Astronomía y cosmología
El universo desde sus primeros minutos hasta la red cósmica, y las estrellas, los planetas y los agujeros negros que contiene.
No podemos volver a ejecutar el universo, así que los astrónomos construyen modelos de él. Las simulaciones cosmológicas son lo más parecido en el mundo real a la escala de «universo entero» del Sandbox. Siguen siendo manejables porque una sola partícula representa a casi un millón de soles.
Simulación cosmológica de N cuerpos
Materia oscura como miles de millones de partículas que crecen bajo la gravedad desde un universo primitivo casi uniforme hasta la red cósmica de filamentos, paredes y vacíos.
Pregunta que responde: ¿Hace crecer nuestro modelo del universo la misma estructura a gran escala que ven los telescopios?
Deja fuera: Una partícula representa un millón de soles, así que nada más pequeño que una galaxia está realmente ahí.
Se ejecuta en: unos 1017.5 FLOPS aproximado una parte grande de una supercomputadora nacional, durante semanas.Desde: 1970 El modelo de 300 puntos de Peebles de la formación de un cúmulo de galaxias, de los primeros; las ejecuciones de N cuerpos de cúmulos estelares empezaron con von Hoerner en 1960
Formación de galaxias
Enfriamiento del gas, formación de estrellas y explosiones de supernovas, y acreción de agujeros negros que impulsa flujos de salida, todo ello en capas sobre la red de materia oscura.
Pregunta que responde: ¿Por qué las galaxias tienen las formas y los tamaños que tienen?
Deja fuera: La formación de estrellas y la retroalimentación de los agujeros negros se representan con prescripciones ajustables a escala subcuadrícula, no se derivan de primeros principios.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado una buena porción de una supercomputadora nacional, semanas de ejecución.Desde: 1992 las primeras simulaciones combinadas de gravedad y gas de galaxias en formación.
Nucleosíntesis del Big Bang
Los primeros veinte minutos, cuando el universo era un reactor nuclear que fabricaba hidrógeno, helio y una traza de litio.
Pregunta que responde: ¿Coinciden las proporciones de elementos predichas con el gas más antiguo que podemos medir?
Deja fuera: Supone que el universo primitivo era perfectamente homogéneo, aunque contenía pequeñas inhomogeneidades.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado una laptop; todo el cálculo tarda segundos.Desde: 1967 Los primeros cálculos de abundancias de elementos ligeros, de Wagoner, Fowler y Hoyle.
Fondo cósmico de microondas
Ondulaciones en el plasma caliente del universo joven, evolucionadas hasta que se liberó la luz 380 000 años después del Big Bang.
Pregunta que responde: ¿Qué parámetros cosmológicos producen el patrón de puntos calientes y fríos que observamos?
Deja fuera: Supone que el modelo cosmológico estándar es correcto y ajusta solo su pequeño conjunto de parámetros.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado una estación de trabajo de escritorio; minutos por conjunto de parámetros.Desde: 1996 El código de Boltzmann rápido para el cielo de microondas de Seljak y Zaldarriaga.
Reionización cósmica
La luz ultravioleta de las primeras estrellas y galaxias que se extiende e ioniza el hidrógeno neutro que llenaba el universo temprano.
Pregunta que responde: ¿Qué reionizó el universo después de las edades oscuras cósmicas?
Deja fuera: Las fuentes tenues y lejanas que hacen la mayor parte de la ionización siguen estando por debajo de lo que cualquier telescopio puede ver directamente, así que sus números se extrapolan.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado una gran parte de una supercomputadora nacional, durante semanas.Desde: 1999 las primeras simulaciones de transferencia radiativa de las primeras burbujas ionizadas.
Medio intergaláctico y bosque de Lyman-alfa
El gas tenue tendido entre galaxias, evolucionado bajo la gravedad y el calentamiento hasta que su patrón de absorción coincide con el bosque parpadeante de líneas del espectro de un cuásar lejano.
Pregunta que responde: ¿Cuánta materia ordinaria hay en el gas entre las galaxias, y qué tan caliente está?
Deja fuera: Depende de supuestos sobre cómo la luz ultravioleta de las galaxias calienta el gas, algo que no se observa directamente.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado un clúster universitario o nacional, semanas por volumen simulado.Desde: 1994 las primeras simulaciones hidrodinámicas que reproducían el bosque Lyman-alfa.
Simulaciones de materia oscura ondulatoria
El universo evoluciona con la materia oscura tratada como una onda cuántica coherente que obedece las ecuaciones de Schrödinger y de Poisson, en lugar de como partículas clásicas.
Pregunta que responde: ¿Cómo sería la estructura cósmica si la materia oscura fuera una onda ultraligera?
Deja fuera: El requisito de resolución de las ondas hace difíciles los volúmenes grandes, y los bariones quedan casi todos fuera.
Se ejecuta en: unos 1019 FLOPS aproximado Simulaciones de ondas con malla adaptativa de gran tamañoDesde: 2014 Cosmic structure as the quantum interference of a coherent dark wave (2014) fuente
Simulaciones restringidas del universo local
Ejecuciones cosmológicas cuyas condiciones iniciales se ajustan para que el volumen evolucionado reproduzca los vecinos observados de nuestra galaxia, incluidos los cúmulos cercanos.
