Обычно на нашей конференции PiterPy доклады посвящены Python-разработке. Но закрывающий доклад — отдельная история: тут впору оторваться от конкретных строчек кода и расширить кругозор, не привязываясь к определённому языку.
Осенью на конференции так выступил российский астроном и популяризатор науки Дмитрий Вибе. А теперь мы решили, что накануне Дня космонавтики его доклад может быть интересен и читателям Хабра, даже никак не связанным с Python. Поэтому подготовили текстовую версию.
Если вы именно питонист, обратите внимание: мы уже готовим новую PiterPy, которая пройдёт 16-17 мая в Петербурге и онлайн. А если другой IT-специалист — возможно, вам подойдёт другая из наших конференций.
Далее — повествование от лица спикера.
Сегодня я буду говорить об использовании компьютеров в астрономии, но, конечно, не смогу охватить все аспекты, потому что компьютеры захватили астрономию полностью, как практически любую область нашей деятельности. Расскажу лишь о нескольких примерах, которые особенно зависят от использования больших вычислительных мощностей.
Начать разговор я решил с картинки, потому что на ней тоже изображены компьютеры:
Возможно, вы знаете, что согласно Оксфордскому словарю, слово «компьютеры» впервые появилось в 1613 году. Долго так называли людей, которые были вовлечены в те или иные вычисления. В МГУ до сих пор рассказывают байку об астрономе немецкого происхождения. Я тоже немецкого происхождения, но говорю по-русски несколько лучше, а по-немецки не говорю вообще. А он по-русски говорил очень плохо и оставил в наследство фразу «Вычислитель долшен быт девиц». На этой картинке показан так называемый гарем Пикеринга.
Это коллектив вычислительниц, которых собрал в конце XIX века в Гарвардском университете Эдуард Пикеринг. Они назывались «компьютерами», и в их задачу входило производство различных вычислений. Это было довольно несправедливое предприятие, потому что они сделали несколько очень важных открытий, которые легли в основу астрономии и астрофизики. При этом в то время они практически не получали признания, потому что мы не склонны считать компьютеры частью тех процессов, которые мы совершаем.
Звездочётство
Астрономия и вычисления всегда шли рука об руку. Мы знаем русское слово «звездочёт», которым в какой-то степени можно назвать астронома, и оно несет в себе счет и вычисления. Вычислениями астрономы занимались очень давно, задолго до наступления нашей эры, потому что на небе постоянно происходят какие-то события. Эти события в силу нашего незнания их природы пугают и волнуют нас. Возникает желание предсказывать их. Одно из первых вычислительных достижений астрономии было получено еще шумерами — это умение предсказывать солнечные и лунные затмения.
Координаты на небесной сфере
На звёзды астрономы обратили научное внимание несколько позже. Один из первых каталогов звезд был составлен во II веке до н. э. астрономом Гиппархом, который составил список из тысячи звезд и сопоставил с ними числовые характеристики и координаты.
Мы имеем дело с небесной сферой, поэтому координаты на небесной сфере — это всегда некая аналогия широты и долготы. Выбираем плоскость — это может быть плоскость эклиптики, плоскость небесного экватора. Выбираем координату, аналогичную долготе, и координату, аналогичную широте. В современной астрономии аналогом долготы является прямое восхождение, которое отсчитывается вдоль небесного экватора. Аналогом широты является склонение, которое отсчитывается от плоскости экватора к полюсу.
Каталог Гиппарха (135 г. до н. э.)
Гиппарх составил список звезд и записал туда их координаты. А ещё ввёл одну характеристику, которой мы пользуемся до сих пор.
Это, наверное, самая старая числовая физическая характеристика, которая используется в современной науке. Со II века до н. э. мы используем так называемые звёздные величины.
Гиппарх приписал каждой звезде звездную величину: самым ярким — первую, самым тусклым из видимых невооруженным глазом — шестую. С учетом усовершенствований мы пользуемся этой шкалой до сих пор. Но звёзды не очень интересовали Гиппарха. Не особенно интересовали они и последующие поколения астрономов.
Есть легенда, что Гиппарха сподвигло на это начинание появление на небе звезды, которой раньше там не было. Он просто задумался о том, что на небе тоже что-то происходит среди звёзд, поэтому надо на всякий случай переписать их, чтобы потом изменения были заметны благодаря этому каталогу.
Звёзды подвижные и неподвижные
Очень долго звёзды оставались просто фоном, на котором решалась первая серьёзная вычислительная задача в астрономии — прогнозирование движения планет. Наиболее известны модели, которые были созданы астрономом Птолемеем уже во II веке н. э., хотя таких моделей было много.
Люди заметили, что планеты достаточно сложно движутся по небу, и это движение не вполне укладывается в простую модель, в рамках которой планеты вращаются вокруг Земли. Например, известное нам и сейчас явление ретроградного Меркурия, которое очень любит наша пресса.
Планеты движутся то в одну, то в другую сторону. Птолемей пытался решить эту задачу, несколько усложняя движения и предполагая, что планета вращается по небольшой окружности, которая называется эпициклом.
