Kompiuteriuose gimstančios galaktikos

Ankstesniame pažintiniame straipsnyje pasakojau apie skaitmeninius modelius astrofizikoje – nuo ko jie prasidėjo ir kaip veikia N-kūnų modeliai, sekantys sistemos evoliuciją, veikiant gravitacijai. Tokie modeliai yra vieni iš konceptualiai paprasčiausių, nes jų nagrinėjamos sistemos susideda iš pavienių dalelių, kurias dažniausiai galime laikyti taškais. Bet vien N-kūnų modelių astrofizikams neužtenka; labai svarbu nagrinėti ir dujų judėjimą, o jų taškais laikyti negalime. Šiai problemai spręsti sukurtas ne vienas algoritmas, o juos pritaikę mokslininkai atkuria Visatos bei galaktikų evoliuciją beveik nuo Didžiojo sprogimo iki šių dienų.

Šį pažintinį straipsnį rašau, nes turiu daug dosnių rėmėjų Patreon platformoje – ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno-kito dolerio per mėnesį, mane paremti galite ir jūs.


Žvaigždžių formavimosi modelio momentinė nuotrauka. Vaizduojamas mažiau nei parseko dydžio regionas. Spalvų gama rodo dujų tankį, balti taškai – susiformavusias žvaigždes. Šaltinis: Bate (2009)

Didžioji dalis matomų procesų kosmose yra susijusi su dujomis. Dujos leidžia formuotis žvaigždėms ir planetoms, maitina aktyvius branduolius, augina galaktikas, netgi visą kosminį voratinklį galime sekti būtent dėl jų. Iš dalies taip yra dėl to, kad dujoms reikšminga ne tik gravitacinė, bet ir elektromagnetinė sąveika (joms svarbi ir stiprioji bei silpnoji branduolinės sąveikos, bet jos pasireiškia labai mažais atstumais; truputį detaliau apie jų įtraukimą į skaitmeninius modelius skaitykite žemiau). Dujos kaista ir vėsta, spinduliuoja, reaguoja į spinduliuotę, jose vyksta cheminės reakcijos, ir visa tai sukuria didžiulę formų ir procesų įvairovę. Bet kaip tą paaiškinti kompiuteriui?

Iš esmės dujų judėjimo skaitmenizavimas susiduria su dviem problemomis. Netgi, galima sakyti, trimis, tačiau vieną iš jų sutikome jau kalbėdami apie N-kūnų modelius. Ta trečioji problema – laiko diskretizavimas: kaip sekti tolygią kažkokios sistemos evoliuciją laike, kai kompiuteris gali operuoti tik diskrečiais dydžiais? Iš likusių dviejų problemų viena yra labai panaši: medžiagos, arba erdvės, diskretizavimas. Dujų negalime laikyti taškinių dalelių rinkiniu. Net jei galėtume sekti pavienių atomų ar molekulių judėjimą, juose pasireiškiantys kvantiniai efektai padaro šiuos objektus daugiau nei taškais. Bet to daryti toli gražu negalime – įprastai skaitmeniniuose modeliuose išskiriami tik planetų, žvaigždžių ar net žvaigždžių spiečių masės dariniai. Šitaip suskirstyta medžiaga turi elgtis taip, lyg būtų tolydi, nors kompiuteris ją mato tik kaip atskirus skaičius. Paskutinė problema irgi susijusi su tuo, kodėl negalime sekti atskirų atomų judėjimo. Ji kartais vadinama dinaminiu diapazonu (angl. dynamic range) ir žymi santykį tarp didžiausių ir mažiausių išskiriamų procesų ar objektų modelyje. Pavyzdžiui, jei mes norime skaičiuoti galaktikos, kurios masė (įskaitant įprastą ir tamsiąją materiją) yra trilijonas Saulės masių – panašiai, kaip Paukščių Tako, – o skaičiavimo resursai leidžia sekti ne daugiau nei milijardo atskirų elementų evoliuciją, mes niekaip negalėsime išskirti darinių, mažesnių nei tūkstantis Saulės masių. Milijardas skaičiavimo elementų yra gana daug, nors geriausi šiandieniniai modeliai pasiekia ir didesnius skaičius. Visgi kol kas, modeliuodami galaktikas, dar neturime galimybės nagrinėti pavienių žvaigždžių jose. Atitinkamai, modeliuodami didesnius darinius, turime tenkintis dar prastesne raiška, o norėdami sekti mažų objektų evoliuciją, turime apsiriboti tik nedidelio galaktikos gabaliuko tyrimu. Dar blogiau yra tai, kad daugybė reikšmingų procesų – nuo supernovų sprogimų iki spinduliuotės sukūrimo ir pernašos – priklauso nuo daugybę kartų mažesnių mastelių, nei įmanoma išskirti modeliuose.