Pregunta que responde: ¿Podemos simular las estructuras reales que rodean la Vía Láctea en lugar de un trozo típico de universo?
Deja fuera: Las restricciones provienen de datos de distancia ruidosos, así que la coincidencia es estadística y no exacta.
Se ejecuta en: unos 1019 FLOPS aproximado Grandes ejecuciones de N cuerpos o hidrodinámicas a partir de condiciones iniciales restringidasDesde: 2010 Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) (2010) fuente
Emuladores cosmológicos
Un conjunto modesto de simulaciones cosmológicas costosas se usa para entrenar un interpolador rápido que predice estadísticas, como el espectro de potencias de la materia, para valores de parámetros cercanos.
Pregunta que responde: ¿Podemos predecir la estructura para miles de elecciones de parámetros a partir de solo unas decenas de simulaciones?
Deja fuera: Solo cubre el rango de parámetros y las estadísticas con que se entrenó.
Se ejecuta en: unos 1018 FLOPS aproximado Diseño de decenas de ejecuciones de N cuerpos, y luego predicciones casi gratuitasDesde: 2010 The Coyote Universe III: simulation suite and precision emulator (2010) fuente
Síntesis de poblaciones estelares
La luz combinada de muchas generaciones de estrellas, sumada a partir de trayectorias y espectros de evolución estelar, para leer las edades, las masas y la historia de formación estelar a partir de los colores de una galaxia.
Pregunta que responde: ¿Qué mezcla de estrellas da a una galaxia su color?
Deja fuera: Las trayectorias estelares y las bibliotecas espectrales tienen sus propias incertidumbres, por ejemplo en las últimas etapas de la evolución.
Se ejecuta en: unos 109 FLOPS aproximado síntesis barata de espectros, repetida en una cuadrícula de edades y metalicidades.Desde: 1983 La evolución espectral de las galaxias de Bruzual, sistemas de tipo temprano. fuente
Evolución química galáctica
La acumulación de elementos pesados en una galaxia a lo largo del tiempo, por entrada de gas, formación de estrellas, muerte estelar y salida de gas, escrita como un conjunto de ecuaciones de velocidad acopladas.
Pregunta que responde: ¿Cómo acumuló una galaxia su hierro y su oxígeno?
Deja fuera: La mezcla y los flujos de gas se agrupan en unos pocos parámetros libres, así que el modelo ajusta pero no predice.
Se ejecuta en: unos 108 FLOPS aproximado integración barata de ecuaciones de tasas, barrida a lo largo de los parámetros.Desde: 1968 Modelo de Tinsley de la evolución de las estrellas y el gas en las galaxias. fuente
Formación de galaxias semianalítica
Galaxias pintadas sobre los halos en fusión de una simulación de materia oscura con reglas sencillas de enfriamiento, formación de estrellas y retroalimentación, que siguen todas las galaxias a bajo costo.
Pregunta que responde: ¿Cuántas galaxias de cada tamaño albergan los halos de materia oscura?
Deja fuera: Las recetas de formación de estrellas y de retroalimentación se ajustan, no se derivan.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado reglas aplicadas a millones de árboles de fusiones, mucho más barato que la hidrodinámica.Desde: 1993 La formación de galaxias dentro de halos de materia oscura en fusión, de Kauffmann, White y Guiderdoni. fuente
Simulación de materia oscura autointeractuante
Partículas de materia oscura a las que se permite dispersarse unas contra otras, de modo que los núcleos de los halos se aplanan y los satélites cambian de forma, contrastado con observaciones de galaxias.
Pregunta que responde: ¿Chocan las partículas de materia oscura, y eso ablanda los núcleos de las galaxias?
Deja fuera: La sección eficaz es un número libre, y la retroalimentación bariónica puede imitar u ocultar el mismo núcleo.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado Ejecuciones de N cuerpos con un paso de dispersión añadido.Desde: 2000 Materia oscura débilmente autointeractuante y estructura de los halos oscuros, de Yoshida, Springel, White y Tormen. fuente
Simulación cosmológica con neutrinos masivos
Neutrinos con una masa pequeña, añadidos a una simulación de formación de estructuras como partículas o como fluido en una malla, para poder medir el efecto sobre el crecimiento de la red cósmica.
Pregunta que responde: ¿Cuánto frena la masa del neutrino el crecimiento de las estructuras cósmicas?
Deja fuera: El ruido térmico de los neutrinos vuelve ruidosos los esquemas de partículas, y su masa es en sí misma desconocida.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado ejecuciones de N cuerpos de gran volumen con un componente de neutrinos añadido.Desde: 2008 El efecto del movimiento térmico de los neutrinos sobre el espectro de potencias no lineal de la materia, de Brandbyge, Hannestad, Haugbølle y Thomsen. fuente
Formación de estructuras con gravedad modificada
Ejecuciones de N cuerpos en las que la gravedad se aparta de la relatividad general a gran escala, con un mecanismo de apantallamiento que la restaura cerca, de modo que se pueda poner a prueba el cosmos en busca de fuerzas nuevas.
