天文学と宇宙論

宇宙論的N体シミュレーション

暗黒物質を数十億個の粒子として扱い、ほぼ一様な初期の宇宙から、重力のもとでフィラメント、壁、ボイドからなる宇宙の網へと成長させます。

答える問い: 宇宙のモデルは、望遠鏡で見えるのと同じ大規模構造を成長させるでしょうか。

含まれないもの： 粒子1個が100万個の太陽を表すので、銀河より小さいものは実際には存在しません。

動かすのに必要： 約10^17.5 FLOPS 概算 国のスーパーコンピューターの大きな割合を、数週間最初の年： 1970 Peebles による、銀河団の形成を扱った300点のモデル。最も初期のものの一つです。星団の N 体計算は、1960年の von Hoerner から始まりました

銀河形成

ガスの冷却、星形成、超新星爆発、そして流出を駆動するブラックホールへの降着が、すべて暗黒物質の網の上に重なります。

答える問い: 銀河が、今ある形と大きさになっているのはなぜでしょうか。

含まれないもの： 星形成とブラックホールのフィードバックは、調整可能なサブグリッドの処方で表されており、第一原理から導かれたものではありません。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 国のスーパーコンピューターの大きな一部を、数週間の実行時間最初の年： 1992 銀河が形成されるようすの、初期の重力とガスを組み合わせたシミュレーション。

ビッグバン元素合成

最初の20分間。宇宙は原子炉のようなもので、水素、ヘリウム、ごく微量のリチウムを作っていました。

答える問い: 予測された元素比は、私たちが測定できる最も古いガスと一致するでしょうか。

含まれないもの： 初期の宇宙が完全に一様だったと仮定していますが、実際には小さな不均一がありました。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 ノートパソコン。計算全体が数秒で済みます。最初の年： 1967 Wagoner、Fowler、Hoyle による、軽元素の存在量の最初の計算です。

宇宙マイクロ波背景放射

若い宇宙の高温プラズマのさざ波を、ビッグバンの38万年後に光が放たれるまで進めます。

答える問い: どんな宇宙論パラメーターなら、観測される高温と低温の斑点のパターンが生まれるでしょうか。

含まれないもの： 標準的な宇宙論モデルが正しいと仮定し、そのごく少数のパラメーターだけを当てはめます。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 デスクトップ・ワークステーション。パラメーターの組1つにつき数分。最初の年： 1996 Seljak と Zaldarriaga による、マイクロ波の空のための高速ボルツマンコード。

宇宙の再電離

最初の星や銀河が出す紫外線が、初期宇宙を満たしていた中性水素の中に広がり、それを電離します。

答える問い: 宇宙の暗黒時代のあと、何が宇宙を再電離させたのでしょうか。

含まれないもの： 電離の大半を担っている、かすかで遠い光源は、どんな望遠鏡でも直接見えない領域にまだあるため、その数は外挿されます。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 国のスーパーコンピューターの大きな割合を、数週間最初の年： 1999 最初の電離した泡の、初期の放射輸送シミュレーション。

銀河間物質とライマンα吸収線の森

銀河のあいだに張られた薄いガスを、重力と加熱のもとで進化させ、その吸収パターンが、遠いクエーサーのスペクトルにある、ちらつく線の森と一致するまで続けます。

答える問い: 銀河のあいだのガスには、どれくらいの通常の物質があり、どれくらい熱いでしょうか。

含まれないもの： 銀河からの紫外線がガスをどう加熱するかについての仮定に左右され、それは直接観測されていません。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 大学または国のクラスター、シミュレートする体積1つにつき数週間。最初の年： 1994 ライマンアルファの森を再現した、初期の流体力学シミュレーション。

波動暗黒物質のシミュレーション

宇宙は、暗黒物質を古典的な粒子ではなく、シュレーディンガー方程式とポアソン方程式に従うコヒーレントな量子波として扱って進化させます。

答える問い: 暗黒物質が極軽量の波だったら、宇宙の構造はどう見えるでしょうか。

含まれないもの： 波長の解像度の要件のために、大きな体積を扱うのは難しく、バリオンはほとんど除かれています。

動かすのに必要： 約10¹⁹ FLOPS 概算 大規模な適応メッシュの波のシミュレーション最初の年： 2014 Cosmic structure as the quantum interference of a coherent dark wave (2014) 出典

局所宇宙の拘束シミュレーション

初期条件を調整し、時間発展した体積が、近くの銀河団を含め、私たちの銀河の観測された隣人を再現するようにした宇宙論的な実行。

答える問い: 天の川銀河のまわりにある実際の構造を、宇宙の典型的な一部ではなくシミュレートできるでしょうか。

含まれないもの： 制約はノイズのある距離データから得られるので、一致は厳密ではなく統計的です。

動かすのに必要： 約10¹⁹ FLOPS 概算 拘束した初期条件からの大規模な N 体または流体力学の計算最初の年： 2010 Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) (2010) 出典