Центр этой окружности вращается уже вокруг Земли по орбите, которая называется деферентом.
И всё равно ничего не получалось.
Он вводил дополнительные эпициклы; вообще говоря, делал математическую задачу разложения в ряд. Это вполне легитимная математическая процедура, но есть проблема: она не очень-то обладает предсказательной силой.
Эксцентричность
Николай Коперник, который передвинул Землю на обычную орбиту, а в центр Солнечной системы поставил Солнце, проблему не решил.
Система стала более логичной, но точности в предсказаниях больше от этого не стало. Более корректную математическую модель в начале XVII века ввел Иоганн Кеплер. Он перепробовал множество разных вариантов. В конце концов, производя сложные вычисления, сумел показать, что наблюдение планет Солнечной системы гораздо лучше и точнее описывается, если мы уходим от предположения об окружности и предполагаем, что планеты движутся вокруг Солнца по эллипсам. Причём Солнце находится не в центре эллипса, а в одном из его фокусов.
Всё стало гораздо точнее. Что особенно приятно: прошло несколько десятилетий, и у эмпирических законов, выведенных из наблюдений за движением планет по небу, появилось теоретическое обоснование.
Исаак Ньютон — закон всемирного тяготения (1687)
В рамках закона оказалось, что если есть два тела — Солнце и планета — и они движутся, подчиняясь закону всемирного тяготения, то можно математически показать, что планета будет двигаться по эллипсу и именно с теми числовыми закономерностями, о которых писал Кеплер. Нужно понимать, что не только математическое продвижение развивало астрономию. Астрономические потребности, желание объяснить движение планет и Луны, подтягивали математику.
Всё стало ясно. Эпоха простой математики в астрономии закончилась практически сразу после её начала. Как только мы добавляем к двум телам третье, всё становится гораздо хуже.
Комета Галлея
Один из ближайших сподвижников Ньютона Эдмунд Галлей, исследуя появление кометы в 1682 году, обратил внимание на то, что параметры её движения очень похожи на параметры движения некоторых других комет, наблюдавшихся в прошлом. Он предположил, что это одна и та же комета, которая периодически возвращается к Солнцу, и предсказал, что она в следующий раз появится у Солнца в 1758 году.
Но потом он начал немного отыгрывать назад, потому что понял, что ситуация гораздо сложнее. Да, комета вращается по примерно эллиптической орбите вокруг Солнца, но это не задача двух тел. Здесь работают как минимум ещё два тела — Юпитер и Сатурн, массивные тела. Комета на своем пути может оказываться в их окрестности, и они своим тяготением изменят её орбиту. Чтобы предсказать её возвращение, нужно предсказать эти возмущения со стороны Юпитера и Сатурна.
Сам Галлей за эту задачу не взялся, ей занялись существенно позже французы Алекси Клеро, Жозеф де Лаланд и Николь-Рейн Лепот в 1757 году. Это первый пример распределенных вычислений, потому что учёные решали задачу втроем, разделив обязанности. Лепот и де Лаланд рассматривали движения Юпитера и Сатурна на маленькие промежутки времени, следили, как будут двигаться Юпитер и Сатурн и как будут своим тяготением возмущать взаимное движение. Получив от них результаты, Клеро смотрел, как в этом коллективе тел будет двигаться комета.
Они предсказали, что комета пройдет через перигелий, то есть через точку ближайшего прохождения рядом с Солнцем, в середине апреля 1759 года. В реальности комета прошла на месяц раньше. Это связано с тем, что они не учитывали влияние Урана и Нептуна, о которых в то время ещё не было известно. Так или иначе, эта история вошла в анналы как триумф теории тяготения, когда оказалось, что мы действительно можем математически предсказывать появление на небе различных небесных тел.
Поверить алгеброй гармонию
Надо сказать, что не все радостно восприняли вторжение математики в астрономию. Те, кто читал «Приключения Гулливера», может быть, помнят, с каким уничижением Джонатан Свифт пишет об ученых острова Лапута, об их чрезмерном увлечении математикой.
Но шагнуть обратно было уже нельзя. Есть известные высказывания Галилео Галилея относительно того, что Книга Вселенной написана на языке математики. Есть высказывание Иммануила Канта, что в любой естественной науке столько истины, сколько в ней математики.
Вычисления в астрономии
Конечно, уже сейчас мы не мыслим астрономии без математики и вычислений. Рассказать обо всём невозможно, поэтому постараюсь поговорить о трёх различных применениях:
определение расстояний;
техника наблюдений;
численное моделирование.
Конечно, компьютеры используются гораздо шире. Тут я в какой-то степени был функционером. На протяжении шести лет принимал участие в работе комиссии при Вычислительном союзе астрофизиков. Мы постоянно сталкивались с этой проблемой, когда отбирали доклады на наши конференции, посвящённые вычислительной астрофизике. У нас всегда был вопрос: почему мы не включаем вообще все тематики в программу конференций? Сделать сейчас что-то без компьютеров в науке, в физике практически невозможно.