Pregunta que responde: ¿Dejaría un cambio en la gravedad una huella en la estructura cósmica?
Deja fuera: Cada teoría necesita su propio solucionador a medida, y el cribado es costoso de seguir con precisión.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado Ejecuciones de N cuerpos que resuelven una ecuación de campo no lineal adicional en cada paso.Desde: 2008 La evolución no lineal de las cosmologías f(R) de Oyaizu, metodología. fuente
Trazado de rayos de lente débil a través de universos simulados
Rayos de luz trazados a través de la materia de una gran simulación para pronosticar cuánto se distorsionan ligeramente las formas de las galaxias, de modo que se puedan calibrar los sondeos.
Pregunta que responde: ¿Cuánto deforma la materia intermedia las formas de las galaxias lejanas?
Deja fuera: Las aproximaciones de planos múltiples y el desenfoque de la resolución finita difuminan las estructuras de lente más pequeñas.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado trazado de rayos a través de cientos de instantáneas de N cuerpos.Desde: 2000 Las simulaciones de trazado de rayos de lente débil por la estructura a gran escala, de Jain, Seljak y White. fuente
Evolución de redes de cuerdas cósmicas
Una red de defectos delgados y estirados que quedaron de una transición de fase temprana, evolucionada para ver cuántos bucles y cuerdas largas sobreviven y cómo ejercerían la gravedad.
Pregunta que responde: Las cuerdas cósmicas, si existen, ¿se asientan en un patrón invariante de escala?
Deja fuera: Las ejecuciones de teoría de campos no pueden alcanzar anchos realistas de cuerda, y el régimen de escala solo se aborda por extrapolación.
Se ejecuta en: unos 1014 FLOPS aproximado Simulaciones de Nambu-Goto o de teoría de campos en una caja en expansión.Desde: 1985 La evolución calculada de las cuerdas cósmicas de Albrecht y Turok. fuente
Dinámica de campos en retícula del universo primitivo
Campos escalares en una red evolucionados hasta el final de la inflación para ver cómo la energía del inflatón pasa a las partículas en una violenta ráfaga resonante.
Pregunta que responde: ¿Cómo se calentó el universo después de la inflación?
Deja fuera: Los campos clásicos sustituyen a las fluctuaciones cuánticas, algo válido solo mientras los números de ocupación son grandes.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado ejecuciones de campo clásico en retícula de hasta unos pocos miles de puntos por lado.Desde: 1996 La desintegración clásica del inflatón, de Khlebnikov y Tkachev. fuente
Propagación de rayos cósmicos galácticos
Partículas cargadas de supernovas que vagan por la Galaxia bajo difusión, pérdida de energía y reacciones nucleares, para predecir qué llega a la Tierra y los rayos gamma que emiten.
Pregunta que responde: ¿Cómo se difunden los rayos cósmicos por la Galaxia, y qué dejan a su paso?
Deja fuera: El campo magnético y la distribución de gas de la Galaxia se suavizan, así que los coeficientes de difusión se ajustan.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado solución numérica de una ecuación de transporte en una malla de parámetros.Desde: 1998 Propagación de nucleones de rayos cósmicos en la Galaxia de Strong y Moskalenko. fuente
Simulación cosmológica diferenciable
Una simulación de partículas y malla del crecimiento de estructuras escrita de modo que los gradientes fluyan a través de ella, lo que permite ajustar directamente las condiciones iniciales o los parámetros a las galaxias observadas.
Pregunta que responde: ¿Qué campo de densidad inicial y qué cosmología reproducen las galaxias que realmente vemos?
Deja fuera: El rápido esquema de partícula-malla es tosco a escalas pequeñas, así que sirve para las grandes estructuras pero no para el interior de las galaxias.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado cientos de horas de GPU por volumen ajustado.Desde: 2020 FlowPM, de Modi y sus colegas, un solucionador cosmológico de partícula-malla distribuido en TensorFlow. fuente
Catálogos e imágenes sintéticos de sondeos del cielo
Un universo simulado de galaxias, estrellas y transitorios se extrae de simulaciones y se convierte en las imágenes de píxeles que registrarían un telescopio de sondeo y su cadena de procesamiento, con ruido, mezcla de fuentes y efectos del instrumento.
Pregunta que responde: ¿Recuperaría el software del sondeo la verdadera cosmología a partir de un cielo cuya verdad conocemos?
Deja fuera: El cielo simulado contiene solo la física y los efectos del instrumento que sus autores pensaron incluir, así que los efectos sistemáticos imprevistos siguen sin preverse.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado meses en unas pocas asignaciones de supercomputadora para generar catálogos e imágenes.Desde: 2021 El sondeo simulado del cielo DC2 de la LSST Dark Energy Science Collaboration. fuente
Simulación de colisiones y fusiones de galaxias
Dos galaxias tratadas como discos de estrellas de prueba que se cruzan bajo la gravedad, para mostrar cómo se forman las colas de marea, los puentes y las fusiones.
Pregunta que responde: ¿Provienen de un encuentro cercano pasado las largas corrientes de estrellas que se ven alrededor de algunas galaxias?
