Wielkoskalowe symulacje ewolucji pola magnetycznego w

Transkrypt

Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Wielkoskalowe symulacje
ewolucji pola magnetycznego
w galaktykach spiralnych
Dominik Wóltański
Centrum Astronomii, Uniwersytet Mikołaja Kopernika
Toruń
28-06-2016
Dominik Wóltański
Konferencja użytkowników KDM, Poznań, 28.06.2016
Podsumowanie
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Pola magnetyczne w galaktykach
NGC 6946:
Beck 2011
M51:
Fletcher i in. 2011
NGC 4666, NGC 5775:
Soida 2005
Soida i in. 2011
Tüllmann i in. 2000
Krause 2009, 2011
Dominik Wóltański
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Klasyczny model dynamo w dyskach galaktycznych
(np. Widrow 2002)
wielkoskalowa różniczkowa rotacja
galaktyki (efekt ω) produkcja składowej
azymutalnej Bφ z istniejącej składowej
radialnej
∂ 2 B̄r
∂ B¯φ
= G B̄r + β
∂t
∂z 2
ruchy turbulentne – cykloniczna
turbulencja (efekt α)
a) produkcja składowej radialnej Br
b) dyfuzyjne straty pola magnetycznego z
dysku
Dominującym źródłem turbulencji w ISM są
wybuchy supernowych
(Mac Low & Klessen 2004).
Klasyczny model dynamo opisuje wzmocnienie
pola magnetycznego w galaktykach dyskowych
w skalach czasowych rzędu 109 lat.
Dominik Wóltański
∂ 2 B̄r
∂
∂ B̄r
=
αB¯φ + β
∂t
∂z
∂z 2
G = r dΩ
dr – miara
różniczkowej rotacji
α – średnia helikalność
β – współczynnik
turbulentnej dyfuzji
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Dynamo napędzane promieniowaniem kosmicznym
Klasyczny proces dynamo jest zbyt powolny do wyjaśnienia
pól magnetycznych obserwowanych w galaktykach.
Parker 1966, ApJ, 145, 811
Parker 1992, ApJ, 401, 137
Hanasz, Otmianowska-Mazur, Lesch, 2002, A&A, 386, 347
Dominik Wóltański
Podsumowanie
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Równania magnetohydrodynamiki
z promieniowaniem kosmicznym
gwiazdy i ciemna materia, gaz, promieniowanie kosmiczne, pole
magnetyczne, dyfuzyjność magnetyczna umożliwiająca uwzględnienie
magnetycznej rekoneksji:
p = cs2 ρ
pcr = (γcr − 1) ecr γcr = 14/9
2
1
1
B
B · ∇B
∂V
+ (V · ∇)V = − ∇(p+pcr ) + ∇
+
−∇Φ
∂t
ρ
ρ
8π
4πρ
∂ρ
+ ∇ · (ρV ) = 0
∂t
∂B
= ∇ × (V × B)+η∇2 B
∂t
∂ ecr
+ ∇(ecr V ) = −pcr ∇V + ∇(K̂ ∇ecr ) + Scr
∂t
Kij = K⊥ δij + (Kk − K⊥ )ni nj , ni = Bi /B.
Dominik Wóltański
Podsumowanie
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Kod MHD PIERNIK
PIERNIK Development Team
prof. Michał Hanasz - CA UMK
Dominik Wóltański - CA UMK
Mateusz Ogrodnik - CA UMK
Artur Gawryszczak - CAMK PAN
Varadarayan Pathasaray - CAMK PAN
Kacper Kowalik - University of Illinois, USA
http://www.piernik.astri.umk.pl
Dominik Wóltański
Podsumowanie
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Założenia modelu
Modele galaktyk o parametrach zbliżonych do Drogi Mlecznej.
Zastąpienie analitycznego potencjału grawitacyjnego
potencjałem N-ciał tworzących galaktykę spiralną
