Астрономија

Ефикасно пресметување на спектрите на моќност од галаксиските каталози

Ефикасно пресметување на спектрите на моќност од галаксиските каталози


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Јас се занимавам со проблем што бара пресметување или на функцијата на корелација или на спектарот на моќност. На моменти, корелаторот од 2 точки се чини подобра рута, кај други, ПС. Во моментов имам неколку прашања за тоа како практично да пресметам ПС.

Еве го основното поставување: Имам исмеен галаксиски каталог. Да речеме дека го сакам ПС. Можев Фурие да го трансформира 2PC, но да речеме дека сакам да избегнам работа со код 2PC. Така, наместо тоа, претпоставувам дека галаксиите го следат полето на густината (ми помага да ги имам масовите со ореол ДМ од основната симулација што го произведе потсмевот).

Јас го ставам галаксискиот каталог, давајќи ми груб-зреен список на маси за секоја корпа, $ {m_ {ijk} } $. Тривијално е ова да се претвори во список на контраст со густина $ { delta_ {ijk} } $.

Сега има неколку опции за да продолжите со пресметување на ПС. Формално, ПС е даден со $ $ P (k) sim langle , | tilde delta ( vec {k}) | ^ 2 , rangle $ $

до одредена нормализација, при што $ tilde delta $ е фојерната трансформација на $ delta ( vec {x}) $, целосен контраст на густина Поле, и аголните загради кои означуваат просек на волуменот. Навидум природната работа да се направи тогаш би била

  • FFT мојот список со закопчани $ { delta_ {ijk} } $
  • добијте список на вредности $ {P_ {ijk} } $
  • просечно оваа листа за да добиете PS $ {P_k } $, сега е само функција од $ k $ наместо $ k $ -просторна позиција.

Ова е потенцијално проблематично за мене, бидејќи освен ако ставам под големи размери, меморијата потребна за складирање на нулите присутни во низата зависни вредности е преголема. Со податоците што ги имам, потребно е збирање од $ sim 10 $ Mpc $ / h $ простори или поголеми за да се добие низа што може да се управува.

Моето решение за пресметување на 2PC беше да се избегне пресметувањето на низата во целост и, наместо тоа, да се изврши операција за прегрупирање на каталогот. Ова ја одржува употребата на меморијата пропорционална на должината на каталогот, наместо на резолуцијата на бинингот коцкана. Сепак, тоа ефективно значи дека се занимавам со низа густа густина, што AFAIK не може да се користи директно во повеќето постојни кодови на FFT.

Ова ме остава со дилема. Јас можам или грубо зрнеста низа густина $ { delta_ {ijk} } $ дури и повеќе, губејќи информации на скали $ sim 1 $ Mpc, или на друго место претпоставувам дека би можела да ја интерполирам густината, давајќи ми целосна функција $ делта ( vec {x}) $ во кој би можел да префрлам посурова мрежа и потоа да помине во FFT. Проблемот со интерполацијата е што оваа операција бара (сега имплицитно) познавање на празните ќелии во ретката низа.

Од друга страна, еден пост на SO има коментар кој сугерира само да се пресмета фуреровиот интеграл наместо да се користат методите FFT. Се плашам дека ова сепак ќе претставува проблем, бидејќи за тоа е потребна сложеност во времето од $ O (n log (n)) $ до $ O (n ^ 2) $, а $ n $ за мене е $ sim 10 ^ 6 $ или повисоко (станувајќи го дури $ 10 ^ 8 $).

Дали нешто пропуштам? Се чувствувам како луѓето цело време да пресметуваат PS и 2PC за толку големи каталози и како моите обиди за решавање на ова прашање може да бидат погрешни. Моето прецизно прашање е, дали моите опции се како што изложив, или има друг начин на ракување со оваа пресметка што не ја опишав?


Физика и астрономија REU 2017


Суперновите (множина од супернова) се формираат кога експлодираат starsвезди, најчесто или Бели џуџиња или Црвени џинови. На овие настани може да им требаат месеци за целосно да се појават, а за тоа време може да се добијат информации за експлозијата од наб observedудуваните оптички електромагнетни спектри на моќта на суперновата. Спектрални линии се формираат за различни елементи со карактеристики кои зависат од одредени физички параметри, како што се оптичката длабочина (дебелината) на елементите и нивната брзина. Поточно, распределбата на брзините на елементите во еектата на супернова (поимена „стратирање на изобилство“) е од посебен интерес за теоретичарите. Beе го користиме кодот за симулација на супернова SYNOW (Синтетички СЕГА) за да одговараме на симулираните спектри со познати специфицирани параметри до наб observedудуваните спектри на класифицираната супернова SN2012fr. По добивањето груби прилагодувања, ќе преминеме кон понапреден софтвер за попрецизни проценки. Нашата цел ќе биде да разбереме како брзината и дистрибуцијата на различните елементи во ејектата на SN2012fr, особено Силициумот, се менуваат со текот на времето.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Симулиран IR спектар на Алканетиол САМ на Au (111) & rdquo

