Πώς σχηματίζονται οι γαλαξίες;
Προσομοιώσεις υπολογιστών του σχηματισμού γαλαξιών

Άρθρο, από την σελίδα του Physics World

Περιεχόμενα Άρθρου:

1. Εισαγωγή
2. Είσοδος στην εποχή της μεγάλης μετατόπισης προς το ερυθρό
3. Η Φυσική του σχηματισμού των γαλαξιών
4. Το κοσμολογικό στάδιο
5. Προσομοιώσεις υπολογιστών του σχηματισμού γαλαξιών
6. Η κατάσταση του παιχνιδιού
7. Τα επόμενα βήματα

Προσομοιώσεις υπολογιστών του σχηματισμού γαλαξιών

Οι αξιοπρόσεκτες εξελίξεις των προηγούμενων 20 ετών ­ η ιδέα του κοσμικού πληθωρισμού, η ανάπτυξη του μοντέλπυ της ψυχρής σκοτεινής ύλης, η ανακάλυψη των κυματώσεων στο κοσμικό υπόβαθρο των μικροκυμάτων, και οι πρόσφατες παρατηρήσεις των γαλαξιών υψηλού z (ερυθρής μετατόπισης) ­ έχουν καθορίσει πολύ στερεά θεμέλια για μια κατανόηση του σχηματισμού γαλαξιών. Ειδικότερα, οι "αρχικοί όροι", για την εξέλιξη τουλάχιστον του κυρίαρχου στοιχείου της σκοτεινής ύλης, προσδιορίζονται πλήρως.

Αλλά παρόλα αυτά, η διατύπωση μιας, από την αρχή, θεωρίας του σχηματισμού του γαλαξία και η εξέλιξη άνω των 10 έως 15 δισεκατομμυρίων ετών παραμένει ένας υψηλός στόχος. Το βασικό εμπόδιο στο οποίο δυσκολεύεται κάποιος, είναι η φτωχή μας κατανόησή πάνω στη συμπεριφορά του κοσμικού αερίου και της φυσικής του σχηματισμού αστεριών, και της ανατροφοδότησης μεταξύ των δύο, ενδιαμέσως από ανέμους από τα ογκώδη αστέρια και των εκρήξεων των σουπερνοβών. Για να εξετάσουν αυτά τα προβλήματα οι κοσμολόγοι πρέπει να βγούν από τον άνετο, κομψό κόσμο της γραμμικής θεωρίας και την καθαρή βαρύτητα για να εισέλθουν στη σκοτεινή δικτυακή γειτονιά της δυναμικής του αερίου και της ακτινοβολίας της αστροφυσικής. Ο καλύτερος τρόπος γι' αυτό είναι μέσω εκτενών προσομοιώσεων των υπολογιστών και της μοντελοποίησης.

Η βάση για τη σύγχρονη επεξεργασία κοσμολογικής προσομοίωσης είναι η τεχνική των Ν-σωμάτων. Χρησιμοποιώντας διάφορες, υπολογιστικά αποδοτικές, μεθόδους, ο υπολογιστής λύνει τις συνδεμένες εξισώσεις της κίνησης των Ν-σωμάτων στο διαστελλόμενο σύμπαν, που αλληλεπιδρούν μόνο μέσω της βαρύτητας. (Αυτά τα "σώματα" είναι κομμάτια της σκοτεινής ύλης. Ο αριθμός των σωματιδίων της σκοτεινής ύλης, σε κάθε κομμάτι εξαρτάται από τον τύπο της σκοτεινής ύλης που συμπεριλαμβάνεται στην προσομοίωση, τα διαθέσιμα στοιχεία συμπεριφοράς του υπολογισμού και η φύση του προβλήματος που εξετάζεται.) Αυτή είναι η προσέγγιση που χρησιμοποιήθηκε για να υπολογιστούν τα μαζώδη νετρίνα σαν σκοτεινή ύλη και για να αναπτυχθεί η κρύα κοσμογονία σκοτεινής ύλης. Μέχρι σήμερα η μεγαλύτερη προσομοίωση της εξέλιξης της δομής σε ένα σύμπαν ψυχρής σκοτεινής ύλης, πραγματοποιήθηκε από την αγγλο-γερμανική κοινοπραξία Virgo το 1998 (σχήμα 4).

Η εξέλιξη της δομής του σύμπαντος σε μια προσομοίωση, σε έναν υπερ-υπολογιστή, της ψυχρής σκοτεινής ύλης, σε ένα σύμπαν με ερυθρή μετατόπιση z = 4.6 (π.χ. όταν το σύμπαν ήταν μόνο το 8% της παρούσας ηλικίας του), στην κορυφή, έως z = 0 (ο παρών χρόνος) στη βάση Οι φωτεινότερες περιοχές αντιστοιχούν σε μεγαλύτερες πυκνότητες ψυχρής σκοτεινής ύλης. Σε υψηλά z, η δομή είναι λεία και αυξάνεται μέσω βαρυτικής σταθερότητας καθώς ο χρόνος αυξάνεται. Αυτή είναι η μεγαλύτερη προσομοίωση του σχηματισμού της δομής του σύμπαντος, που έχει γίνει ποτέ. Αυτή πραγματοποιήθηκε από το κοντσόρτσιουμ Virgo στο υπολογιστικό κέντρο Max Planck στο Garching και ακολούθησαν  οι βαρυτικές αλληλεπιδράσεις των 10⁹ σωμάτων σε ένα κύβο πλευράς ίσης με το ένα τρίτο της ακτίνας του παρατηρουμένου σύμπαντος.

