Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 

Вселенная в компьютере.

I. От телескопа до компьютера один шаг.
Современного астронома чаще можно увидеть не у окуляра телескопа, а перед дисплеем компьютера. Причем не только теоретика, но и наблюдателя. Применения компьютеров в астрономии, как и в других науках чрезвычайно разнообразны. Это и автоматизация наблюдений, и обработка их результатов (астрономы видят изображения не в окуляре, а на мониторе - приемником излучения обычно служит ПЗС матрица). Компьютеры также необходимы для работы с большими каталогами и для небесно-механических расчетов. Не забудем и о компьютерных сетях, без которых современная наука себя уже не мыслит. Собственно и для написания статьи и создания журнала компьютер сейчас совершенно необходим. Здесь мы поговорим о других применениях компьютеров в астрофизике - компьютерных экспериментах.

Астрономия - необычная наука. Она, как правило, не может непосредственно экспериментировать с объектами исследований: звезду не засунешь в пробирку!. Все что мы получаем - различные виды излучения (электромагнитное, гравитационное, потоки нейтрино или космических лучей) -- астрономы только подсматривают и подслушивают! Значит нужно научиться извлекать максимум информации из наблюдений и воспроизводить их в расчетах для проверки гипотез эти наблюдения описывающих.

Получив наблюдательный ряд (спектры или кривые блеска), и желая понять природу явления, нужно проверить свои гипотезы расчетом, т.е. используя некоторые предположения и известные физические законы воспроизвести результаты наблюдений. Поэтому моделирование спектров и кривых блеска чрезвычайно важно для астрономов.

Всем известно выражение "буря в стакане воды". Чтобы детально исследовать такой сложный гидродинамический процесс как буря необходимо привлекать сложные методы численного моделирования (поэтому одни из самых мощных компьютеров находятся в крупных гидрометеоцентрах): буря разыгрывается в кристалле процессора компьютера.

В астрофизике к таким космическим бурям относятся взрывы сверхновых, перетекание (аккреция) вещества в тесных двойных системах, образование звезд, джеты в активных ядрах галактик и, наконец, слияния двойных нейтронных звезд и черных дыр.

Рис. 1 Гидродинамический расчет
    слияния нейтронных звезд: (из работы К.Охара и
    Т.Накамура (K.Oohara, T. Nakamura) (Япония))
Рис. 1 Гидродинамический расчет слияния нейтронных звезд: (из работы К.Охара и Т.Накамура (K.Oohara, T. Nakamura) (Япония)). Контурами показана плотность и стрелками скорость. Время в правом верхнем углу каждого квадрата в миллисекундах. Для сравнения показана окружность, соответствующая гравитационному радиусу черной дыры с суммарной массой двух сливающихся объектов.)

Последний сюжет имеет отношение к генерации гравитационных волн, которые в недалеком будущем будут зарегистрированы детекторами VIRGO (Европа) или LIGO (США) а также, видимо, к космическим гамма-всплескам, природа которых несмотря на большие успехи, связанные с их одновременными наблюдениями в разных спектральных диапазонах, так до конца и не ясна. Гравитационные волны были предсказаны общей теорией относительности. Они представляют собой некоторые возмущения гравитационного поля и распространяются со скоростью света. Излучаются они, например, при вращении несимметричных тел, в частности двойными звездными системами. Наблюдения двойного, "тейлоровского", радиопульсара (нейтронная звезда в паре с другой нейтронной звездой) находятся в точном соответствии с общей теорией относительности и фактически однозначно подтверждают существование гравитационных волн (за открытие и исследования этого объекта Халс (R.Hulse) и Тейлор (G.Taylor) в 1993 г. получили Нобелевскую премию по физике).

Детекторы гравитационных волн -- одни из самых дорогих физических приборов за всю историю человечества. Поэтому неудивительно, что все связанное с этими исследованиями получает мощную поддержку и, следовательно, активно развивается. Создан специальный проект Большого Вызова (Grand Challenge) в моделировании слияний двойных черных дыр и нейтронных звезд. Кроме этого подобные расчеты проводят многочисленные независимые группы исследователей.

