Praeitą savaitę pasaulį sudrebino neeilinė žinia – mokslininkai sumodeliavo 13 milijardų metų trukusią Visatos evoliuciją. Viskas, fiziką (ar bent jau astronomiją) galima uždaryti, klausimai išspręsti, einam namo. Aišku, čia kiek perlenkiu, bet kai kurie populiarūs pranešimai skambėjo daugmaž taip. Tame nieko keista, žmonių dėmesį visada geriau patraukia sensacingi teiginiai, o ne gerai pamatuota analizė, ypač tokių toli nuo kasdienybės esančių sričių, kaip astronomija. Bet aš nebūčiau aš, jei nesugalvočiau paanalizuoti šito darbo detaliau.

Kas čia tokio

Visų pirma – apie patį tyrimą. Jis vadinasi Projektas Illustris (Illustris Project). Panašių projektų yra ir buvo ne vienas; visų jų tikslas – labai dideliais skaitmeniniais modeliais apskaičiuoti ir nustatyti Visatos evoliuciją, nuo pirmųjų struktūrų formavimosi iki šių dienų. Buvo tokie Millenium modeliai, buvo Aquarius projektas, buvo Bolshoi ir BigBolshoi modeliai, buvo jų ir daugiau. Dauguma, nors ir ne visi, garsiųjų modelių turėjo vieną esminį trūkumą – juose buvo modeliuojama tik tamsioji materija. Taip daroma tiesiog todėl, kad ją modeliuoti yra žymiai paprasčiau (grubiai imant, reikia 100 kartų mažiau skaičiavimo resursų tokiai pačiai raiškai pasiekti). Turint omeny, kad tamsioji materija sudaro ~80% Visatos medžiagos, tokie modeliai neturėtų būti pernelyg toli nuo realybės, ar ne?

Ogi ne. Nors didelio masto struktūrą tamsiamateriniais (astronomų žargonu jie vadinami „N-body“ arba N-kūnų) modeliais atkurti įmanoma, bet galaktikų spiečių sandara jau nebe tokia, kokią stebime. Ilgą laiką manyta, o pastaraisiais metais įvairiais modeliais pradėta rodyti, kad taip yra būtent dėl neįskaičiuoto dujų poveikio – dujų judėjimo, supernovų sprogimų, kaitimo ir vėsimo ir panašių efektų. Apie šias problemas kažkada rašiau išsamiau. Taip pat kai kurių Visatos struktūrinių savybių (pvz. sunkesnių už helį cheminių elementų pasiskirstymo) vien N-kūnų modeliais atkurti išvis neįmanoma. Taigi tikrai reikia didelių modelių, kuriuose būtų įtraukta ir dujų fizika. Būtent toks modelis ir yra Illustris.

Tiksliau sakant, Illustris yra šešių modelių komplektas. Trys modeliai vien tamsiosios materijos, trys – TM + dujų (bendra medžiagos masė vienoda). Kiekvienos modelių poros vis kitokia raiška (nuo keleto iki kelių šimtų milijonų Saulės masių, tenkančių vienai dalelei ar raiškos elementui). Viskas sukišta į maždaug 100 megaparsekų kraštinės ilgio kubą; didžiausios raiškos modelyje yra po šešis milijardus TM dalelių ir dujų raiškos elementų. Viskas evoliucionuoja nuo raudonojo poslinkio z=127 (Visatos amžius ~10 mln. metų) iki dabar (~14 mlrd. metų). Didžiausias modelis buvo skaičiuojamas ant 8192 CPU šerdžių, skaičiavimai iš viso užtruko 19 milijonų CPU-valandų (apie 3 mėnesius, kai išdalinta ant visų šerdžių). Tai yra didžiausias hidrodinaminis kosmologinis modelis ever, ir jau vien tai yra įspūdinga bei reikia jo autorius pasveikinti. Tyrimo rezultatai pristatyti ne tik populiariai – jie publikuoti žurnaluose Nature (čia – arXiv versija) ir MNRAS (irgi arXiv versija).

