天文学与宇宙学

宇宙学 N 体模拟

暗物质被当作数十亿个粒子，在引力作用下，从几乎均匀的早期宇宙长成宇宙网，其中有丝状结构、薄墙和空洞。

它回答的问题: 我们的宇宙模型，是否长出与望远镜所见相同的大尺度结构？

略去了： 一个粒子代表一百万个太阳，所以比星系更小的东西其实都不存在。

运行于：约 10^17.5 FLOPS 粗略 一台国家级超级计算机的很大一部分，运行数周。自： 1970 Peebles 的 300 点星系团形成模型，是最早的之一；恒星团的 N 体模拟始于 1960 年的 von Hoerner

星系形成

气体冷却、恒星形成和超新星爆发，以及驱动外流的黑洞吸积，全都叠加在暗物质网之上。

它回答的问题: 为什么星系会有现在这样的形状和大小？

略去了： 恒星形成和黑洞反馈用可调的亚网格方案表示，而不是从第一性原理推导出来的。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 一台国家级超级计算机的很大一块，运行数周。自： 1992 早期的引力加气体耦合的星系形成模拟。

大爆炸核合成

最初的二十分钟，当时的宇宙是一座核反应堆，产生氢、氦和微量的锂。

它回答的问题: 预测的元素比例是否与我们能测量到的最古老的气体相符？

略去了： 假定早期宇宙是完全均匀的，尽管其中含有微小的不均匀性。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 笔记本电脑；整个计算只需数秒。自： 1967 Wagoner、Fowler 和 Hoyle 首次算出的轻元素丰度。

宇宙微波背景

年轻宇宙炽热等离子体中的涟漪，一直演化到大爆炸后 38万年、光被释放的时候。

它回答的问题: 哪些宇宙学参数会产生我们观测到的冷热斑点图案？

略去了： 假定标准宇宙学模型是正确的，只拟合其中那一小组参数。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 台式工作站；每组参数数分钟。自： 1996 Seljak 和 Zaldarriaga 针对微波天空的快速玻尔兹曼程序。

宇宙再电离

第一批恒星和星系发出的紫外光，扩散并电离充满早期宇宙的中性氢。

它回答的问题: 宇宙黑暗时代之后，是什么使宇宙再电离？

略去了： 承担大部分电离作用的那些暗弱而遥远的源，仍然低于任何望远镜能直接看到的程度，所以它们的数量是外推的。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 一台国家级超级计算机的很大份额，运行数周。自： 1999 早期对第一批电离泡的辐射转移模拟。

星系际介质与莱曼阿尔法森林

星系之间稀薄的气体，在引力和加热下演化，直到它的吸收图案与遥远类星体光谱中闪烁的谱线森林相吻合。

它回答的问题: 星系之间的气体中有多少普通物质，温度有多高？

略去了： 取决于对星系紫外光如何加热气体的假设，而这一点没有被直接观测到。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 大学或国家集群，每个模拟体积数周。自： 1994 早期重现莱曼阿尔法森林的流体动力学模拟。

波动暗物质模拟

宇宙的演化中，暗物质被当作遵循薛定谔方程和泊松方程的相干量子波，而不是经典粒子。

它回答的问题: 如果暗物质是一种超轻的波，宇宙结构会是什么样子？

略去了： 对波分辨率的要求使大体积很难处理，而且重子大多被略去了。

运行于：约 10¹⁹ FLOPS 粗略 大型自适应网格波动模拟自： 2014 Cosmic structure as the quantum interference of a coherent dark wave (2014) 来源

局部宇宙的约束模拟

宇宙学运行，其初始条件经过调整，使演化后的体积重现我们星系周围实际观测到的邻居，包括附近的星系团。

它回答的问题: 我们能否模拟银河系周围的真实结构，而不是宇宙中某块典型的区域？

略去了： 约束来自带噪声的距离数据，所以匹配是统计性的，而不是精确的。

运行于：约 10¹⁹ FLOPS 粗略 从受约束的初始条件出发的大型 N 体或流体动力学模拟自： 2010 Constrained Local UniversE Simulations (CLUES) (2010) 来源

宇宙学仿真器

用少量昂贵的宇宙学模拟来训练一个快速插值器，预测邻近参数值对应的统计量，比如物质功率谱。

它回答的问题: 我们能否仅凭几十次模拟，预测数千种参数选择下的结构？

略去了： 它只涵盖训练时用到的参数范围和统计特性。

运行于：约 10¹⁸ FLOPS 粗略 设计数十次 N 体运行，之后的预测几乎不花成本自： 2010 The Coyote Universe III: simulation suite and precision emulator (2010) 来源