Правда, тут тоже есть одна ехидная цитата, которая будто бы принадлежит Я. Б. Зельдовичу о том, что в физике есть несколько человек, которые пишут уравнения, примерно сотня человек эти уравнения решает, а остальные считают на компьютерах.
Расстояния
Все тот же Эдмунд Галлей в начале XVIII века, сравнив современные ему положения звезд с положениями звезд из каталога Гиппарха, где ценность работы Гиппарха появилась через две тысячи лет, обнаружил, что положение Сириуса, Альдебарана и Арктура довольно сильно отличается от положений, записанных в каталоге Гиппарха.
Он пришел к выводу, что неподвижные звезды, по крайней мере некоторые, подвижны и перемещаются по небу. Существует такое понятие, как собственное движение звезды. Движение звезды трёхмерно, но движение по лучу зрения, которое называется лучевой скоростью, научились измерять уже гораздо позже.
Галлей обратил внимание на перпендикулярный компонент — собственное движение. Ближе к концу XVIII века проблемой заинтересовался ещё один (возможно, самый) великий астроном — Уильям Гершель. Он уже имел данные о собственных движениях более десяти звёзд и задумался о том, почему собственные движения у звёзд такие разные: какие-то быстро летят по небу, какие-то медленно.
Он предположил, что подвижны все звёзды. Солнце тоже движется. Мы видим на небе сочетание движения звёзд и движения Солнца, а разные значения у собственных движений, потому что звёзды находятся на разных расстояниях от нас. Вселенная трёхмерна, это не «небесная сфера».
Как измерить расстояния? Это очень важный параметр, потому что без расстояния мы не можем исследовать трёхмерное распределение звёзд по небу, корректно оценивать скорость их движения. И самое главное, у нас нет информации о реальной яркости объектов. Мы видим звезду и не знаем, близкая, яркая ли она, насколько далека. Расстояние — ключ к физике.
Довольно долго люди до XVIII века пытались определить это расстояние исходя из очень простого предположения. Земля вращается вокруг Солнца. В результате этого вращения мы в разных положениях земной орбиты смотрим на звёзды под разными углами. Если мы сможем измерить этот угол, то дальше в дело вступает простая тригонометрия, и мы определяем расстояние до звезды.
Изначально эту задачу решали даже не для того, чтобы измерить расстояние до звёзд, а чтобы доказать, что Земля вращается вокруг Солнца. Потому что это ещё и доказательство того, что «И всё-таки она вертится».
Долго сделать это не удавалось, и великий астроном Тихо Браге считал это явным доказательством того, что Земля находится в центре Вселенной, потому что он делает точнейшие измерения, движения Земли не видит. Значит, по его мнению, Земля неподвижна.
Стена пробита
Задачу удалось решить только в 1830-е годы, когда три человека — В. Я. Струве, Фридрих Бессель и Томас Хендерсон — определили параллактический угол для трёх звёзд. Джон Гершель, сын Уильяма Гершеля, писал об этом так: «Стена, отделяющая нас от Вселенной, была пробита сразу в трёх местах».
Почему люди так долго шли к этому? Углы оказались очень маленькими. Даже у ближайшей к нам яркой звезды (Проксима и Альфа Центавра) это параллактическое смещение составляет всего три четверти угловой секунды. Это угол, который никак нельзя измерить без использования оптических приборов, которых, например, не было у Тихо Браге. Появился вот такой метод определения параллакса, расстояния до звезд. Постепенно контуры Вселенной вокруг нас начали вырисовываться.
С поверхности Земли далеко не заглянешь
Среди причин этого:
атмосферные эффекты;
искажения в инструментах;
ограниченные условия видимости звёзд.
В каталоге наземных определений параллаксов, последнее издание которого было опубликовано в 1995 году, насчитывается всего чуть более восьми тысяч звёзд. Довольно давно начали высказывать мысли, что мы эти измерения должны проводить из космоса: там нам уже не будет мешать атмосфера и Земля своим телом, закрывая большую часть небосвода. Нужно определить пять параметров:
прямое восхождение α (на определённую эпоху);
склонение δ (на определённую эпоху);
собственное движение по прямому восхождению;
μα – собственное движение по склонению;
μδ – параллакс ϖ.
Математически всё достаточно просто:
𝛼 = 𝛼0 + 𝜇𝛼 (𝑡 − 𝑡0) + 𝑃𝛼 (𝜛, 𝛼, 𝛿, 𝑡)
𝛿 = 𝛿0 + 𝜇𝛿 (𝑡 − 𝑡0) + 𝑃𝛿 (𝜛, 𝛼, 𝛿, 𝑡)
Координата звезды, например прямое восхождение, в любой момент времени равна координате в нулевой момент времени плюс скорость умножить на прошедший интервал, а также добавочка, которую я символически тут записал, — параллактический эллипс, который звезда описывает в течение года. Провели много измерений, написали для каждой звезды много таких уравнений. Потом решили их и получили всё, что нам было нужно.
