Analisi dei processi du nucleosintesi
Analisi dei dati di simulazione dei processi di nucleosintesi nelle supernovae
Parsing delle particelle traccia.

a cura di Paolo Botton


Analisi dei dati di simulazione dei processi di nucleosintesi nelle supernovae

Nell'ambito di un progetto sulla conoscenza distribuita, in collaborzione con alcuni membri dell'associazione B2FH (www.b2fh.org), Ricerca per L'Astrofisica Nucleare è in corso d'opera la stesura di procedure automatiche utili per l'analisi dei dati prodotti durante la simulazione dei processi di nucleosintesi che avvengono nelle esplosioni di supernova.

La nucleosintesi stellare è l'insieme delle reazioni nucleari che avvengono all'interno di una stella, una catena di processi che portano alla produzione dei nuclei degli elementi chimici.
In maniera molto superficiale, si può ricondurre il processo ad una serie di passi fondamentali...
L'idrogeno è l'elemento di base dal quale vengono prodotti tutti gli altri elementi chimici che, nelle stelle di grande massa si fermano all'isotopo del ferro chiamato ferro-56 (56Fe).
La nucleosintesi ha inizio quando due protoni (atomi di idrogeno, H) si avvicinano al punto da fondersi, creando il deutone, ossia il nucleo del deuterio, isotopo dell'idrogeno, costituito da un protone e da un neutrone.
Nel corso di questo processo, un protone espelle un neutrino e un positrone, diventando un neutrone. Un altro protone allora può entrare nel deutone , formando un nucleo di elio-3 (3He) contenente due protoni ed un neutrone.

Infine, quando due nuclei di 3He entrano a contatto formano un nucleo di elio-4 (4He), espellendo i due protoni precedenti. Il 95% di 3He subisce questa sorte.
Successivamente, la fusione di due nuclei di 4He (processo che richiede temperature maggiori) forma il berillio-8 (8Be) che non sopravvive essendo estremamente instabile. Grazie a temperature sempre più alte, con la fusione di un ulteriore nucleo di 4He (detto processo triplo alfa, perché l'atomo di 4He è detto particella alfa) si origina un nucleo di carbonio-12 (12C).
Una volta che una stella viene a disporre di 12C la fusione di quest’ultimo con 4He produce ossigeno-16 (16O). Ancora, la cattura di 4He genera neon-20 (20Ne).

Successivi processi di fusione conducono al magnesio-24 (24Mg) e silicio-28 (28Si).
L'ultimo passo di questa catena è il ferro-56 (56Fe), originato dalla fusione di 2 atomi di 28Si.
Il ferro è il più stabile di tutti gli elementi e per produrre altri elementi pesanti è necessario fornire energia per costringere i nuclei a fondersi insieme.
Elementi più pesanti del ferro possono essere prodotti all'interno delle stelle quando neutroni carichi di energia penetrano nei nuclei e vi rimangono. Questo processo, comunque molto lento, può condurre alla produzione di bismuto-209 (209Bi) ma anche questo elemento è instabile.
Elementi ancora più pesanti vengono prodotti quando è disponibile un flusso di neutroni ad alta energia.
L'unico evento in grado di sintetizzare, nel giro di pochi secondi, gli elementi più pesanti di cui é composto l'Universo ed anche il nostro corpo è un'esplosione di supernova, quando l'energia gravitazionale liberata dal collasso del nucleo della stella spinge le reazioni verso alti pesi atomici.

Attualmente risulta impossibile studiare una supernova dal vivo, pertanto il Max Planck Institut für Physik di Monaco di Baviera, grazie anche all'apporto di molti ricercatori e ricercatrici italiani, ha realizzato una serie di modelli multidimensionali 2D e 3D per simulare la nucleosintesi nelle esplosioni di supernovae di tipo Ia e II. Nel corso delle simulazioni girano modelli idrodinamici di nucleosintesi dove si ricorre all'uso di particelle traccia per seguire l'evoluzione delle particelle implicate nel processo di genesi degli elementi.
Simulare integralmente la dinamica di una stella che supera le 8 masse solari, con le tecnologie attuali, richiederebbe ben più di qualche migliaio di anni di calcoli, pertanto ci si limita allo studio di una porzione di uno spicchio sferico di stella.
In altri termini, una sfera può essere immaginata come tante piramidi - le cui basi sono quadrati sferici (infinitamente piccoli) - tutte una accanto all'altra con il vertice nel centro della sfera. Preso uno di questi solidi, ossia un tassello di valutazione, lo si suddivide in migliaia di settori che caratterizzano il nucleo della stella.

