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¿Quién sigue revolviendo el cóctel interestelar?

Title: The Signature of Large Scale Turbulence Driving on the Structure of the Interstellar Medium

Autores: Tine Colman, Jean-François Robitaille, Patrick Hennebelle, Marc-Antoine Miville-Deschênes, Noé Brucy, Ralf S. Klessen, Simon C. O. Glover, Juan D. Soler, Davide Elia, Alessio Traficante, Sergio Molinari, Leonardo Testi

Institución del primer autor: Université Paris Saclay and Université de Paris, France

Status: Aceptado para publicación en  MNRAS [acceso abierto]

Astrobites original: Who Keeps Stirring the Interstellar Pot? por  

Seguramente sería grandioso entender más sobre la turbulencia. Los movimientos de fluidos caóticos, que en general llamamos turbulencia están muy extendidos por todo el gas del medio interestelar.  Sin embargo, nuestra descripción de cómo la evolución de estos sistemas turbulentos influye en la formación estelar y la dinámica de las galaxias es todavía bastante limitada. La turbulencia suele ser un proceso transitorio: la energía cinética dentro de esos movimientos caóticos del gas cae en cascada a escalas espaciales cada vez más pequeñas hasta que finalmente se disipa por la viscosidad del gas. Entonces, si su energía decae en este proceso en cascada relativamente rápido (al menos en relación con las escalas de tiempo de un millón de años típicas de muchos otros procesos interestelares), ¿por qué vemos tanta turbulencia en el gas interestelar? ¿No debería haberse decaído todo? Sólo hay una posibilidad: algo debe estar creando continuamente más turbulencia.

Entonces, ¿qué podría ser responsable de la agitación constante de este cóctel cósmico? Los autores del artículo de hoy lidian con esta misma pregunta, investigando si los límites de nuestro entendimiento actual de la física del medio interestelar son suficientes para sostener sus propiedades turbulentas.

Si la turbulencia es una propiedad tan difícil de precisar y cuantificar, ¿cómo es posible descubrir de dónde proviene? Para descubrir qué está impulsando la turbulencia en el medio interestelar, podemos observar las propiedades estadísticas del gas. El espectro de potencias es una herramienta estadística particularmente poderosa y frecuentemente utilizada, que (en este caso) describe la cantidad de estructura coherente en diferentes escalas espaciales. Por ejemplo, si un mapa de densidad de una nube tiene muchos filamentos largos de gas, mostrará un espectro de potencias diferente al de una nube que está formada por pequeños grupos de gas aislados.

Figura 1: Los dos paneles superiores muestran una comparación lado a lado de dos regiones simuladas del medio interestelar de una galaxia de disco, el panel izquierdo sin turbulencia adicional y el panel derecho con turbulencia intensa. Los paneles de en medio muestran esas mismas regiones simuladas descompuestas en sus componentes difusos (también conocidos como gaussianos) y más filamentos (panel de abajo). El color es la densidad del gas. (Crédito: Figura 1 modificada del artículo original).

 

Los autores compararon cómo los diferentes tipos de turbulencia afectan el espectro de potencias de la densidad columnar del medio interestelar mediante simulaciones hidrodinámicas del disco de una galaxia. Estas simulaciones siguen la evolución de una caja de gas de 1 kiloparsec a medida que los flujos de gas forman una estructura de filamentos, llena de ondas de choque supersónicas, y eventualmente forman estrellas. Las simulaciones también permiten que se formen estrellas dentro de esas estructuras de gas, y las estrellas suficientemente masivas pueden proporcionar retroalimentación estelar en forma de supernovas y radiación ionizante. Esta retroalimentación estelar produce cierta turbulencia en el gas con el tiempo, pero los autores también incluyen turbulencia a mayor escala, agitando el gas con diferente intensidad en las simulaciones para ver cómo los resultados afectan el espectro de potencias. Esta turbulencia artificial pretende representar la intensidad a gran escala (hasta el tamaño completo de la caja de 1 kiloparsec) que podrían ser importantes en la evolución del gas a escalas más pequeñas.

Figura 2: Observación a 500 micras de la Gran Nube de Magallanes observada por el Observatorio Espacial Herschel. El mapa se divide en 25 subregiones para compararlo con las simulaciones presentadas en el artículo de hoy. (Crédito: figura 4 del artículo original).

Para extraer información más útil sobre las propiedades de la turbulencia, los autores exploraron la descomposición de la nube simulada en dos componentes: una componente difusa y una red más coherente de filamentos y grupos densos que muestran diferencias más extremas en condiciones turbulentas. En la Figura 1 se muestra un ejemplo de los mapas de densidad de estas simulaciones y la descomposición correspondiente en componentes difusas y con filamentos.

 Los autores compararon el espectro de potencias de su colección de simulaciones hidrodinámicas con los diferentes tipos de condiciones de turbulencia inyectada con algunas observaciones reales del Observatorio Espacial Herschel de la Gran Nube de Magallanes (LMC por sus siglas en Inglés), una de las galaxias satélite de la Vía Láctea. La LMC es relativamente cercana y resulta ser una buena comparación para las simulaciones generadas por los autores en términos de resolución física. Para tener una muestra más adecuada de cajas similares a las simulaciones, se divide la LMC en 25 subregiones, que se muestran y etiquetan en la Figura 2. Los espectros de potencias que calculan a partir de las simulaciones en comparación con el subconjunto de las diferentes subregiones de LMC se muestran en la Figura 3, donde surgen algunas tendencias fascinantes.

Figura 3: Comparación de los espectros de potencias de las regiones simuladas con varias de las subregiones elegidas de la Gran Nube de Magallanes. En el eje X, está la escala física, donde a la izquierda están las escalas más pequeñas, y a la derecha, las más grandes. En el eje Y, la amplitud del espectro de potencias. Las simulaciones sin turbulencia no se parecen a las propiedades de las observaciones reales. (Crédito: Figura 7 modificada del artículo original)

La simulación que no incluye la turbulencia a gran escala (que sólo contiene la turbulencia creada por la retroalimentación estelar) no se parece al espectro de potencias en casi todas las subregiones de LMC. Claramente, la retroalimentación estelar no es suficiente para crear los tipos de turbulencia que se ven en el medio interestelar real. Parece que la mayoría de las regiones observadas en la LMC requieren algún tipo de proceso turbulento a mayor escala y, en algunos casos, parecen exhibir turbulencias inyectadas a escalas mayores que un kiloparsec. No está claro qué genera la turbulencia a gran escala, aunque la presencia de estructuras supergigantes (resultado catastrófico de un estallido agrupado de explosiones de supernovas) o las interacciones gravitatorias con la distribución de estrellas de la galaxia (por ejemplo, como una barra estelar) son posibles contendientes para la turbulencia el medio interestelar a escalas galácticas.

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