MilkyWay@home

 

Základní informace o projektu a popis modelování naší Galaxie na domácích počítačích, kterým se projekt MilkyWay@home zabývá.

Mléčná dráha

Pro naší Galaxii se využívá nejednoznačná terminologie. Jednak se opírá o historický název Mléčná dráha a současně o zkrácený název Galaxie (s velkým G). Světová terminologie není zajedno a ve světě převažuje používání názvu Milky Way či Milky Way Galaxy a dochází k častému prolínání těchto názvů. Problém vyvstává u Mléčné dráhy, kde se tímto názvem nazýval v historii stříbřitý pás největší vizuální koncentrace hvězd na nebeské sféře, táhnoucí se celou oblohou od souhvězdí Štíra, přes Orla, Labuť a Kassiopeu do Jednorožce. Jde o průmět ramen Střelce a Oriona na oblohu při pohledu v rovině galaktického disku. Termín se přenesl do označení Galaxie, který ale narazil na zažité pojmosloví a došlo k používání obou těchto názvů. O naší Galaxii se tak nyní v češtině referuje jako o galaxii Mléčná dráha, či Mléčné dráze, Galaxii či naší Galaxii a v angličtině jako o Milky Way Galaxy, Milky Way, Galaxy či Our Galaxy.

Samotná Mléčná dráha je tedy jen malá část Galaxie pozorovatelná ze Země. Konkrétně jsou to dvě ramena: rameno Střelce a rameno Orionu. Jako pás se jeví proto, že naše Galaxie má tvar disku a my se na něj díváme zevnitř, z místa, které je blíže k okraji než ke středu.

Mléčnou dráhu lze pozorovat za jasných nocí a v místech vzdálených od velkých zdrojů světla, jako jsou města, kde je značné světelné znečištění. V Mléčné dráze a jejím okolí je možné spatřit mnoho hvězd i pouhým okem, ale většina z nich je prostému oku skryta a pozorovat je lze teprve pomocí dalekohledu. Mléčná dráha je kromě hvězd tvořena také temným mezihvězdným plynem či prachem, který nám zabraňuje pohlédnout do vzdálenějších oblastí Galaxie.

Galaxie Mléčná dráha (popis a složení)

Ilustrace bočního pohledu na naši Galaxii.

Naše Galaxie je velká spirální galaxie s příčkou typu SBc (dle Hubbleovy klasifikace). Je rozměrem druhou největší galaxií (po galaxii M31 v Andromedě) v Místní skupině galaxií. Její hmotnost je pravděpodobně v této skupině největší.

Průměr disku Galaxie je přibližně 28.000 pc (1 pc = parsek je zhruba 3,26 světelného roku). Jde o výrazně plochý systém - v místě, kde se nachází Slunce je tloušťka galaktického disku jen asi 920 pc. Poměrem průměru a tloušťky by se tvar Galaxie dal přirovnat k hudebnímu CD. Z disku vystupuje pouze středová příčková výduť - galaktické jádro. Disk má výraznou spirální strukturu a je tvořen rameny ve tvaru logaritmických spirál. Ramena Galaxie jsou pojmenována podle souhvězdí, kde se nachází jejich největší část.

• Galaktické jádro - jádro naší Galaxie se nachází ve vzdálenosti přibližně 7,6 kiloparseků od Země ve směru k souhvězdí Střelce, ze kterého přichází nejsilnější radiové emise. V centru Mléčné dráhy se nachází supermasívní černá díra a v jejím okolí tisíce hvězd. Galaktické jádro je bohaté na masivní hvězdy (tzv. veleobry).

• Halo - střed a ramena Galaxie obklopuje galaktické halo, které má pravděpodobně tvar elipsoidu. Jeho poloměr je asi 20.000 pc a hmotnost je přibližně 200 miliard hmotností Slunce.

