Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://xray.sai.msu.ru/~polar/html/publications/pop/comp/comp.koi Дата изменения: Fri Apr 16 19:34:20 1999 Дата индексирования: Sat Dec 22 05:21:14 2007 Кодировка: koi8-r Поисковые слова: ультрафиолетовое излучение

КОМПЬЮТЕРНЫЙ ЭКСПЕРИМЕНТ В АСТРОФИЗИКЕ.

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. Не забудем и о компьютерных сетях, без которых
современная наука себя уже не мыслит.
Собственно и для написания статьи теперь компьютер совершенно
необходим. Здесь мы поговорим о других применениях компьютеров в астрофизике -
компьютерных экспериментах.

Компьютерное моделирование самых разных процессов: от физических до социальных,
развивается уже более 50 лет. Связано это или с большим объемом вычислений,
или с очень сложным характером исследуемых процессов, которые не поддаются
аналитическому описанию, т.е. иногда проще показать, чем рассказать.

Выделим четыре основных направления численных расчетов в небесной науке:
моделирование спектров и кривых блеска, гидродинамическое моделирование,
популяционный синтез и расчеты крупномасштабной структуры. Безусловно
этим все не ограничивается, и собственно эти четыре класса могут быть тесно
взаимосвязаны (целью популяционного синтеза, например, может быть
подучение спектра галактики),
но при описании сложного явления всегда приходиться чем-то
пренебрегать.

II. Наблюдения на компьютере.

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.

Моделируются кривые блеска сверхновых звезд, спектры аккреционных дисков
и многое многое другое. Но мы подробнее поговорим о других
приложениях компьютерного моделирования в астрофизике.

III. Буря в кристалле

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,
аккреция в тесных двойных системах, образование звезд
(эти проблемы активно развиваются, например, в институте
прикладной математике и институте теоретической и экспериментальной
физики в Москве - заметим, совсем не астрономических по вывеске учреждениях),
джеты в активных ядрах галактик и, наконец,
слияния двойных нейтронных звезд и черных дыр.

Последний сюжет имеет отношение к генерации гравитационных волн, которые
в недалеком будущем будут зарегистрированы детекторами VIRGO или LIGO
(http://www.ligo.caltech.edu/),
а также, видимо, к гамма-всплескам. 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 в моделировании слияний
двойных черных дыр и нейтронных звезд (COMPUTATIONAL GRAND CHALLENGE;
http://nhse.cs.rice.edu/CRPC/newsletters/jul94/resfocus.html).

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 компбютерному моделированию.

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

IV. Самодельные звезды и галактики

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
(подробнее о популяционном синтезе тесных двойных систем см. статью
Липунова и др. в 3 номере за 1997 г., а в сети Интернет по адресу
http://xray.sai.msu.su/sciwork/scenario.html любой
может получить трек эволюции тесной двойной системы ).

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 это достаточно сложная. Случается, что восстанавливая по спектру
галактики ее звездный состав, разные группы исследователей получают
противоположные результаты.

Особенно интересны расчеты галактик с мощными вспышками звездообразования
(около 7 миллионов лет назад произошла такая вспышка и в центре нашей
Галактики).
Они исследуются и с точки зрения эволюции одиночных, и с точки зрения
эволюции тесных двойных (так нам в отделе Релятивистской астрофизики ГАИШ
совместно с Л.М. Озерным удалось независимо определить возраст
вспышки звездообразования в центре Галактики).
Оказывается, что некоторые результаты,
полученные при моделировании только одиночных звезд, например
параметры начальной функции масс, вступают в противоречие
с результатами расчета двойных систем. Т.е. необходим комплексный подход
к проблеме.

Кроме обычных звезд есть еще и нейтронные. Они наблюдаются как рентгеногвские
источники в тесных двойных системах, как радиопульсары (их сегодня
известно уже
более 1000: благодаря использованию новой аппаратуры за последние
два года было открыто около 220 радиопульсаров, причем среди "свежеоткрытых"
объектов есть немало очень интересных) и в последнее
время как одиночные аккрецирующие объекты.