恒星星族合成

许多代恒星发出的光，根据恒星演化轨迹和光谱叠加起来，从星系的颜色读出年龄、质量和恒星形成历史。

它回答的问题: 什么样的恒星组合赋予星系它的颜色？

略去了： 恒星演化轨迹和光谱库自身带有不确定性，比如演化晚期阶段。

运行于：约 10⁹ FLOPS 粗略 廉价的光谱合成，在年龄和金属丰度的网格上重复进行。自： 1983 Bruzual 对星系光谱演化的研究，早型系统。 来源

星系化学演化

星系中重元素随时间的积累，来自气体流入、恒星形成、恒星死亡和气体流出，写成一组耦合的速率方程。

它回答的问题: 一个星系是怎样积累起铁和氧的？

略去了： 混合和气体流动被归并成少数几个自由参数，所以模型能拟合，却不能预测。

运行于：约 10⁸ FLOPS 粗略 廉价的速率方程积分，对参数做扫描。自： 1968 Tinsley 的星系中恒星与气体演化模型。 来源

半解析星系形成

把星系用简单的冷却、恒星形成和反馈规则，涂画到暗物质模拟中并合的晕上，以很低的成本追踪每个星系。

它回答的问题: 每种大小的星系，暗物质晕各容纳多少个？

略去了： 恒星形成和反馈的配方是调出来的，而不是推导出来的。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 对数百万棵并合树应用规则，比流体动力学便宜得多。自： 1993 Kauffmann、White 和 Guiderdoni 在并合的暗物质晕中研究星系形成。 来源

自相互作用暗物质模拟

让暗物质粒子可以相互散射，于是晕核变平、卫星星系改变形状，再拿星系观测来检验。

它回答的问题: 暗物质粒子会相互碰撞吗，这是否会使星系核心变软？

略去了： 截面是个自由数值，而重子反馈可以模仿或掩盖同样的核心。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 加入散射步骤的 N 体模拟。自： 2000 Yoshida、Springel、White 和 Tormen 关于弱自相互作用暗物质与暗晕结构的研究。 来源

大质量中微子宇宙学模拟

把带小质量的中微子作为粒子或网格流体加进结构形成模拟，以便测量它对宇宙网增长的影响。

它回答的问题: 中微子的质量在多大程度上减缓了宇宙结构的增长？

略去了： 中微子的热噪声使粒子方案噪声很大，而且它们的质量本身也是未知的。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 加入中微子成分的大体积 N 体模拟。自： 2008 Brandbyge、Hannestad、Haugboelle 和 Thomsen 对热中微子运动影响非线性物质功率谱的研究。 来源

修正引力下的结构形成

在大尺度上引力偏离广义相对论、在近处由屏蔽机制恢复的 N 体模拟，用来检验宇宙中是否存在新的力。

它回答的问题: 改变引力会在宇宙结构中留下特征吗？

略去了： 每种理论都需要自己量身定制的求解器，而且筛选很昂贵，难以精确跟进。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 每一步都要求解一个额外的非线性场方程的 N 体模拟。自： 2008 Oyaizu 的 f(R) 宇宙学的非线性演化，方法。 来源

穿过模拟宇宙的弱引力透镜光线追踪

追踪光线穿过大型模拟中的物质，预报星系形状会发生怎样的轻微畸变，以便校准巡天观测。

它回答的问题: 遥远星系的形状，被中间的物质剪切了多少？

略去了： 多平面近似和有限分辨率使最小的透镜结构变得模糊。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 对数百个 N 体快照做光线追踪。自： 2000 Jain、Seljak 和 White 对大尺度结构弱引力透镜的光线追踪模拟。 来源

宇宙弦网络演化

早期相变遗留下的一张由细长缺陷构成的网络，让它演化，看有多少环和长弦能留下来，以及它们会怎样产生引力。

它回答的问题: 宇宙弦如果存在，是否会稳定到一种保持无标度的格局？

略去了： 场论运行无法达到真实的弦宽度，标度区只能靠外推来逼近。

运行于：约 10¹⁴ FLOPS 粗略 在膨胀的盒子里做的 Nambu-Goto 或场论模拟。自： 1985 Albrecht 和 Turok 对宇宙弦演化的计算。 来源

