Wielkoskalowe symulacje ewolucji pola magnetycznego w galaktykach spiralnych

Transkrypt

1 Wielkoskalowe symulacje ewolucji pola magnetycznego w galaktykach spiralnych Dominik Wóltański Centrum Astronomii, Uniwersytet Mikołaja Kopernika Toruń Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

2 Wprowadzenie Metody Wyniki Podsumowanie Pola magnetyczne w galaktykach NGC 6946: Beck 211 M1: Fletcher i in. 211 NGC 4666, NGC 77: Soida 2 Soida i in. 211 Tu llmann i in. 2 Krause 29, 211 Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

3 Klasyczny model dynamo w dyskach galaktycznych (np. Widrow 22) wielkoskalowa różniczkowa rotacja galaktyki (efekt ω) produkcja składowej azymutalnej B φ z istniejącej składowej radialnej ruchy turbulentne cykloniczna turbulencja (efekt α) a) produkcja składowej radialnej B r b) dyfuzyjne straty pola magnetycznego z dysku Dominującym źródłem turbulencji w ISM są wybuchy supernowych (Mac Low & Klessen 24). Klasyczny model dynamo opisuje wzmocnienie pola magnetycznego w galaktykach dyskowych w skalach czasowych rzędu 1 9 lat. B r t B φ = G t B r + β 2 Br z 2 = z ( α Bφ ) + β 2 Br z 2 G = r dω dr miara różniczkowej rotacji α średnia helikalność β współczynnik turbulentnej dyfuzji Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

4 Dynamo napędzane promieniowaniem kosmicznym Klasyczny proces dynamo jest zbyt powolny do wyjaśnienia pól magnetycznych obserwowanych w galaktykach. Parker 1966, ApJ, 14, 811 Parker 1992, ApJ, 41, 137 Hanasz, Otmianowska-Mazur, Lesch, 22, A&A, 386, 347 Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

5 Równania magnetohydrodynamiki z promieniowaniem kosmicznym gwiazdy i ciemna materia, gaz, promieniowanie kosmiczne, pole magnetyczne, dyfuzyjność magnetyczna umożliwiająca uwzględnienie magnetycznej rekoneksji: p = cs 2 ρ p cr = (γ cr 1) e cr γ cr = 14/9 ( ) B 2 V t + (V )V = 1 ρ (p+p cr ) + 1 ρ 8π ρ t + (ρv ) = B t = (V B)+η 2 B + B B 4πρ Φ e cr + (e cr V ) = p cr V + ( ˆK e cr ) + S cr t K ij = K δ ij + (K K )n i n j, n i = B i /B. Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

6 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 Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

7 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. Prawo Schmidta-Kennicutta: Σ SFR ρ 1,4 gaz ρ SN ρ 1,4 gaz Brak początkowego pola magnetycznego. Pole zalążkowe: dipolowe, losowo ukierunkowane pole magnetyczne w pozostałościach supernowych typu Krab. Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

8 Etapy symulacji 1 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. 1 t = Myr. 1 t = Myr t = Myr ½ [1 2 M =pc 3 ] log 1 E cr [ev=cm 3 ] B Á [1 ¹G] 1 Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

9 Parametry symulacji parametr model G1 model G2 rozdzielczość N-ciałowa 6 1 6, 1 1 rozdzielczość potencjału graw. 2 pc siatka rozdzielczość siatki płynowej 1 pc domena 76,8 kpc 76,8 kpc 38,4 kpc czas symulacji 3,12 mld lat mld lat okres zrzutów 3D (2D) 2 mln lat (1 mln lat) Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

10 Warunki początkowe Model N-ciałowy: Gwiazdy i ciemna materia Dysk, zgrubienie centralne oraz halo: Hernquist 1993 Model ISM: Rozkład gazu: Ferriere 1998 Prędkość kątowa gazu Ω: Ω 2 r c = dφ dr c Początkowe pole magnetyczne: B =, drobnoskalowe pole dostarczane przez supernowe typu Krab 1 G1 galaktyka izolowana 2 G2 galaktyka z satelitą 1 t = 1. Myr 2. Parametr M DYSK wartość (G1/G2) 8, M M ZGR.CENTR. (, 62 / 2, 81) 1 1 M 1. M HALO 1, M (h), 32 kpc (z ) 1, 6 kpc B Á [1 3 ¹G] Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

