천문학과 우주론

우주론적 N체

암흑 물질을 수십억 개의 입자로 보고, 거의 균일했던 초기 우주에서 중력으로 자라 필라멘트, 벽, 공동의 우주 거미줄이 되는 과정을 봐요.

답하는 질문: 우리의 우주 모델이 망원경으로 보이는 것과 같은 대규모 구조를 키워 낼까요?

빠진 것: 입자 하나가 태양 100만 개를 대표해서, 은하보다 작은 것은 사실상 거기에 없어요.

돌아가는 곳: 약 10^17.5 FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 주 동안.처음 등장: 1970 피블스의 은하단 형성 300점 모델은 가장 초기의 것 중 하나예요. 별 무리의 N체 실행은 1960년 폰 회르너에서 시작되었어요

은하 형성

기체 냉각, 별 형성, 초신성 폭발, 유출을 일으키는 블랙홀 강착이 모두 암흑 물질 그물 위에 겹쳐져요.

답하는 질문: 은하는 왜 지금 같은 모양과 크기로 나타날까?

빠진 것: 별 형성과 블랙홀 피드백은 기본 원리에서 유도하지 않고, 조정할 수 있는 격자 이하 규칙으로 표현해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 큰 몫, 실행 시간 몇 주.처음 등장: 1992 형성 중인 은하를 위한 초기 중력-기체 결합 시뮬레이션.

빅뱅 핵합성

우주가 수소, 헬륨, 극미량의 리튬을 만드는 핵반응로였던 처음 20분.

답하는 질문: 예측한 원소 비율이 우리가 잴 수 있는 가장 오래된 기체와 맞을까요?

빠진 것: 초기 우주가 완벽하게 균질했다고 가정하지만, 실제로는 작은 불균질이 있었어요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 노트북, 계산 전체가 몇 초면 끝나요.처음 등장: 1967 와고너, 파울러, 호일이 처음으로 계산한 가벼운 원소의 존재비예요.

우주 마이크로파 배경

젊은 우주의 뜨거운 플라스마 속 잔물결을 빅뱅 38만 년 뒤 빛이 풀려날 때까지 진화시켜요.

답하는 질문: 어떤 우주론 매개변수가 우리가 관측하는 뜨겁고 차가운 반점의 패턴을 만들까?

빠진 것: 표준 우주론 모델이 맞다고 가정하고 그 소수의 매개변수에만 맞춰요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 데스크톱 워크스테이션, 매개변수 조합당 몇 분.처음 등장: 1996 셀잭과 잘달리아가의 마이크로파 하늘용 빠른 볼츠만 코드

우주 재이온화

최초의 별과 은하에서 나온 자외선이 초기 우주를 채운 중성 수소 속으로 퍼지며 그것을 이온화해요.

답하는 질문: 우주의 암흑기 뒤에 무엇이 우주를 다시 이온화했을까?

빠진 것: 이온화의 대부분을 해내는 어둡고 먼 광원은 아직 어떤 망원경으로도 직접 볼 수 없어서, 그 수는 외삽한 값이에요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 주 동안.처음 등장: 1999 최초의 이온화된 거품의 초기 복사 전달 시뮬레이션.

은하간 매질과 라이먼 알파 숲

은하 사이에 걸려 있는 희박한 가스를 중력과 가열 아래에서 진화시켜서, 그 흡수 패턴이 먼 퀘이사 스펙트럼의 깜빡이는 선들의 숲과 맞아떨어질 때까지 맞춰요.

답하는 질문: 은하 사이의 기체에는 보통 물질이 얼마나 있고, 얼마나 뜨거울까요?

빠진 것: 은하의 자외선이 기체를 어떻게 가열하는지에 대한 가정에 달려 있는데, 이는 직접 관측되지 않아요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 대학 또는 국가 클러스터, 시뮬레이션한 부피당 몇 주.처음 등장: 1994 라이먼 알파 숲을 재현한 초기 유체역학 시뮬레이션.

파동 암흑물질 시뮬레이션

암흑물질을 고전 입자가 아니라 슈뢰딩거 방정식과 푸아송 방정식을 따르는 결맞은 양자 파동으로 다뤄서 우주를 진화시켜요.

답하는 질문: 암흑물질이 아주 가벼운 파동이라면 우주 구조는 어떻게 보일까?

빠진 것: 파동을 풀어내는 데 필요한 해상도 때문에 큰 부피는 다루기 어렵고, 중입자는 대부분 빠져 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁹ FLOPS 대략 대규모 적응 격자 파동 시뮬레이션처음 등장: 2014 Cosmic structure as the quantum interference of a coherent dark wave (2014) 출처

제약된 국부 우주 시뮬레이션

진화한 부피가 우리 은하의 관측된 이웃, 가까운 은하단까지 재현하도록 초기 조건을 조율한 우주론 실행.

답하는 질문: 평범한 우주 한 조각이 아니라 우리 은하 주변의 실제 구조를 시뮬레이션할 수 있을까요?

빠진 것: 제약은 잡음 섞인 거리 데이터에서 오기 때문에, 일치는 정확하지 않고 통계적이에요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁹ FLOPS 대략 제약된 초기 조건에서 출발하는 대규모 N체 또는 유체역학 실행처음 등장: 2010 Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) (2010) 출처

우주론 에뮬레이터

값비싼 우주론 시뮬레이션 소수로 빠른 보간기를 훈련해, 가까운 매개변수 값에서 물질 파워 스펙트럼 같은 통계량을 예측해요.

