---
title: "Astronomi ve kozmoloji · Simülasyonlar · Simülasyon Hipotezi"
url: https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/astronomy-cosmology
description: "Evren, ilk dakikalarından kozmik ağa kadar ve içindeki yıldızlar, gezegenler ve kara delikler."
license: https://creativecommons.org/licenses/by/4.0/
credit: "Ross Allan Dahl, Simülasyon Hipotezi (simulation-hypothesis.com)"
---

[Simülasyonlar](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations)alan 2 / 18

# Astronomi ve kozmoloji

Evren, ilk dakikalarından kozmik ağa kadar ve içindeki yıldızlar, gezegenler ve kara delikler.

Evreni yeniden çalıştıramayız; bu yüzden gökbilimciler onun modellerini kurar. Kozmolojik simülasyonlar, Kum havuzu'ndaki "tüm evren" ölçeğine gerçekte en yakın olanlardır. Tek bir parçacık kabaca bir milyon Güneş'in yerini tuttuğu için yönetilebilir kalırlar.

## Bir bütün olarak evren

### Kozmolojik N-cisim

Neredeyse tekdüze bir erken evrenden kütle çekimi altında filamentlerin, duvarların ve boşlukların kozmik ağına büyüyen, milyarlarca parçacık olarak karanlık madde.

Yanıtladığı soru: Evren modelimiz, teleskopların gördüğü büyük ölçekli yapıyı aynı biçimde büyütür mü?

Dışarıda bıraktığı: Tek bir parçacık bir milyon güneşi temsil eder, bu yüzden bir gökadadan küçük hiçbir şey gerçekte yoktur.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17.5 FLOPS yaklaşık bir ulusal süper bilgisayarın büyük bir bölümü, haftalarca. Şu tarihten beri: 1970 Peebles'ın bir gökada kümesinin oluşumuna ilişkin 300 noktalı modeli, bu türün en eskilerinden; yıldız kümelerinin N-cisim çalışmaları 1960'ta von Hoerner ile başladı

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)taban: Bedenler

### Galaksi oluşumu

Gaz soğuması, yıldız oluşumu ve süpernova patlamaları ile akıntıları süren kara delik birikimi; hepsi karanlık madde ağının üzerine katmanlanır.

Yanıtladığı soru: Galaksiler neden sahip oldukları biçimlerde ve boyutlarda?

Dışarıda bıraktığı: Yıldız oluşumu ve kara delik geri beslemesi, ilk ilkelerden türetilmemiş, ayarlanabilir alt-ızgara tarifleriyle temsil edilir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık bir ulusal süper bilgisayarın büyük bir dilimi, haftalarca çalışma süresi. Şu tarihten beri: 1992 oluşan galaksilerin erken birleşik kütle çekimi ve gaz simülasyonları.

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Büyük Patlama nükleosentezi

Evrenin hidrojen, helyum ve eser miktarda lityum üreten bir nükleer reaktör olduğu ilk yirmi dakika.

Yanıtladığı soru: Öngörülen element oranları, ölçebildiğimiz en eski gazla uyuşuyor mu?

Dışarıda bıraktığı: Erken evrenin tümüyle homojen olduğunu varsayar; oysa küçük homojensizlikler içeriyordu.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık bir dizüstü bilgisayar; bütün hesap saniyeler sürer. Şu tarihten beri: 1967 Wagoner, Fowler ve Hoyle'un ilk hesaplanmış hafif element bollukları.

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Atom altı

### Kozmik mikrodalga arka planı

Genç evrenin sıcak plazmasındaki dalgalanmalar, ışık Büyük Patlama'dan 380.000 yıl sonra serbest kalana dek evrimleştirildi.

Yanıtladığı soru: Hangi kozmolojik parametreler gözlediğimiz sıcak ve soğuk noktalar örüntüsünü üretir?

Dışarıda bıraktığı: Standart kozmolojik modelin doğru olduğunu varsayar ve yalnızca onun küçük parametre kümesini uydurur.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık bir masaüstü iş istasyonu; parametre kümesi başına dakikalar. Şu tarihten beri: 1996 Seljak ve Zaldarriaga'nın mikrodalga gökyüzü için hızlı Boltzmann kodu.

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)taban: Alanlar

### Kozmik yeniden iyonlaşma

İlk yıldızlardan ve galaksilerden gelen ve erken evreni dolduran nötr hidrojene yayılıp onu iyonlaştıran morötesi ışık.

Yanıtladığı soru: Kozmik karanlık çağlardan sonra evreni yeniden iyonlaştıran neydi?

Dışarıda bıraktığı: İyonlaşmanın çoğunu yapan sönük ve uzak kaynaklar, hâlâ hiçbir teleskopun doğrudan göremeyeceği düzeyin altındadır; bu yüzden sayıları ekstrapole edilir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık bir ulusal süper bilgisayarın büyük bir payı, haftalarca. Şu tarihten beri: 1999 ilk iyonlaşmış balonların erken ışınım taşınımı simülasyonları.

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Galaksiler arası ortam ve Lyman-alfa ormanı

Galaksiler arasına gerilmiş ince gaz, soğurma örüntüsü uzak bir kuasarın tayfındaki titreşen çizgi ormanıyla eşleşene dek çekim ve ısınma altında evrilir.

Yanıtladığı soru: Gökadalar arasındaki gazda ne kadar sıradan madde var ve ne kadar sıcak?

Dışarıda bıraktığı: Galaksilerden gelen morötesi ışığın gazı nasıl ısıttığına ilişkin, doğrudan gözlenmeyen varsayımlara bağlıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık bir üniversite ya da ulusal küme, simüle hacim başına haftalar. Şu tarihten beri: 1994 Lyman-alfa ormanını yeniden üreten erken hidrodinamik simülasyonlar.

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Dalga karanlık madde simülasyonları

Evren, karanlık maddenin klasik parçacıklar yerine Schrödinger ve Poisson denklemlerine uyan tutarlı bir kuantum dalgası olarak ele alınmasıyla evrilir.

Yanıtladığı soru: Karanlık madde ultra hafif bir dalga olsaydı kozmik yapı nasıl görünürdü?

Dışarıda bıraktığı: Dalga çözünürlüğü gereksinimi büyük hacimleri zorlaştırır ve baryonlar çoğunlukla dışarıda bırakılır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^19 FLOPS yaklaşık Büyük uyarlamalı ağ dalga simülasyonları Şu tarihten beri: 2014 Cosmic structure as the quantum interference of a coherent dark wave (2014) [kaynak](https://arxiv.org/abs/1406.6586)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Yerel evrenin kısıtlı simülasyonları

Başlangıç koşulları, evrilen hacim galaksimizin gözlenen komşularını, yakındaki kümeler dahil, yeniden üretecek biçimde ayarlanan kozmolojik çalıştırmalar.