宇宙論エミュレーター

少数の高価な宇宙論シミュレーションで、高速な補間器を訓練し、近いパラメーター値での物質パワースペクトルなどの統計量を予測します。

答える問い: わずか数十回のシミュレーションから、数千通りのパラメーターの選択について構造を予測できるでしょうか。

含まれないもの： 学習したパラメーターの範囲と統計しか扱えません。

動かすのに必要： 約10¹⁸ FLOPS 概算 数十回のN体計算を設計し、そのあとの予測はほとんど計算量がかからない最初の年： 2010 The Coyote Universe III: simulation suite and precision emulator (2010) 出典

恒星種族合成

何世代もの星の光を、恒星進化の軌跡とスペクトルから足し合わせ、銀河の色から年齢、質量、星形成の歴史を読み取ります。

答える問い: どんな星の混ざり方が、銀河にその色を与えるのでしょうか。

含まれないもの： 恒星進化の軌跡とスペクトルライブラリには、進化の最終段階などで、それぞれ固有の不確かさがあります。

動かすのに必要： 約10⁹ FLOPS 概算 計算の軽いスペクトル合成を、年齢と金属量の格子全体で繰り返します。最初の年： 1983 Bruzual による、銀河の分光進化、早期型の系。 出典

銀河の化学進化

銀河の中の重元素が、ガスの流入、星形成、星の死、ガスの流出によって時間とともに増えていくようすを、連立した速度方程式で表します。

答える問い: 銀河は、どのようにして鉄と酸素を蓄えたのでしょうか。

含まれないもの： 混合とガスの流れが少数の自由パラメーターにまとめられているため、モデルはデータに合いますが、予測はできません。

動かすのに必要： 約10⁸ FLOPS 概算 安価な速度方程式の積分を、パラメーターを変えながら走査。最初の年： 1968 Tinsley による、銀河の中の星とガスの進化のモデルです。 出典

半解析的な銀河形成

冷却、星形成、フィードバックの単純なルールで、暗黒物質シミュレーションの合体するハローに銀河を描き込み、すべての銀河を低コストで追跡します。

答える問い: ダークマターのハローは、それぞれの大きさの銀河をいくつ抱えているでしょうか。

含まれないもの： 星形成とフィードバックの処方は、導かれたものではなく調整されたものです。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 数百万の合体の系統樹に規則を適用。流体力学よりはるかに計算が軽くて済みます。最初の年： 1993 Kauffmann、White、Guiderdoni による、合体するダークマターハローの中での銀河形成。 出典

自己相互作用するダークマターのシミュレーション

暗黒物質の粒子が互いに散乱できるようにすると、ハローの中心部が平らになり、衛星銀河の形が変わります。銀河の観測と照らして検証します。

答える問い: 暗黒物質の粒子は衝突するのでしょうか。それは銀河の中心部をやわらげるのでしょうか。

含まれないもの： 散乱断面積は自由な値で、バリオンのフィードバックが同じコアを真似たり隠したりすることがあります。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 散乱のステップを加えた N 体計算。最初の年： 2000 Yoshida、Springel、White、Tormen による、弱く自己相互作用する暗黒物質と暗黒ハローの構造の研究です。 出典

質量のあるニュートリノを含む宇宙論シミュレーション

小さな質量を持つニュートリノを、粒子または格子上の流体として構造形成の計算に加え、宇宙の網の成長への影響を測れるようにします。

答える問い: ニュートリノの質量は、宇宙の構造の成長をどれくらい遅らせるでしょうか。

含まれないもの： ニュートリノによる熱雑音で粒子法はノイズが多くなり、その質量自体も未知です。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 ニュートリノ成分を加えた大容量の N 体計算。最初の年： 2008 Brandbyge、Hannestad、Haugboelle、Thomsen による、ニュートリノの熱運動が非線形の物質パワースペクトルに及ぼす影響。 出典

修正重力での構造形成

大きなスケールで重力が一般相対論からずれる N 体計算。近くでは重力を元に戻す遮蔽の仕組みがあり、宇宙で新しい力を検証できます。

答える問い: 重力が変わると、宇宙の構造に痕跡が残るでしょうか。

含まれないもの： 各理論には独自に調整したソルバーが必要で、スクリーニングを正確に追うのは高くつきます。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 各ステップで追加の非線形場の方程式を解く N 体計算。最初の年： 2008 Oyaizu による、f(R) 宇宙論の非線形進化と、その方法論。 出典

