Kąsnelis Visatos CDLXXXIV: Gimimai

Planetų, žvaigždžių ar galaktikų formavimasis – ilgas procesas, kurio viso stebėti negalime. Nustatyti jo pradžią dažnai ypatingai sudėtinga, nes dažniausiai neįmanoma aiškiai pasakyti, kada procesas dar nevyksta, o kada jau prasidėjęs. Bet keli praėjusią savaitę paskelbti tyrimai būtent į tokias pradžias ir orientuojasi. Viename nagrinėjama planetų formavimosi pradžia, tiksliau dulkių augimas protoplanetiniuose diskuose; jis, pasirodo, vyksta dar žvaigždei neįsižiebus. Kitame atrandama, kad tarpžvaigždinių debesų susidūrimai tikrai sukelia žvaigždėdarą juose – rezultatas nestebinantis, bet gerai turėti tvirtą pagrindimą tokiam teiginiui. Dar viename darbe pristatytas aptiktas besiformuojantis galaktikos centrinis telkinys. Kitose naujienose – mašininio mokymo algoritmų pritaikymas kosmologiniams modeliams, Veneros paros trukmės matavimai, Saturno magnetosferos modelis ir supernovų-dvynių paieškos. Gero skaitymo!

***

Kinijos raketa nukrito sėkmingai. Ambicinga Kinijos kosmoso programa balandžio pabaigoje pasiekė dar vieną reikšmingą pasiekimą – iškėlė į orbitą pirmąjį modulinės kosminės stoties komponentą. Deja, skrydžio pasekmėmis pasirūpinti misijos planuotojai patingėjo, arba pataupė lėšų. Kaip bebūtų, raketa, iškėlusi stoties modulį, buvo palikta nekontroliuojamai nukristi į Žemę. Sekmadienį paryčiais, apie šeštą valandą Lietuvos laiku, raketa įlėkė į atmosferą virš Arabijos pusiasalio ir subyrėjo virš Indijos vandenyno, į šiaurę nuo Maldyvų. Apie tai pranešė ir Kinijos kosmoso agentūra, ir NASA, kuri pastarąsias kelias dienas taip pat įtemptai stebėjo raketos judėjimą. Apskritai į Žemės atmosferą įlekia ir čia sudega nemažai erdvėlaivių dalių, senų palydovų ir pan., bet tai būna maži objektai. Ši raketa, kaip ir analogiška pernai nukritusi Dramblio Kaulo Krante, yra ketvirtas didžiausias į Žemę nekontroliuojamai nukritęs žmonių sukurtas daiktas. Ji tikrai galėjo sukelti pavojų žmonėms ir pastatams. Nors Kinijos atstovai pavojų stengiasi sumenkinti, NASA pasisakė griežtai – toks elgesys yra neatsakingas ir nedera jokiai kosmoso agentūrai.