Bet pakalbėkime apie viską detaliau. Trys problemos: erdvės diskretizavimas, laiko diskretizavimas ir dinaminis diapazonas. Kaip jas įveikti?

Erdvės diskretizavimo būdai iš esmės yra du, dažnai vadinami Eulerio ir Lagrange`o vardais. Deja, man nepavyko išsiaiškinti, kodėl būtent šių mokslininkų vardai priskiriami šiems būdams nagrinėti dujų ir skysčių judėjimą; tuo labiau, kad panašu, jog Euleris pirmasis aprašė ir vieną, ir kitą (bet Euleris apskritai visą matematiką ir fiziką sukūrė, tai ko norėti…). Kaip bebūtų, pavadinimai yra tokie. Eulerio metode erdvę, kurioje vystosi modelis, sudaliname į mažesnius gabaliukus, įprastai kubinius. Kiekviename kubelyje apskaičiuojame vidutines ten esančios medžiagos savybes – tankį, temperatūrą, judėjimo greitį ir kitas. Tada skaičiuojame, kaip medžiaga juda iš vieno kubelio į kitą. Šiems skaičiavimams naudojami matematiniai metodai, kurių pradžia siekia dar XIX a. vidurį, kai Bernhardas Riemannas suformulavo uždavinį, dabar vadinamą jo vardu. Ne tik suformulavo, bet ir išsprendė. Riemanno uždavinys yra klausimas, kaip evoliucionuoja sistema, kuri pradiniu momentu susideda iš dviejų regionų su skirtingomis savybėmis, besiliečiančių vienu paviršiumi. Galime šį uždavinį įsivaizduoti kaip cilindrą, kurio vienoje pusėje yra suspaustos tankios dujos, o kitoje – retos. Jei staiga pašalintume dujas skiriantį barjerą, kas nutiktų? Aišku, kad tankios dujos imtų veržtis į kitą pusę. Susidarytų smūginė banga retose dujose, o kita banga praretintų tankias dujas. Visą šį procesą galima išspręsti be kompiuterio, tiesiog analitiškai. Sprendinys mums nurodo, kaip dujų tankis, temperatūra ir kitos reikšmingos savybės abiejose cilindro pusėse priklauso nuo laiko. Eulerinių hidrodinaminių modelių skaičiavimo esmė – daugybės Riemanno uždavinių sprendimas kiekvienu laiko žingsniu.


Riemanno uždavinio pradinės sąlygos (punktyras) ir analitinis sprendinys (raudona linija) praėjus tam tikram laiko tarpui po pradžios. Mėlynos taškinės linijos žymi atskirus regionus: 0 ir 4 yra nepaveiktos zonos, 1 – retėjimo banga, plintanti tankesnėje terpėje, 3 – smūginės bangos suspausta medžiaga retesnėje terpėje, 2 – perėjimas tarp terpių. Viršuje pavaizduota tankio priklausomybė nuo koordinatės, apačioje – greičio. Šaltinis: Bouras et al. (2010)