Yanıtladığı soru: Tipik bir evren parçası yerine Samanyolu çevresindeki gerçek yapıları simüle edebilir miyiz?

Dışarıda bıraktığı: Kısıtlar gürültülü uzaklık verisinden gelir, bu yüzden eşleşme kesin değil, istatistikseldir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^19 FLOPS yaklaşık Kısıtlı başlangıç koşullarından büyük N-cisim ya da hidrodinamik çalışmalar Şu tarihten beri: 2010 Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) (2010) [kaynak](https://arxiv.org/abs/1005.2687)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Kozmolojik emülatörler

Pahalı kozmolojik simülasyonlardan oluşan mütevazı bir küme, yakın parametre değerleri için madde güç tayfı gibi istatistikleri öngören hızlı bir enterpolatörü eğitmek için kullanılır.

Yanıtladığı soru: Yalnızca birkaç düzine simülasyondan binlerce parametre seçimi için yapıyı öngörebilir miyiz?

Dışarıda bıraktığı: Yalnızca üzerinde eğitildiği parametre aralığını ve istatistikleri kapsar.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^18 FLOPS yaklaşık Onlarca N-cisim çalıştırmasının tasarımı, sonra neredeyse bedava öngörüler Şu tarihten beri: 2010 The Coyote Universe III: simulation suite and precision emulator (2010) [kaynak](https://doi.org/10.1088/0004-637X/713/2/1322)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Öğrenilmiş emülatörler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-learned)taban: Alanlar

### Yıldız popülasyonu sentezi

Birçok yıldız kuşağının birleşik ışığı, bir galaksinin renklerinden yaşları, kütleleri ve yıldız oluşum tarihini okumak için yıldız evrim izleri ve tayflarından toplanır.

Yanıtladığı soru: Hangi yıldız karışımı bir galaksiye rengini verir?

Dışarıda bıraktığı: Yıldız izleri ve tayf kütüphaneleri, evrimin son evreleri gibi konularda kendi belirsizliklerini taşır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^9 FLOPS yaklaşık ucuz tayf sentezi, yaş ve metalisite ızgarası boyunca tekrarlanır. Şu tarihten beri: 1983 Bruzual'ın galaksilerin tayfsal evrimi, erken tip sistemler. [kaynak](https://doi.org/10.1086/161352)

[Kurallar ve durumlar](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-rules)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Kurallar

### Galaktik kimyasal evrim

Bir galakside ağır elementlerin zaman içindeki birikimi; gaz girişi, yıldız oluşumu, yıldız ölümü ve gaz çıkışından, bir bağlaşık hız denklemleri kümesi olarak yazılır.

Yanıtladığı soru: Bir gökada demirini ve oksijenini nasıl biriktirdi?

Dışarıda bıraktığı: Karışma ve gaz akışları birkaç serbest parametreye indirgenir; bu yüzden model uyar ama öngörmez.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^8 FLOPS yaklaşık ucuz hız denklemi integrali, parametreler boyunca taranır. Şu tarihten beri: 1968 Tinsley'in galaksilerdeki yıldızların ve gazın evrimi modeli. [kaynak](https://doi.org/10.1086/149455)

[Sistem dinamiği](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-system-dynamics)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Kurallar

### Yarı analitik gökada oluşumu

Soğuma, yıldız oluşumu ve geri besleme için basit kurallarla, bir karanlık madde simülasyonunun birleşen halolarına boyanmış galaksiler; her galaksiyi düşük maliyetle izler.

Yanıtladığı soru: Karanlık madde halelerinin her büyüklükte kaç gökadası vardır?

Dışarıda bıraktığı: Yıldız oluşumu ve geri besleme tarifleri türetilmez, ayarlanır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık milyonlarca birleşme ağacına uygulanan kurallar, hidrodinamikten çok daha ucuz. Şu tarihten beri: 1993 Kauffmann, White ve Guiderdoni'nin birleşen karanlık madde halelerinde gökada oluşumu. [kaynak](https://doi.org/10.1093/mnras/264.1.201)

[Kurallar ve durumlar](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-rules)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Kendiyle etkileşen karanlık madde simülasyonu

Birbirlerinden saçılmasına izin verilen karanlık madde parçacıkları; böylece halo çekirdekleri düzleşir ve uydular biçim değiştirir, galaksi gözlemleriyle sınanır.

Yanıtladığı soru: Karanlık madde parçacıkları çarpışır mı ve bu galaksi çekirdeklerini yumuşatır mı?

Dışarıda bıraktığı: Tesir kesiti serbest bir sayıdır ve baryonik geri besleme aynı çekirdeği taklit edebilir ya da gizleyebilir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık Bir saçılma adımı eklenmiş N-cisim çalışmaları. Şu tarihten beri: 2000 Yoshida, Springel, White ve Tormen'in zayıf kendi kendine etkileşen karanlık madde ve karanlık hale yapısı çalışması. [kaynak](https://doi.org/10.1086/317306)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)taban: Alanlar

### Kütleli nötrino kozmolojik simülasyonu

Küçük kütleli nötrinolar bir yapı oluşumu çalışmasına parçacık ya da ızgara akışkanı olarak eklenir; böylece kozmik ağın büyümesine etkisi ölçülebilir.

Yanıtladığı soru: Nötrinonun kütlesi kozmik yapı büyümesini ne kadar yavaşlatır?

Dışarıda bıraktığı: Nötrinolardan gelen ısıl gürültü parçacık şemalarını gürültülü yapar ve kütleleri de bilinmiyor.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık nötrino bileşeni eklenmiş büyük hacimli N-cisim çalışmaları. Şu tarihten beri: 2008 Brandbyge, Hannestad, Haugbølle ve Thomsen'in termal nötrino hareketinin doğrusal olmayan madde güç tayfına etkisi. [kaynak](https://doi.org/10.1088/1475-7516/2008/08/020)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Değiştirilmiş kütleçekimi yapı oluşumu

Kütleçekiminin büyük ölçeklerde genel görelilikten saptığı, yakın çevrede onu geri getiren bir perdeleme mekanizmasına sahip N-cisim çalışmaları; böylece kozmos yeni kuvvetler için sınanabilir.

Yanıtladığı soru: Kütleçekimindeki bir değişiklik kozmik yapıda bir iz bırakır mıydı?