  Halo je pozůstatkem z prvotního vývojového období, kdy se z rotujícího oblaku začaly vytvářet první hvězdy. Nacházejí se zde nejstarší objekty Galaxie. Většina kulových hvězdokup z Messierova katalogu se nachází právě v halu. Všechny hvězdy v halu mají malou hmotnost (menší než 0,8 hmotností Slunce), hmotnější hvězdy zde již vyhořely, protože jejich životnost je výrazně kratší.

• Koróna - vnitřní část Galaxie a galaktické halo obklopuje obrovský kulový oblak řídkého plynu - galaktická koróna. Obsahuje pravděpodobně velké množství nezářící hmoty, jejíž gravitační vliv je pozorován v pohybu vzdálených hvězdokup a blízkých trpasličích galaxií. Poloměr galaktické koróny je přibližně 100 000 pc.

Naše Galaxie se nachází v kupě galaxií známé jako Místní skupina galaxií, kde patří spolu se spirální galaxií M31 v Andromedě a M33 v Trojúhelníku k největším. Galaxii obklopuje několik gravitačně vázaných trpasličích galaxií. Nejbližší z nich je trpasličí galaxie ve Velkém psu, která leží ve vzdálenosti asi 19.900 pc od Galaktického středu. Největší satelitní galaxií je nepravidelná galaxie Velký Magellanův oblak, který má rozměr přibližně 9.200 pc a je vzdálen 55.000 pc. Nejvzdálenější galaxie ze skupiny (nepravidelná galaxie GR 8) je vzdálena asi 1.595 kpc.

V Místní skupině galaxií bylo dosud objeveno 42 trpasličích galaxií a 3 velké galaxie (včetně naší). V posledních letech se astronomové z celého světa snaží zmapovat jak samotnou galaxii, tak i galaktická ramena a hvězdné proudy. Všeobecná představa je taková, že Mléčná dráha ve skutečnosti obsahuje více malých galaxií, s největší pravděpodobností zbytky z galaktických srážek. Tyto srážky nastaly v pradávných dobách, ale pokračují se sníženou intenzitou dodnes. Nemějte však obavy, tento proces je prakticky neškodný. Hvězdy ani planety se díky nesmírně prázdným prostorům mezi nimi prakticky nikdy nesrážejí, srážky galaxií mají vliv jen na galaxie jako celek a to díky gravitaci. Trpasličí galaxie ve Střelci je jedna z nejbližších takovýchto zničených galaxií přežívajících uvnitř naší Mléčné dráhy a je proto objektem primárního zájmu astronomů. Jednou z metod, jak tyto pohyby v naší galaxii zkoumat a mapovat, je vytvoření jejího celkového modelu. Že jde o zpracování obrovského množství dat, není nutné nikomu vysvětlovat a tak jedinou cestou, jak se dopracovat ke zdárnému konci je modelování na superpočítačích a nebo využití výkonu poskytovaného miliony běžných lidí po celém světě, v oblasti distribuovaných výpočtů. Tak vznikl v roce 2008 v systému BOINC i projekt MilkyWay@home.

MilkyWay@home

Vědecký tým stojící za vznikem projektu vypracoval model struktury naší Galaxie, který rozděluje hvězdy do dvou základních skupin - hvězdy tvořící sférický (či diskovitý) základní tvar naší Galaxie, a potom samozřejmě ramena a především různé nehomogenní proudy hvězd. Tyto proudy jsou velmi zajímavé z hlediska vývoje Galaxie, protože jsou to pozůstatky malých galaxií, které naše Mléčná dráha kdysi pohltila. Hvězdy těchto galaxií se ale stále pohybují po jiných drahách než jsou dráhy základní skupiny hvězd. Informace o těchto proudech nám umožňují zjistit kolik, kdy a jak pohltila naše Galaxie hvězdných ostrovů a dozvíme se tedy mnoho o dynamice těchto procesů (jelikož tyto galaxie byly pohlcené často již před miliardami let). Rovněž nám tyto poznatky pomohou při vytvoření scénáře co se bude v naší Galaxii dít v budoucnu.