Euleriniu diskretizavimu paremti dujų evoliucijos skaičiavimo būdai dar vadinami gardelinės hidrodinamikos metodais. Gardelė šiuo atveju reiškia būtent tuos kubelius, į kuriuos dalinama erdvė. Beje, kubeliai neprivalo būti vienodo dydžio. Tankesniuose regionuose, kuriuose paprastai vyksta įdomesni ir smulkesnio erdvinio masto reiškiniai, kubus galima sudalinti į mažesnius: vieną kubą perpjauname pusiau visomis kryptimis ir gauname aštuonis mažesnius. Tokie patikslinimo lygmenys gali būti ir keli, kartais – net ir keliolika, nors tai jau retas atvejis. Kubų egzistavimas įveda tam tikras skaičiavimų paklaidas, o jų sudalinimas ir skirtingo dydžio kubų susilietimas netikslumus tik padidina, todėl skaičiuojant visada reikia įvertinti, kiek svarbu modelio detalumas, o kiek – tikslumas. Tokia takoskyra gali pasirodyti keista; intuityviai „detalumas“ ir „tikslumas“ skamba beveik kaip sinonimai, bet skaitmeniniame modeliavime kaip tik yra priešingai. Kuo daugiau detalių bandome išgauti iš modelio, tuo sunkiau šias detales apskaičiuoti tiksliai. Nebent, žinoma, padidiname viso modelio raišką, sumažindami didžiausiųjų kubelių kraštinės ilgį. Bet tai jau smarkiai išaugina kompiuterinių resursų poreikį.


Trijų lygių erdvės sudalinimo į gardelę pavyzdys. Šaltinis: US Deparment of Energy Berkeley Lab

Antroji paradigma, Lagrange`inis metodas, remiasi ne erdvės, bet joje esančios materijos padalinimu. Nagrinėjamame dujų telkinyje išdėliojame pasirinktą skaičių taškų. Taškų išsidėstymą parenkame taip, kad aplink kiekvieną jų nubrėžę rutulį, į kurį patenka vienodas skaičius aplinkinių taškų, tame rutulyje uždarytume vienodą medžiagos masę. Taigi tankesniuose regionuose taškai išdėstyti tankiau ir rutuliai aplink juos bus mažesni, tuo tarpu retesniuose taškai retesni, o rutuliai – didesni. Kiekvienam taškui priskiriame savybes – masę, tankį, temperatūrą, greitį – kurios apskaičiuojamos suvidurkinant visų į rutulį patenkančių dujų savybes. Tik vidurkiname taip, kad arti taško esančių dujų įtaka yra didesnė, o tolstant mažėja. Tada, norėdami sužinoti dujų tankį ar kurią kitą savybę bet kurioje vietoje, tą galime padaryti interpoliuodami artimiausių aplinkinių taškų, kurių rutuliai apima nagrinėjamą vietą, vertes – irgi pasvertas pagal atstumą iki tų taškų. Interpoliavimo taškai įprastai vadinami dalelėmis, o visas metodas – išskleistųjų dalelių hidrodinamika (angl. smoothed particle hydrodynamics, arba SPH; smoothed tiesioginis vertimas būtų „glotnintas“, bet čia svarbus būtent dalelės savybių išskleidimas į jos aplinką, o išskleidimo glotnumas – antraeilis dalykas). Žinoma, reikia nepamiršti, kad „dalelės“ nėra nei atomai ar molekulės, nei jokie kiti fizikiniai dariniai, o tiesiog patogus būdas sudalinti medžiagą į gabalus, apie kuriuos galime paaiškinti kompiuteriui.


Dalelės išskleidimo aplinkoje schema. Pati dalelė pažymėta žaliai (i), jos savybės gaunamos suvidurkinant medžiagos savybes visame apibrėžtame apskritime, bet arčiau dalelės esančios medžiagos savybės yra reikšmingesnės (tą rodo kreivė, mažėjanti tolstant nuo dalelės). Į išskleidimo regioną patenkančios kitos dalelės vadinamos i dalelės kaimynėmis. Šaltinis: Wikimedia Commons