Dışarıda bıraktığı: Her kuram kendine özgü bir çözücü gerektirir ve taramayı doğru izlemek pahalıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık Her adımda ek bir doğrusal olmayan alan denklemi çözen N-cisim çalışmaları. Şu tarihten beri: 2008 Oyaizu'nun f(R) kozmolojilerinin doğrusal olmayan evrimi, yöntem. [kaynak](https://doi.org/10.1103/physrevd.78.123524)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Simüle edilmiş evrenlerde zayıf mercekleme ışın izleme

Büyük bir simülasyonun maddesi içinden izlenen ışık ışınları; gökada biçimlerinin ne kadar hafifçe bozulduğunu öngörmek, böylece taramaların kalibre edilebilmesi için.

Yanıtladığı soru: Uzak gökadaların biçimleri aradaki madde tarafından ne kadar kayma uğratılır?

Dışarıda bıraktığı: Çok düzlemli yaklaşımlar ve sonlu çözünürlük, en küçük mercekleme yapılarını bulanıklaştırır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık yüzlerce N-cisim anlık görüntüsü boyunca ışın izleme. Şu tarihten beri: 2000 Jain, Seljak ve White'ın büyük ölçekli yapı tarafından zayıf mercekleme için ışın izleme simülasyonları. [kaynak](https://doi.org/10.1086/308384)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Kozmik tel ağı evrimi

Erken bir faz geçişinden kalan ince, gerilmiş kusurlardan oluşan bir ağ; kaç halkanın ve uzun telin hayatta kaldığını ve nasıl kütle çekimi yaratacaklarını görmek için evrimleştirilir.

Yanıtladığı soru: Kozmik teller, varsa, ölçekten bağımsız kalan bir örüntüye mi oturur?

Dışarıda bıraktığı: Alan kuramı çalıştırmaları gerçekçi tel genişliklerine ulaşamaz ve ölçekleme rejimine yalnızca ekstrapolasyonla yaklaşılır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^14 FLOPS yaklaşık Genişleyen bir kutuda Nambu-Goto ya da alan kuramı simülasyonları. Şu tarihten beri: 1985 Albrecht ve Turok'un kozmik tellerin hesaplanmış evrimi. [kaynak](https://doi.org/10.1103/physrevlett.54.1868)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Erken evren örgü alan dinamikleri

Kozmik şişmenin sonuna kadar evrimleştirilen bir kafes üzerindeki skaler alanlar; enflatonun enerjisinin şiddetli bir rezonans patlamasıyla parçacıklara nasıl aktarıldığını görmek için.

Yanıtladığı soru: Evren kozmik şişmeden sonra nasıl ısındı?

Dışarıda bıraktığı: Klasik alanlar kuantum dalgalanmalarının yerini tutar; bu yalnızca doluluk sayıları büyük olduğu sürece geçerlidir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık kenar başına en fazla birkaç bin noktalı klasik örgü alanı çalıştırmaları. Şu tarihten beri: 1996 Khlebnikov ve Tkachev'in enflatonun klasik bozunumu. [kaynak](https://doi.org/10.1103/physrevlett.77.219)

[Kafes alan kuramı](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-lattice)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Atom altı

### Galaktik kozmik ışın yayılımı

Süpernovalardan gelen yüklü parçacıklar difüzyon, enerji kaybı ve nükleer tepkimeler altında Samanyolu'nda dolaşır; Dünya'ya neyin ulaştığını ve yaydıkları gama ışınlarını öngörmek için.

Yanıtladığı soru: Kozmik ışınlar Galaksi içinde nasıl yayılır ve ardında ne bırakır?

Dışarıda bıraktığı: Galaksi'nin manyetik alanı ve gaz dağılımı düzleştirilir; bu yüzden yayınım katsayıları uydurulur.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık bir parametre ızgarasında taşınım denkleminin sayısal çözümü. Şu tarihten beri: 1998 Strong ve Moskalenko'nun Galaksi'de kozmik ışın nükleonlarının yayılımı. [kaynak](https://doi.org/10.1086/306470)

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Türevlenebilir kozmolojik simülasyon

Yapı büyümesinin, gradyanların içinden akacağı biçimde yazılmış bir parçacık-ağ simülasyonu; böylece başlangıç koşulları ya da parametreler, gözlenen galaksilere doğrudan uyacak biçimde ayarlanabilir.

Yanıtladığı soru: Hangi başlangıç yoğunluk alanı ve kozmoloji, gerçekte gördüğümüz galaksileri yeniden üretir?

Dışarıda bıraktığı: Hızlı parçacık-ağ şeması küçük ölçeklerde kabadır; bu yüzden büyük yapılara uyar ama galaksilerin içine uymaz.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık uydurulan hacim başına yüzlerce GPU saati. Şu tarihten beri: 2020 Modi ve çalışma arkadaşlarının FlowPM'i, dağıtık bir TensorFlow parçacık-ağ kozmolojik çözücüsü. [kaynak](https://arxiv.org/abs/2010.11847)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Öğrenilmiş emülatörler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-learned)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Yapay gökyüzü tarama katalogları ve görüntüleri

Galaksilerden, yıldızlardan ve geçici olaylardan oluşan sahte bir evren simülasyonlardan çizilir, sonra bir gözlem teleskopunun ve işlem hattının gürültü, karışma ve aygıt etkileriyle kaydedeceği piksel görüntülerine dönüştürülür.

Yanıtladığı soru: Gerçeğini bildiğimiz bir gökyüzünden, tarama yazılımı gerçek kozmolojiyi geri kazanır mıydı?

Dışarıda bıraktığı: Sahte gökyüzü yalnızca yazarlarının aklına gelen fiziği ve alet etkilerini içerir; bu yüzden öngörülmemiş sistematikler öngörülmemiş kalır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık katalog ve görüntü üretimi için birkaç süper bilgisayar kotasında aylar. Şu tarihten beri: 2021 LSST Dark Energy Science Collaboration'ın DC2 simüle gökyüzü taraması. [kaynak](https://doi.org/10.3847/1538-4365/abd62c)

[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)[Stokastik süreçler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-stochastic)taban: Alanlar

### Galaksi çarpışması ve birleşmesi simülasyonu

Kütleçekimi altında birbirinin yanından geçen test yıldızlarından oluşan diskler olarak ele alınan iki galaksi; gelgit kuyruklarının, köprülerin ve birleşmelerin nasıl oluştuğunu göstermek için.

Yanıtladığı soru: Bazı galaksilerin çevresinde görülen uzun yıldız akıntıları geçmişteki yakın bir karşılaşmadan mı gelir?