***

Veneros paros trukmė. Kaimyninė planeta Venera daugeliu savybių – pavyzdžiui, mase ir spinduliu – labai primena Žemę. Iš kitos pusės, sąlygos jos paviršiuje visiškai kitokios: tanki atmosfera lemia didžiulį slėgį bei karštį. Be to, planeta neturi magnetinio lauko, priešingai nei mūsiškė. Kodėl jos taip skiriasi? Norint atsakyti į šį klausimą, reikia žinoti esminius planetų parametrus, tokius kaip sukimosi periodas, ašies posvyris ir precesijos greitis. Žemei šie dydžiai žinomi jau seniai, o Venerai juos išmatuoti ganėtinai sudėtinga. Priežastys tam yra dvi: visų pirma, Venera sukasi labai lėtai; antra, jos debesys neleidžia įžiūrėti paviršiaus ir aiškiai matyti judėjimo. Bet ilgamečiai radaro signalais paremti stebėjimai leido įveikti problemas ir nustatyti šias esmines Veneros savybes kaip niekada tiksliai. 2006-2020 metų laikotarpiu kelias dešimtis kartų į Venerą buvo siunčiamas radijo impulsas, o jo atspindžiai stebimi dviejose observatorijose Žemėje. Laiko tarpas tarp atspindžių atsklidimo į observatorijas leido nustatyti, kaip greitai juda Veneros paviršius, taigi ir apskaičiuoti sukimosi periodą. Jis pasirodė esąs 243,0226 Žemės paros – vertė apskaičiuota su maždaug 1/1000 paklaida, daug geriau nei bet kada iko šiol. Įdomu, kad skirtingu metu atlikti matavimai rodė truputį nevienodą greitį, o skirtumų vien paklaidomis paaiškinti neįmanoma. Panašu, kad Veneros sukimosi periodas kinta maždaug 20 minučių ribose. Taip turbūt nutinka dėl sąveikos su masyvia atmosfera. Žemės atmosfera irgi keičia planetos sukimosi periodą, bet mažiau nei milisekunde per parą. Taip pat beprecedentiškai tiksliai išmatuotas ir Veneros ašies posvyris į orbitos plokštumą – 2,6392 laipsnio. Veneros sukimosi ašis precesuoja kiek lėčiau nei Žemės – vieną ratą apsuka per 29 tūkstančius metų (Žemės – per 26 tūkstančius). Šie dydžiai leido apskaičiuoti planetos inercijos momentą – kaip stipriai ji priešinasi sukimąsi keičiantiems veiksniams – ir branduolio dydį. Šis yra beveik toks pat, kaip Žemės – 3500 km skersmens (Žemės – 3485 km). Šie skaičiai padės patikslinti Veneros struktūros ir evoliucijos modelius bei suprasti, kodėl ji taip skiriasi nuo mūsų planetos. Tyrimo rezultatai publikuojami Nature Astronomy.

***

Saturno gelmių modelis. Ne visos planetos Saulės sistemoje turi magnetosferas. Žemė ją turi, nes giliai esantis skystas branduolys, sudarytas daugiausiai iš geležies, besisukdamas kuria magnetinį lauką. Jupiteris ir Saturnas taip pat turi magnetosferas, gerokai didesnes ir stipresnes, nei Žemės, bet jos atsiranda ne dėl skystos geležies, o dėl metalingo vandenilio. Negalėdami pažvelgti į šių planetų gelmes, mokslininkai turi remtis skaitmeniniais modeliais, kad paaiškintų magnetinio lauko susidarymą ir geriau suprastų planetų struktūrą bei evoliuciją. Dabar mokslininkai pristatė detaliausią Saturno magnetosferos modelį, paremtą Cassini zondo duomenimis, surinktais jo misijos pabaigoje 2017 metais. Šiuo modeliu buvo siekiama paaiškinti, kokie ingredientai būtini, norint sukurti Saturno magnetinį lauką, kuris Saulės sistemoje išskirtinis tuo, jog jo ašis beveik idealiai sutampa su planetos sukimosi ašimi. Paaiškėjo, kad magnetinį lauką atkurti tikrai galima, tačiau rezultatai labai jautrūs šilumos apykaitai Saturno viduje. Geriausiai duomenis paaiškina modelis, kuriame virš skysto vandenilio regiono, kuriančio magnetinį lauką, egzistuoja helio lietaus zona. Šioje zonoje, kuri galimai driekiasi iki 70% Saturno spindulio, besiformuojantys helio lašai stabilizuoja visą regioną ir neleidžia ten formuotis konvekcinėms srovėms, kurios lengvai perneša šiluminę energiją iš centro link paviršiaus. Taigi šie rezultatai suteikia įdomią įžvalgą į Saturno gelmes, daugiau nei 10 tūkstančių kilometrų gylyje po paviršiumi, kurį galime pamatyti iš išorės. Taip pat modelis prognozuoja nedidelę magnetinio lauko asimetriją ties Saturno ašigaliais. Cassini duomenys surinkti arčiau pusiaujo, tad patikrinti šią modelio prognozę bus galima tik gavus naujų duomenų, o tai greičiausiai užtruks bent dešimtmetį. Tyrimo rezultatai publikuojami AGU Advances.