Medžiagos dalinimas į išskleistas daleles naudingas ne tik tuo, kad šitaip galime gana neblogai atkurti visas tolydžių dujų savybes, žinodami tik kelių diskrečių taškų vertes. Turėdami informaciją apie taškus bei jų savybių išskleidimą, galime apskaičiuoti ir dujas veikiančias tarpusavio sąveikų jėgas. Taigi galime sekti visų dujų judėjimą, skaičiuodami tik interpoliacijos taškų – dalelių – judėjimą. Vienas pagrindinių šio metodo privalumų – dalelių natūraliai yra daugiau ten, kur didesnis medžiagos tankis, todėl „įdomūs“ regionai yra tiksliau išskiriami be jokių specialių sąlygų ir neįvedant papildomų paklaidų. Be to, judėdama medžiaga nekerta jokių dirbtinai sukurtų erdvės regionų kraštų; taip irgi išvengiama paklaidų, kurios atsiranda gardelių hidrodinamikos modeliuose. Žinoma, šis modelis irgi turi trūkumų. Dėliojant interpoliacijos taškus daroma prielaida, kad dujų savybės visur kinta tolygiai. Realybėje taip yra ne visur – smūginių bangų svarbiausias bruožas ir yra staigus medžiagos savybių pokytis. Taigi išskirti smūgines bangas SPH modeliuose yra problematiška. Taip pat problemų kelia labai skirtingo tankio medžiagos telkinių maišymasis; pavyzdžiui, molekulinis debesis, judėdamas retesnėje aplinkoje, turėtų po truputį netekti medžiagos iš pakraščių, tačiau modeliuose jis išlieka beveik nekintantis, nebent ima pūsti labai stiprus vėjas.

Ir gardelių, ir dalelių hidrodinamikos metodai skaičiuoja jau ne pirmą dešimtmetį. SPH modeliai sukurti aštuntajame praeito amžiaus dešimtmetyje, gardeliniai – panašiu metu, nors vystytis pradėjo anksčiau. Per šį laikotarpį jie įvairiai tobulėjo, buvo pritaikyti nuolat augančioms, bet vis dar ribotoms kompiuterių galimybėms. Per pastarąjį dešimtmetį sukurti keli „hibridiniai“ algoritmai, kurių tikslas – apjungti gerąsias gardelių ir dalelių savybes bei pašalinti jų trūkumus. Šie algoritmai remiasi gardele, kuri nėra statiška, bet juda kartu su medžiaga. Be to, gardelės ląstelių forma nuolatos keičiasi, prisitaiko prie medžiagos judėjimo. Taigi didelio mastelio procesai vyksta panašiai, kaip dalelių modeliuose, o mažo – panašiai, kaip gardeliniuose. Kol kas šie metodai yra gana nauji ir toli gražu nepasiekė galimybių ribų, bet jau išsprendžia kai kurias paprastesnius algoritmus kamuojančias bėdas. Taigi progresas šioje srityje tikrai vyksta.


Erdvės padalinimas judančios gardelės kode AREPO, sprendžiant vieną iš klasikinių hidrodinamikos bandomųjų užduočių – bangų formavimąsi, skirtingo tankio terpėms judant viena kitos atžvilgiu. Juodai pažymėtos gardelės ląstelių ribos, kitos spalvos žymi medžiagos tankį. Daugumoje ląstelių medžiagos tankis yra vienodas visoje ląstelėje, bet kai kuriose tankis skaičiuojamas pagal kažkokią analitinę funkciją (pvz. parabolę). Gardelės forma išsikreipia pagal besiformuojančias bangas. Šaltinis: Volker Springel, Heidelberg Institute for Theoretical Studies

Laiko diskretizavimo problemą pristačiau praeitame tekste; hidrodinaminiams modeliams ji iš esmės tokia pati, kaip ir N-kūnų modeliams. Laikas realybėje eina tolygiai, o skaitmeniniame modelyje – diskrečiais žingsniais. Parinkti teisingą žingsnio ilgį galime remdamiesi tuo pačiu Couranto, Friedrichso ir Lewy kriterijumi, kuriame vertiname dujų padėties, greičio, o kartais ir kitų savybių kitimo spartą. O toliau skaičiavimo elementus – daleles ar gardelės ląsteles – suskirstome į laiko žingsnių „kopėčias“, kurių apačioje yra trumpiausi žingsniai, o kiekvienoje aukštesnėje pakopoje – dvigubai ilgesni. Žingsniuojant kartais gali kilti problema, kad atsiradusiame didelio tankio regione medžiagos judėjimą reikia sekti labai trumpais laiko žingsniais, lyginant su norima modelio evoliucijos trukme. Pavyzdžiui, skaičiuojame galaktikos regiono evoliuciją, kuriai ištirti reikia sistemą sekti kelis šimtus milijonų metų, bet joje atsiranda tankūs molekulinių debesų fragmentai, kurių savybės reikšmingai kinta vos kelių tūkstančių metų laikotarpiu. Jei toks regionas yra vienas ar du, didelių problemų nekyla – taip, juose esančių dalelių laiko žingsniai sutrumpėja iki tūkstančio metų ar net mažiau, bet tokių dalelių nėra daug, todėl visas modelis progresuoti gali efektyviai. Bet jei tankių regionų atsiranda daug, skaičiavimai labai sulėtėja. Kartais sulėtėja tiek, kad pasidaro nebeįmanoma ar nepraktiška skaičiuoti toliau. Tada tenka ieškoti kitų sprendimo būdų.

