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@ -0,0 +1,463 @@
@@ -0,0 +1,463 @@
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\documentclass[a4paper, 10pt]{article} |
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\usepackage[top=2cm, bottom=2cm, left=1.5cm, right=1.5cm]{geometry} |
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\usepackage[utf8]{inputenc} |
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%\usepackage[english]{babel} |
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\usepackage[german]{babel} |
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\usepackage{amsmath} |
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\usepackage{amsfonts} |
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\usepackage{amsthm} |
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\usepackage[hidelinks]{hyperref} |
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\usepackage{graphicx} |
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\usepackage{caption} |
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\usepackage{lmodern} |
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\usepackage{tikz} |
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\usepackage{multicol} |
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\usepackage{lipsum} |
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\usepackage{listings} |
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\usepackage{listings-golang} |
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\lstset{ |
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frame=single, |
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language=golang, |
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} |
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\linespread{1} |
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\newcommand{\rarrow}{\( \rightarrow \)} |
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\begin{document} |
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\title{\huge Galaxy Simulation\\ \large Jugend Forscht 2018/2019} |
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\date{2018 - 2019} |
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\author{Emile Hansmaennel}%\\ Theodor-Fliedner-Gymnasium, Heinrich Heine |
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%Universität Düsseldorf} |
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\maketitle |
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\begin{multicols*}{2}[ |
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\abstract{ |
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\parbox{0.85\textwidth}{ |
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\centering |
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\parbox{0.6\textwidth}{ |
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\centering |
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\bigskip |
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Ist es möglich die Entstehung von Galaxien zu simulieren? Um |
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diese Frage zu beantworten bin ich zu dem Schluss gekommen, dass ich das doch |
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einfach mal ausprobieren sollte. Dazu habe ich das Navarro-Frenk-White Profil |
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implementiert um anschließen die Kräfte die Zwischen den Sternen wirken zu |
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berechnen. Dabei stattete ich die Sterne mit einer zufälligen Masse aus und |
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Unterteilte die Galaxie in dynamisch-große Zellen um die Simulation stark zu |
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beschleunigen. Um eine Stabile Galaxie zu simulieren müssen jedoch alle Sterne |
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in der Galaxie eine Anfangsgeschwindigkeit besitzen die sie auf eine Kreisbahn |
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lenkt, damit die Kraft, welche die Sterne in die Mitte der Galaxie zieht |
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ausgeglichen werden. |
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\bigskip |
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} |
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} |
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} |
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] |
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\renewcommand{\contentsname}{Inhaltsverzeichnis} \tableofcontents[Inhalt] |
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\section{Einleitung} |
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Das Projekt ist nach meinem vorletzten Jugend-Forscht Projekt entstanden: Ich |
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habe ein Praktikum in Astronomischen Recheninstitut in Heidelberg genutzt, um |
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mit einem Doktoranden\footnote{Tim Tugendhat} das Navarro-Frenk-White Profil, |
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das zum generien von Punktwolken genutzt wird, zu visualizieren. Anschließend |
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hat sich das Projekt ein bisschen verlaufen, irgendwann beschloss ich jedoch, |
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dass das Projekt weiterzuführen und statt nur statische Galaxien zu generieren |
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dazu überzugehen die Galaxien zu simulieren, also die Entwicklung einer |
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virtuellen Galaxie zu untersuchen. Eines der Entscheidenden Probleme war die |
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Laufzeit der Simulation. Das Problem das es zu lösen galt, war die nutzung von |
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mehreren Threads mit der nutzung des Barnes-Hut Algorithmus zu kombinieren. |
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Das Ergebniss ist sehr schön: Durch die nutzung der Programmiersprache Golang |
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war das einbauen der nutzung von mehreren Threads vergleichsweise einfach. |
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\section{Vorgehensweise} |
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Wie schon in der Einleitung beschrieben habe ich mehrere Techniken kombiniert |
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um mein Ziel zu erreichen. Das komplette Projekt lässt sich in mehrere |