***

Ankstyva planetų formavimosi pradžia. Planetos formuotis pradeda nuo dulkių protoplanetiniame diske, kurios, kibdamos į vis didesnius darinius, tampa uolienomis, vėliau – protoplanetomis ir galiausiai – pilnomis planetomis. Dulkėms jungtis į uolienas yra problematiška; tą puikiai galima suprasti be jokių sudėtingų eksperimentų užtenka pažerti smėlio arba trenkti akmenį į akmenį – jie tikrai nesukibs į vientisą objektą. Tad daug tyrimų atliekama aiškinantis, kaip dulkės įveikia šį „centimetrų barjerą“. Naujame darbe iškelta idėja, kad barjeras įveikiamas dėl to, jog planetų formavimasis prasideda labai anksti, kol žvaigždė dar nesusiformavusi. Naudodami skaitmeninį modelį, kuriame sekama protoplanetinio disko evoliucija ir dulkių formavimasis, augimas bei irimas jame, tyrėjai išnagrinėjo dulkių savybes labai jaunuose besiformuojančių žvaigždžių diskuose. Taip jie nustatė, kad dulkės formuotis pradeda ir pastebimus žiedus diskuose suformuoja praėjus mažiau nei milijonui metų po disko atsiradimo. Per tiek laiko sistema dar toli gražu nėra nusistovėjusi: medžiaga sparčiai krenta į diską ir juo juda žvaigždės link, pati žvaigždė dar auga ir joje nėra įsižiebusios termobranduolinės reakcijos. Kol žvaigždė nesusiformavusi, diskas yra šaltesnis, jį apšviečia daug silpnesnė jonizuojanti spinduliuotė, todėl dulkės lengviau išlieka ir turi daugiau šansų sukibti su kitomis. Skaitmeninio modelio rezultatai gerai atitinka 23 diskų su žiedais stebėjimų duomenis, darytus pastaraisiais metais. Taigi atrodo, kad planetų formavimasis yra daug dinamiškesnis procesas, nei manyta iki šiol. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Egzoplanetų gyvybingumo vertinimas geologiškai. Šiuo metu žinoma apie penkis tūkstančius egzoplanetų; jų nuolat atrandama vis daugiau. Vienas iš įdomiausių klausimų, susijusių su egzoplanetomis, yra nežemiškos gyvybės egzistavimas. Detaliai patikrinti visas aptiktas planetas neįmanoma, todėl ieškoma įvairių būdų, kaip įvertinti, kur labiausiai tikėtina rasti gyvybei tinkamas sąlygas. Vienas iš dažnai naudojamų kriterijų yra vanduo – jei planetos paviršiuje yra skysto vandens, labai išauga tikimybė ten rasti ir gyvybės. Bet kuriose planetose yra vandens? Įprastai į šį klausimą bandoma atsakyti remiantis planetos atstumu nuo žvaigždės, taip apibrėžiant „gyvybinę zoną“ – regioną, kuriame esančių planetų paviršiaus temperatūra gali būti tinkama skystam vandeniui egzistuoti. Visgi vandens egzistavimą apsprendžia ne vien temperatūra. Pavyzdžių ieškoti toli nereikia: pagal atstumą nuo Saulės ir Veneroje, ir Marse galėtų būti skysto vandens, bet Veneros atmosfera jos paviršių įkaitina iki pernelyg aukštų temperatūrų, o Marse visas vanduo seniai išgaravo arba susigėrė į uolienas. Būtent apie skirtumus tarp planetų, panašių į Marsą ir Žemę, kalbama naujame