답하는 질문: 시뮬레이션 수십 번만으로 수천 가지 매개변수 선택의 구조를 예측할 수 있을까요?

빠진 것: 훈련에 쓴 매개변수 범위와 통계만 다뤄요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁸ FLOPS 대략 N체 실행 수십 번을 설계한 뒤, 거의 공짜인 예측처음 등장: 2010 The Coyote Universe III: simulation suite and precision emulator (2010) 출처

항성 종족 합성

별의 진화 경로와 스펙트럼으로 여러 세대 별의 빛을 합산해서, 은하의 색에서 나이, 질량, 별 형성 역사를 읽어 내요.

답하는 질문: 어떤 별들의 조합이 은하의 색을 만들까?

빠진 것: 별의 진화 경로와 스펙트럼 라이브러리에도 고유한 불확실성이 있어요. 진화 후기 단계가 그 예예요.

돌아가는 곳: 약 10⁹ FLOPS 대략 나이와 금속 함량의 격자를 따라 되풀이하는 저렴한 스펙트럼 합성.처음 등장: 1983 Bruzual의 은하 스펙트럼 진화, 조기형 계. 출처

은하 화학 진화

은하에서 시간이 흐르며 무거운 원소가 쌓이는 과정을, 가스 유입, 별 형성, 별의 죽음, 가스 유출을 묶어 서로 맞물린 변화율 방정식 묶음으로 적어요.

답하는 질문: 은하는 어떻게 철과 산소를 쌓아 왔을까요?

빠진 것: 혼합과 기체 흐름을 몇 개의 자유 매개변수로 뭉뚱그려서, 모델은 맞지만 예측은 하지 못해요.

돌아가는 곳: 약 10⁸ FLOPS 대략 값싼 반응 속도 방정식 적분, 매개변수를 훑으며.처음 등장: 1968 틴슬리의 은하 속 별과 가스의 진화 모델이에요. 출처

준해석적 은하 형성

냉각, 별 형성, 되먹임에 대한 단순한 규칙으로 암흑 물질 시뮬레이션의 합쳐지는 헤일로 위에 은하를 그려 넣어, 모든 은하를 낮은 비용으로 추적해요.

답하는 질문: 암흑 물질 헤일로는 크기별로 은하를 몇 개나 품고 있을까요?

빠진 것: 별 형성과 피드백을 다루는 방식은 유도한 것이 아니라 조정한 거예요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 수백만 개의 병합 트리에 적용하는 규칙으로, 유체역학보다 훨씬 저렴해요.처음 등장: 1993 Kauffmann, White and Guiderdoni's galaxy formation within merging dark-matter haloes. 출처

자기 상호작용 암흑 물질 시뮬레이션

암흑 물질 입자가 서로 산란하도록 해, 헤일로 중심이 평평해지고 위성 은하의 모양이 바뀌는지를 은하 관측과 대조해 시험해요.

답하는 질문: 암흑 물질 입자는 충돌할까요, 그리고 그것이 은하 중심부를 부드럽게 할까요?

빠진 것: 단면적은 마음대로 정하는 수이고, 중입자 피드백이 같은 중심부를 흉내 내거나 가릴 수 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 산란 단계를 더한 N체 실행.처음 등장: 2000 요시다, 스프링겔, 화이트, 토르멘의 약한 자기 상호작용 암흑물질과 암흑 헤일로의 구조예요. 출처

질량을 가진 중성미자 우주론 시뮬레이션

질량이 작은 중성미자를 입자나 격자 유체로 구조 형성 실행에 더해서, 우주 거미줄의 성장에 미치는 영향을 측정할 수 있어요.

답하는 질문: 중성미자의 질량은 우주 구조의 성장을 얼마나 늦출까요?

빠진 것: 중성미자의 열 잡음 때문에 입자 방식은 잡음이 심하고, 그 질량도 아직 알려지지 않았어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 중성미자 성분을 더한 대규모 부피 N체 실행.처음 등장: 2008 Brandbyge, Hannestad, Haugboelle, Thomsen의 열적 중성미자 운동이 비선형 물질 파워 스펙트럼에 미치는 영향. 출처

수정 중력 구조 형성

큰 규모에서는 중력이 일반 상대성 이론에서 벗어나고 가까운 곳에서는 차폐 메커니즘이 그것을 되돌리는 N체 실행으로, 우주에서 새로운 힘을 시험할 수 있어요.

답하는 질문: 중력이 바뀐다면 우주 구조에 그 흔적이 남을까?

빠진 것: 이론마다 맞춤 풀이기가 필요하고, 정확히 따라가며 선별하는 데 비용이 커요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 매 단계마다 추가 비선형 장 방정식을 푸는 N체 실행.처음 등장: 2008 Oyaizu's nonlinear evolution of f(R) cosmologies, methodology. 출처

시뮬레이션된 우주를 통과하는 약한 중력 렌즈 광선 추적

대규모 시뮬레이션의 물질을 통과하는 광선을 추적해서 은하의 모양이 얼마나 미세하게 왜곡되는지 예측하고, 관측 조사를 보정해요.

