jkfjjfg

Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell
w astrofizyce wysokich energii
Jacek Niemiec
Instytut Fizyki Jądrowej PAN, Kraków
*badania wspierane przez:
Wprowadzenie
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 g
• 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
Plazma bezzderzeniowa w obiektach astronomicznych
Błyski Gamma – wewnętrzne
Supernowa Keplera – szok nierel.
i zewnętrze szoki rel.
Krab – szok terminalny
wiatru z pulsara (rel.)
Cyg A – gorące plamy (szoki rel.)
Przestrzenne i czasowe skale mikro:
Symulacje Particle-In-Cell
Metoda 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 szoku
b.generacja pola magnetycznego
c.przyspieszanie cząstek
d.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 szoku
b.generacja pola magnetycznego
c.przyspieszanie cząstek
d.promieniowanie
2. Rekoneksja magnetyczna
3. Magnetosfery pulsarów
Amplifikacja pola magnetycznego w szokach pozostałości
po supernowych – motywacje naukowe
HESS: SNR RX J1713.7
SN 1006 (X-ray, Chandra)
HESS: SNR RX J1713.7
Pochodzenie 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?)
Prekursor szoku młodej pozostałości po
supernowej z wydajną produkcją cząstek –
obraz fizyczny
B0
Amplifikacja pola magnetycznego w prekursorze
szoku młodej SNR
Analiza teoretyczna (Bell 2004, Winske & Leroy 1984):
• dryf PK prowadzi do generacji szybko narastających,
nierezonansowych (l « rgCR) modów turbulencji magnetycznej
• wektory falowe równoległe do kierunku dryfu (k || B0)
Symulacje MHD (Bell 2004, Zirakashvili et
al. 2008, Reville et al. 2008):
• pole magnetyczne silnie
wzmocnione:
dB/B0 » 1
• jCR = constant – zaniedbany wpływ
turbulencji na promienie kosmiczne
• MHD nie działa w próżni
→ symulacje kinetyczne (Particle-In-Cell)
Symulacje PIC
Niemiec et al. (2008)
Riquelme & Spitkovsky (2009)
Ohira et al. (2009)
Stroman et al. (2009), ApJ submitted
Niemiec et al. (2009), ApJ subm. (relatywistyczny dryf)
Gargate et al., w przygotowaniu (model hybrydowy)
• wzmacniane składowe
turbulentego pola magn.
prostopadłe do kierunku dryfu
promieni kosmicznych
• tempo narastania modu
równoległego (k || B0) zgodne
z modelem analitycznym
• wysycenie amplitudy pola
dB ≈ 10-20 B0
2.5D simulations
γmax/Ωi=0.4, vdrift=0.4c, MA=40, γCR=50
• turbulencja izotropowa
i silnie nieliniowa w późnych
stadiach ewolucji układu
Ewolucja turbulencji magnetycznej
dryf PK, B0
U góry: turbulentne pole magnetyczne |Bz| - mod nierezonansowy, k || B0
Na dole: gęstość elektronów
Efekty kinetyczne: wpływ turbulencji na trajektorie PK
δBmax
• 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)
Uwagi końcowe
• 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