Если профессия астронома ассоциируется у вас с телескопами и темными безоблачными ночами, вы разочаруетесь, узнав, что большинство исследователей Вселенной проводит дни и ночи за мониторами, обрабатывая данные наземных и космических приборов и моделируя астрономические объекты. Рискнем предположить: сегодня большая часть науки астрономии делается при помощи компьютерного эксперимента.

   Окружающий мир для астронома - это набор черных ящиков, у которых непонятно что на входе, неизвестно что происходит внутри, а измерить можно только выходной сигнал, да и то далеко не всегда. Эксперимент, как его понимают, например, физики, астрономам практически недоступен, вся их надежда только на вычислительную технику.

   Компьютерные эксперименты можно условно разделить на два вида:

   · модель изучаемого процесса опирается на численные решения аналитических уравнений;

   · модель строится на основе простейших законов физики и нескольких основных предположениях.

   Причем нередко оба вида смешиваются в разных пропорциях. Предположим, нам надо построить модель какой-нибудь особенной, очень интересующей нас галактики. В первом случае мы берем полученные теоретической астрофизикой формулы и подставляем в них параметры объекта (размер, массу, количество звезд и пр.). Во втором - придется звезда за звездой, следуя законам гравитационного взаимодействия, рассчитывать состояние всей галактики. Здесь мы можем получить массу дополнительной информации, если, конечно, хватит терпения дождаться окончания расчета. Но именно такой "квази-эксперимент" представляет для астрономов наибольший интерес, ведь он на первый взгляд кажется точнее, чем численное решение, потому как в уравнении все уже по определению усреднено, а тут все "по-честному", как в природе. Именно это - "как в природе" - и приводит к проявлениям почти щенячьего восторга по поводу компьютерного экспериментирования. Однако известно: что заложишь в модель, то и получишь. Поэтому если обыкновенный "живой" эксперимент способен дать толчок развитию теории, а порой - создать новые теоретические построения, то компьютерно-му эксперименту такое не под силу (мы же знаем про свою модель абсолютно все). Что же он тогда может7 Он может, как и обыкно венный эксперимент теорию оп ровергнуть, уточнить, но при условии, что мы точно знаем все основные законы, на которых наша теория должна быть основана.

   Самым ярким примером среди моделей "как в природе" является задача N тел. Как известно, аналитически она не решается, так что астрономам остается полагаться только на моделирование Специально для этого даже строят супер компьютеры. Например, GRAPE 4 (GRAvity PipE 4) в Токио предназначен для моделирования процесса формирования галактик. Поста новка эксперимента такова область пространства, ограничена сферой радиусом 2 мегапарсека*, (*парсек равен 3,26 светового года, или 3,086ґ10¹³ км), в которой находятся 786 тысяч частиц, каждая массой около 4ґ106⁶ солнечных масс. Гравитационная сила в этом случае является доминирующей, поэтому и используется алгоритм N тел. Разрешающая способность эксперимента - 140 парсек. Задача в такой поста новке дает возможность смодели ровать флуктуацию плотности в пространстве с равномерным рас пределением массы и проследить процесс формирования объектов типа скопления галактик (рис. 1, 8)

   Рис. 1. Скопление галактик, полученное из модели N тел (N=7ґ10⁵ ) учеными Университета Вашингтона.

   Рис. 8. Результат численного эксперимента по моделированию распределения вещества во Вселенной в области, ограниченной 1000 мегапарсек (слева) и 6 мегапарсек (справа).

   На основе алгоритма N тел решается и задача моделирования слияния галактик (рис 2, 7).

   Результаты расчета модели N тел для слияния двух галактик. Время указано в миллионах лет.

   Рис. 7.Сливающиеся галактики (для наглядности они выделены разными цветами).

   Теперь взглянем на наше светило. Солнечная грануляция пред ставляет собой не просто невероятно красивое зрелище, но и малоизученныи процесс. Точной теории, описывающей кипящую в чайнике воду или конвекционный слой Солнца, который и ответственен за появление на солнечной поверхности пятен, ярких точек, гранул и многого другого, вы ненайдете ни в одной книге. Максимум, что известно об этом слое, - он может описываться уравнениями магнитной гидродинамики (МГД). Они решаются только численными методами, в результате применения которых ученые получают четкую взаимосвязь глубинных процессов с поверхностными эффектами. Настольный компьютер для таких задач не подходит, даже на суперкомпьютере IBM RS/6000 SP с сорока восемью четырехпроцессорными узлами расчет модели размером 10ґ10ґ10 км с разрешением 20 км для нескольких часов солнечного времени занимает месяцы (рис 3).

   Прстранственное рапределения модуля горизонтальной компоненты скорости вещества,

   полученное из МГД-модели конвенктивного слоя Солнца.

