Коллектив Авторов - Цифровой журнал «Компьютерра» № 183
А если не отбор, то что? Такое впечатление, что у зелёных жаб загрязнение включает некий механизм, берущий развитие под жесткий контроль и повышающий его устойчивость, несмотря на дисбалансирующий эффект внешних воздействий.
Третий пример. Комментатор предыдущей колонки веселился над тем, что я готов писать статьи «Пользование тачскрином: опыт зелёных лягушек» и «Аналитика финансовых рынков с точки зрения зелёных лягушек». Ну понятно же, что мне захотелось изучить уровень ФА у зелёных лягушек!
Я работаю в регионе, для которого характерно совместное проживание межвидовых гибридов зелёных лягушек и одного из родительских видов. Среди гибридов есть те, которые имеют 2 и 3 хромосомных набора. Естественно ожидать, что развитие гибридов (которые обладают хромосомными наборами, относящимися к двум разным видам) должно быть менее устойчивым, чем развитие представителей родительских видов. Особой неустойчивости развития следует ожидать от гибридов с тремя хромосомными наборами. Эти наборы эволюционировали в особях родительского вида, имевших по два набора, а затем они встретились по трое в каждой клетке — и, как ни странно, могут руководить развитием особи.
Зелёные лягушки имеют очень характерный рисунок на верхней поверхности тела. Неустойчивость развития гибридов можно оценить по ФА их рисунка?
Ничего подобного. Гибриды (с 2 и 3 хромосомными наборами) и представители родительского вида, как кажется, практически не отличаются друг от друга по уровню ФА рисунка, оценённой с помощью нескольких разных мер. Более того, разные меры асимметрии рисунка очень слабо коррелируют друг с другом. Если бы на них влияла неустойчивость развития, у менее устойчивых особей возрастала бы асимметрия, оцениваемая по большинству из этих мер; увы, этого не наблюдается.
Как это сочетается с такими хорошими теоретическими соображениями, которые я изложил в этой колонке? А никак. Теория теорией, но эмпирические данные — упрямая вещь.
Что в сухом остатке? Измерение флуктуирующей асимметрии — интригующий метод, разработанный, чтобы докопаться до самых интимных механизмов развития. Увы, он работает не всегда. Часто действительность оказывается «непослушной» и выдаёт результат, прямо противоположный ожидаемому. Вероятно, в таких случаях в игру вмешивается какой-то неизвестный нам фактор. Как его изучать? Хотел бы я знать…
К оглавлению
Заметки о протозвёздах и планетах (II)
Дмитрий Вибе
Опубликовано 25 июля 2013
Увы, увы, конференция Protostars & Planets VI окончательно ушла в прошлое. Произнесены прощальные благодарственные речи, сделано памятное фото, и разошлись учёные по городам и весям осмысливать услышанное и увиденное. А я постараюсь во второй части своих заметок описать то, о чём говорилось в «планетной» части конференции.
Итак, каким-то образом вещество будущей системы «звезда + планеты» отделилось от родительского молекулярного облака и начало самостоятельное существование (насколько вообще можно говорить о самостоятельности в Галактике). Что должно происходить дальше? Дальше в центре системы появляется собственно звезда, которую окружает газопылевой диск. Со временем в диске формируется планетная система — картина, общие контуры которой были нарисованы ещё Кантом — Лапласом, а детализацию предложил В. С. Сафронов. Численное исследование процесса формирования планет из пылинок (а Земля — это до неприличия разросшаяся космическая пылинка) началось ещё в прошлом веке, но до сих пор не привело к устраивающему всех результату. Математически эта задача ещё более сложна, чем проблема образования звезды из молекулярного облака. Масса космической пылинки — 10-14 г, а масса Земли — 6 1027 г. То есть, потребна модель, способная адекватно описывать изменение массы частицы более чем на 40 порядков.
