Tähtitiede

Mitkä ovat haasteet CHIME-teleskoopin rakentamiselle ja data-analyysille?

Mitkä ovat haasteet CHIME-teleskoopin rakentamiselle ja data-analyysille?

Kanadan vetyintensiteettikartoituskokeilu (CHIME) on löytänyt toisen toistuvan nopean radiopurskeen äskettäin. Sen rakenne on kuitenkin ilmeisesti yksinkertainen. Ihmettelen, miksi emme rakentaneet kaukoputkea aikaisemmin. Mikä on haaste? Tiedän vain, että sen tietomäärä on suuri. Teleskoopin päivittäminen on vaikeaa?

On 4 sylinteriä ja 1024 antennia. Mikä määrittää 1024 antennin jakauman? Tarkoitan, miksi se ei ole vain yksi pidempi sylinteri?


On monia radioteleskooppeja, jotka koostuvat suurista antenniryhmistä. Ajattelemme yleensä yksittäisiä ruokalajeja, ja VLA ja ALMA ovat kaksi yleisimmin tunnettua.

Mutta jos haluat pitää silmällä valtavaa taivaankappaletta saadaksesi kiinni erittäin harvinaisen tapahtuman, haluat enemmän kuin laajan näkökentän kuin erittäin korkean spatiaalisen tarkkuuden. Ja jos etsimäsi on erittäin kuuma tiede, haluat rakentaa laitteesi nopeasti, mikä tarkoittaa vaatimatonta budjettia.

Niin laaja kenttä, pienempi resoluutio tarkoittaa pienempää perusviivaa, ja CHIME on luokkaa 100 metriä sivulta. mutta rakentaa 1000 pientä 3 metrin astiaa tai 1000 log-jaksollista dipoliryhmää ja yrittää ohjata niitä kaikkia olisi sotku.

Joten sen sijaan CHIME rakensi neljä yksinkertaista parabolista sylinteriä ja kertoi kaikille niille antenneille ole mukava toisilleen ja jaa!

Jokainen antenni hakee signaaleja valtavalta sylinterin alueelta. Jos sisällytät kaikki ohjeet, se on kuin 25x25 metrin osa. Antennit ovat vain noin aallonpituuden päässä toisistaan, mutta interferometrian tekeminen tietokoneen signaalien kanssa on paljon.


ArXiv-esipainos CHIME Fast Radio Burst Project: Järjestelmän yleiskatsaus käsittelee yksityiskohtaisesti antennin suunnittelua ja optimointia ottaen huomioon sen, mitä sen pitäisi tehdä, ja tarpeen tehdä kohtuullisen budjetin rakentaminen suoraviivaiseksi.

Kuva 1. Valokuva CHIME-kaukoputkesta 15. syyskuuta 2016 luoteeseen päin. Lähetyskontit, joissa on X-Engine ja CHIME / FRB-taustalevy, näkyvät oikeanpuoleisen sylinterin vieressä. F-moottoria sisältävät vastaanottomajat ovat heijastimien alla, eikä niitä voi nähdä täällä. DRAO-synteesiteleskooppi (Kothes et al. 2010) näkyy taustalla. Katso CHIME: n yksityiskohtaiset ominaisuudet taulukosta 1.

Näkökenttä pohjois-etelä-suunnassa (parabolisten sylinterien akseli) on noin 110 astetta, mutta itä-länsi-suunnassa se on tietysti hyvin kapea, vain 2,5-1,3 astetta.


Olen lainannut seuraavaa tekstiä, kuvia ja linkkejä kysymyksestäni. Kuinka Kanadan radioteleskooppi CHIME hallitsee nopean f / 0,25-optiikan polarisaatiosta riippuvan apodisaation?

Tässä on kuva joistakin antenneista, jotka katsovat alas kouruun:

alle x2: apilanlehtiantennista: Pienikokoinen, laajakaistaisen kaksoispolarisaation syöttö CHIME: lle

Kuva 1. Vasemmalla kunkin terälehden muoto koostuu kahdesta kohtisuorasta suorasta viivasta, kahdesta 45 asteen ympyränkaaresta, joiden säde on R, ja yhdestä puoliskosta ellipsin. W on ellipsin pääakseli ja L on pituus suorien sivujen leikkauspisteestä ellipsin ulkoreunaan. Muoto on tässä esitetty rakojen, R, L ja W hyväksytyille arvoille. Jokainen neljä keskellä näkyvää kielekettä on kytketty pystysuoran mikroliuskan siirtolinjan toiselle puolelle ja kulloinkin viereisen terälehden koko leveydelle. on kytketty toiseen johtimeen. Oikealla näytetään CST-simuloidut virrat yhdelle lineaariselle polarisaatiolle 600 MHz: ssä. Huomaa pieni epäsymmetria juoksevassa jakaumassa lähellä keskustaa, koska sarkaingeometria.

Kuva 3. Lineaarinen kahdeksan apilanlehtiantennia, jotka on asennettu CHIME Pathfinderin polttovyöhykkeelle Dominion Radio Astrophysical Observatory -keskuksessa Pentictonissa, BC, Kanadassa. Kuva otetaan metalliverkon heijastavan pinnan (silmäväli 19 mm) läpi, mikä kuvaa antennien ja maatason fotonäkymää. Huomaa, että jokaisella syötöllä on kuvansyöttö maatasossa, 1/2 λ: n päässä päästökaistan keskitaajuudella. Huomaa myös neljä aukkoa, jotka on leikattu poistamaan dielektrinen materiaali terälehtien välisistä rakoista.

alla: Lähde: https://chime-experiment.ca/instrument

CHIME koostuu neljästä vierekkäisestä 20m x 100m sylinterimäisestä heijastimesta, jotka on suunnattu pohjoisesta etelään. Kunkin sylinterin polttoväli on vuorattu 256 kaksoispolarisaatioantennilla, joista kukin saa säteilyä suurelta taivasta, joka melkein ulottuu pohjoisesta horisontista eteläiseen horisonttiin. Tämä antaa CHIMElle valtavan näkökentän. CHIME-antennit on räätälöity siten, että niiden herkkyys on 400–800 MHz molemmissa lineaarisissa polarisaatioissa. Tämä antaa CHIMElle suuren taajuuspeiton. Antennien signaalit vahvistetaan kahdessa vaiheessa matkapuhelinteollisuuden kehittämien hiljaisten vahvistimien avulla. Tämä uusi kuluttajateknologian sovellus tekee CHIME: sta edullisen. Näistä tuloista tulevat 2048 signaalia (256 antennia x 2 polarisaatiota x 4 sylinteriä) syötetään F-moottoriin digitaalisen käsittelyn alkuvaihetta varten.


Tilastollinen johtopäätös kosmosesta CHIME: Big Data, Astrostatistics ja Fast Radio Burst Enigma

Tämä monitieteinen yhteistyöryhmä (CRT) kokoaa yhteen tilastotieteen ja tähtitieteen tutkijat vastaamaan kysymyksiin modernin tähtitieteen arvoituksellisimmista kohteista: Fast Radio Bursts (FRB). FRB: t ovat erittäin kirkkaita, lyhyitä, millisekunteina kestäviä radiosignaaleja, jotka ovat pääasiassa peräisin kaukana oman galaksimme ulkopuolelta. Ensimmäinen FRB löydettiin vuonna 2007, ja monia on löydetty siitä lähtien, mutta mitä FRB: t ovat ja miten ne tuottavat niin äärimmäisen voimakkaita purskeita, ei vielä tunneta. Asiat edelleen monimutkaistavat, että joidenkin FRB-levyjen tiedetään nyt puhkeavan toistuvasti joko epäsäännöllisillä tai säännöllisin välein. FRB: n ymmärtäminen populaationa on avain fyysisen mekanismin löytämiseen, joka luo heidät, ja pystymme käyttämään niitä kosmoksen tarkkuussondina. Kanada isännöi maailman johtavaa radiopuhelinta FRB-laitteiden löytämiseen ja tutkimiseen: Kanadan vetyintensiteettikartoituskokeilu (CHIME), joka sijaitsee lähellä Pentictonia (BC). CHIME / FRB-yhteistyö koostuu tähtitieteilijöistä ja fyysikoista kaikkialta Kanadasta, jotka tutkivat CHIME-tietoja löytääkseen suuren määrän FRB: itä ja ymmärtääkseen heitä paremmin väestönä.

CHIME on löytänyt yli 1000 FRB: tä kahden tähänastisen toimintavuotensa aikana, mikä on useita kertoja enemmän kuin kaikki muut maapallon kaukoputket yhteensä. CHIME: n äärimmäiset tietomäärät aiheuttavat kuitenkin valtavia haasteita, kuten puuttuvat tiedot, sensurointi, mittausepävarmuus ja heteroschedastiset virheet. Lisäksi tähän asti jokainen FRB on analysoitu erikseen, mikä tekee analyysistä aikaa vievää ja vaikeaa. Tämä CRT & # 8217s -tavoite on auttaa kehittämään vankka tilastomenetelmä tuhansien FRB: n luonnehtimiseksi tehokkaammin. Käsittelemme CHIME & # 8217: n big data -haasteita uusilla tilastomenetelmillä auttaaksemme saavuttamaan CHIME / FRB-yhteistyön tieteellisen tavoitteen ymmärtää ja luonnehtia FRB: itä populaationa. Tämä CRT auttaa myös kehittämään uusia ja pitkäaikaisia ​​tutkimusyhteyksiä tähtitieteilijöiden ja tilastotieteilijöiden välille Kanadassa ja muualla.

Tiimin johtaja:

Gwendolyn Eadie, apulaisprofessori, David A.Dunlap Astronomian ja amprafysiikan laitos, Tilastotieteiden laitos, Toronton yliopisto.

Yhteistyökumppanit:

Bingham, Derek, professori, tilasto- ja vakuutusmatemaattisen laitoksen osasto, Simon Fraserin yliopisto

Craiu, Radu, professori ja puheenjohtaja, tilastotieteiden laitos, Toronton yliopisto

Gaensler, Bryan, professori, Tier 1 Kanadan tutkimusjohtaja, Dunlap-instituutin johtaja, CHIME / FRB-tutkija, Dunlapin astronomian ja astrofysiikan instituutti, David A. Dunlap Tähtitieteen ja astrofysiikan laitos, Toronton yliopisto

Stenning, David, apulaisprofessori, Tilastotieteen ja vakuutusmatemaattisen tieteen osasto, Simon Fraser University


Työpajat

Advanced LIGO- ja Virgo-ilmaisinten Nobel-palkinnon saaneet havainnot gravitaatioaalloista ovat avanneet aivan uuden ikkunan universumin tutkimiseen. Ensimmäisen gravitaatioaaltosignaalin, GW150914, havaitsemista 14. syyskuuta 2015 voidaan pitää kaikkien aikojen suurimpana tieteellisenä virstanpylväänä, mikä vahvistaa vuosisadan vanhan ennusteen Albert Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian teoriasta. Tällä hetkellä gravitaatioaaltoja on havaittu binaaristen mustien aukkojen ja binaaristen neutronitähtien sulautumisesta. Erilaiset gravitaatioaaltosignaalit muista lähteistä odottavat havaitsemista, kuten esim. ytimen romahtamat supernovat, pyörivät neutronitähdet, valko-kääpiön binääriset sulautumiset ja jopa astrofysikaalista tai kosmologista alkuperää olevat stokastiset taustat.

