Numerical simulations in Astrophysics: parallel hydrodynamic codes

1
Numerical simulations in Astrophysics parallel
hydrodynamic codes
First International grid School for Industrial
Applications 30th June -7th July 2007 Aci Trezza
(CT), Italy

Marco Miceli, Giuseppe Germano Sacco, Consorzio
COMETA INAF Osservatorio astronomico di
Palermo, Italy
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
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

• Obiettivi
• Comprensione dettagliata dello scenario fisico
• Ruolo volto dai diversi processi fisici in gioco
• Origine fisica dellemissione 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 (1013-1017 g) di plasma coronale
che si propaga con velocità di 100-2000 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 (102-103 km/s) ed alte
temperature (104-106 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 londa durto
prodotta dallesplosione 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
dellUniversità 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 lintroduzione 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(tdt) si calcola dalla S(t)
e dalla media temporale dei flussi attraverso la
cella delle variabili fisiche di rilievo. (Tubo a
shock di Riemann)
Miceli, M., Sacco G.G. Simulations in
Astrophysics Grid School 2007, Aci Trezza
9
Il benchmark code sPPM
sPPM è stato sviluppato dallASCI 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
T1.5 MK
Ambient B-field ??25
VCME400 km/s
nCME4nATM TCME1/4TATM
n108 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 -gt 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/ksT (3.4 ? 1.2)x106KFx 1.4x10-13
erg/cm2/sObservations(Favata et al.
2002)count rate 1.0 cnts/ksT (4.0 ?
2.5)x106 KFx 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
Miceli, M., Sacco G.G. Simulations in
Astrophysics Grid School 2007, Aci Trezza