ewoluującą zgodnie z prawami dynamiki Newtona.
ISM: zjonizowany gaz, pole magnetyczne oraz promieniowanie
kosmiczne.
Pole grawitacyjne gwiazd i ciemnej materii uwzględnione w
równaniach ruchu gazu.
Źródło promieniowania kosmicznego:
SN ”II typu”(Ib, Ic oraz II).
Częstość wybuchów proporcjonalna do tempa aktywności gwiazdotwórczej.
1,4
Prawo Schmidta-Kennicutta: ΣSFR ∝ ρ1,4
gaz ⇒ ρSN ∝ ρgaz
Brak początkowego pola magnetycznego.
Pole zalążkowe: dipolowe, losowo ukierunkowane pole magnetyczne
w pozostałościach supernowych typu Krab.
Dominik Wóltański
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Etapy symulacji
Warunek początkowy do symulacji N-ciałowej,
2
Symulacja N-ciałowa kodem VINE,
3
Interpolacja potencjału na siatkę kartezjańską,
4
Symulacja na siatce kartezjańskiej kodem PIERNIK.
t = 1490.01 Myr
5
4.5
0
−5
4.0
−10
5
1.1
0
−5
30
0.0
0.5
0
−10
−20
0.5
−20
−10
Dominik Wóltański
0
10
x [kpc]
20
30
0.0
½ [10¡2 M ¯ =pc3 ]
10
−30
0.3
0.2
−20
−10
0
10
x [kpc]
20
30
0.0
log10Ecr [eV=cm3 ]
y [kpc]
y [kpc]
y [kpc]
0.8
0.6
1.0
−20
1.6
20
10
−10
−30
−5
30
2.5
10
1.5
2.4
0
0.8
20
2.0
5
−10
30
3.0
20
0
3.2
10
0.9
−10
3.5
t = 1490.01 Myr
1.2
10
z [kpc]
z [kpc]
t = 1490.01 Myr
5.0
10
z [kpc]
1
-0.8
0
-1.6
−10
-2.4
−20
−30
−20
−10
0
10
x [kpc]
20
30
-3.2
BÁ [10¡1 ¹G]
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Parametry symulacji
parametr
model G1
rozdzielczość N-ciałowa
rozdzielczość potencjału graw.
siatka
rozdzielczość siatki płynowej
domena
czas symulacji
okres zrzutów 3D (2D)
Dominik Wóltański
model G2
6 × 105
6, 1 × 105
200 pc
768 × 768 × 384
100 pc
76,8 kpc × 76,8 kpc × 38,4 kpc
3,12 mld lat
5 mld lat
20 mln lat (1 mln lat)
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Warunki początkowe
Model ISM:
Model N-ciałowy:
Gwiazdy i ciemna
materia
Rozkład gazu: Ferriere 1998
Dysk, zgrubienie
centralne oraz halo:
Hernquist 1993
Początkowe pole magnetyczne: B = 0,
drobnoskalowe pole dostarczane przez
supernowe typu Krab
Prędkość kątowa gazu Ω: Ω2 rc =
G1 – galaktyka izolowana
2
G2 – galaktyka z satelitą
wartość (G1/G2)
8, 56 ·1010 M
(5, 62 / 2, 81) ·1010 M
10, 71 ·1010 M
5, 32 kpc
1, 06 kpc
2.0
5
1.6
0
1.2
−5
−10
0.8
20
0.4
0.0
10
y [kpc]
Parametr
MDYSK
MZGR.CENTR.
MHALO
(h)
(z0 )
t = 10.00 Myr
10
z [kpc]
1
-0.4
0
-0.8
−10
-1.2
-1.6
−20
−20
Dominik Wóltański
dΦ
drc
−10
0
x [kpc]
10
20
-2.0
BÁ [10¡3 ¹G]
Wprowadzenie
Metody
Galaktyka izolowana: G1
Słabe, kłaczkowate ramiona
spiralne
Wyniki
Podsumowanie
Galaktyka z satelitą: G2
Silne ramiona spiralne oddziaływania pływowe
MG /Msat = 5, 814
Początkowa separacja: 53,178 kpc
Początkowa prędkość:
~
vsat = [0; 144,7; 2,63] km/s
Dominik Wóltański
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Ewolucja pola magnetycznego
−20
−10
0
x [kpc]
10
BÁ [10
¡2
t = 1490.01 Myr
z [kpc]
2.4
−5
10
-1.6
−10
0
x [kpc]