Gravitaatioaaltojen havaitseminen on ennen kaikkea tekninen haaste. Lisäksi havaitsemisprosessia haittaavat merkittävät matemaattiset ja laskennalliset vaikeudet. Yksi niistä sisältää Einsteinin ja # 8217: n painovoimakenttäyhtälöiden ratkaisemisen joko likimääräisten menetelmien avulla tai täysin numeerisilla keinoilla aaltomuotosignaalien tuottamiseksi tapahtumalajien tunnistamiseksi ja niiden fyysisten ominaisuuksien päättelemiseksi. Toinen merkittävä laskennallinen vaikeus on analysoida suuria määriä ei-Gauss-tyyppisiä, ei-paikallaan olevia meluisia tietoja, joita pahentaa ohimenevien häiriösignaalien (häiriöt) läsnäolo, jotka voivat paitsi häiritä astrofyysisiä signaaleja myös jäljitellä todellisia signaaleja, mikä lisää vääriä hälytyksiä ilmaisimien ja # 8217 käyttöjakson lasku.

Tämä työpaja tuo yhteen matemaattisen ja numeerisen suhteellisuusteollisuuden asiantuntijoita sekä gravitaatioaaltotietojen analysointia tutkijoita, jotka keskustelevat viimeaikaisista edistysaskeleista edistyneiden interferometrien gravitaatioaaltosignaalien havaitsemiseksi ja rekonstruoimiseksi. Se kattaa näkökohdat Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian muotoilusta, mukaan lukien huippuluokan numeerinen metodologia aaltomallipohjien muodostamiseksi astrofyysisistä järjestelmistä gravitaatioaaltodetektorin karakterisointiin, tietojen analysointiin ja parametrien arviointiin , nykyaikaisilla matemaattisilla ja numeerisilla lähestymistavoilla.

Työpaja sisältää julisteen, ilmoituksen julisteista lähetetään rekisteröityneille osallistujille ennen työpajaa.

Järjestelytoimikunta

Marco Cavaglia (Missourin tiede- ja teknologiayliopisto)
Matt Choptuik (Brittiläisen Kolumbian yliopisto)
Elena Cuoco (Euroopan painovoiman observatorio)
Jose Antonio Font (Valencian yliopisto)
Antonio Marquina (Valencian yliopisto)
Stanley Osher (Kalifornian yliopisto, Los Angeles (UCLA))


Kanadan uusi uraauurtava CHIME-radioteleskooppi valaisee kosmologian suurimpia mysteerejä

Joskus "lapsen kasvattaminen vaatii koko kylän", tässä tapauksessa suurin osa Kanadan radioastronomiyhteisöstä vie kaukoputken.

Uraauurtavan kaukoputken rakentaminen

Brittiläisen Kolumbian yliopiston, McGillin yliopiston, Toronton yliopiston, Perimeter-instituutin, kansallisen tutkimusneuvoston, Dominion Radio Astrophysical Observatory -yhtiön sekä yhteistyökumppaneiden kesken Pohjois-Amerikassa yhteistyössä Kanadan vetyintensiteettikokeilun niminen radioteleskooppi ( CHIME) yrittää vastata joihinkin kriittisiin kosmologiakysymyksiin. Mikä on pimeä energia? Miksi maailmankaikkeus laajenee? Nämä ovat joitain kysymyksiä, joita astrofyysikot edelleen kamppailevat.

Tämä 16 miljoonan dollarin teleskooppi, jolla oli pääasiallinen rahoitus Kanadan innovaatiosäätiöltä, sijaitsee Dominion Radio Astrophysical Observatoriossa lähellä Pentictonia, Brittiläisessä Kolumbiassa. Kanadan kansallisen tutkimusneuvoston ylläpitämä ja nyt Kanadan suurin radioteleskooppi.

[aesop_quote type = & # 8221pull & # 8221 background = & # 8221 # 282828 & # 8243 text = & # 8221 # ffffff & # 8221 width = & # 822138% & # 8221 align = & # 8221vasen & # 8221 koko = & # 82212 & # 8243 quote = & # 8221 CHIME: n ensimmäisen havainnointiviikon aikana meidän olisi pitänyt havaita enemmän FRB: itä kuin koko historia. & # 8221 cite = & # 8221Prof. Keith Vanderlinde, Toronton yliopisto. & # 8221 parallaksi = & # 8221pois & # 8221 suunta = & # 8221vasen & # 8221 palaafx = & # 8221pois & # 8221]

CHIME koostuu neljästä vierekkäin olevasta U-muotoisesta puolisylinteristä metalliverkkoheijastinta, kukin 20-100 metriä. Mitä suurempi teleskoopin keräilyalue on, sitä enemmän tietoja se voi kerätä. Suunnittelunsa, suuren keräilyalueen ja suuren havaintokaistanleveyden ansiosta CHIME näkee suuren osan taivasta ja voi kerätä muutama tuhat kertaa enemmän tietoa kuin mikään muu radioteleskooppi. Jotta ymmärtäisit CHIME-tiedonsiirtonopeuden, kuvaa tiedot, jotka kulkevat kaikkien maailman nykyisten matkapuhelinverkkojen läpi. Tämä on melko suuri saavutus, kun otetaan huomioon, että CHIME: n varhaisissa ehdotusvaiheissa noin seitsemän vuotta sitten tätä tekniikkaa ei ollut olemassa.

CHIME Tiede

CHIME: n päätavoitteena on kartoittaa vety suuressa osassa havaittavaa maailmankaikkeutta. Digitaalisina signaaleina kerätyt tiedot muutetaan kolmiulotteisiksi vetytiheyskarttoiksi. Tämän avulla kosmologit voivat mitata galaksien ja maailmankaikkeuden muiden suurten rakenteiden koon ja etäisyyden. Sitten he yrittävät ymmärtää, kuinka nämä esineet ovat muuttuneet miljardien vuosien aikana ja kuinka maailmankaikkeus laajenee.

Laura Newburgh ja David Hanna valmistautuvat asentamaan kasetit, joissa on antenni ja vahvistimet, jotka on kiinnitetty polttoväliin. Luotto: NRC.

Nopeat radiosarjat

Tri Keith Vanderlinde, kokeellinen kosmologi Dunlapin instituutista, kertoi SpaceQ: lle haastattelussa, että "se on muutaman askeleen ongelma. Ensin kartoitetaan missä kaikki rakenteet ovat. Toiseksi selvitämme, kuinka laajentuminen sujuu. Kolmanneksi selvitämme, mitä tämä merkitsee pimeälle energialle ”. Kosmologiassa on tärkeimpiä, mutta hämmentäviä kysymyksiä.

Yksi tämän kaukoputken ainutlaatuisista ominaisuuksista on, että siinä ei ole liikkuvia osia. CHIME on suunniteltu tekemään kartoituksensa pienemmällä tarkkuudella kuin monet muut teleskoopit, mikä vastineeksi mahdollistaa sen, että se voi tutkia erittäin suuren määrän taivasta suurissa mittakaavoissa. Skannaamalla taivasta 24/7, CHIME kerää suuria määriä tietoja, jotka auttavat paitsi ymmärtämään maailmankaikkeuden laajenemista, myös antavat astrofyysikoille valtavan määrän tietoa muiden salaperäisten ilmiöiden, kuten pulsareiden ja nopeiden radiopuhallusten, tutkimiseen. (FRB).

FRB: t ovat uusi kuuma aihe astrofysiikassa johtuen salaperäisestä alkuperästä. Kuten nimestään voi päätellä, ne ovat salamannopeasti kuin vain muutaman millisekunnin kestävät radioenergiapurkaukset. "Emme tiedä mitä he ovat tai mikä aiheuttaa heille, ja se on jännitystä!" Tohtori Shaw kertoi SpaceQ: lle. "Ne näyttävät pulsarilta joiltakin osin, kuten lyhyet purskeet, paitsi että ne ovat hyvin hajallaan eivätkä omassa galaksissamme."

Ensimmäinen FRB löydettiin vahingossa vuonna 2007, kun Duncan Lorimer ja David Narovic tarkastelivat pulsariarkistoituja tietoja Parkesin observatoriossa. Sittemmin on havaittu vain muutama tusina FRB: tä. Se, että ne ovat edelleen havaittavissa, mutta eivät omassa galaksissamme, viittaa siihen, että niiden on oltava erittäin kirkkaita. Nämä kirkkaat purskeet ovat "yleensä asioita, jotka ovat katastrofaalisia ja räjähtävät kerran, ja ne on tehty - paitsi nyt olemme nähneet FRB: n toistuvan!" sanoo tohtori Shaw. Voimakkaat radiopurkaukset viittaavat yleensä räjähdyksiin, törmäyksiin tai romahtamiseen. Tutkijat ovat kuitenkin nähneet murto-osan FRB: stä toistuvan, mikä tekee niistä vielä salaperäisempiä. Mikä aiheuttaa heille ja mikä on tästä vastuussa?

Suuren radioteleskoopin kauneus, joka tutkii suurta määrää taivasta 24/7, on se, että se pystyy havaitsemaan FRB: t kymmenillä tuhansilla, mikä on enemmän kuin mikään muu teleskooppi. "CHIME: n ensimmäisen havainnointiviikon aikana meidän olisi pitänyt havaita enemmän FRB: itä kuin koko historia", sanoo tohtori Vanderlinde. Suuremman tietokannan käyttäminen näistä FRB: stä auttaa astrofyysikkoja kartoittamaan, missä he ovat taivaalla ja kuinka suuri heidän räjähdyksensä on, mikä kertoo meille, kuinka kaukana he ovat. He pystyvät myös määrittämään, mikä osa heistä toistuu ja kuinka usein ne esiintyvät. Kuuluvatko ne yhteen tai useampaan esineiden ryhmään?

Pulsarit

Toinen spin off CHIME: n tiedoista on tutkia pulsseja tarkemmin, koska sillä on kyky seurata kaikkia pohjoisen taivaan pulsseja. Kun massiiviset tähdet menevät supernovaan, ne jättävät taakseen pienet kompaktit ytimet, jotka pyörivät nopeasti ja lähettävät radioenergiaa. Pulsarit ovat suuria taivaallisia ajanottajia, ja tähtitieteilijät käyttävät niitä vihjeinä. He käyttävät niitä kosmisten etäisyyksien mittaamiseen, aurinkopaneelien ulkopuolisten planeettojen etsimiseen ja aineen äärimmäisten tilojen tutkimiseen. Astrofyysikot pyrkivät havaitsemaan gravitaatioaallot galaksissa käyttämällä CHIMEn pulsareilla olevaa laajaa tietoa.

Jotkut muut radioteleskoopit ympäri maailmaa, kuten Arecibo-, Green Bank- ja Parkes-teleskoopit, viettävät vain murto-osan ajastaan ​​etsimällä pulsseja ja FRB: itä. CHIME on todella ainutlaatuinen siinä mielessä, että se kerää suuren määrän tietoa FRB: stä ja pulsseista kartoittaen samalla vetyä universumissa. HIRAX (Hydrogen Intensity and Real-time Analysis eXperiment) Etelä-Afrikassa ja TIANLAI-projekti Kiinassa ovat kaksi muuta pyrkimystä ymmärtää pimeää energiaa ja maailmankaikkeuden laajentumista. Molemmat projektit ovat kuitenkin vielä ehdotus- ja rahoitusvaiheessa.

CHIME on ensimmäinen kauko-ohjattava kaukoputki, jonka Kanada on rakentanut pitkään ja joka osoittaa, kuinka maa, jolla on kohtuullinen tiedebudjetti, voi saavuttaa tieteellistä edistystä. Tämä koe on kouluttanut monia jatko-opiskelijoita ja postdokumentteja sekä osallistunut suureen osaan Kanadan radioastronomiayhteisöä. CHIME on mahdollistanut suuren tähtitieteellisen rahoituksen lisäämisen Kanadassa ja houkutellut yhteistyökumppaneita kaikkialta maailmasta. Kokeen nimellinen kesto on viisi vuotta, mutta tutkijat toivovat pystyvän vastaamaan joihinkin kriittisiin kosmologiakysymyksiin ennen sitä.