Dışarıda bıraktığı: Erken sürümler yıldızların birbirleri ve gaz üzerindeki çekimini göz ardı eder ve gerçek bir çifte tek bir eşleşme, olası tek bir tarihtir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık modern, yüksek çözünürlüklü bir birleşme için bir iş istasyonunda saatlerden günlere. Şu tarihten beri: 1972 Toomre ve Toomre'nin galaktik köprülerin ve kuyrukların kısıtlı üç cisim hesapları. [kaynak](https://doi.org/10.1086/151823)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

## Yıldızlar

### Yıldız evrimi

Doğumdan beyaz cüceye, nötron yıldızına ya da kara deliğe kadar yakıtını yakan, iç içe gaz kabuklarından oluşan bir yıldız.

Yanıtladığı soru: Bu kütledeki bir yıldız ne kadar yaşar ve nasıl ölür?

Dışarıda bıraktığı: Türbülansı doğrudan çözmek yerine konveksiyonu ve dönmeyi parametrelendirilmiş tariflerle ele alır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık bir dizüstü bilgisayar; tam bir evrim izi dakikalar sürer. Şu tarihten beri: 1955 Hoyle ve Schwarzschild'in kırmızı dev yıldızların erken hesaplanmış modelleri.

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Çekirdek çöküşlü süpernovalar

Kütleli bir yıldızın son saniyesi: çekirdeğin çökmesi, nötrinoların dışarı akması ve yıldızı ya parçalayan ya da duran bir şok dalgası.

Yanıtladığı soru: Kütleli bir yıldızın patlamasını hangi mekanizma sürer?

Dışarıda bıraktığı: Duran şoku yeniden canlandıran mekanizma henüz çözülmemiştir ve modeller yıldızdan yıldıza farklılaşır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık bir ulusal süper bilgisayarın büyük bir payı, aylarca. Şu tarihten beri: 1966 Colgate ve White'ın çekirdek çöküşünün ilk bilgisayar modelleri.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)taban: Alanlar

### Yıldız oluşumu

Kütle çekimi altında yıldız kümelerine çöken soğuk gaz bulutları; türbülans ve manyetik alanlar geri iter.

Yanıtladığı soru: Yıldızlar neden sahip oldukları kütle dağılımıyla oluşur?

Dışarıda bıraktığı: Hem bütün bir bulutu hem de tek bir yıldızın gerçekte oluştuğu küçük ölçekleri henüz birlikte çözemez.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık bir üniversite ya da ulusal küme, tek bir bulut için haftalar. Şu tarihten beri: 1969 Larson'ın bir protoyıldız bulutunun çöküşünün ilk hesaplanışı.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)taban: Alanlar

### Yıldız salınımları

Bir yıldızın içinde çınlayan ses ve yerçekimi dalgaları, bir teleskopun göreceği parlaklık titreşimi örüntüsünü tahmin etmek için hesaplanır.

Yanıtladığı soru: Bir yıldızın sallanması, içinde ne olduğu hakkında bize ne söyler?

Dışarıda bıraktığı: Yalnızca dış katmanlar iyi kısıtlanmıştır. Çekirdeğin kendisi hâlâ doğrudan ölçüm değil, çıkarım meselesidir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık bir dizüstü bilgisayar; tam bir salınım tayfı dakikalar sürer. Şu tarihten beri: 1975 Güneş'in gözlenen beş dakikalık titreşimleriyle karşılaştırılan erken hesaplanmış salınım modelleri.

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### İkili yıldız evrimi

Birbirinden gaz çekecek, kütle takas edecek, birleşecek ya da kompakt kalıntılardan oluşan bağlı bir çift olarak sona erecek kadar yakın dönen iki yıldız.

Yanıtladığı soru: Bu yıldız çifti bir birleşmeyle mi, hayatta kalan bir çiftle mi, yoksa bir kütleçekimi dalgası kaynağıyla mı sonlanacak?

Dışarıda bıraktığı: İki yıldız arasındaki kütle aktarımı hâlâ ilk ilkelerden türetilmek yerine ayarlanabilir küçük bir kurallar kümesiyle temsil edilir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık bir dizüstü bilgisayar; ikili yıldızlardan oluşan bir popülasyon dakikalar içinde evrimleşir. Şu tarihten beri: 1967 yakın ikili yıldızlar arasındaki kütle aktarımının erken hesaplanmış modelleri.

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Yıldız atmosferleri ve tayfları

Bir yıldızın dış katmanlarından kaçan ışık, bir teleskopun kaydedeceği tayfı öngörmek için sıcaklığa ve bileşime göre hesaplanır.

Yanıtladığı soru: Bu yıldız neyden oluşuyor ve yüzeyi ne kadar sıcak?

Dışarıda bıraktığı: Pürüzsüz, sakin bir atmosfer varsayar; oysa yıldız lekeleri ve konveksiyon hücreleri gerçek yüzeyi pürüzlendirir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık bir iş istasyonu; modellenen yıldız başına saatler. Şu tarihten beri: 1967 ölçülmüş yıldız tayflarıyla karşılaştırılan erken hesaplanmış model atmosferler.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Süpernova nötrino çeşni evrimi

Çöken bir yıldızdan çıkan yoğun nötrino akışı; birbirinden saçılırken ve çeşni değiştirirken izlenir, bu da patlamayı ve dövülen elementleri etkiler.

Yanıtladığı soru: Nötrinolar bir süpernovanın içindeki kalabalıkta çeşni değişimini nasıl gerçekleştirir?

Dışarıda bıraktığı: Tam problem, patlamanın yanında çözülemeyecek kadar büyüktür; bu yüzden çeşni fiziği küçük, basitleştirilmiş kutularda ele alınır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık birkaç boyutta eşleşik kuantum kinetik denklemleri. Şu tarihten beri: 2006 Duan, Fuller, Carlson ve Qian'ın süpernova ortamında eşevreli doğrusal olmayan nötrino çeşni dönüşümünün simülasyonu. [kaynak](https://doi.org/10.1103/physrevd.74.105014)

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Atom altı

### Yıldız yüzeyi konveksiyon simülasyonu

Bir yıldızın kaynayan yüzey katmanları, granülasyonu ve tayf çizgilerinin biçimlerini yeniden üretmek için ışınımla üç boyutta hesaplanır.

Yanıtladığı soru: Bir yıldızın yüzeyi nasıl görünür ve çizgileri nasıl oluşur?

Dışarıda bıraktığı: Yalnızca ince bir yama modellenir ve alttaki derin katmanlar tek boyutlu yıldız modellerinden dayatılır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık bir yüzey yamasının üç boyutlu ışınım hidrodinamiği. Şu tarihten beri: 1998 Stein ve Nordlund'un Güneş granülasyonu simülasyonları. [kaynak](https://doi.org/10.1086/305678)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Ortak zarf evrimi

Eşinin şişmiş dış katmanlarında sarmal çizen kompakt bir yıldız; gazı dışarı atar ya da birleşir. Hangi yakın çiftlerin hayatta kaldığını görmek için hidrodinamikle izlenir.