Teleskop SDSS

Projekt MilkyWay@home je postavený na prohledávání oblohy zvaném Sloan Digital Sky Survey, ambiciózním projektu, jehož cílem je zmapovat co největší část oblohy. Do dnešního dne SDSS zmapovala přibližně čtvrtinu oblohy a zaznamenala zhruba 300 milionů objektů. Zaznamenala se poloha, prostorová rychlost a metalicita hvězd (metalicita je množství prvků těžších než hélium, která hvězda obsahuje - tento údaj nám řekne hodně o tom, kdy a v jaké části Galaxie hvězda vznikla). Problém je, že při milionech hvězd vůbec není jednoduché udělat v tom pořádek a tyto informace zpracovat. A právě na to slouží algoritmus projektu MilkyWay. Tento algoritmus dokáže separovat hvězdy naší Galaxie od hvězd malých galaxii, které náš hvězdný ostrov kdysi pohltil.

Podružným cílem samotného projektu bylo z počátku i porovnávání výpočtů na superpočítačích a v distribuovaných výpočtech. Superpočítače mají tu výhodu, že při spuštění práce nedojde k přerušení až do doby odevzdání výsledku. V distribuovaných výpočtech je situace jiná, procesory se mohou náhodně odpojovat a třeba už ani nikdy nepřipojit zpět. To si vyžaduje jinou strategii při distribuci práce a tvorbě celkového algoritmu. Algoritmus, který se využívá na superpočítačích se blíží k výsledku rychleji než algoritmus, který se (kvůli náhodným výpadkům procesorů) používá v distribuovaných výpočtech. Ovšem na čas superpočítačů musí vědci (někdy dost dlouho) čekat a to ani nemluvíme o ceně za hodinu práce na těchto mašinkách. Při dlouhodobém a podrobném srovnávání výsledků na projektu MilkyWay se ale zjistilo, že oba postupy zpracování dat přinášejí shodné výsledky. Když to shrneme, tak výpočty na superpočítačích jsou šetrnější na celkovou spotřebu výpočetního výkonu, ale vzhledem k vysoké ceně a limitovanému množství procesorového času byly distribuované výpočty jednoznačně zvoleny jako výhodnější a vhodnější nástroj na simulaci struktury naší Galaxie. Proto došlo i ke konečnému spuštění projektu MilkyWay@home, tedy výzkumu mléčné dráhy v domácnostech.

Jak tedy samotné zpracování probíhá?

Ve všeobecnosti se jakýkoliv astrofyzikální problém točí okolo vytvoření počítačového modelu, který by replikoval situaci, kterou vidíme na obloze. Pokud model souhlasí, tak můžeme využít danou informaci a vědomosti na posun ke složitějšímu problému. Momentálně je aplikace MilkyWay ve stádiu modelování "plátků", neboli řezů hvězdné oblohy. Tloušťka řezu je 2.5 stupně a program se snaží vytvořit výřez s rovnoměrnou hustotou hvězd odstraněním hvězdných proudů či ramen. Odstraněné hvězdné proudy mají většinou cylindrické rozložení (to znamená hustější v blízkosti středu proudu a čím dál řidší směrem k jeho okraji). Všechna vstupní data byla získaná měřením z naší mateřské planety.

Každý odebraný proud hvězd je definovaný šesti parametry:

• hmotnost (procento hvězd, které jsou v proudu)
• mu (uhlová poloha proudu - jinými slovy analog polohy "ručiček na hodinách", čili v jakém směru na kružnici se proud nachází)
• r (radiální vzdálenost, čili vzdálenost od středu - od naší mateřské planety)
• phi (parametr hovořící o 3D orientaci odstraněného proudu hvězd)
• theta (druhý požadovaný prostorový úhel)
• sigma (míra šířky proudu).

