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 получение 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, молодых звездах и тесных двойных системах, 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, TAMA, GEO600 или LIGO, а также, видимо, к гамма-всплескам. Детекторы гравитационных волн -- одни из самых дорогих наземных физических приборов за всю историю человечества. Поэтому неудивительно, что все связанное с этими исследованиями получает мощную финансовую 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 разнообразных и многочисленных шумов необходимо иметь возможно лучшее представление о форме искомого сигнала. Поэтому, чтобы миллиардные затраты не пропали зря, можно потратить некоторое время и деньги на теоретическое исследование слияния двойных компактных объектов.
         Расчеты осложняются необходимостью учета эффектов общей теории относительности. Поэтому вычисления проводятся в некоторых приближениях (их называют пост-ньютоновскими), более или менее достоверно описывающих реальность. Можно надеяться, что еще до регистрации реального гравитационного сигнала его форма станет с достаточной точностью известна благодаря компьютерному моделированию.

рис. 1 Гидродинамический расчет слияния нейтронных звезд

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 Звездочета за 1997 г., а в сети Интернет по адресу http://xray.sai.msu.ru/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 10⁸-10⁹ одиночных нейтронных звезд. Ясно, что судить 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. 2 М82 - галактика с мощным звездообразованием;

рис. 3 Эволюционный трек тесной двойной системы.

V. Компьютерная Вселенная

Мы можем сейчас наблюдать галактики и квазары до красного смещения z порядка 6. 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 судить 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 ,а также других областях исследований 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 наиболее 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 10¹⁸ солнечных масс (более 99% - темная материя), поэтому, чтобы галактика типа нашей преставлялась хотя бы 10³ частицами, а карликовая эллиптическая галатика хотя бы одной, необходимо использовать 10⁹ частиц, так что каждая имеет массу около 10⁹ 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++ (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, особенно в начале 80-х, 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. 4 Результаты расчета крупномасштабной структуры

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.

Благодарности:

Статья также доступна на сайте Звездный Лис