N-tanani simulyatsiya qilish - N-body simulation

An N- kengayib borayotgan koinotdagi galaktikalar klasterining kosmologik shakllanishini tana simulyatsiyasi.

Yilda fizika va astronomiya, an N- tanani simulyatsiya qilish a simulyatsiyasi dinamik tizim kabi jismoniy kuchlar ta'sirida zarrachalar, masalan tortishish kuchi (qarang n- odam muammosi ). N- tanani simulyatsiya qilishda keng qo'llaniladigan vositalar astrofizika, kabi tanali tizimlarning dinamikasini tekshirishdan Yer -Oy -Quyosh evolyutsiyasini tushunish uchun tizim koinotning keng ko'lamli tuzilishi.^[1] Yilda fizik kosmologiya, N- chiziqli bo'lmagan jarayonlarni o'rganish uchun tanadagi simulyatsiyalar qo'llaniladi tuzilish shakllanishi kabi galaktika iplari va galaktik haloslar ta'siridan qorong'u materiya. To'g'ridan-to'g'ri N- tana simulyatsiyalari dinamik evolyutsiyasini o'rganish uchun ishlatiladi yulduz klasterlari.

Zarralarning tabiati

Simulyatsiya bilan muomala qilingan "zarralar" tabiatda zarracha bo'lgan jismoniy narsalarga mos kelishi yoki bo'lmasligi mumkin. Masalan, yulduzlar klasterining N-tanasi simulyatsiyasi bitta yulduzga zarraga ega bo'lishi mumkin, shuning uchun har bir zarracha qandaydir fizik ahamiyatga ega. Boshqa tomondan, a simulyatsiyasi gaz buluti har bir atom yoki gaz molekulasi uchun zarrachaga ega bo'lolmaydi, chunki bu buyurtma bo'yicha talab qilinadi 10²³ har bir mol mol uchun zarralar (qarang Avogadro doimiy ), shuning uchun bitta "zarracha" juda katta miqdordagi gazni ifodalaydi (ko'pincha ishlatilgan holda amalga oshiriladi) Yumshoq zarralar gidrodinamikasi ). Ushbu miqdor hech qanday jismoniy ahamiyatga ega emas, lekin aniqlik va boshqariladigan kompyuter talablari o'rtasida kelishuv sifatida tanlanishi kerak.

To'g'ridan-to'g'ri tortishish kuchi N- tanani simulyatsiya qilish

Media-ni ijro etish

Parametrlariga yaqin bo'lgan 400 ta ob'ektni tanani simulyatsiya qilish Quyosh sistemasi sayyoralar.

To'g'ridan-to'g'ri tortishish kuchida N- tanani simulyatsiya qilish, tizimining harakat tenglamalari N zarrachalar o'zaro tortishish kuchlari ta'sirida son jihatidan biron bir soddalashtiruvchi yaqinlashuvsiz birlashtirilgan. Ushbu hisob-kitoblar, masalan, yulduzlar yoki sayyoralar kabi alohida ob'ektlarning o'zaro ta'siri tizim evolyutsiyasi uchun muhim bo'lgan holatlarda qo'llaniladi.

Birinchi to'g'ridan-to'g'ri N- tanani simulyatsiya qilish tomonidan amalga oshirildi Erik Xolmberg da Lund rasadxonasi 1941 yilda yorug'lik tarqalishi va tortish kuchining o'zaro ta'siri o'rtasidagi matematik ekvivalentlik orqali galaktikalarga duch keladigan yulduzlar orasidagi kuchlarni aniqlash: lampochkalarni yulduzlar holatiga qo'yish va yulduzlarning pozitsiyalaridagi yo'naltirilgan yorug'lik oqimlarini fotoelement, tenglamalar harakat bilan birlashtirilishi mumkin ${displaystyle O (N)}$ harakat.^[2] Birinchi aniq hisob-kitob simulyatsiyalari keyinchalik amalga oshirildi Sebastyan fon Xerner da Astronomisches Rechen-Institut yilda Geydelberg, Germaniya. Sverre Aarset da Kembrij universiteti (Buyuk Britaniya) o'zining butun ilmiy hayotini yuqori samaradorlik seriyasini ishlab chiqishga bag'ishladi N- moslashuvchan (ierarxik) vaqt qadamlaridan, Ahmad-Koenning qo'shni sxemasidan va yaqin uchrashuvlarni tartibga solishdan foydalanadigan astrofizik qo'llanmalar uchun tana kodlari. Regularizatsiya - bu bir-biriga o'zboshimchalik bilan yaqinlashgan ikkita zarracha uchun Nyuton tortishish qonunidagi o'ziga xoslikni olib tashlash uchun matematik hiyla. Sverre Aarset kodlari yulduzlar klasterlari, sayyoralar tizimlari va galaktik yadrolarning dinamikasini o'rganish uchun ishlatiladi.^{[iqtibos kerak ]}