Всего в Галактике должно быть около 10^8-10^9 одиночных нейтронных звезд.
Ясно, что судит только по радиопульсарам о всей популяции нельзя,
более того, возможно не все нейтронные звезды проходят через эту
стадию, рождаясь или с очень большим магнитным полем, как магнетары,
или с большим (порядка нескольких секунд) периодом вращения,
или с очень маленьким магнитным полем. Так что необходимо
моделировать всю популяцию, пытаясь понять начальные параметры
и эволюцию этих объектов (наличие распада магнитного поля. например).

Благодаря такому подходу удается объяснить малое число одиночных
аккрецирующих нейтронных звезд, наблюдаемых спутником ROSAT, а также
наложить некоторые ограничения на модели распада магнитного поля нейтронных
звезд: по всей видимости сильный распад до значений, типичных
для миллисекундных радиопульсаров, невозможен для одиночных
нейтронных звезд, т.е. аккреция существенным образом влияет на распад.

(рис. 3 М82 - галактика с мощным звездообразованием;
Credit & Copyright: P. Challis (CfA), 1.2-m Telescope, Whipple Observatory )

(рис. 4 Эволюционный трек тесной двойной системы.
Получен программой "Машина сценариев" отдела Релятивистской
астрофизики ГАИШ.)

V. Компьютерная Вселенная

Мы можем сейчас наблюдать галактики и квазары до z=5.
Реликтовое излучение дает
нам информацию о процессах при z=1400-1500. Данные по нуклеосинтезу
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 большим масштабах
(больше 100 Мпк) позволяют судит о работоспособности
космологических моделей.

Напомним, что основными параметрами модели в данном случае являются
средняя плотность вещества, вид темной материи: холодная, горячая или
некоторая смесь и, наконец, наличие лямбда-члена и его вклад.
В разных моделях крупномасштабная структура и сами галактики и их
скопления образуются по-разному, что позволяет делать выбор
между различными значениями параметров.

Для проведения крупномасштабных экспериментов
в области компьютерной космологии
(и не только) 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). В этой области сосредоточена масса 10^18
солнечных масс (более 99% - 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, так что каждая имеет массу около 10^9 масс солнца.
Для таких вычислений
требуется около 100Гб 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++
(High-Performance Fortran -- HPF, High-Performance C++ -- HPC++).

Не удивительно, что компьютерная космология
практически не развивается сейчас у нас в стране
(хотя некоторое время назад в группе академика Я.Б. Зельдовича
проводились в этом направлении работы высочайшего уровня, и сейчас
многие ученые из этого коллектива успешно работают в данной области
в США и Европе), т.к. даже если бы удалось каким-то чудом найти средства на
покупку таких компьютеров и программного обеспечения, их нельзя будет
ввести в страну из-за существующих ограничений, связанных с нераспространением
высоких технологий, которые могут быть использованы для производства оружия,
а мощные компьютеры, естественно, попадают под это ограничение в связи
с необходимостью проведения сложных вычислений, например, при расчетах
ядерного взрыва.

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.

(рис. 5 Результаты расчета крупномасштабной структуры)

рис 5_a Сверхскопление на z=3 в модели холодной темной материи (CDM)
рис 5_b Расчет эволюции крупно-масштабной структуры в модели холодной
темной материи с лямбда-членом. Рисунок для z=0
рис 5_c Сверхскопление на z=1
рис 5_d Моделирование образования галактик на z=0.9

(результаты получены А. Кравцовым, А. Клыпиным и А. Хохловым)

VI. Астрономы из Силиконовой долины

Многие выпускники астрономических отделений становятся программистами,
и наоборот - в астрономию приходят люди, получившие специальность
математика или программиста. Связано это с обилие интереснейших приложений
компьютерных методов в астрономии вообще и в астрофизике особенно.
Астрономия одна из самых красивых наук (я думаю - самая красивая),
поэтому неудивительно, что профессионалы из близких областей ищут
приложения своих сил к небесным явлениям.

Сами астрономы тоже уже стали профессионалами в применении компьютеров
к своим исследованиям. Так что все кто пытается выбрать между компьютером и
телескопом должны отбросить свои сомнения: астрономия дает возможности
реализовать и те, и другие устремления.