1 OPserver: un servidor interactivo de opacidades astrofísicas C Mendoza (IVIC) LS Rodríguez (IVIC) MJ Seaton (UCL, UK) F Delahaye (OPM, Francia) P Buerger (OSC, USA) E Palacios (UC) A Bellorín (UCV) AK Pradhan (OSU, USA) M Meléndez (USB) CJ Zeippen (OPM, Francia) J González (UC/IVIC) II Taller Latinoamericano de Computación Grid Mérida 25/04/2006

2 El modelo del interior solar es uno de los grandes logros de la astrofísica computacional Heliosismología R(obs) = 0.713  0.001 R☼ R(theory) = 0.713 R☼ (Basu & Antia 1997) Abundancias químicas Z/H = 0.0229 (Grevesse & Sauval, 1998) Opacidades OP: recientemente revisadas (Badnell et al. 2005) OPAL y OP en concordancia 2.5%

3 El modelo del interior solar es uno de los grandes logros de la astrofísica computacional Heliosismología R(obs) = 0.713  0.001 R☼ R(theory) = 0.713 R☼ (Basu & Antia 1997) Abundancias químicas Z/H = 0.0229 (Grevesse & Sauval, 1998) Opacidades OP: recientemente revisadas (Badnell et al. 2005) OPAL y OP en concordancia 2.5%

4 Los modelos estelares detallados incluyen efectos de difusión microscópica Difusión microscópica: Levitación radiativa Asentamiento gravitacional Difusión térmica Afectan: Estructuras interna y termal de la estrella Profundidad de la zona de convección Excitación de pulsación Anomalías en las abundancias superficiales De alta relevancia en (Michaud 2004): Estrellas químicamente peculiares Estrellas en las ramas horizontales del D-HR Enanas blancas Estrellas neutrónicas Determinación de la edad de los glóbulos estelares ÁTOMO Aceleración gravitacional Aceleración radiativa

5 El tiempo de cálculo de las OPR y RA depende de la lectura de disco de las opacidades monocromáticas (1Gb) Para una mezcla química con abundacias relativas f i, la opacidad promedio de Rosseland es  1/  R =    F(u)/  (u) du  donde u=h /kT, F(u) = [15/  4 ] u 4 exp(-u)/[1 – exp(-u)] 2 y la sección eficaz de opacidad de la mezcla  (u) =  f i  i (u) es la suma de las opacidades monocrómaticas de cada ion.

6 El tiempo de cálculo de las OPR y RA depende de la lectura de disco de las opacidades monocromáticas (1Gb) La aceleración radiativa para un elemento i está dada g rad =  R  i F/(c  i ) donde F =  eff  R ☼ /r) 2 con B(T) = 2(  kT) 4 /(15c 2 h 3 ). El parámetro adimensional   i =   i mta /  du  depende de la sección eficaz de transferencia de momentum  i mta =  i (u) [1- exp(-u)] – a i (u).

7 Stage 1 Stage 2 Mono 1 Gb mixv opfit end RMO mixv.xx 85 Kb mixv.in opfit.in opfit.xx start RA accv accfit end RA acc.xx 470 Kb acc.in accfit.in accfit.xx start RMO

8 OSC Web client Web server Supercomputer Modelling code OPlibrary Modelling code OPlibrary mono ABC