Deja fuera: Las primeras versiones ignoran la gravedad de las estrellas entre sí y sobre el gas, y cualquier coincidencia con un par real es solo una historia posible.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado de horas a días en una estación de trabajo para una fusión moderna de alta resolución.Desde: 1972 Cálculos restringidos de tres cuerpos de Toomre y Toomre sobre puentes y colas galácticos. fuente
Evolución estelar
Una estrella como capas anidadas de gas, que consume su combustible desde el nacimiento hasta convertirse en enana blanca, estrella de neutrones o agujero negro.
Pregunta que responde: ¿Cuánto vive una estrella de esta masa, y cómo muere?
Deja fuera: Trata la convección y la rotación con prescripciones parametrizadas en lugar de resolver directamente la turbulencia.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado una laptop; un recorrido evolutivo completo tarda minutos.Desde: 1955 Los primeros modelos calculados de estrellas gigantes rojas, de Hoyle y Schwarzschild.
Supernovas de colapso del núcleo
El último segundo de una estrella masiva: el núcleo que colapsa, los neutrinos que salen a raudales y una onda de choque que o bien destroza la estrella o bien se detiene.
Pregunta que responde: ¿Qué mecanismo impulsa la explosión de una estrella masiva?
Deja fuera: El mecanismo que reanima el choque detenido aún no está resuelto, y los modelos difieren de una estrella a otra.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado una gran parte de una supercomputadora nacional, durante meses.Desde: 1966 Los primeros modelos por computadora del colapso del núcleo de Colgate y White.
Formación de estrellas
Nubes de gas frío que colapsan por la gravedad en cúmulos de estrellas, con la turbulencia y los campos magnéticos empujando en sentido contrario.
Pregunta que responde: ¿Por qué las estrellas se forman con la dispersión de masas que tienen?
Deja fuera: Todavía no puede resolver a la vez una nube entera y las escalas diminutas donde se forma realmente una estrella.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado un clúster universitario o nacional, semanas para una nube.Desde: 1969 El primer colapso calculado de una nube protoestelar, de Larson.
Oscilaciones estelares
Ondas sonoras y de gravedad que resuenan por el interior de una estrella, calculadas para predecir el patrón de parpadeos de brillo que vería un telescopio.
Pregunta que responde: ¿Qué nos dice el bamboleo de una estrella sobre lo que hay en su interior?
Deja fuera: Solo las capas externas están bien acotadas. El núcleo mismo sigue siendo cuestión de inferencia, no de medición directa.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado una laptop; un espectro completo de oscilaciones tarda minutos.Desde: 1975 los primeros modelos de oscilación calculados, comparados con las pulsaciones de cinco minutos observadas en el Sol.
Evolución de estrellas binarias
Dos estrellas que orbitan tan cerca que se arrancan gas una a otra, intercambian masa, se fusionan o terminan como una pareja ligada de remanentes compactos.
Pregunta que responde: ¿Terminará este par de estrellas en una fusión, en un par que sobrevive o en una fuente de ondas gravitacionales?
Deja fuera: La transferencia de masa entre dos estrellas se sigue representando con un pequeño conjunto de fórmulas ajustables y no se deriva de primeros principios.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado una laptop; una población de binarias evoluciona en minutos.Desde: 1967 los primeros modelos calculados de transferencia de masa entre estrellas binarias cercanas.
Atmósferas y espectros estelares
Luz que escapa por las capas externas de una estrella, calculada según la temperatura y la composición para predecir el espectro que registraría un telescopio.
Pregunta que responde: ¿De qué está hecha esta estrella y qué temperatura tiene su superficie?
Deja fuera: Supone una atmósfera lisa y en calma, cuando las manchas estelares y las celdas de convección en realidad hacen rugosa la superficie real.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado una estación de trabajo; horas por estrella modelada.Desde: 1967 las primeras atmósferas modelo calculadas, comparadas con espectros estelares medidos.
Evolución del sabor de los neutrinos de supernova
El denso flujo de neutrinos que sale de una estrella que colapsa, seguido mientras se dispersan unos con otros y cambian de sabor, lo que afecta a la explosión y a los elementos forjados.
Pregunta que responde: ¿Cómo intercambian sabor los neutrinos entre la multitud dentro de una supernova?
Deja fuera: El problema completo es demasiado grande para resolverlo junto con la explosión, así que la física del sabor se trata en cajas pequeñas y simplificadas.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado ecuaciones cinéticas cuánticas acopladas en unas pocas dimensiones.Desde: 2006 La simulación de Duan, Fuller, Carlson y Qian de la transformación coherente no lineal del sabor de los neutrinos en el entorno de una supernova. fuente
Simulación de la convección en la superficie estelar
Las capas superficiales en ebullición de una estrella, calculadas en tres dimensiones con radiación, para reproducir la granulación y las formas de las líneas espectrales.
Pregunta que responde: ¿Cómo es la superficie de una estrella y cómo se forman sus líneas?