Антониус Ганим - универзитет Витворт
Ментор: д-р Лојд Бам


Резултатите од сликите произведени од СТМ покажаа дека алканетиолските САМ имаат 4-молекуларна основа структура. Ова ја мотивираше групата да изгради модел што може да ги објасни резултатите. Изграден е модел со употреба на молекуларна динамика што дава увид во она што може да се случи под површината на слојот и досега, тој се согласува со она што го набудуваме на површината. Друг експериментален резултат е IR спектарот на монослојот што го користиме за да го споредиме нашиот симулиран IR спектар од моделот со кој.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Режим на зрак Лагурере-Гаус Чистота & rdquo

Нија Бурел - колеџ Лафајет
Ментор: д-р Ерик Абрахам

Јас работам со д-р Ерик Абрахам на експериментална атомска, молекуларна и оптичка физика. Usingе користам електромагнетно зрачење и дифрактивна оптика за да генерирам различни режими на лагер-гаусовите зраци. Податоците што ги собирам се добиени од слики на овие зраци на различни растојанија на ширење. Јас го користам Пајтон за да ја пресметам моќноста на зраците како функција на растојанието на ширење. Valuesе можам да ги анализирам овие вредности за да произведам најдобри профили на гредите и да ја зголемам нивната чистота, каде што интензитетот е пропорционален со полиномот Лагер.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo ИСПИТУВАALЕ НА ХАЛТ / ХАСС на модулите за детектор на пиксели ATLAS & rdquo

Essесика Johnонсон - колеџ Хастингс
Ментор: д-р Johnон Ступак

Детекторот АТЛАС е еден од двата главни детектори на честички во Големиот хадронски судир (LHC). Внатрешната најголема област за откривање на детекторот, детекторот за пиксели, е пред ажурирање. Модулите за детектор на пиксели што треба да се користат во надградбата треба да се тестираат пред да се стават во детекторот. Користејќи тестирање HALT / HASS, модулите ќе претрпат термички и вибрациони стресови што ќе ги симулираат напрегањата што ќе ги сретнат во текот на нивниот живот во детекторот. Целта на ова е да се дизајнира станица за тестирање за да се утврди дали има дефекти во модулите пред тие да бидат ставени во детекторот. Овој проект конкретно ќе го разгледа дизајнот и тестирањето на платформата за ладење на станицата за тестирање.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Стабилизирање на ласерски и микробранови полиња за кохерентна контрола на судирот на размена на вртежи во ултра ладни гасови на натриум & rdquo

Remереми Норис - Универзитет во Јужен Мисисипи
Ментор: д-р Арне Шветман

Судирите на размена на вртења во ултра ладни натриумови гасови создаваат квантен заплет помеѓу атомите со вртење и вртење надолу. Ова ја отвора вратата за експерименти врз квантната оптика со бран на материја, во центарот на центрифугата, слично на она што е направено со заплеткани светлосни зраци. Еден пример е квантната подобрена интерферометрија. За да се спроведат вакви експерименти, потребно е ладење на гасот и прецизна контрола над судирите. Во натриум, ова може да се направи со ласерски полиња со речиси резонанца на

589 nm и микробранови на 1,8 GHz. Во мојот проект, јас ќе имплементирам методи за стабилизирање и контрола на амплитудата и фреквенцијата на тие полиња користејќи активни јамки за повратни информации и компјутерски контролирана директна дигитална синтеза.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Наслов: Ротирачки периоди на астероиди & rdquo

Јордан Ван Гнездо- Универзитет „Тревека Назарен“
Ментор: д-р Мукремин Килиќ

Оваа презентација е за откривање на периодите на ротација на астероидите. Осум ноќи на набудување беа анализирани со одземање на слики со цел да се лоцираат астероиди на ноќното небо. Со следење на позициите на овие астероиди, софтверот што е одговорен за одземањето на сликата може да даде и мерење на оптичката големина на астероидите. Светлината крива на астероид се добива со заговор на големината на астероидот во текот на целата ноќ. Бидејќи астероидот се претпоставува дека не-сферичен објект ротира периодично, светлосната крива треба да има некои периодични својства. Фуриевата анализа на кривата на светлината треба да дефинира јасен период на ротација за астероид.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Население од облакот Оорт & rdquo

Кетрин Шепард - колеџ Сара Лоренс
Ментор: д-р Нејт Каиб

Ортовиот облак е теоретска сфера на ледени кометни тела што го опкружуваат нашиот сончев систем. Таа е формирана во текот на раните години на Сончевиот систем како резултат на формирањето и гравитационите влијанија на четирите гигантски планети. Симулациите сепак не ја даваат очекуваната популација. Стандардните модели на формацијата Оорт облак сугерираат дека населението треба да биде приближно 10 - 100 пати поголемо од она што го покажуваат симулациите. Можно решение за оваа несовпаѓање е вградување на ултра-широк бинарен starвезден систем за време на раните години на Сончевиот систем. Присуството на бинарна starвезда ќе помогне во фаќањето и расејувањето на кометарните тела пред системот да биде уништен. Во моментов симулираме систем за контрола, кој ја изоставува бинарната starвезда. Идните симулации ќе ја вклучат бинарната starвезда и се надевам дека ќе резултираат со зголемување на популацијата на Оорт Облак што ќе одговара на моделите.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Својства на празни Галаксии & rdquo