Yanıtladığı soru: Sarmal çizen yıldız zarfı atar mı, yoksa çekirdekle birleşir mi?

Dışarıda bıraktığı: Çalışmalar gerçek olaydan çok daha kısa sürer ve gazı soğutamaz, bu yüzden son ayrılmalar belirsiz kalır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık birkaç yörüngelik üç boyutlu hidrodinamik çalıştırmalar. Şu tarihten beri: 1996 Rasio ve Livio'nun ortak zarf sistemlerinin hidrodinamik simülasyonları. [kaynak](https://doi.org/10.1086/177975)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### İkili yıldız popülasyon sentezi

Kütle aktarımı, gelgitler ve süpernova tekmeleri için hızlı kurallarla evrimleştirilen milyonlarca ikili yıldız; bir gökadanın kaç birleşme, nova ve kütleçekim dalgası kaynağı barındırdığını öngörmek için.

Yanıtladığı soru: Bir gökada kaç kara delik ve nötron yıldızı çifti üretir?

Dışarıda bıraktığı: Hızlı uydurma formülleri ayrıntılı yıldız modellerinin yerini alır, bu yüzden nadir sonuçlar varsayılan kurallara bağlıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık analitik uydurmalarla evrimleştirilen milyonlarca ikili. Şu tarihten beri: 2002 Hurley, Tout ve Pols'un nüfus çalışmaları için gelgitleri de içeren ikili yıldızların hızlı evrimi. [kaynak](https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.2002.05038.x)

[Kurallar ve durumlar](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-rules)[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)[Stokastik süreçler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-stochastic)taban: Alanlar

### Çöken yıldız ve gama ışını patlaması jetleri

Kara deliğe çöken ve yıldız zarfı boyunca bir jet süren kütleli bir yıldız; bir patlamanın kaçıp kaçamayacağını görmek için göreli hidrodinamikle izlenir.

Yanıtladığı soru: Çöken bir yıldızdan çıkan bir jet, bir gama ışını patlaması yapmak üzere dışarı çıkabilir mi?

Dışarıda bıraktığı: Jet fırlatma elle dayatılır, çünkü merkezî motor zarfla izlenemeyecek kadar küçük ve hızlıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık eksenel simetrikten üç boyutluya göreli hidrodinamik. Şu tarihten beri: 1999 MacFadyen ve Woosley'in gama ışını patlamalarının ve başarısız süpernovalardaki patlamaların collapsar simülasyonları. [kaynak](https://doi.org/10.1086/307790)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Astrokimyasal tepkime ağları

Soğuk bir yıldızlararası bulutta integre edilen yüzlerce gaz fazı ve tane yüzeyi tepkimesi; hangi moleküllerin oluştuğunu ve yıldızlar yoğuşmaya başlarken nasıl tükendiğini öngörmek için.

Yanıtladığı soru: Soğuk bir bulutta hangi moleküller oluşur ve ne kadar hızlı?

Dışarıda bıraktığı: Birçok hız katsayısı yalnızca oda sıcaklığında ölçülmüştür ya da tahmin edilmiştir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^8 FLOPS yaklaşık binlerce tür için katı hız denklemleri, bulut başına ucuz. Şu tarihten beri: 1973 Herbst ve Klemperer'in yoğun yıldızlararası bulutlarda moleküllerin oluşumu ve tükenişi modeli. [kaynak](https://doi.org/10.1086/152436)

[Sistem dinamiği](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-system-dynamics)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Moleküller

### Yıldızlararası manyetize türbülans

Türbülansın enerjisini ne kadar çabuk yitirdiğini bulmak için periyodik bir kutuda karıştırılan sıkıştırılabilir, manyetize bir gaz. Bu hız, bulutların ne kadar çabuk çöküp yıldıza dönüştüğünü belirler.

Yanıtladığı soru: Yıldızlararası gazdaki türbülans ne kadar hızlı sönümlenir?

Dışarıda bıraktığı: Sayısal sönümleme gerçek küçük ölçekli fiziğin yerini tutar ve kutunun duvarı ya da kütleçekimi yoktur.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık yüksek çözünürlükte üç boyutlu MHD çalıştırmaları. Şu tarihten beri: 1998 Stone, Ostriker ve Gammie'nin sıkıştırılabilir manyetohidrodinamik türbülansta yitimi. [kaynak](https://doi.org/10.1086/311718)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

## Gezegenler ve yörüngeler

### Gezegen oluşumu

Genç bir yıldızın çevresindeki diskte toz, çakıllara, gezegenciklere ve sonunda gezegenlere yapışır.

Yanıtladığı soru: Bir toz diski nasıl güneş sistemine dönüşür?

Dışarıda bıraktığı: Çakıldan kilometre boyutlu gezegenciğe geçiş adımı hâlâ türetilmekten çok varsayılmaktadır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık bir üniversite kümesi, tek bir disk için günlerden haftalara. Şu tarihten beri: 1978 Greenberg ve çalışma arkadaşlarının ilk sayısal gezegencik birikim çalışmaları.

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Bedenler

### Yörünge dinamiği

Milyarlarca yıl boyunca birbirini çeken gezegenler ve aralarından geçen asteroitler ile kuyruklu yıldızlar.

Yanıtladığı soru: Güneş sistemi kararlı mı ve bu asteroit bir şeye çarpacak mı?

Dışarıda bıraktığı: Kaos, yeterince uzun sürede küçücük bir yuvarlama hatasının yanıtı tersine çevirebileceği anlamına gelir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık bir masaüstü bilgisayar; milyarlarca yıl günlere sığar. Şu tarihten beri: 1988 Sussman ve Wisdom'un dijital planetaryumu Plüton'un yörüngesinde kaos buldu.

[Etkileşimli modeli çalıştır](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/run#toy-threebody)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Bedenler

### Gezegen ve öte gezegen atmosferleri

Başka dünyalara uyarlanmış iklim modelleri: farklı gazlar, kütle çekimi, dönüş ve yıldız ışığı.

Yanıtladığı soru: Bu gezegenin yüzeyinde sıvı su varlığını sürdürebilir mi?

Dışarıda bıraktığı: Dünya'ya göre ayarlanmış bulut ve kimya parametrizasyonlarını, çok farklı davranabilecek atmosferlere uygular.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık bir üniversite kümesi, simüle gezegen yılı başına günler. Şu tarihten beri: 1969 Leovy ve Mintz'in Mars'ın ilk genel dolaşım modeli.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Gezegen iç yapıları ve dinamolar

Bir gezegenin derinlerindeki sıcak, konveksiyonla dolaşan kaya ya da metal; manyetik alan üretip üretmediğini ve ısının yüzeye nasıl kaçtığını görmek için modellenir.