Lisätietoa

  1. Erinomainen online-lähde kaikille Galileoon liittyville asioille on: Galileo-projekti. Sen isännöi Rice University, ja se sisältää hänen kirjoituksensa, yksityiskohdat kokeistaan, havainnot ja linkit. Se on myös lähde Galileon kuvalle tämän sivun yläosassa.
  2. Toinen hyödyllinen sivusto on The Art of Renaissance Science: Galileo and Perspective. Siinä on runsaasti kaavioita, jotka on sovitettu selkeisiin. tiivis teksti. Hänen kokeiluistaan ​​on joitain animaatioita. Firenzessä on runsaasti yksityiskohtia tähtitieteen historiasta, mukaan lukien Galileon työ. Heidän uusi verkkosivustonsa on tutustumisen arvoinen. Suuri osa siitä on englanniksi, vaikka jotkut osiot, mukaan lukien erinomainen varhaiskaukoputkien simulointi, ovat tällä hetkellä saatavilla vain italiaksi. Heillä on myös erinomainen uusi sivusto: Galileon teleskooppi, instrumentti, joka muutti maailmaa.on erinomainen resurssi, joka tarjoaa CCD-kuvia, jotka antavat likimääräisen kuvan siitä, mitä ihmissilmä näkisi Galilean kaukoputken kautta. Siinä on kuvia auringosta, kuusta, venuksesta, tähdistä ja sumuista. Sivusto tarjoaa historiallisen taustan ja tekniset yksityiskohdat.
  3. Galileon Sidereus nuncius tai The Sidereal messenger on saatavana A. van Heldenin käännöksessä University of Chicago Press, 1989.
  4. Cambridgen kuvitettu tähtitieteen historia, toim. Michael Hoskin, Cambridge University Press, 1997 tarjoaa runsaasti tietoa ja kaavioita ja on arvovaltainen mutta luettava opas aiheeseen.
  5. Sleepwalkers Arthur Koestler on klassinen kirja, joka käsittelee tähtitieteellisen ajattelun kehitystä Newtonin aikaan saakka.

On olemassa lukuisia muita kirjoja ja verkkosivustoja, jotka käsittelevät Galileon työtä ja tähtitieteen historiaa.


Pitkät ohjelmat

Luotto: LIGO / Caltech / MIT / Sonoma State (Aurore Simonnet)

Relativistisen astrofysiikan kenttä on viime aikoina nähnyt suuren vallankumouksen historiallisen Nobelin palkinnon saaneen gravitaatioaaltojen havainnon perusteella binäärisen mustan aukon sulautumisesta ja ensimmäisen GW-havainnon kahden neutronitähden sulautumisesta. Jälkimmäistä seurasi sähkömagneettiset havainnot maasta ja avaruudesta, mikä laukaisi ennennäkemättömän monen instrumentin havainnointikampanjan. Nämä havainnot ovat johtaneet GW-tähtitieteen alkuun ja multi-messenger-astrofysiikan aikakauteen.

Olemassa olevien GW-havaintojen tieteelliset vaikutukset perusfysiikassa, tähtitieteessä, astrofysiikassa, ydinfysiikassa ja kosmologiassa ovat jo poikkeukselliset. Seuraavien vuosien aikana, kun käytettävissä olevien GW-tietojen määrä kasvaa merkittävästi nykyisten ilmaisimien jatkuvan päivityksen ja uusien GW-laitteiden sisällyttämisen kautta maailmanlaajuiseen verkkoon, tämä vaikutus lisääntyy. Odotetun valtavan määrän tulevien GW-havaintojen käsittely ja tulkinta asettaa merkittävän haasteen ja vaatii läheistä vuorovaikutusta matemaattisten mallintajien, aaltomuotojen kehittäjien, numeeristen relativistien, data-analyytikoiden sekä teoreettisten ja havaintojen astrofyysikkojen välillä.

Toisaalta multimediaviestinnän astrofysiikan kehitystä ohjaavat havainnot yhä herkemmillä teleskoopeilla, korkean energian neutrinoilmaisimilla ja GW-ilmaisimilla maapallolla ja avaruudessa. Toisaalta Einsteinin yleisen suhteellisuusteorian yhtälöiden teoreettiset tutkimukset tarjoavat toisen etenemisen näiden havaintojen selittämiseksi. Moderni teoreettinen astrofysiikka perustuu alkuolosuhteiden matemaattisiin ominaisuuksiin yleissuhteellisuusyhtälöiden ja numeeristen simulaatioiden evoluution parantamiseksi astrofysikaalisten järjestelmien dynamiikan ymmärtämisen parantamiseksi.

Tämän ohjelman tarkoituksena on yhdistää matemaattisten ja fysikaalisten tieteellisten yhteisöjen pyrkimykset vastata viimeisimpiin edistysaskeleisiin ja uusiin haasteisiin, jotka liittyvät multimediaviestintähtitieteen ymmärtämiseen. IPAM-ohjelma koostuu neljästä työpajasta, joista jokainen käsittelee eri aihetta: aaltomuotomallien luetteloiden luominen, keskustelu voimakkaiden relativististen järjestelmien parametrien arviointia ohjaavien yhtälöiden matemaattisesta mallinnuksesta gravitaatioaaltojen astrofysikaalisten lähteiden arvioinnissa ja suurten tekniikoiden nykytila data ja syvälliset oppimistekniikat GW-tietojen analysointia varten.

Järjestelytoimikunta

Manuela Campanelli (Rochesterin teknillinen instituutti)
Marco Cavaglia (Missourin tiede- ja teknologiayliopisto)
Jose Antonio Font (Valencian yliopisto)
Igor Rodnianski (Princetonin yliopisto)
Susana Serna (Universitat Autònoma de Barcelona, ​​matematiikka)
Gunther Uhlmann (Washingtonin yliopisto, matematiikka)


Mitkä ovat haasteet CHIME-teleskoopin rakentamiselle ja data-analyysille? - Tähtitiede

9:30 - Chris Genovese - Piilotetut haasteet (ja mahdollisuudet) astrostatistisella maisemalla

10:30 - Jean-Luc Starck - Hyvin monimutkaiset mallit ja astrofysikaalisten karttojen rekonstruktio

Ulottuvuuden pienentäminen harvinaisuudesta huolimatta on erittäin tehokas tapa säännellä käänteisiä ongelmia, joita esiintyy, kun haluamme rekonstruoida karttoja. Kuvailemme lyhyesti harvojen esitysten käsitettä ja kuinka normalisoida käänteiset ongelmat, kuten sinisten / punojen galaksien erottaminen tai kosmisen mikroaaltotaustan palautuminen. Esittelemme ensimmäisen CMB-kartan, joka on rekonstruoitu sekä WMAP- että Planck PR2 -tietojoukoista. Osoitamme, että galaktinen este voidaan hajottaa, jotta saisimme ensimmäisen kerran täyden taivaan korkealaatuisen CMB-kartan. Lisäksi uuden lähestymistavan seurauksena tämä korkealaatuinen kartta on vapaa merkittävistä termisistä SZ-epäpuhtauksista.


11:00 - Ethan Anderes - Satunnaisen kentän epätasaisuuden satunnaisarviointi

Yli vuosikymmen sitten kaksi fyysikkoa, Wayne Hu ja Takemi Okamoto, keksivät uuden estimaattorin pimeän aineen vääristymien mittaamiseksi, jotka on painettu kosmisen mikroaaltotaustan havainnoihin. Heidän estimaattoristaan, jota kutsutaan kvadraattiarvioijaksi, tuli nopeasti huippumoderni työkalu pimeän aineen havaitsemiseksi, mittaamiseksi ja kartoittamiseksi. Aluetilastojen näkökulmasta tällä estimaattorilla on joitain merkittäviä ominaisuuksia. Tässä puheenvuorossa esitän toisen asteen estimaattorin analyysin sekä kosmologian että laajemman yleisen satunnaisen kentän ei-stationaarisuuden arvioinnin yhteydessä. Keskustelen satunnaiskenttien ominaisuudesta, jota kutsumme paikalliseksi muuttumattomaksi ei-stationaarisuudeksi, joka näyttää olevan riittävä edellytys Hu: n ja Okamoton neliöarvion merkittävien ominaisuuksien laajentamiseksi yleisemmille ei-stationaarisuudelle.
Yhteistyö Joe Guinnessin kanssa NCSU: ssa.


Klo 11.30 - Jessi Cisewski - Arvioitu Bayesin laskenta tähtien alkumassatoiminnolle

Todennäköisyystoiminnon nimenomainen määrittely on yhä vaikeampi monien tähtitieteen ongelmien vuoksi. Tähtitieteilijät määrittelevät usein yksinkertaisemman likimääräisen todennäköisyyden - jättävät tärkeämmät näkökohdat realistisemmalle mallille. Tähtien alkumassatoiminnon (IMF) arviointi on yksi tällainen esimerkki. Tähtien IMF on tähtien massajakauma, joka muodostui alun perin tietyssä tilavuudessa, mutta ei tyypillisesti ole suoraan havaittavissa tähtien evoluution ja muiden rypän häiriöiden vuoksi. Tässä puheenvuorossa käsitellään useita vaikeuksia, jotka liittyvät realistisen todennäköisyysfunktion määrittämiseen tähtien IMF: lle. Likimääräinen Bayesin laskenta (ABC) tarjoaa puitteet päätelmän tekemiseen tapauksissa, joissa todennäköisyyttä ei ole käytettävissä. Esittelen ABC: n ja esittelen sen ansioita yksinkertaistetun IMF-mallin avulla, jossa todennäköisyysfunktio on määritelty ja tarkat taustakuvat ovat käytettävissä. Esitetään uusi tähtijoukkojen muodostumismalli, jossa käytetään ensisijaista kiinnityskehystä. Ehdotettu muodostumismalli yhdessä ABC: n kanssa tarjoaa uuden analyysimenetelmän IMF: lle.


13:30 - Uro & # 353 Seljak - Optimaalinen kosmologisen tiedon poiminta laajamittaisesta rakenteesta

Laajan mittakaavan rakenteen kosmologiset tiedot uutetaan yleensä N-pistefunktioiden analyysin avulla, joista vain 2 ja 3 pisteen funktioita käytetään tyypillisesti dataan, jolloin potentiaalisesti valtavat tietomäärät jäävät käyttämättä. Keskustelen vaihtoehtoisesta lähestymistavasta kaiken tiedon keräämiseen kerralla epälineaarisen optimaalisen neliöllisen estimaattorin avulla. Esittelen tämän lähestymistavan taustalla olevan teorian ja joitain tarvittavia työkaluja, jotka olemme kehittäneet sen ratkaisemiseksi, kuten nopeat optimoijat ja nopea epälineaarinen rakenteenmuodostus mallinnuksella FastPM-simulointipaketilla. Lopputuote on optimaalinen toisen asteen estimaattori alkutehospektristä, mukaan lukien sen Fisher-matriisi, joka toimii sekä ikkuna- että kovarianssimatriisina. Esitän joitain menetelmän ensimmäisiä testisovelluksia.


