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title: "천문학과 우주론 · 시뮬레이션 · 시뮬레이션 가설"
url: https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/astronomy-cosmology
description: "첫 몇 분에서 우주 거미줄에 이르는 우주, 그리고 그 안의 별, 행성, 블랙홀. 사람들이 실제로 돌리는 시뮬레이션 분류의 일부예요."
license: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
credit: "Ross Allan Dahl, 시뮬레이션 가설(simulation-hypothesis.com)"
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[시뮬레이션](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations)영역 18개 중 2번째

# 천문학과 우주론

첫 몇 분에서 우주 거미줄에 이르는 우주, 그리고 그 안의 별, 행성, 블랙홀.

우리는 우주를 다시 돌려 볼 수 없어서, 천문학자들은 우주의 모델을 만들어요. 우주론 시뮬레이션은 샌드박스의 “우주 전체” 규모에 가장 가까운 실제 사례예요. 입자 하나가 태양 약 백만 개를 대신하기 때문에 다룰 만한 수준으로 유지돼요.

## 우주 전체

### 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

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)해상도: 몸

### 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 10^17 FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 큰 몫, 실행 시간 몇 주. 처음 등장: 1992 형성 중인 은하를 위한 초기 중력-기체 결합 시뮬레이션.

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^12 FLOPS 대략 노트북, 계산 전체가 몇 초면 끝나요. 처음 등장: 1967 와고너, 파울러, 호일이 처음으로 계산한 가벼운 원소의 존재비예요.

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 아원자

### 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 10^13 FLOPS 대략 데스크톱 워크스테이션, 매개변수 조합당 몇 분. 처음 등장: 1996 셀잭과 잘달리아가의 마이크로파 하늘용 빠른 볼츠만 코드

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)해상도: 장

### 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 10^17 FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 주 동안. 처음 등장: 1999 최초의 이온화된 거품의 초기 복사 전달 시뮬레이션.

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 대학 또는 국가 클러스터, 시뮬레이션한 부피당 몇 주. 처음 등장: 1994 라이먼 알파 숲을 재현한 초기 유체역학 시뮬레이션.

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^19 FLOPS 대략 대규모 적응 격자 파동 시뮬레이션 처음 등장: 2014 Cosmic structure as the quantum interference of a coherent dark wave (2014) [출처](https://arxiv.org/abs/1406.6586)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^19 FLOPS 대략 제약된 초기 조건에서 출발하는 대규모 N체 또는 유체역학 실행 처음 등장: 2010 Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) (2010) [출처](https://arxiv.org/abs/1005.2687)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^18 FLOPS 대략 N체 실행 수십 번을 설계한 뒤, 거의 공짜인 예측 처음 등장: 2010 The Coyote Universe III: simulation suite and precision emulator (2010) [출처](https://doi.org/10.1088/0004-637X/713/2/1322)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[학습된 에뮬레이터](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-learned)해상도: 장

### 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 10^9 FLOPS 대략 나이와 금속 함량의 격자를 따라 되풀이하는 저렴한 스펙트럼 합성. 처음 등장: 1983 Bruzual의 은하 스펙트럼 진화, 조기형 계. [출처](https://doi.org/10.1086/161352)

[규칙과 상태](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-rules)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 규칙

### 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 10^8 FLOPS 대략 값싼 반응 속도 방정식 적분, 매개변수를 훑으며. 처음 등장: 1968 틴슬리의 은하 속 별과 가스의 진화 모델이에요. [출처](https://doi.org/10.1086/149455)

[시스템 다이내믹스](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-system-dynamics)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 규칙

### 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 10^13 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](https://doi.org/10.1093/mnras/264.1.201)

[규칙과 상태](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-rules)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 산란 단계를 더한 N체 실행. 처음 등장: 2000 요시다, 스프링겔, 화이트, 토르멘의 약한 자기 상호작용 암흑물질과 암흑 헤일로의 구조예요. [출처](https://doi.org/10.1086/317306)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)해상도: 장

### 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 10^17 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](https://doi.org/10.1088/1475-7516/2008/08/020)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^17 FLOPS 대략 매 단계마다 추가 비선형 장 방정식을 푸는 N체 실행. 처음 등장: 2008 Oyaizu's nonlinear evolution of f(R) cosmologies, methodology. [출처](https://doi.org/10.1103/physrevd.78.123524)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 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](https://doi.org/10.1086/308384)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^14 FLOPS 대략 팽창하는 상자 안에서 하는 남부-고토 또는 장론 시뮬레이션. 처음 등장: 1985 알브레히트와 투록이 계산한 우주 끈의 진화. [출처](https://doi.org/10.1103/physrevlett.54.1868)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^13 FLOPS 대략 한 변에 최대 수천 점의 고전 격자 장 실행. 처음 등장: 1996 Khlebnikov and Tkachev's classical decay of the inflaton. [출처](https://doi.org/10.1103/physrevlett.77.219)