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Abschnitte unterteilen: Die Generierung der Punktwolke, aus der eine Galaxie |
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abstrahiert wird. Die Simulation der Galaxie bei der die Kräfte die in der |
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Galaxie wirken berechnet werden und daraus die Geschwindigkeit und Richtung in |
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die der Stern fliegt. |
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\section{Generieren} |
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Das Generieren der Statischen Punktwolke aus der die Galaxie abstrahiert wird |
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ist ein wichtiger Bestandteil des Gesamtprojektes, denn alles baut auf ihr auf. |
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Kurz: um Kräfte zwischen Sternen zu berechnen braucht man erstmal Sterne! |
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\subsection{Das Navarro-Frenk-White Profil} |
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Das Navarro-Frenk-White Profil (NFW-profil) ist ein Profil zur Generierung von |
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Koordinaten in n-Dimensionalen Systemen. Das Profil gibt einem die |
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Warscheinlichkeit \( \rho \) zurück, dass ein Punkt im Abstand \( r \) zum |
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Mittelpunkt des raumes existiert. Die dazugehörige Funktion sieht wiefolgt |
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aus: |
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\begin{equation} \label{eq:NFW_profile} |
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\rho_{NFW}(r) = \frac{ 1 }{ \sqrt{ 2 \pi } \cdot \sigma } \cdot |
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\exp \left( \frac{ -\phi(r) }{ \sigma^{ 2 } } \right) |
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\end{equation} |
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\begin{equation*} |
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\phi(r) = \frac{ 4\pi \cdot G \cdot f_{0} \cdot R_{s}^3 }{ r } \cdot |
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ln{ \left( 1 + \frac{ r }{ R_{s} } \right) } |
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\end{equation*} |
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Möchte man nun herausfinden wie weit ein Punkt mit der Koordinate \( (x_1, x_2, |
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... , x_n) \) mit \( x \in \mathbb{N} \) vom Mittelpunkt des Raumes entfernt |
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ist, kann der Satz des Pythagoras (\ref{eq:pythagoras}) verwendet werden. |
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\begin{equation} \label{eq:pythagoras} |
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r_n = \sqrt{\sum_{i=0}^{n} x_i^2} \qquad n \in \mathbb{N} |
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\end{equation} |
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Der Abstand \( r \) zum Mittelpunkt des Raumes kann nun in das NFW-Profil |
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\ref{eq:NFW_profile} gegeben werden wodurch ein Wert \( s \) entstehet: |
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\begin{equation} |
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\rho_{NFW}(r) = \dots = s |
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\end{equation} |
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Dieser Wert \( s \) stellt die Warscheinlichkeit dar, das ein Stern der |
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eine Entfernung \( r \) vom Mittelpunkt der Galaxie besitzt existiert. |
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Die Galaxie Wirkt nun aus der Ferne wie ein Würfel, da die aus \( \rho \) |
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retultierende Kurve aprubt endet. Dies kann gelöst werden, indem statt \( |
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\rho_{NFW}(r) \) folgendes gerechnet wird: \( \rho_{NFW}(r) - |
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\rho_{NFW}(r_{max}) \) |
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\subsection{Random Sampling} |
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Sei \( s \) ein zufälliger Wert im Intervall \( \psi = [ \rho(r_{min}); \rho(r_{max}) ] |
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\). Generiert man nun einen zufälligen Wert \( r \) im Intervall \( \psi \), |
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kann man schauen ob \( s > r \lor s < r \) gilt. Ist \( r > s \), wird der Stern verworfen, |
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ist \( r < s \) wird der Stern behalten. |
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\subsection{Lookup Tabellen} |
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Statt bei der generierung eines Punktes jedes mal das NFW-Profil |
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(\ref{eq:NFW_profile}) anzuwenden, kann das NFW-Profil für einen Bereich |
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vorberechnet werden und in einer Tabelle abgespeichert werden. Somit kann wenn |
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eine Entfernung \( r \) zum Mittelpunkt des Raumes vorliegt der entsprechende |
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Wert aus der Tabelle ausgelesen werden. Die Tabelle kann jedoch nicht so |
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genaue Ergebnisse liefern wie das NFW-Profil, sie kann jedoch so angepasst |
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werden, dass sie in den Arbeisspeicher passt und somit das Generieren stark |
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verschnellert. Mit genügend Arbeitsspeicher ist der Fehler auch |
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vernachlässigbar. |
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\subsection{Beschleunigung der Generierung} |
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Es existieren mehere Möglichkeiten das Generierung der Punkte zu verschnellern. |
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Eine gute Möglichkeit ist die Nutzung von mehr Rechenleistung. Bei der Nutzung |
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von \( n \) Rechenkernen ist das Generieren von Sternen \( n \) mal schneller. |
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Die Server des Server-Hosters Hetzner können dabei gut verwendet werden: |