Yanıtladığı soru: Bu gezegenin neden manyetik alanı var, boyutça benzeyen bir başkasının neden yok?

Dışarıda bıraktığı: Gerçek bir gezegen çekirdeğinden çok daha yumuşak bir viskozite ve dönüş hızında çalışır, sonra varsayımla ölçeklenir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık bir ulusal küme, tek bir iç model için haftalar. Şu tarihten beri: 1995 Dünya'nın alanını üreten jeodinamonun erken üç boyutlu bilgisayar modelleri.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Çarpma krateri oluşumu

Bir gezegene çarpan bir asteroit ya da kuyruklu yıldız; yer boyunca şok dalgasından kratere, enkaza ve geride kalan iklim etkilerine kadar modellenir.

Yanıtladığı soru: Bu çarpan cisim ne büyüklükte bir krater açar ve ne kadar hasar verir?

Dışarıda bıraktığı: Çarpan cismin dayanımı ve iç yapısı genellikle yalnızca boyutundan ve hızından çıkarılır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^14 FLOPS yaklaşık bir iş istasyonu ya da küçük küme, çarpma senaryosu başına saatler. Şu tarihten beri: 1980 dinozor yok oluşu hipoteziyle tetiklenen, çarpma kraterlerinin erken hidrokod simülasyonları.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)taban: Bedenler

### Ötegezegen saptama ve nitelendirme

Bir gezegenin yıldızının ışığında yol açacağı sönme ya da sallanma, gerçek teleskop verisiyle karşılaştırılıp boyutu ve yörüngesi çıkarılmak üzere hesaplanır.

Yanıtladığı soru: Parlaklıktaki o düşüş gerçekten bir gezegen mi ve öyleyse ne kadar büyük?

Dışarıda bıraktığı: Yıldız lekeleri ve yıldız titreşimi, bir gezegenin sinyalini otomatik bir aramayı yanıltacak kadar yakından taklit edebilir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık bir iş istasyonu; aday sinyal başına dakikalardan saatlere. Şu tarihten beri: 1984 ilk ötegezegen aramalarını planlamak için kullanılan erken hesaplanmış ışık eğrisi modelleri.

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)taban: Bedenler

### Dev çarpma simülasyonları

Çarpışan iki gezegen boyutlu cismin yumuşatılmış parçacık hidrodinamiği; bir uyduya dönüşebilecek erimiş madde ve enkaz izlenir.

Yanıtladığı soru: Genç gezegenler arasındaki bir çarpışma Ay'ı üretmiş olabilir mi?

Dışarıda bıraktığı: Sonuçlar hâl denklemine ve varsayılan başlangıç dönüşüne ve açısına bağlıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık Gerçekçi hâl denklemleriyle milyonlarca SPH parçacığı Şu tarihten beri: 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of Earth's formation (2001) [kaynak](https://doi.org/10.1038/35089010)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Gezegen popülasyonu sentezi

Hızlı yarı analitik gezegen oluşum modelleri binlerce simüle sistem için çalıştırılır; ötegezegen taramalarıyla karşılaştırılan istatistiksel bir nüfus üretir.

Yanıtladığı soru: Belli bir oluşum kuramı hangi gezegen kütleleri ve yörüngeleri karışımını öngörür?

Dışarıda bıraktığı: Her sistem tam bir hidrodinamik çalıştırma değil, basitleştirilmiş tek boyutlu bir modeldir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^14 FLOPS yaklaşık Binlerce ucuz tek boyutlu disk çalıştırması Şu tarihten beri: 2004 Toward a deterministic model of planetary formation I (2004) [kaynak](https://doi.org/10.1086/381724)

[Stokastik süreçler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-stochastic)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Ötegezegen atmosferi geri çıkarımı

Sıcaklığı ve moleküler bolluğu çıkarmak için, bir iletim ya da salım tayfına karşı binlerce kez çalıştırılan bir model atmosfer.

Yanıtladığı soru: Uzak bir gezegenin havası neyden oluşur?

Dışarıda bıraktığı: Tek boyutlu modeller sınırlı kalitede verilere uydurulur, bu yüzden dejenere çözümler yaygındır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^12 FLOPS yaklaşık bir Bayes örnekleyicisinde milyonlarca tayf değerlendirmesi. Şu tarihten beri: 2009 Madhusudhan ve Seager'ın öte gezegen atmosferleri için sıcaklık ve bolluk geri çıkarma yöntemi. [kaynak](https://doi.org/10.1088/0004-637x/707/1/24)

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)taban: Moleküller

### Yaşanabilir bölge iklim modellemesi

Yıldızından farklı uzaklıklardaki kayalık bir gezegenin tek boyutlu iklim modeli; sıvı suyun nerede kalıcı olabileceğini bulmak için yıldız ışığını, sera gazlarını ve bulutları dengeler.

Yanıtladığı soru: Bir gezegen yıldızından ne kadar uzakta olup sıvı suyu koruyabilir?

Dışarıda bıraktığı: Tek bir sütun bulutları ya da gece-gündüz farkını temsil edemez; bu yüzden bölgenin kenarları üç boyutlu modellerle kayar.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^6 FLOPS yaklaşık tek boyutlu bir ışınımsal-konvektif sütun, bir dizüstü bilgisayar için yeterince hafif. Şu tarihten beri: 1993 Kasting, Whitmire ve Reynolds'ın ana kol yıldızlarının çevresindeki yaşanabilir bölgeleri. [kaynak](https://doi.org/10.1006/icar.1993.1010)

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Akış kararsızlığıyla gezegencik oluşumu

Bir gaz diskindeki toz taneleri kümelenerek ilk kilometre boyutlu cisimleri oluşturur; türbülansın onları çökecek kadar yoğunlaştırıp yoğunlaştıramayacağını görmek için parçacıklar ve gazla simüle edilir.

Yanıtladığı soru: Çakıllar ilk gezegen yapı taşları olarak nasıl öbeklenir?

Dışarıda bıraktığı: Küçük kutular diskin bir bölümünü kaplar ve parçacık boyutları dar bir aralıktadır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık yüz milyonlarca parçacıklı üç boyutlu yerel kutu çalıştırmaları. Şu tarihten beri: 2007 Johansen ve çalışma arkadaşlarının türbülanslı yıldız çevresi disklerinde hızlı gezegencik oluşumu. [kaynak](https://doi.org/10.1038/nature06086)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Gezegen-disk etkileşimi ve göçü

Oluştuğu gaz diskinin içine gömülü bir gezegen; kendini içeri ya da dışarı sürükleyen sarmal bir iz çeker.