Umumiy nisbiylik simulyatsiyalari

Ko'pgina simulyatsiyalar etarlicha katta bo'lib, ularning ta'siri umumiy nisbiylik a tashkil etishda Fridman-Lemaytre-Robertson-Uoker kosmologiyasi muhim ahamiyatga ega. Bu simulyatsiyaga rivojlanayotgan masofa o'lchovi sifatida kiritilgan (yoki o'lchov omili ) a koordinata tizim, bu koordinatalarni zarrachalarning sekinlashishiga olib keladi (shuningdek, tufayli qizil almashtirish ularning jismoniy energiyasi). Biroq, umumiy nisbiylik va cheklanganlik hissalari tortishish tezligi aks holda e'tiborsiz qoldirish mumkin, chunki odatdagi dinamik vaqt o'lchovlari simulyatsiya uchun nurni kesib o'tish vaqti bilan taqqoslaganda va zarralar va zarralar tezligi keltirib chiqaradigan makon-vaqt egriligi kichikdir. Ushbu kosmologik simulyatsiyalarning chegara shartlari odatda davriy (yoki toroidal) bo'ladi, shuning uchun simulyatsiya hajmining bir chekkasi qarama-qarshi qirraga to'g'ri keladi.

Hisoblashni optimallashtirish

N- tanani simulyatsiya qilish printsipial jihatdan sodda, chunki ular faqat oltitani birlashtirishni o'z ichiga oladiN oddiy differentsial tenglamalar zarracha harakatlarini belgilash Nyutonning tortishish kuchi. Amalda, raqam N zarrachalar odatda juda katta (odatiy simulyatsiyalarga millionlab millionlar kiradi Ming yillik simulyatsiya o'n milliardni o'z ichiga olgan) va hisoblash zarur bo'lgan zarrachalar bilan zarrachalarning o'zaro ta'siri soni tartibida ortadi N²va shuning uchun differentsial tenglamalarni to'g'ridan-to'g'ri integratsiyasi hisoblash uchun juda qimmatga tushishi mumkin. Shuning uchun odatda bir qator aniqliklardan foydalaniladi.

Raqamli integratsiya odatda kichik vaqt oralig'ida kabi usul yordamida amalga oshiriladi pog'ona integratsiyasi. Biroq, barcha raqamli integratsiya xatolarga olib keladi. Kichik qadamlar past xatolarni keltirib chiqaradi, ammo sekinroq ishlaydi. Leapfrog integratsiyasi taxminan vaqt oralig'ida 2-tartib, masalan, boshqa integratorlar Runge-Kutta usullari 4-chi buyurtmaning aniqligi yoki undan yuqori bo'lishi mumkin.

Oddiy aniqliklardan biri shundaki, har bir zarrachaning o'zi bilan birga vaqt o'zgaruvchisi bor, shuning uchun har xil dinamik vaqtga ega bo'lgan zarrachalar hammasi eng qisqa vaqt ichida oldinga siljishi shart emas.

Bunday simulyatsiyalar uchun hisoblash vaqtini qisqartirish uchun ikkita asosiy taxminiy sxemalar mavjud. Ular kamaytirishi mumkin hisoblash murakkabligi aniqlik yo'qolganda, O (N log N) yoki undan yaxshiroq.

Daraxt usullari

Yilda daraxt usullari, masalan Barns-Hut simulyatsiyasi, an oktree odatda hajmni kub hujayralarga bo'lish uchun ishlatiladi va faqat yaqin atrofdagi hujayralar zarralari orasidagi o'zaro ta'sirga alohida ishlov berish kerak; olis hujayralardagi zarrachalarni kollektiv ravishda uzoq hujayraning massa markazida joylashgan bitta katta zarracha (yoki past tartibli deb hisoblash mumkin) multipole kengayish). Bu hisoblab chiqilishi kerak bo'lgan zarralar jufti ta'sirining sonini keskin kamaytirishi mumkin. Zarrachalar va zarrachalarning o'zaro ta'sirini hisoblash orqali simulyatsiya botqog'iga aylanishining oldini olish uchun hujayralar simulyatsiyaning zichroq qismlarida hujayralardagi ko'plab zarralarni o'z ichiga olgan kichikroq hujayralarga tozalanishi kerak. Zarralar bir tekis taqsimlanmagan simulyatsiyalar uchun yaxshi ajratilgan juftlik parchalanishi Callahan va Kosaraju tegmaslik hosil O (n jurnaln) belgilangan o'lchov bilan iteratsiya uchun vaqt.