早期宇宙格点场动力学

晶格上的标量场一直演化到暴胀结束，看暴胀子的能量如何在一次剧烈的共振爆发中传给粒子。

它回答的问题: 暴胀之后，宇宙是怎样升温的？

略去了： 经典场代替量子涨落，只有在占据数很大时才成立。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 经典格点场的运行，每边最多几千个点。自： 1996 Khlebnikov 和 Tkachev 的暴胀子经典衰变。 来源

银河系宇宙线传播

来自超新星的带电粒子在银河系中游走，受扩散、能量损失和核反应影响，预测抵达地球的是什么，以及它们发出的伽马射线。

它回答的问题: 宇宙线如何在银河系中扩散，又留下了什么？

略去了： 银河系的磁场和气体分布被平滑处理了，所以扩散系数是拟合出来的。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 在一个参数网格上对输运方程做数值求解。自： 1998 Strong 和 Moskalenko 对银河系中宇宙线核子传播的研究。 来源

可微宇宙学模拟

一个粒子网格法的结构增长模拟，写成梯度可以穿过它流动，使初始条件或参数可以直接调整，去拟合观测到的星系。

它回答的问题: 什么样的初始密度场和宇宙学能重现我们实际看到的星系？

略去了： 快速的粒子-网格方案在小尺度上较粗，所以它适合大型结构，却不适合星系内部。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 每个拟合的体积需要数百个 GPU 小时。自： 2020 Modi 及同事的 FlowPM，一个分布式 TensorFlow 粒子网格宇宙学求解器。 来源

合成巡天星表和图像

从模拟中抽取一个由星系、恒星和瞬变源组成的模拟宇宙，再转成巡天望远镜及其处理流程会记录下的像素图像，含噪声、重叠和仪器效应。

它回答的问题: 巡天的软件能从一个我们已知真相的天空中，还原出真实的宇宙学吗？

略去了： 这个模拟星空只包含其作者想到要加进去的物理和仪器效应，所以意料之外的系统误差仍然意料不到。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 用数次超级计算机配额，花数月生成目录和图像。自： 2021 LSST 暗能量科学合作组的 DC2 模拟巡天。 来源

星系碰撞与并合模拟

两个星系被当作由检验恒星组成的盘，在引力下相互掠过，展示潮汐尾、星系桥和并合是如何形成的。

它回答的问题: 在一些星系周围看到的长长的恒星流，是否来自过去的一次近距离相遇？

略去了： 早期版本忽略了恒星彼此之间以及对气体的引力，而且对某一对真实星系的任何一次匹配，都只是其中一种可能的历史。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 在工作站上数小时到数天，用于一次现代的高分辨率并合。自： 1972 Toomre 和 Toomre 对星系桥和星系尾的受限三体计算。 来源

恒星演化

把一颗恒星当作层层嵌套的气体壳，从诞生到变成白矮星、中子星或黑洞，一路烧尽它的燃料。

它回答的问题: 这个质量的恒星能活多久，又如何死去？

略去了： 对流和旋转用参数化的方案处理，而不是直接求解湍流。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 笔记本电脑；一条完整的演化轨迹需要数分钟。自： 1955 Hoyle 和 Schwarzschild 早期计算的红巨星模型。

核心坍缩超新星

一颗大质量恒星的最后一秒：核心坍缩，中微子涌出，一道激波要么把恒星炸开，要么停滞。

它回答的问题: 是什么机制驱动了大质量恒星的爆炸？

略去了： 让停滞的激波复苏的机制尚无定论，不同恒星的模型也各不相同。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 一台国家级超级计算机的很大份额，运行数月。自： 1966 Colgate 和 White 第一个核心坍缩的计算机模型。

恒星形成

冷的气体云在引力下坍缩成恒星团，而湍流和磁场在反向推挤。

它回答的问题: 为什么恒星形成时会有现在这样的质量分布？

略去了： 还无法同时解析整朵云，以及单颗恒星真正形成的那些微小尺度。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 大学或国家集群，一朵云数周。自： 1969 Larson 首次算出的原恒星云塌缩。