Podrobný pohled na jádro naší Galaxie

Nakonec pozadí každého výřezu má další dva parametry - q (míra plochosti sféroidu) a r0 (míra průměru jádra sféroidu). Možná tyto parametry nejsou bez detailního grafického vysvětlení pro laika lehce představitelné a pochopitelné, ale důležité je uvědomit si fakt, že každý výpočet má tedy 2+6n parametrů, kde "n" je počet proudů hvězd, které modelujeme.

Cílem celého snažení je získat co možná nejvíc bodů pomocí parametrů "mu" a "r". Pak je možné určit polohu v prostoru a parametry "phi" a "theta" zas určují směřování proudu v prostoru.

Z každé simulace je tedy možné získat tři užitečné údaje/stavy:

• Rovnoměrně rozložené pozadí - pokud by zůstávaly nerovnoměrnosti, znamenalo by to, že nejsou správně vypočítané sférické parametry.
• Vektory (čili směřování bodů v prostoru) by měly být kohezní (čili soudržné, měly by mít vzájemnou souvislost) - proud hvězd by měl pěkně proudit prostorem a ne cik-cak poskakovat rozházený v prostoru.
• Vektory příslušné kolmé rovině by měly být k ní co nejvíc paralelní - opět z důvodu, aby proud pěkně plaval prostorem a nechoval se jako stádo ovcí bez ovčáckého psa.

Všechny tyto tři body a kroky směrující k jejich naplnění jsou už zrealizované - vedoucí projektu (Nathan Colea) o tom napsal disertační práci (PhD práce - Maximum likelihood fitting of tidal streams with application to the Sagittarius dwarf tidal tails). Na čem se tedy pracuje v této době (léto 2009)? V zásadě je hlavním současným cílem vylepšit existující postupy a údaje tak, aby měly větší přesnost. Za tímto účelem byla zkombinována dohromady všechna data z prohlídky SDSS, a z nich se vyfiltrovaly výřezy, které jsou kolmé na hvězdný proud. Důvodem je to, že kolmé průřezy je o hodně lehčí analyzovat jako průřezy pootočené o jakýkoliv jiný úhel, a tedy chyby a nejistoty výpočtů budou při takovém přístupu menší. Právě nedávno se začaly distribuovat pracovní jednotky s touto novou geometrií (když se podíváte na své jednotky, v názvu mají řetězec "_sgr_"), i když ve skutečnosti se na tomto kroku pracovalo už od léta 2008 na 88 procesorové gridové síti v RPI (Rensselaer Polytechnic Institute). Pro porovnání - na gridové síti trvala jedna simulace cca týden, nyní pomocí distribuovaných výpočtů se získá 5 simulací za den! (jedna simulace se skládá z mnoha desítek tisíc pracovních jednotek, WU). Pokud všechno půjde podle plánu, tak se (optimisticky) za několik měsíců jako další krok uskuteční hledání a separování všech ostatních hvězdných proudů existujících v datech z SDSS.

Je to jedno z napínavých a velmi aktuálních témat současné astrofyziky. Například přesná pozice a směřování proudu ve Střelci stále nejsou celkem jisté a jsou předmětem mnoha diskusí. Část vědců se domnívá, že Slunce leží mimo tohoto proudu, druhá část vědců si naopak myslí, že jsme jeho součástí. Přitom sférický model Galaxie ještě stále není dokončený. Takový model by výrazně ulehčil galaktické simulace, protože by zredukoval počet neznámých parametrů v simulacích a v neposlední řadě by výrazně přispěl ke zkoumání rozložení temné hmoty v naší Galaxii, jelikož ta výrazně ovlivňuje pohyb ramen a hvězdných proudů.

Proč jsou pro nás výsledky tohoto výzkumu důležité?

