2070
Нова масштабна симуляція Lumina, створена в Центрі астрофізики Гарварду та Смітсонівського інституту, допомагає пояснити, як у ранньому Всесвіті відбувалася переіонізація водню та гелію. Проєкт детально описано в статті в журналі Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, а огляд для широкої аудиторії опублікувало видання Universe Today.
На візуалізаціях Lumina видно частину космічної павутини завширшки близько 650 мільйонів світлових років: тонкі нитки темної матерії та потоки газу між скупченнями галактик. Це наразі найдетальніша космологічна симуляція, більша навіть за відому Illustris TNG 300.
Навіщо потрібна така симуляція
Сучасні телескопи, як-от космічні обсерваторії Джеймса Вебба (JWST) та Ненсі Грейс Роман (NGRST), збирають надзвичайно детальні дані про ранній Всесвіт, особливо в інфрачервоному діапазоні. Але щоб інтерпретувати ці спостереження, астрономам потрібні реалістичні комп’ютерні моделі еволюції космосу.
Саме таку роль відіграє Lumina. Це велика радіаційно-гідродинамічна симуляція, яка самосузгоджено відстежує спільну еволюцію міжгалактичного середовища (IGM), галактик та активних галактичних ядер (AGN) під час переіонізації водню (H i) та гелію (He i і He ii) аж до червоного зміщення z = 3.
Червоне зміщення z = 3 відповідає погляду в минуле приблизно на 11,7 мільярда років, тобто до часу близько 2,1 мільярда років після Великого вибуху. Це так званий Cosmic Noon — епоха піку зореутворення та максимальної активності квазарів.
Що саме моделює Lumina
Автори роботи на чолі з Олівером Ціром (Oliver Zier), стипендіатом Інституту теорії та обчислень при Центрі астрофізики, наголошують, що досі залишається складним завданням зрозуміти, як галактики та AGN разом керували переіонізацією міжгалактичного газу в часі.
У Lumina використано галактичну популяцію, узгоджену з попереднім проєктом IllustrisTNG, але об’єм симуляції значно більший. Це покращує статистику для рідкісних об’єктів, великих космічних структур і дозволяє краще враховувати космічну варіацію. Завдяки цьому можна моделювати спостережувані характеристики, які пов’язують структуру областей іонізованого водню та гелію з еволюцією галактик і AGN.
Окремий акцент зроблено на переіонізації гелію. Якщо переіонізація водню вивчена відносно добре, то для гелію це не так. Lumina вперше детально відтворює цей процес і враховує його вплив на подальшу еволюцію Всесвіту.
Водень, найпоширеніший елемент, переіонізували переважно ультрафіолетові фотони нижчої енергії від карликових галактик із активним зореутворенням. Але цього випромінювання було замало, щоб іонізувати гелій, який становив близько 25% міжгалактичного середовища. Для цього знадобилася численна популяція квазарів та надяскравих активних ядер галактик, що досягли максимуму саме під час Cosmic Noon.
Гігантський об’єм і обчислювальні виклики
Найбільший попередній запуск Illustris TNG, TNG 300, мав кубічну область із ребром близько 300 мегапарсеків. У Lumina розмір «коробки» становить 500 мегапарсеків (у співрухомих одиницях), тобто моделюється об’єм приблизно 1,5 мільярда світлових років з кожного боку — порівнянний із тим, що бачать найпотужніші телескопи.
Окремі зображення з симуляції показують густину баріонної матерії — газу та зір — у вкладених «зум-боксах» із розмірами 500, 50, 5 мегапарсеків і 500 кілопарсеків. Такі масштаби дозволяють одночасно бачити й космічну павутину, і газові філаменти, що живлять галактичні гало, і компактні зоряні структури в їхніх центрах.
Проте продовжити симуляцію до завершення переіонізації гелію виявилося непросто. Щоб дійти до z = 3, модель має еволюціонувати ще майже мільярд років після завершення переіонізації водню, причому за цей час матерія дедалі сильніше злипається в структури. Це різко ускладнює обчислення.
Для розв’язання задачі Lumina запустили більш ніж на 15 000 графічних процесорах суперкомп’ютера Frontier Національної лабораторії Оук-Рідж. Frontier — один із найшвидших суперкомп’ютерів у світі й має достатню потужність, щоб прорахувати такий об’єм простору з потрібною роздільною здатністю.
Перші результати щодо гелію
Початкові результати Lumina з переіонізації He ii добре узгоджуються з наявними спостереженнями. За словами авторів, переіонізація гелію починається приблизно при z ≈ 6 і зумовлена жорстким випромінюванням від активних галактичних ядер. Середина процесу припадає на z ≈ 4, а до z = 3 він майже завершений: об’ємна частка ще неіонізованого He ii падає нижче 1%.
Це свідчить, що Lumina здатна самосузгоджено відстежувати початок, геометрію та завершення переіонізації гелію паралельно з переіонізацією водню в одному й тому самому чисельному експерименті.
Автори підкреслюють, що поєднання таких симуляцій із даними JWST та майбутніми спостереженнями телескопа Ненсі Грейс Роман відкриває нові можливості для вивчення раннього Всесвіту. Теоретики отримали потужний інструмент, який дозволяє перетворювати абстрактні моделі на конкретні передбачення, що можна безпосередньо порівнювати зі спостереженнями.
Симуляція Lumina відтворила переіонізацію гелію у Всесвіті з’явилася спочатку на Цікавості.