Zarrachalarni to'qish usuli

Yana bir imkoniyat zarrachalarni to'qish usuli unda kosmik mash ustida ajratilgan va hisoblash uchun tortishish potentsiali, zarralar meshning yaqin tepalari o'rtasida bo'lingan deb taxmin qilinadi. Potentsial energiyani topish oson, chunki Puasson tenglamasi

${displaystyle abla ^ {2} Phi = 4pi G {ho} ,,}$

qayerda G bu Nyutonning doimiysi va ${displaystyle {ho}}$ zichligi (to'r nuqtalaridagi zarrachalar soni), yordamida hal qilish ahamiyatsiz tez Fourier konvertatsiyasi ga borish chastota domeni bu erda Puasson tenglamasi oddiy shaklga ega

${displaystyle {hat {Phi}} = - 4pi G {frac {hat {ho}} {k ^ {2}}} ,,}$

qayerda ${displaystyle {vec {k}}}$ Yaltiroq to'lqinli raqam va shlyapalar Furye o'zgarishini bildiradi. Beri ${displaystyle {vec {g}} = - {vec {abla}} Phi}$, tortishish maydonini endi ko'paytirish orqali topish mumkin ${displaystyle -i {vec {k}}}$ va teskari Furye konvertatsiyasini hisoblash (yoki teskari konvertatsiyani hisoblash va keyin boshqa usul yordamida). Ushbu usul mesh kattaligi bilan cheklanganligi sababli, kichik o'lchamdagi kuchlarni hisoblash uchun amalda kichikroq mash yoki boshqa usul (masalan, daraxt bilan biriktirish yoki oddiy zarracha-zarralar algoritmi) qo'llaniladi. Ba'zida simulyatsiya zichroq mintaqalarida to'r hujayralari ancha kichik bo'lgan adaptiv mash ishlatiladi.

Maxsus ishni optimallashtirish

Bir necha xil gravitatsion bezovtalik algoritmlari Quyosh tizimidagi ob'ektlar yo'lining etarlicha aniq baholarini olish uchun ishlatiladi.

Odamlar ko'pincha a sun'iy yo'ldosh qo'yishga qaror qilishadi muzlatilgan orbit.Yer atrofida aylanib yuradigan sun'iy yo'ldoshning yo'lini Yer markazining atrofida joylashgan 2 tanali elliptik orbitadan boshlab aniq modellashtirish va shu sababli kichik tuzatishlarni kiritish mumkin. Yerning oblikligi, Quyosh va Oyning tortishish kuchi, atmosferadagi tortishish va hk. Sun'iy yo'ldoshning haqiqiy yo'lini hisoblamasdan muzlatilgan orbitani topish mumkin.

Kichik sayyora, kometa yoki uzoq masofaga uchadigan kosmik kemaning yo'lini ko'pincha quyosh atrofida 2 tanali elliptik orbitadan boshlab va katta sayyoralarning ma'lum bo'lgan orbitalarida tortishish kuchi tortishishidan kichik tuzatishlarni qo'shib aniq modellash mumkin.

Zarralar tizimining uzoq muddatli yo'llarining ayrim xususiyatlarini to'g'ridan-to'g'ri hisoblash mumkin. Har qanday ma'lum bir zarrachaning haqiqiy yo'lini oraliq qadam sifatida hisoblash kerak emas. Bunday xususiyatlarga quyidagilar kiradi Lyapunovning barqarorligi, Lyapunov vaqti, dan turli xil o'lchovlar ergodik nazariya, va boshqalar.

Ikki zarrachali tizimlar

Taklif qilingan Yumshatish bo'lishi birlashtirildi ushbu bo'limga. (Muhokama qiling) 2020 yil yanvaridan beri taklif qilingan.