シミュレートした宇宙を通る弱い重力レンズの光線追跡

大規模なシミュレーションの物質を通る光線をたどり、銀河の形がどうわずかにゆがむかを予測して、観測を較正できるようにします。

答える問い: 遠くの銀河の形は、間にある物質によってどれくらいゆがめられるでしょうか。

含まれないもの： 多面近似と有限の解像度のせいで、最も小さなレンズ構造はぼやけます。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 数百の N 体スナップショットを通したレイトレーシング。最初の年： 2000 Jain、Seljak、White による、大規模構造による弱い重力レンズ効果のレイトレーシング・シミュレーション。 出典

宇宙ひものネットワークの進化

初期の相転移で残った、細く引き伸ばされた欠陥のネットワークを時間発展させ、ループや長い紐がどれだけ生き残り、どのように重力を及ぼすかを調べます。

答える問い: 宇宙ひもは、もし存在するなら、スケールフリーなパターンに落ち着くのでしょうか。

含まれないもの： 場の理論の計算では現実的なひもの太さに届かず、スケーリング領域には外挿でしか近づけません。

動かすのに必要： 約10¹⁴ FLOPS 概算 膨張する箱の中での南部・後藤作用または場の理論のシミュレーション。最初の年： 1985 Albrecht と Turok による、宇宙ひもの時間発展の計算。 出典

初期宇宙の格子場の動力学

格子上のスカラー場をインフレーションの終わりまで進め、インフラトンのエネルギーが、激しい共鳴的なバーストで粒子に受け渡される様子を調べます。

答える問い: インフレーションのあと、宇宙はどのように熱くなったのでしょうか。

含まれないもの： 古典的な場が量子ゆらぎの代わりを務めますが、これは占有数が大きいあいだしか成り立ちません。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 1辺が最大数千点までの、古典的な格子場の計算。最初の年： 1996 Khlebnikov と Tkachev による、インフラトンの古典的な崩壊。 出典

銀河宇宙線の伝播

超新星からの荷電粒子が、拡散、エネルギー損失、核反応を受けながら銀河を漂います。地球に届くものと、それが放つガンマ線を予測します。

答える問い: 宇宙線は銀河の中をどう拡散し、あとに何を残すでしょうか。

含まれないもの： 銀河系の磁場とガスの分布は平滑化されているので、拡散係数は合わせ込みで決めます。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 パラメーターの格子全体で、輸送方程式の数値解。最初の年： 1998 Strong と Moskalenko による、銀河内での宇宙線核子の伝播の研究です。 出典

微分可能な宇宙論シミュレーション

勾配が通り抜けるように書いた、構造形成の粒子メッシュ・シミュレーション。初期条件やパラメーターを調整して、観測された銀河に直接合わせられます。

答える問い: どんな初期の密度場と宇宙論なら、私たちが実際に見ている銀河を再現できるでしょうか。

含まれないもの： 高速な粒子メッシュ法は小さなスケールでは粗いので、大規模構造には合いますが、銀河の内部には合いません。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 フィットさせた体積1つあたり数百GPU時間。最初の年： 2020 Modi らによる FlowPM。分散 TensorFlow の粒子メッシュ宇宙論ソルバー。 出典

合成した天体サーベイのカタログと画像

銀河、星、突発天体からなる模擬の宇宙をシミュレーションから作り、サーベイ望遠鏡とそのパイプラインが記録するはずのピクセル画像に変換します。ノイズ、像の混ざり、装置の影響も含みます。

答える問い: サーベイのソフトウェアは、真実がわかっている空から、本当の宇宙論を取り戻せるでしょうか。

含まれないもの： 模擬の空には、作った人が含めようと考えた物理と装置の効果しか入っていないので、予想外の系統誤差は予想外のままです。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 カタログと画像の生成のために、いくつかのスーパーコンピューターの割り当てで数か月。最初の年： 2021 LSST暗黒エネルギー科学コラボレーションの、DC2シミュレーション天体サーベイです。 出典

銀河の衝突と合体のシミュレーション

2つの銀河を、重力のもとですれ違う試験星の円盤として扱い、潮汐の尾、橋、合体がどうできるかを示します。

答える問い: 一部の銀河のまわりに見られる星の長い流れは、過去の接近遭遇から生じたのでしょうか。

含まれないもの： 初期のバージョンは、星どうしやガスに及ぼす星の重力を無視していて、現実の対との一致も、起こりえた歴史のひとつにすぎません。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 最新の高解像度の合体でワークステーションで数時間から数日。最初の年： 1972 Toomre 兄弟による、銀河の橋と尾についての制限三体問題の計算です。 出典