Шон Брутон - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Ксину Даи

Празни галаксии се галаксии кои зафаќаат подгусти региони на универзумот, наречени празнини. Ова им овозможува да еволуираат со неколку соседни гравитациони интеракции, давајќи ни поглед на формирањето на галаксијата преку колапс на гасни облаци. Тие имаат различни својства од галаксиите во гроздовите, од кои повеќето потекнуваат од нивната поголема стапка на формирање на stвезди. Сепак, тие исто така имаат некои својства слични на галаксиите на кластери, како што е нивниот процент на активни галактички јадра (AGN). Ова може да ги ограничи моделите во врска со тоа како AGN се активира. Така, понатамошното проучување на празни празни галаксии може да открие информации за формирање на галаксии, AGN и космолошки параметри. За таа цел, ние конструираме каталог на празни празни галаксии од спектроскопските податоци за истражување на Слоун Дигитално небо и Анкета за темна енергија WiggleZ за анализа.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Лептони слични на вектори & rdquo

Миранда Бругман - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Бред Абот

Големиот хадровски судирач собира огромна количина на податоци за суб-атомски судири на протони. Стандардниот модел за физика на честички го опишува однесувањето на познатите честички. Групата со која работам е во потрага по теоретски честички во податоците од LHC кои не се опишани со стандардниот модел. Јас помагам да се изгради код што бара распаѓање на потпис на такви честички во надеж дека ќе провери или најде измени за стандардниот модел.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Влијание на elвездените придружници на прстенот на Фомалхаут & rdquo

Итан Вајт - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Нејт Каиб

Се смета дека околу 50% од сите starsвезди постојат во бинарни starвездени системи. Поради оваа причина, важно е да се разбере како бинарните starsвезди влијаат едни на други и на нивните соларни системи. Нашиот проект се обидува да ја утврди причината за ексцентричноста на прстенот на Фомалхаут. Ние предлагаме орбитата на бинарниот придружник на Фомалхаут да помине доволно близу до прстенот на Фомалхаут за да предизвика забележана ексцентричност без целосно уништување. За да го направите ова, ние извршивме неколку симулации со различни услови и сега сме во процес на анализа на овие резултати за да утврдиме дали нашата хипотеза е веродостојна.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Разреден нитрид (GaInNAs) Соларни ќелии & rdquo

Хана Харел - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Иан Селерс

Додека сончевите ќелии со повеќе споеви собираат поширок опсег на бранови должини што ги прави поефикасни, воведувањето нови материјали честопати доведува до флуктуации на легури, нечистотии и други дефекти во примерокот, со што се намалува вкупната ефикасност. Познато е дека водородот и брзото термичко придвижување (RTA) помагаат во смирување на овие дефекти. Користевме различни методи за да ги анализираме ефектите на пасивација низ примероците, вклучително и фотолуминисценција зависна од температура и моќност (PL). Samplesе продолжиме да ги анализираме овие примероци со електролуминисценција (ЕЛ) што ќе ни овозможи да споредиме радијативни и никакви радијативни процедури што се случуваат во рамките на примероците и мерењата на надворешната квантна ефикасност (EQE) што ќе ни овозможат да утврдиме каде се формираат дефекти во примерокот.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Ласерска спектроскопија на C02 & rdquo

Кристофер Леонард - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Jimим Шафер

За овој експеримент, се користи ласерска спектроскопија на примерок од гас јаглерод диоксид за да се карактеризира однесувањето на квантен каскаден ласер во опсег од 4320-4350 nm бранови должини. Фреквенцијата на ласерот ќе се мери со различна влезна состојба и набудување на нивната врска со апсорпциониот спектар на јаглерод диоксид, а моќноста ќе се мери со фотодетектор. Целта на ова поставување е калибрирање на ласерот за употреба во возбудливи индивидуални електрони ограничени на површината на диелектрик за потенцијална употреба во квантно сметање.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Protostars во комплексот молекуларен облак Орион & rdquo