Aukščiau aprašyta situacija atveda mus prie trečiosios problemos – dinaminio diapazono. Neturėdami begalinių skaičiavimo resursų, negalime išskirti visų norimų mastelių. Tai galioja ir laikui, ir erdvei, ir masei. Jei skaičiuojame visos galaktikos evoliuciją, negalime nagrinėti pavienių žvaigždžių ar planetinių sistemų. Jei skaičiuojame galaktikos ar jų grupės vystymąsi per visą Visatos amžių, negalime sekti dvinarių žvaigždžių sukimosi vienos aplink kitą. Bet tai – tikrai ne didžiausia problema. Nagrinėdami galaktiką, galime apsiriboti didesnių telkinių evoliucija, o žvaigždžių formavimąsi vertinti tik apibendrintai. Dvinarių žvaigždžių sukimasis neturi reikšmingos įtakos galaktikų evoliucijai milijardų metų laiko skalėmis. Tačiau yra procesų, kurių taip paprastai atmesti neįmanoma. Pavyzdžiui, spinduliuotė ir su ja susiję reiškiniai vyksta ir mikroskopiniu, ir galaktikų mastu. Mikroskopiniais masteliais fotonai kaitina dujas, ardo molekules, jonizuoja atomus, o dideliu mastu spinduliuotės slėgis gali suformuoti didžiulius burbulus, kartais net išstumti dujas iš galaktikų. Kiti reiškiniai, vykstantys skirtingais masteliais, yra turbulencija (sūkuringas dujų judėjimas), žvaigždžių ir aktyvių branduolių grįžtamasis ryšys ir kiti.


Hydrangea kosmologinio skaitmeninio modelio momentinė nuotrauka – didžiausias šiame modelyje susiformavęs galaktikų spiečius. Spalvos žymi dujų tankį, dešinėje apačioje pavaizduotas žvaigždžių šviesos pasiskirstymas. Kairėje parodyti keli priartinimai, po truputį išskiriantys pavienę galaktiką. Akivaizdu, kad galaktika nėra išskirta labai gerai – spiralinės vijos joje susiliejusios ir išskydusios. Bet šitoks dinaminis diapazonas maždaug atitinka šiandienines skaitmeninių modelių galimybių ribas. Šaltinis: Yannick Bahé / MPA

Su dinaminio diapazono problema susidoroti padeda vadinamieji subraiškiniai receptai. „Subraiškinis“ reiškia „esantis žemiau raiškos ribos“, kitaip tariant, modelio komponentas, aprašantis procesus, vykstančius mažesniais masteliais, negu išskiriami pačiame modelyje. Mikroskopiniais masteliais vykstantys procesai, tokie kaip dujų vėsimas, sąveika su spinduliuote, cheminės reakcijos ir panašūs, visada astrofizikoje aprašomi tik šitaip. Priklausomai nuo modelio, subraiškinių receptų gali reikėti ir didesnio masto procesams: žvaigždžių formavimuisi, medžiagos akrecijai į juodąsias skyles, žvaigždžių ar aktyvių branduolių vėjų atsiradimui ir plitimui bei kitiems. Subraiškinio recepto naudojimas padeda sutaupyti daugybę skaitmeninių resursų, kartais be tokių receptų apskritai būtų neįmanoma sekti sistemos evoliucijos. Iš kitos pusės, subraiškiniai receptai negali duoti tiek ir tokios detalios informacijos, kaip pilnai išskirti modeliai, todėl jų naudojimas laikomas vienu iš svarbesnių galimų modelio netikslumų šaltinių. Galiausiai, dažnai tą patį procesą galima aprašyti keliais subraiškiniais receptais, kurie visi atrodo panašiai pagrįsti stebėjimų duomenimis ar fizikiniu supratimu, bet rezultatus duoda kitokius.


