FAQ
Зачем моделировать крупномасштабную структуру Вселенной?
СЕРГЕЙ ПИЛИПЕНКО
Астрофизик Сергей Пилипенко об учете гидродинамики в расчетах, субрешеточной физике и многообразии галактик.
Крупномасштабная структура Вселенной является одной из самых обсуждаемых тем в современной астрофизике. Непосредственные наблюдения далеких объектов затруднены из-за поглощения в плоскости Млечного Пути, поэтому одним из основных методов исследования стало моделирование. Такой способ сопряжен сразу с несколькими проблемами: огромный диапазон масштабов, необходимость учета различных процессов, невероятно большое количество точек в симуляции. 29 июля 2014 года была опубликована первая статья о новом моделировании EAGLE. ПостНаука попросила астрофизика Сергея Пилипенко объяснить сложность задачи и последние достижения в этой области.
Одна из задач современной космологии — объяснить наблюдаемую картину многообразия галактик и их эволюцию. На качественном уровне физические процессы, происходящие в галактиках, сейчас известны, и усилия ученых направлены на следующий шаг — получение количественных предсказаний. Это позволит в конечном итоге ответить на ряд фундаментальных вопросов, например, о свойствах темной материи. Поскольку темной материи во Вселенной примерно в пять раз больше, чем обыкновенной, образование структур, в том числе и галактик, должно управляться темной материей. Но для того, чтобы выделить наблюдаемые проявления темной материи, необходимо разобраться с поведением обычной материи.
На масштабах нескольких миллионов световых лет влияние обычной материи можно не учитывать, поскольку звуковые волны в газе не успели распространиться на такие расстояния за время жизни Вселенной, и поэтому обычная материя эффективно ведет себя так же, как и темная: она подвержена одной только силе гравитации, про давление газа можно забыть. Этот факт позволяет сравнительно просто моделировать эволюцию крупномасштабной структуры Вселенной. Подобные численные модели, содержащие только темную или пылевидную материю, начали развиваться с 1980-х, и на сегодняшний день они с хорошей точностью воспроизводят крупномасштабную структуру распределения галактик и являются мощным и необходимым инструментом при проведении прецизионных космологических тестов.
Моделирование темной материи происходит в виртуальном кубе, имеющем размер, как правило, в сотни миллионов световых лет. Этот куб почти равномерно заполняют пробными частицами — телами, с помощью которых выполняется моделирование. «Почти равномерно" потому, что во Вселенной с самого начала присутствовали малые неоднородности, из которых и возникла вся наблюдаемая структура. Затем эти частицы начинают жить под действием силы тяготения (решается задача N тел). Вылетевшие за границу куба частицы переносятся на противоположную грань, сила тяготения тоже распространяется с переносом, благодаря чему этот куб становится как бы бесконечным, как Вселенная.
Одна из самых известных численных моделей такого типа — Millenium, имеющая размер куба более 1.5 млрд световых лет и около 10 миллиардов частиц. Масса одной пробной частицы при этом такова, что галактики вроде нашей состоят всего лишь из нескольких сотен частиц. Тем не менее этого достаточно, чтобы изучать распределение этих галактик в пространстве. В последующие годы было выполнено также несколько моделей еще большего объема: Horizon Run с размером стороны куба в 4 раза больше, чем Millenium, и Dark Sky с размером в 16 раз больше Millenium. Последняя модель покрывает объем, примерно соответствующий видимой области Вселенной.
Эти и подобные модели сыграли ключевую роль в двух проектах по проверке общепризнанной сейчас модели Лямбда-CDM (Вселенная, содержащая около 70% темной энергии, 25% темной материи и 5% обычной материи). Первый — подсчет количества скоплений галактик и его эволюции со временем (работа Vikhlinin и др.), которое зависит от доли и свойств темной энергии. Связь между количеством скоплений и свойствами темной энергии как раз и была изучена посредством численного моделирования. Второй проект — это обзор неба BOSS, использующий одну особенность в распределении галактик для изучения космологического расширения и, опять же, измерения свойств темной энергии. В этом проекте применение численных моделей позволило правильно спланировать обзор (его объем и глубину), чтобы достигнуть необходимой точности.
При уменьшении масштабов соответствие наблюдениям численных моделей с одной только темной материей теряется. В частности, такие модели предсказывают в несколько раз больше карликовых галактик-спутников, чем наблюдается у Млечного Пути. Очевидно, на масштабах распространения ударных волн от сверхновых, выброса газа джетами активных ядер и галактическим ветром обыкновенную материю уже нельзя считать пылевидной, и необходимо учитывать гидродинамику, остывание и нагревание газа излучением и большое количество других физических процессов. Здесь и начинаются большие трудности: многие процессы происходят на столь малых масштабах, что современным компьютерам не под силу охватить требуемый диапазон масштабов. Например, газ для образования одной звезды собирается из области размером от десятков до сотен световых лет, а для воспроизведения крупномасштабного распределения галактик необходима область размером как минимум в 300 млн световых лет. Это означает, что даже если выполнять моделирование с (1 000 000)^3 = 10^18 частиц, то на одну звезду в галактике будет приходиться 1 частица, чего, очевидно, недостаточно для учета процессов, происходящих при образовании звезд. Современные суперкомпьютеры способны моделировать пока только 10^12 (1 триллион) пробных частиц.
Кроме того, при сжатии первичного облака газа до состояния звезды плотность вещества повышается на 20–24 порядка, и моделирование гидродинамики в столь широком диапазоне плотностей тоже представляет сложнейшую численную проблему. Стоит отметить, что попытки смоделировать образование отдельной звезды, начиная с области размером в несколько световых лет, уже делаются, и некоторые успехи при этом достигнуты. Однако ряд физических процессов, например образование пыли, происходят на микронных масштабах, и эти процессы невозможно смоделировать в кубе размером в несколько световых лет.
Из сказанного выше следует, что моделирование образования галактик из первых принципов и с «честным» учетом всех законов физики на современном этапе развития науки невозможно, и необходимо делать некоторые упрощающие предположения. Например, можно разбить модельный куб на решетку из ячеек и считать, что при достижении в данной ячейке некоторой плотности и температуры газа часть газа (т. е. используемых для его моделирования пробных частиц) мгновенно превратится в звезды. Подобный подход носит название субрешеточной физики. При этом встает вопрос о выборе параметров, в данном случае пороговых значений и доли газа, переходящего в звезды.
Именно к такому классу численных моделей и относятся проекты EAGLE и Illustris. Данные проекты пытаются учесть все современные достижения в области моделирования и предлагают космологически значимый объем (размер куба 300 млн световых лет) и широкий диапазон масс галактик — от карликов до галактик типа нашей. Первая статья, относящаяся к проекту EAGLE, посвящена важнейшим деталям модели, которые в первую очередь интересуют научное сообщество, когда речь идет о применении субрешеточной физики: процедуре калибровки (выбора параметров) и ограничениям применяемого подхода.
Первые результаты проекта EAGLE показали, что авторам удалось воспроизвести известные корреляции между различными свойствами галактик, например соотношение Талли-Фишера между светимостью галактики и скоростью вращения диска. Также модель правильно воспроизводит соотношение между количеством дисковых и эллиптических галактик. Все это является важным достижением и позволяет надеяться, что модели из проектов EAGLE и Illustris позволят лучше понять галактики, а также получить ценные сведения о свойствах темной материи.