tyrime, kur planetų vandeningumas nagrinėjamas remiantis tikėtinomis jų formavimosi istorijomis. Apskritai kiekviena uolinė planeta turi maždaug tokią pačią geležies masės dalį, kaip ir jos žvaigždė, tačiau geležies pasiskirstymas priklauso nuo planetos formavimosi istorijos. Gryna geležis nusėda į planetos branduolį, tačiau įvairūs oksidai išlieka mantijoje. Kuo planeta formuojasi toliau nuo žvaigždės, tuo mažesnę jos masės dalį sudaro branduolys, o pluta yra storesnė. Kuo storesnė pluta, tuo ji stabilesnė ir tuo lengviau į ją susigeria lakūs junginiai, tarp jų ir vanduo. Planetos branduolio masę galima įvertinti žinant jos visą masę, spindulį ir žvaigždės cheminę sudėtį. Taigi šio tyrimo rezultatai leis labai greitai atskirti planetas, kurių pluta, tikėtina, yra panaši į Žemės. Tokiose planetose galime tikėtis tektoninių plokščių egzistavimo ir didelio vandens kiekio paviršiuje. Tuo tarpu planetos su daug mažesne branduolio mase greičiausiai bus panašesnės į Marsą – sustingusios ir sausos, – net jei jų paviršiaus temperatūra ir patenka į tinkamą ruožą skystam vandeniui egzistuoti. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Debesų susidūrimai sukelia žvaigždėdarą. Žvaigždės formuojasi iš tarpžvaigždinių dujų debesų, kai sutankėjimai juose užauga ir susispaudžia tiek, kad centre prasideda termobranduolinės reakcijos. Debesys dažnai traukiasi, fragmentuoja ir formuoja žvaigždes savaime, veikiami savo pačių gravitacijos ir vidinių procesų. Kartais jiems padeda išoriniai procesai, pavyzdžiui, tarpusavio susidūrimai. Kiek pastarieji iš tiesų svarbūs? Naujame darbe apžvelgiami keleto pastarųjų metų stebėjimai, kuriuose nagrinėti debesų susidūrimų regionai Paukščių Take ir aplinkinėse galaktikose. Stebėjimai parodė aiškų ryšį tarp debesų susidūrimo greičio, maksimalaus dujų sutankėjimo ir masyvių žvaigždžių skaičiaus žvaigždėdaros regione. Debesų susidūrimai susiję su masyvių žvaigždžių spiečių atsiradimu. Toks ryšys logiškas, mat masyviam spiečiui gimti reikia dviejų faktorių: pirma, dujos ten turi būti suspaustos į didelius gumulus ir jie neturi subyrėti į daug smulkesnių; antra, žvaigždėdara debesyje turi vykti pakankamai ilgai, kad žvaigždėmis virstų bent kelios dešimtys procentų pradinės debesies masės. Susidūrimo sukeltas dujų suspaudimas padeda šito pasiekti. Šie rezultatai padeda geriau suprasti ne tik šiandieninę, bet ir praeities žvaigždėdarą. Pavyzdžiui, masyvūs kamuoliniai spiečiai, skrajojantys Paukščių Tako hale, tampa dar vienu įrodymu, kad mūsų Galaktika jaunystėje ne kartą susidūrė su kitomis, o susidūrimo metu besidaužantys tarpžvaigždinių dujų debesys suformavo ir milijono Saulės masių bei didesnius spiečius. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Arklio galvos ir Oriono ūkai. Šaltinis: Roberto Colombari ir Federico Pelliccia