恒星の進化

入れ子になったガスの殻としての星が、誕生から白色矮星、中性子星、ブラックホールになるまで燃料を燃やし尽くします。

答える問い: この質量の星は、どれくらい生きて、どのように死ぬでしょうか。

含まれないもの： 対流と自転は、乱流を直接解くのではなく、パラメータ化した処方で扱います。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 ノートパソコン。進化の道筋全体は数分で済みます。最初の年： 1955 Hoyle と Schwarzschild による、赤色巨星の初期の計算モデル。

重力崩壊型超新星

大質量星の最後の1秒です。核が崩壊し、ニュートリノがあふれ出し、衝撃波が星を吹き飛ばすか、止まってしまいます。

答える問い: 何が大質量星の爆発を起こすのでしょうか。

含まれないもの： 止まった衝撃波を復活させる仕組みは、まだ確定しておらず、モデルは星ごとに違います。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 国のスーパーコンピューターの大きな割合を、数か月最初の年： 1966 Colgate と White による、コア崩壊の最初のコンピューター・モデル。

星の形成

冷たいガスの雲が重力で崩壊して星の集団になり、乱流と磁場がそれに抗います。

答える問い: 星が、今あるような質量の分布で生まれるのはなぜでしょうか。

含まれないもの： 雲全体と、1つの星が実際に生まれる微小なスケールの両方を、まだ解像できません。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 大学または国のクラスター、雲1つにつき数週間。最初の年： 1969 Larson による、原始星雲の崩壊を初めて計算した研究。

恒星の振動

星の内部を響く音波と重力波を計算し、望遠鏡で見えるはずの明るさのちらつきのパターンを予測します。

答える問い: 星のふらつきから、その内部について何がわかるでしょうか。

含まれないもの： よく制約されているのは外側の層だけです。最深部の核は、いまも直接の測定ではなく推論の問題です。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 ノートパソコン。振動スペクトル全体は数分で済みます。最初の年： 1975 太陽の5分周期の観測された脈動と比べられた、初期の計算による振動モデル。

連星の進化

互いにガスを引き合えるほど近くを回る2つの星が、質量を交換し、合体し、あるいは束縛されたコンパクトな残骸の対として終わります。

答える問い: この星の対は、合体するのか、生き残るのか、重力波の発生源になるのか、どうなるでしょうか。

含まれないもの： 二つの星のあいだの質量移動は、いまも、第一原理から導かれたものではなく、調整可能な少数の処方で表されています。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 ノートパソコン。連星の集団が数分で進化します。最初の年： 1967 近接連星どうしの質量移動の、初期の計算モデル。

恒星大気とスペクトル

恒星の外層を抜け出る光を、温度と組成に対して計算し、望遠鏡が記録するスペクトルを予測します。

答える問い: この星は何でできていて、表面の温度はどれくらいでしょうか。

含まれないもの： 滑らかで穏やかな大気を仮定していますが、実際の表面は、星の黒点や対流セルでざらついています。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 ワークステーション。モデル化する星1つにつき数時間。最初の年： 1967 測定された恒星のスペクトルと比べられた、初期の計算によるモデル大気。

超新星ニュートリノのフレーバー進化

崩壊する星から出ていくニュートリノの濃い流れを、互いに散乱し、フレーバーを変えるようすまで追います。これは爆発と生成される元素に影響します。

答える問い: 超新星の中の密集した状態で、ニュートリノはどのように種類を入れ替えるでしょうか。

含まれないもの： 爆発とあわせて解くには問題全体が大きすぎるので、フレーバーの物理は、小さく簡略化した箱の中で扱われます。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 数次元の、連成した量子運動論方程式。最初の年： 2006 Duan、Fuller、Carlson、Qian による、超新星環境でのコヒーレントな非線形ニュートリノ・フレーバー変換のシミュレーション。 出典

恒星表面の対流シミュレーション

恒星の煮えたぎる表層を、放射を含めて3次元で計算し、粒状斑とスペクトル線の形を再現します。

答える問い: 星の表面はどう見え、そのスペクトル線はどのようにできるのでしょうか。

含まれないもの： 薄い一区画だけをモデル化し、その下の深い層は一次元の恒星モデルから与えています。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 表面の一区画の3次元放射流体力学です。最初の年： 1998 Stein と Nordlund による、太陽の粒状斑のシミュレーションです。 出典

共通外層進化

コンパクトな星が、相手の星の膨らんだ外層の中でらせんを描いて進み、ガスを放出するか合体します。流体力学で追い、どの近接連星が生き残るかを調べます。

答える問い: らせんを描いて進む星は、外層を放出するでしょうか、それとも核と合体するでしょうか。

含まれないもの： 計算は実際の現象よりはるかに短く、ガスを冷やせないため、最終的な間隔は不確かなままです。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 数周回分の3次元流体力学の計算です。最初の年： 1996 Rasio と Livio による、共通外層系の流体力学シミュレーション。 出典