14:00 - Kendrick Smith - CHIME: Kanadan vetyintensiteettikartoituskokeilu

Annan tilapäivityksen CHIME: lle, uudelle interferometriselle radioteleskoopille Brittiläisessä Kolumbiassa, joka tulee verkkoon syksyllä 2016. Pathfinder-instrumentti, jossa 1/8 koko keräilyalueesta, vie jo tietoja. Näytän joitain varhaisia ​​tuloksia pathfinder CHIME: sta, ennusteet koko CHIME: lle ja spekuloin kentän tulevaisuuden näkymistä. Hyödykkeiden grafiikkasuoritinten ja verkkolaitteiden viimeaikainen kehitys on mahdollistanut suurten interferometrien rakentamisen ennennäkemättömällä tilastollisella teholla. Tämän herkkyyden kasvun täysimääräinen hyödyntäminen edellyttää uusien laskennallisten ja tilastollisten ongelmien ratkaisemista, jotka ovat kiinnostavia sekä tähtitieteilijöille että tietojenkäsittelytieteille.


14:20 - Grigor Aslanyan - Näytteenotto vs. optimointi erittäin korkeissa ulottuvuuksissa

Keskityn erittäin korkeisiin dimensioparametrien tiloihin vertailen näytteenottomenetelmiä optimointialgoritmeihin. Näytteenotto mahdollistaa täydellisen takajakauman saavuttamisen, kun taas optimointimenetelmiä voidaan käyttää maksimaalisen todennäköisyyden tai maksimaalisen takaosan löytämiseen. Analyyttiset likiarvot takajakaumaan voidaan saada käyttämällä optimointialgoritmia. Keskityn Hamiltonin Monte Carlon algoritmiin suurdimensionaalisten parametriavaruuksien näytteenottoon ja L-BFGS-algoritmiin optimointia varten. Keskustelen heidän virityskysymyksistään ja vertaan heidän laskennallisia kustannuksiaan. Näistä algoritmeista keskustellaan myöhäisen universumin siementävien alkutilojen (lineaaristen tiheyshäiriöiden) rekonstruoinnin yhteydessä. Esittelen myös algoritmien yleisesti saatavilla olevat toteutukset.


14:40 - Elise Jennings - CosmoSIS: joustava kehys parametrien päättelyyn

Kosmologisten parametrien arviointi on siirtymässä uuteen aikakauteen. Suurten yhteistyöjen on koordinoitava korkean panoksen analyysit useilla menetelmillä, ja tällaisten analyysien monimutkaisuus on kasvanut edistyneiden kosmologiamallien ja systemaattisten epävarmuuksien vuoksi. Tässä keskustelussa esitämme CosmoSIS: n, uuden kehyksen kosmologisten parametrien estimoinnille, joka käyttää modulaarisuutta avaimena näiden haasteiden ratkaisemiseen. Laskelmat on jaoteltu vaihdettaviin moduuliyksiköihin, joissa tulot ja lähdöt on määritelty selkeästi. CosmoSIS on suunniteltu yhdistämään, jakamaan ja edistämään päätelmätyökalujen kehitystä koko yhteisössä.


15:50 - Chieh-An Lin - likimääräinen Bayesin laskenta: sovellus heikosti linssiviin piikkien määrään

Heikko gravitaatiolinssi (WL) tutkii maailmankaikkeuden massiivisia rakenteita suurissa mittakaavoissa tarjoamalla tietoa pimeän aineen myöhäisestä kehityksestä. Yksi tapa poimia tämän informaation ei-Gaussin osa on WL-piikkilukemat, jotka on osoitettu lupaavaksi välineeksi kosmologian rajoittamiseksi.
Ehdotamme uutta mallia WL-huippumäärien ennustamiseksi. Luomme nopeita simulaatioita, jotka perustuvat halogeeninäytteisiin, ja valitsemme huiput johdetuista linssikartoista. Tällä lähestymistavalla on kolme pääetua. Ensinnäkin, malli on erittäin nopea: toteutuksen suorittamiseen tarvitaan vain useita sekunteja. Toiseksi realististen olosuhteiden sisällyttäminen on yksinkertaista. Kolmanneksi malli tarjoaa täydelliset PDF-tiedot sen stokastisuuden vuoksi.
Yhdistämme likimääräisen Bayesin laskennan (ABC) mallissamme kosmologisten parametrien rajoittamiseksi. ABC on vaihtoehtoinen ratkaisu takaosaan, kun todennäköisyyden arviointi on vaikeata. Se on hyväksy-hylkää sampleri ja tutkii takaosaa, jota pidetään lähellä todellista. Ilman tarvetta arvioida kovarianssimatriisia todennäköisyyden suhteen, ABC voi vähentää huomattavasti laskentakustannuksia.
Vahvistan ensin mallimme vertaamalla sitä N-kehon simulaatioihin. Sitten osoitan, kuinka parametreja rajoitetaan väestön Monte Carlo ABC: hen (PMC ABC), ja osoitan sen olevan yhtäpitävä tulosten kanssa käyttämällä todennäköisyysfunktiota. Tutkin myös erilaisia ​​suodatustekniikoita WL: lle ja tutkin niiden vaikutuksia rajoituksiin. Lopuksi näkymä parametrirajoituksista käyttämällä ABC: tä tutkimusten, kuten CFHTLenS, KiDS ja DES, tietojen kanssa.
Lin & amp Kilbinger (2015a) http://arxiv.org/abs/1410.6955
Lin & amp Kilbinger (2015b) http://arxiv.org/abs/1506.01076
Lin et ai. valmisteilla.


16.10 - Fran & ccedilois Lanusse - Näkymättömän pimeän aineen kuvaaminen 3D-muodossa harvinaisella tavalla

Luonteensa vuoksi pimeää ainetta ei voida suoraan havaita, ja vain sen painovoimaisten vaikutusten kautta sitä voidaan tutkia. Tämän työn tarkoituksena on käyttää tomografisia heikkoja gravitaatiolinssimittauksia tämän jakauman kartoittamiseksi kolmessa ulottuvuudessa.
Koska heikko linssi on integroitu vaikutus näköyhteyttä pitkin, 3D-pimeän aineen jakauman palauttaminen tarkoittaa radiaalisen linssinsydämen poistamista rajoitetusta määrästä meluisia leikkaus- ja etäisyysmittauksia. Tätä ongelmaa voidaan pitää tyypillisenä esimerkkinä erittäin huonosti asetetusta lineaarisesta käänteisongelmasta.
Aikaisemmat menetelmät, jotka ovat yrittäneet ratkaista tätä käänteisongelmaa, ovat tukeneet lineaarisia menetelmiä, kuten Wienerin suodatus tai SVD-laillistaminen, mutta niiden tulokset ovat erittäin heikot. Erityisesti talteenotetut rakenteet ovat erittäin tahriintuneet näköyhteyttä pitkin, eikä näiden rakenteiden amplitudia voida luotettavasti arvioida, mikä on toistaiseksi rajoittanut suuresti 3D-massankartoitustekniikoiden sovellusalaa.
Ehdotamme uutta lähestymistapaa 3D-massankartoitusongelmaan, joka perustuu harvaan laillistamiseen. 3D-pimeän aineen kartta saadaan takaisin ratkaisuksi l1: n rangaistaan ​​pienimmän neliösumman ongelmaan, joka sisältää yksittäiset punasiirtymäestimaatit linssilähteille sekä pienennetyn leikkauksen huomioon ottamisen, mikä sitten ratkaistaan ​​käyttämällä huippuluokan kuperia optimointialgoritmeja .
Osoitamme simulaatioilla, kuinka tämä lähestymistapa antaa meille mahdollisuuden ensimmäistä kertaa rajoittaa puna-siirtymää ja pimeän aineen halojen massaa 3D-massakartoituksella.
Lopuksi esitämme COSMOS- ja STAGES-kentän 3D-rekonstruktiot ennennäkemättömällä tarkkuudella.
http://arxiv.org/abs/1308.1353


16:30 - Rachel Mandelbaum - Tilastolliset haasteet heikon linssikosmologian tulevaisuudelle

Tässä keskustelussa aloitan tarkastelemalla, mitä toivomme oppivan mittaamalla heikkoa linssiä tulevilla tutkimuksilla, kuten LSST, Euclid ja WFIRST. Sitten keskustelen tulevista tutkimuksista kahdesta tilastollisesta haasteesta heikosta linssikosmologiasta. Ensimmäinen kysymys liittyy täydellisen punasiirtymästä riippuvan heikon linssianalyysin monimutkaisuuteen ja syrjäytymiseen systemaattisiin epävarmuustekijöihin liittyvistä häiriöparametreista. Toinen asia on luotettava arvio pienistä mutta yhtenäisistä galaksin muodon vääristymistä linssistä huolimatta ilmakehästä, teleskoopista ja ilmaisimista johtuvista suuremmista muodon vääristymistä. Nämä kaksi aluetta tarjoavat sekä haasteen yhteisölle että mahdollisuuden uuden menetelmän kehittämiseen.

Tiistaina 7. kesäkuuta

8.30 - Russ Salakhutdinov

9:00 AM - Sara Algeri - Verrataan sisäkkäisiä malleja uuden fysiikan etsinnässä

Astrofyysikot ja hiukkasfyysikot ovat usein kiinnostuneita epätyypillisistä mallivertailuista. Esimerkiksi Higgsin bosonin etsimiseen sisältyy kvantifioiva näyttö diffuusiota taustajakaumaan lisätyn kapean komponentin suhteen. Lisätty komponentti vastaa Higgsin massajakaumaa instrumentaalivaikutusten huomioon ottamiseksi, eikä se voi olla negatiivinen. Täten nollajakauma ei ole vain parametriavaruuden rajalla, vaan lisätyn komponentin sijainti ei ole tunnistettavissa nollan alla. Muissa asetuksissa, esimerkiksi pimeän aineen etsinnässä, fyysikot voivat pyrkiä vertailemaan sisäkkäisiä malleja. Tämä voi tapahtua, kun tunnetut lähteet jäljittelevät uutta signaalia tai kun kahta eri parametrisoitua mallia on verrattu. Koska monet tutkijat suosivat voimakkaasti taajuuspohjaisia ​​tilastollisia menetelmiä, he käyttävät todennäköisyyden suhdetestejä (LRT) ja tarvittaessa Wilksin ja Chernoffin tyyppisiä oireettomia lääkkeitä (Monte Carlo -menetelmät ovat usein mahdottomia äärimmäisten merkitsevyyskriteerien vuoksi). Tarkastelemme ei-sisäkkäisten mallien tapausta. Muodostamalla additiivinen yhdistelmämalli voimme tarkastella LRT-tilastoja satunnaisprosessina, jonka indeksoi parametri, jota ei tunnista nollan alla. Tämä antaa meille mahdollisuuden hyödyntää menetelmiä, jotka on kehitetty niin kutsuttujen kokeilutekijöiden käsittelemiseksi ja saada asymptoottisesti päteviä taajuuskokeita. Havainnollistamme ehdotettua menetelmäämme numeerisissa tutkimuksissa, jotka vahvistavat sen voiman ja nimellisen väärän positiivisen määrän.
Kirjoittajat: David van Dyk, Jan Conrad
Esipainos saatavilla osoitteesta http://arxiv.org/abs/1509.01010


9:20 AM - Jon McAuliffe - Arvioitu päätelmä tähtitieteellisten kuvien generatiivisista malleista

Tähtitieteen keskeinen ongelma on tähtitieteellisissä kuvissa esiintyvien tähtien ja galaksien piilevien ominaisuuksien, kuten sijaintien ja värien, pääteleminen. Olemme kehittäneet tälle ongelmalle hierarkkisen todennäköisyysmallin: kuhunkin pikseliin valotuksen aikana saapuvien fotonien määrä on Poisson, nopeusparametri riippuen kuvattavien tähtien ja galaksien piilevistä ominaisuuksista. Ehdotamme variaatio-päättelymenetelmää näiden piilevien ominaisuuksien takaosan jakauman arvioimiseksi. Menetelmämme saavuttaa uusimmat tulokset. Siinä on myös skaalausominaisuudet, jotka ovat välttämättömiä tähtitieteellisen luettelon rakentamiseksi täydestä 20 teratavun Sloan Digital Sky Survey -tietojoukosta, jonka laskennallinen budjetti on miljoona suorittimen tuntia.