На самом деле ситуация несколько более сложная. Напрямую определять координаты очень сложно. Гораздо проще измерять разницы координат пары звёзд. Разность углов мы измеряем гораздо лучше, чем сами углы. Поэтому задача в более общем виде формулируется следующим образом:
Компоненты решения
Глобальные параметры (например, конструкция инструмента).
Локальные параметры (ориентация инструмента и другие переменные параметры).
Результаты наблюдений.
Астрометрические данные.
Hipparcos
Первый космический эксперимент. Аббревиатура намеренно напоминает имя Гиппарха и расшифровывается как High Precision Parallax Collecting Satellite. Работал он на протяжении нескольких лет, результаты были опубликованы в 1997 году. При помощи Hipparcos были определены астрометрические параметры примерно 118 тысяч звёзд. Это очень мало: небо большое, и даже 118 тысяч звёзд означают, что на квадратный градус это три звезды с хорошо измеренными координатами. Почему это важно?
Gaia
Координаты других звёзд определяются относительно этих опорных звезд. Hipparcos фактически раззадорил аппетиты, а подлинная работа выполняется сейчас космическим телескопом Gaia, который работает уже с 2013 года и проводит очень большую работу по определению координат собственных движений, параллаксов и некоторых физических параметров многих звезд.
Для определения координат выбрано 100 миллионов опорных источников. Это 100 миллионов звёзд, для которых нужно определить 500 миллионов параметров. Количество уравнений в системе, которые приходится решать, — сотни миллиардов. Решить их современными вычислительными мощностями невозможно, поэтому решается она методом итераций, в ходе которых подбирается решение, где глобальные и локальные параметры, результаты наблюдений и астрометрические величины обеспечивают минимальную невязку.
Процесс небыстрый, поэтому результаты работы Gaia выдает порциями. На 2024 год вышел DR3 (data release 3). Здесь используются данные за 34 месяца наблюдений. Gaia проработает до 2025 года. В 2025 году или чуть позже ожидается DR4. Финальный релиз будет выпущен не ранее конца 2030 года, то есть после конца миссии Gaia расчёты будут продолжаться ещё пять лет, и только после этого будут обнародованы окончательные результаты.
Уже сейчас есть на что посмотреть:
Помните, что у Hipparcos 118 тысяч объектов? Gaia дает астрометрические параметры примерно для 1,5 миллиарда звёзд. Особенно ценно, что помимо чисто координатных параметров Gaia дает и астрофизические параметры. В частности, инструменты Gaia позволяют определять температуру звёзд по их цвету.
Цвет и температура
Посмотрим на простенькую фотографию звёздного неба:
Видно, что звёзды разноцветные. Цвет определяет температуру звезды.
По температуре звёзды делятся на несколько классов. Самые яркие и горячие звёзды — это спектральные классы О и В. «Один бритый англичанин финики жевал как морковь» — это фраза для запоминания перехода от горячих звёзд к холодным. Солнце — звезда спектрального класса G.
Перепись звёздного населения в 10 пк от Солнца
Gaia говорит нам, что в пределах 10 пк (один парсек равен примерно трем световым годам) у нас есть больше 300 звёзд. Из них 249 — холодные тусклые красные карлики. Звёзд вроде Солнца всего 18, более горячих звёзд спектральных классов F и A — 12, спектральных классов О и В в 10 пк от нас нет. Это хорошо, потому что горячие звёзды — это сначала жёсткий ультрафиолет, потом вспышки сверхновых.
Ближайшие звёзды
Вот изображение звёзд в нашем ближайшем окружении:
Мы видим в основном маленькие красные точки. Нам исключительно повезло. В скобках замечу, что у Проксимы, то есть ближайшей к нам звезды, есть планетная система, где есть планеты земного типа.
Если мы когда-то решимся полететь, у ближайшей звезды нам будет где отдохнуть.
На изображении ниже показано, насколько Gaia изменила наше представление о близких к нам звёздах.
Верхняя шкала — то, что было измерено на Земле. Оранжевая — то, что добавлено Hipparcos. Жёлтое — то, что добавила Gaia. В пределах 10 пк мы, скорее всего, знаем всё. Gaia ничего особенно не поменяла. В радиусе 25 пк количество известных звезд удвоилось благодаря Gaia. В пределах 100 пк Gaia очень сильно изменила наше представление. И это не конец, потому что Gaia тоже неидеальный инструмент.
Ниже показана точность определения координат для разных звёздных величин.
Лучшие звёздные координаты примерно с шестой по двенадцатую звёздную величину — это чуть меньше 10 микросекунд дуги. А вот для слабых звёзд всё становится гораздо хуже, и новые релизы там ничего кардинально не изменят. По собственным движениям ситуация такая же: сейчас мы их измеряем с точностью для ярких звёзд примерно несколько микросекунд дуги в год. До запуска Gaia астрометристы даже беспокоились. Был такой риторический вопрос: «Есть ли жизнь после Gaia?». Есть, и астрометристам всегда останется работа. Полтора миллиарда звёзд — это очень много, но в Галактике звёзд несколько сотен миллиардов, и мы по-прежнему знаем только очень маленький кусочек.