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Es wird stündlich aberechnet und 32 Kerne mit 128 GB RAM kosten \( \approx \) |
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50ct / h was es ermöglicht für einen vergleichsweisen Günstigen Preis, sehr |
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viele Koordinates zu generieren. |
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Die Ausgabe von jeder Potentiellen Koordinate in die Kommandozeile verlangsamt |
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die Generierung unglaublich stark, da der Rechner darauf wartet das die Ausgabe |
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fertig ist bevor er mit der nächsten rechnung beginnt was zu einer relativ |
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starken verlangsamung der Generierung führt. |
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\section{Simulieren} |
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\subsection{Die Entstehung von Galaxien} |
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``Eine Galaxie ist eine durch gravitation gebundene große Ansammlung von |
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Sternen, Planetensystemen, Gasnebeln und sonstigen Stellaren Objekten.`` |
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\footnote{ https://de.wikipedia.org/wiki/Galaxie} |
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Demnach ist es relativ Einfach eine Galaxie zu generieren: es werden einfach |
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ganz viele Objekte in einen Raum geworfen. Das reicht jedoch nicht um die |
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Objekte als Galaxie definieren zu können, da sie nicht ``durch Gravitation |
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gebunden`` sind. |
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Um dies zu tun muss die Kraft zwischen allen Objekten in der Galaxie berechnet |
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werden und damit die Position des Objektes nach einer bestimmten Zeit bestimmt |
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werden. |
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Dies reicht jedoch auch nicht um eine ``stabile`` Galaxie zu generieren: |
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berechnet man nur die Kräfte die auf ruhende Objete in einem Reibungfreiem Raum |
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wirken, würden alle Objekte zum Massemittelpunkt gezugen werden und die Galaxie |
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würde somit implodieren. Es ist also nötig auf die Sterne in der Galaxie |
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anfangskräfte auszuwirken. Diese Kräfte sind durch die Rotation der Galaxie um |
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den Massemittelpunkt der Galaxie definiert, man rotiert also die Galaxie und |
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gleicht dadurch die Kraft die Alle Sterne richtung Massemittelpunkt zieht aus. |
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Rotiert man die Galaxie jedoch zu schnell, explodiert sie Förmlich, da die |
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Sterne nicht mehr zusammengehalten werden und die Fliehkraft sie einfach |
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auseinanderzieht. |
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\subsection{Berechnung der Beschleunigungen} |
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Um die Beschleunigung die auf einen Stern wirk zu berechnen wird folgendes |
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berechnet: |
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\begin{equation} \label{eq:beschleunigung} |
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a = G \cdot \frac{\Delta{M_2}}{\Delta{r}^2} |
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\end{equation} |
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\( G \) steht hier fúr die Universellt Gravitaionskraft, \( \Delta M \) für die |
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Masse des Objektes das Umkresit wird und \( \Delta r \) für die Entfernung zum |
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Mittelpunkt des Objektes das umkreist wird. |
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Problem ist, dass kein Objekt umkreist wird sondern eine große Anzahl an Sternen. |
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Es ist also nich möglich mithilfe von herkömmlichen Methoden die Beschleunigung |
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die auf einen Stern wirkt zu berechnen. |
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\subsubsection{Die Kraft als Vektor} |
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Um die Kraft als Vektor darkzustellen, muss die Formel \ref{eq:beschleunigung} |
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mithilfe von Vektoren neu aufgestellt werden: |
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\begin{equation} \vec{F}_{12} = \underbrace{-G \frac{m_1 m_2}{|r_{12}|^2}}_{Scalar} |
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\cdot \underbrace{\frac{r_2 - r_1}{|r_2 - r_1|}}_{Vector} \end{equation} |
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Die Summe der Kräfte die auf einen Stern wirken ist somit die Summe aller |
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Kräfte die zwischen dem jeweiligen Stern \( a \) und allen anderen Sternen |
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wirken: |
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\begin{equation} F_{a} = \sum_{i=0}^{n-1} F_{ai} \end{equation} |
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\subsubsection{Probleme} |
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Ein Problem das auftritt wenn die Kräfte zwischen allen Sternen berechnet |
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werden ist, dass der Rechenaufwand \( O(n \cdot n-1) \approx O(n^2) \) beträgt. |
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Problematisch wird es, wenn der mittlere Fehler, der bei der Berechnung der |
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Kraft entsteht, größer als die Kraft wird. Das passier bei Sternen die sehr |
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weit von einander entfernt liegen. Statt weiterzurechnen kann man die Sterne |
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dann einfach weglassen, da die Daten unzuverlässig sin. |
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Die Lösung des Problems ist die verwendung des Barnes-Hut Algorithmuses, der |