10:30 - & # 381eljko Ivezi & cacute - LSST: maailmankaikkeuden kaikkien aikojen suurin elokuva ja siihen liittyvät astrostatistiset haasteet

Suuri synoptinen mittausteleskooppi (LSST) suorittaa taivaan kattavan kuvantamistutkimuksen, joka näkyy Cerro Pachonista Pohjois-Chilessä. Noin 1000 havaintoa puolet taivaasta rumailla kaistoilla 10 vuoden ajanjakson aikana LSST-tiedot mahdollistavat heikon aika-alueen tähtitieteen ja puolen taivaan syvän pinon, joka saavuttaa sata kertaa heikomman virtausrajan kuin SDSS-tutkimus. Tuloksena olevia satoja petatavuja kuvantamistietoja noin 40 miljardille objektille käytetään tieteellisiin tutkimuksiin, jotka vaihtelevat lähellä maapalloa olevien asteroidien ja ruskojen kääpiöiden ominaisuuksista, tumman aineen ja energian karakterisointiin voimakkaasta ja heikosta linssistä, galaksiryhmästä ja kaukaisista supernoovat. Nämä tiedot edustavat aarteita seurantaohjelmille, jotka käyttävät muita maa- ja avaruuspohjaisia ​​teleskooppeja, kuten nopean reaktion nopean poljinnopeuden fotometriset havainnot ja spektroskopia, sekä laitteille, jotka toimivat ei-optisilla aallonpituuksilla. Esitän yhteenvedon LSST: n tärkeimmistä tiedeajureista, annan tilaraportin LSST: n rakennustoiminnalle ja keskustelen pian tulevista astrostatistisista haasteista LSST-tietojen kanssa.


11:30 - Jeremy Kubica - Asiat, jotka haluaisin tietävän grad-koulussa: pohdintoja asteroidien yhdistämisen algoritmitutkimuksesta

Noin 10 vuotta sitten valmistuin diplomityöni algoritmeista paikkatietoyhdistelmien tehokkaalle löytämiselle. Tämän työn taustalla oli ongelma yhdistää asteroidihavainnot suurissa tutkimuksissa. Aikana siitä, kun aloitin tämän tutkimuksen, olen tehnyt paljon yleisiä virheitä ja oppinut parhaita käytäntöjä, jotka haluaisin tuntevani vähän aikaisemmin.Tässä keskustelussa keskustelen työstäni asteroidien yhdistämisessä, pohdin joitain prosessin aikana tekemiäni yleisiä virheitä ja keskustelen ohjelmistokehityksen käytännön näkökohdista, jotka haluaisin tuntevani jatko-koulun aikana.


13:30 - Pavlos Protopapas - klusterointiin perustuva ominaisuuksien oppiminen muuttuvilla tähdillä

Tässä keskustelussa keskustelen nykyisestä tutkimusyhteistyöstä, joka luokittelee kaikki havaitut taivaalla olevat kohteet. Tämän keskustelun painopiste on valvomattomalle ominaisuuksien oppimisalgoritmille, joka on suunniteltu muuttuville tähdille. Tämä menetelmä oppii valokäyrien esityksen tiedoista, kuormittamatta tähtitieteilijöitä tarpeesta viettää aikaa parhaiden tilastollisten kuvaajien löytämiseen ja vähentää tilastomallien sopivuuteen liittyviä laskennallisia kustannuksia. Ehdotettu algoritmi oppii ominaisuudet sekä leimattujen että leimaamattomien valokäyrien avulla, voittamalla ennakkoarvot, jotka syntyvät, kun oppimisprosessi tapahtuu vain leimattujen käyrien avulla.


14:00 - Ashish Mahabal - Täydellinen luokitushalu

Lähitulevaisuuden tutkimukset tuottavat heikompia ja paljon enemmän transientteja kuin koskaan ennen. Näiden luokitteleminen reaaliajassa välttäen spektroskooppia niin pitkälle kuin mahdollista, vaatii maailmankaikkeuden laskennan, joka sisältää tutumpien luokkien heikommat ja / tai kaukana levyltä olevat laajennukset. Ja tämä on tehtävä läpikuultavilla, heteroskedastisesti meluisilla, harvoilla valokäyrillä. Esimerkiksi LSST: llä on paljon havaintoja ja silti vain 200 suodatinta kohti kymmenen vuoden aikana tietylle objektille. Esittelemme muutamia mahdollisuuksia polunhakuohjelmien, kuten CRTS: n ja PTF: n, avulla, vain tuoda esiin suurempia haasteita.


14:30 - Mike Lund - Eksoplaneettojen kauttakulku LSST: llä: harvaan otettujen valokäyrien haaste

Suuri synoptinen mittausteleskooppi tarjoaa valokäyrät & # 1261 miljardille tähdelle. Pienelle osalle näistä tähdistä tulee & # 12610 000 havaintoa kuudella kaistalla 10 vuoden aikana, ja tälle pienelle osajoukolle olemme soveltaneet menestyksekkäästi algoritmeja, joita käytetään yleisesti planeetan etsinnässä kauttakulkuna osoittaaksemme, että aurinkopaneelien ulkopuoliset planeetat voidaan havaita useille tähti-isännille ja planeettaparametreille. Suurin osa tähdistä havaitaan kuitenkin vain & # 1261 000 kertaa kymmenen vuoden aikana. Näiden valokäyrien erittäin harvoin näytteistetyn luonteen vuoksi olemme havainneet, että planeettojen kauttakulkua varten yleisesti käytetyillä algoritmeilla on hyvin alhainen onnistumisaste. Esitämme simuloitujen valokäyrien tietojoukot tilastollisena haasteena menetelmille, joita voidaan käyttää havaitsemaan pieni jaksollinen signaali pienessä, harvaan näytteistetyssä valokäyrässä. Ratkaisut tähän ongelmaan voivat lisätä huomattavasti LSST: n havaitsemien planeettojen määrää sekä soveltua Gaia- ja Hipparcos-tietoihin.


16:30 - Jeff Newman - Tilastolliset haasteet fotometrisille punasiirtymille

Tässä kommentoinnissa korostan joitain keskeisiä haasteita fotometristen punasiirtymien määrittämisessä ja kalibroinnissa tuleville hankkeille, kuten LSST. Parannetuilla tilastollisilla menetelmillä voi olla tärkeä rooli sen varmistamisessa, että LSST-punasiirtymäennusteet ovat mahdollisimman tarkkoja, maksimoimalla teleskoopin tieteellinen tuotos.


16.10 - Carlos L & oacutepez-Sanjuan - Todennäköisyysfunktiot puolueettomille tilastollisille arvioille monisuodatetuissa tutkimuksissa

Fyysisten prosessien paljastaminen havaittujen galaksiominaisuuksien ulkopuolella on yksi seuraavan vuosikymmenen ekstragalaktisen astrofysiikan päätavoitteista. Tämän tavoitteen saavuttamiseksi tarkan galaksijakauman tulisi arvioida rajoittavan fenomenologisia, puolianalyyttisiä ja kosmologisia malleja ja lopulta erottelemaan galaksin muodostumisen ja evoluutiofysiikan.
J-PAS (Javalambre - Kiihtyvän maailmankaikkeuden astrofyysisen tutkimuksen fysiikka) kartoittaa 8500 astetta 2 pohjoisesta pallonpuoliskosta 54 vierekkäisellä keskikaistaisella (& # 126145 & Acirc) suodattimella 3700 & Acirc

9200 & Acirc. Näiden 56 optisen kaistan syvyys on & # 126 22,5 (5 & sigma AB), valintarajana r th

8.30 - Coryn Bailer-Jones - Johtopäätös Gaiasta

Gaia-satelliitti tutkii tällä hetkellä koko taivaan palloa 20: een voimakkuuteen saamalla astrometrian, fotometrian ja matalan resoluution spektrofotometrian miljardilla tähtitieteellisellä lähteellä sekä säteittäisillä nopeuksilla yli sadalle miljoonalle tähdelle. Päätavoitteena on selvittää galaksissamme muodostuminen ja evoluutio määrittämällä sen tähtien 3D-sijainnit, -nopeudet ja fyysiset ominaisuudet. Gaian ainutlaatuinen piirre on parallaksien ja oikean liikkeen mittaaminen toistaiseksi vertaansa vailla olevalla tarkkuudella. Tutkimuksena useimpien kohteiden fysikaaliset ominaisuudet ovat etukäteen tuntemattomia. Tässä hahmotellaan joitain menetelmiä, joita Gaia-konsortio käyttää luokittelemaan esineitä ja arvioimaan astrofysikaalisia parametreja Gaia-tiedoista. Selitän myös, että vaikka parallakseja käytetään etäisyyksien saamiseen tähtiin, paras estimaattori etäisyydestä ei ole pelkästään parallaksin käänteinen. Etäisyyksien arvioiminen on sen sijaan päättelyongelma, jolle priorin määrittely on väistämätöntä.


9.00 - Laurent Eyer - Gaian aikasarjojen analysoinnin haasteet

Gaia DPAC -konsortion näkökulmasta esitetään yleiskatsaus ja muuttujien käsittely- ja analysointitehtävien haasteet. Mitkä ovat menetelmät, joita käytämme käsittelemään Gaia-tietojen globaalia analyysiä. Tavoitteenamme on havaita systemaattisesti muuttujaobjektit, luokitella ne, johtaa ominaisparametrit tietyille vaihteluluokille ja antaa globaalit kuvaukset taivaankappaleiden muuttuvista ilmiöistä. Myös Gaian yleinen julkaiseskenaario esitetään.


9:30 - David Jones - Havainnoinnin aikataulu reaaliaikaiselle valokäyräluokitukselle

Koska kaukoputken aika on rajallinen, reaaliaikainen valokäyräluokittelu edellyttää huolellisten tulevaisuuden ajankohtien valitsemista, joissa lähteitä tulisi tarkkailla. Ehdotamme uutta todennäköisyyspohjaista mittausta tietojen toimittamista luokitusta varten ja ajoitamme uudet havainnot valitsemalla tulevaisuuden ajat, jotka maksimoivat mittauksemme odotetun arvon. Päätösongelmien yhteydessä tietomittauksellamme on houkuttelevampia ominaisuuksia kuin varianssi- tai hajautettuihin mittareihin, joita käytetään usein havaintojen ajoituksessa, kun tavoitteena on arvio. Lisäksi osoitamme, että mittauksemme täyttää perustavanlaatuisen identiteetin, ja hyödynnämme tätä tulosta saavuttaaksemme laskennallisia etuja vastaaviin tilastomenetelmiin verrattuna, jotka ehdotettiin ensin Box and Hillissä (1967). Käynnissä oleviin laajennuksiin kuuluu menetelmän soveltaminen, kun meillä on havaintoja useilta kaistoilta kullekin lähteelle, ja säätäminen läheisten lähteiden aiheuttaman kontaminaation tai taustasäteilyn vuoksi. Tunnustamme Smithsonian Competitive Grants Fund 40488100HH0043 -tuen ja NSF-apurahan DMS 1208791 tuen.