   Часто подобные задачи решаются с применением обоих подходов сразу, крупные области описываются магнитогидродинамической моделью, а более мелкие - как ансамбли взаимодействующих частиц. Например, при моделировании солнечного ветра (быстролетящая смесь заряженных частиц) для тяжелых ионов удобно решать МГД уравнения, то есть представлять их как жидкость, а поток электронов описывать законами взаимодействия частиц друг с другом.

   Другой тип задач, в которых определяющую роль играет компьютерный эксперимент, это моделирование процессов, недоступных прямому наблюдению из-за чрезвычайно быстрого или слишком медленного протекания. К первым относится, например, слияние нейтронных звезд, длящееся около 10 мс (рис. 4).

   Результаты моделирования слияния нейтронных звёзд, полученные в ньютоновском приближении.

   Рисунки соответствуют 1, 3, 6, 8 мс с момента начала слияния.

   Эволюция конвекции внутри протонейтронной звезды.

   Массивные компактные объекты (нейтронные звезды, черные дыры), вращаясь с бешеной скоростью, излучают гравитационные волны. Модели двойных систем позволяют оценить эти весьма тонкие эффекты "ряби" пространства-времени и рассчитать чувствительность приборов для их наблюдения (проекты LISA, LIGO).

   Медленно протекающий процесс тоже нельзя наблюдать непосредственно: слияние двух галактик занимает десятки миллионов лет, а эволюцию их скопления - и того больше. Но уже Pentium 200 МГц позволяет наблюдать эти явления, затратив на расчеты всего несколько месяцев. Правда, для этого придется принять несколько упрощающих допущений, например, то, что галактики - это материальные точки, которые сливаются согласно хитрому закону, при котором вероятность слияния галактик не линейно зависит от их масс.

   Астрономы, как правило, работают с большими масштабами (начиная с одной астрономической единицы, равной радиусу орбиты Земли). Но им случается сталкиваться и с объектами помельче, например, с пылью, покрывающей поверхность тел, лишенных атмосферы. Изучение характеристик света, отраженного этими телами, - единственный способ получить информацию о свойствах астероидов и планет. Несмотря на то, что в наш информационный век межпланетные станции "бороздят просторы Вселенной" и даже образцы грунта привозят - этого недостаточно. Дело в том, что поверхность небесных тел имеет сложный рельеф, мелкомасштабная часть представляет собой реголит - порошкообразную среду, состоящую из плотноупакованных частиц случайной формы и размеров. Как ни странно, но закона, по которому она отражает свет, до сих пор не найдено. Тут и приходит на помощь компьютерный эксперимент. Генерируется реализация случайной среды (то есть поверхность тела). Моделируется пучок лучей с заданными характеристиками, которые по известным законам преломляются и отражаются от элементарных площадок поверхности частиц (рис. 5).

   Пример реализации модели случайной порошкообразной среды,

   используемой при расчетах рассеяния света безатмосферными

   телами Солнечной системы.

   Далее проводится анализ отраженного излучения: исследуется влияние шероховатости поверхности, формы составляющих реголит частиц и другие параметры и на его основе строится такая теория отражения света, которая позволит удаленно определять свойства поверхности планет (они и сейчас определяются, но очень приблизительно). Налицо случай, когда компьютерное моделирование позволяет не только уточнять теорию (в частности, теорию рассеяния света), но быть частью теоретического процесса.

   Тут-то и возникает, наверное, самый серьезный вопрос: а может ли компьютерный эксперимент приводить к принципиальным ошибкам? Вовсе не исключено. Например, существует такая задача, по измеренной кривой блеска астероида (изменение яркости отраженного солнечного света во времени) определить его форму. Предпринималось множество попыток решения этой задачи, и над всеми можно повесить огромную вывеску с вопросом: а какое отношение это имеет к реальности? Допустим, написана программа, которая, учитывая мелкие особенности рельефа, может подобрать форму астероида таким образом, чтоб его кривая блеска удовлетворяла данным наблюдения. Так вот, проанализировав данные, программа назвала причиной уменьшения блеска впадину, а на самом деле всему виной - темное пятно на поверхности. И отличить одно от другого в пределах компьютерного эксперимента никак невозможно.

   Поэтому надо помнить: область применения компьютерного эксперимента ограничена. В природе всегда есть нечто, чего мы не знаем. А значит, обязательным условием проведения любого вычислительного эксперимента должно быть сравнение результатов расчета с данными наблюдений, если, конечно, таковые имеются.

   В общем, компьютерный эксперимент пока не дает и, наверное, никогда не даст принципиально нового знания, однако он помогает разобраться с тем, что уже есть, разложить все по полочкам и раскрасить "белые пятна" имеющимися красками.