[격자 장 이론](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-lattice)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 아원자

### 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 10^12 FLOPS 대략 매개변수 격자를 가로지르는 수송 방정식의 수치 풀이. 처음 등장: 1998 스트롱과 모스칼렌코의 은하 속 우주선 핵자 전파예요. [출처](https://doi.org/10.1086/306470)

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 맞춤한 부피당 GPU 수백 시간. 처음 등장: 2020 Modi와 동료들의 FlowPM, 분산 TensorFlow 입자-메시 우주론 풀이기 [출처](https://arxiv.org/abs/2010.11847)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[학습된 에뮬레이터](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-learned)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^17 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](https://doi.org/10.3847/1538-4365/abd62c)

[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)[확률 과정](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-stochastic)해상도: 장

### 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 10^12 FLOPS 대략 최신 고해상도 병합 하나에 워크스테이션으로 몇 시간에서 며칠. 처음 등장: 1972 투므레 형제의 은하 다리와 꼬리에 대한 제한 삼체 계산이에요. [출처](https://doi.org/10.1086/151823)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

## 별

### 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 10^12 FLOPS 대략 노트북, 진화 경로 전체는 몇 분이면 돼요. 처음 등장: 1955 호일과 슈바르츠실트의 초기 적색 거성 계산 모델

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^17 FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 달 동안. 처음 등장: 1966 Colgate와 White의 첫 핵 붕괴 컴퓨터 모델.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 대학 또는 국가 클러스터, 구름 하나에 몇 주. 처음 등장: 1969 라슨의 최초의 원시별 구름 붕괴 계산

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)해상도: 장

### 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 10^12 FLOPS 대략 노트북, 진동 스펙트럼 전체는 몇 분이면 돼요. 처음 등장: 1975 태양에서 관측된 5분 진동과 비교한 초기 계산 진동 모델.

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^12 FLOPS 대략 노트북, 쌍성 집단이 몇 분 안에 진화해요. 처음 등장: 1967 근접 쌍성 사이의 질량 이동에 대한 초기 계산 모델.

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^13 FLOPS 대략 워크스테이션, 모델링한 별당 몇 시간. 처음 등장: 1967 측정된 항성 스펙트럼과 비교한 초기 계산 모델 대기.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^15 FLOPS 대략 몇 차원에서의 결합된 양자 운동 방정식. 처음 등장: 2006 Duan, Fuller, Carlson, Qian의 초신성 환경에서 결맞는 비선형 중성미자 맛깔 변환 시뮬레이션. [출처](https://doi.org/10.1103/physrevd.74.105014)

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 아원자

### 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 10^15 FLOPS 대략 표면 한 구역의 3차원 복사 유체역학. 처음 등장: 1998 스타인과 노르들룬드의 태양 쌀알 조직 시뮬레이션이에요. [출처](https://doi.org/10.1086/305678)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 몇 바퀴 궤도에 대한 3차원 유체역학 계산. 처음 등장: 1996 Rasio와 Livio의 공통 외피계 유체역학 시뮬레이션 [출처](https://doi.org/10.1086/177975)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^12 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](https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.2002.05038.x)

[규칙과 상태](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-rules)[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)[확률 과정](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-stochastic)해상도: 장

### 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 10^16 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](https://doi.org/10.1086/307790)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^8 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](https://doi.org/10.1086/152436)

[시스템 다이내믹스](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-system-dynamics)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 분자

### 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 10^15 FLOPS 대략 고해상도 3차원 MHD 계산. 처음 등장: 1998 스톤, 오스트라이커, 게미의 압축성 자기유체역학 난류에서의 소산이에요. [출처](https://doi.org/10.1086/311718)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

## 행성과 궤도

### 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 10^15 FLOPS 대략 대학 클러스터, 원반 하나에 며칠에서 몇 주. 처음 등장: 1978 그린버그와 동료들의 최초의 미행성 집적 수치 계산

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 몸

### 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 10^13 FLOPS 대략 데스크톱 컴퓨터, 수십억 년이 며칠 안에 들어가요. 처음 등장: 1988 서스먼과 위즈덤의 디지털 오러리는 명왕성 궤도에서 혼돈을 찾아냈어요.

[상호작용 모델 실행하기](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/run#toy-threebody)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 몸

### 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 10^15 FLOPS 대략 대학 클러스터, 시뮬레이션한 행성의 1년당 며칠. 처음 등장: 1969 레오비와 민츠의 최초의 화성 대순환 모델

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 국가 클러스터, 내부 모델 하나에 몇 주. 처음 등장: 1995 지구의 자기장을 만드는 지구 다이나모의 초기 3차원 컴퓨터 모델.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^14 FLOPS 대략 워크스테이션 또는 소형 클러스터, 충돌 시나리오당 몇 시간. 처음 등장: 1980 공룡 멸종 가설에 자극받은 충돌 분화구의 초기 하이드로코드 시뮬레이션.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)해상도: 몸

### 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 10^13 FLOPS 대략 워크스테이션, 후보 신호당 몇 분에서 몇 시간. 처음 등장: 1984 최초의 외계 행성 탐색을 계획하는 데 쓰인 초기 계산 광도 곡선 모델.

