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Il codice numerico per plasmi astrofisici FLASH

A partire dal 2001, è stata avviata un'attiva collaborazione con il Center for Astrophysical Thermonuclear Flashes (o più brevemente il FLASH center) dell'Università di Chicago per lo sviluppo e test di FLASH, un sofisticato ed avanzato codice numerico modulare e parallelo capace di affrontare problemi generali di magneto-fluidodinamica in ambiente astrofisico.

Il FLASH center è stato fondato nel 1997, finanziato dal Department of Energy del governo USA come parte del suo programma ASCI. Originariamente il codice FLASH è stato sviluppato per risolvere il problema dei flash termonucleari sulla superfice di oggetti compatti (stelle di neutroni e nane bianche), in particolare bursts X, novae classiche e supernovae di tipo Ia. La caratteristica principale del codice è il suo alto livello di modularità e versatilità che gli consente una facile estensione ad altri problemi dell'astrofisica. Infatti, FLASH è stato progettato per consentire agli utenti di configurare le condizioni al contorno ed iniziali, di cambiare gli algoritmi di punti e di aggiungere nuovi moduli che arricchiscono il codice con nuovi effetti fisici. Il codice si avvale della libreria PARAMESH che consente il riadattamento continuo della griglia di calcolo seguendo l'evoluzione del sistema fisico al fine di avere una risoluzione spaziale adeguata in ogni punto del dominio spaziale. Infine, FLASH usa la libreria Message-Passing Interface (MPI) che gli garantisce portabilità e scalabilità su una grande varietà di computer paralleli.

La collaborazione tra la facility SCAN ed il FLASH center si articola essenzialmente in tre punti:

I principali moduli numerici già sviluppati e collaudati presso SCAN consentono di considerare in FLASH i seguenti effetti fisici: la conduzione termica di Spitzer (1962) anche in presenza di campo magnetico; la saturazione del flusso di calore quando la lunghezza di scala della temperatura è confrontabile al cammino libero medio degli elettroni (Cowie and McKee 1977); la viscosità di un plasma (Spitzer 1962); le perdite radiative da parte di plasma otticamente sottile (Raymond and Smith 1977, e successivi aggiornamenti); l'evoluzione della ionizzazione degli elementi più abbondanti in plasmi astrofisici tenendo conto di condizioni fuori equilibrio collisionale.


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Flavio Morale 2007-08-14