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duch die Unterteilung der Galaxie in verschiden große Zellen die |
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Rechenkomplexität von \( O(n^2) \) auf \( O(n \log(n) \) runterbricht: |
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\subsubsection{Berechnung der Umlaufgeschwindigkeit} |
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Die Umlaufgeschwindigket kann berechnet werden, indem die Kraft die die Sterne |
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in die Mitte der Galaxie zieht \( \left( F = G \cdot \frac{m \cdot M}{r^2} |
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\right) \) mit der Zentripetalkraft \( \left( F_z = \frac{m \cdot v^2}{r} |
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\right)\) gleichgesetzt wird: |
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\begin{equation} |
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v = \sqrt{\frac{G \cdot M_E}{r}} |
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\end{equation} |
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\( M_E \) steht dabei für die Masse der Erde, \( G \) für die |
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Gravitaitonskonstante und \( r \) für den Bahnradius. Da wir jedoch nicht in |
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der Erdumlaufbahn, sondern in einer Galaxienumlaufbahn hantieren, können wir |
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nicht die Masse der Erde nutzen. Wir müssen daher eine andere Möglichkeit |
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nutzen, die größe der Masse, die den Stern in Richtung Massemittelpunkt zieht zu |
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berechnen. |
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\subsubsection{Ellipsen und die Geschwindigkeit der Sterne} |
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Da die Sterne nicht auf perfekten Kreisbahnen um den Mittelpunkt der Galaxie |
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fliegen muss in betracht gezogen werden wie die Sterne auf Elliptischen Bahnen |
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orbitieren. Wichtigt ist dabei die Geschwindigkeit, diese muss zwischen der |
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ersten Kosmischen Geschwindigkeit \( v_k \) und der zweiten Kosmischen |
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Geschwindigkeit \( v_P \) liegen. Die beiden Kosmischen Geschwindigkeiten sind |
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folgendermaßen definiert: |
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\begin{equation} |
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v_{k1} = \sqrt{\frac{GM}{r}} |
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\end{equation} |
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\begin{equation} |
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v_{k2} = \sqrt{\frac{2GM}{r}} |
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\end{equation} |
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Die Tatsache das die Sterne auf Elliptischen Bahnen unterwegs sind ist für die |
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Berechnung irrelevant, da eh für jeden Zeitschritt \( t \) eine neue Kraft |
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berechnet wird aus der eine Beschleunigung berechnet wird die wiederum die neue |
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Position des Sternes ergibt. Hält man die Geschwindigkeit der Sterne somit im |
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interval \( (v_{k1} ; v_{k2}) \), dann ergibt sich (in der Therorie) von |
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alleine eine elliptische Bahn. |
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\subsection{Entwicklung der nötigen Software} |
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Die Software ist komplett in Golang geschrieben was die nutzung von mehreren |
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Threads mithilfe von Go-Methoden stark vereinfacht. Um den Barnes-Hut |
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Algorithmus anzuwenden muss die Galaxie in einen Octree unterteilt werden. |
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Dabei wird eine Zelle definiert die alle Sterne beinhaltet welche anschließen |
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solange unterteilt, bis eine der drei Endbedingungen eintrifft: \begin{itemize} |
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\item Die Zelle enthält weniger als eine vordefinierte mindestmenge an |
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Sternen \item Die Zelle ist kleiner als eine vordefinierte |
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mindestgröße \item Es wurde eine maximale Anzahl an Unterteilungen vorgenommen |
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\end{itemize} Ein wichtiger Aspekt ist jedoch auch, dass die Zellen rekursiv |
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generiert werden. Kurzgesagt, die 'kinder'-Zellen dürfen müssen aus der |
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Koordinates der 'Eltern'-Zellen generiert werden. Ist eine die übergeordnete |
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Zell beispielweise definiert durch ihren Mittelpunkt \( m \) und die Maximale |
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Breite \( b \) des Feldes, kann die Position der jeweiligen untergeordneten Zelle |
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folgendermaßen berechnet werden: |
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\begin{equation} |
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NW = \left( m \pm \frac{b}{2}, m \pm \frac{b}{2} \right) |
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\end{equation} |
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\bigskip |
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\begin{center} |
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\begin{tikzpicture} |
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% First Layer |
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\draw [line width=0.5mm] (0, 0) rectangle (6, 6); |
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% Second Layer |
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|
|
\draw [line width=0.25mm] (0, 0) rectangle (3, 3); |
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|