Deja fuera: Solo se modela un parche delgado, y las capas profundas de debajo se imponen a partir de modelos estelares unidimensionales.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado hidrodinámica de radiación tridimensional de un parche de la superficie.Desde: 1998 Simulaciones de la granulación solar de Stein y Nordlund. fuente
Evolución de envoltura común
Una estrella compacta que describe una espiral dentro de las capas externas hinchadas de su compañera, expulsando el gas o fusionándose, seguida con hidrodinámica para ver qué binarias cercanas sobreviven.
Pregunta que responde: ¿Expulsa la estrella en espiral la envoltura o se fusiona con el núcleo?
Deja fuera: Las ejecuciones duran mucho menos que el evento real y no pueden enfriar el gas, así que las separaciones finales siguen siendo inciertas.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado ejecuciones hidrodinámicas tridimensionales de unas pocas órbitas.Desde: 1996 Las simulaciones hidrodinámicas de sistemas de envoltura común de Rasio y Livio. fuente
Síntesis de poblaciones binarias
Millones de estrellas binarias evolucionadas con reglas rápidas para la transferencia de masa, las mareas y los impulsos de las supernovas, para predecir cuántas fusiones, novas y fuentes de ondas gravitacionales tiene una galaxia.
Pregunta que responde: ¿Cuántos sistemas binarios de agujeros negros y estrellas de neutrones produce una galaxia?
Deja fuera: Unas fórmulas de ajuste rápido sustituyen a los modelos estelares detallados, así que los resultados raros dependen de las reglas supuestas.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado millones de binarias evolucionadas con ajustes analíticos.Desde: 2002 La rápida evolución de estrellas binarias, con mareas incluidas, de Hurley, Tout y Pols, para estudios de poblaciones. fuente
Colapsares y chorros de estallidos de rayos gamma
Una estrella masiva que colapsa en un agujero negro e impulsa un chorro a través de su envoltura, seguida con hidrodinámica relativista para ver si puede escapar un estallido.
Pregunta que responde: ¿Puede un chorro de una estrella que colapsa abrirse paso y producir un estallido de rayos gamma?
Deja fuera: El lanzamiento de chorros se impone a mano, porque el motor central es demasiado pequeño y rápido para seguirlo con la envoltura.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado de hidrodinámica relativista axisimétrica a tridimensional.Desde: 1999 Las simulaciones de colapsares de MacFadyen y Woosley para los estallidos de rayos gamma y las explosiones en supernovas fallidas. fuente
Redes de reacciones astroquímicas
Cientos de reacciones en fase gaseosa y en la superficie de granos, integradas en una nube interestelar fría para predecir qué moléculas se forman y cómo se agotan cuando empiezan a condensarse estrellas.
Pregunta que responde: ¿Qué moléculas se forman en una nube fría, y con qué rapidez?
Deja fuera: Muchos coeficientes de velocidad solo se miden a temperatura ambiente o se adivinan.
Se ejecuta en: unos 108 FLOPS aproximado ecuaciones de velocidad rígidas para miles de especies, baratas por nube.Desde: 1973 El modelo de Herbst y Klemperer de la formación y el agotamiento de moléculas en nubes interestelares densas. fuente
Turbulencia magnetizada interestelar
Un gas compresible y magnetizado, agitado en una caja periódica, para averiguar con qué rapidez la turbulencia pierde energía, lo que fija la velocidad a la que las nubes colapsan en estrellas.
Pregunta que responde: ¿Con qué rapidez se apaga la turbulencia en el gas interestelar?
Deja fuera: La disipación numérica sustituye a la física real de pequeña escala, y la caja no tiene paredes ni gravedad.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado ejecuciones MHD tridimensionales de alta resolución.Desde: 1998 Disipación en la turbulencia magnetohidrodinámica compresible de Stone, Ostriker y Gammie. fuente
Formación de planetas
Polvo de un disco alrededor de una estrella joven que se pega en guijarros, planetesimales y, al final, planetas.
Pregunta que responde: ¿Cómo se convierte un disco de polvo en un sistema solar?
Deja fuera: El paso de guijarro a planetesimal, de kilómetros de ancho, sigue siendo más supuesto que derivado.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado un clúster universitario, de días a semanas para un disco.Desde: 1978 Las primeras simulaciones numéricas de acreción de planetesimales de Greenberg y sus colegas.
Dinámica orbital
Los planetas que tiran unos de otros durante miles de millones de años, y los asteroides y cometas que pasan entre ellos.
Pregunta que responde: ¿Es estable el sistema solar, y chocará este asteroide con algo?
Deja fuera: El caos significa que un diminuto error de redondeo puede cambiar la respuesta pasado el tiempo suficiente.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado una computadora de escritorio; miles de millones de años caben en días.Desde: 1988 El orrery digital de Sussman y Wisdom encontró caos en la órbita de Plutón.
Atmósferas planetarias y de exoplanetas
Modelos climáticos adaptados a otros mundos: otros gases, otra gravedad, otra rotación y otra luz estelar.
Pregunta que responde: ¿Podría sobrevivir agua líquida en la superficie de este planeta?
Deja fuera: Aplica parametrizaciones de nubes y química calibradas en la Tierra a atmósferas que pueden comportarse de forma muy distinta.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado un clúster universitario, días por año planetario simulado.Desde: 1969 El primer modelo de circulación general de Marte, de Leovy y Mintz.