Kalbant apie žvaigždėdarą – štai vienas iš artimiausių Žemei žvaigždėdaros regionų: Oriono ūkas (dešinėje viršuje). Kairėje apačioje matome gretimą Arklio galvos ūką, o šalia jo, dar kairiau – Liepsnos ūką. Oriono ūkas švyti dėl aplinkinių žvaigždžių šviesos įkaitintų dujų, o Arklio galvos ūkas kaip tik užstoja tolesnių žvaigždžių šviesą, dėl to yra tamsus.

***

Gimstantis galaktikos centrinis telkinys. Daugelis diskinių galaktikų centre turi storesnes, daugmaž elipsoido formos dalis, vadinamas baldžais. Kai kurie baldžai yra „tikrieji“ – jie susiformuoja per galaktikų susiliejimus. Kiti vadinami „pseudobaldžais“ – jie susiformuoja, kai galaktikos disko medžiaga po truputį krenta į centrą ir keičiasi jos orbitos. Ir vienas, ir kitas procesas vyksta labai ilgai – šimtus milijonų ar milijardus metų – tad stebėti jo progreso praktiškai nėra galimybių. Bet kartais įmanoma pamatyti atskiras proceso dalis. Štai naujame tyrime pristatyti detalūs galaktikos ESO320-G030 centro stebėjimai, atskleidžiantys ten besiformuojantį pseudobaldžą. Šią galaktiką, kaip ir kitas panašias, gaubia daug dulkių ir tankių dujų, todėl stebėti jos centrą sudėtinga. Paprastai tam pasitelkiami didelio bangos ilgio stebėjimai, bet jų erdvinė raiška dažniausiai nėra labai gera. Naujojo tyrimo autoriai pasitelkė infraraudonųjų spindulių spektrinę analizę, identifikavo 18 vandens garų spektro linijų ir atkūrė tikėtiną jas kuriančių dujų struktūrą. Struktūrą sudaro trys komponentai: kompaktiškas, kelių dešimčių parsekų skersmens centrinis šaltinis, greičiausiai maitinantis aktyvų galaktikos branduolį ir jo šildomas; 40 parsekų spindulio diskas; ir 130-150 parsekų spindulio kevalas šaltesnių dujų kevalas. Pirmi du komponentai dažnai randami galaktikose su daug dujų, o trečiasis – palyginus retas. Greičiausiai tai yra dar augantis, prieš mažiau nei šimtą milijonų metų atsiradęs, pseudobaldžas. Apskritai dujos į šiuos tris komponentus iš išorinių galaktikos regionų krenta ~20 Saulės masių per metus sparta ir formuoja žvaigždes ~18 Saulės masių per metus sparta. Tokia galaktika klasifikuojama kaip „žvaigždėdaros žybsnio“. Gali būti, kad pseudobaldžų formavimasis dažnai susijęs su žvaigždėdaros žybsniais, bet tvirtai tą atsakyti bus galima tik atradus daugiau panašių objektų. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Kurzgesagt filmukus žiūrėti visada didelis malonumas, dalintis jais – irgi. Tad štai, siūlau pasižiūrėti trumpą apžvalgą apie juodąsias skyles ir jų keistenybes:

***

Juodųjų skylių deformacija. Juodosios skylės, kad ir kokios egzotiškos būtų, iš tiesų yra labai paprasti objektai. Jas galima visiškai aprašyti vos trimis dydžiais: mase, sukimosi sparta ir elektriniu krūviu. Bet taip yra tik tol, kol juodoji skylė egzistuoja pati savaime, vakuume. Sąveikaudama su aplinka juodoji skylė kartais gali išsikreipti; bent jau taip rodo nauji detalūs skaičiavimai. Mokslininkai išnagrinėjo, kaip besisukanti juodoji skylė reaguoja į išorinį gravitacinį potencialą, pavyzdžiui kuriamą žvaigždės-kompanionės dvinarėje sistemoje. Jau seniau buvo apskaičiuota, kad nesusikančios juodosios skylės deformuoti išorinė gravitacija negali. Naujasis rezultatas – jei juodoji skylė sukasi, išorinė gravitacija gali ją truputį deformuoti, tačiau tikėtina deformacija yra gerokai mažesnė, nei, pavyzdžiui, tokioje pačioje situacijoje atsidūrusios neutroninės žvaigždės. Toks iškreipimas gali padėti patikrinti reliatyvumo teorijos prognozes, atliekant labai detalius dvinarių sistemų stebėjimus – tiek įprastais teleskopais, tiek gravitacinių bangų detektoriais. Tiesa, rezultatas apskaičiuotas tik lėtai besisukančiai juodajai skylei; jei ji sukasi greitai, situacija tampa sudėtingesnė ir deformacija gali būti didesnė. Tą apskaičiuoti gal pavyks ateityje. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Supernovos-dvynės padeda kosmologijai. Kosmologiniams matavimams – Visatos plėtimosi spartos, didžiausių struktūrų išsidėstymo ir panašių dydžių vertinimui – reikia būdų kuo tiksliau pamatuoti atstumus iki tolimų galaktikų. Tam naudojami įvairūs metodai, kartu vadinami kosminėmis atstumų kopėčiomis. „Kopėčios“ todėl, kad didesnius atstumus matuoti leidžiantys metodai kalibruojami naudojantis artimesnių atstumų matavimais, šie – dar artimesnių ir taip toliau, iki pasiekiami tiesioginiai matavimai Žemės paviršiuje. Vienas iš svarbiausių metodų, tinkamų matuoti didžiausius atstumus, yra vienos rūšies supernovos, vadinamos Ia tipu. Ia tipo supernovos nutinka tada, kai baltoji nykštukė išauga iki per didelės masės. Tada jos paviršiuje prasideda termobranduolinės reakcijos, kurios labai greitai suardo visą žvaigždės liekaną ir į aplinką išskiria daugybę energijos. Visų Ia tipo supernovų maksimalus šviesis yra labai panašus, todėl stebėdami supernovą ir išmatavę jos regimąjį šviesį, galime apskaičiuoti ir atstumą iki jos. Būtent šie matavimai 1998 metais padėjo nustatyti, kad Visata plečiasi greitėdama. Bet laikui bėgant ir stebėjimams gerėjant paaiškėjo, kad Ia tipo supernovos visgi nėra visos vienodos. Vėliau atrastas ryšys tarp maksimalaus šviesio ir to, kaip sparčiai šviesis mažėja praėjus maksimumą, bet ir tai nepaaiškino visos jų įvairovės. Skirtumai tarp supernovų maksimalaus šviesio įveda paklaidas į kosmologinius matavimus, kurias norėtųsi išgyvendinti. Dabar pristatytas metodas, kaip paklaidų galima beveik visai išvengti, įvertinant supernovų spektrus. Pasitelkę labai detalius beveik dviejų šimtų supernovų stebėjimus, tyrėjai apmokė skaitmeninį algoritmą, kuris suskirstė jų spektrus pagal pagrindines panašias ar besiskiriančias savybes. Pasirodė, kad daugumą Ia tipo supernovų galima suskirstyti į tris grupes, o kai kurios supernovų poros apskritai atrodė kone identiškos, tarsi dvyniai. Jei viena dvynė aptinkama artimoje galaktikoje, o kita – tolimoje, atstumą iki pastarosios išmatuoti galima labai tiksliai, nes tokiu atveju patikimai galima nustatyti ne tik maksimalų supernovos šviesį, bet ir viso spektro intensyvumą. Pritaikę naująjį metodą, tyrėjai sugebėjo įvertinti tolimų galaktikų atstumus su vos trijų procentų paklaida – daugiau nei dvigubai tiksliau, nei anksčiau. Be to, šis metodas reikšmingai sumažina ir kitą galimą paklaidų šaltinį – supernovų rūšių priklausomybę nuo galaktikų tipų. Stebint supernovas aplinkinėje Visatoje pastebėta, kad skirtingai kintančios Ia tipo supernovos nevienodai pasiskirsčiusios įvairios masės galaktikose. Greičiausiai tai susiję su galaktikų metalingumu – sunkesnių už helį cheminių elementų kiekiu – bet tiksliai nežinoma. Turint omeny, kad tolimoje Visatoje ir galaktikų masės, ir metalingumas skiriasi nuo aplinkinės Visatos, kyla pavojus, kad ten sprogstančios Ia tipo supernovos yra dar kitokios, nei čia, ir atstumų nustatymo paklaidos gali dar labiau išaugti. Naudojant „dvynių“ metodą problemos išvengiama, nes tolimoje galaktikoje galima atrinkti tokias pačias supernovas, kokios sprogsta ir aplinkinėje Visatoje. Tyrimo rezultatai arXiv: metodo pristatymas, pritaikymas kosmologijai.