Лиза Пател - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Johnон Тобин

Stвездите од внатрешноста на релативно густи и огромни комплекси на меѓуerstвезден гас и прашина наречени молекуларни облаци, кои се составени претежно од молекуларен водород и имаат температура што се движи од 10-50 K. Фаза од класа 0, најраната препознатлива фаза на формирање starвезди, се карактеризира со формирање на хидростатички поддржан протоarвезда во плик од гас и прашина што се надополнува. Типично, следната фаза, протоarsвезди од класа I, ќе има послаби пликови. Идентификувањето и проучувањето на овие најмлади извори е клучно за да се направат статистички заклучоци за својствата како што се животниот век, еволутивната класа и еволуцијата на светлината, како и одговарањето на непознати прашања во врска со потеклото на мноштвото и својствата на elвездените дискови. Користејќи ја моќноста на чувствителност и резолуција на АЛМА, беше спроведено најголемото и најкомплетното истражување на 331 протоarsвезди во Орион А и Б со резолуција од 0,09 степени за да се овозможи статистичка анализа на својствата на дискот и мноштвото. Во моментов, ние сме во фаза на обработка на податоци од 331 извор што вклучува калибрирање на необработените податоци и слики со помош на пакет софтвер наречен CASA.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Квантифицирање на одливи на квазар & rdquo

Колин Дабиери- Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Карен Лили

Квазар е систем изграден околу една супермасивна црна дупка, кој се состои, меѓу другото, од тенок, топол диск за стегање со висока топлинска сјајност. Овој диск исфрла ветрови од гас и прашина низ целата галаксија домаќин, а кога ќе се емитира зрачење од дискот за акумулација, тој може делумно да се апсорбира од овие ветровити одливи. Со анализа на спектрите на квазарот и прилагодувањето на неговите апсорпциони линии, може да се добијат информации за физичките услови на одливите на квазарот. Ние користиме метод на вклопување познат како Emcee за да ги собереме профилот на апсорпција и континуитет за 26 квазарни спектри и да ги детерминираме физичките услови на нивните квазари-домаќини.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Квантни точки на Индиум Арсенид (InAs) за апликации во соларни ќелии со среден опсег (IBSC) & rdquo

Тристан Трашер- Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Иан Селерс

Фото-луминисценцијата се користи за набveудување на само-собрани структури на квантни точки на индиум арсенид. Манипулацијата на системот со употреба на матрицата галиум арсенид (GaAs) -антомонија (Sb) го намалува ефективниот јаз на опсегот и овозможува поквалитетно спектрално преклопување и поволно претворање на сончевиот спектар. Зависни од температурата Надворешните мерења на квантумната ефикасност покажуваат подобрување во QD регионите со зголемување на температурата.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Цинк оксид и неговите фотоволтаични својства за употреба во соларни ќелии & rdquo

Illил Козловски- Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Иан Селерс

Целта на ова истражување е да се проучи цинк оксидот (ZnO) и цинк оксидот со кобалт (Co) како полупроводници што треба да се користат во соларните ќелии. Досега, ова истражување собра податоци за annealed ZnO како референца за ZnOCo. Примероците ZnO беа ставени во брз термички обложувач на различни температури пред да се направат студии зависни од температура. При проучување на фотоволтаичните својства на примероците, ласерот беше насочен кон секој примерок и беше измерена врската помеѓу интензитетот и брановата должина на излезната светлина. Оваа врска во комбинација со мерења зависни од температурата дава информации во врска со јазот на опсегот на цинк оксид, а со тоа и неговите вкупни фотоволтаични својства и потенцијална употреба во соларните ќелии.

5 минути разговор

15 минути разговор

& ldquo Идентификување на кандидатите за бело џуџе & rdquo

Кортни Крафорд - Универзитет во Оклахома
Ментор: д-р Мукремин Килиќ

апстрактно: Јас ги идентификувам кандидатите за бели џуџиња со вкрстено совпаѓање на целите со значително (5 сигма) соодветно движење во каталогот HSOY до фотометриски податоци од SDSS, користејќи ги тие податоци за да создадам соодветен дијаграм за движење за да ги идентификувам предметите кинематички групирани со бели џуџиња, а потоа фитинг оптичките податоци со бели џуџести атмосферски модели за проценка на температурата и составот на секој објект. Имам специфичен интерес за идентификување на ултра кул водородни бели џуџиња.


Ефикасно пресметување на спектрите на моќност од галаксиските каталози - Астрономија

Радио опсерваторијата RTL-SDR.

Претворете го вашиот RTL-SDR dongle во работна коњска радио-астрономија. Изведете функции како што се интеграција на целосна моќност, земање спектри за набудување на водородната линија од 21 см и извршување на спектрални набудувања во режим на вклучен фреквенција за да се изедначи формата на пропусниот опсег и да се зголеми сигналот до бучавата.

Бидејќи овој спектар е пренесен во затворени простории со антена со V-дипол до стационарен компјутер, можеме да видиме доста RFI близу 1,42 GHz!

Додека rtlobs не е на PyPI, јас препорачувам да инсталирате од git:

git клон https://github.com/evanmayer/rtlobs.git

и сами ракување со пристапот до модулите, или преку поставување на sys.path или со едноставно развивање на вашите скрипти во касата. Правењето рутина за набудување со користење на јупјетер тетратки работи одлично! Вклучена е датотека setup.py за инсталирање на python setup.py, во случај да користите виртуелни средини или немате ништо против неуредна деинсталација ако одлучите дека не сакате rtlobs по патот. Ова ќе работи подобро откако ќе се поддржи инсталацијата на пип.