10
BÁ [10
¡1
t = 2150.01 Myr
−20
1.6
−5
1.2
−10
0.0
y [kpc]
0
-0.4
−10
-0.8
-1.6
−30
0
10
x [kpc]
20
30
BÁ [10
¡1
¹G]
−30
-2.0
-3.0
-4.0
−20
−10
BÁ [¹G]
t = 2700.01 Myr
2.4
0
−5
1.6
−10
30
0
x [kpc]
10
20
5.0
5
4.0
0
3.0
−5
−10
0.8
20
0.0
10
-5.0
BÁ [¹G]
t = 3600.02 Myr
10
3.2
5
10
-0.8
0
-1.6
-1.2
−20
-2.4
−10
-1.0
−10
-1.6
20
0.0
-1.6
−20
0.0
0
2.0
1.0
20
10
10
-3.2
10
0.4
20
−20
0
x [kpc]
20
0.8
−10
−10
10
2.0
0
1.0
−20
¹G]
5
2.0
-1.2
-3.2
20
10
30
-0.8
-0.8
−10
0.8
0
-0.4
−20
−20
1.6
z [kpc]
0.0
y [kpc]
10
−20
3.2
0
z [kpc]
0.0
¹G]
5
−10
y [kpc]
10
-1.5
20
10
−30
20
-2.4
-1.2
−20
0.4
0
3.0
−5
−10
20
-0.8
4.0
0
0.8
0
5.0
5
20
−10
-0.9
0.8
z [kpc]
-0.6
−10
−5
−10
y [kpc]
y [kpc]
-0.3
y [kpc]
0.0
0
1.6
1.2
0
t = 2900.00 Myr
10
1.6
5
−20
−10
0
10
x [kpc]
20
30
BÁ [¹G]
Dominik Wóltański
-2.0
−10
-2.4
−20
−20
-3.2
y [kpc]
0.3
10
−5
−10
0.6
20
2.4
0
t = 1900.03 Myr
10
3.2
5
y [kpc]
−5
−10
z [kpc]
0.9
z [kpc]
z [kpc]
1.2
0
t = 1400.04 Myr
10
1.5
5
z [kpc]
t = 400.02 Myr
10
0.0
-1.0
0
-2.0
−10
-3.0
-4.0
−20
−10
0
10
x [kpc]
20
30
BÁ [¹G]
−20
−10
0
x [kpc]
10
20
BÁ [¹G]
-5.0
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Wzmocnienie pola magnetycznego
Przedział czasowy:
0,5 ÷ 1,5 mld lat
Warstwa dysku:
z = - 1 ÷ +1 kpc
r = 2 ÷ 20 kpc
model
G1
G2
τe−fold
194 mln lat
276 mln lat
poziom energii i strumienia magnetycznego
15
10
5
strumien magnetyczny (G1)
strumien magnetyczny (G2)
energia magnetyczna (G1)
energia magnetyczna (G2)
0
0
1000
2000
3000
4000
czas [mln lat]
Dominik Wóltański
5000
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Syntetyczne mapy miary rotacji Faradaya (RM)
t = 1780.0 mln lat
30
20
20
20
20
10
10
10
10
0
0
-10
-10
-10
-10
-20
-20
-20
-20
-30
-30
-30
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-10
0
-10
-30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
10
z [kpc]
10
0
-30
-30
0
-10
-30
-20
t = 1480.0 mln lat
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-20
t = 2150.0 mln lat
-10
0
10
x [kpc]
20
20
20
10
10
0
0
-10
-10
-10
-20
-20
-20
-20
-30
30
-30
-30
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-10
0
-10
-30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
10
z [kpc]
0
-20
-10
0
10
x [kpc]
-10
0
10
x [kpc]
20
30
20
30
Dominik Wóltański
-30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
-30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
10
0
-10
-30
-20
-30
-30
10
z [kpc]
10
-20
z [kpc]
20
-30
0
-10
0
10
x [kpc]
30
10
y [kpc]
y [kpc]
20
10
y [kpc]
20
-10
20
t = 3600.0 mln lat
30
-20
0
10
x [kpc]
t = 2700.0 mln lat
30
-30
-10
0
30
30
-30
-20
-10
-30
30
0
-30
10
z [kpc]
-20
z [kpc]
z [kpc]
0
y [kpc]
0
y [kpc]
30
10
y [kpc]
t = 2760.0 mln lat
30
-30
z [kpc]
t = 1900.0 mln lat
30
y [kpc]
y [kpc]
t = 400.0 mln lat
0
-10
-30
-20
-10
0
10
x [kpc]
20
30