답하는 질문: 먼 은하의 모양은 그 사이에 놓인 물질 때문에 얼마나 찌그러질까요?

빠진 것: 다중 평면 근사와 유한한 해상도 때문에 가장 작은 렌즈 구조는 흐릿해져요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 수백 개의 N체 스냅샷을 통과하는 광선 추적.처음 등장: 2000 자인, 셀잭, 화이트의 대규모 구조에 의한 약한 렌즈 효과 광선 추적 시뮬레이션 출처

우주 끈 네트워크 진화

초기 상전이에서 남은 얇고 늘어난 결함의 네트워크를 진화시켜, 고리와 긴 끈이 얼마나 살아남고 어떻게 중력을 미칠지 살펴요.

답하는 질문: 우주 끈이 존재한다면, 규모에 무관한 패턴으로 자리 잡을까요?

빠진 것: 장 이론 실행은 현실적인 끈 두께에 닿지 못하고, 규모 불변 영역에는 외삽으로만 다가가요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁴ FLOPS 대략 팽창하는 상자 안에서 하는 남부-고토 또는 장론 시뮬레이션.처음 등장: 1985 알브레히트와 투록이 계산한 우주 끈의 진화. 출처

초기 우주 격자 장 동역학

인플레이션이 끝날 때까지 격자 위의 스칼라 장을 진화시켜, 인플라톤의 에너지가 격렬한 공명 폭발로 입자에 전달되는 과정을 봐요.

답하는 질문: 인플레이션 이후 우주는 어떻게 뜨거워졌을까요?

빠진 것: 고전적 장이 양자 요동을 대신하는데, 점유수가 클 때만 유효해요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 한 변에 최대 수천 점의 고전 격자 장 실행.처음 등장: 1996 Khlebnikov and Tkachev's classical decay of the inflaton. 출처

은하 우주선 전파

초신성에서 나온 전하 입자가 확산, 에너지 손실, 핵반응을 겪으며 은하를 떠돌아, 지구에 닿는 것과 그들이 내는 감마선을 예측해요.

답하는 질문: 우주선은 은하수 안에서 어떻게 확산하고, 무엇을 남길까요?

빠진 것: 은하의 자기장과 가스 분포를 매끄럽게 처리해서, 확산 계수는 맞춰서 정해요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 매개변수 격자를 가로지르는 수송 방정식의 수치 풀이.처음 등장: 1998 스트롱과 모스칼렌코의 은하 속 우주선 핵자 전파예요. 출처

미분 가능한 우주론 시뮬레이션

구조 성장의 입자-메시 시뮬레이션을 기울기가 그대로 흐르도록 써서, 초기 조건이나 매개변수를 관측된 은하에 바로 맞게 조정해요.

답하는 질문: 어떤 초기 밀도장과 우주론이 우리가 실제로 보는 은하를 재현할까?

빠진 것: 빠른 입자-격자 방식은 작은 규모에서 거칠어서, 큰 구조에는 맞지만 은하 내부에는 맞지 않아요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 맞춤한 부피당 GPU 수백 시간.처음 등장: 2020 Modi와 동료들의 FlowPM, 분산 TensorFlow 입자-메시 우주론 풀이기 출처

합성 하늘 관측 목록과 이미지

은하, 별, 일시적 천체로 이뤄진 모의 우주를 시뮬레이션에서 뽑은 다음, 관측 망원경과 그 처리 파이프라인이 기록할 픽셀 영상으로 바꿔요. 잡음, 겹침, 장비 효과도 넣어요.

답하는 질문: 정답을 아는 하늘로 돌려 보면 관측 소프트웨어는 진짜 우주론을 되찾아 낼까?

빠진 것: 모의 하늘에는 만든 사람들이 넣기로 생각한 물리와 기기 효과만 들어 있어서, 예상하지 못한 계통 오차는 예상하지 못한 채로 남아요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 카탈로그와 이미지 생성을 위해 슈퍼컴퓨터 할당 몇 번에 걸쳐 몇 달.처음 등장: 2021 LSST 암흑 에너지 과학 협력단의 DC2 시뮬레이션 하늘 관측. 출처

은하 충돌과 병합 시뮬레이션

은하 두 개를 시험 별들의 원반으로 다루고 중력 아래에서 서로 지나치게 해서, 조석 꼬리, 다리, 병합이 어떻게 생기는지 보여 줘요.

답하는 질문: 일부 은하 둘레에서 보이는 별의 긴 흐름은 과거의 근접 조우에서 왔을까요?

빠진 것: 초기 버전은 별들이 서로와 기체에 미치는 중력을 무시하고, 실제 쌍과의 어떤 일치도 가능한 하나의 역사일 뿐이에요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 최신 고해상도 병합 하나에 워크스테이션으로 몇 시간에서 며칠.처음 등장: 1972 투므레 형제의 은하 다리와 꼬리에 대한 제한 삼체 계산이에요. 출처

별의 진화

별을 중첩된 기체 껍질로 보고, 탄생부터 백색 왜성, 중성자별, 블랙홀이 될 때까지 연료를 태우는 과정을 따라가요.

답하는 질문: 이 질량의 별은 얼마나 오래 살고, 어떻게 죽을까요?