Hidrodinaminių kosmologinių modelių dydžio raida. Horizontalioje ašyje – metai, vertikalioje – skaičiavimo elementų kiekis. Punktyrinė linija palyginimui žymi N-kūnų modelių dydžius – jie visada yra apie 200 kartų didesni dėl mažesnio skaičiavimų ir atminties kiekio, reikalingo vienam elementui sekti. Kitokio pobūdžio hidrodinaminių modelių dydžiai yra panašūs, nors dažniausiai kompiuterių galimybių ribas siekia būtent kosmologiniai. Šaltinis: Genel et al. (2014)

Hidrodinaminiai astrofizikiniai modeliai davė daugybę rezultatų, nuo mažiausių iki didžiausių mastelių. Mažiausiuose masteliuose randame planetų formavimąsi, žvaigždžių evoliuciją, supernovų sprogimus ir panašius reiškinius. Protoplanetiniuose diskuose dulkės jungiasi ir formuoja vis didesnius objektus, kurie galiausiai tampa planetomis. Vienos planetos išlaiko aplink save dujų apvalkalus, kitos lieka uolinės. Sąveikaudamos su disku, planetos migruoja, kol žvaigždės spinduliuotė nupučia dujas ir dulkes ir lieka subrendusi planetinė sistema. Pačios žvaigždės vystosi vykdydamos termobranduolines reakcijas, keičiasi jų cheminė sudėtis, temperatūra ir tankis centre, spinduliuotės spektras ir pučiamas vėjas. Galiausiai gyvenimo pabaigoje žvaigždė, jei yra pakankamai masyvi, sprogsta kaip supernova – per kelias sekundes sprogimo banga sudrasko žvaigždę į gabalus ir išmeta juos į šalis dešimčių tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu. Norėdami sekti supernovos sprogimo bangos judėjimą žvaigždėje, turime modeliuoti beveik visą žvaigždę, išskirdami centimetrų pločio zoną, kurioje vyksta energijos perdavimas ir termobranduolinis degimas.


Skaitmeninio modelio, kuriame nagrinėjama dvinarės žvaigždės sąveika su supančiu protoplanetiniu disku, vizualizacija. Šaltinis: Dunhill et al. (2015)

Truputį didesniais masteliais randame žvaigždžių formavimosi, dvinarių žvaigždžių evoliucijos ir akrecinių diskų tyrimus. Tūkstančių astronominių vienetų, o kartais net parseką siekiantys regionai tyrinėjami, siekiant nustatyti, kaip molekulinio debesies dalis byra į vis smulkesnius fragmentus, kaip šie fragmentai duoda pradžią žvaigždėms ir kaip žvaigždžių šviesa pakeičia dar neįsižiebusių fragmentų evoliuciją. Dvinarėse sistemose vienos narės vėjas pasklinda į aplinką ir pamaitina kompanionę, suformuoja aplink ją akrecinį diską. Jei kompanionė yra baltoji nykštukė, ant jos krentanti medžiaga gali sukelti daugmaž reguliarias novas arba privesti žvaigždę iki supernovos sprogimo. Ekstremalioje aplinkoje – galaktikų centruose – dujų srautai kartais pasiekia supermasyvią juodąją skylę ir sukuria akrecinį diską aplink ją. Šio disko evoliucijai labai svarbi ir turbulencija, ir magnetinis laukas, ir reliatyvistiniai efektai, tad ir modelių čia reikia detalių. Didesniuose masteliuose juos pakeičia gerokai grubesnis supratimas apie disko evoliuciją ir medžiagos kritimą į juodąją skylę, bet po truputį detaliųjų modelių rezultatai leidžia tobulinti ir grubesniuosius.