Ilustrace hvšzdných proudů v naší Galaxii

Na poloze Slunce a jeho vztahu ke galaktickému okolí závisí výrazně i osud života na naší Zemi. Důvod je ten, že pokud naše Slunce leží mezi rameny (a částečně i mezi hvězdnými proudy), má to dva důležité dopady - jednak je v jeho okolí nižší hustota mezihvězdného plynu a prachu (čili mezihvězdných mračen) a jednak je nižší hustota samotných hvězd. Řeknete si - no a co? Má to však vliv na úroveň kosmického záření na naši Zemi (vyšší hustota mezihvězdné hmoty stlačuje nárazovou vlnu slunečního větru blíže k Zemi) a hustotu komet a asteroidů dopadajících na Zem, které potenciálně ohrožují život na Zemi. Ovlivňuje to tedy rychlost jakou mezihvězdná mračna uvolňují komety z tzv. Oortova oblaku na periferii Sluneční soustavy, obsahujícího miliardy kometárních jader. A v neposlední řadě - přítomnost Slunce v rameni nebo hvězdném proudu znamená vyšší pravděpodobnost blízkého výbuchu supernovy, která - jestli se nachází příliš blízko - dokáže v průběhu několika sekund svým gama zářením téměř kompletně zničit ozónovou vrstvu Země a vyhubit tak v průběhu týdnů většinu pozemského života na souši i v moři (jelikož většina planktonu žije v povrchových vrstvách vody, kam UV záření dokáže hravě proniknout). Tyto příčiny už způsobily mnohá z vymírání, známých z geologických a paleontologických nálezů (bylo jich o mnoho víc a dokonce i rozsáhlejších, než je populární vyhynutí dinosaurů před 65 miliony lety). Naše znalost polohy Slunce a našeho okolí i pohybů v naší Galaxii má tedy velký význam, nejedná se jen o akademický problém či diskusi.

Jsme tedy jako námořníci v patnáctém století, když objevovali nové ostrovy, vytvářeli mapy a zjišťovali, jaká je vlastně naše Země. My dnes prostřednictvím svých počítačů na projektu MilkyWay@home pomáháme vzniku reálného katalogu hvězd podle jejich původu, a to v čím dál větší části naší Galaxie.

Dosavadní výsledky

Při dosavadních výpočtech se algoritmus MilkyWay@home ukázal jako úspěšný. Byl sice zaměřený jen na jeden proud hvězd (nejlépe zmapovaný), jeden typ hvězd (které tvoří asi 13% celkového počtu) a hlavně omezený prostorový výsek Galaxie (ve tvaru válce), ale to je jen začátek. Pokud bude mít projekt k dispozici více počítačů, pak se tato omezení mohou uvolnit - výpočet bude možné uskutečnit pro větší procento hvězd a pro větší oblast.

V průběhu srpna 2009 bylo oznámeno vedením projektu, že se podařilo učinit významný pokrok v mapování trpasličího slapového proudu z Blíženců skrz halo Mléčné dráhy. Co znamená trpasličí slapový proud z Blíženců a proč je tak důležitý? Jsme zatím pouze na začátku porozumění procesu formování galaxií. Současná představa je taková, že galaxie (jako je Mléčná dráha) se formovaly "zdola", což znamená, že se nejprve zformovaly malé shluky hvězd a trpasličí galaxie. Tyto menší galaxie se pak v průběhu času spojily dohromady a vytvořily tak větší a větší galaxie. Vodíkový oblak z každé z těchto galaxií se spojil do disku plynu v rovinně galaxie. Hvězdy, jako třeba Slunce, pak vznikly právě z tohoto plynného disku.

Hvězdy ve vnějších částech Mléčné dráhy se ve skutečnosti vytvořily v jiných galaxiích, které se později spojily a vytvořily Mléčnou dráhu; jejich studium nám pak vypovídá o procesu tvorby galaxie. Podrobným průzkumem těchto hvězd zjišťujeme, že některé malé galaxie se s Mléčnou drahou spojují dokonce i dnes. Když se malá "trpasličí" galaxie dostane blízko středu naší Galaxie, působí na ni slapové síly, které jsou podobné slapovým silám, kterými působí Měsíc na oceány. Hvězdy těchto trpasličích galaxií, které jsou blíže galaktickému jádru jsou přitahovány silněji než ty vzdálenější a pokud je rozdíl v těchto silách dostatečný, tak je hvězda vyrvána z trpasličí galaxie a začne volně obíhat okolo Mléčné dráhy. Tímto procesem je trpasličí galaxie asimilována do vnějších částí Galaxie, tedy do hvězdného hala.