Yanıtladığı soru: Gezegenler oluştukları yerden neden uzaklaşır?

Dışarıda bıraktığı: Göç hızı, iyi bilinmeyen disk termodinamiğine ve viskoziteye duyarlıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^14 FLOPS yaklaşık binlerce yörünge için hidrodinamik disk çalışmaları. Şu tarihten beri: 2000 Kley'in bir protogezegen sisteminin göçüne ilişkin hidrodinamik simülasyonları. [kaynak](https://doi.org/10.1046/j.1365-8711.2000.03495.x)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

## Aşırı kütle çekimi ve uzay plazması

### Kara delik birleşmeleri

Einstein'ın denklemleri, iki kara delik birbirinin etrafında sarmal çizerken doğrudan çözülür; dedektörlerin dinlediği kütle çekim dalgası sinyalini üretir.

Yanıtladığı soru: Bu kütlelerdeki iki kara delikten hangi dalga biçimini görmeliyiz?

Dışarıda bıraktığı: Birleşmeden önceki son saniyenin kesri hâlâ hiçbir bilgisayarın tam çözemediği yaklaşımlar gerektirir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16.5 FLOPS yaklaşık büyük bir küme, tek bir dalga biçimi için haftalar. Şu tarihten beri: 1964 Hahn ve Lindquist'in iki kara deliğin ilk hesaplanmış kafa kafaya çarpışması.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Birikim diskleri ve jetler

Bir kara deliğe doğru sarmal çizen, ısınan ve binlerce ışık yılı uzanan jetler fırlatan manyetize gaz.

Yanıtladığı soru: Bir kara delik, çevresindeki gökadadan nasıl daha parlak ışıldar?

Dışarıda bıraktığı: Diski kara deliğin kendi ölçeğine ve daha geniş galaksiye aynı anda inerek izleyemez.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık büyük bir küme, küresel bir disk çalıştırması için haftalar. Şu tarihten beri: 1991 Balbus ve Hawley'in manyetorotasyonel kararsızlığı ortaya koyan simülasyonları

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Uzay havası

Güneş'ten gelen güneş rüzgârı ve patlamaların Dünya'nın manyetik alanına çarpması.

Yanıtladığı soru: Bu güneş fırtınası uyduları ya da elektrik şebekelerini bozacak mı ve ne zaman gelecek?

Dışarıda bıraktığı: Bir patlamanın geliş zamanını orta doğrulukla, gücünü ise çok daha düşük doğrulukla öngörür.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık bir ulusal tahmin merkezinin kümesi, günde birkaç kez çalıştırılır. Şu tarihten beri: 1978 Dünya'nın manyetik alanına çarpan Güneş rüzgârının erken küresel MHD simülasyonları.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)taban: Alanlar

### Nötron yıldızı birleşmeleri

Birbirine spiral çizerek yaklaşıp çarpışan iki nötron yıldızı; fırlatılan enkazın ve ışığın ne olduğunu görmek için Einstein denklemleri ve nükleer fizik aynı anda izlenir.

Yanıtladığı soru: Bu birleşme bir kara delik yapar mı ve Dünya'da bulunan ağır elementleri dövüp çıkarır mı?

Dışarıda bıraktığı: Bu yoğunlukta maddenin nükleer fiziği hâlâ tam bilinmiyor; bu yüzden enkazın bileşimi gerçek bir belirsizlik taşır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık bir ulusal süper bilgisayarın büyük bir payı, haftalarca. Şu tarihten beri: 1990 çarpışan nötron yıldızlarının erken göreli hidrodinamik simülasyonları.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Pulsar manyetosferleri

Dönen bir nötron yıldızının çevresindeki dönen manyetik alan ve plazma; radyo dalgalarını ve yüksek enerjili parçacıkları uzaya nasıl ışıdığını görmek için hesaplanır.

Yanıtladığı soru: Bir pulsarın ışını görüş çizgisini neden periyodik olarak tarar ve şeklini ne belirler?

Dışarıda bıraktığı: Işının gerçekte oluştuğu yıldız yüzeyindeki plazma, fiziksel olarak hâlâ yetersiz anlaşılmıştır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık bir üniversite kümesi, manyetosfer modeli başına günler. Şu tarihten beri: 1999 bir pulsarın dönen manyetik alanının erken küresel simülasyonları.

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Güneşin iç yapısı ve dinamosu

Güneş'in içinde konveksiyonla dolaşan ve dönen sıcak plazma; manyetik alanı on bir yıllık güneş lekesi döngüsüne nasıl sardığını görmek için modellenir.

Yanıtladığı soru: Güneş'in manyetik etkinliği neden on bir yıllık bir döngüyle yükselir ve alçalır?

Dışarıda bıraktığı: Modeli gözlenen değerlere doğru ayarlamadan döngünün periyodunu ve genliğini henüz güvenilir biçimde yeniden üretemez.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık bir ulusal küme, tek bir simüle döngü için haftalar. Şu tarihten beri: 1983 Güneş'in iç kısmının erken üç boyutlu konveksiyon simülasyonları.

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Sayısal görelilikten kütleçekim dalgası şablon bankaları

Kütle oranlarını ve dönüşleri kapsayan yüzlerce ila binlerce simüle edilmiş kara delik birleşmesi; dedektörlerin verilerle eşleştirdiği dalga biçimi modellerine kalibre edilir.

Yanıtladığı soru: Herhangi bir kara delik birleşmesinin sinyali nasıl görünür?

Dışarıda bıraktığı: Katalogların parametre uzayında seyrek olması nedeniyle, aralarındaki dalga biçimi modelleri simülasyon değil, uydurmalardır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık binlerce birleşme çalıştırması, her biri bir kümede haftalar. Şu tarihten beri: 2013 Mroue ve çalışma arkadaşlarının kütleçekim dalgası astronomisi için 174 ikili kara delik simülasyonundan oluşan kataloğu. [kaynak](https://doi.org/10.1103/physrevlett.111.241104)

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Kütleçekim dalgası sahte veri yarışmaları

Çok sayıda enjekte edilmiş kaynak ve gerçekçi gürültü içeren simüle edilmiş dedektör verisi; analiz boru hatlarının içinde saklı astrofiziksel sinyalleri geri kazanıp kazanamayacağını sınamak için.

Yanıtladığı soru: Bir çözümleme işlem hattı, gürültüye gömülü her kaynağı bulup ölçebilir mi?

