqueta estática, el modelo triangular proporciona un marco de referencia con fundamento físico para interpretar las relaciones de escala de las galaxias y la coevolución entre agujeros negros y galaxias.

Estos tipos de galaxias presentan las siguientes propiedades, que pueden explicarse mediante las teorías actuales sobre la evolución de las galaxias:

  • Muchas de las propiedades de las galaxias (incluido el diagrama color-magnitud de las galaxias ) indican que fundamentalmente existen dos tipos de galaxias. Estos grupos se dividen en galaxias azules formadoras de estrellas, que se asemejan más a las galaxias espirales, y galaxias rojas no formadoras de estrellas, que se asemejan más a las galaxias elípticas.
  • Las galaxias espirales son bastante delgadas, densas y giran relativamente rápido, mientras que las estrellas en las galaxias elípticas tienen órbitas orientadas aleatoriamente.
  • La mayoría de las galaxias gigantes contienen un agujero negro supermasivo en sus centros, con una masa que oscila entre millones y miles de millones de veces la masa del Sol . La masa del agujero negro está ligada a la masa del bulbo o esferoide de la galaxia anfitriona. Actualmente se reconoce que la relación de escala de la masa del agujero negro es específica de la morfología de la galaxia , lo que sirve como una señal de su particular historia de formación y ensamblaje. [ 6 ] [ 7 ] Además, en galaxias más débiles y de menor masa, un cúmulo estelar nuclear central coexiste frecuentemente con el agujero negro supermasivo, y existe una relación matemática de escala de masa entre estos dos objetos masivos centrales. [ 8 ]
  • La metalicidad tiene una correlación positiva con la luminosidad de una galaxia y una correlación aún más fuerte con la masa de la galaxia. [ 9 ] : 80

Los astrónomos creen ahora que las galaxias de disco probablemente se formaron primero y luego evolucionaron hasta convertirse en galaxias elípticas mediante fusiones de galaxias.

Los modelos actuales también predicen que la mayor parte de la masa de las galaxias está compuesta de materia oscura , una sustancia que no es directamente observable y que podría no interactuar por ningún medio excepto la gravedad. Esta observación surge porque las galaxias no podrían haberse formado como lo hicieron, ni rotar como se observa, a menos que contuvieran mucha más masa de la que se puede observar directamente.

Formación de galaxias de disco

La etapa más temprana en la evolución de las galaxias es su formación. Cuando se forma una galaxia, tiene forma de disco y se la denomina galaxia espiral debido a las estructuras en forma de "brazos" espirales que se encuentran en el disco. Existen diferentes teorías sobre cómo se desarrollan estas distribuciones de estrellas en forma de disco a partir de una nube de materia; sin embargo, en la actualidad, ninguna de ellas predice con exactitud los resultados de las observaciones.

Teorías de arriba hacia abajo

Olin J. Eggen , Donald Lynden-Bell y Allan Sandage [ 10 ] propusieron en 1962 una teoría que postula que las galaxias de disco se forman mediante el colapso monolítico de una gran nube de gas. La distribución de la materia en el universo primitivo se encontraba en cúmulos compuestos principalmente de materia oscura. Estos cúmulos interactuaban gravitacionalmente, ejerciendo fuerzas de marea entre sí que les otorgaban cierto momento angular. A medida que la materia bariónica se enfriaba, disipaba energía y se contraía hacia el centro. Al conservarse el momento angular, la materia cercana al centro aceleraba su rotación. Entonces, como una bola giratoria de masa de pizza, la materia se compactaba formando un disco. Una vez que el disco se enfriaba, el gas dejaba de ser gravitacionalmente estable, por lo que no podía permanecer como una nube homogénea singular. Se fragmentaba, y estas nubes de gas más pequeñas formaban estrellas. Dado que la materia oscura no se disipaba, ya que solo interactuaba gravitacionalmente, permanecía distribuida fuera del disco en lo que se conoce como el halo oscuro . Las observaciones muestran que hay estrellas ubicadas fuera del disco, lo que no encaja del todo con el modelo de "masa de pizza". Leonard Searle y Robert Zinn [ 11 ] propusieron por primera vez que las galaxias se forman por la coalescencia de progenitores más pequeños. Conocida como un escenario de formación descendente, esta teoría es bastante simple, pero ya no es ampliamente aceptada.

