Kwazi-prostopadłe szoki gromad galaktyk w symulacjach kinetycznych

Ilustracja 1: Wykonane przez teleskop Hubble'a zdjęcie gromady galaktyk Abell 1689. Obserwacje radiowe ośrodka obecnego wewnątrz takich olbrzymich gromad ujawniły obecność halo galaktyk i innych struktur z gorącego gazu, wytwarzanego przez pola magnetyczne w gromadzie. Astronomowie już wcześniej z powodzeniem modelowali pola w podlegającej procesowi mergera gromadzie Abell 2345, odkrywając przy tym znacznie bardziej złożone turbulencje, niż wcześniej przewidywano. Źródło: N. Benitez, T. Broadhurst, H. Ford, M. Clampin, G. Hartig, G. Illingworth (UCO/Lick), ACS Science Team, ESA, NASA, APOD.

Gromady galaktyk, czyli ogromne skupiska galaktyk, gorącego gazu i ciemnej materii powiązanych siłą grawitacji, często są miejscem występowania licznych fal uderzeniowych, w tym wielkoskalowych szoków generowanych podczas zderzania się i łączenia ze sobą galaktycznych gromad. Gdy obłoki gazu położone w ich obrębie zderzają się ze sobą, wywołuje to fale uderzeniowe rozchodzące się przez gaz i podgrzewające go do wysokich temperatur. Obserwacje tak zwanych reliktów radiowych stanowią niezbity dowód na przyspieszanie relatywistycznych elektronów w szokach powstających podczas łączenia się gromad. Tego typu relikty radiowe w gromadach są obszarami emisji radiowej o rozmiarach sięgających megaparseków, zazwyczaj o łukowatym kształcie. Emisja ta wykazuje silną polaryzację i strome zintegrowane widma radiowe. Wysoką polaryzację reliktów zwykle przypisuje się kompresji prostopadłej składowej pól magnetycznych poprzedzających szoki. Z kolei radiowe halo, utworzone przez elektrony przyspieszane przez turbulencje, wykazują znacznie niższą polaryzację. Co więcej, stromość widma w tych reliktach wynika głównie z „postszokowego” procesu postarzania elektronów promieniowania kosmicznego, spowodowanego stratami synchrotronowymi i odwrotnym efektem Comptona. Umożliwia nam to wgląd w oddziaływania między polami magnetycznymi a cząstkami o wysokich energiach.

Stwierdzono również, że szoki związane z łączeniem się gromad propagują się w ośrodku wewnątrz gromady: gorącym, rozrzedzonym i słabo namagnesowanym, o natężeniu pola magnetycznego rzędu 1 μG. Podobnie, gorąca plazma wewnątrz gromady charakteryzuje się wysokim parametrem beta plazmy, β, reprezentującym tam stosunek ciśnień termicznych do magnetycznych. Ze względu na wysoką temperaturę plazmy nawet te najbardziej energetyczne z omawianych szoków charakteryzują się też stosunkowo niską liczbą Macha, zwykle mniejszą niż 5.

Tak zwane dyfuzyjne przyspieszanie szokowe (DSA), znane również jako proces Fermiego pierwszego rzędu, jest uważane za najbardziej prawdopodobny mechanizm odpowiedzialny za przyspieszanie cząstek do wysokich energii. W procesie tym cząstki zyskują energię poprzez wielokrotne przekraczanie frontu uderzeniowego, a jednocześnie są rozpraszane pomiędzy obszarami znajdującymi się przed i za nim. Kluczowym czynnikiem w tym procesie jest mechanizm wstrzykiwania cząstek. DSA jest skuteczny tylko w przypadku cząstek o promieniu Larmora większym niż grubość szoku, czyli wartości równej zwykle kilka promieni Larmorowskich dla jonów termicznych. Dlatego uważa się, że cząstki powinny być w jakiś sposób wstępnie przyspieszone do prędkości relatywistycznych istotnie większych niż termiczne. Wstrzykiwanie takie jest też trudniejsze w przypadku elektronów niż jonów ze względu na niższą masę i mniejszy promień Larmora elektronów. Przyjmuje się zatem, że proces wstrzykiwania elektronów w DSA wymaga ich interakcji z falami obecnymi w szoku, zapewniającymi im wstępne przyspieszenie. Jednak w przypadku szoków o niskiej liczbie Macha, czyli tych znajdujących się w gorącym ośrodku wewnątrz gromad, takie mechanizmy nie są jeszcze dobrze wyjaśnione.

