Астрономія
Астрономія

Моделі зоряних колисок надрукували на 3D-принтері

Американські вчені спробували відтворити двомірні симуляції процесу зореутворення у молекулярних хмарах — зоряних колисках — у тривимірній моделі та надрукували дев'ять таких колисок на 3D-принтері. Тепер у руках можна потримати модель зоряної колиски, розміром з тенісний м'яч, та на власні очі побачити, як на народження зірок впливає гравітація, турбулентність чи магнітні поля. Нерозрізнені на перший погляд симуляції у вигляді сфер набули чітких відмінностей, хоча на думку авторів статті у The Astrophysical Journal Letters, можна було обрати будь-яку форму і сфера грає лише естетичну роль.

Saurabh Mhatre

Saurabh Mhatre

Хто заколисує зорі?

Чи не найважливішим галактичним процесом є процес зореутворення — поява нових зірок зумовлює еволюцію галактик і саме за його припинення галактику можна вважати мертвою. Від народження зір залежить і поява, і функціонування планет, та навіть умови на них, тож астрономи пильно стежать за молекулярними хмарами, де з часом з'являються ядра протозірок. Ці хмари і називають зоряними колисками — водень у молекулярному стані, що стискається доти, поки у розрідженому газі не з'явиться центр тяжіння, навколо якого не почне збиратися речовина. У цьому шаруватому ядрі — протозорі — починає рости температура і тиск, що в одну мить зумовлює першу термоядерну реакцію. З цього моменту цей об'єкт можна офіційно вважати зіркою. Втім, молекулярні хмари не починають стискатися просто так. Рушієм зореутворення є гравітаційна нестійкість — гравітаційні збурення, що змушують однорідне середовище повнитися згустками. І на них впливає безліч факторів: наприклад, приливні чи ударні хвилі, тиск газу і випромінювання, магнітні поля та відцентрові сили. Це надзвичайно широкий спектр фізичних процесів, кожен з яких зумовлює появу нового світила, і за кожним з який вкрай важко встежити. Грудкувата і ниткоподібна структура молекулярних хмар добре спостерігається у радіо- і субміліметровому діапазонах, а на знімках оптичних та інфрачервоних телескопів можна побачити поглинання пилу, втім основна мета спостережень лежить у розподілі об'ємної щільності у цих колисках.

Тисячі величезних (у 20-100 парсеків) та масивних (у десятки тисяч сонячних мас) комплексів з газу та пилу нашої галактики лишаються невидимими на коротких довжинах хвиль холодними середовищами, яким знадобилися мільярди років, щоб набути того вигляду, якими ми бачимо їх зараз. Вченим необхідно знати про частку газу з високою щільністю, яка пов'язана зі швидкістю та ефективністю зореутворення, щоб створювати моделі і симуляції, що зможуть нас принаймні наблизити до розкриття ключових закономірностей процесу народження зір. Але на відміну від поверхневої щільності та маси хмар, що дійсно можна отримати зі змодельованих двомірних мап, об'ємна щільність залишається невизначеною, адже за своєю суттю тривимірна та веде радше до великих похибок через спрощеність нашого уявлення про геометрію хмари, а з нею і до факторів, які впливають на зореутворення.

Порівняння двовимірних візуалізацій з надрукованими у 3D. Nia Imara et al. / Astrophysical Journal Letters

Порівняння двовимірних візуалізацій з надрукованими у 3D. Nia Imara et al. / Astrophysical Journal Letters

Як потримати зоряну колиску у руках?

Отримувані телескопами зображення насправді — це результат обробки величезних масивів даних командами астрономів, а їхня кольоровість — результат спроб полегшити нам сприйняття знімків. Знімки з «Габбла» в ультрафіолетовому діапазоні або фото «Спітцера» у інфрачервоному насправді чорно-білі, а фарбують їх астрономи залежно від того, які особливості мають впіймані в об'єктив структури. Наприклад, можна наділити різні точки структур кольорами залежно від температури, хімічного складу або віддаленості. І це необхідно, адже астрономія наука візуальна і можливість використовувати візуалізацію дає змогу всебічно аналізувати досліджуване. Тож і наша здатність повністю дослідити інформацію, доступну в спостережуваних і змодельованих даних, обмежена інструментами, які ми використовуємо для їхнього подання.