Teoría ascendente

Teorías más recientes incluyen el agrupamiento de halos de materia oscura en el proceso ascendente. En lugar de que grandes nubes de gas colapsen para formar una galaxia en la que el gas se divide en nubes más pequeñas, se propone que la materia comenzó en estos cúmulos "más pequeños" (masa del orden de los cúmulos globulares ), y luego muchos de estos cúmulos se fusionaron para formar galaxias, [ 12 ] que luego fueron atraídas por la gravedad para formar cúmulos de galaxias . Esto sigue dando como resultado distribuciones de materia bariónica en forma de disco con materia oscura formando el halo por todas las mismas razones que en la teoría descendente. Los modelos que utilizan este tipo de proceso predicen más galaxias pequeñas que grandes, lo que coincide con las observaciones.

Actualmente, los astrónomos desconocen qué proceso detiene la contracción. De hecho, las teorías sobre la formación de galaxias de disco no logran explicar la velocidad de rotación ni el tamaño de estas galaxias. Se ha sugerido que la radiación de estrellas brillantes recién formadas, o de un núcleo galáctico activo, puede ralentizar la contracción de un disco en formación. También se ha sugerido que el halo de materia oscura puede atraer a la galaxia, deteniendo así la contracción del disco. [ 13 ]

El modelo Lambda-CDM es un modelo cosmológico que explica la formación del universo después del Big Bang . Es un modelo relativamente simple que predice muchas propiedades observadas en el universo, incluyendo la frecuencia relativa de diferentes tipos de galaxias; sin embargo, subestima el número de galaxias de disco delgado en el universo. [ 14 ] La razón es que estos modelos de formación de galaxias predicen un gran número de fusiones. Si las galaxias de disco se fusionan con otra galaxia de masa comparable (al menos el 15 por ciento de su masa), es probable que la fusión destruya, o como mínimo perturbe en gran medida el disco, y no se espera que la galaxia resultante sea una galaxia de disco (véase la siguiente sección). Si bien esto sigue siendo un problema sin resolver para los astrónomos, no significa necesariamente que el modelo Lambda-CDM sea completamente erróneo, sino más bien que requiere un mayor refinamiento para reproducir con precisión la población de galaxias en el universo.

Fusiones de galaxias y formación de galaxias elípticas

Imagen artística de una tormenta de fuego de nacimiento estelar en lo profundo del núcleo de una galaxia elíptica joven y en crecimiento.
NGC 4676 ( Galaxias de los Ratones ) es un ejemplo de una fusión actual.
Las galaxias Antena son un par de galaxias en colisión; los brillantes nudos azules son estrellas jóvenes que se han encendido recientemente como resultado de la fusión.
ESO 325-G004 , una galaxia elíptica típica

Las galaxias elípticas (en particular las elípticas supergigantes , como ESO 306-17 ) se encuentran entre las más grandes conocidas hasta ahora . Sus estrellas están en órbitas orientadas aleatoriamente dentro de la galaxia (es decir, no rotan como las galaxias de disco). Una característica distintiva de las galaxias elípticas es que la velocidad de las estrellas no necesariamente contribuye al achatamiento de la galaxia, como ocurre en las galaxias espirales. [ 15 ] Las galaxias elípticas tienen agujeros negros supermasivos centrales , y las masas de estos agujeros negros se correlacionan con la masa de la galaxia. [ 16 ] [ 7 ]