Для успешной регистрации слабого сигнала на фоне шума необходимо иметь возможно лучшее представление о форме искомого сигнала. Поэтому, чтобы миллиардные затраты не пропали зря, можно потратить некоторое время и деньги на исследование слияния двойных компактных объектов. Расчеты осложняются необходимостью учета эффектов общей теории относительности. Поэтому вычисления проводятся в некоторых приближениях, более или менее достоверно описывающих реальность. Можно рассчитывать, что еще до регистрации сигнала его форма станет с достаточной точностью известна благодаря компьютерному моделированию.

Даже если вы проводите не очень сложные вычисления, но вам нужно повторить их миллион раз, то лучше один раз написать программу, а компьютер повторит ее столько раз, сколько это нужно (ограничением, естественно, будет быстродействие компьютера). Так что для вычисления параметров больших популяций астрономических объектов (обычных звезд, тесных двойных систем, нейтронных звезд и т.д.) также используют численные методы. Называется это - популяционный синтез.

Большой популярностью пользуются расчеты интегральных спектров галактик. Для этого нужно промоделировать современный звездный состав галактики, понять историю звездообразования в ней, определить основные параметры популяций звезд: начальную функцию масс, химический состав и т.д. Однако, задача эта достаточно сложная, и случается, что восстанавливая по спектру галактики ее звездный состав, разные группы исследователей получают совершенно противоположные результаты. Здесь еще есть простор для новых работ.

Рис. 2  М82 - галактика
    с мощным звездообразованием; Credit & Copyright: P. Challis
    (CfA), 1.2-m Telescope, Whipple Observatory
Рис. 2 М82 - галактика с мощным звездообразованием; Credit & Copyright: P. Challis (CfA), 1.2-m Telescope, Whipple Observatory

II. Творение компьютерной Вселенной.
Переходим к основному сюжету нашей статьи. Мы можем сейчас наблюдать галактики и квазары до красного смещения z=5-7 (напомним, что космологическое красное смещение возникает из-за расширения Вселенной, и все галактики как бы от нас "убегают", из-за чего все линии в их спектрах сдвигаются в красную сторону в соответствии с эффектом Доплера, чем больше красное смещение, тем дальше объект от нас во времени и пространстве). Реликтовое излучение дает нам информацию о процессах при красном смещении z=1000-1500 (тогда Вселенной было примерно 300 000 лет отроду). Данные по нуклеосинтезу, т.е образованию элементов, позволяют судить об условиях в первые минуты жизни Вселенной. Еще один большой пласт информации связан с крупномасштабной структурой Вселенной. Измерения флуктуаций реликтового фона позволяет судить о начальных неоднородностях во Вселенной, из которых потом и образуются строительные блоки галактик, и переход от известных неоднородностей на z=1500 к известной структуре на z<5 представляет большой интерес. Сейчас именно расчеты распределения галактик и их скоплений в больших масштабах (больше 100 Мпк), а также наблюдения "лайман-альфа леса" (т.е. "леса" линий поглощения в спектрах далеких квазаров, которые появляются из-за наличия поглощающего вещества на луче зрения), позволяют судит о работоспособности космологических моделей.

Напомним, что основными параметрами модели в данном случае являются средняя плотность вещества (чаще говорят о ее отношении к критической, обозначая этот параметр $\Omega$), вид темной материи: холодная, горячая или некоторая их смесь и, наконец, наличие $\Lambda$-члена, предложенного еще Эйнштейном и связанного с энергией вакуума, и его вклад в плотность. В разных моделях крупномасштабная структура и сами галактики и их скопления образуются по-разному, что позволяет делать выбор между различными значениями параметров. Например, отчасти благодаря расчетам формирования крупномасштабной структуры, показавшим необходимость существования большого $\Lambda$-члена космологи легко приняли открытие ускорения расширения Вселенной (данные по космологическим сверхновым типа Ia, которые и позволяют говорить об открытии ускорения расширения Вселенной, позволяют определить разницу вкладов в среднюю плотность $\Omega_{\mbox{лямбда}}$ - $\Omega_{\mbox{вещество}}$, и сейчас, суммируя данные различных экспериментов, космологи полагают $\Omega_{\mbox{лямбда}}$=0.6--0.7 и $\Omega_{\mbox{вещество}}$=0.4--0.3).