Ognuno dei settori del nucleo che collassa ed esplode ha le sue caratteristiche di densità, pressione, temperatura, abbondanza di elementi chimici (isotopi), mediate dai modelli matematici che ne descrivono la dinamica evolutiva.
Ogni traccia o zona della supernova simulata risulta condensata in un file, nei cui records risiedono, sotto forma numerica, le caratteristiche appena sescritte, ossia la registrazione relativa ai 10 secondi di agonia della stella.
Un gruppo di ricerca, sfruttando le dinamiche della simulazione, si occupa di studiare i processi precursori degli elementi p, ossia lo studio delle catture protone-protone. I precursori degli elementi p non sono ben noti, perché le variabili sono molteplici, e fare luce su questi processi è d'estrema importanza scientifica.

Lo studio che porto avanti, descritto qui sotto per sommi capi, non è che un tassello infinitesimo, uno dei tanti apporti che potrebbero tornare utili all'interno di una visione d'insieme più ampia e sicuramente non alla portata delle capacità e conoscenze di tutti noi.

Il software analizza i records prodotti dai modelli di simulazione dei processi di nucleosintesi degli elementi, mediati da particelle traccia (51000 files da circa 10 MB ciascuno), utilizza quindi i parametri di scelta dell'utente e traccia una serie di grafici.
Il progetto è sviluppato utilizzando PYTHON 2.6.4(www.python.org) in ambiente LINUX (www.linux.org), distribuzione OpenSESE 11.3 (www.opensuse.org) con desktop GNOME (www.gnome.org).
Gli script Python, per scelte condivise, sono gestibili solo da console (come la shell Bash o equivalente) e tramite il protocollo SSH.
Esistono quattro procedure ma solo tre rivestono una particolare utilità nei processi d'analisi della nucleosintesi degli elementi, una per la chimica e una per le abbondanze.
Le quattro immagini che seguono sono un estratto volutamente semplificato del lavoro svolto, per mostrare come sia possibile fornire un semplice ausilio ad una ricerca d'eccellenza portata avanti da meritevoli scienziati italiani...

Script Python per l'analisi della frazione elettronica Ye, Temperatura e Densità

Lo script PARTICLE preleva un numero arbitrario di particelle traccia (da 1 a n - dove n si attesta oggi a 51000), le analizza ed estrae la grandezza richiesta dal ricercatore, generando una curva o un fascio di curve in scala lineare. È possibile variare gli estremi dell'intervallo sull'asse delle ascisse per analizzare in dettaglio un determinato istante temporale.
Le quattro immagini che seguono sono state generate mostrano l'andamento di temperatura e densità nel tempo, prendendo in considerazione una sola zona. È possibile notare il cambio degli estremi lungo le ascisse, da 3 secondi (default) a 100 millisecondi.









Script Python per l'analisi delle abbondanze


Lo script CHIMICA preleva un numero arbitrario di particelle traccia (da 1 a n - dove n si attesta oggi a 51000), le analizza ed estrae le abbondanze degli elementi richiesti dal ricercatore, generando una curva o un fascio di curve in scala logaritmica. È possibile variare gli estremi dell'intervallo sull'asse delle ascisse per analizzare in dettaglio un determinato istante temporale.
Le due immagini che seguono sono state generate mostrano l'andamento delle abbondanze di alcuni isotopi nel tempo, quali 4He (elio quattro), 24Mg (magnesio ventiquattro), dei protoni e neutroni. Si considera una sola zona. È possibile notare il cambio degli estremi lungo le ascisse, da 3 secondi (default) a 300 millisecondi.




Parsing delle particelle traccia

Lo script permette di effettuare l'analisi dettagliata del contenuto di ogni singolo record di un file che caratterizza una specifica zona; il risultato è la stesura automatica di un documento analitico in formato ASCII, facilmente editabile o importabile da altri programmi.

NOTA CONCLUSIVA

Il progetto è in corso; poiché gli script Python appena descritti serviranno a portare avanti una serie di progetti di ricerca nel settore dell'Astrofisica Nucleare, fintanto che non mi saranno date diverse indicazioni, ulteriori spiegazioni, così come il codice sorgente, non saranno resi di pubblico dominio.


© Paolo B.
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