Argomenti di ricerca e tesi


Il nostro gruppo ha come principale campo di ricerca la fisica dei plasmi solari ed eliosferici, che rappresentano un insostituibile laboratorio per processi di fisica di base. L'indagine è di tipo prevalentemente teorico/numerico, qui nel seguito presentiamo alcune tematiche di cui ci occupiamo. La nostra ricerca si avvale della collaborazione di altri membri del Dipartimento e di gruppi dell'Osservatorio di Arcetri, in particolare:

I possibili argomenti di tesi riguardano particolari aspetti delle nostre tematiche di ricerca. Il lavoro di tesi presso il nostro gruppo è generalmente di tipo teorico e di modellizzazione numerica. Il laureando, oltre ad acquisire una solida base nei processi fondamentali della fisica del plasma e MHD, gli stessi che si riscontrano anche nei plasmi di laboratorio per lo studio della fusione nucleare, matura un'esperienza di programmazione e sui metodi di calcolo numerico, utile anche in campi diversi dalla fisica.

Plasmi e indagine teorica: la simulazione numerica

Le equazioni che governano l'evoluzione dei plasmi sono estremamente complesse e fortemente nonlineari, per cui l'indagine teorica si sviluppa principalmente tramite le simulazioni numeriche. All'interno del nostro gruppo di ricerca vengono sviluppati e utilizzati vari codici numerici, sia di tipo fluido (regime MHD nel caso di plasmi magnetizzati), sia di tipo cinetico. Tali codici sono scritti per l'esecuzione su supercomputer, con migliaia di unità che lavorano in parallelo, per raggiungere un'elevata potenza di calcolo (in figura un cluster presso il CINECA).

Plasmi solari: riscaldamento coronale e riconnessione


L'atmosfera solare, in particolare la corona, è sicuramente l'ambiente astrofisico in cui l'importanza dei campi magnetici si manifesta nei modi più spettacolari. Specialmente in regime di massimo di attività solare la corona risulta fortemente dinamica e dominata da arcate magnetiche, protuberanze in continua eruzione (vedi un'immagine della sonda SDO), e brillamenti su tutte le scale spaziali e temporali. La corona è un plasma tenue ma molto caldo, sull'ordine dei milioni di gradi, migliaia di volte più calda degli strati sottostanti.

Questo comportamento anomalo si può probabilmente spiegare tramite il fenomeno della riconnessione magnetica, ovvero un improvviso cambio di topologia in cui linee magnetiche si spezzano e viene rilasciata una grande quantità di energia magnetica, poi convertita in energia termica e rilascio di particelle accelerate. Tramite simulazioni numeriche di magnetoidrodinamica (MHD) resistiva si possono spiegare molti aspetti di questo fenomeno (vedi la figura). Una risposta definitiva sull'origine del riscaldamento coronale verrà probabilmente data dalle sonde Solar Orbiter e Parker Solar Probe, a cui membri del nostro gruppo partecipano attivamente.

Plasmi eliosferici: onde, turbolenza e particelle nel vento solare

La corona solare calda è una sorgente continua del vento solare, un flusso supersonico di plasma e particelle cariche che si propaga nello spazio fino alla Terra e nel resto dell'eliosfera raggiungendo velocità di circa 1000 km/s. Il vento solare rappresenta un fantastico laboratorio per la fisica del plasma, in quanto è l'unico ambiente astrofisico in cui le sonde possono misurare in situ i parametri fisici rilevanti. E' stato scoperto che tale flusso è permeato da onde MHD che si propagano principalmente verso l'esterno e che presumibilmente contribuiscono alla sua accelerazione (vedi il grafico con un modello per le fluttuazioni di velocità e campo magnetico). Inoltre, si osserva uno spettro esteso di turbolenza, le cui proprietà evolvono con la distanza dal Sole.

