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1 www.consorzio-cometa.it FESR Consorzio COMETA - Progetto PI2S2 MHD modeling of Coronal Mass Ejections on GRID/COMETA high performance computing systems P. Pagano 1,2, F. Reale 1,2,4, J.C. Raymond 3, S. Orlando 2,4, G. Peres 1,2,4 1 University of Palermo 2 INAF Osservatorio Astronomico di Palermo 3 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics 4 Consorzio COMETA Grid Open Days all’Università di Palermo Palermo, 6-7.12.2007 Buongiorno, sono Paolo Pagano e sto facendo un dottorato di ricerca in fisica all’università di palermo lavorando presso l’osservatorio astronomico di palermo. In questa presentazione vi illustrerò il lavoro che stiamo svolgendo all’Osservatorio Astronomico di Palermo sui modelli magnetoidrodinamici delle espulsioni di massa nella corona solare, grazie alla struttura di calcolo ad alte prestazioni del Consorzio COMETA.

2 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 2 Outline Introduction: Coronal Mass Ejections (CME) Methods: MHD modeling Simulations and results Quindi, dopo una breve introduzione sulle espulsioni di massa nella corona solara, Coronal Mass Ejections o CME in inglese, vi spiegherò il metodo che utilizziamo per la nostra indagine, che consiste in un modello magnetoidrodinamico MHD. Infine vi mostrerò alcune delle simulazioni che abbiamo effettuato e qualche esempio dei risultati che abbiamo ottenuto.

3 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 3 Observations: SoHO/LASCO Observation from the white light coronagraph LASCO Coronal plasma Mass: 10 9 Tonn (10 -18 M SUN ) Temperature: 10 6 K Speed: 500 km/s Allora, cosa sono i Coronal Mass Ejections? In questo filmato, ottenuto grazie allo strumento LASCO a bordo del satellite SoHO che è un coronografo sensibile alla banda ottica, vediamo al centro, il disco del Sole occultato dal coronografo ed intorno la corona solare e lo spazio interplanetario. Come si vede ci sono alcune strutture più luminose che di tanto in tanto vengono espulse verso l’esterno. Queste espulsioni sono proprio i Coronal Mass Ejections. Il plasma espulso proviene dalla corona solare, ed in ognuna di queste espulsioni vengono coinvolti miliardi di tonnellate di plasma coronale. Visto che si tratta di plasma coronale, anche le temperature sono quelle tipiche della corona solare, cioè dell’ordine di alcuni milioni di gradi, mentre la velocità a cui avvengono queste espulsioni è di circa 500 km/s, sebbene questo sia solo un valore medio. In realtà vengono osservate osservate anche espulsioni più lente o più veloci, anche fino a 2000 km/s.

4 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 4 Observations: SoHO/UVCS UVCS: UV Coronagraphic Spectrometer Field of view: slit (0.2 – 9 R SUN ) Spectroscopic diagnostics: density, temperature, plasma velocity, elemental abundance Best for H Ly-  1216Å and O VI 1032Å lines Un altro approccio allo studio di questi fenomeni e’ quello spettroscopico che consente una diagnostica piu’ profonda: ad esempio grazie allo spettrometro coronografico UVCS che lavora nella banda ultravioletta sempre a bordo del satellite SoHO. UVCS e’ uno spettrometro il cui campo di vista e’ una fenditura e puo’ essere collocato a diverse distanze dal centro del Sole. Con questo campo di vista, si ottengono mappe dell’intensita’ della radiazione in funzione della lunghezza d’onda e della posizione lungo la fenditura. Questo strumento, come detto, lavora nella banda ultravioletta ed e’ stato ottimizzato per osservare le righe, emesse in corona, dall’Idrogeno e dall’Ossigeno VI. Grazie all’analisi spettrale che si effettua su queste mappe, e’ possibile ottenere una diagnostica molto dettagliata sul plasma osservato, quindi si ottengono valori della temperatura, della densita’, della velocita’, ma anche delle abbondanze chimiche e della frazione di ionizzazione.

