Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii

1. Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii Instytut Fizyki Jądrowej PAN, Kraków Jacek Niemiec *badania wspierane przez:

2. 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

3. Plazma bezzderzeniowa w obiektach astronomicznych Błyski Gamma – wewnętrzne i zewnętrze szoki rel. Supernowa Keplera – szok nierel. Krab – szok terminalny wiatru z pulsara (rel.) Cyg A – gorące plamy (szoki rel.) Przestrzenne i czasowe skale mikro:

4. Symulacje Particle-In-Cell • Metodaab initiow fizyce plazmy bezzderzeniowej: • rozwiązywanie równań Maxwellana siatce numerycznej • rozwiązywanie relatywistycznych równań ruchu cząstek w samouzgodnionym polu elektromagnetycznym • cząstki punktowe reprezentowane przez makrocząstki o rozmiarach komórki siatki numerycznej Dawson 1983

5. 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:

6. 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)

7. Zastosowanie metody PIC w astrofizyce wysokich energii • Procesy mikrofizyczne w plazmie astrofizycznej: • Relatywistyczne i nierelatywistyczne fale uderzeniowe: • formacja struktury szoku • generacja pola magnetycznego • przyspieszanie cząstek • promieniowanie • 2. Rekoneksja magnetyczna • 3. Magnetosfery pulsarów

8. Zastosowanie metody PIC w astrofizyce wysokich energii • Procesy mikrofizyczne w plazmie astrofizycznej: • Relatywistyczne i nierelatywistyczne fale uderzeniowe: • formacja struktury szoku • generacja pola magnetycznego • przyspieszanie cząstek • promieniowanie • 2. Rekoneksja magnetyczna • 3. Magnetosfery pulsarów

9. Amplifikacja pola magnetycznego w szokach pozostałości po supernowych – motywacje naukowe HESS: SNR RX J1713.7 • Pochodzenie galaktycznych promieni kosmicznych: • proces Fermiego I rzędu na szokach SNR • Emaxokreślone 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

10. Prekursor szokumłodej pozostałości po supernowej z wydajną produkcją cząstek – obraz fizyczny B0

11. 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)

12. 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 • turbulencja izotropowa • i silnie nieliniowa w późnych stadiach ewolucji układu 2.5D simulations γmax/Ωi=0.4, vdrift=0.4c, MA=40, γCR=50

13. Ewolucja turbulencji magnetycznej dryf PK, B0 U góry: turbulentne pole magnetyczne |Bz| - mod nierezonansowy,k || B0 Na dole: gęstość elektronów

14. 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)

15. 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