7
Календарь конференций
  • 10 октября

    II Всероссийская научно-практическая конференция преподавателей, научных сотрудников и аспирантов «Социальная динамика населения и устойчивое развитие»

  • 23 – 25 октября

    Международная научно-практическая конференция «Предвузовская подготовка иностранных граждан в РФ: история и современность»

  • 5 – 6 ноября

    Международная конференция «Язык. Мысль. Текст»

  • 21 – 22 ноября

    Международная научная конференция Хачатуровские чтения - 2019 «Устойчивое развитие и новые модели экономики"

  • 21 – 24 ноября

    IV Международная научная конференция «Конвергентные когнитивно-информационные технологии»

  • 21 – 24 ноября

    VIII Международная конференция-конкурс «Инновационные информационно-педагогические технологии в системе ИТ-образования»

  • 26 – 27 ноября

    Всероссийская научная конференция, посвященная 50-летию кафедры этики «Этика в современном философском дискурсе: проблемы и перспективы»

  • 29 ноября

    Кристаллохимия в пространстве и времени: научные чтения, посвященные 70-летию кафедры кристаллографии и кристаллохимии геологического факультета МГУ

  • 4 – 7 декабря

    XLV Международная конференция Общества по изучению культуры США "Иммиграция и американская культура - Immigration and American Culture"

  • 27 января – 1 февраля

    Восьмая школа-конференция «Алгебры Ли, алгебраические группы и теория инвариантов»

  • 27 января – 1 февраля

    Восьмая школа-конференция «Алгебры Ли, алгебраические группы и теория инвариантов»

Все конференции

Как посчитать звезды, которых не видно

Ученые МГУ изобрели инновационный метод подсчета звезд в скоплениях

Изучение устройства Вселенной на больших масштабах невозможно без исследований систем, состоящих из большого количества звезд. Самые крупные звездные системы — это галактики (наша галактика Млечный путь, к примеру, состоит из 200 млрд звезд, а на то, чтобы со скоростью света пролететь от ее одного края до другого, понадобится 50 тыс. лет). Звездные системы, содержащие «всего» от нескольких десятков тысяч до двух миллионов звезд, которые имеют в поперечнике несколько десятков световых лет и, как правило, входят в состав галактик, называются звездными скоплениями.

Чтобы лучше знать о том, как проходит жизнь такой системы, этого звездного «многоквартирного дома», ученым очень хотелось бы выяснить его «демографический состав», то есть распределение звезд по массам в начальный момент времени жизни такой системы. В астрономии это распределение называется начальная функция масс (IMF — от английского initial mass function). По современным представлениям, данное распределение является универсальным для разных звездных систем и разных частей галактики с достаточно большой точностью. К такому выводу в своей статье, опубликованной в журнале Science, в 2002 году пришел австралийский астроном Павел Крупа, работающий в Германии.

Самый простой и логичный способ провести «перепись» всех звезд в конкретной звездной системе — прямой их подсчет. Именно так в 1955 году сделал американский астроном Эдвин Солпитер. Используя скромные инструментальные данные того времени, он первым определил начальную функцию масс в окрестностях Солнца, так продолжает делать большинство астрономов и сейчас. Но этот метод связан с серьезной проблемой. Дело даже не в том, что в одной системе количество звезд очень велико (тысячи, миллионы или даже миллиарды). Звезды малой массы являются недостаточно яркими, и, пересчитав все яркие звезды, можно недосчитаться маломассивных звезд и в итоге получить неправильные результаты «переписи». К настоящему моменту астрофизики пришли к согласию, что распределение звезд массой больше чем одна масса Солнца описывается степенным законом с показателем степени –2,35, то есть звезды с массой в десять солнечных встречаются примерно в 102.35 = 220 раз реже, чем звезды, похожие на Солнце. А вот на вопрос, каким показателем степени описывается распределение звезд, которые имеют массу меньше чем одна солнечная, пока нет четкого ответа.

Есть еще одна проблема, связанная с прямым подсчетом звезд. Она состоит в следующем: современная «перепись» даст распределение масс в настоящий момент времени (PDMF — от английского present-day mass function). «PDMF — это IMF, которая подверглась влиянию эволюции, — поясняет ведущий научный сотрудник Государственного астрономического института имени П.К. Штернберга (ГАИШ) МГУ Игорь Чилингарян (также работает в Гарвард-Смитсонианском астрофизическом центре в США). – Чтобы из PDMF определить IMF, нужно «отмотать» назад эволюцию данной звездной системы, а такая «перемотка» зависит от моделей эволюционных треков звезд, которые описываются моделями звезд. В одной из статей есть прямо такая "теорема": IMF невозможно восстановить из наблюдений».

Группой ученых ГАИШ МГУ предложен кардинально другой, по сравнению с прямым подсчетом звезд, метод определения начальной функции масс для маломассивных звезд, а также найден способ «не попасть» при нахождении этой функции под упомянутую теорему; их работа опубликована 27 мая в престижном астрономическом журнале Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (doi: 10.1093/mnras/stt419) Исследователи воспользовались разработанным Игорем Чилингаряном метод NBURSTS, который изначально был нацелен на то, чтобы сравнением наблюдаемого интегрального спектра системы (то есть света всех звезд системы) или ее части с модельными спектрами восстановить физические параметры этой системы. Этот подход позволяет узнать о внутренних свойствах таких далеких систем, в которых отдельные звезды не видны.

Исследователи проверяли работоспособность методики с помощью компьютерного моделирования (метод Монте-Карло). Вначале они сгенерировали несколько сотен спектров для разных наборов параметров звездного населения со случайными шумами. Последующая обработка спектров с помощью NBURSTS с большой точностью восстанавливала эти параметры. Убедившись в работоспособности метода, авторы опробовали его уже для реальных объектов — спектров четырех ультракомпактных карликовых галактик, полученных на 8-метровом телескопе GEMINI.

«Эти объекты были выбраны, так как в них слабы эффекты динамической эволюции и, по сути, PDMF является IMF. Никому раньше в голову не приходила идея, что если работать с такими объектами, то можно выйти из-под действия теоремы про IMF [о которой упоминал Чилингарян]. В данной статье мы показываем, что наш метод дает очень хорошую точность по сравнению с подсчетом звезд вручную», — отмечает научный сотрудник ГАИШ МГУ Николай Подорванюк, ведущий автор работы.

Коллектив намерен продолжать свою работу и применить свою методику к нескольким сотням разных объектов, в которых слабы эффекты динамической эволюции, и PDMF близка к IMF таких объектов, как шаровые скопления или ультракомпактные карликовые галактики. «К сожалению, дело движется не так быстро, как хотелось бы, — комментирует Николай Подорванюк. — В силу различных причин у нашей небольшой группы нет возможности сделать работу по данной тематике своей основной. Во многом это связано с известными всем проблемами науки в России, где типичной является ситуация, когда занятия наукой — это роскошь, которую может позволить себе далеко не каждый человек. Ты постоянно сталкиваешься с финансовыми проблемами и вынужден подрабатывать на стороне, особенно если дополнительное финансирование по гранту, выигранному группой, в которой ты состоишь, приходит не в начале текущего года, а за несколько дней до Нового года. И все же то, что статья все же увидела свет, позволяет надеяться, что воспоследует и ее продолжение. Применение нашего метода, который рецензент назвал инновационным, обещает дать очень интересные и важные в астрофизике результаты».

к.х.н. Иван Охапкин,
Управление инновационной политики и международных научных связей;
к.ф.-м.н. Николай Подорванюк,
Государственный астрономический институт имени П.К.Штернберга