W tym przypadku symulacje superkomputerowe mogą okazać się bardzo pomocne. Całkowicie kinetyczne symulacje typu cząstka-w-komórce (PIC, particle-in-cell) podlegają jednak poważnym ograniczeniom, które znacznie zawężają ich zastosowanie ze względu na znaczne wymagania obliczeniowe. Natomiast tak zwane hybrydowe symulacje kinetyczne, które łączą w sobie kinetyczne jony i elektrony zachowujące się jak płyn, mogą być stosowane również w znacznie większych układach makroskopowych, co czyni je szczególnie przydatnymi w badaniach przebiegu procesu DSA dla jonów i turbulencji w skali jonowej zachodzącej w szokach. Niedawno Trotta i Burgess (2019) opracowali taki hybrydowy model kinetyczny i model cząstek testowych do analizy struktur turbulentnych 2D i 3D w szokach o niskiej liczbie Macha obecnych w plazmie wiatru słonecznego (z niską wartością beta plazmy). Podejście to pozwala na lepsze zrozumienie wpływu fluktuacji powierzchni uderzeniowej na przyspieszanie elektronów nadtermicznych.

Poprzez klasyczne modelowanie PIC autorzy już wcześniej wykazali, że elektrony są zasilane energią poprzez stochastyczny proces przyspieszania szoku i dryfu, wspomagany przez wieloskalową turbulencję, w tym falowanie powierzchni szoku w skali jonowej. W obecnej pracy nasz zespół przeprowadził symulacje hybrydowo-kinetyczne w różnych warunkach kwazi prostopadłego czoła szoku, w tym dla różnych parametrów beta plazmy, skośności magnetycznej i liczby Macha. Zbadaliśmy fizykę kinetyczną jonów odpowiedzialną za strukturę szoku i turbulencje falowe, które z kolei wpływają na procesy przyspieszania cząstek. Nasze badania obejmują zarówno skalę przestrzenną, jak i czasową, co pozwoliło na uzyskanie wielkoskalowych modów turbulencji jonowych w analizowanym układzie. Zastosowaliśmy niedawno opracowany uogólniony hybrydowy kod numeryczny, który łączy modelowanie cieczy zarówno dla elektronów, jak i jonów. Model ten został ograniczony do standardowej konfiguracji symulacji hybrydowej z jonami kinetycznymi i płynnymi elektronami. Wykorzystuje on dokładną postać uogólnionego prawa Ohma, co pozwala na swobodny dobór mas i gęstości energii, a także współczynnika ładunku do masy.

Wyniki tych badań dowodzą, że właściwości wieloskalowej turbulencji magnetycznej napędzanej jonami w szokach mergerów gromad są w zgodzie ze strukturami jonowymi powstającymi w symulacjach PIC. W typowych szokach z dźwiękową liczbą Macha M_s=3 struktury magnetyczne i zafalowania gęstości frontu szoku rosną i nasycają się przy długościach fali sięgających około czterech jonowych promieni Larmora. Co więcej, tylko szoki o liczbie Macha > 2,3 powodują powstawanie takich fal. W przypadku bardzo słabych szoków o liczbie Macha ≲ 2,3 za szokiem powstają słabe turbulencje. Zaobserwowaliśmy umiarkowaną zależność natężenia fluktuacji pola magnetycznego od skośności kwazi-prostopadłego pola magnetycznego. Jednak w miarę zmniejszania się skośności pola oscylacje na froncie szoku wykazują coraz większe długości fali. Warto również zauważyć, że stabilna struktura szoków dla wartości M_s=3 w plazmie o wysokiej beta wykazuje niewielką różnicę dla symulacji 2D i 3D. Turbulencje w pobliżu czoła szoku wydają się strukturą podobną do 2D w symulacjach 3D.






Oryginalna publikacja: S. S. Boula, J. Niemiec, T. Amano, O. Kobzar, Quasi-perpendicular shocks of galaxy clusters in hybrid kinetic simulations, Astronomy & Astrophysics, 684, A129 (2024).

Badania zostały przeprowadzone w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego (OA UJ). Prace wykonano dzięki wsparciu finansowemu Narodowego Centrum Nauki w ramach grantu 2016/22/E/ST9/00061. Autorzy dziękują Polskiej Infrastrukturze PLGrid (ACK Cyfronet AGH) za udostępnienie zasobów komputerowych i wsparcie w ramach grantu obliczeniowego nr. PLG/2022/015967.



Kontakt:

Oleh Kobzar Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytet Jagiellońskiego O.Kobzar [at] oa.uj.edu.pl