Klo 10.30 - Michael Wood-Vasey - Supernovae, kyselyt ja tilastot

Aika-ajan pisteiden välisten etäisyyksien mittaaminen maailmankaikkeudessa on avain sen evoluution ja peruskoostumuksen ymmärtämiseen. Yhä suuremmissa tutkimuksissa tutkitaan enemmän universumia sekä ajassa että avaruudessa keskittyen erityisesti pimeän energian ymmärtämiseen, joka tällä hetkellä kiihdyttää maailmankaikkeuden laajenemisnopeutta. Analyysityökalumme ja lähestymistapojemme on kasvettava näiden tietojen kanssa ja niitä valmisteltaessa.
Aloitan tekemällä yhteenvedon pimeän energian mittausten nykytilasta tyypin Ia supernovojen (SNeIa) ja täydentävien koettimien perusteella ja korostamalla tärkeimmät parannusmahdollisuudet. Yhdessä suuren nimen korkeamman punasiirtymän kanssa (0,2 3,5 kuin perinteinen keski-infrapuna- ja optinen valinta. Tämä analyysi perustuu AllWISE-kyselyyn ja pieneen alueeseen Spitzer-tietoja. Keskustelemme sekä algoritmin soveltamisesta 100 neliöasteen Spitzer-kartoitus moniaallonpituisella rikkaalla SDSS Stripe 82 -alueella ja tuloksena olevan korkean punasiirtymän kvasaarien klusterointi-analyysi.
http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0067-0049/219/2/39


13:50 - Youssef Marzouk - Paikallinen lähentäminen MCMC laskennallisesti intensiivisille malleille

Esittelemme uuden kehyksen posteriorisen näytteenoton nopeuttamiseksi laskennallisesti intensiivisillä malleilla, lainaa ideoita deterministisestä approksimaatioteoriasta, johdannaisvapaa optimointi ja kokeellinen suunnittelu. Aikaisemmat pyrkimykset integroida likimääräisiä malleja päätelmiin uhraavat tyypillisesti joko näytteenottajan tarkkuuden tai tehokkuuden, ja työmme pyrkii puuttumaan näihin rajoituksiin hyödyntämällä paikallisten likiarvojen hyödyllisiä lähentymisominaisuuksia. Osoitamme, että likimääräinen Markov-ketjumme näytteitä asymptoottisesti kiinnostuksen tarkasta takajakaumasta, ja kuvailemme algoritmin muunnelmia, jotka hyödyntävät rinnakkaisia ​​laskennallisia resursseja. Tulokset viittaavat siihen, että kun todennäköisyydellä on jonkin verran paikallista säännöllisyyttä, malliarviointien määrää MCMC-vaihetta kohti voidaan vähentää huomattavasti ilman, että Monte Carlon keskiarvoa painotetaan. Yhteistyö Patrick Conradin (MIT), Andrew Davisin (MIT), Natesh Pillain (Harvard) ja Aaron Smithin (Ottawa) kanssa.


14:20 - David Stenning - Bayesianalyysi useista tähtipopulaatioista galaktisissa pallomaisissa klustereissa

Tietokonemallit ovat yhä yleisempiä erilaisissa tieteellisissä olosuhteissa. Nämä mallit asettavat haasteita, koska tuloksena olevaa todennäköisyystoimintoa ei voida suoraan arvioida. Esimerkiksi astrofyysikot kehittävät tietokonemalleja, jotka ennustavat tähden fotometriset suuruudet syöteparametrien kuten iän ja kemiallisen koostumuksen funktiona. Tavoitteena on käyttää tällaisia ​​malleja pallomaisten klustereiden gravitaatioon sidottujen, jopa miljoonien tähtien kokoelmien fysikaalisten ominaisuuksien johtamiseen. Hubble-avaruusteleskoopin viimeisimmät havainnot antavat todisteita siitä, että pallomaiset ryhmät isännöivät useita tähtipopulaatioita, samaan populaatioon kuuluvilla tähdillä on tiettyjä fyysisiä ominaisuuksia. Upotamme fysiikkaan perustuvat tietokonemallit tilastolliseen todennäköisyysfunktioon, joka olettaa hierarkkisen rakenteen parametreille, joissa fyysiset ominaisuudet ovat yhteisiä (i) ryhmälle kokonaisuudessaan tai (ii) klusterin yksittäisille populaatioille tai ovat ainutlaatuisia (iii) yksittäisiin tähtiin. Mallin sovituksessa on käytetty Bayesin lähestymistapaa, ja suunnittelemme mukautuvan MCMC-mallin, joka parantaa huomattavasti lähentymistä sen edeltäjään, ei-adaptiiviseen MCMC-algoritmiin nähden. Menetelmämme on merkittävä edistysaskel tavanomaiseen käytäntöön verrattuna, johon kuuluu yhden tietokonemallin sovittaminen vertaamalla niiden ennusteita yhteen tai useampaan dimensioihin.


15:30 - Michelle Ntampaka - Galaktiryhmien nopeuden jakautumistoiminto kosmologisena koettimena

Esittelen uuden lähestymistavan galaksiryhmien runsauden kvantifioimiseksi ja kosmologisten parametrien rajoittamiseksi dynaamisten mittausten avulla. Vakiomenetelmässä galaksin näkökentän (LOS) nopeuksia tai nopeusdispersioita käytetään klusterimassojen päättelemiseen halogeenimassan funktion (HMF) kvantifioimiseksi. Massamittausvirheet vaikuttavat voimakkaasti tähän tekniikkaan. Uudessa menetelmässämme näytteiden jokaisen klusterin nopeuksien todennäköisyysjakauma summataan uuden tilaston luomiseksi, jota kutsutaan nopeuden jakautumisfunktioksi (VDF). VDF voidaan mitata suoremmin ja tarkemmin kuin HMF, ja se voidaan myös ennustaa vankasti kosmologisilla simulaatioilla, jotka sieppaavat subhalojen tai galaksien dynamiikan. Sovellamme näitä kahta menetelmää klusteriluetteloiden pilkkaamiseen ja ennustamme aineen tiheysparametrin & Omegan harhaa ja rajoituksiam ja aineen vaihteluiden amplitudi & sigma8 litteissä lambda CDM-kosmologioissa. Esimerkkinä 200 massiivisesta klusterista VDF rajoittaa parametriyhdistelmää & sigma8 & Omegam 0,29. Virheiden lisääminen osoittaa 68 prosentin rajoitusten merkityksettömän laajentumisen vain pienellä puolueellisuudella. Dynaamisilla massavirheillä varustettu HMF on kuitenkin puolueellinen matalalle & Omega-arvollem ja korkea & sigma8 ja vertailumalli on selvästi ennusteiden rajojen ulkopuolella, ennen kuin otetaan huomioon Eddingtonin puolueellisuus. Kun VDF yhdistetään kosmisen mikroaaltotaustan (CMB) rajoituksiin, kosmologisten parametrien välistä degeneraatiota voidaan vähentää merkittävästi. Tulevat spektroskooppiset tutkimukset, jotka tutkivat suurempia määriä ja himmeämpiä voimia, antavat suuremman määrän klustereita VDF: n soveltamiseksi kosmologisena koettimena.


15:50 - Yen-Chi Chen - Kosminen verkon jälleenrakennus tiheysharjanteita käyttäen

Hehkulankarakenteiden havaitseminen ja karakterisointi kosmisessa verkossa antaa kosmologien rajoittaa parametreja, jotka sanelevat maailmankaikkeuden evoluutiota. Kosmisten filamenttien havaitsemiseksi ehdotamme tiheysharjan mallia ja esitämme alitilan rajoitetun keskimääräisen siirtymän algoritmin. Tiheysharjanteet ovat kokoelma käyriä, jotka edustavat suuren tiheyden alueita. Vertaamalla tiheysharjoja sekä tasoitettuihin hiukkasten hydrodynamiikan simulaatioihin että Sloan Digital Sky Survey -tutkimukseen, havaitsimme, että useat galaksien ominaisuudet, mukaan lukien pääakselit, väri, tähtien massa ja koko, liittyvät kaikki filamentteihin.

Torstaina 9. kesäkuuta

8.30 - Tamara Broderick - Nopea ja kestävä kvantifiointi vaihtelevilla Bayeillä

Bayesin analyysissä takaosa seuraa tiedoista sekä priorin ja todennäköisyyden valinnasta. Nämä valinnat voivat olla jonkin verran subjektiivisia ja vaihdella kohtuullisesti tietyllä alueella. Siksi haluamme mitata takaosan herkkyyden vaihteluille näissä valinnoissa. Vaikka vankan Bayesin kenttä on muodostettu tämän ongelman ratkaisemiseksi, sen työkaluja ei käytetä yleisesti käytännössä. Tärkeä myötävaikuttava syy tälle puutteelle on vaikeus laskea kestävyysmittauksia MCMC-piirtojen perusteella, joilta puuttuu usein yleisluontoisuus tai jotka edellyttävät lisäkoodausta tai laskentaa. Osoitamme, että toisin kuin MCMC, variaatio Bayes (VB) -tekniikat soveltuvat helposti kestävyysanalyysiin. Koska VB heittää takaosan johtopäätöksen optimointiongelmaksi, sen metodologia perustuu kykyyn laskea takaosamäärien johdannaiset malliparametrien suhteen, jopa hyvin monimutkaisissa malleissa. Käytämme tätä oivallusta kehittääksemme paikallisia aikaisempia kestävyysmittauksia keskikentän variaatio Bayesille (MFVB), ​​joka on erityisen suosittu VB-muoto.


9:00 - Hyungsuk Tak - Hylkivä ja houkutteleva metropolialgoritmi multimodaalisuudelle

Tilastollinen haaste, joka syntyy Bayesin estimaatissa aikaviiveistä gravitaatiolinssillä varustettujen kvasaarien valokäyrien joukossa, on aikaviiveparametrien multimodaalinen posteriorinen jakauma. Suosittu Markov-ketjun Monte Carlon strategia multimodaalisuuden käsittelemiseksi on karkaisu. Valitettavasti tämä strategia vaatii tyypillisesti laajaa ja aikaa vievää viritystä ja on yleensä laskennallisesti kallista. Ehdotamme vastustavaa ja houkuttelevaa Metropolis (RAM) -algoritmia, joka nopeuttaa Markov-ketjun hyppäämistä multimodaalijakauman tilojen välillä yksinkertaisella ja nopealla tavalla. RAM-algoritmi on pohjimmiltaan Metropolis-Hastingsin algoritmi, joka sisältää ehdotuksen, joka koostuu alamäkeen tiheyden liikkeestä, jonka tarkoituksena on tehdä paikallisista tiloista vastenmielinen, jota seuraa ylämäkeen siirtyminen tiheydessä, jonka tarkoituksena on tehdä paikallisista moodeista houkuttelevia. Alamäkeen liike saavutetaan vastavuoroisen Metropolis-suhteen avulla siten, että algoritmi suosii alaspäin suuntautuvaa liikettä. Ylämäkeen liike toimii päinvastoin käyttämällä standardia Metropolis-suhdetta, joka suosii ylöspäin suuntautuvaa liikettä. Tämä tiheyden alaspäin suuntautuva liike lisää ehdotetun siirtymisen todennäköisyyttä toiseen moodiin. Koska ehdotuksen hyväksymistodennäköisyyteen liittyy integroimattomien integraalien suhde, otamme käyttöön apumuuttujan, joka tuo termin, joka kumoutuu ratkeamattoman suhteen suhteen. Kahden esimerkin avulla osoitamme RAM-algoritmin potentiaalin tutkia multimodaalijakaumaa tehokkaammin ja vähemmän virityksellä kuin karkaisuun perustuvat menetelmät yleisesti edellyttävät.
http://arxiv.org/abs/1601.05633