Interiores planetarios y dinamos
Roca o metal caliente que convecta en las profundidades de un planeta, modelado para ver si genera un campo magnético y cómo escapa el calor hacia la superficie.
Pregunta que responde: ¿Por qué este planeta tiene un campo magnético, y otro de tamaño parecido no?
Deja fuera: Funciona con una viscosidad y una velocidad de rotación mucho más suaves que las de un núcleo planetario real, y luego se escala por suposición.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado un clúster nacional, semanas para un modelo del interior.Desde: 1995 los primeros modelos tridimensionales por computadora de la geodinamo que genera el campo terrestre.
Formación de cráteres por impacto
Un asteroide o un cometa que golpea un planeta, modelado desde la onda de choque a través del suelo hasta el cráter, los escombros y los efectos climáticos que quedan.
Pregunta que responde: ¿Qué tamaño tendría el cráter, y cuánto daño causaría este impactador?
Deja fuera: La resistencia y la estructura interna del impactor suelen inferirse solo de su tamaño y velocidad.
Se ejecuta en: unos 1014 FLOPS aproximado una estación de trabajo o un clúster pequeño, horas por escenario de impacto.Desde: 1980 las primeras simulaciones con hidrocódigos de cráteres de impacto, impulsadas por la hipótesis de la extinción de los dinosaurios.
Detección y caracterización de exoplanetas
La atenuación o el bamboleo que un planeta causaría en la luz de su estrella, calculados para compararlos con datos reales de telescopio y extraer su tamaño y su órbita.
Pregunta que responde: ¿Esa caída de brillo es de verdad un planeta, y si lo es, de qué tamaño?
Deja fuera: Las manchas estelares y la inestabilidad de la estrella pueden imitar la señal de un planeta lo bastante bien como para engañar a una búsqueda automática.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado una estación de trabajo; de minutos a horas por señal candidata.Desde: 1984 los primeros modelos calculados de curvas de luz usados para planificar las primeras búsquedas de exoplanetas.
Simulaciones de impactos gigantes
Hidrodinámica de partículas suavizadas de dos cuerpos del tamaño de planetas que chocan, con seguimiento de la roca fundida y los escombros que podrían formar una luna.
Pregunta que responde: ¿Pudo una colisión entre planetas jóvenes producir la Luna?
Deja fuera: Los resultados dependen de la ecuación de estado y del espín y el ángulo iniciales que se supongan.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado Millones de partículas SPH con ecuaciones de estado realistasDesde: 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of Earth's formation (2001) fuente
Síntesis de poblaciones de planetas
Modelos semianalíticos rápidos de formación de planetas se ejecutan para miles de sistemas simulados y producen una población estadística que se compara con los sondeos de exoplanetas.
Pregunta que responde: ¿Qué mezcla de masas y órbitas de planetas predice una teoría de formación dada?
Deja fuera: Cada sistema es un modelo unidimensional simplificado, no una ejecución hidrodinámica completa.
Se ejecuta en: unos 1014 FLOPS aproximado Miles de ejecuciones baratas de discos unidimensionalesDesde: 2004 Toward a deterministic model of planetary formation I (2004) fuente
Recuperación de atmósferas de exoplanetas
Una atmósfera modelo ejecutada miles de veces frente a un espectro de transmisión o de emisión para inferir la temperatura y las abundancias moleculares.
Pregunta que responde: ¿De qué está hecho el aire de un planeta lejano?
Deja fuera: Los modelos unidimensionales se ajustan a datos de calidad limitada, así que son comunes las soluciones degeneradas.
Se ejecuta en: unos 1012 FLOPS aproximado millones de evaluaciones de espectros en un muestreador bayesiano.Desde: 2009 El método de recuperación de temperatura y abundancias para atmósferas de exoplanetas de Madhusudhan y Seager. fuente
Modelado climático de la zona habitable
Un modelo climático unidimensional de un planeta rocoso a distintas distancias de su estrella, que equilibra la luz estelar, los gases de efecto invernadero y las nubes para hallar dónde puede durar el agua líquida.
Pregunta que responde: ¿A qué distancia de su estrella puede estar un planeta y conservar agua líquida?
Deja fuera: Una sola columna no puede representar las nubes ni el contraste entre el día y la noche, así que los bordes de la zona se desplazan con modelos tridimensionales.
Se ejecuta en: unos 106 FLOPS aproximado una columna radiativo-convectiva unidimensional, lo bastante ligera para una laptop.Desde: 1993 Las zonas habitables alrededor de estrellas de la secuencia principal, de Kasting, Whitmire y Reynolds. fuente
Formación de planetesimales por inestabilidad de flujo
Granos de polvo de un disco de gas que se agrupan en los primeros cuerpos de un kilómetro, simulados con partículas y gas para ver si la turbulencia puede concentrarlos lo bastante como para que colapsen.
Pregunta que responde: ¿Cómo se agrupan los guijarros en los primeros bloques de construcción de los planetas?