恒星振荡

声波和重力波在恒星内部回荡，通过计算来预测望远镜会看到的亮度闪烁模式。

它回答的问题: 恒星的振荡能告诉我们它的内部有什么？

略去了： 只有外层受到很好的约束。最里面的核心仍然靠推断，而不是直接测量。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 笔记本电脑；一次完整的振荡谱需要数分钟。自： 1975 早期计算的振荡模型，与观测到的太阳五分钟脉动对比。

双星演化

两颗恒星靠得足够近，相互拉扯气体、交换质量、并合，或者最终成为一对束缚的致密遗骸。

它回答的问题: 这对恒星最终会并合、成为幸存的双星，还是成为引力波源？

略去了： 两颗恒星之间的物质转移，仍然用一小套可调的经验公式来表示，而不是从第一性原理推导出来的。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 笔记本电脑；一个双星种群几分钟就能演化完。自： 1967 早期对近距双星之间物质转移的计算模型。

恒星大气与光谱

光穿过恒星外层逸出，根据温度和成分计算，以预测望远镜会记录到的光谱。

它回答的问题: 这颗恒星由什么构成，表面温度是多少？

略去了： 假定大气平滑而平静，而实际上星斑和对流元胞会让真实的表面变得粗糙。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 工作站；每颗建模的恒星数小时。自： 1967 早期计算的模型大气，与实测的恒星光谱对比。

超新星中微子的味演化

从坍缩恒星中涌出的致密中微子流，追踪它们相互散射并改变味型的过程，这会影响爆炸和所锻造的元素。

它回答的问题: 在超新星内部的拥挤环境中，中微子的味如何相互转换？

略去了： 完整的问题太大，无法与爆炸一起求解，所以味物理是放在小而简化的盒子里处理的。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 几个维度中耦合的量子动力学方程。自： 2006 Duan、Fuller、Carlson 和 Qian 对超新星环境中相干非线性中微子味转换的模拟。 来源

恒星表面对流模拟

在三维中用辐射计算恒星沸腾的表层，以重现米粒组织和谱线的形状。

它回答的问题: 恒星的表面是什么样子，它的谱线是如何形成的？

略去了： 只模拟了薄薄的一小块，下面的深层是由一维恒星模型强加的。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 一小片表面的三维辐射流体动力学。自： 1998 Stein 和 Nordlund 对太阳米粒组织的模拟。 来源

公共包层演化

一颗致密恒星在其伴星膨胀的外层中盘旋，要么抛出气体，要么发生合并，用流体动力学追踪，看哪些近距双星能存活。

它回答的问题: 盘旋的恒星会抛出包层，还是与核心合并？

略去了： 运行时间比真实事件短得多，也无法冷却气体，所以最终的间距仍然不确定。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 几个轨道周期的三维流体动力学运行。自： 1996 Rasio 和 Livio 对共包层系统的流体动力学模拟。 来源

双星种群合成

用快速规则处理物质转移、潮汐和超新星反冲，演化数百万个双星，预测一个星系里有多少次并合、新星和引力波源。

它回答的问题: 一个星系会产生多少黑洞和中子星双星？

略去了： 快速拟合公式取代详细的恒星模型，所以罕见的结果取决于假定的规则。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 用解析拟合演化数百万个双星。自： 2002 Hurley、Tout 和 Pols 包含潮汐的双星快速演化，用于群体研究。 来源

坍缩星与伽马射线暴喷流

一颗大质量恒星坍缩成黑洞，并驱动喷流穿过恒星包层，用相对论流体动力学追踪，看爆发能否逸出。

它回答的问题: 坍缩恒星的喷流能否突破而出，形成伽马射线暴？

略去了： 喷流发射是人为设定的，因为中心引擎太小、太快，包层无法跟踪。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 从轴对称到三维的相对论流体动力学。自： 1999 MacFadyen 和 Woosley 对伽马射线暴和失败超新星爆发的塌缩星模拟。 来源

天体化学反应网络

在冷的星际云中对数百个气相和颗粒表面反应进行积分，预测会形成哪些分子，以及在恒星开始凝聚时它们如何耗尽。

它回答的问题: 冷云中会形成哪些分子，速度多快？

略去了： 许多速率系数只在室温下测过，或者是猜的。

运行于：约 10⁸ FLOPS 粗略 成千上万个物种的刚性速率方程，每朵云的成本很低。自： 1973 Herbst 和 Klemperer 的致密星际云中分子形成与消耗模型。 来源

