Astrofisica delle alte energie e magnetoidrodinamica relativistica
L'astrofisica delle alte energie studia i fenomeni più violenti riscontrabili nell'universo, in cui grazie alle enormi energie sprigionate vengono accelerate particelle ultrarelativistiche che andranno poi a formare la parte dello spettro a più alta energia dei raggi cosmici. Esempi di queste sorgenti di energia sono:
In generale l'accelerazione delle particelle avviene in onde d'urto con fattori di Lorentz elevati, per cui ci troviamo in presenza di plasmi relativistici la cui modellizzazione teorica si basa sul sistema di equazioni della magnetoidrodinamica (MHD) relativistica. La dinamica di questi fenomeni è estremamente complessa e spesso i modelli analitici risultano inadeguati, in quanto necessariamente basati su approssimazioni troppo stringenti. Grazie al recente progresso nello sviluppo di schemi numerici shock-capturing per le equazioni MHD relativistiche (sia in relatività speciale che per una metrica generale dello spazio-tempo) la modellizzazione teorica può finalmente essere supportata da simulazioni numeriche.
Getti relativistici da Nuclei Galattici Attivi
Un test classico per i codici shock-capturing è la simulazione della propagazione di un getto supersonico. In particolare nei Nuclei Galattici Attivi, ma anche in oggetti galattici (microquasar), si osservano queste emissioni di materia con velocità relativistiche e altamente collimate, la cui accelerazione è dovuta probabilmente a campi magnetici attorno al buco nero centrale. In figura mostriamo le mappe di densità (logaritmica), a tempi diversi, di una simulazione di un getto relativistico assisimmetrico con fattore di Lorentz 10 e numero di Mach circa 20. Si notino il disco di Mach alla testa del getto, il bow-shock esterno, la struttura turbolenta della discontinuità di contatto.
Pulsar Wind Nubulae
Le Pulsar Wind Nebulae, o plerioni, sono nebulose di gas caldo e magnetizzato che si formano per l'interazione del vento ultrarelativistico emesso dalla pulsar centrale e il resto di supernova circostante in espansione. L'emissione è di tipo non termico (sincrotrone), dovuta agli elettroni relativistici che spiraleggiano lungo le linee di campo magnetico della nebulosa stessa. L'esempio più famoso è costituito dalla Nebulosa del Granchio, residuo della supernova esplosa nel 1054 d.C., come documentato dagli astronomi cinesi dell'epoca. Data la sua straordinaria luminosità, la Nebulosa del Granchio è stata accuratamente osservata in tutte le bande spettrali. L'abbondanza di dati ne fa un laboratorio ideale: qui si possono studiare in dettaglio molti dei fenomeni fisici alla base dell'Astrofisica delle Alte Energie.
Instabilità di Rayleigh-Taylor
Nelle prime fasi evolutive la massa del resto di supernova, estremamente denso, è accelerata dal gas tenue del plerione. La discontinuità di contatto è dunque soggetta ad instabilitè di tipo fluido e MHD (Rayleigh-Taylor e Kelvin-Helmholtz). I filamenti visibili nell'immagine ottica della Nebulosa del Granchio si pensa siano dovuti a questi effetti. Simulazioni 2-D nel piano equatoriale mostrano che l'instabilità può essere inibita dalla presenza di un campo magnetico toroidale. Il confronto tra simulazioni e osservazioni permette dunque di ricavare informazioni sull'intensità e sulla struttura del campo magnetico nebulare.
Il getto della nebulosa del Granchio
Nel 2000 il satellite X Chandra ha mostrato la struttura interna della Nebulosa del Granchio, in cui si individua una struttura assisimmetrica, con un toro equatoriale ed un getto polare. Mentre il toro si spiega facilmente con un vento della pulsar anisotropo, il getto pone delle serie difficoltà interpretative, in quanto esso non può essere collimato efficacemente in un vento ultrarelativistico. Simulazioni 2-D mostrano che la collimazione magnetica può avvenire però nella nebulosa (dove v < c). L'efficienza del processo, stabilita confrontando simulazioni e osservazioni, fornisce informazioni indirette sulla magnetosfera della pulsar centrale.