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Hidrodinámica y magnetismo estelares
la convección estelary las erupciones solares gigantes
Hidrodinámica y magnetismo estelares
la convección estelary las erupciones solares gigantes
Fernando Moreno InsertisInstituto de Astrofisica de Canarias
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Photosphere
Ca-K chromospheric emissionSOHO-EIT 284 Å coronal emission
Sch
arm
er, L
angh
ans
+ L
öfd
ahl
G-b
and
, AR
425,
200
3Au
g09
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TRACE (17.1 nm): emergence of an active region and flaring
1. 2.
3.
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I. To understand the fundamental features of the eruption processes in the Sun
II.
To model the emergence of magnetized plasma through the convection cells into the atmosphere
III.
Global, long-term objective: to disclose via numerical experiments the complicated structure of the atmosphere of the Sun and cool stars.
Objective of our numerical modeling efforts:
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Niels-Bohr Inst. , Copenhagen
• Klaus Galsgaard
University of St Andrews
• Alan Hood
• Vasilis Archontis (1. 2006 → )
• Michelle Murray
Instituto de Astrofisica de Canarias
• Fernando Moreno-Insertis
• Abel Tortosa
• Vasilis Archontis ( → 1. 2006)
Collaboration (since 2004)
Naval Research Lab., Washington
• Ignacio Ugarte
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• Hydrodynamics + magnetic fields
• No radiation transfer
• Simplified thermodynamics.
Part 1: high-temperature jets in the corona
A. Tortosa, F. Moreno-InsertisF. Moreno-Insertis, K. Galsgaard, I. Ugarte Urra
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Method used: • solve the equations of hydrodynamics for a magnetized plasma
• thermodynamics: ideal gas, no heat conduction
Mass, momentum andenergy conservation eqs
Faraday, Ohm, Ampere
+ equation of state
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Numerical code (Galsgaard + Nordlund)
• Explicit finite-difference scheme• Staggered, non-uniform (but non-adaptive) grid
• 6th order derivation + 5th order interpolation in space• 3d order Hyman update in time
• Shocks, current sheets, sharp transitions are resolved using hyperdiffusivity algorithms
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The background stratification
integration domain isothermal corona
steep temperature rise (T.R.)
isothermal photosphere
upper convection zone
Pressure contrast: 10
9
Density contrast: 2 10
10
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Typical computational requirements
Standard run: • Numerical grid of 512x512x512 points • RAM memory requirements: typically around 10 GB
Storage requirements: • Experiment with 100 snapshots: 400 GBs
Parallelization: • Excellent up to 512 CPUs• Method used: MPI
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Yohkoh’s high-velocity jets in soft X-Rays (SXT)
Shimojo et al, PASJ 48, 1996
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• Hinode XRT: observation of X-Ray jets in coronal holes
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Inverted-Y jet shapes
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Heyvaerts, Priest
& Rust 1977
Reconnection and jet emission following flux
emergence:
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Our results:
• We studied a jet that appeared right after a magnetic bipole emerged at the photosphere.
• Observations: → X-Rays and Extreme UV (Hinode satellite)
→ full disk magnetograms (SOHO MDI)
• Computer modeling:
→ study the emergence of magnetized plasma into a coronal hole
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3D numerical simulation
carried out
in the Marenostrum and LaPalma
supercomputing installations
of the Red Española de Supercomputación
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Background coronal field
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• For this experiment, physical values adequate to a coronal hole were used:
→ ρ ≈ 2 108 atoms cm-3
→ open ambient field lines→ coronal field strength: 10 G→ T ≈ 1.1 106 K
• Domain size:
(x,y,z) 34 000 km x 38 000 km x 33 000 km (5 000 km below, 29 000 km above the solar surface)
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Current distribution
(t=15 min)
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Velocity map
(t=22 min)
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3D view: current and temperature
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Temperature map
(t=22 min)
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Horizontal drift of the 2-chamber + jet structure
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Agreement between the numerical results and the observations
• Maximum jet velocity at 160 km /s
• Jet duration between 10 and 20 min
• Transverse (=drift?) velocities between 0 and 20 km / s
=> the overall agreement is excellent
• Observations: Savcheva etal 2007
• Statistics from 7197 polar jets using Hinode/Soho
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• Hydrodynamics + radiation transfer + + magnetic fields => realistic models of convective cells.
Part 2: Experiments with convection
A. Tortosa, F. Moreno-Insertis
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• The equation of radiation transfer is solved for I(ν, n, x)
→ along 24 rays at each grid point
→ for a number of frequency bins
• The radiative heating / cooling is calculated through:
Radiation transfer / heating of the plasma
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Simulation of emergence of magnetic flux across solar convection including
chromospheric layers
• Size of simulation domain: 16,000 km (x); 12,000 km (y); 3,800 km (z)
• Computational grid: 320 points x 240 points x 190 points
• Optical depth unity located ~ 2600 km above bottom boundary
• Open bottom boundary + periodic side boundaries
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Observation of emergence of an active region
in the solar photosphere
80-min 80-min GG-band movie of AR 8737 (Dutch Open Telescope) -band movie of AR 8737 (Dutch Open Telescope)
Area: 51 Area: 51 × 35 arcsec× 35 arcsec22
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Anomalous granulation during flux emergence episodes
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Temperature structure at the visible surface and at the chromosphere (t=12.6 min and t=14.5 min)Temperature structure at the visible surfaceand in the chromosphere (t=12.6, 14.5 min)
Temperature structure at the visible surfaceand in the chromosphere (t=12.6 min; 14.5 min)
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Topology of field lines issuing from photospheric concentrations
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Plasma dynamics and heating resulting from impact
by upcoming shock wave
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Some final points
• With 3D massively parallel numerical experiments important
aspects of the giant stellar eruptions can be explained.
• There is still a long way to go to understand some basic aspects and many details of those phenomena.
• The amazing pace of improvement of computing equipment and visualization tools promises fast progress in the coming years.