빠진 것: 대류와 회전을 난류를 직접 풀지 않고 매개변수로 처리해요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 노트북, 진화 경로 전체는 몇 분이면 돼요.처음 등장: 1955 호일과 슈바르츠실트의 초기 적색 거성 계산 모델

핵 붕괴 초신성

무거운 별의 마지막 1초. 핵이 붕괴하고, 중성미자가 쏟아져 나오고, 충격파가 별을 날려 버리거나 멈춰 서요.

답하는 질문: 무거운 별의 폭발은 어떤 메커니즘이 이끌까?

빠진 것: 멈춘 충격파를 되살리는 메커니즘은 아직 정해지지 않았고, 모델은 별마다 달라요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 달 동안.처음 등장: 1966 Colgate와 White의 첫 핵 붕괴 컴퓨터 모델.

별 형성

차가운 기체 구름이 중력으로 붕괴해 별 무리가 되고, 난류와 자기장이 되받아쳐요.

답하는 질문: 별은 왜 지금 같은 질량 분포로 태어날까?

빠진 것: 구름 전체와 별 하나가 실제로 생기는 아주 작은 규모를 아직 둘 다 분해하지는 못해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 대학 또는 국가 클러스터, 구름 하나에 몇 주.처음 등장: 1969 라슨의 최초의 원시별 구름 붕괴 계산

별의 진동

별 내부를 울리는 음파와 내부 중력파를 계산해서, 망원경에 잡힐 밝기 깜빡임의 패턴을 예측해요.

답하는 질문: 별의 흔들림은 그 내부에 대해 무엇을 알려 줄까?

빠진 것: 바깥층만 잘 제약되어 있어요. 가장 깊은 핵은 여전히 직접 측정이 아니라 추론의 문제예요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 노트북, 진동 스펙트럼 전체는 몇 분이면 돼요.처음 등장: 1975 태양에서 관측된 5분 진동과 비교한 초기 계산 진동 모델.

쌍성 진화

서로 가스를 끌어당길 만큼 가까이 도는 두 별이 질량을 주고받고, 합쳐지거나, 묶인 한 쌍의 조밀한 잔해로 끝나요.

답하는 질문: 이 별 한 쌍은 병합으로 끝날까, 쌍으로 살아남을까, 아니면 중력파의 근원이 될까?

빠진 것: 두 별 사이의 질량 이동은 여전히 제1원리에서 유도한 것이 아니라 조정할 수 있는 소수의 처방으로 나타내요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 노트북, 쌍성 집단이 몇 분 안에 진화해요.처음 등장: 1967 근접 쌍성 사이의 질량 이동에 대한 초기 계산 모델.

별의 대기와 스펙트럼

별의 바깥층을 빠져나가는 빛을 온도와 조성에 맞춰 계산해서, 망원경에 기록될 스펙트럼을 예측해요.

답하는 질문: 이 별은 무엇으로 이뤄져 있고, 표면은 얼마나 뜨거울까?

빠진 것: 매끄럽고 고요한 대기를 가정하지만, 실제 표면은 흑점과 대류 세포 때문에 거칠어요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 워크스테이션, 모델링한 별당 몇 시간.처음 등장: 1967 측정된 항성 스펙트럼과 비교한 초기 계산 모델 대기.

초신성 중성미자 플레이버 진화

붕괴하는 별을 떠나는 빽빽한 중성미자 흐름이 서로 산란하며 플레이버를 바꾸는 과정을 따라가요. 이것이 폭발과 만들어지는 원소에 영향을 줘요.

답하는 질문: 중성미자는 초신성 안의 혼잡 속에서 어떻게 플레이버를 바꿀까요?

빠진 것: 전체 문제는 폭발과 함께 풀기에는 너무 커서, 플레이버 물리는 작고 단순화한 상자 안에서 다뤄요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 몇 차원에서의 결합된 양자 운동 방정식.처음 등장: 2006 Duan, Fuller, Carlson, Qian의 초신성 환경에서 결맞는 비선형 중성미자 맛깔 변환 시뮬레이션. 출처

별 표면 대류 시뮬레이션

별의 끓어오르는 표면층을 복사까지 넣어 3차원으로 계산해서, 쌀알 조직과 스펙트럼선의 모양을 재현해요.

답하는 질문: 별의 표면은 어떻게 생겼고, 스펙트럼선은 어떻게 만들어질까?

빠진 것: 얇은 조각 하나만 모델링하고, 그 아래 깊은 층은 1차원 별 모델에서 가져와 부과해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 표면 한 구역의 3차원 복사 유체역학.처음 등장: 1998 스타인과 노르들룬드의 태양 쌀알 조직 시뮬레이션이에요. 출처

공통 외피 진화

팽창한 동반성의 바깥층 안쪽을 나선으로 파고드는 조밀한 별이 기체를 내뿜거나 합쳐지는 과정을 유체역학으로 따라가, 어떤 근접 쌍성이 살아남는지 살펴요.

답하는 질문: 나선으로 파고드는 별이 외피를 내보낼까요, 핵과 합쳐질까요?