Овие се потребни за дополнителни контроли засновани врз карактеристиките што вашиот хардвер може да ги има или не ги има.

  • gpiozero (опционално, овозможува адресирање на прекинувачи за извор на бучава со GPIO пинови)
  • подпроцес (опционално, функции во пакетот за уклучувања за вклучување / исклучување карактеристики на подпроцеси за бијаст употреба кои бараат Python & gt = 3,7)
  • rtl_biast (по избор, овозможува контрола за напојување на надворешен засилувач со низок шум преку RTL-SDR коаксот)

Кодот е структуриран да го поддржува набудувањето на работниот тек:

  • Калибрација:
    • Функција што спроведува калибрација со Y-фактор со користење на две интегрирани вредности на вкупна моќност од мерење на топла и ладна оптовареност и нивните соодветни познати температури со помош на радиометарот со вкупна моќност имплементиран подолу.
    • Функции за користење на RTL-SDR како радиометар со вкупна моќност, интегрирање на I-Q примероци за употреба во проценка на вкупната моќност што се случила за одредено време
    • Функции за снимање на спектри со просечно време
    • Функции за снимање на спектри со фреквенција вклучени во лет
    • Основно заговор на спектар
    • Примена на калибрација на снимени спектри **
    • Примена на техниката на преклопување на преклопување на фреквенцијата на спектрите земени на две различни фреквенции
    • Основно одземање на еден спектар од друг
    • Пресметка на промена на брзината на доплер за спектри дадени галактички координати **
    • Подпрограми споделени помеѓу функциите
    • Имплементација на опционални карактеристики на хардверски интерфејс, како што е опишано подолу

    Се претпоставува дека имате RtlSdr уред поставен со соодветни драјвери на вашата машина. Иако овој код може да работи на Виндоус или Линукс, тој беше развиен и тестиран на Raspberry Pi 4. Се трудам најдобро што можам да ги направам основните функции за набудување преку платформа и да избегнувам претпоставки за брзината на процесорот и меморијата. Функциите за поврзување на хардвер може да бараат дополнително прилагодување за вашиот хардвер и платформа.

    Неколку аспекти на овој код претпоставуваат присуство на надворешен хардвер:

    • RtlSdr USB донгл (јас го користам rtl-sdr.com v3 dongle)
    • Неколку разумни средства за засилување / засилување: антена, јаги или антена за рог, правилно филтрирана за опсегот на интерес и со засилувач со низок шум како една од првите фази по антената.
    • Обезбеден е код за опционално користење на Python за вклучување / исклучување на вклопена маичка (уред за испорака на енергија преку DC преку SDR коаксот влез) даден на dongle rtl-sdr.com v3. Доаѓа хард-кодирано со локацијата на која е инсталиран мојот двигател RTL-biast. Лесно е да се конфигурира со локацијата на која може да се изврши вашиот возач.
    • Даден е код за опционално користење на адресирани GPIO пинови на Raspberry Pi за контрола на излезните напони на изворот на бучава што може да се префрли преку влезот на уредот на 5V логички нивоа. Таков извор на бучава е даден во форма на отпорник од 50 Ом на ноелес SAWbird H1 barebones LNA, но може да се добие исто толку лесно на друго место.
    • Ова е дело во тек. Сè уште не се имплементирани сите карактеристики.
    • Овој код не е прегледан од врсници, иако е прегледан многу пати. Ова или значи дека сè е точно, или никој не погледнал доволно внимателно.
    • Оваа библиотека не е потврдена според изворот на бучава со позната моќност и не е тестирана за согласност со самостојни комунални услуги како што е RTL-моќ при пресметување на проценките на вкупната моќност или спектралната густина на моќноста.
    • Бидејќи правењето спектри со Python е малку побавно од еквивалентниот компајлиран C / C ++ код (види RTL-power или RTL-power-fftw) кога ќе побарате интеграција од 100 sec, ќе потрае нешто подолго од 100 секунди, но вашата ефективна интеграција времето ќе биде она што го побаравте.
    • Јас пишувам многу коментари, кои можеби не сакате да ги прочитате.

    Контактирајте ме овде со вашите прашања и прашања и ќе работиме заедно за да ги направиме исправни.


    Python CAMB¶

    CAMB (Код за анизотропија во позадина на микробранова печка), космолошки код за пресметување на CMB, леќи, броење на галаксии, спектри на моќност од 21 сантиметри во темна доба, спектри на моќност и преносни функции. Постојат, исто така, општа алатка за космолошки пресметки, како што се проширување на позадината, растојанија, итн. Главниот код е Пајтон со нумерички пресметки ефикасно спроведени во модерниот Фортран, обвиен со Пајтон.

    Погледнете ја тетратката за примери со питон CAMB за воведен сет на примери за тоа како да го користите пакетот CAMB. Ова е обично најбрзиот начин да научите како да го користите и брзо да видите некои од можностите.