Угловое разрешение
Расскажу, как компьютеры помогают нам решать проблемы наблюдений — не любые, конечно. Существует некое предельное угловое разрешение, которое мы можем достичь при помощи любого телескопа. Оно связано с тем, что, даже когда вы смотрите на точечный источник, у которого нет размера, его изображение из-за дифракции размазывается в пятно:
Оно называется пятном Эйри. Это предел, который невозможно превзойти. Если у вас есть две звезды, то существует некое предельное угловое расстояние, на котором вы ещё будете их различать как две звезды. Эмпирически этот предел называется пределом Рэлея. Считается, что вы перестаёте различать звёзды, когда максимум излучения одной звезды приходится на первый минимум в картинке у второй звезды. Формула примерно такая:
D здесь — диаметр объектива телескопа. В видимом диапазоне это не проблема, потому что длина волны небольшая, и вы можете достичь вот такого формального разрешения на довольно небольших телескопах:
В реальности всё портит земная атмосфера. Из-за атмосферных искажений в поле зрения телескопа изображение звезды «пляшет», и, конечно, если вы делаете большую экспозицию, то вместо звезды будет пятно больших размеров, которое никак не соотносится с диаметром объектива телескопа, оно относится только к состоянию атмосферы.
Но вот когда мы переходим в радиодиапазон, всё становится гораздо хуже: длина волны большая, и для достижения приемлемого углового разрешения вам нужно делать всё большие и большие телескопы. Например, у телескопа имени Спитцера было зеркало 85 сантиметров. У телескопа Джеймса Уэбба зеркало было 6,5 метра.
Когда Уэбб только начал наблюдать, люди ехидно показывали вот такие две фотографии. Снимок слева получен на телескопе Хаббла, а снимок справа — на телескопе Уэбба.
Вроде бы разница не очень большая. Задавались вопросом: а за что заплачено столько миллиардов? На самом деле, сравнивать Уэбб с Хабблом некорректно. Нужно сравнивать со Спитцером:
Показаны изображения одного и того же участка неба, полученные на Спитцере и на Уэббе. Разница очевидна: всё равно что снять очки и вернуть на место. Это ещё более важно в радиодиапазоне.
Радиоастрономия
Первые радионаблюдения были проведены Карлом Янским в 1932 году, причём случайно: он искал источник помех для трансатлантической связи и обнаружил, что среди разнообразных источников помех есть некое излучение на длине волны 14 метров, которое приходит из-за пределов Солнечной системы. Это было начало радиоастрономии, правда, поначалу открытие Янского никто не оценил. Для астрономов это было неожиданно, никто не знал, что с этим делать.
До окончания Второй мировой войны практически единственным радиоастрономом был Гроут Рёбер из Иллинойса, который построил специализированный радиотелескоп.
По окончании войны появилась возможность уделить большое внимание радионаблюдениям. Оказалось, что проблема углового разрешения стоит очень остро. Казалось бы, её можно решить, делая все большие и большие телескопы. Вот крупнейший полноповоротный инструмент:
Это стометровая тарелка в Эйфельсберге неподалеку от Бонна. Полноповоротный телескоп — это тот, который можно навести. Самый большой цельный телескоп — 500-метровый телескоп FAST в Китае:
Вряд ли когда-то удастся создать более крупные инструменты, а разрешение у них весьма скромное. Например, у телескопа в Эйфельсберге на длине волны 1 см разрешение составляет 25 секунд дуги. Это очень плохо, потому что источниками радиоизлучения являются объекты межзвёздного вещества, молекулярные облака, какие-то оболочки. Они имеют структуру, которую с таким угловым разрешением не разглядеть.
Радиоинтерферометрия
Решение было придумано еще в 1940-е годы. Оказывается, можно немного обмануть природу. Нельзя сделать большую тарелку, но можно сделать две тарелки, расположенные на некотором расстоянии друг от друга, которое называется базой.
Потом сложить излучение, которое пришло на две эти тарелки, и как бы получить измерение на антенне, размер которой равен расстоянию между двумя телескопами в этой системе. Эта технология называется радиоинтерферометрией.
Таких телескопов сейчас довольно много. На изображении выше показана система VLA (very large array), европейский интерферометр NOEMA во Французских Альпах.
И, наверное, самый крутой наземный телескоп, уж точно самый дорогостоящий, — интерферометр ALMA.
Он установлен в Чили на плато Атакама и состоит из 66 антенн, объединённых в общую систему. Но на самом деле природу обмануть нельзя.
Заполнение uv-плоскости
У интерферометров есть одна очень важная особенность: если вы берете две тарелки, это называется незаполненной апертурой. Апертура — входное отверстие телескопа, которое не просто так созвучно слову увертюра. Две тарелки не построят изображение, они построят интерференционную картину, из которой вы можете математически вытащить некоторые параметры источника. Например, если это звезда, вы можете измерить ее диаметр. Это тоже очень хорошо и важно, но если вы работаете с протяженными объектами типа туманностей, это вам не особо интересно.