Deja fuera: Cajas pequeñas cubren un trozo del disco, y los tamaños de partícula están en un rango estrecho.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado ejecuciones tridimensionales en una caja local con cientos de millones de partículas.Desde: 2007 La formación rápida de planetesimales en discos circunestelares turbulentos, de Johansen y sus colegas. fuente
Interacción planeta-disco y migración
Un planeta incrustado en el disco de gas del que se formó, que arrastra una estela en espiral que lo empuja hacia dentro o hacia fuera.
Pregunta que responde: ¿Por qué los planetas se mueven del lugar donde se formaron?
Deja fuera: La tasa de migración es sensible a la termodinámica y la viscosidad del disco, que se conocen mal.
Se ejecuta en: unos 1014 FLOPS aproximado ejecuciones hidrodinámicas de discos durante miles de órbitas.Desde: 2000 Las simulaciones hidrodinámicas de Kley sobre la migración de un sistema de protoplanetas. fuente
Fusiones de agujeros negros
Las ecuaciones de Einstein resueltas directamente mientras dos agujeros negros giran en espiral hasta fusionarse, y producen la señal de ondas gravitacionales que escuchan los detectores.
Pregunta que responde: ¿Qué forma de onda deberíamos ver de dos agujeros negros de estas masas?
Deja fuera: La última fracción de segundo antes de la fusión aún necesita aproximaciones que ninguna computadora resuelve del todo.
Se ejecuta en: unos 1016.5 FLOPS aproximado un clúster grande, semanas para una sola forma de onda.Desde: 1964 La primera colisión frontal de dos agujeros negros calculada por Hahn y Lindquist.
Discos de acreción y chorros
Gas magnetizado que cae en espiral hacia un agujero negro, se calienta y lanza chorros que recorren miles de años luz.
Pregunta que responde: ¿Cómo brilla un agujero negro más que la galaxia que lo rodea?
Deja fuera: No puede seguir el disco hasta la escala del propio agujero negro y a la vez la galaxia más amplia.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado un clúster grande, semanas para una ejecución global de un disco.Desde: 1991 Las simulaciones de Balbus y Hawley que revelan la inestabilidad magnetorrotacional.
Meteorología espacial
El viento solar y las erupciones del Sol que golpean el campo magnético de la Tierra.
Pregunta que responde: ¿Dañará esta tormenta solar a los satélites o a las redes eléctricas, y cuándo llega?
Deja fuera: Predice el momento de llegada de una erupción con exactitud moderada y su intensidad con bastante menos.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado el clúster de un centro nacional de pronóstico, ejecutado varias veces al día.Desde: 1978 las primeras simulaciones globales de magnetohidrodinámica del viento solar al chocar con el campo de la Tierra.
Fusiones de estrellas de neutrones
Dos estrellas de neutrones que se acercan en espiral y chocan, seguidas a la vez con las ecuaciones de Einstein y la física nuclear para ver qué escombros y luz se lanzan al espacio.
Pregunta que responde: ¿Produce esta fusión un agujero negro, y forja los elementos pesados que hay en la Tierra?
Deja fuera: La física nuclear de una materia tan densa aún no se conoce del todo, así que la composición de los escombros tiene una incertidumbre real.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado una gran parte de una supercomputadora nacional, durante semanas.Desde: 1990 las primeras simulaciones de hidrodinámica relativista de estrellas de neutrones en colisión.
Magnetosferas de púlsares
El campo magnético y el plasma que giran en torno a una estrella de neutrones en rotación, calculados para ver cómo emite en haces ondas de radio y partículas de alta energía hacia el espacio.
Pregunta que responde: ¿Por qué el haz de un púlsar barre periódicamente la línea de visión, y qué determina su forma?
Deja fuera: El plasma justo en la superficie de la estrella, donde de verdad se forma el haz, sigue estando mal entendido en términos físicos.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado un clúster universitario, días por modelo de magnetosfera.Desde: 1999 las primeras simulaciones globales del campo magnético giratorio de un púlsar.
Interior solar y dinamo
Plasma caliente que convecta y gira dentro del Sol, modelado para ver cómo enrolla el campo magnético hasta formar el ciclo de manchas solares de once años.
Pregunta que responde: ¿Por qué la actividad magnética del Sol sube y baja en un ciclo de once años?
Deja fuera: Todavía no puede reproducir con fiabilidad el periodo ni la amplitud del ciclo sin ajustar el modelo hacia los valores observados.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado un clúster nacional, semanas para un ciclo simulado.Desde: 1983 las primeras simulaciones tridimensionales de convección del interior solar.
Bancos de plantillas de ondas gravitacionales a partir de relatividad numérica
De cientos a miles de fusiones simuladas de agujeros negros que abarcan distintas razones de masa y espines, calibradas en modelos de forma de onda con los que los detectores comparan los datos.
Pregunta que responde: ¿Cómo es la señal de cualquier fusión de agujeros negros?
Deja fuera: Los catálogos son dispersos en el espacio de parámetros, así que los modelos de forma de onda que hay entre ellos son ajustes, no simulaciones.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado miles de ejecuciones de fusiones, cada una de semanas en un clúster.Desde: 2013 El catálogo de 174 simulaciones de agujeros negros binarios para la astronomía de ondas gravitacionales, de Mroue y sus colegas. fuente
Desafíos de datos simulados de ondas gravitacionales
Datos simulados de detectores con muchas fuentes inyectadas y ruido realista, usados para probar si los flujos de análisis pueden recuperar las señales astrofísicas ocultas en ellos.