    За стандардна инсталација што не може да се уреди:

    Корисникот е опционален и потребен е само ако немате дозвола за пишување на вашата главна инсталација на питон. Ако сакате да работите на кодот од GitHub, можете само да инсталирате на место без да копирате ништо со користење:

    Needе ви требаат инсталирани ifort или gfortran 6 или повисоко (и на вашата патека) за да компајлирате видете ги компајлерите Fortran за детали за инсталацијата на компајлерот доколку е потребно. Дадена е и компајлирана библиотека за Виндоус и се користи ако не се најде инсталација на gfortran на машините за Виндоус. Ако имате инсталирано gfortrand, „python setup.py make“ ќе ја гради библиотеката Fortran на сите системи (вклучително и Windows без директно користење на Makefile) и може да се користи за ажурирање на инсталацијата на изворот по промените или повлекувањето на ажурираната верзија.

    Корисниците на анаконда исто така можат да инсталираат од конда-фалсификат користејќи:

    без потреба за компајлер на Fortran (освен ако не сакате да користите прилагодени извори / симболички карактеристики за компилација). Проверете дали conda ја инсталира најновата верзија, ако не пробајте да ја инсталирате во ново чисто опкружување со conda.

    По инсталацијата, модниот модул за питон може да се вчита од вашите скрипти со помош на „увоз на камери“. Можете исто така да извршите CAMB од параметрите за читање на командната линија од датотеката .ini, на пример:

    Можеби ќе треба да го проверите вашиот директориум за скрипти за питони што е на вашиот пат за да работи ова. Алтернативно, од коренскиот директориум на изворниот пакет (после направете, но без инсталација) користете:


    Истражувачите го отвораат патот за поефикасно пресметување на спектрите на кружни дихроизми

    Кредит: Маконен и сор. J. Chem. Физички 154, 114102 (2021)

    Членовите на групата ЦЕСТ објавија неодамнешен труд воведувајќи нов метод за пресметување на ЦД спектри во кодот со отворен извор GPAW. Публикацијата покажува дека имплементираниот пристап е поефикасен од вообичаениот метод на линеарна реакција и може лесно да пресмета ЦД спектри на нано-размерни системи, како што се хибридни сребрени јата составени од над 1000 атоми.

    Снимањето ЦД спектри е многу моќен метод за проучување на хиралните оптички својства и откривање на малите структурни промени во хиралните молекули, ДНК, протеините и нанокластерите, да наведеме неколку. Како и да е, пресметковната цена на најчесто користената методологија на функционална теорија на густина зависна од линеарен одговор од време (TDDFT) драстично се зголемува со големината на системот што се набудува, и обично може да се примени само на мали системи. За да се надмине овој предизвик, истражувачите Еско Маконен, Туомас Роси, Патрик Ринке и Си Чен работеа со соработници од Јивскиä, Шпанија и Колумбија за да спроведат поефикасен пристап заснован на TDDFT во реално време за да се пресметаат ЦД спектрите. Објавениот код нуди и линеарна комбинација на атомски орбитали (LCAO) и мрежни режими. Режимот LCAO е корисен за големите системи, додека мрежниот режим е погоден за мали молекули и репер цели, со што овој нов метод е исклучително разноврсен.

    Авторите ја тестираа оваа нова имплементација на различни системи. Во сите тест случаи, пресметките покажуваат висока ефикасност и добро се согласуваат со експерименталните резултати и референтните пресметки. Водени од овој почетен успех, групата сега е подготвена да проучи уште многу хирални нанокластери. Целта на оваа работа е да се открие потеклото на хиралните оптички својства во нанокластерите и да се дизајнираат метални јата кои се корисни како хирални сензори.


    Искористување на моќта на длабоко учење за точно и ефикасно предвидување на клучните својства на вездите во нашата галаксија.

    Обезбедена е скрипта (starnet / train_StarNet.py) за обуката на StarNet да биде едноставна. Пример за тоа како да се користи за обука на основната архитектура StarNet2017 на базата на податоци со име train_dataset.h5 за да се предвидат параметрите T_eff, logg, [M / H], [alpha / M]:

    ЗАБЕЛЕШКА: аргументите - цели и - специфични-клуч очекуваат клучните зборови што се користат во вашата датотека train_dataset.h5 да ги зачуваат етикетите за обука и одликите за обука, соодветно.


    Gиновска радио галаксија пронајдена од индиски астрономи

    Мапа на спектрален индекс од 325-610 MHz на гигантската радио галаксија. Кредит: Себастијан и сор., 2017 година

    (Phys.org) - Тим индиски астрономи известува за откривање на нова џиновска радио галаксија (GRG) со помош на радиотелескопот Giant Metrewave (GMRT). Со линеарна големина од повеќе од 7 милиони светлосни години, таа е една од најголемите GRG познати досега. Наодот беше презентиран на 17 октомври во истражувачки труд објавен на складиштето за arXiv пред печатење.

    GRG се радио галаксии со вкупна проектирана линеарна должина над 6,5 милиони светлосни години. Тие се ретки предмети одгледувани во средини со мала густина. GRGs се важни за астрономите да го проучуваат формирањето и еволуцијата на радио извори.