Поэтому нужно пытаться заполнить апертуру. Отчасти здесь работает вращение Земли, то есть вы проводите наблюдение на протяжении какого-то времени, и вращение Земли меняет вам расположение антенн относительно источника. Вы наблюдаете его уже не с двух точек, а с нескольких.
Дальше вы можете усовершенствовать эту систему, если есть возможность переставлять эти антенны с места на место и проводить наблюдение одного и того же источника из разных конфигураций. Например, у интерферометра ALMA есть отдельные станции, на которые можно переставлять тарелки. Вот так их перевозят с места на место:
Так вы заполняете апертуру и получаете более чёткое изображение. Но формально самая большая база у интерферометра ALMA — это 16 километров. Вы можете раздвинуть антенну на 16 километров, но в реальности это достаточно сложная задача. В такую конфигурацию их располагают достаточно редко:
При чём тут компьютеры?
Коррелятор ALMA
Компьютеры нужны, чтобы с этого большого количества (а на самом деле — с различных пар) антенн принять всю информацию, сложить, обработать и вытащить нужное для получения изображения. Это требует очень серьёзных вычислительных мощностей, но другого способа достичь высокого углового разрешения у нас нет. Даже при таких базах в 16 километров угловое разрешение, которое можно получить на ALMA, в лучшем случае составляет несколько миллисекунд:
От микросекунд дуги в оптическом диапазоне это достаточно далеко.
Радиоинтерферометрия со сверхдлинными базами (РСДБ)
В 1960-е годы советские ученые Л. И. Матвеенко, Н. С Кардашёв и Г. Б. Шоломицкий придумали еще одну хитрость, которая позволяет раздвигать антенны на очень большие расстояния. Это называется радиоинтерферометрией со сверхдлинными базами.
Идея в том, что вы можете разнести телескопы очень далеко друг от друга, а сигналы с них не сводить по каким-то линиям связи, а записывать на магнитофон. Потом эти записи сводить в единый центр, где стоит суперкомпьютер, и там дальше обрабатывать их. В этом случае вы уже не ограничиваетесь длиной линии связи, а можете поставить телескопы на Земле так, чтобы они могли в один момент смотреть в одну и ту же точку неба. Система называется VLBA — Very Long Baseline Array. Работает в США. Ее база составляет до восьми тысяч километров — это Гавайские острова, Виргинские острова. Они могут связываться с телескопом в Эйфельсберге в Европе.
EVN — европейская РСДБ-сеть. Охватывает не только европейские телескопы. Она может связываться и с Южной Африкой, и с Китаем.
До недавнего времени в неё включались три российских телескопа, но теперь они работают сами по себе. Это РСДБ-система «Квазар», которой занимается Санкт-Петербургский институт прикладной астрономии, и одна из антенн находится в обсерватории «Светлое» примерно в районе Приозерска. Еще одна антенна находится в станице Зеленчукской неподалеку от специальной астрофизической обсерватории. Обсерватория «Бадары» находится неподалеку от Байкала.
Как видите, базы вполне приличные, до более чем четырёх тысяч километров.
РСДБ: «Радиоастрон» (Спектр-Р)
В России же был осуществлен самый успешный проект наземно-космического интерферометра, в котором одна из антенн была расположена на космическом аппарате «Радиоастрон». Здесь уже размер базы был сопоставим с расстоянием до Луны. Правда, с заполнением апертуры тут было хуже. Всё, что можно было сделать, — это использовать орбитальное движение телескопа. Поэтому заполнение апертуры было не очень хорошим. Наблюдать можно было только довольно яркие источники. Что нам это даёт?
Протопланетные диски
Вот картинка, которая изменила наше представление об образовании планет:
Мы хорошо знали, что Солнечная система, а значит, наверное, и другие планетные системы, изначально представляет собой газопылевой диск. Но структуру этого диска мы представляли очень слабо и поэтому считали, что он гладкий и равномерный. Это изображение протопланетного диска у HL Тельца, полученное при помощи ALMA:
Некоторое время назад была конференция на эту тему. Людей спрашивали, что они подумали, увидев это изображение. Большинство не поверило в то, что это изображение получено на телескопе и это не компьютерная модель. ALMA позволяет нам получать изображения многих протопланетных дисков, и мы понимаем, что ни о какой гладкости речи нет. Есть и кольца, и большие промежутки, и диски с подобием спиральной структуры. Как обычно, всё оказалось сложнее, чем предполагалось.
Активные ядра галактик
Еще одна очень важная область интерферометрических исследований, особенно РСДБ, — исследования активных ядер галактик. Мы знаем сейчас, что в центрах практически всех галактик сидят чёрные дыры. В нашей Галактике она довольно смирная. А есть галактики, в которых по каким-то причинам на чёрную дыру валится газ, образуется аккреционный диск, который является источником очень яркого излучения во всех диапазонах. Это очень маленькая область, процессы там происходят сложные. Поэтому хорошие изображения, особенно в радиодиапазоне, можно получать только методами радиоинтерферометрии.