\draw [line width=0.25mm] (3, 0) rectangle (6, 3) node[pos=0.5] { \( \delta \) }; |
|
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|
|
\draw [line width=0.25mm] (0, 3) rectangle (3, 6) node[pos=0.5] { \( \alpha \) }; |
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|
|
|
\draw [line width=0.25mm] (3, 3) rectangle (6, 6) node[pos=0.5] { \( \beta \) }; |
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|
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|
|
|
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|
|
% Third Layer |
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|
|
|
\draw [line width=0.125mm] (0, 0) rectangle (1.5, 1.5) node[pos=0.5] { \( \gamma \gamma \) }; |
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|
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\draw [line width=0.125mm] (1.5, 0) rectangle (3, 1.5) node[pos=0.5] { \( \gamma \delta \) }; |
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\draw [line width=0.125mm] (0, 1.5) rectangle (1.5, 3) node[pos=0.5] { \( \gamma \alpha \) }; |
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\draw [line width=0.125mm] (1.5, 1.5) rectangle (3, 3) node[pos=0.5] { \( \gamma \beta \) }; |
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\end{tikzpicture} |
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\end{center} |
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Nehmen wir als Beispiel das Feld \( \gamma \beta \). |
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\subsubsection{Barnes-Hut-simulation} |
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Wie bereits beschrieben wird die Galaxie in Zellen unterteilt. Dabei kann, wenn |
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eine Zelle weit genug von einem spezifischen Stern entfernt ist, die Zelle zu |
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ihrem Massemittelpunkt vereinfacht werden. Der Massemittelpunkt kann wiefolgt |
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berechnet werden: |
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\begin{equation} |
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\left( \frac{ \sum_{i=0}^{n} x_i \cdot m_i }{ \sum_{i=0}^{n} m}, |
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\frac{ \sum_{i=0}^{n} y_i \cdot m_i }{ \sum_{i=0}^{n} m } \right) |
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\end{equation} |
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Dabei wird die mithilfe ihrer Masse gewichtete Summe der Sterne durch die |
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gesamt Masse geteilt um die geweilige Coordinaten-komponente zu erhalten. Dies |
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muss für jede Zelle einmal getan werden und in der jeweiligen Zellen-struktur |
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gespeichert werden wodurch am Ende jede Zelle die Koordinaten ihres |
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Massemittelpunktes kennt. |
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Der Barnes-Hut-Algorithmus verringert die Anzahl zu berechnenden Kräfte durch |
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geeignetes Zusammenfassen von Teilchengruppen zu Pseudoteilchen |
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\footnote{https://de.wikipedia.org/wiki/Barnes-Hut-Algorithmus}. |
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Der um eine Abschätzung zu bekommen, wie gut es ist, die Sterne zu bündeln, |
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muss darauf geachtet werden, das das Verhältnis vom Gruppendurchmesser \( d \) |
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zum Radius \( r \) möglichst gering ist: |
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\begin{equation} \label{theta} \theta = \frac{d}{r} \end{equation} |
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Die Datenstruktur die einen Barnes-Hut Baum speichert ist am besten wiefolgt |
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definiert: |
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\subsubsection{Datentypen} |
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Um generell irgendwas zu tun muss in fast allen fällen etwas definiert werden. |
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Zur Simulation von Galaxien brauchen wir voallem eine Methode, Sterne |
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einheitlich zu definieren. Der unten definierte Vec2-typ kann einen Vektor oder |
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eine Koordinate darstellen was ihn in der Anwendung zu einem praktischen |
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Hilfsmittel macht. Er speichert die X und Y Komponente der jeweiligen Struktur |
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die er darstellen soll als float64-typ. |
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\begin{lstlisting} |
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type Vec2 struct { |
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X float64 |
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Y float64 |
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} |
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\end{lstlisting} |
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Mithilfe des Vec2-typens kann ein Kompletter Stern definiert werden. Dabei wird |
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ein Stern mithilfe seine Position \( C \), seiner Geschwindigkeit \( V \), und |
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seiner Masse \( M \) beschrieben. |
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\begin{lstlisting} |
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type Star2D struct { |
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C Vec2 |
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V Vec2 |
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Mass float64 |
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} |
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\end{lstlisting} |
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Um einen sogennanten quadtree bzw. octree aufzubauen wird erstmal eine |
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Räumliche Begrenzung benötigt, die einem Raum beschriebt indem die Sterne |
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enthalten sind oder nicht. Diese grenze ist als `Boundary` definiert, es wird |
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dabei der Mittelpunkt der Begrenzung und die kürzeste Entfernung zwischen |
