由中國科學院國家天文臺“外專千人”教授瑞奈爾?斯普澤母（Rainer Spurzem）率領的、中歐科學家組成的國際團隊，利用國家天文臺“老虎”小型GPU集群，以及德國馬普計算與數據裝置的高性能GPU集群，首次實現了對百萬恒星組成的球狀星團的多體模擬。這是迄今為止, 國際上規模最大、最為逼真的星團動力學數值模擬項目，不僅前所未有地再現了球狀星團的細節觀測特征，而且還為探測“暗不可見”的黑洞世界提供了重要線索。該項目計算模型產生的綜合數據質量，可與哈勃太空望遠鏡的觀測相媲美，并預測出近期探測到引力波釋放的雙黑洞并合事件，極可能就發生在球狀星團中心。
球狀??星團十分神秘，他們是宇宙中最密集最古老的引力束縛恒星系統，由數十萬發光的恒星及恒星殘余物質（白矮星、中子星和黑洞）組成，直徑可延展至幾十秒差距。其中央的恒星密度可以達到太陽近鄰恒星密度的百萬倍。大約有150個球狀星團在銀河系中繞行，而更大質量??的星系可有超過10,000個球狀星團。由于球狀星團中不同質量的恒星基本在同一時間形成，它們是研究恒星演化的理想實驗室。此外，球狀星團的動力學演化非常復雜。不同于在星系中疏散分布的恒星，球狀星團的密度如此之高以至于恒星很容易在引力作用下近距離接觸，甚至相互碰撞。這些過程也導致雙星在這樣的環境下比星系中的離散分布的雙星系統更加緊密，同時也導致了“質量分離”的現象：大質量的恒星會遷移至星團的中心。
球狀星團的演化由于單星和雙星自身的變化變得更加復雜。大質量恒星（超過8個太陽質量）在形成后的早期階段會有很強的星風。這些星風會帶走恒星的物質導致恒星出現顯著的質量損失。這些恒星演化至末期則會發生核坍縮并引發超新星爆炸，留下中子星或黑洞這種致密天體（后者質量介于10至50太陽質量之間）。這些致密天體不能通過常規的基于接收電磁輻射的觀測手段（如光學望遠鏡）直接觀測到。在星團演化過程中，有相當一部分的大質量雙星系統是由雙黑洞組成的。他們能通過引力波輻射損失能量而變得更加緊密，正如科研人員在數值模擬觀測時觀測到的那樣。
球狀??星團的亮度只由僅僅幾百個非常明亮的紅巨星主導，而其他絕大多數的恒星要比太陽亮度還低很多，這是為什么哈勃太空望遠鏡是觀察球狀星團中的恒星的首選儀器。用哈勃望遠鏡獲得的赫羅圖（CMD）相比地面望遠鏡的具有低測光誤差（特別是赫羅圖中的主序星，巨星或白矮星），且具有高靈敏度的特點。哈勃望遠鏡也是首次高精度地觀測到低光度白矮星和小質量主序星。該研究團隊的天龍星團數值模擬已被用于重構哈勃太空望遠鏡可觀測到的赫羅圖，但由于數值模擬結果不存在測光誤差，他們可以得到非常精確的赫羅圖。他們的計算機模擬是基于理論（例如恒星演化模型和多體力學），是觀測的輔助產物。
對大規模的球狀星團進行自洽的數值模擬一直是一個長期的挑戰。由中國科學院國家天文臺、北京大學科維理天文與天體物理研究所及德國馬普研究所組成的研究團隊，實現了目前為止最自洽的百萬恒星級球狀星團的長達120億年演化的數值模擬，并且考慮了銀河系的潮汐力場對星團演化的影響。天龍數值模擬作為國家天文臺絲綢之路天龍數值模擬國際合作項目（http://silkroad.bao.ac.cn/dragon/）的一部分，是在Hydra超級計算機上完成的。該超級計算機屬于德國馬普所的超級計算和數據存儲設施中心（MPCDF）。并且該工作成為星團多體力學數值模擬的新里程碑。它的順利實現離不開對數值模擬軟件的顯著改進。
用來數值模擬的程序名為NBODY6++GPU，是由英國劍橋天文所Sverre Aarseth博士開發了幾十年的NBODY6衍生而來，并且進行了基于多種并行方法的優化（見Wang et al., 2015, 2016）。該代碼能夠通過節點通信（MPI）進行并行計算，并使用OpenMP及GPU (CUDA) 得到高性能的運算加速，在開普勒K20 GPU上具有優異的并行性能。一個天龍星團模擬使用8個計算節點，160個CPU內核和32000個GPU線程，需要為期一年（8000小時）的計算時間。數值模擬程序的開發與測試的成功離不開北京大學科維理天文與天體物理研究所與中科院國家天文臺老虎計算機集群的支持。程序并行部分的開發主要在科維理研究所帶圖形加速卡（GPU）的工作站上完成，并在老虎集群上測試其并行性能和穩定性。