Хочется показать еще один результат:
Это тоже активная галактика, NGC 4258. У неё внутри чёрная дыра, вокруг неё крутится аккреционный диск, и в этом диске рождаются мазеры. Мазеры — это как лазеры, только в длинноволновом диапазоне. Рабочее тело у них — вода, длина волны — 1,35 сантиметра. Мазеры очень маленькие, а радиоинтерферометр позволяет определять их координаты с очень высокой точностью.
В этой системе оказалось, что возможно измерить кеплеровское вращение мазеров вокруг чёрной дыры. Их движение очень хорошо описывается законами Кеплера, которые сразу сообщают вам массу центрального тела и расстояние до него. Именно до этой галактики именно в радиодиапазоне измерен самый маленький параллакс, или самое большое расстояние, равное 7,2 Мпк.
КВНО (координатно-временное и навигационное обеспечение)
Нет ничего практичнее хорошей теории. Радиоинтерферометрия используется очень активно и для прикладных наземных целей. Недаром институт в Санкт-Петербурге, который этим занимается, — Институт прикладной астрономии.
Радиоинтерферометрические измерения помогают нам уточнять наземную и небесную системы координат, синхронизировать часы, поддерживать работу ГЛОНАСС. Вот, например, современное изображение движения материков:
Отчасти мы получили его с помощью средств РСДБ. Показано, что в каком направлении летит.
Также благодаря методам интерферометрии построена новая небесная система координат:
Раньше система координат строилась по звёздам. Но звёзды — не очень хорошие реперы, потому что движутся по небу. Систему координат приходилось переделывать раз в пятьдесят лет. Сейчас в качестве опорных объектов используются квазары — самые активные ядра галактик, которые очень далеко от нас. У них тоже есть собственные движения, но очень маленькие. Поэтому на квазарах систему координат можно построить гораздо точнее и не менять её в дальнейшем из-за смещения квазаров по небу.
Но вот что интересно: на изображении выше цветом показано определение координат. Теплые цвета — это квазары с хуже определёнными координатами. Их всего несколько штук. Все они в Южном полушарии. До сих пор мы Южное небо знаем хуже, чем Северное. В Северном полушарии больше обсерваторий и дольше ведутся наблюдения.
Время
Это ещё одна переменная, которая вошла в наблюдательный арсенал. На небе иногда происходят быстрые события. Чтобы их увидеть, нужно постоянно следить за небом. Могут быть явления, связанные со звёздной переменностью, в том числе со вспышками на звёздах, похожих на Солнце.
Астероиды, сближающиеся с Землёй
Ещё один движущийся элемент неба, в чём-то даже нам интересный. Это тела, которые движутся в окрестностях Земли и могут быть в какой-то степени опасными. Сейчас существует много патрульных телескопов, то есть тех, которые не наблюдают конкретный объект, а просто следят за небом и смотрят, что меняется.
В 2025 году ожидается начало работы мегаинструмента — обсерватории Веры Рубин. Сам телескоп называется телескопом Симони в честь сподвижника Билла Гейтса, который его профинансировал.
Это колоссальный инструмент с камерой 3,2 гигапикселя. Его задача — постоянно сканировать небо раз за разом и фиксировать изменения и события. Предполагается, что за ночь он будет фиксировать около десяти миллионов различных событий, таких как вспышки, появление новых звёзд и астероидов в окрестностях Земли. Это ставит совершенно новые вычислительные задачи, поскольку требуется быстрая обработка больших объёмов данных. Нужно будет передать их с телескопа на обрабатывающий компьютер. Здесь эту задачу невозможно решить без применения компьютеров.
Природа коварна, но не злонамеренна
А что дальше? Мы измерили кучу звёзд, квазаров, получили данные в оптическом и радиодиапазоне, в рентгеновском, гамма-диапазоне. Выводы такие:
По сути, единственный источник информации о Космосе — электромагнитное излучение (и нейтрино, космические лучи, гравитационные волны), но оно буквально переполнено информацией!
Нам необходимо понимать, как рождается и распространяется электромагнитное излучение различных энергий.
Ключевое предположение — единство физических законов во всей Вселенной.
Законы выражаются математическими уравнениями, которые можно решить.
Моделирование
Реальная жизнь
Существует физический объект, в котором происходят какие-то процессы, генерирующие излучение.
Излучение распространяется от объекта к наблюдателю.
Излучение попадает на детектор телескопа и порождает в нём какой-то отклик.
Отклик преобразуется в спектр.
Модельная жизнь
Строится модель объекта, в которую среди прочего включается модель процессов, генерирующих излучение.
Строится модель распространения излучения.
Рассчитывается синтетический спектр, попадающий на детектор телескопа.
Уравнения газодинамики
Есть некие математические уравнения, описывающие процессы, о которых мы размышляем:
В самом простом случае это уравнения газодинамики, которые выражают три великих закона сохранения:
закон сохранения массы;
закон сохранения импульса;
закон сохранения энергии.
Мы берём распределение вещества, задаём координаты скорости, температуры и т. п., а потом с помощью компьютера смотрим, как это всё будет двигаться, если выполняются законы сохранения.