星际磁化湍流

一团可压缩的磁化气体在周期性盒子中被搅动，以求出湍流多快损失能量，而这决定了云团坍缩成恒星的速度。

它回答的问题: 星际气体中的湍流消散得有多快？

略去了： 数值耗散代替了真实的小尺度物理，而且盒子没有壁，也没有引力。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 高分辨率的三维磁流体动力学运行。自： 1998 Stone、Ostriker 和 Gammie 对可压缩磁流体湍流中耗散的研究。 来源

行星形成

年轻恒星周围盘中的尘埃粘结成卵石、星子，最终成为行星。

它回答的问题: 一个尘埃盘如何最终变成太阳系？

略去了： 从卵石到千米大小的星子这一步，仍然是假定多于推导。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 大学集群，一个盘数天到数周。自： 1978 Greenberg 及同事最早的行星胚吸积数值计算。

轨道动力学

行星在数十亿年间相互牵引，小行星和彗星则穿梭其间。

它回答的问题: 太阳系稳定吗，这颗小行星会撞上什么吗？

略去了： 混沌意味着，只要时间够长，一个微小的舍入误差也能让答案翻转。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 台式计算机；数十亿年的演化几天就能跑完。自： 1988 Sussman 和 Wisdom 的数字太阳系仪在冥王星轨道中发现了混沌。

运行交互式模型

行星与系外行星大气

改用于其他世界的气候模型：不同的气体、重力、自转和星光。

它回答的问题: 液态水能否在这颗行星的表面存在？

略去了： 把以地球为标定依据的云和化学参数化，用到行为可能大不相同的大气上。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 大学集群，每个模拟的行星年数天。自： 1969 Leovy 和 Mintz 首个火星大气环流模型。

行星内部与发电机

行星深处炽热、对流的岩石或金属，通过建模来看它是否产生磁场，以及热量如何逸出到表面。

它回答的问题: 为什么这颗行星有磁场，而另一颗大小相近的却没有？

略去了： 在比真实行星核心温和得多的黏度和转速下运行，再靠假设放大。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 国家级集群，一个内部结构模型数周。自： 1995 早期产生地球磁场的地球发电机三维计算机模型。

撞击成坑

小行星或彗星撞击行星，从穿过地面的冲击波，到撞击坑、碎屑和遗留的气候效应，一路建模。

它回答的问题: 这个撞击体会造成多大的陨石坑，多大的破坏？

略去了： 撞击体的强度和内部结构，通常只根据它的大小和速度来推断。

运行于：约 10¹⁴ FLOPS 粗略 工作站或小型集群，每个撞击情景数小时。自： 1980 早期撞击坑的流体动力学程序模拟，由恐龙灭绝假说推动。

系外行星的探测与表征

计算行星会对其恒星的光造成的变暗或摆动，与真实的望远镜数据比较，从中提取它的大小和轨道。

它回答的问题: 那次亮度下降真的是一颗行星吗，如果是，它有多大？

略去了： 星斑和恒星抖动可以足够逼真地模仿行星的信号，骗过自动搜索。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 工作站；每个候选信号数分钟到数小时。自： 1984 早期用来规划第一批系外行星搜寻的光变曲线计算模型。

巨型撞击模拟

对两个行星大小的天体相撞做光滑粒子流体动力学模拟，追踪可能聚合成月球的熔融物和碎片。

它回答的问题: 两颗年轻行星相撞，能否产生月球？

略去了： 结果取决于状态方程，以及假定的初始自旋和角度。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 数百万个带真实状态方程的 SPH 粒子自： 2001 Origin of the Moon in a giant impact near the end of Earth's formation (2001) 来源

行星种群合成

对数千个模拟的行星系统运行快速的半解析行星形成模型，得出统计总体，再与系外行星巡天对比。

它回答的问题: 某个形成理论预测的行星质量和轨道是怎样的组合？

略去了： 每个体系都是简化的一维模型，而不是完整的流体动力学运行。

运行于：约 10¹⁴ FLOPS 粗略 数千次低成本的一维圆盘运行自： 2004 Toward a deterministic model of planetary formation I (2004) 来源

系外行星大气反演

一个模型大气，对着透射或发射光谱运行数千次，以推断温度和分子丰度。

它回答的问题: 一颗遥远行星的大气由什么组成？

略去了： 一维模型是用质量有限的数据拟合的，所以简并解很常见。

运行于：约 10¹² FLOPS 粗略 贝叶斯采样器中的数百万次光谱计算。自： 2009 Madhusudhan 和 Seager 的系外行星大气温度与丰度反演方法。 来源

