15
Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii Jacek Niemiec Instytut Fizyki Jądrowej PAN, Kraków adania wspierane przez:

Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii

  • Upload
    frye

  • View
    33

  • Download
    0

Embed Size (px)

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 Presentation

Citation preview

Page 1: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii

Jacek NiemiecInstytut Fizyki Jądrowej PAN, Kraków

*badania wspierane przez:

Page 2: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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

Page 3: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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:

Page 4: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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

Page 5: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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:

Page 6: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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)

Page 7: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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

Page 8: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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

Page 9: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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

Page 10: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

Prekursor szoku młodej pozostałości po supernowej z wydajną produkcją cząstek –

obraz fizyczny

B0

Page 11: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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)

Page 12: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

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

Page 13: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

dryf PK, B0

Ewolucja turbulencji magnetycznej

U góry: turbulentne pole magnetyczne |Bz| - mod nierezonansowy, k || B0Na dole: gęstość elektronów

Page 14: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

• 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

Page 15: Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell  w astrofizyce wysokich energii

• 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