symulacje kinetyczne particle-in-cell w astrofizyce wysokich energii
DESCRIPTION
Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii. Instytut Fizyki Jądrowej PAN, Kraków. Jacek Niemiec. *badania wspierane przez:. Wprowadzenie. Plazma astrofizyczna - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii
Jacek NiemiecInstytut Fizyki Jądrowej PAN, Kraków
*badania wspierane przez:
Plazma astrofizyczna • plazma bezzderzeniowa: oddziaływania pomiędzy naładowanymi cząstkami zachodzą poprzez długozasięgowe siły elektromagnetyczne – ruchy kolektywne w plazmie, fale plazmowe, pola EM
Źródła promieniowania X i • wypływy materii – anizotropia rozkładu cząstek w plazmie• niestabilności plazmowe – dyssypacja energii: generacja turbulencji, grzanie plazmy, produkcja wysokoenergetycznych cząstek• sprzężenie: oddziaływania cząstka-fala – modyfikacja własności plazmy
• procesy mikrofizyczne determinują własności makrofizyczne obiektów (strukturę, widmo promieniowania)
• przyspieszanie cząstek, produkcja promieniowania oraz struktura makro obiektów muszą być badane w ramach kompleksowego, konsystentnego opisu – kinetyczne symulacje numeryczne plazmy: Particle-In-Cell
Wprowadzenie
Plazma bezzderzeniowa w obiektach astronomicznych
Cyg A – gorące plamy (szoki rel.)
Supernowa Keplera – szok nierel. Błyski Gamma – wewnętrznei zewnętrze szoki rel.
Krab – szok terminalny wiatru z pulsara (rel.)
Przestrzenne i czasowe skale mikro:
Symulacje Particle-In-CellMetoda ab initio w fizyce plazmy bezzderzeniowej:• rozwiązywanie równań Maxwella na siatce numerycznej• rozwiązywanie relatywistycznych równań ruchu cząstek w samouzgodnionym polu elektromagnetycznym• cząstki punktowe reprezentowane przez makrocząstki o rozmiarach komórki siatki numerycznej
Dawson 1983
Symulacje Particle-In-Cell
• symulacje 2D i 3D; >109 makrocząstek• kody numeryczne wykorzystujące techniki programowania równoległego(TRISTAN – Fortran 77 + Message Passing Interface)
• testowanie rozwiązań analitycznych dla zimnej plazmy• śledzenie nieliniowej ewolucji układu fizycznego• jednoczesne badanie wielu różnych procesów w plazmie
Schemat metody:
Symulacje Particle-In-Cell
Współpraca naukowa:
• Martin Pohl, Thomas Stroman (Iowa State University, Ames, IA, USA)
• Ken-Ichi Nishikawa (National Space Science and Technology Center, Huntsville, AL, USA)
Zasoby komputerowe:
• systemy SGI Altix – Columbia (NASA Advanced Supercomputing)
• klaster IBM Itanium2 – Mercury (National Center for Supercomputing Applications; Teragrid)
Zastosowanie metody PIC w astrofizyce wysokich energii
Procesy mikrofizyczne w plazmie astrofizycznej:
1. Relatywistyczne i nierelatywistyczne fale uderzeniowe:a.formacja struktury szokub.generacja pola magnetycznego c.przyspieszanie cząstekd.promieniowanie
2. Rekoneksja magnetyczna
3. Magnetosfery pulsarów
Zastosowanie metody PIC w astrofizyce wysokich energii
Procesy mikrofizyczne w plazmie astrofizycznej:
1. Relatywistyczne i nierelatywistyczne fale uderzeniowe:a.formacja struktury szokub.generacja pola magnetycznego c.przyspieszanie cząstekd.promieniowanie
2. Rekoneksja magnetyczna
3. Magnetosfery pulsarów
HESS: SNR RX J1713.7Pochodzenie galaktycznych promieni kosmicznych: • proces Fermiego I rzędu na szokach SNR• Emax określone przez amplitudę turbulencji magnetycznej
• turbulentne pole magnetyczne musi być generowane przy udziale promieni kosmicznych z przodu fali uderzeniowej
• obserwacje struktur włóknistych pojaśnień na brzegach pozostałości – obecność silnych pól magnetycznych (mG?)
SN 1006 (X-ray, Chandra)
HESS: SNR RX J1713.7
Amplifikacja pola magnetycznego w szokach pozostałości po supernowych – motywacje naukowe
Prekursor szoku młodej pozostałości po supernowej z wydajną produkcją cząstek –
obraz fizyczny
B0
Amplifikacja pola magnetycznego w prekursorze szoku młodej SNR
Symulacje MHD (Bell 2004, Zirakashvili et al. 2008, Reville et al. 2008):• pole magnetyczne silnie wzmocnione: B/B0 » 1
• jCR = constant – zaniedbany wpływ turbulencji na promienie kosmiczne
• MHD nie działa w próżni
Analiza teoretyczna (Bell 2004, Winske & Leroy 1984):• dryf PK prowadzi do generacji szybko narastających, nierezonansowych ( « rgCR) modów turbulencji magnetycznej
• wektory falowe równoległe do kierunku dryfu (k || B0)
→ symulacje kinetyczne (Particle-In-Cell)
Symulacje PIC
• wzmacniane składowe turbulentego pola magn. prostopadłe do kierunku dryfu promieni kosmicznych• tempo narastania modu równoległego (k || B0) zgodnez modelem analitycznym• wysycenie amplitudy pola B ≈ 10-20 B0
• turbulencja izotropowa i silnie nieliniowa w późnych stadiach ewolucji układu
Niemiec et al. (2008)Riquelme & Spitkovsky (2009)Ohira et al. (2009)Stroman et al. (2009), ApJ submittedNiemiec et al. (2009), ApJ subm. (relatywistyczny dryf)Gargate et al., w przygotowaniu (model hybrydowy)
2.5D simulationsγmax/Ωi=0.4, vdrift=0.4c, MA=40, γCR=50
dryf PK, B0
Ewolucja turbulencji magnetycznej
U góry: turbulentne pole magnetyczne |Bz| - mod nierezonansowy, k || B0Na dole: gęstość elektronów
• pęd związany z dryfem PK przekazany plazmie ośrodka• względny dryf pomiędzy PK a plazmą maleje – zanika źródło niestabilności • wysycenie amplitudy pola związane z rezonansowym rozpraszaniem PK na nieliniowej turbulecji generowanej przez niestabilność nierezonansową (por. Luo & Melrose 2009)
Efekty kinetyczne: wpływ turbulencji na trajektorie PK
δBmax
• metoda Particle-In-Cell jest narzędziem umożliwiającym dokonanie realnego postępu w badaniach procesów zachodzących w obiektach astrofizycznych
• w zastosowaniach astrofizycznych jest to stosunkowo młoda dziedzina badań – wiele podstawowych problemów jest wciąż nierozwiązanych
Uwagi końcowe