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mittelpunkt und äußerer Begrenzung genutzt um den Raum zu definieren. |
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\begin{lstlisting} |
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type Boundary struct { |
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Center Vec2 |
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HalfDimension float64 |
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} |
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\end{lstlisting} |
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Der eigentliche QuadTree bzw. Octree beinhaltet einige Informationen: Die |
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Anzahl in ihm enthaltene Sterne, die Räumliche ausbreitung, die eigentlichen |
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Sterne als Star2D definiert und die RecursionTiefe als integer. Die Definition |
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des QuadTrees der Unten zu sehen ist enthält Zeiger zu den Kindern des |
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Quadtrees und ist somit rekusriv definiert was es einfach macht neue Kinder zu |
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erstellen, da diese eine Kopie ihere Eltern mit einer anderen Begrenzung |
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darstellen wodurch die in ihnen enthaltenen Sterne weniger werden. |
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\begin{lstlisting} |
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type QuadTree struct { |
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StarCount int |
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Boundary Boundary |
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Star []Vec2 |
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NorthWest *QuadTree |
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NorthEast *QuadTree |
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SouthWest *QuadTree |
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SouthEast *QuadTree |
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ReccursionDepth int |
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} |
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\end{lstlisting} |
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\paragraph{Idee:} |
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Wenn man bei herrausfinden welcher Stern in welcher Zelle liegt jedem Stern |
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eine Zellen-id zuweist, kann man wenn man die Kraft zwischen zwei sehr weit |
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entfernten Sternen berechnen will direkt dazu übergehen, die Kraft zum |
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Massemittelpunkt der Zelle indem der weit eintferne Stern liegt zu berechnen. |
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\subsubsection{Runge-Kutta methods} |
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Die Runge-Kutta Methode wird genutzt, um die Position eines objektes nach einer |
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Beliebigen Zeit zu approximieren. Dabei kann, bei nutzung eines mglich kleinen |
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Zeitschrittes, ein sehr genaues Ergebniss erzielt werden. In unserem Fall |
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haben wir einen Stern auf den eine Kraft wirkt. Wir wollen die Position des |
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Sternens nach einem Zeitschritt berechnen, jedoch auch eine andere Kraft |
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miteinbringen um die Sterne auf eine Ellipische Bahn um die Mitte der Galaxie |
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zu bringen. |
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Die Geschwindigkeit die der Stern dabei annnimmt kann mit der fogenden Formel |
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berechnet werden: |
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\begin{equation} |
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v = \sqrt{ar} |
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\end{equation} |
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\subsubsection{Goroutines} |
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Die nutzung von mehreren sogennanten Go-Methoden ist unglaublich effektiv, da |
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es die Zeit die gebraucht wird das Programm auszuführen drastisch verringert. |
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Die implementation ist ebenfalls unglaublich einfach, es recht |
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\section{Ergebnisse} |
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Wie bewertest Du Deine Ergebnisse? Wie passt das zu dem, was Du über Dein Thema |
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gelesen oder gehört hast? Was ist gut gelaufen im Projekt, was war schlecht, |
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was könnte noch verbessert werden? Das simulieren von Galaxien ist komplett |
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ohne optimierungen ein sehr rechenaufwendiger prozess, weshalb einer der |
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wichtigsten aspekte des Projektes war, die effizienz zu erhöhen. |
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\subsection{Das n-Körper Problem} |
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Das N-Körper Problem ist blöd (aber notwendig D:) (Und es ermöglicht das ganze |
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erst!) |
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\subsection{Beschleunigung der Berechnung von Kräften} |
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\( n^2 \rightarrow n \cdot log(n) \) |
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iasd |
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\subsection{Fazit} |
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Welche Antwort kannst Du auf Deine Forschungsfrage geben? Hast Du Dein Ziel |
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erreicht? Langsam, Ok, schneller, Schnell, Hyperspeed! |
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\section{Quellen und Literaturverzeichnis} |
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THE INTERNET! |
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\end{multicols*} |
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\end{document} |
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