連星の集団合成

質量移動、潮汐、超新星のキックについての高速な規則で数百万の連星を進化させ、銀河に合体、新星、重力波源がどれだけあるかを予測します。

答える問い: 一つの銀河は、ブラックホールと中性子星の連星をいくつ作るでしょうか。

含まれないもの： 詳細な恒星モデルが高速な当てはめ式に置き換えられるので、まれな結果は、仮定したルールに左右されます。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 解析的なフィットを使って、数百万の連星を進化させます。最初の年： 2002 Hurley、Tout、Pols による、潮汐を含む連星の高速な進化計算。集団研究のためのものです。 出典

コラプサーとガンマ線バーストのジェット

巨大な星がブラックホールに崩壊し、星の外層を貫くジェットを噴き出します。相対論的流体力学で追い、バーストが外へ抜け出せるかを調べます。

答える問い: 崩壊する星から噴き出すジェットは、突き破ってガンマ線バーストを起こせるでしょうか。

含まれないもの： ジェットの噴出は手で与えています。中心のエンジンは、外層で追うには小さすぎて速すぎるからです。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 軸対称から3次元までの相対論的流体力学。最初の年： 1999 MacFadyen と Woosley による、ガンマ線バーストと失敗した超新星での爆発を扱うコラプサーのシミュレーション。 出典

宇宙化学の反応ネットワーク

冷たい星間雲の中で、数百の気相反応と粒子表面反応を積分し、星が凝縮し始めるにつれて、どの分子ができ、どう減っていくかを予測します。

答える問い: 冷たい雲の中では、どんな分子が、どれくらいの速さでできるでしょうか。

含まれないもの： 多くの反応速度係数は、室温でしか測られていないか、推測されたものです。

動かすのに必要： 約10⁸ FLOPS 概算 数千種の化学種に対する硬い速度方程式で、雲1つあたりの計算は軽くすみます。最初の年： 1973 Herbst と Klemperer による、濃い星間雲の中での分子の生成と消滅のモデル。 出典

星間の磁化した乱流

圧縮性のある磁化したガスを周期的な箱の中でかき混ぜ、乱流がどれだけ速くエネルギーを失うかを調べます。これが、雲が収縮して星になる速さを決めます。

答える問い: 星間ガスの乱流は、どれくらい速く減衰するでしょうか。

含まれないもの： 数値散逸が実際の小さなスケールの物理の代わりをしており、箱には壁も重力もありません。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 高解像度の3次元MHD計算です。最初の年： 1998 Stone、Ostriker、Gammie による、圧縮性磁気流体乱流での散逸の研究です。 出典

惑星形成

若い星のまわりの円盤の塵が、くっついて小石、微惑星、そして最終的には惑星になります。

答える問い: 塵の円盤は、どのようにして太陽系になるのでしょうか。

含まれないもの： 小石から、大きさ数キロメートルの微惑星へのステップは、今もなお導かれたものというより仮定されたものです。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 大学のクラスター、円盤1つにつき数日から数週間。最初の年： 1978 Greenberg らによる、微惑星の集積を数値で計算した最初の試み。

軌道力学

惑星が数十億年にわたって互いに引き合い、そのあいだを小惑星や彗星が縫うように通ります。

答える問い: 太陽系は安定していて、この小惑星は何かにぶつかるでしょうか。

含まれないもの： カオスのため、ごく小さな丸め誤差でも、十分に長い時間がたつと答えがひっくり返ることがあります。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 デスクトップコンピューターで、数十億年ぶんが数日で収まります。最初の年： 1988 Sussman と Wisdom のデジタル太陽系儀が、冥王星の軌道にカオスを見つけました。

インタラクティブ・モデルを動かす

惑星と系外惑星の大気

ほかの世界に合わせた気候モデル。気体、重力、自転、星の光が違います。

答える問い: この惑星の表面で、液体の水は存在できるでしょうか。

含まれないもの： 地球で較正した雲と化学のパラメータ化を、まったく違う振る舞いをするかもしれない大気に当てはめます。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 大学のクラスター、シミュレートした惑星の1年につき数日。最初の年： 1969 Leovy と Mintz による、火星の最初の大循環モデル。