빠진 것: 실행 시간이 실제 사건보다 훨씬 짧고 기체를 식힐 수 없어서, 최종 간격은 여전히 불확실해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 몇 바퀴 궤도에 대한 3차원 유체역학 계산.처음 등장: 1996 Rasio와 Livio의 공통 외피계 유체역학 시뮬레이션 출처

쌍성 개체군 합성

질량 이동, 조석, 초신성 반동에 대한 빠른 규칙으로 수백만 개의 쌍성을 진화시켜서, 은하 하나에 병합과 신성, 중력파원이 몇 개나 있는지 예측해요.

답하는 질문: 은하 하나는 블랙홀 쌍성과 중성자별 쌍성을 몇 개나 만들까요?

빠진 것: 빠른 맞춤 공식이 세밀한 항성 모델을 대신해서, 드문 결과는 가정한 규칙에 달려 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 해석적 근사식을 써서 수백만 개의 쌍성을 진화시킴.처음 등장: 2002 Hurley, Tout and Pols's rapid evolution of binary stars including tides, for population studies. 출처

콜랩사와 감마선 폭발 제트

무거운 별이 블랙홀로 붕괴하며 별의 외피를 뚫고 제트를 내보내는 과정을 상대론적 유체역학으로 따라가, 폭발이 빠져나올 수 있는지 살펴요.

답하는 질문: 붕괴하는 별에서 나온 제트가 뚫고 나가 감마선 폭발을 일으킬 수 있을까요?

빠진 것: 중심 엔진이 너무 작고 빨라서 외피로는 따라갈 수 없기 때문에, 제트 발사는 손으로 지정해 줘요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 축대칭에서 3차원까지의 상대론적 유체역학.처음 등장: 1999 MacFadyen and Woosley's collapsars simulations of gamma-ray bursts and explosions in failed supernovae. 출처

천체화학 반응 네트워크

차가운 성간 구름에서 수백 가지 기체상 반응과 먼지 알갱이 표면 반응을 적분해, 어떤 분자가 만들어지고 별이 응축하기 시작하면서 어떻게 고갈되는지 예측해요.

답하는 질문: 차가운 구름 속에서는 어떤 분자가 얼마나 빨리 만들어질까?

빠진 것: 많은 반응 속도 계수는 실온에서만 측정되었거나 짐작한 값이에요.

돌아가는 곳: 약 10⁸ FLOPS 대략 수천 가지 화학종의 스티프(stiff) 속도 방정식, 구름 하나당 비용은 저렴해요.처음 등장: 1973 Herbst and Klemperer's model of the formation and depletion of molecules in dense interstellar clouds. 출처

성간 자화 난류

압축성 자화 기체를 주기적 상자에서 휘저어 난류가 에너지를 얼마나 빨리 잃는지 알아내요. 이것이 구름이 별로 붕괴하는 속도를 정해요.

답하는 질문: 성간 기체의 난류는 얼마나 빨리 잦아들까요?

빠진 것: 수치 소산이 실제 작은 규모의 물리를 대신하고, 상자에는 벽도 중력도 없어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 고해상도 3차원 MHD 계산.처음 등장: 1998 스톤, 오스트라이커, 게미의 압축성 자기유체역학 난류에서의 소산이에요. 출처

행성 형성

어린 별 둘레 원반의 먼지가 달라붙어 자갈, 미행성, 마침내 행성이 돼요.

답하는 질문: 먼지 원반은 어떻게 태양계가 될까요?

빠진 것: 조약돌에서 지름이 수 킬로미터인 미행성으로 넘어가는 단계는 아직 유도한 것보다 가정한 것이 많아요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 대학 클러스터, 원반 하나에 며칠에서 몇 주.처음 등장: 1978 그린버그와 동료들의 최초의 미행성 집적 수치 계산

궤도 동역학

수십억 년에 걸쳐 서로를 끌어당기는 행성들, 그리고 그 사이를 누비는 소행성과 혜성.

답하는 질문: 태양계는 안정적일까요, 그리고 이 소행성은 무언가에 부딪힐까요?

빠진 것: 혼돈이란 아주 작은 반올림 오차가 충분히 오랜 뒤에는 답을 뒤집을 수 있다는 뜻이에요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 데스크톱 컴퓨터, 수십억 년이 며칠 안에 들어가요.처음 등장: 1988 서스먼과 위즈덤의 디지털 오러리는 명왕성 궤도에서 혼돈을 찾아냈어요.

상호작용 모델 실행하기

행성과 외계 행성의 대기

다른 기체, 중력, 자전, 별빛 등 다른 세계에 맞춘 기후 모델.

답하는 질문: 이 행성의 표면에서 액체 물이 살아남을 수 있을까요?

빠진 것: 지구에서 보정한 구름과 화학 매개변수화를 전혀 다르게 움직일 수 있는 대기에 적용해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 대학 클러스터, 시뮬레이션한 행성의 1년당 며칠.처음 등장: 1969 레오비와 민츠의 최초의 화성 대순환 모델

행성 내부와 다이너모

행성 깊은 곳에서 대류하는 뜨거운 암석이나 금속으로, 자기장을 만들어 내는지와 열이 어떻게 표면으로 빠져나가는지를 보려고 모델링해요.

답하는 질문: 이 행성에는 왜 자기장이 있고, 크기가 비슷한 다른 행성에는 왜 없을까?