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)해상도: 몸

### 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 10^17 FLOPS 대략 현실적인 상태 방정식을 가진 수백만 개의 SPH 입자 처음 등장: 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of Earth's formation (2001) [출처](https://doi.org/10.1038/35089010)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^14 FLOPS 대략 저렴한 1차원 원반 계산 수천 번 처음 등장: 2004 Toward a deterministic model of planetary formation I (2004) [출처](https://doi.org/10.1086/381724)

[확률 과정](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-stochastic)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^12 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](https://doi.org/10.1088/0004-637x/707/1/24)

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)해상도: 분자

### 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 10^6 FLOPS 대략 1차원 복사-대류 기둥, 노트북으로 충분히 가벼워요. 처음 등장: 1993 Kasting, Whitmire and Reynolds's habitable zones around main-sequence stars. [출처](https://doi.org/10.1006/icar.1993.1010)

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 입자 수억 개를 쓰는 3차원 국소 상자 계산. 처음 등장: 2007 Johansen과 동료들의 난류 원시 행성계 원반에서의 빠른 미행성 형성 [출처](https://doi.org/10.1038/nature06086)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^14 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](https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.2000.03495.x)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

## 극한 중력과 우주 플라스마

### 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

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 대형 클러스터, 전 지구 원반 실행에 몇 주. 처음 등장: 1991 발부스와 호올리의 자기회전 불안정성을 드러낸 시뮬레이션.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^15 FLOPS 대략 국가 예보 센터의 클러스터, 하루에 여러 번 실행. 처음 등장: 1978 태양풍이 지구 자기장에 부딪히는 초기 전역 MHD 시뮬레이션.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)해상도: 장

### 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 10^17 FLOPS 대략 국가 슈퍼컴퓨터의 상당 부분, 몇 주 동안. 처음 등장: 1990 충돌하는 중성자별의 초기 상대론적 유체역학 시뮬레이션.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^15 FLOPS 대략 대학 클러스터, 자기권 모델당 며칠. 처음 등장: 1999 펄서의 회전하는 자기장에 대한 초기 전역 시뮬레이션.

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 FLOPS 대략 국가 클러스터, 시뮬레이션한 주기 하나에 몇 주. 처음 등장: 1983 태양 내부의 초기 3차원 대류 시뮬레이션.

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^17 FLOPS 대략 수천 번의 병합 계산, 각각 클러스터에서 몇 주. 처음 등장: 2013 Mroue와 동료들의 중력파 천문학을 위한 쌍성 블랙홀 시뮬레이션 174개의 목록 [출처](https://doi.org/10.1103/physrevlett.111.241104)

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^14 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](https://doi.org/10.1063/1.2405108)

[확률 과정](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-stochastic)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 규칙

### 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 10^16 FLOPS 대략 클러스터에서 하는 상대론적 무력장 실행. 처음 등장: 2012 Parfrey, Beloborodov, Hui가 뒤틀리고 다시 이어지는 마그네타 자기권을 시뮬레이션한 연구 [출처](https://doi.org/10.1088/2041-8205/754/1/l12)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^15 FLOPS 대략 수천 개의 강착 시뮬레이션 스냅샷을 통과하는 광선 추적. 처음 등장: 2000 Falcke, Melia, Agol의 은하 중심 블랙홀 그림자의 시뮬레이션 이미지. [출처](https://doi.org/10.1086/312423)

[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^16 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](https://doi.org/10.1086/185567)

[입자와 N체](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-particles)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^14 FLOPS 대략 원자 불투명도 데이터를 쓴 다차원 몬테카를로 복사 수송. 처음 등장: 2010 Metzger와 동료들의 r-과정 방사성 붕괴로 구동되는 전자기 대응체 모델 [출처](https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x)

[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)해상도: 장

### 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 10^13 FLOPS 대략 폭풍 기간에 대한 3차원 확산 계산. 처음 등장: 1995 뵈티에와 보셰의 전자 복사대 3차원 모델. [출처](https://doi.org/10.1029/94ja03066)

[연속체 장](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-continuum)[미분 방정식](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-equations)해상도: 장

### 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 10^17 FLOPS 대략 시뮬레이션된 파형으로 하는 몇 주간의 GPU 학습. 처음 등장: 2021 Dax와 동료들의 중력파 사건에 대한 신경 사후 분포 추정. [출처](https://arxiv.org/abs/2106.12594)

[학습된 에뮬레이터](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-learned)[몬테카를로](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/methods#m-monte-carlo)해상도: 장

[◂ 기초 물리학](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/fundamental-physics)[지구와 기후 ▸](https://simulation-hypothesis.com/ko/simulations/earth-climate)