DAL SUPERCOMPUTER FERMI DEL CINECA
La corona solare: simulazioni numeriche di archi magnetici
Indaghiamo la fisica ignota del Sole grazie a un progetto di calcolo da 30 milioni di ore approvato dal PRACE, massima infrastruttura europea di supercalcolatori.
Fig. 1: Immagini del Sole nel lontano ultravioletto (a sinistra) e in luce visibile (a destra), ottenute dal Solar Dynamics Observatory nel gennaio 2013 . Nell'immagine di destra è visibile la "fotosfera", ovvero la superficie del Sole, con un sistema di macchie solari.
Non si riconosce immediatamente, ma quello in foto (a sinistra) è proprio il Sole. L'immagine è stata acquisita il 30/1/2013 dall'Atmospheric Imaging assembly (AIA), uno degli strumenti a bordo del telescopio spaziale Solar Dynamics Observatory (SDO). Diversamente da come appare nella regione visibile dello spettro elettromagnetico (seconda figura da sinistra), il Sole mostra una turbolenta attività nella regione dell'estremo UltraVioletto (luce con lunghezze d'onda comprese nell'intervallo 17-21 nanometri). Le strutture dalla caratteristica forma semicircolare, visibili in figura nella tonalità del rosso, sono chiamate archi coronali [Reale, 2010]. Si tratta di plasma caldo, ovvero gas ionizzato a temperature di oltre 1 milione di gradi Kelvin. Il plasma subisce l'effetto del campo magnetico solare, muovendosi e trasportando energia lungo linee di campo a forma d'arco, con i piedi ancorati alla "superficie solare" (fotosfera) in corrispondenza di regioni con opposta polarità magnetica. Il plasma, trattenuto dal campo magnetico all'interno di queste strutture, emette radiazione in modo più intenso nei raggi X e nel lontano ultravioletto, come mostrato nella prima figura.
Lo studio degli archi è di notevole interesse perché potrebbe essere la chiave per risolvere uno dei grandi problemi aperti dell'astrofisica: il riscaldamento della corona solare. Per effetto di un processo non ancora ben compreso, la parte più esterna dell'atmosfera del Sole si trova infatti ad una temperatura molto più alta rispetto a quella degli strati sottostanti: si passa dai circa 5800 gradi Kelvin della fotosfera ad oltre 1 milione di gradi nella corona. Il riscaldamento della corona non può avvenire termicamente, perché il calore irradiato dalla fotosfera non può riscaldare la regione più esterna a temperature superiori (sarebbe come provare a riscaldare un termosifone mettendolo in contatto con un ghiacciolo). Per comprendere quale sia il meccanismo che consente questo fenomeno dobbiamo tornare al campo magnetico solare e agli archi coronali. Si ritiene infatti che il riscaldamento della corona dipende dalla riconnessione magnetica [Klimchuk, 2006], un processo dinamico che converte energia magnetica in energia cinetica delle particelle e quindi in calore. Un possibile scenario per descrivere questo processo fisico prevede che le linee di campo magnetico subiscano una progressiva torsione a seguito dei moti convettivi delle regioni in cui sono ancorati. Ciò porta ad un aumento della tensione del campo magnetico e dell'energia ad esso associata fino a quando il campo subisce un riarrangiamento che ristabilisce una condizione di tensione minore: le linee di forza si "riconnettono" e l'energia accumulata si trasforma in calore.
La descrizione fisica dettagliata del fenomeno della riconnessione magnetica necessita della risoluzione simultanea di un insieme di equazioni di magnetoidrodinamica che richiedono l'uso di programmi numerici molto complessi, da eseguire su supercomputer. E' proprio questo l'oggetto dello studio condotto dal Prof. Fabio Reale del Dipartimento di Fisica e Chimica dell'Università degli Studi di Palermo e associato INAF presso l'Osservatorio Astronomico di Palermo (OAPa), con la collaborazione del Dr. Salvatore Orlando (INAF-OAPa), del Dr. Marco Miceli (Università di Palermo e associato INAF) e del Dr. Massimiliano Guarrasi del CINECA di Bologna. Il progetto di calcolo del gruppo di ricerca, dal titolo "The way to heating the solar corona: finely-resolved twisting of magnetic loops", è stato approvato nell'ambito di un bando europeo promosso da PRACE (Partnership for Advanced Computing in Europe), aggiudicandosi 30 milioni di ore di simulazione, per la descrizione del sistema fisico in questione ad un livello di dettaglio mai raggiunto fino ad ora. Sarà impiegato il supercomputer FERMI del consorzio CINECA di Bologna. La simulazione utilizzerà simultaneamente 40000 processori, per un tempo effettivo di 750 ore (30 milioni/40000).
Nella figura 2 è mostrato il risultato di una simulazione preliminare ottenuta con qualche giorno di calcolo su 4000 processori del supercalcolatore FERMI. Nel modello, l'arco coronale e` descritto come un tubo di flusso magnetico "rettificato" i cui piedi, ancorati alle due pareti a sinistra e a destra, vengono progressivamente ruotati in senso opposto. I tubi sottili rappresentano le linee di forza del campo magnetico e appaiono fortemente attorcigliati per effetto del moto rotatorio agli estremi. La mappa a colori sottostante rappresenta la temperatura in una sezione che attraversa la regione simulata: le bande blu laterali sono regioni a bassa temperatura (la cromosfera, appena al di sopra della fotosfera), mentre la regione in ciano e' la corona al di fuori dell'arco coronale e quindi molto tenue e relativamente più fredda (alcune centinaia di migliaia di gradi); la zona rossa, all'interno dell'arco coronale vero e proprio, e` riscaldata oltre il milione di gradi per effetto delle forti correnti elettriche create dalla torsione e riconnessione del campo magnetico.
Fig. 2: Esempio di risultati ottenuti da simulazioni numeriche sul supercalcolatore Fermi: linee di forza del campo magnetico avvolte attorno ad un arco magnetico linearizzato e mappa di temperatura in sezione (scala di colori della temperatura: da 10000 gradi in blu, a 1.5 milioni di gradi in rosso). A destra, animazione tridimensionale dello stasso arco coronale.
Testo:
Valentina Ravi' (Servizio Civile Nazionale, Uni Palermo)
Fabio Reale (Dipartimento di Fisica e Chimica, Uni Palermo)
Immagini:
NASA SDO/AIA e Salvatore Orlando (INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo)
Videoclip e impaginazione grafica:
Giuseppe Madonia (Servizio Civile Nazionale, Uni Palermo)
Leonardo Panneri (Servizio Civile Nazionale, Uni Palermo)
Riferimenti
Klimchuk James A. "On solving the coronal heating problem", Solar Physics, 234, 41 (2006).
Reale Fabio "Coronal Loops: Observations and Modeling of Confined Plasma", Living Reviews in Solar Physics, 7, 5 (2010).
Cirtain J. W., Golub L., Winebarger A. R., De Pontieu B., Kobayashi K., Moore R. L., Walsh R. W., Korreck K. E., Weber M., McCauley P., Title A., Kuzin S. & DeForest C. E. "Energy release in the solar corona from spatially resolved magnetic braids", Nature, 493, 501-503 (2013).
pagina realizzata da Giuseppe Madonia