    Неодамна, група истражувачи предводени од Бини Себастијан од Националниот центар за радио-астрофизика во Пуна, Индија, го набудуваа полето LBDS (Leiden Berkeley Deep Survey) - рис со GMRT на 150 MHz, во потрага по радио галаксии со голема црвена промена. Тие спроведоа длабоки радио набудувања со GMRT и спектроскопски набудувања со 2,0-м оптички телескоп во Интер-универзитетскиот центар за астрономија и астрофизика (IUCAA) Гиравали опсерваторија во Индија. Астрономите пронајдоа огромен радио извор на црвено поместување од 0,57 и ги утврдија неговите основни параметри.

    „Известуваме за откривањето на една од најголемите и најоддалечените џиновски радио-галаксии во полето на рисот, која беше откриена со помош на длабоки набationsудувања на радиотелескопот со гигантски метар-бран од 150 MHz. (…) На терен се најде кандидатски џиновски радио извор, над ширината на зракот со полу-моќност со RA DEC од 08h44m08.8s + 46d27m44s “, пишува во трудот.

    Според студијата, новооткриената GRG има линеарна големина од 7,17 милиони светлосни години, што ја прави една од најголемите GRG досега откриени. Во моментов, со предвидена големина од приближно 16 милиони светлосни години, J1420-0545 ја носи титулата најголема џиновска радио галаксија досега позната.

    GRG пронајден од тимот на Себастијан е линеарен во структурата и не покажува докази за нарушувања на мостовите. Проучената галаксија покажува осветлување на работ во лобусот кон југ, што може да се должи на разликата во околината.

    Истражувачите забележаа дека има вкупна флуксна густина од 82,3 mJy на 325 MHz и максимална возраст од 20 милиони години. Проценетата возраст е вообичаена за општата популација на гигантски радио галаксии.

    Тимот исто така откри дека новиот GRG покажува некои докази за епизодна емисија. Покрај тоа, стрмниот спектар на неговото јадро сугерира присуство на уште еден пар лобуси нерешени во јадрото, што може да покаже дека станува збор за радио галаксија тројно-двојно.

    „Исто така откривме дека јадрото е откриено на сите четири фреквенции со спектрален индекс 0,85, што е пострмно од нормалното, па оттука претпоставуваме дека јадрото може да биде компактен извор на стрмен спектар (CSS), што ја прави оваа џиновска радио галаксија а кандидат трипл-двојна радио галаксија “, напишаа научниците во трудот.

    Авторите ја истакнаа важноста на нивното откритие. Со оглед на тоа што бројот на гигантски радио извори идентификувани при високи црвени смени е мал, секое ново откривање на ова поле може да биде многу корисно за проучување на еволуцијата на популацијата на радио галаксиите преку црвените поместувања.

    Бини Себастијан и сор. Откривање на нов, 2.2 Mpc гигантски радио галакси на црвена смена од 0,57, Месечни известувања на Кралското астрономско друштво (2017) DOI: 10.1093 / mnras / stx2631

    Апстракт
    Известуваме за откривањето на една од најголемите и најоддалечените џин-радио галаксии (GRG) во полето на рисот, откриена со длабоки наб deepудувања на радиотелескопот со гигантски метар-бран (GMRT) од 150 MHz. Јадрото е откриено на 150 MHz и исто така во VLA FIRST истражувањето. Спектроскопските набудувања извршени со помош на опсерваторијата IUCAA Giravali (IGO) обезбедија вредност на црвената смена од 0,57. Оваа црвена промена подоцна беше потврдена со податоци од истражувањето на дигиталното небо на Слоун (објавување на податоци 12). Аголната големина на GRG е 5,5 arcmin и на црвената смена од 0,57, неговата линеарна големина е 2,2 Mpc. За оваа голема црвена промена, се знае дека само неколку извори на радио имаат толку голема линеарна големина. In order to estimate the spectral index of the bridge emission as well as the spectral age of the source, we observed this source at L-band, 610 MHz and 325 MHz bands with the GMRT. We present the spectral ageing analysis of the source which puts an upper limit of 20 Myr on the spectral age. The better resolution maps presented here as opposed to the original 150 MHz map shows evidence for a second episode of emission. We also find that the core is detected at all four frequencies with a spectral index of 0.85, which is steeper than normal, hence we speculate that the core may be a compact steep spectrum source (CSS), which makes this giant radio galaxy a candidate triple-double radio galaxy.


    Efficiently calculating power spectra from galaxy catalogs - Astronomy

    The Director's Office, the North American ALMA Science Center (NAASC), NRAO administrative offices, and the main NRAO Library are located in Stone Hall, not far from the University of Virginia's Department of Astronomy.

    The NRAO Technology Center (NTC) includes the Central Development Laboratory (CDL) and the ALMA Electronics Division. The CDL develops and builds key components for ALMA, the VLA, VLBA, GBT, EVLA, as well as other projects and activities.