5 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 5 One current problem with CMEs: diagnostics of shock fronts Supersonic CMEs generate shock waves Their diagnostics is difficult: –Not directly visible –Not unique spectral diagnostics shock front CME fragment La fisica dei CME e’ molto complessa e ad oggi esistono diversi aspetti ancora oscuri che riguardano questi fenomeni e molte domande che non hanno una risposta. Ad esempio un problema attuale, di cu noi ci occupiamo, e’ riconoscere eventuali fronti d’urto durante la propagazione dei Coronal Mass Ejections nella corona solare. La velocita’ del suono nella corona solare e’ di circa 100 km/s, mentre queste strutture si spostano facilmente a 500 km/s, come ho detto precedentemente, pertanto e’ naturale aspettarsi la presenza di fronti d’urto nella corona solora in concomitanza con i Coronal Mass Ejections. D’altra parte, la rilevazione dei fronti d’urto non e’ semplice, perche’ non sono direttamente visibili, ad esempio dalle immagini di LASCO di cui abbiamo visto un esempio poc’anzi, ne’ esiste un tratto distintivo spettroscopico unico, rilevabile con UVCS, che ci possa indicare inequivocabilmente la presenza di un fronte d’urto. In particolare l’analisi spettroscopica delle osservazioni di CME mostra una vasta etereogeneita’, di cui vi mostro alcui esempi.

6 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 6 Shock evidence with SoHO/UVCS Relevant UVCS lines: O VI (1032Å) and Si XII (1041Å) June, 11, 1998 CME: Si XII and O VI intensity change differently Two component Oxygen emission March, 3, 2000 CME Raymond et al., 2000 Mancuso et al., 2002 Alcune righe spettrali particolarmente indicate a questo studio sono quella a 1032 angstrom dell’O VI e quella a 1041 del Si XII. A sinistra vediamo lo spettro osservato con UVCS durante un Coronal Mass Ejection a due istanti differenti. Prima e’ stato osservato lo spettro tratteggiato ed, ad un istante successivo, quello continuo. La differenza tra I due spettri e’ stata ascritta al passaggio di un fronte d’urto attravesto la fenditura di UVCS. In particolare il fatto che l’intensita’ della riga dell’O VI non varia significativamente, mentre il Si XII aumenta la sua emissione circa del doppio è stato interpretato come la prova di questo passaggio. A destra ci focalizziamo sulla forma della riga a 1032 angstrom dell’O VI e lo spettro visualizzato e’ stato osservato dopo il passaggio di un CME. In questo caso proprio la struttura a due componenti della riga, una componente piu’ stretta ed una piu’ larga, e’ stata ascritta al passaggio di un fronte d’urto. Il nostro scopo e’ quello di validare queste interpretazioni attraverso un modello dettagliato e di fornire, dunque, una chiave interpretativa ulteriore per le osservazioni di CME nella corona solare. Narrow component Broad component

7 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 7 Approach UVCS slit shock edge CME fragment MHD/NEI model Synthesis of emission: - intensity - profile Diagnostic - shock signature - ion heating Per perseguire questo scopo l’approccio che abbiamo adottato consiste nel simulare la propagazione di un fronte d’urto nella corona solare, generato da una nube densa che si muove supersonicamente in una corona solare magnetizzata. (Del campo magnetico parlero piu’ avanti.) A partire da questo modello, poi, sintetizziamo l’emissione come se osservata da un’ipotetica fendituira di UVCS che osserva ad una certa distanza dal centro del Sole. Quindi sintetizziamo l’intensita’ ed il profilo delle righe dell’O VI e del Si XII. Ed il confronto della sintesi spettrale con le osservazioni spettrali fornisce la chiave interpretativa che cerchiamo.

8 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 8 Coronal Physics Magnetized environment Plasma frozen in the magnetic field Important Effects: –Pressure –Gravity –Magnetic forces –Radiation –Thermal conduction in magnetic field MHD model TRACE A questo punto e’ necessaria una piccola digressione sulla fisica coronale. La corona solare e’ un ambiente fortemente magnetizzato in cui il campo magnetico ed il plasma sono accoppiati e questa interdipendenza da’ le strutture osservabili in questa immagine della corona solare ottenuta grazie al satellite TRACE. Per modellare correttamente qualunque fenomeno dinamico nella corona solare, e’ necessario tenere conto di alcuni effetti fisici importanti che sono le forze di pressione, la gravita’ solare, le forze magnetiche, la radiazione, e, particolarmente cruciale nel nostro caso la conduzione termica in presenza di campo magnetico. Pertanto per simulare un evento del genere e’ necessario sviluppare un modello magnetoidrodinamico completo….