Oddiy simulyatsiyalarda millionlab yoki milliardlab zarralar mavjud bo'lishiga qaramay, ular odatda juda katta massaga ega bo'lgan haqiqiy zarrachaga to'g'ri keladi, odatda 10⁹ quyosh massalari. Bu ikki zarrachaning hosil bo'lishi kabi zarralar orasidagi qisqa masofadagi o'zaro ta'sir bilan bog'liq muammolarni keltirib chiqarishi mumkin ikkilik tizimlar. Zarrachalar ko'p miqdordagi qorong'u materiya zarralarini yoki yulduzlar guruhini ifodalashga mo'ljallanganligi sababli, bu ikkiliklar fizikaviy emas. Buning oldini olish uchun, a yumshatilgan Nyuton kuchlari qonuni qo'llaniladi, bu qisqa masofalarda teskari kvadrat radiusi sifatida ajralib chiqmaydi. Ko'pgina simulyatsiyalar buni tabiiy ravishda cheklangan kattalikdagi hujayralardagi simulyatsiyalarni bajarish orqali amalga oshiradi. Diskretizatsiya tartibini zarrachalar har doim o'zlariga g'oyib bo'ladigan kuch ta'sir qiladigan tarzda amalga oshirish muhimdir.

Barionlar, leptonlar va fotonlarni simulyatsiyalarga kiritish

Ko'pgina simulyatsiyalar faqat simulyatsiya qiladi sovuq qorong'u materiya va shu bilan faqat tortishish kuchini o'z ichiga oladi. Birlashtirmoqda barionlar, leptonlar va fotonlar simulyatsiyalarga ularning murakkabligini keskin oshiradi va ko'pincha asosiy fizikani tubdan soddalashtirish kerak. Biroq, bu juda muhim sohadir va hozirgi kunda ko'plab zamonaviy simulyatsiyalar jarayonida yuz beradigan jarayonlarni tushunishga harakat qilmoqda galaktika shakllanishi bu hisobga olinishi mumkin galaktika tarafkashligi.

Hisoblashning murakkabligi

Reif va boshq.^[3] isbotlang agar n- odamga etib borish muammosi quyidagicha aniqlanadi - berilgan n tanani ma'lum bir vaqt ichida biz maqsadli to'pga etib borishini aniqlash uchun belgilangan elektrostatik potentsial qonunini qondiradigan jismlar (biz poli talab qiladigan joyda (n) aniqlik bitlari va maqsadli vaqt ko'p (n) ichida PSPACE.

Boshqa tomondan, agar savol tanada bo'ladimi, degan savol tug'iladi oxir-oqibat boradigan to'pga etib boradi, muammo PSPACE-da qiyin. Ushbu chegaralar uchun olingan o'xshash murakkablik chegaralariga asoslanadi nurni kuzatish.

Shuningdek qarang

• Ming yillik yugurish
• Kosmosning keng ko'lamli tuzilishi
• Gadget
• Galaktikaning shakllanishi va evolyutsiyasi
• Tabiiy birliklar
• Bokira qizlari konsortsiumi
• Barns-Hut simulyatsiyasi
• Katta kosmologik simulyatsiya

Adabiyotlar

Qo'shimcha o'qish

• fon Xerner, Sebastyan (1960). "Die numerische Integration des n-Kperper-Problemes für Sternhaufen. Men". Zeitschrift für Astrophysik (nemis tilida). 50: 184. Bibcode:1960ZA ..... 50..184V.
• fon Xerner, Sebastyan (1963). "Die numerische Integration des n-Körper-muammolar für Sternhaufen. II ". Zeitschrift für Astrophysik (nemis tilida). 57: 47. Bibcode:1963ZA ..... 57 ... 47V.
• Aarset, Sverre J. (2003). Gravitatsion N-body simulyatsiyalari: vositalari va algoritmlari. Kembrij universiteti matbuoti. ISBN  978-0-521-12153-8.
• Bertschinger, Edmund (1998). "Koinotdagi tuzilish shakllanishining simulyatsiyalari". Astronomiya va astrofizikaning yillik sharhi. 36 (1): 599–654. Bibcode:1998ARA & A..36..599B. doi:10.1146 / annurev.astro.36.1.599.
• Binni, Jeyms; Tremeyn, Skott (1987). Galaktik dinamikasi. Prinston universiteti matbuoti. ISBN  978-0-691-08445-9.
• Kallaxon, Pol B.; Kosaraju, Sambasiva Rao (1992). "Ko'p o'lchovli nuqtalarning dekompozitsiyasi dasturlari bilan k- yaqin qo'shnilar va n-tanadagi potentsial maydonlar (dastlabki versiya) ". STOC '92: Proc. ACM simptomi. Hisoblash nazariyasi. ACM..