惑星の内部とダイナモ

惑星の深部で対流する高温の岩石や金属をモデル化し、磁場を生むかどうか、熱がどう地表に逃げるかを調べます。

答える問い: この惑星には磁場があり、同じくらいの大きさの別の惑星にはないのはなぜでしょうか。

含まれないもの： 実際の惑星の核よりはるかにおだやかな粘性と自転速度で計算し、そのあと仮定によって拡大します。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 国のクラスター、内部モデル1つにつき数週間。最初の年： 1995 地球の磁場を生むジオダイナモの、初期の3次元コンピューター・モデル。

衝突クレーター形成

小惑星や彗星が惑星に衝突します。地面を伝わる衝撃波からクレーター、残された破片と気候への影響までをモデル化します。

答える問い: この衝突体が作るクレーターはどれくらいの大きさで、被害はどれくらいでしょうか。

含まれないもの： 衝突体の強度と内部構造は、たいてい、その大きさと速さだけから推定されます。

動かすのに必要： 約10¹⁴ FLOPS 概算 ワークステーションまたは小規模なクラスター、衝突シナリオ1つにつき数時間。最初の年： 1980 恐竜絶滅仮説に刺激された、衝突クレーターの初期のハイドロコード・シミュレーション。

系外惑星の検出と特徴づけ

惑星が恒星の光に起こす減光や揺れを計算し、実際の望遠鏡データと比べて、惑星の大きさと軌道を取り出します。

答える問い: その明るさの落ち込みは本当に惑星で、そうだとしたら、どれくらいの大きさでしょうか。

含まれないもの： 星の黒点と恒星のゆらぎは、惑星の信号とそっくりになることがあり、自動探索をだませるほどです。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 ワークステーション。候補となる信号1つにつき数分から数時間。最初の年： 1984 最初の系外惑星探査の計画に使われた、初期の計算による光度曲線モデル。

巨大衝突のシミュレーション

惑星サイズの2つの天体の衝突を平滑化粒子法で追い、月になりうる溶融物と破片を調べます。

答える問い: 若い惑星どうしの衝突が月を生んだのでしょうか。

含まれないもの： 結果は状態方程式と、仮定した初期のスピンや角度に左右されます。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 現実的な状態方程式を持つ数百万の SPH 粒子最初の年： 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of Earth's formation (2001) 出典

惑星集団の合成

高速な半解析的な惑星形成モデルを数千のシミュレートした系について動かし、系外惑星サーベイと比べる統計的な集団を作ります。

答える問い: ある形成理論は、どんな惑星の質量と軌道の組み合わせを予測するでしょうか。

含まれないもの： 各系は単純化された1次元モデルで、完全な流体力学の計算ではありません。

動かすのに必要： 約10¹⁴ FLOPS 概算 計算の軽い1次元ディスクの数千回の実行最初の年： 2004 Toward a deterministic model of planetary formation I (2004) 出典

系外惑星の大気のリトリーバル

モデル大気を、透過スペクトルや放射スペクトルに対して何千回も動かし、温度と分子の存在量を推定します。

答える問い: 遠い惑星の空気は何でできているでしょうか。

含まれないもの： 一次元モデルは質の限られたデータに合わせて調整されるため、縮退した解がよく現れます。

動かすのに必要： 約10¹² FLOPS 概算 ベイズ的サンプラーの中での数百万回のスペクトル評価。最初の年： 2009 Madhusudhan と Seager による、系外惑星の大気の温度と存在量の取り出し法。 出典

ハビタブルゾーンの気候モデリング

恒星からさまざまな距離にある岩石惑星の1次元気候モデル。星の光、温室効果ガス、雲のつりあいから、液体の水が持続できる場所を探します。

答える問い: 惑星は、恒星からどれくらい離れても液体の水を保てるでしょうか。

含まれないもの： 一本の空気柱では、雲や昼夜の対比を表せないため、領域の端は三次元モデルで動きます。

動かすのに必要： 約10⁶ FLOPS 概算 1次元の放射対流の柱で、ノートパソコンで十分に動く軽さ。最初の年： 1993 Kasting、Whitmire、Reynolds による、主系列星のまわりのハビタブルゾーン。 出典

ストリーミング不安定性による微惑星の形成

ガス円盤のなかの塵粒が集まって最初のキロメートル級の天体になるようすを、粒子とガスでシミュレートし、乱流が崩壊に十分なほど塵を集中させられるかを調べます。

答える問い: 小石は、どのように固まって最初の惑星の材料になるでしょうか。

含まれないもの： 小さな箱がディスクの一部を覆い、粒子の大きさはごく狭い範囲に収まっています。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 数億個の粒子を使った、3次元の局所ボックスの計算です。最初の年： 2007 Johansen らによる、乱流の周恒星円盤での微惑星の急速な形成。 出典