Pregunta que responde: ¿Puede una cadena de análisis encontrar y medir todas las fuentes enterradas en el ruido?
Deja fuera: El ruido está idealizado y la población de fuentes inyectadas se da por supuesta, así que faltan las complicaciones de los datos reales.
Se ejecuta en: unos 1014 FLOPS aproximado muchos flujos de datos largos con miles de fuentes superpuestas.Desde: 2006 The Mock LISA Data Challenges, the first community blind tests of space-based gravitational-wave analysis. fuente
Simulación de la magnetosfera y las erupciones de magnetares
El campo magnético retorcido fuera de un magnetar, la estrella de neutrones con los campos más fuertes que se conocen, seguido mientras acumula tensión, se reconecta y libera llamaradas.
Pregunta que responde: ¿Cómo libera energía en una erupción el campo retorcido de una estrella de neutrones?
Deja fuera: La física sin fuerzas olvida la inercia del plasma y la producción de pares que impulsa las erupciones reales.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado ejecuciones relativistas sin fuerzas en un clúster.Desde: 2012 La simulación de magnetosferas de magnetares que se retuercen y se reconectan, de Parfrey, Beloborodov y Hui. fuente
Sombra de agujeros negros y renderizado de imágenes
Rayos de luz trazados por el espacio-tiempo curvo alrededor de un agujero negro y su gas caliente para predecir la imagen en forma de anillo que vería un telescopio.
Pregunta que responde: ¿Cómo se ve desde la Tierra el gas incandescente alrededor de un agujero negro?
Deja fuera: El modelo del gas es una suposición de posprocesado, así que la imagen depende de las temperaturas de electrones y del campo magnético que se supongan.
Se ejecuta en: unos 1015 FLOPS aproximado trazado de rayos a través de miles de instantáneas de simulaciones de acreción.Desde: 2000 La imagen simulada de Falcke, Melia y Agol de la sombra del agujero negro del centro galáctico. fuente
Disrupción de marea de estrellas por agujeros negros
Una estrella despedazada por un agujero negro masivo, con sus restos estirados en una corriente que vuelve a caer y se ilumina, seguida con hidrodinámica.
Pregunta que responde: ¿Qué parte de una estrella destrozada cae en el agujero negro, y qué tan brillante es el destello?
Deja fuera: La radiación que hace visible la llamarada solo se aproxima, así que la curva de luz se infiere, no se simula de principio a fin.
Se ejecuta en: unos 1016 FLOPS aproximado ejecuciones de partículas suavizadas o de malla con tratamiento de relatividad general.Desde: 1989 La simulación hidrodinámica de Evans y Kochanek de la disrupción de marea de una estrella por un agujero negro masivo. fuente
Transferencia radiativa en kilonovas
La nube brillante de escombros de elementos pesados de la fusión de dos estrellas de neutrones, modelada con calentamiento radiactivo y transporte de radiación para predecir su luz y su color.
Pregunta que responde: ¿Qué tan brillante y qué tan roja es la luminiscencia posterior de una fusión de estrellas de neutrones?
Deja fuera: Las opacidades de los elementos más pesados se apoyan en datos atómicos incompletos y dominan la incertidumbre del color predicho.
Se ejecuta en: unos 1014 FLOPS aproximado transporte de radiación Monte Carlo multidimensional con datos de opacidad atómica.Desde: 2010 El modelo de contrapartes electromagnéticas impulsadas por la desintegración radiactiva del proceso r, de Metzger y sus colegas. fuente
Modelado de los cinturones de radiación
Electrones y protones de alta energía atrapados en el campo magnético alrededor de un planeta, movidos por difusión, inyección y pérdida, para predecir los peligros para los satélites.
Pregunta que responde: ¿Por qué se hinchan y se vacían los cinturones de radiación atrapada durante las tormentas magnéticas?
Deja fuera: Las tasas de difusión onda-partícula se parametrizan a partir de mediciones limitadas, una fuente principal de error.
Se ejecuta en: unos 1013 FLOPS aproximado ejecuciones de difusión tridimensional durante los intervalos de tormenta.Desde: 1995 El modelo tridimensional del cinturón de radiación de electrones de Beutier y Boscher. fuente
Inferencia neuronal para ondas gravitacionales
Una red neuronal se entrena con millones de señales simuladas de fusión de objetos compactos en ruido sintético de detector, para dar casi al instante las masas, los espines y la distancia probables de un evento nuevo.
Pregunta que responde: ¿Se pueden inferir en segundos las propiedades de la fusión de dos agujeros negros, con tiempo para apuntar telescopios hacia ella?
Deja fuera: Vale lo que valgan el modelo de forma de onda y el ruido con que se entrenó, y las señales inusuales pueden quedar fuera de lo que aprendió.
Se ejecuta en: unos 1017 FLOPS aproximado semanas de entrenamiento en GPU con formas de onda simuladas.Desde: 2021 La estimación neuronal a posteriori de Dax y sus colegas para eventos de ondas gravitacionales. fuente