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Mapy konturowe spolaryzowanej emisji na tle rozkładu gęstości gazu
0
log10(PI)
-10
-20
-20
-10
0
x [kpc]
10
20
Dominik Wóltański
10
0
-10
-20
-30
-30
4.0
3.6
3.2
2.8
2.4
2.0
1.6
1.2
0.8
0.4
0.0
4.5
4.0
3.5
3.0
2.5
2.0
1.5
30 1.0
ρ [10−2 M ¯ /pc3 ]
20
y [kpc]
10
y [kpc]
t = 2150.0 mln lat
ρ [10−2 M ¯ /pc3 ]
20
2.0
1.8
1.6
1.4
1.2
1.0
0.8
0.6
0.4
0.2
0.0
4.5
4.0
3.5
3.0
2.5
2.0
1.5
1.0
log10(PI)
t = 2760.0 mln lat
-20
-10
0
x [kpc]
10
20
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Azymutalne pole magnetyczne pomiędzy ramionami gazowymi
t = 2840.01 Myr
10
1.0
z [kpc]
5
0.9
0
0.8
−5
−10
0.7
20
0.6
0.5
y [kpc]
10
0.4
0
0.3
−10
0.2
0.1
−20
−20
−10
0
x [kpc]
Dominik Wóltański
10
20
0.0
½ [10¡2 M ¯ =pc3 ]
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Składowe osiowosymetryczne
-5 1 2 3
5
8
10 12
r [kpc]
15
10 12
r [kpc]
15
5
ρ [10−4 M ¯ /pc3 ]
z [kpc]
2,5
0
-2,5
-5 1 2 3
5
8
Dominik Wóltański
10
5
0
-5
-10
-15
-20-20 -15 -10
20
18
16
14
12
10
8
6
4
2
0
10
8
6
4
2
0
-2
-4
-6
-8
20 -10
ρ [10−4 M ¯ /pc3 ]
15
Bφ [10−1 µG]
-2,5
20
y [kpc]
0
Bφ [10−1 µG]
ρ [10−4 M ¯ /pc3 ]
z [kpc]
2,5
50
10
45
8
40
6
35
4
30
2
25
0
20
-2
15
-4
10
-6
5
-8
-10
20 0
50 km/s
50
10
45
8
40
6
35
4
30
2
25
0
20
-2
15
-4
10
-6
5
-8
-10
20 0
50 km/s
-5
0
5
x [kpc]
10
15
Br [10−1 µG]
5
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Generacja radialnej oraz azymutalnej składowej pola
magnetycznego
-2,5
-5 1 2 3
5
8
10 12
r [kpc]
15
5
8
10 12
r [kpc]
15
5
z [kpc]
2,5
0
-2,5
-5 1 2 3
Dominik Wóltański
Bφ [10−1 µG]
z [kpc]
0
Br [10−1 µG]
2,5
0
50
10
45
8
40
6
35
4
30
2
25
0
20
-2
15
-4
10
-6
5
-8
-10
20 0
50 km/s
50
10
45
8
40
6
35
4
30
2
25
0
20
-2
15
-4
10
-6
5
-8
-10
20 0
50 km/s
ρ [10−4 M ¯ /pc3 ]
Bφ(m =0)
ρ [10−4 M ¯ /pc3 ]
5
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Powstawanie magnetycznej helisy
Dominik Wóltański
Podsumowanie
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Podsumowanie
1
Pierwszy model dynamo napędzanego promieniowaniem kosmicznym
w galaktykach spiralnych wykorzystujący obliczenia N-ciałowe dysku
gwiazdowego, zgrubienia centralnego oraz halo galaktycznego.
2
Metody: symulacje N-ciałowe (VINE); symulacje MHD na siatce
(PIERNIK). Pozostałości supernowych są źródłami promieniowania
kosmicznego oraz zalążkowego pola magnetycznego. Tempo
supernowych dane jest poprzez prawo Schmidta-Kennicutta.
Dwa modele: (G1) galaktyka izolowana, formująca przejściowe
ramiona spiralne oraz (G2) galaktyka z satelitą, formująca wyraźną
strukturę dwuramienną. Ewolucja tych galaktyk rozpoczyna się od
stanu osiowej symetrii.
3
4
Analiza: Syntetyczne mapy promieniowania synchrotronowego
sporządzone dla wyników modelowania galaktyk. Modele zostały
poddane analizie fourrierowskiej, która pozwoliła prześledzić proces
wzmocnienia pola magnetycznego w obecności ramion spiralnych.