빠진 것: 실제 행성 핵보다 훨씬 부드러운 점성과 자전 속도로 돌린 뒤, 가정에 따라 확대해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 국가 클러스터, 내부 모델 하나에 몇 주.처음 등장: 1995 지구의 자기장을 만드는 지구 다이나모의 초기 3차원 컴퓨터 모델.

충돌 크레이터 형성

소행성이나 혜성이 행성에 부딪히는 과정을 지반을 통한 충격파부터 분화구, 파편, 남는 기후 영향까지 모델링해요.

답하는 질문: 이 충돌체는 얼마나 큰 크레이터를 만들고 피해는 얼마나 클까요?

빠진 것: 충돌체의 강도와 내부 구조는 보통 크기와 속도만으로 추정해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁴ FLOPS 대략 워크스테이션 또는 소형 클러스터, 충돌 시나리오당 몇 시간.처음 등장: 1980 공룡 멸종 가설에 자극받은 충돌 분화구의 초기 하이드로코드 시뮬레이션.

외계 행성 탐지와 특성 분석

행성이 별빛에 일으킬 어두워짐이나 흔들림을 계산해서 실제 망원경 자료와 견주고, 행성의 크기와 궤도를 뽑아내요.

답하는 질문: 저 밝기 감소는 정말 행성일까요, 그렇다면 얼마나 클까요?

빠진 것: 별 흑점과 별의 떨림이 자동 탐색을 속일 만큼 행성의 신호와 비슷하게 보일 수 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 워크스테이션, 후보 신호당 몇 분에서 몇 시간.처음 등장: 1984 최초의 외계 행성 탐색을 계획하는 데 쓰인 초기 계산 광도 곡선 모델.

거대 충돌 시뮬레이션

행성 크기의 천체 두 개가 충돌하는 모습을 평활 입자 유체역학으로 따라가며, 달로 뭉칠 수 있는 용융물과 파편을 추적해요.

답하는 질문: 어린 행성 사이의 충돌이 달을 만들었을까요?

빠진 것: 결과는 상태 방정식과 가정한 초기 자전 및 각도에 따라 달라져요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 현실적인 상태 방정식을 가진 수백만 개의 SPH 입자처음 등장: 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of Earth's formation (2001) 출처

행성 개체군 합성

빠른 준해석적 행성 형성 모델을 수천 개의 시뮬레이션 항성계에 돌려 통계적 집단을 만든 다음, 외계 행성 탐사 결과와 비교해요.

답하는 질문: 주어진 형성 이론은 행성 질량과 궤도가 어떻게 섞일 거라고 예측할까?

빠진 것: 각 시스템은 단순화한 1차원 모델이고, 완전한 유체역학 실행이 아니에요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁴ FLOPS 대략 저렴한 1차원 원반 계산 수천 번처음 등장: 2004 Toward a deterministic model of planetary formation I (2004) 출처

외계 행성 대기 복원

모델 대기를 수천 번 돌려 투과 또는 방출 스펙트럼과 맞춰 보고, 온도와 분자 존재비를 추정해요.

답하는 질문: 먼 행성의 공기는 무엇으로 이뤄져 있을까?

빠진 것: 1차원 모델은 품질이 제한된 데이터에 맞추기 때문에 퇴화된 해가 흔해요.

돌아가는 곳: 약 10¹² FLOPS 대략 베이즈 표본 추출기에서 수백만 번의 스펙트럼 평가.처음 등장: 2009 Madhusudhan and Seager's temperature and abundance retrieval method for exoplanet atmospheres. 출처

거주 가능 영역 기후 모델링

별에서 다양한 거리에 있는 암석 행성의 1차원 기후 모델로, 별빛, 온실가스, 구름의 균형을 맞춰 액체 물이 유지될 수 있는 곳을 찾아요.

답하는 질문: 행성은 별에서 얼마나 멀리 떨어져 있어야 액체 상태의 물을 가질 수 있을까요?

빠진 것: 공기 기둥 하나로는 구름이나 낮과 밤의 대비를 나타낼 수 없어서, 3차원 모델에서는 영역의 가장자리가 옮겨 가요.

돌아가는 곳: 약 10⁶ FLOPS 대략 1차원 복사-대류 기둥, 노트북으로 충분히 가벼워요.처음 등장: 1993 Kasting, Whitmire and Reynolds's habitable zones around main-sequence stars. 출처

스트리밍 불안정성에 의한 미행성 형성

기체 원반 속 먼지 알갱이가 뭉쳐 처음의 킬로미터 크기 천체가 되는 과정을 입자와 기체로 시뮬레이션해, 난류가 이들을 붕괴할 만큼 충분히 모을 수 있는지 봐요.

답하는 질문: 자갈은 어떻게 뭉쳐서 최초의 행성 재료가 될까요?

빠진 것: 작은 상자들이 원반의 한 구역을 덮고, 입자 크기는 좁은 범위에 한정돼요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 입자 수억 개를 쓰는 3차원 국소 상자 계산.처음 등장: 2007 Johansen과 동료들의 난류 원시 행성계 원반에서의 빠른 미행성 형성 출처

행성-원반 상호작용과 이동

행성이 자신이 생겨난 기체 원반에 묻혀 있으면, 나선 모양 항적이 생겨 행성을 안쪽이나 바깥쪽으로 끌어요.