宜居带气候建模

一个岩质行星在离恒星不同距离处的一维气候模型，平衡星光、温室气体和云，找出液态水能留存的位置。

它回答的问题: 行星离恒星多远，才能保有液态水？

略去了： 单个柱体无法表示云或昼夜反差，所以该区域的边缘要借助三维模型来移动。

运行于：约 10⁶ FLOPS 粗略 一维辐射对流气柱，轻到笔记本电脑就能运行。自： 1993 Kasting、Whitmire 和 Reynolds 的主序星周围宜居带。 来源

由流动不稳定性引起的微行星形成

气体盘中的尘埃颗粒聚集成第一批公里级天体，用粒子和气体来模拟，看湍流能否把它们集中到足以坍缩。

它回答的问题: 卵石如何聚成最初的行星构件？

略去了： 小方框覆盖圆盘的一小块区域，粒子大小也限定在很窄的范围内。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 含数亿个粒子的三维局部盒子运行。自： 2007 Johansen 及同事关于湍流星周盘中微行星快速形成的研究。 来源

行星-盘相互作用与迁移

一颗行星嵌在它诞生时的气体盘中，气体盘会拉出一道螺旋尾迹，把它向内或向外拖。

它回答的问题: 为什么行星会从形成的地方迁移？

略去了： 迁移速率对盘的热力学和黏度很敏感，而这两者都了解得很少。

运行于：约 10¹⁴ FLOPS 粗略 数千个轨道周期的流体动力学盘模拟。自： 2000 Kley 对原行星系统迁移的流体动力学模拟。 来源

黑洞并合

直接求解爱因斯坦方程，让两个黑洞相互旋进，产生探测器所监听的引力波信号。

它回答的问题: 这两个质量的黑洞，我们应该看到怎样的波形？

略去了： 并合前最后不到一秒的时间，仍需要任何计算机都无法完全解析的近似。

运行于：约 10^16.5 FLOPS 粗略 大型集群，一条波形数周。自： 1964 Hahn 和 Lindquist 首次算出的两个黑洞正面碰撞。

吸积盘与喷流

带磁场的气体盘旋落入黑洞，升温并发射出延伸数千光年的喷流。

它回答的问题: 黑洞如何比周围的星系还亮？

略去了： 无法同时追踪到黑洞自身的尺度和更广阔的星系的尺度。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 大型集群，一次全球盘的运行数周。自： 1991 Balbus 和 Hawley 的模拟，揭示了磁旋转不稳定性。

空间天气

太阳风和太阳喷发撞击地球的磁场。

它回答的问题: 这场太阳风暴会损坏卫星或电网吗，什么时候到达？

略去了： 它能以中等的精度预测喷发的到达时间，对喷发强度的预测则差得多。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 国家预报中心的集群，每天运行数次。自： 1978 早期对太阳风撞击地球磁场的全球磁流体模拟。

中子星并合

两颗中子星相互螺旋靠近并碰撞，同时通过爱因斯坦方程和核物理来追踪，看抛出什么碎片和光。

它回答的问题: 这次并合会形成黑洞吗，会锻造出地球上发现的重元素吗？

略去了： 这样致密的物质的核物理仍未完全弄清，所以碎片的成分带有真实的不确定性。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 一台国家级超级计算机的很大份额，运行数周。自： 1990 早期中子星碰撞的相对论流体动力学模拟。

脉冲星磁层

自转中子星周围旋转的磁场和等离子体，通过计算来看它如何把射电波和高能粒子射向太空。

它回答的问题: 为什么脉冲星的辐射束会周期性扫过视线，又是什么决定了它的形状？

略去了： 恒星表面正是束流真正形成的地方，那里的等离子体在物理上仍然没有被很好地理解。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 大学集群，每个磁层模型数天。自： 1999 早期对脉冲星旋转磁场的全球模拟。

太阳内部与太阳发电机

太阳内部炽热的等离子体对流并旋转，通过建模来看它如何把磁场缠绕起来，形成十一年的太阳黑子周期。

它回答的问题: 为什么太阳的磁活动按十一年的周期起伏？

略去了： 在不把模型朝观测值调整的情况下，还无法可靠地重现该周期的长度和振幅。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 国家级集群，一个模拟周期数周。自： 1983 早期太阳内部的三维对流模拟。