現在，利用該程序可以得到球狀星團初始質量為0.08 -100太陽質量的單星和雙星從初始階段往后的所有動力和恒星演化詳細過程，包括恒星在銀河系的潮汐力場下的逃逸過程。恒星演化包括從主序星、紅巨星、漸進巨支星到恒星的遺跡（如白矮星和大量不可見的黑洞；圖2）這幾個主要階段。赫羅圖以高精度顯示了單星團的演化過程。圖3的上圖是一幅具有零測光誤差和無限靈敏度的赫羅圖，揭示了利用超級計算機進行數值模擬所能得到的精確度。為了獲得這些數據，他們使用了劍橋恒星演化代碼和COCOA（波蘭哥白尼天文中心的合作者開發合成測光軟件）（參見Wang et al., 2016）。圖2下展示了恒星的遺跡——黑洞，在星團中央形成了一個由黑洞構成的致密集團。在經典天文學中這個黑洞集團只能間接地通過它對發光恒星的引力影響而間接地觀測到，但是，正如上面所討論的，其中形成的雙黑洞是目前LIGO觀測到的引力波的最重要來源之一。
最近，LIGO團隊觀測到了離地球410兆秒差距的一對雙黑洞系統（質量分別是36和29太陽質量）并合產生的引力波(Abbott et al. 2016）。在天龍星團數值模擬結果中，他們也發現了類似的并合雙黑洞系統，但不只一個，而是每個星團數十個。他們預計未來幾個月或幾年內會有更多這樣的引力波信號被探測到。他們也在對模擬數據中的引力波事件做更深入的統計分析。但對引力波事件的預測并非易事，因為它取決于星團自身的演化以及它們在星系中的數量和分布。不過，已經可以預測，與天龍星團類似的球狀星團是最近觀測到的引力波事件的可能宿主之一。
這些通過引力波探測到的雙黑洞并合事件都只是冰山一角。研究人員發現，球狀星團的中心區域的動力學演化是由成百上千的恒星質量黑洞主導的。它們能夠顯著影響可見恒星的運動。未來的研究應側重于檢驗球狀星團中是否有恒星級質量黑洞組成的致密集團，而不是去期待中等質量黑洞的存在。
天龍項目是中國科學院國家天文臺和北京大學科維理天文與天體物理研究所、德國馬普天體物理研究所MPA（德國Garching）、波蘭哥白尼天文中心（華沙）和劍橋大學天文系的超級計算合作研究項目，主要利用基于GPU的高性能數值模擬程序研究球狀星團的演化。其團隊成員有王龍和Thijs (MBN) Kouwenhove（北京大學科維理天文與天體物理研究所），Rainer Spurzem（中國科學院國家天文臺，海德堡大學，北京大學科維理天文與天體物理研究所），Sverre Aarseth（劍橋大學天文系），Mirek Giersz和Abbas Askar（華沙哥白尼天文中心），Peter Berczik（中國科學院國家天文臺），Thorsten Naab（德國馬普天體物理研究所，Garching），以及其他學生和合作者。模擬在馬普計算和數據設施中心的Hydra超級計算機上運行；軟件開發和測試是在北京大學科維理天文與天體物理研究所及中國科學院國家天文臺的“老虎”集群進行。
上: Hydra超級計算機(1.7 PetaFlop/s)運行于馬普計算與存儲設施，擁有676塊Kepler K20圖形加速卡(1 PetaFlop/s)；下：“老虎”超級計算機(96 TeraFlop/s)，運行于中國科學院國家天文臺。擁有64塊Kepler K20 圖形加速卡。
數值模擬揭示經過了120億年演化后的球狀星團的假彩色圖像(BVI)(中間的星團直徑大約60秒差距)。不同類型的天體分開顯示在不同的子圖：We highlight the different stellar types split into main 主序星(MS)，紅巨星(RG)貢獻了絕大部分的可見光，漸進巨支星(AGB)，雙星(BS)，白矮星(WD)以及不可見的黑洞(BH)。黑白圖中顯示的黑洞在星團中心形成了一個致密集團。
哈勃太空望遠鏡觀測到的赫羅圖（左）和數值模擬生成的赫羅圖的比較（中、右）
天龍星團多體數值模擬成果發布