Las galaxias elípticas tienen dos etapas principales de evolución. La primera se debe al crecimiento del agujero negro supermasivo mediante la acreción de gas en enfriamiento. La segunda etapa se caracteriza por la estabilización del agujero negro mediante la supresión del enfriamiento del gas, dejando así a la galaxia elíptica en un estado estable. [ 17 ] La masa del agujero negro también está correlacionada con una propiedad llamada sigma , que es la dispersión de las velocidades de las estrellas en sus órbitas. Esta relación, conocida como la relación M-sigma , se publicó en 2000. [ 18 ] [ 19 ] Estudios recientes muestran que esta relación solo se cumple en un rango limitado, acentuándose a altas masas de agujeros negros [ 20 ] —un comportamiento explicado por el teorema del virial— que refleja la historia de fusión distintiva de las galaxias elípticas más masivas. [ 21 ] Las galaxias elípticas carecen en su mayoría de discos, aunque algunos bulbos de galaxias de disco se asemejan a galaxias elípticas. Es más probable encontrar galaxias elípticas en regiones densamente pobladas del universo (como los cúmulos de galaxias ).

Los astrónomos ahora ven a las galaxias elípticas como algunos de los sistemas más evolucionados del universo. Se acepta ampliamente que la principal fuerza impulsora para la evolución de las galaxias elípticas son las fusiones de galaxias más pequeñas. Muchas galaxias en el universo están ligadas gravitacionalmente a otras galaxias, lo que significa que nunca escaparán de su atracción mutua. Si esas galaxias que colisionan son de tamaño similar, la galaxia resultante no se parecerá a ninguna de las progenitoras, [ 22 ] sino que será elíptica. Hay muchos tipos de fusiones de galaxias, que no necesariamente resultan en galaxias elípticas, pero sí en un cambio estructural. Por ejemplo, se cree que está ocurriendo un evento de fusión menor entre la Vía Láctea y las Nubes de Magallanes .

Las fusiones entre galaxias tan grandes se consideran violentas, y la interacción por fricción del gas entre las dos galaxias puede causar ondas de choque gravitacionales , capaces de formar nuevas estrellas en la nueva galaxia elíptica. [ 23 ] Al secuenciar varias imágenes de diferentes colisiones galácticas, se puede observar la cronología de la fusión de dos galaxias espirales en una sola galaxia elíptica. [ 24 ]

En el Grupo Local , la Vía Láctea y la galaxia de Andrómeda están ligadas gravitacionalmente y actualmente se aproximan entre sí a gran velocidad. Las simulaciones muestran que la Vía Láctea y Andrómeda se encuentran en curso de colisión y se espera que colisionen en menos de cinco mil millones de años. Durante esta colisión, se prevé que el Sol y el resto del Sistema Solar sean expulsados ​​de su órbita actual alrededor de la Vía Láctea. El remanente podría ser una galaxia elíptica gigante. [ 25 ]

Extinción de galaxias

La formación estelar en galaxias que ahora son "muertas" se extinguió hace miles de millones de años [ 26 ].

Una observación que debe explicarse mediante una teoría exitosa de la evolución de las galaxias es la existencia de dos poblaciones diferentes de galaxias en el diagrama color-magnitud de las galaxias. La mayoría de las galaxias tienden a ubicarse en dos regiones distintas de este diagrama: una "secuencia roja" y una "nube azul". Las galaxias de la secuencia roja son generalmente galaxias elípticas sin formación estelar, con poco gas y polvo, mientras que las galaxias de la nube azul tienden a ser galaxias espirales polvorientas con formación estelar. [ 27 ] [ 28 ]

Como se describió en secciones anteriores, las galaxias tienden a evolucionar de una estructura espiral a una elíptica mediante fusiones. Sin embargo, la tasa actual de fusiones de galaxias no explica cómo todas las galaxias pasan de la "nube azul" a la "secuencia roja". Tampoco explica cómo cesa la formación estelar en las galaxias. Por lo tanto, las teorías de la evolución galáctica deben poder explicar cómo se detiene la formación estelar en las galaxias. Este fenómeno se denomina "extinción" galáctica. [ 29 ]