基于数值相对论的引力波模板库

数百到数千次模拟的黑洞并合，覆盖不同质量比和自旋，校准成波形模型，供探测器与数据匹配。

它回答的问题: 任何一次黑洞并合的信号是什么样子？

略去了： 目录在参数空间里很稀疏，所以它们之间的波形模型是拟合出来的，而不是模拟出来的。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 数千次并合运行，每次在集群上要几周。自： 2013 Mroue 及同事为引力波天文学建立的 174 个双黑洞模拟目录。 来源

引力波模拟数据挑战赛

带有许多注入信号源和逼真噪声的模拟探测器数据，用来检验分析流程能否找回隐藏其中的天体物理信号。

它回答的问题: 分析流程能否找到并测量埋在噪声里的每一个源？

略去了： 噪声被理想化了，注入的信号源群体是假定的，所以缺少真实数据的复杂情况。

运行于：约 10¹⁴ FLOPS 粗略 许多长长的数据流，有数千个相互重叠的信号源。自： 2006 Mock LISA 数据挑战，首次面向社区的天基引力波分析盲测。 来源

磁星磁层与耀斑模拟

磁星外部扭曲的磁场（磁星是已知磁场最强的中子星），追踪它如何积累应力、重联并释放耀斑。

它回答的问题: 中子星扭曲的磁场如何在耀斑中释放能量？

略去了： 无力场物理忽略了等离子体的惯性，以及驱动真实耀斑的正负电子对产生。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 在集群上做相对论性无力场模拟。自： 2012 Parfrey、Beloborodov 和 Hui 对扭曲、重联的磁星磁层的模拟。 来源

黑洞阴影与图像渲染

追踪光线穿过黑洞及其炽热气体周围的弯曲时空，预测望远镜会看到的环形图像。

它回答的问题: 从地球上看，黑洞周围发光的气体是什么样子？

略去了： 气体模型是事后处理的猜测，所以图像取决于假定的电子温度和磁场。

运行于：约 10¹⁵ FLOPS 粗略 对数千个吸积模拟快照做光线追踪。自： 2000 Falcke、Melia 和 Agol 对银河系中心黑洞阴影的模拟图像。 来源

黑洞对恒星的潮汐撕裂

一颗恒星被大质量黑洞撕碎，残骸被拉成一条流，回落并亮起，用流体动力学追踪。

它回答的问题: 被撕碎的恒星有多少落入黑洞，耀斑有多亮？

略去了： 使耀斑可见的辐射只是近似处理的，所以光变曲线是推断出来的，而不是端到端模拟的。

运行于：约 10¹⁶ FLOPS 粗略 采用广义相对论处理的光滑粒子或网格运行。自： 1989 Evans 和 Kochanek 对大质量黑洞潮汐撕裂恒星的流体动力学模拟。 来源

千新星辐射转移

中子星并合产生的重元素碎片发光云，用放射性加热和辐射输运建模，预测它的光和颜色。

它回答的问题: 中子星并合的余辉有多亮、有多红？

略去了： 最重元素的不透明度依赖不完整的原子数据，并主导了预测颜色的不确定性。

运行于：约 10¹⁴ FLOPS 粗略 带原子不透明度数据的多维蒙特卡罗辐射输运。自： 2010 Metzger 及同事关于由 r 过程放射性衰变驱动的电磁对应体的模型。 来源

辐射带建模

被困在行星周围磁场中的高能电子和质子，由扩散、注入和损失驱动，用来预测对卫星的危害。

它回答的问题: 为什么辐射带会在磁暴期间膨胀和排空？

略去了： 波粒扩散速率是根据有限的测量参数化的，这是误差的主要来源。

运行于：约 10¹³ FLOPS 粗略 在风暴时段上进行的三维扩散运行。自： 1995 Beutier 和 Boscher 的电子辐射带三维模型 来源

引力波的神经推断

在合成探测器噪声中，用数百万个模拟的并合信号训练神经网络，使它能对新事件几乎即时地给出可能的质量、自旋和距离。

它回答的问题: 能否在数秒内推断出黑洞并合的性质，以便及早把望远镜对准它？

略去了： 它的好坏取决于训练时用的波形模型和噪声，不寻常的信号可能超出它所学的范围。

运行于：约 10¹⁷ FLOPS 粗略 在模拟波形上进行数周的 GPU 训练。自： 2021 Dax 及其同事对引力波事件的神经后验估计。 来源