Компьютерная вселенная

В настоящее время мы можем непосредственно наблюдать галактики и квазары до красного смещения z = 6. Напомним, что космологическое красное смещение в спектрах галактик возникает из-за "разбегания" галактик вследствие расширения Вселенной. Чем больше красное смещение, тем дальше находится от нас галактика в пространстве и во времени. Реликтовое излучение дает информацию о процессах при z = 1400-1500. Данные по нуклеосинтезу (образование химических элементов) свидетельствуют о первых минутах жизни Вселенной.

Еще один большой пласт информации связан с крупномасштабной структурой Вселенной. Измерения флуктуации реликтового фона позволяют делать выводы о начальных неоднородностях Вселенной, из которых потом и образуются строительные блоки галактик. Переход от известных неоднородностей при z > 1000 к известной структуре при z < 5 представляет большой интерес. Сейчас именно расчеты распределения галактик и их скоплений в больших масштабах = 100 Мпк) позволяют судить о работоспособности космологических моделей.

Основные параметры космологических моделей - средняя плотность Вселенной (чаще используется ее отношение к критической плотности), вид темной материи (горячая, холодная или некоторая их смесь) и наличие Л-члена. Последний характеризует плотность энергии вакуума. Соответствие компьютерной Вселенной (крупномасштабная структура, темп расширения и т.д.) наблюдательным данным позволит сделать выбор между различными значениями параметров. Например, недавнее открытие ускорения в расширении Вселенной (по наблюдениям далеких сверхновых) дало доказательство значимости Л-члена. Его вклад в среднюю плотность Вселенной оценивается в 0.6-0.7. На долю темного вещества (причем в основном холодного) остается 0.3-0.4 от средней плотности. Отметим, что проводившиеся ранее расчеты формирования крупномасштабной структуры уже говорили в пользу существенного вклада Л-члена в динамику Вселенной, и наблюдения космологических сверхновых лишь подтвердили ожидания ученых.

Результаты расчета крупномасштабной структуры (из работ А. Кравцова, А. Клыпина и А. Хохлова). Показан элемент структуры на момент, соответствующий z = 0.99 (т.е. такой мы можем видеть крупномасштабную структуру на больших расстояниях, когда она была намного моложе).

Космологические расчеты, начатые в 70-х гг., ведут многочисленные группы исследователей в разных странах мира. За это время совершенствовались компьютеры, улучшались математические методы, появлялись новые наблюдательные данные, особо важные для постановки начальных условий и проверки расчетов. В итоге совсем было утвердившийся взгляд на Вселенную как на однородную и бесструктурную (в масштабах свыше нескольких мегапарсеков) пришлось полностью пересмотреть. Сейчас мы знаем, что структуры существуют вплоть до размеров порядка 100 Мпк, и только в больших масштабах Вселенная однородна. Моделирование образования таких структур - одна из интереснейших задач в современной астрофизике.

В первых работах рассматривалось только гравитационное взаимодействие небольшого числа (300-700) частиц. Сейчас используется до 107-108 частиц, и в расчеты включена гидродинамика. Вычисления доведены до формирования отдельных галактик и учета влияния звезд (взрывов сверхновых) на динамику задачи. Показано, что барионная часть темной материи находится в газообразном состоянии, а не в виде компактных звездных остатков или коричневых карликов. В работах по моделированию формирования крупномасштабной структуры удалось "победить и уничтожить" модель горячей темной материи, т.к. она не давала в расчетах достаточного числа объектов с большим красным смещением. По многим причинам модели, в которых темная материя предполагается смесью из примерно равных горячей и холодной составляющих, пришлось отбросить. Пока всем наблюдательным данным лучше всего соответствует космологическая модель, в которой скрытая масса представлена холодной материей, а вклад Л-члена в среднюю плотность весьма существен.

Для проведения компьютерных экспериментов в различных областях науки в США создана национальная информационная инфраструктура. Предполагается создание мощных суперкомпьютеров, развитие компьютерных сетей и создание новых методов обработки данных и вычислений. Космологическая часть программы - одна из наиболее важных, от ее успеха во многом зависит судьба программы в целом.

Космологические расчеты предполагается проводить в трех измерениях в кубе со стороной 1 млрд. св. лет. В этой области сосредоточена масса около 1018 М0. Более 99% массы составляет темная материя. Чтобы галактика типа нашей была представлена в модели хотя бы 103 частицами, а карликовая галактика - одной, при расчетах необходимо оперировать с 109 частицами, каждая массой 109 М0. Для таких вычислений потребуется около 100 Гб оперативной памяти и 1-2 Тб дискового пространства, что в тысячу раз превосходит параметры типичного настольного компьютера. Скорость считывания информации с диска должна быть порядка 0.27-0.55 Гб/с. Это превосходит возможности существующих вычислительных машин. Предполагается, что в инфраструктуре будут использованы суперкомпьютеры нового поколения с числом процессоров более тысячи.

Полномасштабные работы по космологической программе начнутся в 2002 г. Это позволит, вместе с получением новых наблюдательных данных, существенно продвинуться в понимании важнейших космологических вопросов.

Компьютерная космология сейчас, к сожалению, почти не развивается в нашей стране. В свое время группа академика Я.Б. Зельдовича проводила исследования высочайшего уровня. Но сейчас почти все наши специалисты в этой области работают за рубежом. Так что приходится наблюдать со стороны, как астрономы постигают Вселенную. Судя по всему компьютеры ранга применяемых в информационной инфраструктуре США у нас появятся не скоро, так что эта прискорбная ситуация может продлиться довольно долго. Пока единственным выходом является активное сотрудничество с крупными мировыми научными центрами, обладающими мощными вычислительными средствами.