Kromě informací o tom, jak se formovala Mléčná dráha nám studium těchto slapových proudů může pomoci určit rozložení temné hmoty v Mléčné dráze. Domníváme se, že 90% hmotnosti galaxie je tvořeno hmotou, která neinteraguje se světlem nebo jiným druhem elektromagnetického záření. Protože vesmír pozorujeme do značné míry pomocí světla (buď objekt vyzařuje vlastní světlo nebo ho odráží či pohlcuje), nemůžeme tento typ hmoty vidět - nazýváme ho tedy "temnou hmotou". Pomocí speciálních přístrojů můžeme určit pozici a rychlost spousty hvězdy v Mléčné dráze, ale pouze u hvězd ze slapového proudu známe i jejich pozici v minulosti; všechny byly původně vázány na trpasličí galaxie. To činí tyto hvězdy velmi důležité pro určení rozložení hmotnosti (a tedy i temné hmoty) v Mléčné dráze. Čím lépe porozumíme hustotě temné hmoty, její funkci a rozložení v Mléčné dráze, tím lépe můžeme odhadovat, co vlastně temná hmota je. V současnosti je jedinou možností určení pozice temné hmoty její vliv na hmotu, kterou vidíme, jako třeba hvězdy.

Další z oblastí, pro kterou jsou data z projektu důležitá, jsou modely slapového proudu trpasličí galaxie v Blížencích. Žádný z dosud navrhovaných tvarů hala totiž nedokázal vysvětlit všechna pozorovaná proudění. Výsledky z MilkyWay@home nám mohou pomoci vyřešit tuto slepou uličku, protože postupně zjišťujeme, že předchozí určení pozic slapových pásů v trpasličí galaxii v Blížencích bylo nesprávné. Jsme také schopni učinit přesnější určení počtu hvězd v hvězdném proudu. Očekává se, že tato data vyústí v lepší modely pro slapové proudění, které nám jasně určí tvar slapových pásů v Mléčné dráze.

Závěr

Do projektu MilkyWay@home se dosud připojilo více než 30.000 dobrovolníků z celého světa. Tito lidé poskytují pro pokrok v dané oblasti astronomie výkon svých domácích počítačů, který by jinak zůstal nevyužitý. Projekt již také téměř rok využívá kromě výpočtů na matematickém procesoru (CPU) i výpočtů prostřednictvím procesoru na grafické kartě (GPU), které mají několikanásobně větší výkon a v oblasti distribuovaných výpočtů zaznamenávají velký boom. Každý nepatrný kousek z tohoto poskytovaného výkonu přináší do oblasti astronomie nové poznatky a rozšiřuje nám obzory. Každý z těchto více než 30.000 lidí na světě má dobrý pocit, že lidstvu pomáhá v jeho pokroku.

Jak se můžete zapojit do tohoto výzkumu?

Postup je naprosto jednoduchý. Stačí mít k dispozici počítač s připojením na internet a postupovat například dle tohoto návodu -->>.

Zdroje:
Oficiální stránky projekt MilkyWay at home
Wikipedia
objekty.astro.cz

Autor: Dušan Vykouřil (forest) - Czech National Team

Překlad: Tomáš Pazderka (Zelvuska) - Czech National Team
Juraj Kotulič Bunta (Duro) - boinc.sk

Korektura:JardaM - Czech National Team
Tomáš Pazderka (Zelvuska) - Czech National Team

Svůj komentář na tento článek, co by mělo být opraveno, či doplněno můžete napsat do této sekce na našem týmovém fóru. Téma s komentářem k tomuto konkrétnímu článku, by mělo nést stejný název, jako článek na webu.