***

Mašininis mokymas kosmologiniams modeliams. Visatos evoliuciją didžiausiais masteliais mokslininkai tyrinėja naudodami skaitmeninius modelius. Paprastai tokiam modeliui būna sukuriamos pradinės sąlygos, apimančios „statistiškai reprezentatyvų“ Visatos regioną, dažniausiai kelių šimtų megaparsekų kraštinės ilgio kubą. Geriausi šiandieniniai modeliai tokį regioną išskiria šimtais milijardų skaičiavimo elementų, atitinkančių tamsiosios ar įprastos materijos sankaupas arba erdvės regionus. Modelio skaičiavimai – Visatos evoliucijos sekimas nuo pirmųjų milijonų metų po Didžiojo sprogimo iki šių dienų – užtrunka mėnesius, net naudojant galingiausius superkompiuterius. Dabar pasiūlytas metodas, kuris gali daugybę kartų pagreitinti skaičiavimus, o gaunami rezultatai nedaug nusileidžia tiems patiems geriausiems modeliams. Metodas remiasi dirbtinio intelekto, tiksliau – giliojo mokymo, algoritmais. Šie algoritmai dažnai naudojami prastos kokybės vaizdų „pagerinimui“, o čia buvo panašiai pritaikyti kosmologinių modelių kokybei pagerinti. Tyrėjai apmokė algoritmą su šešiolika žemos ir aukštos raiškos modelių porų; kiekvienoje poroje abu modeliai turėjo analogiškus parametrus ir pradines sąlygas, tik aukštos raiškos modelyje buvo 512 kartų daugiau skaičiavimo elementų – dalelių. Taip apmokytas algoritmas pajėgė paimti bet kokį žemos raiškos kosmologinį modelį ir padidinti dalelių skaičių jame 512 kartų, pateikdamas tikėtinas naujas dalelių padėtis. Taip modelis, analogiškas tokiam, kurį geriausi superkompiuteriai skaičiuotų kelis mėnesius, pagaminamas vos per keliolika valandų ant stalinio kompiuterio. Tiesa, prieš tai reikia suskaičiuoti žemos raiškos skaitmeninį modelį, bet tą per kelias valandas galima padaryti net su palyginus nedideliu – kelis šimtus procesorių turinčiu – skaičiavimų klasteriu. Nors šis metodas neturėtų būti naudojamas apskritai pakeisti aukštos raiškos skaitmeniniams modeliams, jis gali labai padėti įvertinti įvairių modelių parametrų svarbą, kadangi suteikia galimybę tyrinėti modelio rezultatų priklausomybę nuo įvairių pavienių parametrų ar jų kombinacijų. Taip pat algoritmą galima pritaikyti siekiant greitai sukurti didelę dirbtinių stebėjimų duomenų aibę – tokie duomenys naudojami planuojant realių stebėjimų misijas. Tyrimo rezultatai arXiv.

***

Štai tiek naujienų iš praėjusios savaitės. Kaip įprastai, laukiu jūsų klausimų ir komentarų.

Laiqualasse

Leave a Reply

El. pašto adresas nebus skelbiamas.