Rezultatai ir problemos #1 – evoliucijos filmukas

Pirmasis ir turbūt daugiausiai rodomas šio modelio rezultatas yra Visatos struktūros evoliucijos vizualizacija, kitaip tariant – filmukas. Net ir Nature (kur buvo publikuotas modelį pristatantis straipsnis) sukūrė vaizdo siužetą:

[tentblogger-youtube SY0bKE10ZDM]

Paties modelio Visatos evoliuciją pamatysite maždaug nuo 1:20. Iš pradžių rodoma tamsioji materija, paskui – regimoji medžiaga. Ir vaizdai tikrai yra gražūs, dėl šito nesiginčiju. Problema čia tokia, kad šitie vaizdai iš esmės tik grožiui ir tarnauja. Tai, kad pažiūrėję į modelio evoliuciją matome kažką panašaus į realią Visatą, visai nebūtinai reiškia, kad modelis iš tikro atitinka realybę. Mūsų akys nėra prisitaikiusios matyti tokių dalykų, kaip masių funkcijos (objektų pasiskirstymas pagal mases), koreliacijos funkcijos (objektų telkimasis į spiečius) ar galaktikų radialiniai profiliai (tankio priklausomybė nuo atstumo iki centro). Žinoma, yra ir keletas įdomių dalykų, kuriuos iš filmuko gali būti netgi lengviau nustatyti, nei kitais būdais; pavyzdžiui, konkrečios galaktikos patiriamų susiliejimų skaičių įvertinti automatizuotai gana sudėtinga (nors ir įmanoma), o pasižiūrėjus į tą galaktiką filmuke – paprasta. Bet vis tiek svarbu suprasti, kad filmukas yra tik gražus vaizdas, o mokslas yra giliau. (Jei ką, tai aš tikrai nesakau, kad tyrimo autoriai šito nesupranta, bet štai žurnalistams kartais gali pasirodyti, kad tokie filmukai yra pagrindinis panašių modelių rezultatas, nors iš tikro taip nėra).

Rezultatai ir problemos #2 – galaktikų formos

Antras irgi dažnai rodomas vaizdas – rinkinys sumodeliuotų galaktikų, kurios apima visą stebimų galaktikų spektrą, nuo elipsinių iki spiralinių, nepamirštant ir netaisyklingos formos galaktikų. Be to, įvairių tipų galaktikų skaičiai irgi atitinka stebėjimų rezultatus, o ankstesni modeliai, kiek žinau, to padaryti nesugebėdavo.

Rezultatas, vėlgi, gražus. Ir įdomus, nes leidžia sekti įvairių tipų galaktikų evoliuciją, susieti dabar matomas galaktikų populiacijas su egzistavusiomis žiloje senovėje. Bet svarbu atkreipti dėmesį į modelio raišką, t.y. tamsiosios materijos dalelių ir dujų raiškos elementų (ląstelių) mases. Didžiausios raiškos modelyje tos masės yra matuojamos milijonais Saulės masių. Tai reiškia, kad Paukščių Tako dydžio galaktika modelyje susideda iš kelių dešimčių tūkstančių dalelių. Žiūrint iš kitos pusės, dujų ląstelių dydžiai matuojami dešimtimis parsekų, o gravitacinė sąveika šiek tiek aproksimuojama („glotninama“ – tai dažnai naudojamas dalykas, bet apie jį dabar nesiplėsiu) tarp dalelių, suartėjusių mažesniu nei kiloparseko atstumu. Taigi mažesnės nei kiloparseko dydžio struktūros modelyje išskiriamos prastokai. Vadinasi, ir smulkesnių galaktikose matomų struktūrų modelis atkurti negali, o jei ir atkuria, tai tik atsitiktinai ir netiksliai. Į šias struktūras patenka visi įmanomi žvaigždėdaros regionai (nuo didžiausių molekulinių debesų iki pačių žvaigždžių), didžiuliai regionai aplink galaktikų centrus ir taip toliau. Vėlgi, tai nėra kažkas labai blogo – modelis yra gerokai detalesnis už visus ankstesnius (kuriuose dažnai galaktikose būdavo tik po keletą šimtų dalelių), – tačiau reikia nepamiršti, kad tai, ką matome, yra tik apytikris atvaizdas.