    The ALMA Electronics Division is responsible for the design, prototyping, and fabrication of many of the electronic components which will enable ALMA to receive and process the signals received from the cosmos.

    Copyright © 2009 Associated Universities, Inc.
    The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.


    Astronomers use observations of a gravitationally lensed galaxy to measure the properties of the early universe

    The Cosmic Horseshoe, as photographed by the Hubble Space Telescope. Credit: ESA/Hubble & NASA.

    Although the universe started out with a bang it quickly evolved to a relatively cool, dark place. After a few hundred thousand years the lights came back on and scientists are still trying to figure out why.

    Astronomers know that reionization made the universe transparent by allowing light from distant galaxies to travel almost freely through the cosmos to reach us.

    However, astronomers don't fully understand the escape rate of ionizing photons from early galaxies. That escape rate is a crucial, but still a poorly constrained value, meaning there are a wide range of upper and lower limits in the models developed by astronomers.

    That limitation is in part due to the fact that astronomers have been limited to indirect methods of observation of ionizing photons, meaning they may only see a few pixels of the object and then make assumptions about unseen aspects. Direct detection, or directly observing an object such as a galaxy with a telescope, would provide a much better estimate of their escape rate.

    In a just-published paper, a team of researchers, led by a University of California, Riverside graduate student, used a direct detection method and found the previously used constraints have been overestimated by five times.

    "This finding opens questions on whether galaxies alone are responsible for the reionization of the universe or if faint dwarf galaxies beyond our current detection limits have higher escape fractions to explain radiation budget necessary for the reionization of the universe," said Kaveh Vasei, the graduate student who is the lead author of the study.

    It is difficult to understand the properties of the early universe in large part because this was more than 12 billion year ago. It is known that around 380,000 years after the Big Bang, electrons and protons bound together to form hydrogen atoms for the first time. They make up more than 90 percent of the atoms in the universe, and can very efficiently absorb high energy photons and become ionized.

    However, there were very few sources to ionize these atoms in the early universe. One billion years after the Big Bang, the material between the galaxies was reionized and became more transparent. The main energy source of the reionization is widely believed to be massive stars formed within early galaxies. These stars had a short lifespan and were usually born in the midst of dense gas clouds, which made it very hard for ionizing photons to escape their host galaxies.

    Previous studies suggested that about 20 percent of these ionizing photons need to escape the dense gas environment of their host galaxies to significantly contribute to the reionization of the material between galaxies.

    Unfortunately, a direct detection of these ionizing photons is very challenging and previous efforts have not been very successful. Therefore, the mechanisms leading to their escape are poorly understood.

    This has led many astrophysicists to use indirect methods to estimate the fraction of ionizing photons that escape the galaxies. In one popular method, the gas is assumed to have a "picket fence" distribution, where the space within galaxies is assumed to be composed of either regions of very little gas, which are transparent to ionizing light, or regions of dense gas, which are opaque. Researchers can determine the fraction of each of these regions by studying the light (spectra) emerging from the galaxies.

    In this new UC Riverside-led study, astronomers directly measured the fraction of ionizing photons escaping from the Cosmic Horseshoe, a distant galaxy that is gravitationally lensed. Gravitational lensing is the deformation and amplification of a background object by the curving of space and time due to the mass of a foreground galaxy. The details of the galaxy in the background are therefore magnified, allowing researchers to study its light and physical properties more clearly.

    Based on the picket fence model, an escape fraction of 40 percent for ionizing photons from the Horseshoe was expected. Therefore, the Horseshoe represented an ideal opportunity to get for the first time a clear, resolved image of leaking ionizing photons to help understand the mechanisms by which they escape their host galaxies.

    The research team obtained a deep image of the Horseshoe with the Hubble Space Telescope in an ultraviolet filter, enabling them to directly detect escaping ionizing photons. Surprisingly, the image did not detect ionizing photons coming from the Horseshoe. This team constrained the fraction of escaping photons to be less than 8 percent, five times smaller than what had been inferred by indirect methods widely used by astronomers.

    "The study concludes that the previously determined fraction of escaping ionizing radiation of galaxies, as estimated by the most popular indirect method, is likely overestimated in many galaxies," said Brian Siana, co-author of the research paper and an assistant professor at UC Riverside. "The team is now focusing on direct determination the fraction of escaping ionizing photons that do not rely on indirect estimates."

    This paper, "The lyman continuum escape fraction of the cosmic horseshoe: a test of indirect estimates," has been published in the Астрофизички журнал.


    Придружници

    Institute of Earth Sciences, Academia Sinica, Taipei, Taiwan

    Space Science Institute, Macau University of Science and Technology, Taipa, China

    Може да го барате овој автор и во PubMed Google Scholar

    Може да го барате овој автор и во PubMed Google Scholar

    Прилози

    L.C.L. conceived the idea and supervised the project. K.H.L. analysed the data. Both authors contributed to writing the manuscript.

    Corresponding authors


    Погледнете го видеото: Section 6 (Декември 2022).