Actualizat: Iul 5, 2018 @ 1:00 pm

 

Activitatile primei etape a proiectului:

      1) Implementarea rotatiei stelare de ordinul intâi; 

      2) Implementarea rotatiei stelare de ordinul doi; 

      3) Proiectarea, dezvoltarea si portarea aplicatiei, implementarea si testarea modelului tehnologic; 

      4) Validarea și scalarea versiuni paralele a pipeline-ului.

 

Pentru a investiga evolutia splitingurilor rotationale de-a lungul evolutiei stelare, s-a calculat o secventa evolutiva (vezi Figura 1) pentru un model de 1.3 Msun (valoare tipica pentru stelele gigante rosii observate de Kepler). Modelele stelare au fost generate cu programul CESAM 2k iar frecventele de oscilatie impreuna cu splitingurile rotationale au fost calculate cu modelul nostru software dezvoltat in cadrul proiectului HPCSIM. S-au calculat frecventele l=0, 1 si splitingurile rotationale a frecventelor l=1.

Secventa de modele porneste in Zero Age Main Sequence (ZAMS) si se continua pana in stadii tarzii de evolutie stelara, mai precis in stadiul de giganta rosie (RG) cand steaua ramane in centru cu un nucleu de He inconjurat de un strat surasa in care arde H. In aceasta faza de evolutie, nucleul se contracta gravitational in timp ce invelisul stelei se dilata si se raceste. Fractiunea masica initiala de H si He, a fost aleasa 0.21, respectiv, 0.785. Fractiunea masica initiala a elementelor mai grele decat He (metalicitatea) este 0.005. In total, au fost calculate 350 de modele stelare.

Pentru fiecare model stelar au fost calculate frecventele oscilatiilor radiale (l=0) si frecventele oscilatiilor neradiale dipolare (l=1). Spectrul evolutiv al frecventelor radiale si neradiale este prezentat in Figura 2. Observam cu usurinta ca modelele de pe bratul gigantelor prezinta un “forest” de frecvente ce corespund modurilor de oscilatie neradiale. Aceste moduri de oscilatie sunt moduri mixte, spre nucleu se comporta ca moduri gravitationale (moduri g) iar spre suprafata invelisului ele se comporta ca moduri de presiune (moduri p).

Splitingurile rotationale corespunzatoare unei viteze de rotatie vsini = 100 km/s sunt prezentate in Figura 3 impreuna cu frecventele modurilor radiale. Se observa ca modurile rotationale devin din ce in ce mai degenerarte (frecventele corespunzatoare splitingurilor rotationale a diferitelor moduri de oscilatie se intrepatrund) pe masura ce steaua evolueaza catre si pe bratul gigantelor. Aceasta face ca identificarea modurilor si, prin urmare, modelarea stelara sa fie foarte dificila. Din tot acest “forest” de moduri dipolare, nu toate ajung la suprafata stelei si, deci, pot fi observate. Dintre acestea, doar cele cu inertia minima intra in rezonanta cu modurile corespunzatoare de presiune excitate in straturile exterioare ale invelisului stelei si, ca urmare, pot fi observate. De aceea, dintre toate moduruile neradiale calculate, doar aceste moduri vor fi luate in considerare in precesul de inversiune astetroseismica prin care gasim modelul stelar optim.

Trebuie sa precizam faptul ca atat modelul de evolutie stelara CESAM2k cat si modelul de oscilatii stelare au fost calibrate cu celelalte cateva modele utilizate de catre comunitatea internationala de asteroseismologie, in prin mai multor exercitii efectuate in comun in cadrul ESTA, pentru pregatirea interpretarii datelor misiunii spatiale CNES/ESA CoRoT, misiune la care a participat si echipa de astrofizica stelara a Institutului Astronomic. Acum, prin proiectul HPCSIM,  modelul asteroseismic este optimizat, atat ca viteza de lucru cat si ca precizie de obtinere a parametrilor stelari de suprafata, astfel incat sa raspunda cerintelor viitoarei misiuni PLATO: varsta stelei sa fie determinata cu o precizie de 10%, iar masa si raza, cu o precizie de 5%.

Figura 1. Traseul evolutiv al unui model stelar cu masa M=1.3Msun.

 

Figura 2. Spectrul evolutiv. Frecventele modurilor radiale sunt reprezentate cu albastru iar ale celor neradiale dipolare sunt reprezentate cu rosu.

 

Figura 3. Spectrul evolutiv in care sunt reprezentate si splitingurile rotationale ale frecventelor modurilor neradiale dipolare.

 

Pentru descrierea rotatiei unei stele gigant prin intermediul astroseismologiei am folosit procedura atasata.

 

S-a realizat transpunerea modelelor fizice si algoritmilor furnizati de AIRA in pasi ai algoritmilor informatici, in vederea extragerii modelelor stelare optime. S-au stabilit parametrii functiei de „fitness”, necesara in vederea parametrizarii algoritmului de cautare genetic folosit

Populatia initiala selectata, a fost furnizata de AIRA, sub forma unor fisiere ce cuprind date legate de proprietatile stelelor, asa cum au fost furnizate de misiunile NASA-Kepler si ESA-Plato. Datele au fost prelucrate, introduse in algoritmul informatic, generand modelul stelar atasat mai jos :
In paralelizarea aplicatiei, s-a pornit de la premiza ca modul optim de lucru este ca firele de executie sa nu comunice intre ele, lucru ce ar putea genera o latenta prea mare de procesare. Astfel s-a procedat la crearea unui bloc paralelizabil de instructiuni care porneste de la parametrii de intrare, calculand pe cei de iesire, fara a exista instructiuni de tip „lock” asupra firelor de executie.