Моделювання вже давно використовується для розуміння тривимірної морфології зіркових колисок, складна структура яких несе на собі відбиток фізики, що призводить до їхнього формування і визначає еволюцію. Моделювання здатні охопити ефекти самогравітації, турбулентності, магнітних полів і безлічі інших факторів, які формують хмарне середовище. Однак, ці молекулярні хмари все ж об'ємні, а перенесення і без того спрощених 2D-даних у тривимірні веде до ще більшої втрати інформації через спрощення. Але у цій роботі команда астрофізиків Каліфорнійського університету, спробувала вдатися до моделювання зоряних колисок з усіма внутрішніми варіаціями щільності газів, а також з урахуванням турбулентних, гравітаційних та магнітних факторів, за впливом яких на зореутворення можна буде простежити буквально у руках — тримаючи подібну до тенісного м'ячика полімерну кулю. Набір з дев'яти симуляцій із різними параметрами, а також використання у майбутньому більшої кількості кольорів на їхнє позначення, дав змогу відтворити конкретну площину даних про молекулярні хмари у надрукованому на 3D-принтері обсязі.

Процес отримання моделі для 3D-друку, де дані про параметри молекулярної хмари перетворюють на пошарове тривимірне зображення. Nia Imara et al. / Astrophysical Journal Letters

Процес отримання моделі для 3D-друку, де дані про параметри молекулярної хмари перетворюють на пошарове тривимірне зображення. Nia Imara et al. / Astrophysical Journal Letters

Наскільки «ручні» зоряні колиски наочні?

Отже, для своїх зоряних колисок вчені використали дев'ять фізичних сценаріїв, що можуть у них відбуватися: «нормальні» фізичні параметри, які зазвичай спостерігаються у реальних молекулярних хмарах, з низьким та високим числом Маха, а також різними параметрами турбулентності та магнітного поля. Загалом ниткоподібний і в цілому «хмарний» вид сфер нагадує традиційні візуалізації молекулярних хмар, однак за ближчого розгляду відмінності стають більш очевидними, адже всі ці параметри стають відчутними, якщо бачити їх в об'ємі. По-перше, субструктури врешті набули своєї природної «неперервності» — окремі волокна або пучки можуть сягати на набагато більші відстані, ніж можна було б очікувати за двомірними зображеннями моделювання або спостережень. У кожній із сфер можна спостерігати помітний «головний» найхолодніший філамент, що звивається з середини хмари, поки не зникне з поля зору. У міру того, як він проходить через хмару, її середня щільність на одиницю довжини може поступово змінюватися, але загальна безперервність структури зберігається — на двомірному зображенні вона здавалася б усіченою та відокремленою від інших. По-друге, у сферах можна відстежити складні шаруваті конструкції, які залежно від кута огляду на двомірному зображенні можуть бути помилково прийняті за філаменти. І нарешті по-третє, слід зазначити загальні якісні відмінності між самими сферами. Так, вони і мали б бути різними через те, що відтворюють різні симуляції, однак за ними інтуїтивно зрозуміло, як, наприклад, у середовищах з високим числом Маха, вплив магнітного поля на морфологію хмар посилюється. У той час, як за низького значення, магнітне поле діє, утримуючи речовини в одній структурі, тож на таких сферах було багато пустот.

Отримані сфери за різного освітлення, що демонструють зумовлені щільністю газу та іншими характеристиками кольори завдяки діоксиду титану. У майбутньому вчені планують використати більше кольорів. Nia Imara et al. / Astrophysical Journal Letters

Отримані сфери за різного освітлення, що демонструють зумовлені щільністю газу та іншими характеристиками кольори завдяки діоксиду титану. У майбутньому вчені планують використати більше кольорів. Nia Imara et al. / Astrophysical Journal Letters

Ці сфери не мали жодного відношення до реальних зоряних колисок, бо не було мети скопіювати якусь конкретну. Однак, на думку вчених, цей підхід цілком можливо реалізувати із локальними молекулярними хмарами, такими як хмара Оріона, про які ми маємо найбільшу кількість даних. Так можна потримати у руках місце, з якого починається життя зорі, а про подальший її шлях можна почитати у нашому матеріалі «Як довго живуть зірки?», де ми розповідаємо про їхню юність, старість і смерть.

числом
характеризує ступінь стиснення речовини і характер пов'язаних з цим змін об'єкта, що зустрічається із її потоком