9:20 AM - Layne Price - Ei-parametriset Bayes ja kosminen reionisaatio

Thomsonin optinen syvyys rajoittaa kosmisen reionisaation ajavien varhaisgalaksien ominaisuuksia. Käyttämällä ei-parametrista Bayesin mallintamista lasken Thomsonin optiselle syvyydelle herkän Planckin CMB-polarisaatio- ja lämpötiladatan perusteella neutraalien galaktisten väliaineiden sisään tulevan ionisoivan vuon poistumisosuuden punaisen siirtymän todennäköisyydet. Annan myös tuloksia galaksin valovoimatoiminnon teholliselle kasautumiskertoimelle ja heikon pään suuruusrajalle z> 6.
Perustuu menetelmiin, jotka ovat julkaisuissa 1507.02685, 1403.5849, 1403.5922


9:40 AM - Brendon Brewer - Todennäköisyysluettelot ja muu

Suuri määrä tähtitieteen analyysiongelmia voidaan pitää Bayesin seoksen mallinnusongelmina. Niiden lähestyminen tästä näkökulmasta voi olla erittäin hedelmällistä. Vaikka laskennallinen taakka on suurempi, tietojen tieteellistä potentiaalia voidaan joissakin tapauksissa lisätä huomattavasti. Esitän viimeisimmät tulokset, joissa päätellään tumman alarakenteen massa linssigalaksissa ja erotetaan eksoplaneettasignaalit tähtien aktiivisuudesta radiaalinopeustiedoissa.


10:30 - Rebekah Dawson - Keplerin kulkevien planeettojen luonnehdinta korreloivan melun läsnäollessa

Kepler-operaatio on löytänyt tuhansia auringon ulkopuolisia planeettoja ja planeettakandidaatteja, jotka ovat mahdollistaneet Keplerin erittäin tarkan fotometrian. Tarkkuuden parantaminen on kuitenkin tuonut esiin uusia tilastollisia haasteita eksoplaneettojen havaitsemisessa ja karakterisoinnissa korreloivan melun läsnä ollessa. Nämä haasteet ovat kohdanneet monia mielenkiintoisimpia eksoplaneettoja Maan kaltaisista planeetoista planeettajärjestelmiin, joiden kiertoradiodynamiikka asettaa tärkeitä rajoituksia planeettajärjestelmien muodostumiselle ja kehittymiselle. Keskityn korreloivan melun ongelmaan transiittisten eksoplaneettojen karakterisoimiseksi kauttakulkuaikavaihteluiden avulla. Esitän vertailun useista tekniikoista, joissa käytetään aaltoja, Gaussin prosesseja ja polynomipinoja koreloituneen melun huomioonottamiseksi todennäköisyysfunktiossa, kun päätellään planeettaparametreja. Korreloidun melun huomioon ottaminen on välttämätöntä Kepler-operaation ja tulevien kauttakulkevien planeettatehtävien, kuten TESS ja PLATO, täysimääräisen hyödyntämisen kannalta.


Klo 11.00 - Daniel Foreman-Mackey - Pitkän ajan kauttakulkevat eksoplaneetat ja niiden väestö

Kepler-operaatio on löytänyt tuhansia eksoplaneettoja ja mullistanut ymmärryksemme niiden väestöstä. Tämä suuri, homogeeninen luettelo löydöksistä on mahdollistanut perusteellisen tutkimuksen eksoplaneettojen ja aurinkopaneelin ulkopuolisten planeettajärjestelmien esiintymisnopeudesta niiden fyysisten ominaisuuksien funktiona. Keplerin kaltaiset kauttakulkututkimukset ovat herkempiä planeetoille, joiden kiertoradat ovat lyhyemmät kuin aurinkokuntamme dynamiikkaa hallitsevat kaasujätti-planeetat. Olen kehittänyt täysin automatisoidun menetelmän pitkän aikavälin kauttakulkuplaneettojen löytämiseen ja karakterisointiin, joissa vain yksi tai kaksi kulkua Keplerin arkistovalokäyrissä.Koska menetelmä ei sisällä ihmisen väliintuloa, voin myös mitata tarkasti löydösten täydellisyystoiminnon ja asettaa rajoituksia eksoplaneettojen esiintymisnopeudelle yli 2 vuoden kiertoradalla. Esittelen tämän menetelmän ja osana tätä projektia kehitetyt tilastolliset välineet.


11:30 - Angie Wolfgang - Pienien planeettojen sävellysten aikariippuvainen monimuotoisuus: hierarkkinen Bayesin mallintaminen kulkevien eksoplaneettamassojen, säteiden ja jaksojen kautta

Eksoplaneetat, jotka kulkevat isäntätähtensä kautta, tarjoavat ainutlaatuisen mahdollisuuden tutkia planeettojen muodostumisprosessien tuottamia planeettakoostumuksia. Kun näille planeetoille voidaan saada massamittaus, se voidaan yhdistää sen kauttakulun syvyydestä pääteltyyn säteeseen, jolloin saadaan planeettojen tiheys. Irtotiheyksien jakautuminen, vastaava sallittujen koostumusten alue ja miten nämä ominaisuudet muuttuvat etäisyyden funktiona isäntätähteistään, ovat tärkeitä rajoituksia planeetan muodostumisteorialle.
Tässä tutkitaan näitä suhteita hierarkkisella Bayes-mallilla (HBM) massan säde-jakson (M-R-P) riippuvuudesta matalan massan (th

9:00 AM - Yao-Yuan Mao - Simulaatiot ja galaksi-halo-yhteys

Pimeän aineen simulaatiot tarjoavat vankat ja skaalattavat ennusteet ainejakaumasta tietylle kosmologialle. Koska pimeä aine ei ole suoraan havaittavissa, useimmissa tapauksissa, kun verrataan pimeän aineen simulaatioita havaintoihin, meidän on oletettava tietty malli galaksi-halo-yhteydelle. Tässä keskustelussa keskustelen viimeisimmistä kehityssuunnista runsauden sovittamistekniikassa, empiiristen mallien kanssa kohtaamissamme haasteissa ja myös vaihtoehtoisista lähestymistavoista galaksi-halo-yhteyteen pimeän aineen simulaatioiden kanssa.


9:30 - Greg Snyder - pilkuhavainnot ja galaksien morfologiatilastot kosmologisista vesisimulaatioista

Kuvaan pyrkimyksiä luoda ja käyttää synteettisiä tietoja kosmologisesta 3D-hydrodynamiikasta yhdistettynä astrofysikaalisten prosessien malleihin. Nämä ponnistelut kattavat laajan määrän äänenvoimakkuutta ja yksityiskohtia - ensimmäistä tarvitaan galaksien monimuotoisuuden kaappaamiseen ja toista mallien kehittämiseen mittakaavassa, jolla on merkitystä korkean resoluution havainnoille. Keskustelen erityisesti työstämme miljoonien synteettisten kuvien luomiseksi ja analysoimiseksi, jotka on saatu viimeaikaisesta suuresta hydrodynaamisesta simulointityöstä Illustris-projektista. Viimeaikaisiin tuloksiin sisältyy optisen galaksirakenteen, massan, tähtien muodostumisnopeuden ja dynamiikan välisten korrelaatioiden karkea mallintaminen ja yhä realistisempien palautefektien toteuttaminen. Monia avoimia kysymyksiä on edelleen jäljellä, kuten palautteen luonne, kaasun ja metallin kierto, pullistumien ja mustien aukkojen, pölyn ja galaksirakenteiden evoluutiohistoria. Vaikka nykyiset ja tulevat tietojoukot voivat mitata kaoottisten prosessien tuloksia, jotka muokkaavat massiivisten galaksien elämää kosmisen ajan kuluessa, ne eivät voi täysin tulkita näitä hienovaraisia ​​ja monipuolisia vaikutuksia ilman suuria, yksityiskohtaisia ​​ennusteita. Tästä syystä parhaita vertailukohtia tutkimusten hyödyntämisessä galaksien ymmärtämiseksi ovat simulaatiot, joissa on täysi avaruus- ja spektrirealismi, mukaan lukien tähtien muodostuminen, fotoionisaatio, sulautumiset, vuorovesi, tähtiä muodostavat kokkareet, pöly ja AGN. Näiden tavoitteiden saavuttamiseksi suosittelen järjestelmällisesti pilkata suurten hydrodynaamisten simulaatioiden sarjaa ja korreloida nämä pilkkatiedot galaksien sisäisten fyysisten historioiden mallintamiseen.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.454.1886S
http://adsabs.harvard.edu/abs/2015A%26C. 13. 12N
http://adsabs.harvard.edu/abs/2015MNRAS.451.4290S


9:50 - Richard Galvez - Tumma säteily ja ylimääräiset neutriinot varhaisessa maailmankaikkeudessa: mitkä ovat todelliset rajoitukset, jotka voidaan tehdä CMB- ja BBN-havainnoista?

Kosmisen mikroaaltotaustasäteilyn (CMB) havaintoja ja valoelementtien pyhäinjäännöksiä käytetään tyypillisesti rajoittamaan varhaisen maailmankaikkeuden relatiivisten lajien tehokasta määrää (Neff). Tässä keskustelussa näytämme, missä määrin CMB-mittausten ja Big Bang Nucleosynthesis (BBN) -havaintojen ennusteet katkaistaan, kun annetaan tarkka ennuste tehokkaiden neutriinolajien määrästä. Havaitsemme, että rajoituksiin vaikuttaa voimakkaasti, jos otetaan huomioon neutriinolämpötilan skaalaus siten, että neutriinon energiatiheys pysyy kiinteänä, mikä voidaan tuottaa erilaisissa fenomenologisissa tilanteissa. Tämä vapaus neutriinojen tehollisen määrän mittaamisessa avaa uuden ikkunan fysiikkaan hiukkasfysiikan vakiomallin ulkopuolelle. Se sallii myös jännitteiden lieventämisen maanpäällisten detektorikokeiden välillä, jotka näyttävät suosivan tilastollisesti viittä neutriinolajia, kun taas kosmologiset mittaukset näyttävät suosivan kolmesta neljään. Keskustelemme myös näiden näkökohtien vaikutuksesta BBN: n litiumongelmaan.


10:40 AM - Duane Lee - Korttisi pelaaminen oikein: johdetaan nukleosynteettiset tuotto- ja tapahtumarajoitukset halo- ja UFD-tähtien havainnoista

Kahden viime vuosikymmenen aikana on tehty monia edistysaskeleita pyrittäessä mallintamaan galaktista kemiallista evoluutiota ja määrittämään tähtien evoluution yksityiskohdat, kuten esim. Iän ja metallisuuden väliset korrelaatiot. Lisäksi pyrkimykset paljastaa tähtien nukleosynteesin yksityiskohdat perittyjen rikastumisten, sisäisten nukleosynteettisten prosessien, binaarisen koevoluution rikastumisen ja supernovan aikana tapahtuneen räjähtävän nukleosynteesin tuloksena ovat tuottaneet suuria voittoja tähtien nukleosynteesin perusteiden ymmärtämisessä. Monet näistä voitoista tehtiin rakentamalla yksityiskohtaiset simulaatiot tähtien suuresta massasta ja tutkimalla yksittäisten tähtien kemiallisia runsausmalleja. Keskustelen puheessani vaihtoehtoisesta tavasta dekoodata tähdissä nähdyt kemialliset runsaudet massana valaisemaan esiasteiden "luontaista" nukleosynteesiä ytimen romahtamisen SN-massaspektriin. Lisäksi käsitelty analyysi voi paljastaa oivalluksia Tähtien muodostumisen stokastisesta luonteesta eri galaktisissa ympäristöissä autetaan tunnistamaan todennäköisten nukleosynteettisten kohtien tähtien massaspektrin sijainti erilaisille neutroninsieppauselementeille ja tutkitaan kaikkien elementtien massasta riippuvat saantomahdollisuudet ja suuntaukset.