Dominik Wóltański
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Podsumowanie:
5
Wzmocnienie: Otrzymana średnia indukcja magnetyczna pola
regularnego po saturacji procesu dynamo ma wartości od kilku do 20 µG.
Czas e-krotnego wzmocnienie strumienia magnetycznego dla modeli
G1/G2 wynosi odpowiednio 194 mld lat i 276 mld lat.
6
Struktura spiralna: Otrzymane pole magnetyczne ma strukturę spiralną
ukierunkowaną wzdłuż linie ramion optycznych.
7
Ramiona magnetyczne: Najmocniejsze regularne pole magnetyczne jest
generowane w przestrzeni międzyramiennej lub na wewnętrznych brzegach
ramion gazowych. Na mapach spolaryzowanej emisji synchrotronowej
ramiona magnetyczne są słabo zarysowane.
8
Struktura typu ”X”: Syntetyczne mapy radiowe skonstruowane na
podstawie symulowanych galaktyk oraz osiowo-symetryczne składowe
prędkości wiatru galaktycznego układają się w strukturę typu ”Xśpójną ze
strukturami obserwowanymi w galaktykach widzianych od krawędzi dysku.
9
Struktura 3D: Wzmocnione pole magnetyczne wykazuje trójwymiarową,
helikalną strukturę wielkoskalową, która rozciąga się nad i pod dyskiem
galaktycznym.
Dominik Wóltański
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Wykorzystane zasoby obliczeniowe
Obliczenia przeprowadzone na wielu KDM: PCSS, TASK, ICM,
Cyfronet AGH
PCSS: reef, inula, cane, chimera
Zrównoleglenie przez MPI (openmpi), do 1728 rdzeni
Około 4 miesięcy obliczeń na jeden model, ok. 10 mln godzin CPU
fortran2003, ≥gcc4.7, hdf5
analiza/wizualizacja: python2.7, matplotlib, yt-project
Dominik Wóltański
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Podsumowanie
Objętość danych
Symulacja
G1
G1
G1
G1
G1
G1
G1
G1
G2
G2
G2
G2
G2
G2
G2
G2
składowa
symulacja N-ciałowa
sym. N-ciał. (dane operacyjne)
potencjał grawitacyjny
symulacja siatkowa
symulacja szczegółowa
analiza wstępna
analiza FFT
całość
symulacja N-ciałowa
sym. N-ciał. (dane operacyjne)
potencjał grawitacyjny
symulacja siatkowa
symulacja szczegółowa
analiza wstępna
analiza FFT
całość
Dominik Wóltański
zawartość
unformatted fortran
HDF / HDF5
HDF5
HDF5
HDF5
ascii / png / mp4
HDF5 / png / mp4
unformatted fortran
HDF / HDF5
HDF5
HDF5
HDF5
ascii / png / mp4
HDF5 / png / mp4
objętość
308 GB
213 GB
701 GB
2,41 TB
2,83 TB
107 GB
3,53 TB
10,06 TB
455 GB
151 GB
935 GB
2,65 TB
2,92 TB
203 GB
2,97 TB
10,24 TB
Wprowadzenie
Metody
Wyniki
Dziękuję za uwagę!
Dominik Wóltański
Podsumowanie

Wielkoskalowe symulacje ewolucji pola magnetycznego w

Transkrypt

Podobne dokumenty

s. 46 4. Podmioty, które mogą być pełnomocnikami procesowymi

Protokół z lustracji w wydziałach rodzinnych Sądów rejonowych w

0,02 MB - Komunikaty

Folie 1

Punkt 14. Komisyjny projekt ustawy o zmianie ustawy – Kodeks

Skarga dłużnika na opis i oszacowanie

Wniosek o udzielenie informacji

wykaz majątku - Komornik Sądowy przy Sądzie Rejonowym dla