Первые модели такого рода выявили существенные проблемы в стандартной картине, связанные с тем, что обычное слипание пылинок не позволяет преодолеть так называемый «метровый барьер». Частицы охотно вырастают до сантиметровых размеров, но после этого их столкновения приводят не к слипанию, а скорее к отскоку друг от друга или даже разрушению, но никак не к росту. В последние годы много усилий прилагается к тому, чтобы перепрыгнуть через метровый барьер. На помощь приходит добавление физических подробностей. В «базовой комплектации» модель космической пыли как нельзя лучше соответствует образу «сферического коня в вакууме». Если начать несколько уходить от этого образа, метровый барьер пусть и не исчезает совсем, но по крайней мере становится менее высоким. Ситуацию со слипанием, например, улучшает учёт возможной пористости пылинок: они ведь вовсе не обязаны быть гладкими силикатными шариками. Далее, барьер возникает в моделях при условии, что для скорости столкновения пылинок принято некоторое «типичное» значение. В реальном же мире имеет место не одно значение, а распределение по скоростям, и в росте пылинок большую роль могут играть частицы, скорости которых приходятся на «хвосты» этого распределения.
У моделей в «базовой комплектации» есть ещё одна проблема. Пока пылинка мелкая, она полностью «вморожена» в газ и вращается вокруг звезды вместе с ним. Но стоит ей вырасти в камешек размером в десяток–другой сантиметров, газ начинает замедлять орбитальное движение камешка, и он довольно быстро дрейфует к центру системы. То есть мало перепрыгнуть метровый барьер, это нужно сделать быстро, пока вся пыль не попадала на звезду, не успев вырасти до большего размера. Эта проблема тоже решается уходом от упрощённых моделей: чтобы ускорить процесс роста пыли, её нужно как-то предварительно скучковать, насильно собрать в плотные сгустки. За такое кучкование могут отвечать разнообразные неустойчивости в диске, связанные с газодинамикой, магнитным полем, гравитацией. На коленке такое уже не промоделируешь, поэтому работы требуемого уровня сложности начали появляться лишь в последние годы. На конференции проблемы роста пыли в протопланетных дисках так или иначе затрагивались в нескольких обзорных докладах, а уж сколько об этом было постеров — и не сосчитать.
Неустойчивости в диске важны не только как фактор скучивания пыли. Они могут играть не менее важную роль в самом существовании диска. С этим тоже связана крупная проблема: диск-то должен быть аккреционным, то есть вещество в нём должно не просто крутиться вокруг звезды, но и постепенно приближаться к ней, с тем чтобы в конце концов упасть, породив наблюдаемое избыточное (относительно спектра самой звезды) ультрафиолетовое излучение. Чтобы вещество падало на звезду, у него нужно отобрать орбитальный угловой момент (aka момент импульса) и куда-то его деть. С давних пор потенциальным переносчиком углового момента считается турбулентность. За её возбуждение в диске как раз и должны отвечать какие-то неустойчивости, но какие именно — наука пока не может дать ответа, потому что и здесь требуются весьма детальные численные модели. Мало того что их сложно построить, так ещё и наблюдательных ограничений недостаёт. Конечно, много надежд в этом отношении возлагается на интерферометр ALMA, который позволит более или менее массово получать карты протопланетных дисков.
Вообще, не хотелось бы, чтобы вы представляли исследования протопланетных дисков как череду компьютерных моделей. Конечно, качественных наблюдений пока не очень много, но они есть. В спектрах дисков видны признаки укрупнения пылинок, всё больше обнаруживается в дисках различных молекул. В излучении молекул тоже можно разглядеть признаки укрупнения твёрдых частиц, потому что химические процессы по-разному протекают в среде с мелкими пылинками и в среде с крупными булыжниками (это, кстати, та область, в которую мы вносим свой скромный вклад).
Но, помимо прямых наблюдений, есть богатые косвенные источники информации об эволюции протопланетных дисков! Это итог их существования — планетные системы, включая Солнечную. Солнечная система интересна тем, что в ней помимо распределения планет можно изучать остатки протопланетного вещества; другие планетные системы интересны своим разнообразием. К сожалению (или к счастью), и в вопросе формирования планет тоже пока в основном неясности. Точнее, не ясно, в каких случаях работает тот или иной из двух рассматриваемых сейчас механизмов планетообразования — аккреция на ядро и гравитационная неустойчивость в диске. Первый — это конечный итог уже упомянутого слипания пылинок с образованием каменного ядра (планета земного типа), на который потом может аккрецировать мощная газовая атмосфера (планета-гигант). Второй — фрагментация диска под действием его же собственного тяготения — привлекает тем, что действует гораздо быстрее. Это позволяет объяснить образование планет-гигантов на больших расстояниях от звезды — как, например, в системе HR8799, то есть там, где аккреция на ядро должна быть дольше максимального времени жизни диска.