9 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 9 MHD equations Solar gravity Radiative losses and heating Thermal conduction HD equation + Lorentz force and induction equation …e queste sono le equazioni che bisogna risolvere che sono appunto le equazioni della magnetoidrodinamica. Esse consistono delle equazioni della normale fluidodinamica piu’ alcuni termini che tengono conto dell’accoppiamento tra campo magnetico e plasma, quindi abbiamo le equazioni della conservazione locale della massa, della quantita’ di moto e dell’energia e l’equazione di induzione magnetica. In particolare l’equazione d’induzione magnetica e il termine della forza di Lorentz nell’equazione di conservazione della quantita’ di moto sono I termini che governano l’accoppiamento tra campo magnetico e plasma. Abbiamo poi aggiunto altri termini che tengono conto degli alltri effetti cruciali, cioe’ la gravita’ solare, la perdita di energia per radiazione, e la conduzione termica in presenza di campo magnetico.

10 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 10 Initial condition: 3-D CME-like system Initial force equilibrium T = 1.5 MK n CME =10n ATM V=1000 km/s r=5x10 4 km Dipolar magnetic field Hypothetical UVCS slit SECTION Per simulare il nostro sistema, risolviamo le equazioni differenziali della magnetoidrodinamica partendo da queste condizioni iniziali. Consideriamo una atmosfera inizialmente statica ed isoterma ad un milione e mezzo di gradi su un dominio tridimensionale ed in questa mappa vi mostro una sezione della pressione termica. In un’atmosfera si’ fatta lanciamo verso l’alto una nube 10 volte piu’ densa dell’atmosfera circostante alla velocita’ supersonica di 1000 km/s che ha un raggio di 50 mila chilometri. Infine consideriamo un campo magnetico ambiente che ha una struttura dipolare e che e’ rappresentato dalle linee bianche nella mappa. Questa, infine, e’ l’ipotetica fenditura di UVCS attraverso la quale, alla fine, sintettizziamo l’osservazione.

11 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 11 FLASH code Developed at the FLASH Center The University of Chicago Modular, adaptive-mesh, parallel simulation code capables of handling general compressible flow problems in astrophysical environments Designed to allow users to configure initial and boundary conditions, change algorithms, and add new physics modules It uses the MPI library to achieve portability and scalability on a variety of different parallel computers It uses the PARAMESH library to manage block-structured adaptive grid Per risolvere le equazioni magnetoidrodinamiche a partire da queste condizioni iniziali utilizziamo il codice parallelo FLASH di cui ha gia’ parlato Salvatore Orlando nel suo talk. Il codice FLASH e’ stato sviluppato principalmente dall’Universita’ di Chicago, anche se alcuni moduli, importanti per il nostro modello, sono stati sviluppati ed implementati all’osservatorio astronomico di Palermo. E’ un codice particolarmente flessibile che si presta ad applicazioni in cui l’utente puo’ personalizzare al massimo le condizioni iniziali ed al contorno. Grazie al fatto che utilizza la libreria MPI e’ stato possibile usare FLASH sui diversi cluster e calcolatori paralleli. Infine menzioniamo che si avvantaggia del software PARAMESH per effetutare le simulazioni su una griglia adattiva. Ora, finalmente, passiamo alla soluzione delle equazioni, cioe’ alla simulazione vera e propria: vi mostrero’ l’evoluzione della pressione in una sezione del dominio 3D. Vi mostro l’evoluzione della pressione, visto che e’ una grandezza particolarmente adatta a visualizzare I fronti d’urto che si presentano come una discontinuita’.

12 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 12 MHD evolution Discontinuity in pressure Section: pressure Shock front expands while propagating upward 10 6 km in 1000 s Magnetic field reoriented Quindi questa e’ l’evoluzione della pressione. Come vedete il fronte d’urto, cioe’ la discontinuita’ che si vede propagarsi, ha una forma ad arco e si espande nel tempo mentre, allo stesso tempo, si propaga verso l’alto mantenendo la stessa forma e si propaga per circa un milione di km in 1000 secondi. La struttura interna del fronte d’urto e’ particolarmente complessa, ma noi focalizziamo la nostra analisi sul fronte piu’ esterno che e’ quello piu’ facilmente osservabile con UVCS. E’ importante pure osservare come, il fronte d’urto perturbi fortemente il campo magnetico reorientandolo parallelamente al fronte stesso. Questa e’ sempre la fenditura di UVCS attraverso la quale, a partire da queti risultati sintetizziamo l’emissione del plasma.