Quando la cascata turbolenta raggiunge le scale più piccole, sia nei tempi di evoluzione sia nello spazio, le fluttuazioni possono essere dissipate, probabilmente per effetti cinetici. A causa della sua bassa densità, il vento solare si trova infatti in un regime ibrido, per cui la trattazione fluida non è sempre soddisfacente. Ad esempio si osserva che sia gli ioni (protoni) sia gli elettroni presentano deviazioni dall'equilibrio termico, come code sopratermiche allungate nella direzione del campo magnetico locale. Si riescono a riprodurre queste osservazioni solo tramite simulazioni di tipo cinetico, in cui si possa tener conto appunto delle deviazioni rispetto alla velocità media fluida delle singole particelle (in figura la funzione di distribuzione elettronica simulata). S. Landi è coordinatore locale di un progetto europeo (SHOCK) sulla fisica cinetica dei plasmi solari ed eliosferici.

Plasmi astrofisici: getti supersonici da stelle giovani

Nelle regioni di formazione stellare della nostra galassia si osservano spesso getti di materia altamente collimati provenienti da stelle giovani, in alcuni casi evidentemente associati a dischi di accrescimento (vedi le immagini di Hubble). Tramite simulazioni numeriche di getti supersonici magnetizzati (in figura una mappa di densità in scala logaritmica) ed al confronto con le osservazioni (sono necessari anche modelli per l'emissione nelle varie righe spettrali) è possibile investigarne alcune proprietà, tra cui la forma del campo magnetico in prossimità del disco e l'eventuale velocità di rotazione del getto stesso.

Per la simulazione numerica di tali getti fortemente supersonici è necessario usare tecniche capaci di trattare la formazione e la propagazione di onde d'urto, ovvero i cosidetti schemi shock capturing. All'interno del nostro gruppo vengono sviluppate anche tecniche numeriche originali per la simulazione di onde d'urto in presenza di campi magnetici.

Plasmi astrofisici relativistici: venti di pulsar e resti di supernova

In astrofisica si hanno casi in cui i plasmi presentano caratteristiche estreme, tali da dover essere trattati come fluidi relativistici. Stelle di neutroni magnetizzate rapidamente ruotanti emettono un vento di coppie elettrone-positrone con fattori di Lorentz estremamente elevati. Tale flusso ultrarelativistico impatta sul resto di supernova circostante e si forma una cosidetta Pulsar Wind Nebula, che emette radiazione non termica di sincrotrone su tutto lo spettro. In figura riportiamo la mappa di brlillanza nei raggi X della nebulosa del Granchio ottenuta dal satellite Chandra.

In collaborazione col gruppo di Astrofisica delle Alte Energie vengono effettuate simulazioni numeriche che ci permettono di riprodurre la dinamica e l'emissione delle Pulsar Wind Nebulae, allo scopo di ricavare parametri fisici altrimenti non conoscibili. Ad esempio abbiamo capito che i getti polari si formano per un effetto di collimazione magnetica, se il vento della pulsar è anisotropo e sufficientemente magnetizzato. Mostriamo in figura l'emmissione X simulata per un nostro modello, che riproduce molti dei dettagli osservati.

Plasmi astrofisici in relatività generale: stelle di neutroni e buchi neri

Plasmi astrofisici nel campo gravitazionale estremo dei cosidetti oggetti compatti (stelle di neutroni e buchi neri) richiedono una trattazione basata sulla teoria della relatività generale. L. Del Zanna e collaboratori hanno sviluppato un codice shock capturing per l'evoluzione dei plasmi classici e relativistici, in regime MHD, data una qualunque metrica dello spaziotempo, anche variabile nel tempo (ECHO).

Studi numerici sono stati rivolti ad esempio alla simulazione dei dischi di accrescimento attorno a buchi neri, in metrica di Kerr. Eventi di accrescimento periodico potrebbero essere spiegati da un effetto di dinamo turbolenta all'interno del disco, che su tempi scala di alcuni periodi di rivoluzione rigenera ciclicamente, amplifica e induce a migrare il campo magnetico (in figura un momento dell'evoluzione), in analogia col caso solare.

In collaborazione con N. Bucciantini (INAF - Arcetri) ci occupiamo inoltre della modellizzazione della struttura magnetica delle stelle di neutroni, di cui mostriamo una configurazione come esempio, per cui è stato sviluppato un codice specifico (XNS). Esso si basa sulla soluzione delle equazioni MHD e di quelle di Einstein assumendo simmetria assiale e metrica conformemente piatta. L. Del Zanna è inoltre coordinatore locale di un'iniziativa specifica INFN sulle stelle di neutroni come possibili sorgenti di onde gravitazionali (TEONGRAV).