Keturių modelių, kuriuose nagrinėjamas žvaigždžių formavimasis mūsų Galaktikos centre, momentinės nuotraukos. Modeliai skiriasi pradiniu dujų tankiu, temperatūra ir kitomis savybėmis. Šaltinis: Mapelli et al. (2012)

Tie dar didesni masteliai apima galaktikas ar jų dalis. Čia tyrinėjamas tarpžvaigždinių debesų formavimasis ir nykimas, dujų judėjimas tarp disko ir kitų galaktikos komponentų, pačios galaktikos augimas ir formos pokyčiai. Žvaigždės ir jų grupės pučia vėjus, spinduliuoja ir sprogsta supernovomis, formuoja didžiulius burbulus, kurie kyla aukštyn nuo galaktikos disko, o paskui atvėsę krenta atgal, tarsi fontano čiurkšlės. Diske besisukantys dujų srautai nuolatos susidūrinėja, išaugęs tankis leidžia jiems atvėsti ir formuoti molekulinius debesis, kuriuose gimsta naujos žvaigždės. Gravitaciniai nestabilumai ir tiesiog ne visiškai simetriškas gravitacinis potencialas leidžia dujoms iš galaktikos pakraščių keliauti į centrą, kur jos maitina juodąją skylę. Švytinčios krentančios dujos sukuria aktyvų branduolį, kuris išpučia milžiniškas dujų tėkmes ir gali netgi visiškai išmesti dujas iš galaktikos.


Dviejų modelių, kuriuose nagrinėjamas žvaigždžių formavimasis galaktikos diske, evoliucijos momentinės nuotraukos. Modeliuose viršuje disko dujos yra „laisvos“, apačioje jas spaudžia išorinis slėgis, kuriamas aktyvaus branduolio išpūstos dujų tėkmės. Kiekviename panelyje diskas vaizduojamas iš viršaus ir iš šono. Šaltinis: Bieri et al. (2015)

Evoliucija didesniais nei galaktikos masteliais sekama pačiuose didžiausiuose modeliuose. Tai yra kosmologiniai modeliai, kuriuose galaktikos auga iš pirmykščių tankio netolygumų, matomų kosminėje foninėje spinduliuotėje. Šie modeliai, priešingai nei N-kūnų tamsiosios materijos evoliucijos modeliai, mums parodo ir galaktikų formas, jų žvaigždžių populiacijų augimą, juodųjų skylių poveikį evoliucijai ir daugybę kitų reiškinių. Dujų pridėjimas padėjo išspręsti ir daugelį N-kūnų modelius kamavusių problemų – neatitikimų, lyginant su realybe. Sužinojome, kad daugybė tamsiosios materijos telkinių yra tokie maži, jog vos kelios juose sprogusios supernovos išpučia lauk visas dujas, taigi galaktikos ten nesusiformuoja. Taip pat išsiaiškinome, kad daugkartiniai dujų išmetimai lauk iš galaktikos centrinių dalių ir sutekėjimai atgal atsiliepia ir tamsiosios materijos halo formai – visa medžiaga hale pasiskirsto daug tolygiau. O kartu supratome ir tai, kaip formuojasi visa Visatos struktūros didybė, atsiskleidžianti per teleskopus.


Įvairių šiandieninių galaktikų modelių dydžio ir raiškos palyginimas. Horizontalioje ašyje – modeliuojamas tūris bei išskiriamų galaktikų skaičius (atitinkamai viršuje ir apačioje), vertikalioje ašyje – masės raiška. Kairėje viršuje yra pavienių galaktikų ar nedidelių jų grupių, panašių į Vietinę galaktikų grupę, modeliai, pasiekiantys kelių tūkstančių Saulės masių raišką. Dešinėje apačioje – didžiausi kosmologiniai modeliai, paaukojantys raišką dėl dydžio. Vienas iš naujausių kosmologinių modelių TNG50 beveik sugeba apjungti abiejų rūšių modelių privalumus. Pilkos įstrižos linijos nurodo skaičiavimo elementų skaičių modeliuose – nuo 512^3 \simeq 135 mln. dalelių iki 4096^3 \simeq 69 milijardų. Šaltinis: Nelson et al. (2019)

Žinoma, skaitmeniniams modeliams dar yra labai daug kur tobulėti. Skirtingo mastelio modelių apjungimas, įvairių skaitmeninių problemų sprendimai, vis detalesnių stebėjimų duomenų paaiškinimas – visa tai užtikrina, kad progresas dar bus matomas ne vieną dešimtmetį, o gal ir šimtmetį. Bet net ir dabar kompiuteriuose augančios planetos, žvaigždės, spiečiai, galaktikos ir visatos astrofizikams padeda susigaudyti, kaip vystosi ir vystysis mūsų tikroji Visata.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.