Symulacje kinetyczne Particle-In-Cell w astrofizyce wysokich energii Jacek Niemiec Instytut 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 – wewnętrzne i zewnętrze szoki rel. Krab – szok terminalny wiatru z pulsara (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; >10 9 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

HESS: SNR RX J Pochodzenie galaktycznych promieni kosmicznych: proces Fermiego I rzędu na szokach SNR E max 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 J Amplifikacja pola magnetycznego w szokach pozostałości po supernowych – motywacje naukowe

Prekursor szoku młodej pozostałości po supernowej z wydajną produkcją cząstek – obraz fizyczny B0B0

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/B 0 » 1 j CR = 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 ( « r gCR ) modów turbulencji magnetycznej wektory falowe równoległe do kierunku dryfu (k || B 0 ) → symulacje kinetyczne (Particle-In-Cell)

Symulacje PIC wzmacniane składowe turbulentego pola magn. prostopadłe do kierunku dryfu promieni kosmicznych tempo narastania modu równoległego ( k || B 0 ) zgodne z modelem analitycznym wysycenie amplitudy pola  B ≈ B 0 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 submitted Niemiec et al. (2009), ApJ subm. (relatywistyczny dryf) Gargate et al., w przygotowaniu (model hybrydowy) 2.5D simulations γ max /Ω i =0.4, v drift =0.4c, M A =40, γ CR =50

dryf PK, B 0 Ewolucja turbulencji magnetycznej U góry: turbulentne pole magnetyczne |B z | - mod nierezonansowy, k || B 0 Na 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 δB max

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