Dışarıda bıraktığı: Gürültü idealleştirilmiştir ve enjekte edilen kaynak topluluğu varsayılmıştır; bu yüzden gerçek veri karmaşıklıkları eksiktir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^14 FLOPS yaklaşık binlerce örtüşen kaynaklı birçok uzun veri akışı. Şu tarihten beri: 2006 Mock LISA Data Challenges, uzay tabanlı kütleçekim dalgası çözümlemesinin ilk topluluk kör sınamaları. [kaynak](https://doi.org/10.1063/1.2405108)

[Stokastik süreçler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-stochastic)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Kurallar

### Manyetar manyetosferi ve parlama simülasyonu

Bilinen en güçlü alanlara sahip nötron yıldızı olan bir manyetarın dışındaki bükülmüş manyetik alan; gerilim biriktirirken, yeniden bağlanırken ve parlamalar salarken izlenir.

Yanıtladığı soru: Bir nötron yıldızının bükülmüş alanı bir parlamada enerjiyi nasıl dışarı püskürtür?

Dışarıda bıraktığı: Kuvvetsiz (force-free) fizik, plazmanın eylemsizliğini ve gerçek parlamaları süren çift üretimini unutur.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık bir kümede göreli kuvvetsiz alan çalışmaları. Şu tarihten beri: 2012 Parfrey, Beloborodov ve Hui'nin bükülen, yeniden bağlanan manyetar manyetosferlerinin simülasyonu. [kaynak](https://doi.org/10.1088/2041-8205/754/1/l12)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Kara delik gölgesi ve görüntü render etme

Bir kara deliğin ve sıcak gazının çevresindeki eğri uzay-zamanda izlenen ışık ışınları; bir teleskopun göreceği halka biçimli görüntüyü öngörmek için.

Yanıtladığı soru: Bir kara deliğin etrafındaki parlayan gaz Dünya'dan nasıl görünür?

Dışarıda bıraktığı: Gaz modeli bir sonradan işleme tahminidir; bu yüzden görüntü, varsayılan elektron sıcaklıklarına ve manyetik alana bağlıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^15 FLOPS yaklaşık binlerce birikim simülasyonu anlık görüntüsü boyunca ışın izleme. Şu tarihten beri: 2000 Falcke, Melia ve Agol'un Galaktik merkezdeki kara deliğin gölgesinin simüle görüntüsü. [kaynak](https://doi.org/10.1086/312423)

[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Yıldızların kara delikler tarafından gelgit parçalanması

Kütleli bir kara delik tarafından parçalanan bir yıldız; enkazı geri düşen ve parlayan bir akıntıya gerilir; hidrodinamikle izlenir.

Yanıtladığı soru: Parçalanan bir yıldızın ne kadarı kara deliğe düşer ve parlama ne kadar parlaktır?

Dışarıda bıraktığı: Parlamayı görünür kılan ışınım yalnızca yaklaşık olarak ele alınır; bu yüzden ışık eğrisi baştan sona simüle edilmez, çıkarılır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^16 FLOPS yaklaşık genel görelilik denklemleriyle hesaplanan, yumuşatılmış parçacıklı veya ızgaralı çalıştırmalar. Şu tarihten beri: 1989 Evans ve Kochanek'in bir yıldızın kütleli bir kara delik tarafından gelgitsel parçalanmasının hidrodinamik simülasyonu. [kaynak](https://doi.org/10.1086/185567)

[Parçacıklar ve N-cisim](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-particles)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Kilonova ışınım aktarımı

Bir nötron yıldızı birleşmesinden çıkan ağır elementli enkazın parlayan bulutu; ışığını ve rengini öngörmek için radyoaktif ısınma ve ışınım taşınımıyla modellenir.

Yanıtladığı soru: Bir nötron yıldızı birleşmesinin ardıl parıltısı ne kadar parlak ve ne kadar kırmızıdır?

Dışarıda bıraktığı: En ağır elementlerin opaklıkları eksik atomik verilere dayanır ve öngörülen renkteki belirsizliğe egemendir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^14 FLOPS yaklaşık atomik opaklık verileriyle çok boyutlu Monte Carlo ışınım taşınımı. Şu tarihten beri: 2010 Metzger ve çalışma arkadaşlarının r-süreci radyoaktif bozunmasıyla beslenen elektromanyetik karşılıklar modeli. [kaynak](https://doi.org/10.1111/j.1365-2966.2010.16864.x)

[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)taban: Alanlar

### Radyasyon kuşağı modellemesi

Bir gezegenin çevresindeki manyetik alanda tutulan yüksek enerjili elektronlar ve protonlar; difüzyon, enjeksiyon ve kayıpla hareket ettirilir, uydular için tehlikeleri öngörmek amacıyla.

Yanıtladığı soru: Hapsolmuş ışınım kuşakları manyetik fırtınalar sırasında neden şişer ve boşalır?

Dışarıda bıraktığı: Dalga-parçacık yayınım hızları sınırlı ölçümlerden parametrelendirilir; bu, başlıca hata kaynağıdır.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^13 FLOPS yaklaşık fırtına aralıkları boyunca üç boyutlu difüzyon çalıştırmaları. Şu tarihten beri: 1995 Beutier ve Boscher'in elektron ışınım kuşağının üç boyutlu modeli. [kaynak](https://doi.org/10.1029/94ja03066)

[Süreklilik alanları](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-continuum)[Diferansiyel denklemler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-equations)taban: Alanlar

### Kütleçekim dalgaları için sinirsel çıkarım

Bir sinir ağı, yapay dedektör gürültüsü içindeki milyonlarca simüle birleşme sinyaliyle eğitilir; böylece yeni bir olayın olası kütlelerini, spinlerini ve uzaklığını neredeyse anında verebilir.

Yanıtladığı soru: Bir kara delik birleşmesinin özellikleri, teleskopları ona çevirecek kadar erken, saniyeler içinde çıkarsanabilir mi?

Dışarıda bıraktığı: Üzerinde eğitildiği dalga biçimi modeli ve gürültü kadar iyidir; olağandışı sinyaller öğrendiğinin dışında kalabilir.

Çalıştığı yer: yaklaşık 10^17 FLOPS yaklaşık simüle edilmiş dalga biçimleri üzerinde haftalarca GPU eğitimi. Şu tarihten beri: 2021 Dax ve çalışma arkadaşlarının kütle çekim dalgası olayları için sinirsel sonsal kestirimi. [kaynak](https://arxiv.org/abs/2106.12594)

[Öğrenilmiş emülatörler](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-learned)[Monte Carlo](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/methods#m-monte-carlo)taban: Alanlar

[◂ Temel fizik](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/fundamental-physics)[Dünya ve iklim ▸](https://simulation-hypothesis.com/tr/simulations/earth-climate)