Numerical simulations in Astrophysics: parallel hydrodynamic codes

Presentazione sul tema: "Numerical simulations in Astrophysics: parallel hydrodynamic codes"— Transcript della presentazione:

1 Numerical simulations in Astrophysics: parallel hydrodynamic codes
First International grid School for Industrial Applications 30th June -7th July 2007 Aci Trezza (CT), Italy Numerical simulations in Astrophysics: parallel hydrodynamic codes Marco Miceli, Giuseppe Germano Sacco, Consorzio COMETA INAF – Osservatorio astronomico di Palermo, Italy I’m gonna show the results of the analysis of an XMM observation of the SNR W49B Collaborators G. Peres, INAF – OAPa, Università di Palermo, Consorzio Cometa, Italy F. Reale, INAF – OAPa, Università di Palermo, Consorzio Cometa, Italy R. Bonito, Consorzio Cometa, INAF – Osservatorio Astronomico di Palermo, Italy P. Pagano, Università di Palermo, INAF – OAPa, Italy S. Orlando, INAF – OAPa, Consorzio Cometa, Italy F. Bocchino, INAF – OAPa, Consorzio Cometa, Italy

2 Modelli numerici in Astrofisica Approccio forward-modeling
Studio di sistemi fisici complessi, impossibilità di eseguire esperimenti controllati necessità di un modeling dettagliato per corretta interpretazione delle osservazioni. Sistemi di equazioni integro-differenziali non-lineari soluzione numerica. Approccio forward-modeling Analisi osservazioni Soluzione numerica equazioni modello Sviluppo di un modello fisico Sintesi di osservabili Obiettivi Comprensione dettagliata dello scenario fisico Ruolo volto dai diversi processi fisici in gioco Origine fisica dell’emissione osservata Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

3 Esempi di sorgenti astrofisiche
Coronal Mass Ejections (CMEs) espulsioni di grandi quantità ( g) di plasma coronale che si propaga con velocità di km/s dal Sole allo spazio interplanetario. Meccanismi di lancio e legame col campo magnetico solare Interazione dei CMEs col mezzo e col campo magnetico interplanetario Evoluzione temporale delle caratteristiche fisiche dei CMEs Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

4 Esempi di sorgenti astrofisiche
Getti protostellari Stelle giovani emettono getti di plasma ad alte velocità ( km/s) ed alte temperature ( K) Emissione multi-banda (ottico-raggi X) Interazione del getto col mezzo ambiente Perdita di massa e di momento angolare Legame con la formazione di sist. planetari Meccanismo di espulsione Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

5 Esempi di sorgenti astrofisiche
Resti di supernova Interazione fra l’onda d’urto prodotta dall’esplosione di una supernova (con energie tipiche di 1051 erg) ed il mezzo ambiente. Frammenti stellari ricchi di elementi pesanti espulsi ad alta velocità (104 km/s) Cas A nei raggi X Diagnostica del mezzo interstellare e sua interazione con lo shock Fisica degli shock Meccanismi di esplosione di una supernova Processi di nucleosintesi esplosiva ed arricchimento chimico Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

6 Le equazioni (magneto)-idrodinamiche
r: densità di massa v: velocità di flusso P: pressione E: energia tot. per unità di massa q: -k(T) T (classica e saturata) n: densità L(T): funz. perdite radiative e: energia int. per unità di massa B: campo magnetico P= Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

7 Soluzione numerica delle equazioni
Il codice FLASH (Fryxell et al. 2000) Avanzato codice di simulazione modulare, adattivo e parallelo (sviluppato presso il FLASH Center dell’Università di Chicago) Scritto in FORTRAN 90 e C e parallelizzato tramite MPI Soluzione delle equazioni in forma euleriana su una griglia adattiva PPM solver (vedi dopo) Architettura modulare (per l’introduzione di diversi effetti fisici o diversi solver) Driver module: inizializzazione ed evol. della simulazione, gestione runtime parameters I/O module: produzione di checkpoint files (contengono tutte le info per far ripartire la simulazione), log files, etc. Adaptive Mesh Refinements: usa il package PARAMESH (MacNeice et al. 2000) e gestisce la risoluzione della griglia computazionale Hydro module: usa PPM Thermal conduction & Radiative Losses: Orlando et al. 2005 Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

8 Soluzione numerica delle equazioni – FLASH code
Piecewise-Parabolic Method (PPM, Woodward & Colella 1984) Equaz. HD in uno schema a differenze finite su griglia discreta. In ogni cella la soluzione S(t+dt) si calcola dalla S(t) e dalla media temporale dei flussi attraverso la cella delle variabili fisiche di rilievo. (Tubo a shock di Riemann) tn+1 tn Interpolazione parabolica (sulle 3 celle più vicine) Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

9 Il benchmark code sPPM sPPM è stato sviluppato dall’ASCI center ed è utililizzato come benchmark code nei più prestigiosi siti HPC statunitensi. Si tratta di una versione “base” di FLASH: griglia uniforme (non adattiva), non modulare, equazioni HD (no conduz. termica e perdite radiative) sPPM contiene il “nucleo” di FLASH: Architettura parallela con approccio SPMD impostata sulla decomposizione del dominio computazionale con message passing (tramite standard MPI calls) Piecewise-Parabolic Method eulerian solver Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

10 Modelli astrofisici - CME
Isothermal atmosphere T=1.5 MK Upward-moving dense/cold cloud Ambient B-field 25 VCME=400 km/s nCME=4nATM TCME=1/4TATM n=108 cm-3 MHD model Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

11 Modelli astrofisici - CME
Results (Pagano et al. 2007): B-field suppresses dynamic instabilities B-field “wraps” the cloud -> thermal insulation Open B-field supports cloud expansion CINECA std proj: 2D : 280 h (8 procs) 3D :  3000 h (16/32 procs) Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

12 Modelli astrofisici – getti protostellari
Hydro model (Bonito et al. 2004): count rate = 1.2 cnts/ks T = (3.4  1.2)x106K Fx = 1.4x10-13 erg/cm2/s Observations (Favata et al. 2002): count rate = 1.0 cnts/ks T = (4.0  2.5)x106 K Fx = 1.3x10-13 erg/cm2/s Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza

13 Modelli astrofisici – SNR
Interazione fra lo shock del resto di supernova della Vela ed una nube di mezzo interstellare Model Observation Miceli, M., Sacco G.G.: Simulations in Astrophysics – Grid School 2007, Aci Trezza