惑星と円盤の相互作用と移動

生まれたガス円盤の中に埋まった惑星が、らせん状の後流を引き、それが惑星を内側や外側へ引きずります。

答える問い: 惑星が、生まれた場所から移動するのはなぜでしょうか。

含まれないもの： 移動の速さは、円盤の熱力学と粘性に左右されますが、それらはほとんどわかっていません。

動かすのに必要： 約10¹⁴ FLOPS 概算 数千周回分の流体力学的な円盤の計算。最初の年： 2000 Kley による、原始惑星の系の移動の流体力学シミュレーション。 出典

ブラックホールの合体

2つのブラックホールがらせんを描いて近づくなかで、アインシュタイン方程式を直接解き、検出器が待ち受ける重力波の信号を作ります。

答える問い: この質量の2つのブラックホールからは、どんな波形が見えるはずでしょうか。

含まれないもの： 合体の直前の最後の一瞬には、どんな計算機も完全には解像できない近似がまだ必要です。

動かすのに必要： 約10^16.5 FLOPS 概算 大型のクラスター、波形1つにつき数週間。最初の年： 1964 Hahn と Lindquist による、二つのブラックホールの正面衝突を初めて計算した研究。

降着円盤とジェット

磁化したガスがブラックホールに渦を巻いて落ち込み、熱くなり、数千光年も続くジェットを放ちます。

答える問い: ブラックホールは、どうして周囲の銀河より明るく輝くのでしょうか。

含まれないもの： 円盤を、ブラックホール自体のスケールから、より広い銀河までいちどにたどることはできません。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 大型のクラスター、地球規模の円盤の実行に数週間。最初の年： 1991 Balbus と Hawley による、磁気回転不安定性を明らかにしたシミュレーション。

宇宙天気

太陽から吹く太陽風と噴出が、地球の磁場にぶつかります。

答える問い: この太陽嵐は、衛星や送電網に被害を与えるでしょうか。また、いつ到達するでしょうか。

含まれないもの： 噴火の到達時刻は中程度の精度で、その強さはそれよりかなり低い精度で予測します。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 国の予報センターのクラスター、1日に数回実行。最初の年： 1978 太陽風が地球の磁場にぶつかるようすの、初期の全球MHDシミュレーション。

中性子星の合体

2つの中性子星がらせんを描いて近づいて衝突します。アインシュタイン方程式と原子核物理を同時に追い、どんな破片と光が放たれるかを調べます。

答える問い: この合体はブラックホールを作るでしょうか。また、地球に見られる重元素を生み出すでしょうか。

含まれないもの： これほど高密度な物質の原子核物理は、まだ完全にはわかっていないので、破片の組成には本物の不確かさがあります。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 国のスーパーコンピューターの大きな割合を、数週間最初の年： 1990 衝突する中性子星の、初期の相対論的流体力学シミュレーション。

パルサーの磁気圏

回転する中性子星のまわりで渦巻く磁場とプラズマを計算し、電波と高エネルギー粒子をどのように宇宙へビームのように放つかを調べます。

答える問い: パルサーのビームが、周期的に視線を横切るのはなぜでしょうか。また、その形は何で決まるのでしょうか。

含まれないもの： ビームが実際にできる、恒星の表面すぐ近くのプラズマは、今も物理的によくわかっていません。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 大学のクラスター、磁気圏モデル1つにつき数日。最初の年： 1999 パルサーの回転する磁場の、初期の全球シミュレーション。

太陽内部とダイナモ

太陽の内部で高温のプラズマが対流し自転する様子をモデル化し、磁場がどう巻き上げられて11年周期の黒点サイクルになるかを調べます。

答える問い: 太陽の磁気活動が、11年周期で強まったり弱まったりするのはなぜでしょうか。

含まれないもの： 周期の長さと振幅を、観測値に合わせてモデルを調整しないと、まだ確実には再現できません。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 国のクラスター、シミュレートした1サイクルにつき数週間。最初の年： 1983 太陽内部の、初期の3次元対流シミュレーション。

数値相対論による重力波テンプレートバンク

質量比とスピンにまたがる、数百から数千のブラックホール合体をシミュレートし、検出器がデータと照合する波形モデルに較正します。

答える問い: あるブラックホール合体の信号は、どんな形をしているでしょうか。

含まれないもの： カタログはパラメーター空間でまばらなので、そのあいだの波形モデルはシミュレーションではなく、当てはめです。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 数千回の合体の実行で、それぞれクラスターで数週間かかります。最初の年： 2013 Mroue らによる、重力波天文学のための174例の連星ブラックホール・シミュレーションのカタログ。 出典

