Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Специфичными являются и задачи, связанные с необходимостью детального учета эффектов общей теории относительности в сильном поле (предельным случаем является расчет слияния черных дыр). Развитие методов численного решения уравнений ОТО было (и является) мотивировано в первую очередь запросами астрофизиков. Так, например, для нужд гравитационно-волновых антенн было рассчитано несколько сотен тысяч вариантов слияний нейтронных звезд и черных дыр, чтобы получить формы ожидаемого сигнала. Это потребовало нескольких лет работы ряда научных групп в разных странах и стало интереснейшей вычислительной задачей в современной астрофизике.

Поскольку в астрономии в качестве источника информации мы можем использовать лишь излучение небесных объектов, важным элементом многих задач моделирования становится расчет излучательных свойств источников: спектры, параметры поляризации и др. Зачастую такие расчеты осложнены необходимостью учета множества деталей (например, огромного числа спектральных линий), а также физическими условиями, которые никогда не исследовались в лабораторном режиме из-за экстремальности тех или иных параметров. Библиотеки рассчитанных спектров являются чрезвычайно востребованными, и их, в частности, используют как входные данные для разнообразных компьютерных моделей.

Интересным методом численного моделирования, который активно применяется для исследования астрофизических задач, является так называемый популяционный синтез. Различают два варианта этого метода. Первый используется для моделирования интегральных характеристик больших звездных популяций, и с помощью такого подхода, например, рассчитывают интегральные спектры галактик, что важно для интерпретации наблюдательных данных. Второй – более разнообразный и распространенный – применяется для моделирования эволюции и наблюдательных проявлений популяций астрономических объектов, таких как радиопульсары или тесные двойные системы. Рассмотрим его несколько подробнее.

Важной задачей для численного моделирования является исследование эволюции и наблюдательных проявлений популяций источников – популяционный синтез.

Практически любой компьютерный эксперимент в астрофизике решает одну из двух задач. Во-первых, это предсказание свойств каких-то объектов для последующих наблюдений с использованием новых методов и приборов. Во-вторых, это проверка нашего понимания природы уже наблюдаемых объектов или их популяций. Например, при разработке телескопов всегда возникает необходимость оценить, сколько новых источников разных типов сможет обнаружить установка. Это типичная задача для популяционного синтеза. Мы закладываем в модель начальные параметры объектов, темп их рождения, эволюционные законы и на каждой стадии рассчитываем наблюдательные свойства источников. В итоге, совмещая (или, как говорят, сворачивая) результаты моделирования с параметрами чувствительности детектора, получим предсказание для конкретного инструмента.

Возможна и обратная ситуация: у нас есть данные наблюдений, и мы используем их для проверки адекватности нашего понимания начальных параметров объектов, их эволюции или наблюдательных проявлений. Например, в популяционном синтезе мы можем сравнивать модели с разными начальными условиями или эволюционными законами на предмет соответствия данным наблюдений, проверяя тем самым гипотезы о параметрах, наблюдать которые непосредственно невозможно.

Задачи компьютерного эксперимента: проверка начальных условий и законов эволюции путем сопоставления расчетов с наблюдениями, а также прогнозирование для будущих наблюдений.

Например, с одной стороны, мы можем использовать набор предположений для того, чтобы методом популяционного синтеза рассчитать количество (и статистические свойства) радиопульсаров разных типов, которые сможет в будущем обнаружить установка SKA. Добавив в модель эволюцию двойных систем, мы можем рассчитать, сколько пульсаров в паре с черными дырами будет обнаружено. С другой стороны, можно использовать современные данные о пульсарах (с учетом чувствительности разных обзоров), чтобы попробовать выяснить, уменьшается ли магнитное поле этих нейтронных звезд в процессе их эволюции. Для этого можно провести расчеты с помощью популяционного синтеза, изменяя параметры эволюции магнитного поля и добиваясь наилучшего согласия с наблюдениями.