Digitale galakser - Sådan fødes stjerner

Kontrollerede eksperimenter er ikke en mulighed

Selvom det ville være fantastisk, kan vi ikke bygge planeter, stjerner og meget mindre galakser i vores laboratorier, og derfor er kontrollerede eksperimenter, som er grundlaget for de fleste videnskaber, uden for astrofysikkens rækkevidde.

I århundreder har vi bygget nye matematiske modeller til at beskrive naturen, og det har givet os mulighed for at opnå ny indsigt i astrofysikkens virkemåde. Et eksempel på sådanne succeshistorier er stjernemodeller: Stjerner er enorme kugler af gas, og tyngdekraftens tiltrækkende kraft gør dem tilnærmelsesvis sfæriske.

Dette gjorde det muligt for astronomer at bygge de første præcise modeller allerede for et århundrede siden ved at antage sfærisk symmetri og løse de strukturelle ligninger fra centrum af en stjerne til overfladen.

Som en ske, der blander mælk i kaffe

I dag er grænsen inden for astrofysik at forstå, hvordan stjerner, gas og støv interagerer i galakser for at skabe nye stjerner, og hvordan planeter dannes omkring nyfødte stjerner. Dette er en del af det, der kaldes stjerne-gas livscyklus.

I galakser findes gas i mange forskellige former, fra ekstrem varm og spinkel gas, der når 100 millioner grader til kolde og tætte molekylære skyer.

Vores grundlæggende model for gasstrømme er ligningerne for magnetiseret væskedynamik. De beskriver, hvordan stof transporteres under kræfterne fra magnetfelter, tyngdekraft og stråling.

Væskedynamik er ikke-lineær, (dvs. en væskes acceleration afhænger af dens hastighed), og i nogle væsker kan denne ikke-linearitet dæmpes af friktion (et godt eksempel er honning, der flyder meget langsomt og støt på grund af friktion). Imidlertid er tæthederne i universet meget lave, og friktion er næsten ikke-eksisterende.

Denne kombination af væskedynamikkens ikke-lineære natur, gassens lave tætheder og de enorme hastigheder, som eksploderende stjerner giver, er det, der giver den interstellare gas dens komplekse struktur.

Molekylære skyer føder stjerner

Computersimuleringer inden for astrofysikken, der bygger på væskedynamikkens ligninger, er blevet et uundværligt værktøj til erstatning for laboratorieforsøg, som vi kan bruge til at forstå og fortolke vores observationer.

Simuleringer, der løser ligningerne numerisk, bruges ikke kun til at gengive observationer. Beregningsastrofysik er ved at blive den primære søjle i moderne teoretisk astrofysik.

Når vi er blevet i stand til at reproducere observationer, så undersøger vi hvad der er de vigtigste kræfter, og det giver os mulighed for at vejlede teori og teste gyldigheden af ​​vores modeller.

LUMI en europæisk supercomputer

For at forstå livscyklussen for stjerner og gas i galakser med et volumen, der indeholder nok materiale til, at titusindvis af stjerner kan blive født, skal der modelleres, da massive stjerner er meget sjældne.

Dette kræver enorme beregningsressourcer og algoritmer, der er i stand til at spænde over et dynamisk område på mere end 100 millioner i rum og tid, dvs. fra sekunder til milliarder af år, fra millimeter til lysår.

LUMI er en europæisk supercomputer i top fem over supercomputere på verdensplan, som NBI-forskere har adgang til.

Kombinationen af ​​den nye DISPA TCH-værktøjet og LUMI-computerens enorme kraft vil gøre det muligt at udvikle et stykke af Mælkevejen i silicio over tidsskalaer på hundreder af millioner af år, hvilket giver os mulighed for at teste vores teorier om samspillet mellem stjerner og stof i Mælkevejen for bedre at forstå, hvordan stjerner bliver født, og hvordan galakser udvikler sig.

Disse modeller vil være de mest realistiske nogensinde af stjernedannende områder, og i tæt samarbejde med astronomer fra Niels Bohr Institutet vil data blive sammenlignet med observationer fra det store europæiske ALMA-teleskop.