Las estrellas se forman a partir de gas frío (véase también la ley de Kennicutt-Schmidt ), por lo que una galaxia se extingue cuando se queda sin gas frío. Sin embargo, se cree que la extinción ocurre relativamente rápido (en mil millones de años), mucho menos tiempo que el que tardaría una galaxia en agotar su reserva de gas frío. [ 30 ] [ 31 ] Los modelos de evolución galáctica explican esto planteando la hipótesis de otros mecanismos físicos que eliminan o cortan el suministro de gas frío en una galaxia. Estos mecanismos se pueden clasificar en dos categorías principales: (1) mecanismos de retroalimentación preventiva que impiden que el gas frío entre en una galaxia o que produzca estrellas, y (2) mecanismos de retroalimentación eyectiva que eliminan el gas para que no pueda formar estrellas. [ 32 ]

Un mecanismo preventivo teórico llamado “estrangulación” impide que el gas frío entre en la galaxia. La estrangulación es probablemente el principal mecanismo para la supresión de la formación estelar en galaxias cercanas de baja masa. [ 33 ] La explicación física exacta de la estrangulación aún se desconoce, pero podría estar relacionada con las interacciones de una galaxia con otras galaxias. Cuando una galaxia cae en un cúmulo de galaxias, las interacciones gravitacionales con otras galaxias pueden estrangularla al impedir que acumule más gas. [ 34 ] Para galaxias con halos masivos de materia oscura , otro mecanismo preventivo llamado “ calentamiento por choque virial ” también podría impedir que el gas se enfríe lo suficiente como para formar estrellas. [ 31 ]

Los procesos eyectivos, que expulsan gas frío de las galaxias, podrían explicar cómo se detiene la formación estelar en galaxias más masivas. [ 35 ] Un mecanismo eyectivo es causado por agujeros negros supermasivos que se encuentran en los centros de las galaxias. Las simulaciones han demostrado que el gas que se acumula en agujeros negros supermasivos en los centros galácticos produce chorros de alta energía ; la energía liberada puede expulsar suficiente gas frío como para detener la formación estelar. [ 36 ]

Nuestra propia Vía Láctea y la cercana galaxia de Andrómeda parecen estar experimentando actualmente la transición de extinción de galaxias azules formadoras de estrellas a galaxias rojas pasivas. [ 37 ]

Simulaciones hidrodinámicas

La energía oscura y la materia oscura constituyen la mayor parte de la energía del Universo, por lo que es válido ignorar los bariones al simular la formación de estructuras a gran escala (utilizando métodos como la simulación de N cuerpos ). Sin embargo, dado que los componentes visibles de las galaxias están formados por bariones, es crucial incluirlos en la simulación para estudiar sus estructuras detalladas. Inicialmente, el componente bariónico se compone principalmente de hidrógeno y helio, que posteriormente se transforma en estrellas durante la formación de estructuras. A partir de las observaciones, se pueden validar los modelos utilizados en las simulaciones y mejorar la comprensión de las diferentes etapas de la formación de galaxias.

ecuaciones de Euler

En las simulaciones cosmológicas, los gases astrofísicos se modelan típicamente como gases ideales no viscosos que siguen las ecuaciones de Euler , las cuales pueden expresarse principalmente de tres maneras diferentes: métodos lagrangianos, eulerianos o lagrangianos-eulerianos arbitrarios. Los diferentes métodos dan formas específicas de ecuaciones hidrodinámicas. [ 38 ] Al usar el enfoque lagrangiano para especificar el campo, se supone que el observador sigue una parcela de fluido específica con sus características únicas durante su movimiento a través del espacio y el tiempo. En contraste, el enfoque euleriano enfatiza ubicaciones particulares en el espacio por las que pasa el fluido a medida que avanza el tiempo.