11 Wprowadzenie Metody Galaktyka izolowana: G1 Słabe, kłaczkowate ramiona spiralne Wyniki Podsumowanie Galaktyka z satelitą: G2 Silne ramiona spiralne oddziaływania pływowe MG /Msat =, 814 Początkowa separacja: 3,178 kpc Początkowa prędkość: ~ vsat = [; 144,7; 2,63] km/s Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

12 Ewolucja pola magnetycznego 1 t = 4.2 Myr 1. 1 t = 14.4 Myr t = 19.3 Myr t = 29. Myr B Á [1 2 ¹G] B Á [1 1 ¹G] B Á [¹G] B Á [¹G] t = Myr t = 21.1 Myr t = 27.1 Myr t = 36.2 Myr B Á [1 ¹G] B Á [¹G] B Á [¹G] B Á [¹G] Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

13 Wzmocnienie pola magnetycznego Przedział czasowy:, 1, mld lat Warstwa dysku: z = kpc r = 2 2 kpc model G1 G2 τ e fold 194 mln lat 276 mln lat poziom energii i strumienia magnetycznego 1 1 strumien magnetyczny (G1) strumien magnetyczny (G2) energia magnetyczna (G1) energia magnetyczna (G2) czas [mln lat] Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

14 Wprowadzenie Metody Wyniki Podsumowanie Syntetyczne mapy miary rotacji Faradaya (RM) t = 178. mln lat t = 148. mln lat t = 21. mln lat Dominik Wóltański t = 36. mln lat t = 27. mln lat t = 276. mln lat 3-3 t = 19. mln lat 3 t = 4. mln lat Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

15 Mapy konturowe spolaryzowanej emisji na tle rozkładu gęstości gazu t = 276. mln lat ρ [1 2 M /pc 3 ] log 1 (PI) t = 21. mln lat ρ [1 2 M /pc 3 ] log 1 (PI) Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

16 Azymutalne pole magnetyczne pomiędzy ramionami gazowymi 1 t = Myr ½ [1 2 M =pc 3 ] Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

17 Wprowadzenie Metody Wyniki Podsumowanie Składowe osiowosymetryczne r [kpc] r [kpc] 1 ρ [1 4 M /pc3 ] 2, -2, Dominik Wóltański ρ [1 4 M /pc3 ] 1 Bφ [1 1 µg] -2, 2 Bφ [1 1 µg] ρ [1 4 M /pc3 ] 2, km/s km/s Br [1 1 µg] Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

18 Generacja radialnej oraz azymutalnej składowej pola magnetycznego B φ (m =) 2, -2, r [kpc] ρ [1 4 M /pc 3 ] km/s B φ [1 1 µg] 2, -2, r [kpc] ρ [1 4 M /pc 3 ] km/s B r [1 1 µg] Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

19 Powstawanie magnetycznej helisy Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

20 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. 3 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. 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 Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

21 Podsumowanie: Wzmocnienie: Otrzymana średnia indukcja magnetyczna pola regularnego po saturacji procesu dynamo ma wartości od kilku do 2 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 Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

22 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. 1 mln godzin CPU fortran23, gcc4.7, hdf analiza/wizualizacja: python2.7, matplotlib, yt-project Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

23 Objętość danych Symulacja składowa zawartość objętość G1 symulacja N-ciałowa unformatted fortran 38 GB G1 sym. N-ciał. (dane operacyjne) HDF / HDF 213 GB G1 potencjał grawitacyjny HDF 71 GB G1 symulacja siatkowa HDF 2,41 TB G1 symulacja szczegółowa HDF 2,83 TB G1 analiza wstępna ascii / png / mp4 17 GB G1 analiza FFT HDF / png / mp4 3,3 TB G1 całość 1,6 TB G2 symulacja N-ciałowa unformatted fortran 4 GB G2 sym. N-ciał. (dane operacyjne) HDF / HDF 11 GB G2 potencjał grawitacyjny HDF 93 GB G2 symulacja siatkowa HDF 2,6 TB G2 symulacja szczegółowa HDF 2,92 TB G2 analiza wstępna ascii / png / mp4 23 GB G2 analiza FFT HDF / png / mp4 2,97 TB G2 całość 1,24 TB Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,

24 Dziękuję za uwagę! Dominik Wóltański Konferencja użytkowników KDM, Poznań,