답하는 질문: 행성은 왜 태어난 자리에서 옮겨 갈까?

빠진 것: 이동 속도는 잘 알려지지 않은 원반의 열역학과 점성에 민감해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁴ FLOPS 대략 수천 궤도 주기에 걸친 유체역학 원반 시뮬레이션 실행.처음 등장: 2000 Kley's hydrodynamic simulations of the migration of a system of protoplanets. 출처

블랙홀 병합

두 블랙홀이 나선으로 합쳐지는 과정에서 아인슈타인 방정식을 직접 풀어, 검출기가 듣는 중력파 신호를 만들어요.

답하는 질문: 이 질량의 블랙홀 두 개에서는 어떤 파형이 보여야 할까?

빠진 것: 병합 직전 마지막 찰나에는 아직도 어떤 컴퓨터도 완전히 풀지 못하는 근사가 필요해요.

돌아가는 곳: 약 10^16.5 FLOPS 대략 대형 클러스터, 파형 하나에 몇 주.처음 등장: 1964 한과 린드퀴스트가 처음으로 계산해 낸 두 블랙홀의 정면충돌

강착 원반과 제트

자기화된 기체가 블랙홀로 나선을 그리며 떨어지면서 뜨거워지고, 수천 광년에 걸쳐 이어지는 제트를 쏘아 올려요.

답하는 질문: 블랙홀은 어떻게 주변 은하보다 더 밝게 빛날까요?

빠진 것: 강착 원반을 블랙홀 자체의 규모까지, 그리고 더 넓은 은하까지 한꺼번에 추적할 수는 없어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 대형 클러스터, 전 지구 원반 실행에 몇 주.처음 등장: 1991 발부스와 호올리의 자기회전 불안정성을 드러낸 시뮬레이션.

우주 날씨

태양풍과 태양 폭발이 지구 자기장에 부딪히는 일.

답하는 질문: 이 태양 폭풍은 위성이나 전력망을 망가뜨릴까, 그리고 언제 도착할까?

빠진 것: 분화의 도착 시각은 보통 정도의 정확도로 예측하지만, 그 세기는 훨씬 덜 정확해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 국가 예보 센터의 클러스터, 하루에 여러 번 실행.처음 등장: 1978 태양풍이 지구 자기장에 부딪히는 초기 전역 MHD 시뮬레이션.

중성자별 병합

중성자별 두 개가 서로 나선을 그리며 다가가 충돌하는 과정을 아인슈타인 방정식과 핵물리를 한꺼번에 써서 따라가며, 어떤 파편과 빛이 튀어 나가는지 봐요.

답하는 질문: 이 병합이 블랙홀을 만들까요, 그리고 지구에서 발견되는 무거운 원소를 만들어 낼까요?

빠진 것: 이렇게 밀도 높은 물질의 핵물리는 아직 완전히 알려지지 않아서, 파편의 조성에는 실제로 불확실성이 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 주 동안.처음 등장: 1990 충돌하는 중성자별의 초기 상대론적 유체역학 시뮬레이션.

펄서 자기권

자전하는 중성자별 주위에서 소용돌이치는 자기장과 플라즈마를 계산해서, 전파와 고에너지 입자를 우주로 쏘아 보내는 방식을 알아봐요.

답하는 질문: 펄서의 빔은 왜 주기적으로 시선을 가로지르며 쓸고 가고, 그 모양은 무엇이 정할까?

빠진 것: 빔이 실제로 만들어지는 별 표면 바로 위의 플라즈마는 물리적으로 아직 잘 이해되지 않았어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 대학 클러스터, 자기권 모델당 며칠.처음 등장: 1999 펄서의 회전하는 자기장에 대한 초기 전역 시뮬레이션.

태양 내부와 다이너모

태양 내부에서 대류하고 자전하는 뜨거운 플라스마로, 그것이 자기장을 감아서 11년 주기의 흑점 주기를 만드는 과정을 보려고 모델링해요.

답하는 질문: 태양의 자기 활동은 왜 11년 주기로 오르내릴까?

빠진 것: 관측값에 맞게 모델을 조율하지 않으면 아직 주기의 길이와 진폭을 안정적으로 재현하지 못해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 국가 클러스터, 시뮬레이션한 주기 하나에 몇 주.처음 등장: 1983 태양 내부의 초기 3차원 대류 시뮬레이션.

수치상대론으로 만든 중력파 템플릿 뱅크

질량비와 스핀에 걸쳐 수백에서 수천 건의 시뮬레이션된 블랙홀 병합을 돌려, 검출기가 데이터와 대조하는 파형 모델로 보정해요.

답하는 질문: 어떤 블랙홀 병합이든 그 신호는 어떤 모습일까?

빠진 것: 카탈로그는 매개변수 공간에서 성기게 있어서, 그 사이의 파형 모델은 시뮬레이션이 아니라 맞춰 낸 것이에요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 수천 번의 병합 계산, 각각 클러스터에서 몇 주.처음 등장: 2013 Mroue와 동료들의 중력파 천문학을 위한 쌍성 블랙홀 시뮬레이션 174개의 목록 출처

중력파 모의 데이터 챌린지

많은 주입 소스와 현실적인 잡음이 있는 시뮬레이션된 검출기 데이터로, 분석 파이프라인이 그 속에 숨은 천체물리 신호를 되찾을 수 있는지 시험해요.

