Simulació de n cossos

Una simulació de n cossos de la formació cosmológica d'un cúmul de galàxies en un univers en expansió.

En física i astronomia, una simulació de n cossos és una simulació d'un sistema dinàmic de partícules, generalment baixe l'influència de forces físiques, com la gravetat (vore problema dels n cossos per a atres aplicacions). Les simulacions de n cossos són ferramentes àmpliament utilisades en astrofísica, des de l'investigació de la dinàmica de sistemes de pocs cossos com el sistema Terra-Lluna-Sol fins a la comprensió de l'evolució de l'estructura a gran escala de l'univers. En cosmologia física, les simulacions de n cossos s'utilisen per a estudiar processos de formació d'estructures no llineals, com filaments i halos de galàxies, per l'influència de la matèria obscura. També s'utilisen simulacions directes de n cossos per a estudiar l'evolució dinàmica d'els cúmuls estelars.

Naturalea de les partícules

Les 'partícules' tractades per la simulació poden correspondre o no a objectes físics de naturalea definida per partícules. Per eixemple, una simulació de n cossos d'un cúmul d'estreles podria estar compost de n partícules, per lo que cada partícula representa una estrela i té un significat físic. Per un atre costat, en el cas d'una simulació d'una núvol de gas, resulta impossible representar cada àtom o molècula de gas per una partícula, ya que açò requeriria de l'orde de 10²³ partícules per cada mol de material (vore constant de Avogadro). Per llimitacions de la computació actual, una sola 'partícula' deu representar una cantitat molt major de gas (a sovint implementat utilisant Hidrodinàmica de Partícules Suavisades). Esta cantitat no necessita tindre cap significat físic, sino que deu elegir-se com un compromís entre precisió i requisits informàtics manejables.

Simulació de Matèria Obscura

La matèria obscura pren un paper important en la formació de galàxies. l'equació de Boltzmann sense colisions descriu l'evolució de la densitat f de les partícules de matèria obscura respecte al temps (en l'espai de fases):

$$\frac{df}{dt}=\frac{\partial f}{\partial t}+𝐯\cdot \mathrm{\nabla }f-\frac{\partial f}{\partial 𝐯}\cdot \mathrm{\nabla }\Phi$$

En esta equació, $𝐯$ és la velocitat i Φ és el potencial gravitacional obtingut per l'equació de Poisson. Estes dos equacions juntes es resolen en un univers que es rig per les equacions de Friedmann despuix de determinar les condicions inicials de les partícules de matèria obscura. El método convencional per a inicializar posicions i velocitats implica moure les partícules dins d'una ret cartesiana uniforme o una configuració de partícules similar al vidre. Açò es pot conseguir per mig d'una aproximació de teoria llineal o una teoria de destorbament de baix orde.

Bibliografia

• Zeitschrift für Astrophysik.50

184.

• Zeitschrift für Astrophysik.57

47.

• Aarseth (2003). Gravitational N-body Simulations: Tools and Algorithms, Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-12153-8.
• Annual Review of Astronomy and Astrophysics.36(1)

599–654.doi:10.1146/annurev.astre.36.1.599.

• Binney; Tremaine, Scott (1987). Galactic Dynamics, Princeton University Press. ISBN 978-0-691-08445-9.
• Callahan, Paul B.; Kosaraju, {{{nom2}}} (1992). «A decomposition of multidimensional point sets with applications to k-nearest-neighbors and n-body potential fields (preliminary version)», STOC '92: Proc. ACM Symp. Theory of Computing, ACM..