重力波のモックデータ・チャレンジ

多数の注入された信号源と現実的なノイズを含む、シミュレートされた検出器データで、解析パイプラインが中に隠れた天体物理の信号を取り出せるかを試します。

答える問い: 解析パイプラインは、ノイズに埋もれたすべての天体を見つけて測定できるでしょうか。

含まれないもの： ノイズは理想化されており、注入される信号源の集団は仮定されたものなので、実際のデータに伴う複雑さは含まれません。

動かすのに必要： 約10¹⁴ FLOPS 概算 数千の重なり合う信号源を含む、多数の長いデータストリーム。最初の年： 2006 宇宙重力波解析の、コミュニティによる最初のブラインドテストである、Mock LISA Data Challenges です。 出典

マグネターの磁気圏とフレアのシミュレーション

最強の磁場をもつ中性子星であるマグネターの外側にある、ねじれた磁場を、応力がたまり、再結合し、フレアを放つところまで追います。

答える問い: 中性子星のねじれた磁場は、フレアでどのようにエネルギーを放出するでしょうか。

含まれないもの： フォースフリー近似の物理は、プラズマの慣性と、実際のフレアを駆動する対生成を無視しています。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 クラスターで相対論的なフォースフリー計算。最初の年： 2012 Parfrey、Beloborodov、Hui による、ねじれて再結合するマグネターの磁気圏のシミュレーション。 出典

ブラックホールの影と画像のレンダリング

ブラックホールとその高温のガスのまわりの曲がった時空を通る光線をたどり、望遠鏡が見るリング状の像を予測します。

答える問い: ブラックホールのまわりの光るガスは、地球からはどう見えるでしょうか。

含まれないもの： ガスモデルは後処理の推測なので、画像は仮定した電子温度と磁場に左右されます。

動かすのに必要： 約10¹⁵ FLOPS 概算 数千の降着シミュレーションのスナップショットを通したレイトレーシング。最初の年： 2000 Falcke、Melia、Agol による、銀河中心のブラックホールの影のシミュレートした画像。 出典

ブラックホールによる星の潮汐破壊

巨大なブラックホールに引き裂かれた星。その破片は引き伸ばされた流れとなって落ち戻り、輝きます。流体力学で追います。

答える問い: 引き裂かれた星のどれくらいがブラックホールに落ち込み、フレアはどれくらい明るいでしょうか。

含まれないもの： フレアを見えるようにする放射は近似されているだけなので、光度曲線は端から端までシミュレートされたものではなく、推定されたものです。

動かすのに必要： 約10¹⁶ FLOPS 概算 一般相対論的な扱いを加えた、平滑化粒子法またはグリッドによる計算です。最初の年： 1989 Evans と Kochanek による、巨大ブラックホールが星を潮汐破壊する流体力学シミュレーション。 出典

キロノバの放射輸送

中性子星の合体で出る重元素の破片の光る雲を、放射性加熱と放射輸送でモデル化し、その光と色を予測します。

答える問い: 中性子星の合体の残光は、どれくらい明るく、どれくらい赤いでしょうか。

含まれないもの： 最も重い元素の不透明度は不完全な原子データに依存しており、予測される色の不確かさの大部分を占めます。

動かすのに必要： 約10¹⁴ FLOPS 概算 原子の不透明度データを使った、多次元モンテカルロ放射輸送。最初の年： 2010 Metzger らによる、r過程の放射性崩壊で駆動される電磁波対応天体のモデル。 出典

放射線帯のモデリング

惑星のまわりの磁場に捕らえられた高エネルギーの電子と陽子を、拡散、注入、消失で動かし、人工衛星への危険を予測します。

答える問い: 磁気嵐のとき、捕捉された放射線の帯がふくらんだり抜けたりするのはなぜでしょうか。

含まれないもの： 波動と粒子の拡散率は限られた測定からパラメータ化されており、これが主な誤差の原因です。

動かすのに必要： 約10¹³ FLOPS 概算 嵐の期間にわたる3次元の拡散計算です。最初の年： 1995 Beutier と Boscher による、電子放射線帯の3次元モデル。 出典

重力波のニューラル推論

人工の検出器ノイズの中に数百万の模擬の合体信号を入れてニューラルネットワークを訓練し、新しい現象の質量、スピン、距離の見込みをほぼ瞬時に出力します。

答える問い: ブラックホールの合体の性質を、望遠鏡を向けるのに間に合うよう、数秒で推定できるでしょうか。

含まれないもの： 学習した波形モデルとノイズの範囲でしか通用せず、珍しい信号は学習した範囲の外に出ることがあります。

動かすのに必要： 約10¹⁷ FLOPS 概算 シミュレートした波形でのGPU学習に数週間かかります。最初の年： 2021 Dax らによる、重力波イベントのためのニューラル事後分布推定。 出典