Física bariónica

Para dar forma a la población de galaxias, las ecuaciones hidrodinámicas deben complementarse con una variedad de procesos astrofísicos regidos principalmente por la física bariónica.

Refrigeración por gas

Los procesos, como la excitación por colisión, la ionización y la dispersión Compton inversa , pueden provocar la disipación de la energía interna del gas. En la simulación, los procesos de enfriamiento se realizan acoplando las funciones de enfriamiento a las ecuaciones de energía. Además del enfriamiento primordial, a alta temperatura, 105K<T<107K{\displaystyle \ 10^{5}K<T<10^{7}K\,}, predomina el enfriamiento por elementos pesados ​​(metales). [ 39 ] Cuando T<104K{\displaystyle \ T<10^{4}K\,}, también es necesario considerar la estructura fina y el enfriamiento molecular para simular la fase fría del medio interestelar .

medio interestelar

La compleja estructura multifásica, que incluye partículas relativistas y campo magnético, dificulta la simulación del medio interestelar. En particular, modelar la fase fría del medio interestelar plantea dificultades técnicas debido a las cortas escalas de tiempo asociadas con el gas denso. En las primeras simulaciones, la fase de gas denso frecuentemente no se modela directamente, sino que se caracteriza por una ecuación de estado politrópica efectiva. [ 40 ] Simulaciones más recientes utilizan una distribución multimodal [ 41 ] [ 42 ] para describir las distribuciones de densidad y temperatura del gas, que modelan directamente la estructura multifásica. Sin embargo, es necesario considerar procesos físicos más detallados en futuras simulaciones, ya que la estructura del medio interestelar afecta directamente la formación estelar .

Formación estelar

A medida que se acumula gas frío y denso, sufre un colapso gravitacional y finalmente forma estrellas. Para simular este proceso, una porción del gas se transforma en partículas estelares sin colisiones, que representan poblaciones estelares coetáneas de metalicidad única y se describen mediante una función de masa subyacente inicial. Las observaciones sugieren que la eficiencia de formación estelar en gas molecular es casi universal, con alrededor del 1 % del gas convertido en estrellas por tiempo de caída libre. [ 43 ] En las simulaciones, el gas se convierte típicamente en partículas estelares utilizando un esquema de muestreo probabilístico basado en la tasa de formación estelar calculada. Algunas simulaciones buscan una alternativa al esquema de muestreo probabilístico y pretenden capturar mejor la naturaleza agrupada de la formación estelar al tratar los cúmulos estelares como la unidad fundamental de formación estelar. Este enfoque permite el crecimiento de partículas estelares mediante la acreción de material del medio circundante. [ 44 ] Además, los modelos modernos de formación de galaxias rastrean la evolución de estas estrellas y la masa que devuelven al componente gaseoso, lo que lleva a un enriquecimiento del gas con metales. [ 45 ]

Retroalimentación estelar

Las estrellas influyen en el gas circundante inyectando energía y momento. Esto crea un bucle de retroalimentación que regula el proceso de formación estelar. Para controlar eficazmente la formación estelar, la retroalimentación estelar debe generar flujos de salida a escala galáctica que expulsen gas de las galaxias. Se utilizan diversos métodos para acoplar energía y momento al gas circundante, especialmente mediante explosiones de supernovas. Estos métodos difieren en la forma en que se deposita la energía, ya sea térmica o cinéticamente. Sin embargo, en el primer caso, debe evitarse un enfriamiento radiativo excesivo del gas. Se espera enfriamiento en gas denso y frío, pero no puede modelarse de forma fiable en simulaciones cosmológicas debido a su baja resolución. Esto conduce a un enfriamiento artificial y excesivo del gas, lo que provoca que la energía de retroalimentación de la supernova se pierda por radiación y reduce significativamente su eficacia. En el segundo caso, la energía cinética no puede irradiarse hasta que se termaliza. Sin embargo, el uso de partículas de viento hidrodinámicamente desacopladas para inyectar momento de forma no local en el gas que rodea las regiones activas de formación estelar puede seguir siendo necesario para lograr flujos de salida galácticos a gran escala. [ 46 ] Los modelos recientes modelan explícitamente la retroalimentación estelar. [ 47 ] Estos modelos no solo incorporan la retroalimentación de supernovas, sino que también consideran otros canales de retroalimentación, como la inyección de energía y momento de vientos estelares, fotoionización y presión de radiación resultante de la radiación emitida por estrellas jóvenes y masivas. [ 48 ] Durante el Amanecer Cósmico , la formación de galaxias ocurrió en breves estallidos de 5 a 30 Myr debido a retroalimentaciones estelares. [ 49 ]