Rezultatai ir problemos #3 – integruoti ir diferencijuoti parametrai

Bet kurio panašaus kosmologinio modelio pagrindinis tikslas – išsiaiškinti, kaip Visata vystėsi per milijardus metų. Vystymąsi galima aprašyti įvairių parametrų kitimu, bėgant laikui (arba kintant kosmologinio raudonojo poslinkio vertei). Tarp šių parametrų yra tokie kaip žvaigždėdaros sparta, susiformavusių žvaigždžių masė (arba vidutinis žvaigždžių amžius), juodųjų skylių akrecijos sparta ir šviesis ir įvairūs kiti. Ir šitie rezultatai gali būti pateikiami įvairia – integruoti (susumuoti visoms galaktikoms arba kažkokiai jų grupei, parinktai pagal norimą parametrą) arba diferencijuoti (kiekvienai galaktikai atskirai).

Štai turime vieno iš tokių rezultatų pavyzdį – Visatos žvaigždėdaros istoriją. Viskas atrodo labai gražu ir puikiai atitinka stebėjimus (juoda linija ir violetiniai taškai). Ar tai reiškia, kad žvaigždėdara išspręsta? Toli gražu, dėl trijų priežasčių. Viršuje atidėtas Visatos amžius, apačioje – raudonasis poslinkis.

Pirma – net jei pasitikime šiais rezultatais, jie yra tik integruoti. Jie nepaaiškina, kokie skirtumai yra tarp pavienių galaktikų (nors gal paaiškinti skirtumus tarp galaktikų grupių, išskirstytų pagal masę ar morfologiją). Taip pat atkreipkime dėmesį, kad artimiausių galaktikų (mažiausio z) žvaigždėdaros spartą modelis pervertina

Antra – iš dalies šis rezultatas turėtų visiškai nestebinti, nes žvaigždėdaros modelis, naudojamas modelyje, yra sukalibruotas pagal stebėjimų rezultatus. Ne konkrečiai šituos, bet tiesiog galaktikų dujų tankio ir žvaigždėdaros spartos sąryšį. Toks sąryšis, vadinamas Kenikuto-Šmito dėsniu (Kennicutt – Schmidt law), veikia gana neblogai ir yra dažnai naudojamas dideliuose modeliuose, tačiau jis visai nebūtinai yra universalus, o jo susidarymo priežastys iki galo nežinomos. Taigi, jei žvaigždėdara yra sukalibruota pagal stebėjimus, tai neturėtų būti keista, kad ji vystosi panašiai į kitų stebėjimų rezultatus, ar ne? Turint omeny šį modelio netikslumą (NB: tai nėra modelio klaida, tiesiog nepilnumas dėl baigtinių skaičiavimo resursų), grafiką galime laikyti nebe tikra žvaigždėdaros istorija, o tiesiog parodymu, kad modelyje galaktikų dujų tankiai vystosi panašiai, kaip ir realybėje stebimų galaktikų.

Trečia – modelis toli gražu negali išskirti žvaigždėdaros regionų savybių. Apie regionų dydį jau rašiau aukščiau, o kartu su juo ateina ir tokie dalykai, kaip dujų tankis bei skirtingos fazės (temperatūra, jonizacija, cheminė sudėtis). Realybėje žvaigždės formuojasi labai tankių (šimtus tūkstančių dalelių kubiniame centrimetre siekiančių) ir šaltų (keleto kelvinų temperatūros) molekulinių debesų šerdžių viduje. Įvairiausios sąveikos tarp šerdžių, jaunų žvaigždžių poveikis artimai ir tolimai aplinkai ir panašūs procesai turi daug įtakos visai galaktikos evoliucijai. Šiame modelyje visa tai yra sutraukiama į vadinamą „subrezoliucinį“ modelį, t.y. aprašoma empirinėmis (stebėjimais paremtomis) funkcijomis, kurios kad ir kaip gerai atitiktų realybę (visgi stebėjimais paremtos), niekaip nepadeda mums suprasti jų atsiradimo priežasčių.

Su įvairiais kitais modelio rezultatais yra panašių problemų. Vėlgi, tai nereiškia, kad visas modelis yra blogas ar nevertingas. Šios problemos nepaverčia rezultatų niekiniais, o modelio suteikti duomenys suteiks daug žinių apie Visatos vystymąsi. Svarbu nepamiršti, kad tai yra ne kelio pabaiga, o vienas žingsnis juo Visatos supratimo link.

Laiqualasse