답하는 질문: 분석 파이프라인이 잡음에 묻힌 모든 광원을 찾아 측정할 수 있을까요?

빠진 것: 잡음은 이상화되어 있고 주입한 소스 개체군은 가정한 것이어서, 실제 데이터의 복잡함은 빠져 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁴ FLOPS 대략 수천 개의 겹치는 소스를 가진 많은 긴 데이터 스트림.처음 등장: 2006 모의 LISA 데이터 챌린지, 우주 기반 중력파 분석에 대한 최초의 공동체 블라인드 시험. 출처

마그네타 자기권과 플레어 시뮬레이션

마그네타, 곧 알려진 가장 강한 자기장을 가진 중성자별 바깥의 비틀린 자기장이 응력을 쌓고, 재결합하고, 플레어를 터뜨리는 과정을 따라가요.

답하는 질문: 중성자별의 뒤틀린 자기장은 어떻게 플레어로 에너지를 내뿜을까요?

빠진 것: 무힘(force-free) 근사는 플라스마의 관성과 실제 플레어를 일으키는 쌍생성을 빠뜨려요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 클러스터에서 하는 상대론적 무력장 실행.처음 등장: 2012 Parfrey, Beloborodov, Hui가 뒤틀리고 다시 이어지는 마그네타 자기권을 시뮬레이션한 연구 출처

블랙홀 그림자와 영상 렌더링

블랙홀과 그 뜨거운 가스 주위의 휘어진 시공간을 지나는 광선을 추적해서, 망원경이 보게 될 고리 모양 이미지를 예측해요.

답하는 질문: 블랙홀 주위에서 빛나는 가스는 지구에서 어떻게 보일까?

빠진 것: 가스 모델은 사후 처리로 짐작한 것이라서, 이미지는 가정한 전자 온도와 자기장에 좌우돼요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁵ FLOPS 대략 수천 개의 강착 시뮬레이션 스냅샷을 통과하는 광선 추적.처음 등장: 2000 Falcke, Melia, Agol의 은하 중심 블랙홀 그림자의 시뮬레이션 이미지. 출처

블랙홀에 의한 별의 조석 파괴

거대 블랙홀에 찢긴 별의 잔해가 늘어나 흐름이 되어 다시 떨어지며 빛나는 과정을 유체역학으로 따라가요.

답하는 질문: 찢긴 별의 얼마만큼이 블랙홀로 떨어지고, 그 플레어는 얼마나 밝을까요?

빠진 것: 플레어를 눈에 보이게 만드는 복사는 근사만 하기 때문에, 광도 곡선은 처음부터 끝까지 시뮬레이션한 것이 아니라 추론한 거예요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁶ FLOPS 대략 일반 상대성 이론을 적용한 평활 입자 또는 격자 계산.처음 등장: 1989 Evans와 Kochanek의 거대 블랙홀에 의한 별의 조석 파괴 유체역학 시뮬레이션. 출처

킬로노바 복사 전달

중성자별 병합에서 나온 무거운 원소 파편의 빛나는 구름을 방사성 가열과 복사 수송으로 모델링해서, 그 빛과 색을 예측해요.

답하는 질문: 중성자별 병합의 잔광은 얼마나 밝고 얼마나 붉을까요?

빠진 것: 가장 무거운 원소의 불투명도는 불완전한 원자 데이터에 의존하고, 예측된 색깔의 불확실성을 좌우해요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁴ FLOPS 대략 원자 불투명도 데이터를 쓴 다차원 몬테카를로 복사 수송.처음 등장: 2010 Metzger와 동료들의 r-과정 방사성 붕괴로 구동되는 전자기 대응체 모델 출처

방사선대 모델링

행성 주변 자기장에 갇힌 고에너지 전자와 양성자로, 확산, 주입, 손실로 움직이며 위성에 닥칠 위험을 예측해요.

답하는 질문: 자기 폭풍 때 붙들린 방사선 띠는 왜 부풀었다가 빠져나갈까?

빠진 것: 파동-입자 확산율은 제한된 측정에서 매개변수로 정하는데, 이것이 오차의 주된 원인이에요.

돌아가는 곳: 약 10¹³ FLOPS 대략 폭풍 기간에 대한 3차원 확산 계산.처음 등장: 1995 뵈티에와 보셰의 전자 복사대 3차원 모델. 출처

중력파를 위한 신경 추론

합성 검출기 잡음 속의 시뮬레이션된 병합 신호 수백만 개로 신경망을 훈련해, 새 사건의 질량, 스핀, 거리를 거의 즉시 내놓아요.

답하는 질문: 블랙홀 병합의 성질을 망원경을 겨눌 만큼 이르게, 몇 초 만에 추론할 수 있을까요?

빠진 것: 훈련에 쓴 파형 모델과 잡음만큼만 쓸 만하고, 특이한 신호는 학습한 범위 밖에 놓일 수 있어요.

돌아가는 곳: 약 10¹⁷ FLOPS 대략 시뮬레이션된 파형으로 하는 몇 주간의 GPU 학습.처음 등장: 2021 Dax와 동료들의 중력파 사건에 대한 신경 사후 분포 추정. 출처