agujeros negros supermasivos

También se considera la simulación de agujeros negros supermasivos, incorporándolos numéricamente en halos de materia oscura, debido a su observación en numerosas galaxias [ 50 ] y al impacto de su masa en la distribución de densidad de masa. Su tasa de acreción de masa se modela frecuentemente mediante el modelo de Bondi-Hoyle.

núcleos galácticos activos

Los núcleos galácticos activos (AGN) tienen un impacto en los fenómenos observacionales de los agujeros negros supermasivos y, además, regulan el crecimiento de los agujeros negros y la formación estelar. En las simulaciones, la retroalimentación de los AGN se suele clasificar en dos modos: cuásar y radio. La retroalimentación del modo cuásar está vinculada al modo radiativamente eficiente de crecimiento de los agujeros negros y se incorpora frecuentemente mediante la inyección de energía o momento. [ 51 ] Se cree que la regulación de la formación estelar en galaxias masivas está significativamente influenciada por la retroalimentación del modo radio, que se produce debido a la presencia de chorros altamente colimados de partículas relativistas. Estos chorros suelen estar vinculados a burbujas de rayos X que poseen suficiente energía para contrarrestar las pérdidas por enfriamiento. [ 52 ]

campos magnéticos

El enfoque ideal de magnetohidrodinámica se utiliza comúnmente en simulaciones cosmológicas, ya que proporciona una buena aproximación para los campos magnéticos cosmológicos. El efecto de los campos magnéticos sobre la dinámica del gas es generalmente despreciable a grandes escalas cosmológicas. Sin embargo, los campos magnéticos son un componente crítico del medio interestelar, puesto que proporcionan soporte de presión contra la gravedad [ 53 ] y afectan la propagación de los rayos cósmicos [ 54 ] .

rayos cósmicos

Los rayos cósmicos desempeñan un papel importante en el medio interestelar al contribuir a su presión, [ 55 ] sirviendo como un canal de calentamiento crucial, [ 56 ] y potencialmente impulsando las salidas de gas galáctico. [ 57 ] La ​​propagación de los rayos cósmicos se ve muy afectada por los campos magnéticos. Por lo tanto, en la simulación, las ecuaciones que describen la energía y el flujo de los rayos cósmicos se acoplan a las ecuaciones de magnetohidrodinámica . [ 58 ]

Hidrodinámica de la radiación

Las simulaciones de hidrodinámica radiativa son métodos computacionales que se utilizan para estudiar la interacción de la radiación con la materia. En contextos astrofísicos, la hidrodinámica radiativa se emplea para estudiar la época de la reionización, cuando el Universo presentaba un alto corrimiento al rojo. Existen diversos métodos numéricos para las simulaciones de hidrodinámica radiativa, como el trazado de rayos, el método de Monte Carlo y los métodos basados ​​en momentos. El trazado de rayos consiste en seguir las trayectorias de fotones individuales a través de la simulación y calcular sus interacciones con la materia en cada paso. Este método es computacionalmente costoso, pero puede producir resultados muy precisos.

Véase también

Lecturas adicionales

Referencias

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