Модель звёздообразования
Изначально молекулярное облако было почти сферически симметричным, но гравитация начала разбивать его на фрагменты. Начали появляться уже отдельные звёздочки, протозвёздные объекты. Вокруг них начинают образовываться аккреционные диски. Появляются струйные течения. Каким-то образом при вращении аккреционного диска преобразуются в энергию струи. Можно получить очень красивую картину. Опять же, возникает вопрос: что дальше с ней делать?
Модель = физика + математика
Мы не можем ограничиться газодинамикой. Нужно добавлять туда магнитное поле, химическую кинетику. Как только в облаке появились звёзды, мы уже не можем применять к ним уравнения газодинамики. Следует использовать законы механики. Конечно, всё это должно сопровождаться расчётами переноса излучения, потому что мы не видим никаких плотностей и струй как физических объектов, а видим только свет. То есть мы должны воспроизвести свет.
И тут эти задачи тоже не решаются на простых компьютерах. Они требуют применения очень больших вычислительных мощностей. Приведу пару примеров ниже.
Задача N тел
Когда в задаче есть два тела, то всё хорошо. Добавили третье — караул!
Что будет, если мы попытаемся посмотреть на Солнечную систему, хотя бы рассматривая основные планеты? Формально всё очень просто. Выше показана система уравнений. Ускорение равно сумме сил тяготения, которые действуют между парами точек.
Решить эту задачу очень сложно. Она тоже требует больших вычислительных мощностей: в такой системе, как Солнечная, постоянное вращение по одним и тем же траекториям приводит к тому, что очень быстро накапливаются ошибки. Поэтому приходится использовать специфические вычислительные методы, чтобы всё-таки решить эту проблему.
Здесь я показываю результаты расчётов Жака Ласкара и Микаэля Гастино, опубликованные в 2009 году. Это эксцентриситет орбиты Меркурия. Они просто взяли сегодняшнюю Солнечную систему и запустили на пять миллиардов лет. Точно мы эти уравнения решить не можем, поэтому они рассмотрели несколько тысяч реализаций, пошагово меняя начальное положение Меркурия на 0,38 миллиметра.
Получили картинку, как за пять миллиардов лет меняется эксцентриситет Меркурия.
У него сейчас 0,2. Есть определённое количество решений, в которых эксцентриситет Меркурия достигает единицы. Он переходит на очень вытянутую орбиту, начинает летать среди Марса, Венеры и Земли, возмущать их движения, и в некоторых из этих моделей Земля сталкивалась с Марсом или Венерой. Вот наше возможное будущее.
Крупномасштабная структура Вселенной
Ещё один вариант расчётов (наверное, один из самых сложных сейчас) — расчёты крупномасштабной структуры Вселенной. Вот что мы видим:
Вселенная имеет ячеистую структуру, в которой есть и волокна, и сгустки, и большие пустоты. Мы знаем, что реликтовое излучение, которое осталось нам от Большого взрыва, тоже имеет достаточно сложную структуру:
Сейчас предполагается, что эта первичная структура была задана тёмным веществом. Потом на эту структуру натекало обычное барионное вещество. Там, где возникали сгустки, появлялись галактики, звёзды и мы с вами. Как говорит мой коллега, «Хорошая модель Вселенной должна предсказывать количество черепах на Галапагосских островах».
Это быстроразвивающаяся модель астрофизики. Тут уже захватывается огромное пространство, которое охватывает очень много галактик. Туда закладывается и решение задачи N тел для многих сотен миллионов точек. Приходится добавлять ещё и газодинамику, чтобы рассматривать движение барионного вещества. Вот результаты некоторых таких расчётов:
Удаётся воспроизвести и структуру, и появление различных галактик. Результаты этих расчётов, как правило, выкладываются в общий доступ. В них можно проводить синтетические наблюдения. Вы получаете выдуманную вселенную, в ней много всего. Выбираете что-то одно и сравниваете это с наблюдениями.
Можно ли верить астрономам? Да!
И вот почему.
Астрономия опирается на колоссальный объём фактической информации, который удаётся свести в единую картину.
Астрофизика не только объясняет существующие наблюдения, но и успешно предсказывает результаты будущих наблюдений.
Все выводы проходят многократную жёсткую проверку.
При этом нужно помнить, что:
Под знанием понимается наличие хорошей модели.
В прошлом хорошие модели неоднократно уточнялись и даже заменялись.
Нельзя изучать астрономию по газетам, телепередачам, даже по научно-популярным книгам и научно-популярным лекциям!
И напоследок. Какой мою работу видела мама:
Так мою работу видят соседи:
Как мою работу видит правительство:
А вот чем я занимаюсь на самом деле:
Когда студенты спрашивают меня, что надо уметь делать, чтобы заниматься астрономией, я в духе Вуди Аллена отвечаю, что нужно уметь делать три вещи:
программировать;
программировать;
программировать.
Заключение
Напоминаем, что это доклад с осенней конференции PiterPy, а уже скоро пройдёт PiterPy 2025: 16-17 мая, Санкт-Петербург + онлайн.
А если вы не питонист, вам могут быть интересны другие наши конференции, полный список — на сайте.