Η τεχνική των Ν-σωμάτων μπορεί να αυξηθεί με αριθμητικές μεθόδους για να τυποποιήσει την υδροδυναμική εξέλιξη του κοσμικού αερίου. Αυτή τη στιγμή, η περισσότερη πρόοδος έχει επιτευχθεί στη τυποποίηση της φυσικής των πρωταρχικών νεφών αερίου υψηλού z (redshift), που αποκαλούνται νέφη "Lyman-a".

Οι πρώτες προσομοιώσεις που μπορούν να ακολουθήσουν την εξέλιξη του αερίου, από τον καιρό της αποσύζευξης έως την σημερινή εποχή, με αρκετό ανάλυση για να τυποποιήσουν τους φωτεινότερους γαλαξίες, πραγματοποιούνται τώρα από διάφορες ομάδες σε όλο τον κόσμο.

Οι καλύτερες προσομοιώσεις έχουν μια ανάλυση που πλησιάζει περίπου το 1 kiloparsec ή περίπου 3.000 έτη φωτός. Αυτή η ανάλυση είναι αρκετά καλή να επιλύεις γαλαξίες, που είναι τυπικά 10 kiloparsecs σε μάκρος, αλλά είναι πάρα πολύ χονδροειδές για να επιλύεις περιοχές στις οποίες πραγματοποιείται ο σχηματισμός των αστεριών, τα οποία είναι τυπικά ακριβώς 1 parsec σε μάκρος. (Οι περισσότεροι γαλαξίες θεωρούνται να έχουν μαύρες τρύπες στα κέντρα τους, αλλά οι υπάρχουσες προσομοιώσεις δεν έχουν αρκετή ανάλυση για να συνεχίσουν το σχηματισμό τους.)

Μια συμπληρωματική τεχνική για το σχηματισμό των γαλαξιών, γνωστή σαν ημι-αναλυτική διαμόρφωση, και που έχει καινοτομήσει κατά τη διάρκεια των προηγούμενων δέκα ετών από τους συντάκτες του κειμένου, τον Shaun, τον Cedric Lacey και τους συναδέλφους στο Durham, και από μια ομάδα που καθοδηγείται από τον Guinevere Kauffmann του Ινστιτούτου Max Planck για την αστροφυσική στο Garching, κοντά στο Μόναχο. Η πρόσφατη εργασία από την ομάδα μας δείχνει ότι η ανάλυση Ν-σωμάτων και οι ημι-αναλυτικές προσεγγίσεις συμφωνούν εντυπωσιακά καλά.

Στην ημι-αναλυτική προσέγγιση δεν χρησιμοποιείται η ιδέα να λύνεις τις εξισώσεις της υδροδυναμικής άμεσα. Αντ' αυτού, χρησιμοποιείται ένα απλό, σφαιρικό συμμετρικό μοντέλο στο οποίο το αέριο, υποτίθεται, πως έχει πλήρως θερμανθεί με κλονισμό,  στη θερμοκρασία ισορροπίας του κάθε, από σκοτεινή ύλη, φωτοστεφάνου. Η ψύξη του αερίου, και η προσαύξησή του επάνω στο φωτοστέφανο, μπορούν εκ των υστέρων να υπολογιστούν με ακρίβεια. Αυτή η απλοποίηση επιταχύνει  πάρα πολύ τους υπολογισμούς και έχει το πρόσθετο πλεονέκτημα να παρακάμπτει τις εκτιμήσεις ανάλυσης, οι οποίες είναι ένας από τους βασικούς περιοριστικούς παράγοντες στις πλήρεις υδροδυναμικές προσομοιώσεις.

Τα φαινομενολογικά μοντέλα του σχηματισμού αστεριών, της ανατροφοδότησης και του εμπλουτισμού μετάλλων από τα σούπερνόβα μπορούν να περιληφθούν στο ημι-αναλυτικό πρόγραμμα. Παραδείγματος χάριν, ξέρουμε πόσο ψυχρό αέριο απαιτείται για να σχηματισθεί ένα αστέρι, και είναι σχετικά απλό να εφαρμοστεί αυτό το μοντέλο στους φωτοστεφάνους (halos) που αυξάνονται, σε μια προσομοίωση Ν-σωμάτων.

Τα ημι-αναλυτικά μοντέλα αναδημιουργούν ολόκληρο τον σχηματισμό του άστρου και την ιστορία συγχώνευσης του στο πληθυσμό των γαλαξιών. Τα μοντέλα έχουν εκπληκτικά λίγες ελεύθερες παραμέτρους και αυτές μπορούν να οριστούν με, παραδείγματος χάριν, το ταίριασμα της κατανομής της φωτεινότητας που προβλέπονται από τις προσομοιώσεις στις παρατηρηθείσες φωτεινότητες. Αυτό οδηγεί σε ένα πλήρως προσδιορισμένο μοντέλο που παρέχει ένα ιδανικό εργαλείο για τις προβλέψεις της θεωρίας της ψυχρής σκοτεινής ύλης, με τις παρατηρήσεις ενός, υψηλής ερυθρής μετατόπισης z, σύμπαντος

Οι συγγραφείς του άρθρου, Carlton Baugh και Carlos Frenk ανήκουν στο Τμήμα της Φυσικής, στο Πανεπιστήμιο του  Durham, South Road, Durham, DH1 3LE, Μεγάλη Βρεττανία.