13 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 13 Simulation @ COMETA Evolution in: –3-D domain 10 18 km 3 –1000 s of physical time 256x256x512=3.4x10 7 grid cells 2x10 5 time steps 2 years of computational time 11 days on 64 processors Qualche dettaglio tecnico della simulazione e’, in questo contesto di particolare rilevanza. Questa simulazione e’ stata condotta, su un dominio tridimensionale di 10 alla 18 km cubi per un tempo fisico di 1000 secondi. E’ stata condotta per questa durata perche’ questo e’ il tempo nel quale il fronte d’urto sorpassa completamente la fenditura di UVCS collocata a 2 raggi solari di distanza dal centro del Sole. Nel filmato si vede come la griglia adattiva si raffini dove ci sono gradienti piu’ ripidi, od un’evoluzione piu’ rapida per risolvere correttamente le strutture. Con questa griglia adattiva si hanno 256 per 256 per 512 celle e sono necessari 200 mila passi d’integrazione temporale per simulare 1000 secondi di evoluizione temporale. Per effettuare questa simulazione su singolo processore ci vorrebbero poco meno di 2 anni di tempo di calcolo, tuttavia sfruttando un calcolatore parallelo come quello a disposizione del consorzio COMETA, sono sufficienti 11 giorni su 64 processori.

14 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 14 Tempo di calcolo CINECA/SP5 – assignment on competition –60000 hours for Key project, CALL 2007 –40000 hours for Standard projects, CALL 2006,2007 COMETA –Further simulations setups performed @ GRID/COMETA Le simulazioni condotte per questo studio sono state effettuate parte sul calcolatore SP5 del CINECA con una centiania di migliaia di ore ottenuta su base competitiva, ed alcuni ulteriori simulazioni per i futuri sviluppi del lavoro sul calcolatore di palermo del consorzio COMETA…

15 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 15 flash.jdl Type = "Job"; JobType = "MVAPICH2"; NodeNumber = 32; Executable = "flash2"; StdOutput = "mpi.out"; StdError = "mpi.err"; InputSandbox = {"watchdog.sh","mpi.pre.sh","mpi.post.sh","flash.par","flash2"}; OutputSandbox = {"mpi.err","mpi.out","watchdog.out","cmemhd_3d.log","amr_log"}; Requirements = (other.GlueCEUniqueId == "unipa-ce- 01.pa.pi2s2.it:2119/jobmanager-lcglsf-hpc"); MyProxyServer = "grid001.ct.infn.it"; RetryCount = 3; … e questo e’ il JOB che abbiamo sottoposto per queste ultime simulazioni…

16 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 16 Comparison with observation We synthesize the UVCS lines from simulation results –Non-ionization equilibrium –Detailed spectroscopic effects (e.g. Doppler Dimming) –Effect of differential ion heating A questo punto, a partire dai risultati della simulazione che vi ho mostrato abbiamo sintetizzato l’emissione del plasma attraverso la fenditura di UVCS tenendo conto di alcuni aspetti importanti, come il non equilibrio di ionizzazione, vari effetti spettroscopici come il Doppler Dimming, ed un eventuale riscaldamento differenziale degli ioni quando il plasma e’ investito dal fronte d’urto.

17 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 17 Example of Results O VI wings are enhanced by shock. Bene, come esempio dei risultati che abbiamo ottenuto, vi mostro il profilo della riga a 1032 angstrom dell’O VI. In questo plot vedete il profilo di riga prima che il fronte d’urto attraversi la fenditura che e’ la linea nera, e dopo il fronte d’urto ha attraversato la fenditura che e’ la linea rossa. La differenza importante, e riscontrata nelle osservazioni, e’ che, a causa della passaggio del fronte d’urto, si osserva un’emissione nelle ali della riga che non si ha, invece, nella corona in mancanza di fronti d’urto.

18 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 18 Conclusions MHD simulations of CME propagation necessary for detailed CME diagnostics & correct data interpretation Cometa HPC system suited for further extensive work Pertanto le conclusioni di questo mio intervento sono che: Primo, le simulazioni magnetoidrodinamiche della propagazione di coronal mass ejection sono necessarie ed un utile strumento per una diagnostica dettagliata di questi fenomeni e per una corretta interpretazione delle osservazioni. Ed inoltre che il sistema di calcolo ad alte prestazioni del consorzio COMETA e’ adatto allo sviluppo ed al progresso di questo campo di ricerca.

19 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 19 Any Questions ? Thank you very much for your kind attention!

20 Palermo, Grid Open Days all’Università di Palermo, 6-7.12.2007 20 Results 1 Observed line intensity motivated by this model. Si XII line intensity increases because of the shock O VI line intensity is not significantly influenced Si XII O VI