Для проведения крупномасштабных экспериментов в области компьютерной космологии (и не только космологии: всего в программе участвует 6 команд ученых) в США создана национальная информационная инфраструктура (Partnership for Advanced Computational Infrastructure - PACI). Инфраструктура предполагает создание мощных суперкомпьютеров, развитие компьютерных сетей и создание новых методов обработки данных и вычислений. Космологическая часть программы является одной из самых важных, и от ее успеха во многом зависит судьба программы вцелом.

Расчеты предполагается проводить в 3 измерениях в кубе со стороной 1 миллиард световых лет, что связано с программой Слоановского цифрового обзора неба, который в совсем недалеком будущем позводит многократно увеличить количество внегалактических объектов с известными красными смещениями. В этой области сосредоточена масса порядка $10^{18}$ солнечных масс (более 99% этой массы составляет темная материя), поэтому, чтобы галактика типа нашей преставлялась хотя бы $10^3$ частицами, а карликовая эллиптическая галатика хотя бы одной, необходимо использовать $10^{9}$ частиц (несколько десятилетий назад в подобных расчетах использовалось всего 32 000 частиц), так что каждая имеет массу около $10^{9}$ масс солнца. Для таких вычислений требуется около 100 Гб оперативной памяти и 1-2 Тб дискового пространства, при этом скорость обращения к диску должна быть порядка 0.27-0.55 Гб/с. Это значительно превосходит существующие параметры вычислительных машин. Для проведение расчетов предполагается использовать новое поколение суперкомпьютеров с числом процессоров порядка 1000 или больше. Для написания программ используются многопроцессорные модификации языков фортран и Си++.

Предполагается, что в 2002 году начнутся полономасштабные работы по этой программе. Что позволит, вместе с новыми наблюдательными данными, существенно продвинуться в понимании важнейших космологических вопросов.

Однако, подобные расчеты в меньших масштабах начались еще в начале 70-х годов и ведутся в течении почти 30 лет многочисленными группами исследователей в разных странах мира. За это время появились более совершенные компьютеры, были существенно улучшены математические методы и удалось многого добиться в изучении образования галактик и их скоплений. Одновременно появлялись все новые и новые экспериментальные данные, что крайне важно для постановки правильных начальных условий и проверки результатов расчетов. На протяжении этого времени совсем было утвердившийся взгляд на Вселенную, как однородную и бесструктурную на масштабах свыше нескольких мегапарсек, пришлось полностью пересмотреть.

Рис. 3 Результаты расчета
    крупномасштабной структуры (из работ А. Кравцова,
    А. Клыпина и А. Хохлова (США))
Рис. 3 Результаты расчета крупномасштабной структуры (из работ А. Кравцова, А. Клыпина и А. Хохлова (США))

Если 1970 г. в расчетах коллапса облака, проводимых Пиблсом (P.J.E. Peebles), использовалось всего 300 частиц без начальных скоростей, затем в расчетах Вайта (S.D.M. White) было 700 частиц с разной массой, то сейчас используется до $10^{7}$--$10^{8}$ частиц. В пионерских работах рассматривалось только гравитационное взаимодействие между частицами (это возможно при моделировании в масштабах >5 Мпк, т.к. барионное вещество составляет лишь доли процента от темной материи), с конца 80-х годов благодаря появлению более мощных компьютеров и развитию математических методов гравитация дополняется гидродинамикой, т.е. в вычисления включены барионы и расчеты с большого масштаба можно довести до формирования отдельных галактик и учета влияния образовавшихся звезд (в первую очередь взрывов сверхновых) на динамику задачи. Моделирование с учетом барионов, проведенное Рочем (M. Rauch) с коллегами, предсказывает, в частности, что барионная часть темной материи в настоящее время находится в газообразном состоянии, а не в виде компактных звездных остатков, коричневых карликов или подобных объектов. Основные проблемы, решаемые с учетом барионного вещества это: формирование галактик,