Klo 11.00 - Gwendolyn Eadie - Pimeän aineksen massan päätteleminen pallomaisesta 3D-kinematiikasta

Olemme kehittäneet Bayesin menetelmän Linnunradan massa- ja kumulatiivisen massaprofiilin arvioimiseksi, joka käyttää Galaktisten satelliittien sijainteja ja nopeuksia. Alustava analyysi, jossa käytettiin pallomaisten ryhmittymien ja kääpiögalaksien kinemaattisia tietoja ja olettaen yksinkertainen Hernquist (1990) -malli, palautti Linnunradan massaestimaatin, joka on sopusoinnussa monien muiden tutkimusten kanssa (ks.Eadie, Harris ja amp Widrow 2015). . Tutkimuksessamme kuitenkin havaitsimme, että sekä suurnopeusobjekteilla että mittausepävarmuuksilla on voimakas vaikutus arvioituun massaan. Siksi olemme kehittäneet tapa sisällyttää mittausepävarmuudet käsittelemällä kaikki satelliittien sijainnit ja nopeudet parametreina hierarkkiseen Bayesin malliin (katso Eadie et ai., JSM Proceedings 2015, Physical & amp Engineering Sciences, 792-799, Eadie et al. 2016 valmistelussa), Olemme myös alkaneet käyttää realistisempaa mallia Linnunradalle. Tässä keskustelussa annan johdannon menetelmäämme ja keskustelen viimeisimmistä tuloksistamme.


SKA lanseeraa ensimmäisen tiedetiedehaasteen tähtitiedeyhteisölle

SKA: n päämaja 26. marraskuuta 2018 & # 8211 Neliökilometrijärjestö (SKAO) julkaisee tänään kaikkien aikojen ensimmäisen Science Data Challengen, joka antaa tähtitieteilijöille maistaa SKA: n tuottamia erittäin yksityiskohtaisia ​​kuvia.

SKAO: n Project Science -tiimin kehittämä haaste vaatii analyysin datasimulaatioilla luotuista korkean resoluution kuvista. Tutkijoita kutsutaan lataamaan kuvat ja käyttämään omaa ohjelmistoa lähteiden etsimiseen, tunnistamiseen ja luokittelemiseen.

Data Challenges -sarjan päätavoitteena on valmistaa tiedeyhteisö sellaisille datatuotteille, joita he saavat SKA: n havainnoista, ja kerätä arvokasta palautetta, joka antaa tietoa tietojen vähentämismenettelyjen kehityksestä.

"Testaamme menetelmiä esineiden löytämiseksi ja luokittelemiseksi tehokkaasti ja tarkasti - SKA-kuvissa on paljon lähteitä, joten tämä prosessi on automatisoitava", sanoo SKA: n tiedejohtaja tohtori Robert Braun. "Haluamme tietää, mitä tähtitieteilijät voivat päätellä näistä kuvista, ja mikä on johtanut heidät näihin johtopäätöksiin."

"Olemme myös innokkaita, että tähtitieteen ja fysiikan laajempi yhteisö osallistuu haasteeseen radioyhteisön ulkopuolella, jotta voimme jakaa heidän asiantuntemustaan ​​ja ideoitaan", Dr.Braun lisää.

Ensimmäinen Science Data Challenge koostuu yhdeksästä suuresta kuvasta, joista kukin on noin 32 000 pikseliä kummallakin puolella ja kooltaan 4 Gt. Ne osoittavat, kuinka SKA: n Etelä-Afrikassa sijaitseva keskitaajuusryhmä näkisi radiotaivaan kolmella eri taajuudella (560 MHz, 1,4 GHz ja 9,2 GHz) ja kolmella syvyydellä: kahdeksan tuntia, 100 tuntia ja 1000 tuntia tarkkailla aikaa.

Tähtien muodostavat galaksit ovat 10 miljoonan lähteen joukossa datahaastekuvissa. (Luotto: SKA-organisaatio)

Pidempi havainnointi antaa tähtitieteilijöille mahdollisuuden nähdä syvemmälle maailmankaikkeuteen paljastaen enemmän esineitä näkökentässä. Future Science Data Challenges simuloi myös SKA: n Australiassa sijaitsevan matalataajuisen teleskoopin tietojoukkoja.

"Tämä on poikkeuksellisen yksityiskohtainen kuvaus taivaasta, joka tarjoaa runsaasti tietoa tähtitieteilijöille", kertoo SKA-projektitutkija tohtori Anna Bonaldi, joka on johtanut datahaasteen kehitystä. "Olemme innoissamme siitä, mitä kollegamme kykenevät hyödyntämään tästä ja tulevista haasteistamme, jotka kehittyvät asteittain kehittyneemmiksi lähivuosina.

"Kunkin 4 Gt: n kokoiset kuvat ovat jo monimutkaisia, mutta ne ovat vain murto-osa koko SKA-kuvasta, joten voimme ajatella tätä" lämpenemisenä "saadaksemme ihmiset valmiiksi paljon isompiin asioihin!"

Kuvien luomiseksi tohtori Bonaldi käytti tilastollista mallia kaikenlaisille lähteille, joita esiintyy kaikkialla maailmankaikkeudessa, perustuen viimeisimpiin taivastutkimuksiin, jotka tehtiin monilla eri taajuuksilla. Tämä antoi hänelle mahdollisuuden ennustaa, mitä SKA erittäin herkänä teleskooppina pystyy näkemään.

Lähteitä on noin 10 miljoonaa kahdessa kategoriassa: tähtiä muodostavat galaksit, kuten oma Linnunradamme, ja aktiiviset galaktiset ytimet (AGN), jotka on otettu Manchesterin yliopiston DRAGN-Atlas-luettelosta, luettelosta korkealaatuisista kuvista radiogalakseista.

Tämä on ensimmäinen SKAO: n suunnittelema datahaasteiden sarja, joista osa keskittyy tieteeseen, mutta toiset käsittelevät aiheita, kuten ohjelmistoalgoritmeja tai tiedonsiirtokysymyksiä.

"Tämä on tärkeä hetki matkallamme kohti tieteellisten tulosten tuottamista SKA-teleskoopeilla muutaman vuoden kuluttua", sanoo SKA: n pääjohtaja professori Philip Diamond.

"Yhteisön tuominen mukanaan näitä haasteita tarkoittaa, että voimme olla varmoja paitsi maailmanluokan kaukoputken rakentamisesta myös käyttäjien yhteisön valmiiksi ja tekniikoista ja järjestelmistä, jotta nämä käyttäjät voivat päästä maahan, kun SKA on toiminnassa. "

Tähän ensimmäiseen Data Challenge -ohjelmaan 15. maaliskuuta 2019 mennessä lähetetyt vastaukset arvioidaan ja esitetään seuraavan kuukauden SKA-tiedekokouksessa. Täydelliset tiedot osallistumisesta ovat saatavilla SKA Science -sivustolla.


CHIME täyttää lupauksensa ja sitten jotkut

Kuinka kanadalaiset murtautuivat nopeiden radiopuhallusten havaitsemisen salaisuuden ja tekivät paljastumisesta vedenpaisumuksen.

"Tähtitieteilijät löytävät kerran vuodessa tai niin uudentyyppisen salaperäisen tapahtuman maailmankaikkeudesta", kertoo Perimeter-tiedekunnan jäsen Kendrick Smith. ”1960-luvulla pulssit olivat odottamaton mysteeri 70-luvulla, gammasäteily oli yllätys ja niin edelleen. 2000-luvulla salaperäinen yllätyksemme on nopea radiopuhallus. "

Yllätys tapahtui ensimmäisen kerran vuonna 2007, jolloin arkistotietoja kammivat tähtitieteilijät huomasivat jotain outoa: uskomattoman lyhyen radiotaajuisen valon pulssin, joka näytti tulevan hyvin galaksin ulkopuolelta. Se oli heikko - heikko kuin kuulta lähetetty matkapuhelinsignaali - mutta se ei selvästikään käynnistynyt tällä tavalla. Minkä tahansa signaalin tuottajan on täytynyt vapauttaa niin paljon energiaa muutamassa millisekunnissa kuin Aurinkomme 80 vuoden aikana.

Metsästys useampaan näistä pulsseista - jotka nimettiin ”nopeaksi radiopurskeiksi” ja joita alettiin kutsua FRB: ksi - alettiin heti. Mutta vuosikymmenen intensiivisen haun jälkeen vain 25 muuta henkilöä saapui paikalle. Hämmästyttävän vain yksi näytti toistavan.

Niin vähän kirjattuja tapahtumia, fyysikot kehittivät enemmän FRB-teorioita kuin heillä oli FRB-havaintoja. Niin pienellä datalla edistyminen voi vain ryömiä eteenpäin. Kaikki muuttui uuden teleskoopin, Kanadan vetyintensiteettikartoituskokeen tai CHIME: n käyttöönoton myötä. CHIME, johon osallistuu noin 50 tutkijaa Perimeteristä, McGillistä, Toronton yliopistosta, Brittiläisen Kolumbian yliopistosta ja Kanadan kansallisesta tutkimusneuvostosta ja joka sijaitsee BC: n Okanagan-laaksossa, CHIME on ensimmäinen uusi kanadalainen kaukoputki vuosikymmenien ajan.

"Se oli jännittävää", sanoo Smith, joka toimii Daniel Perhe James Peeblesin puheenjohtajana Perimeterillä. ”CHIME on pieni, vain Kanadassa toteutettava projekti maailmassa, joka on täynnä valtavia kansainvälisiä yhteistyötoimia. Tämä oli mahdollisuus tehdä Kanadasta johtava yksi astrofysiikan kuumimmista ongelmista. "

CHIMEn vahvuudet - ja haasteet - johtuvat sen epätavallisesta suunnittelusta. Yleisempien kääntyvien levyjen sijaan CHIME: lla on neljä rinnakkain kulkevaa puolisylinteriä, joista jokainen muistuttaa rullalautailijan puoliputkea. Vaikka useimmat kaukoputket kääntyvät keskittyä tutkittavaan kohteeseen, CHIME ei tarkenna ollenkaan. Puoliputket tuijottavat suoraan taivasta kohti ja liikkuvat vain siksi, että ne on asennettu luotettavimpiin liikkuviin osiin, itse maahan. Maapallon kääntyessä teleskoopit lakaistaan ​​taivasta pitkin kuin valokopiolaskuri, joka lakaisee paperia. Vastaavasti: jos muut teleskoopit käyttävät zoomauslinssejä, CHIME on laajakulmainen, ja siksi se tallentaa ohimeneviä tapahtumia, mukaan lukien FRB: t, jotka muut teleskoopit voivat kaapata vain sattumalta.

Siellä haaste alkaa. CHIME kerää petatavun datan joka ikinen päivä. Se on 1024 teratavua eli miljoona gigatavua, mikä vastaa yli 38 vuoden jatkuvaa Netflix-katselua HD-muodossa. Kaikissa näissä tiedoissa jonnekin, noin kerran päivässä, pitäisi olla FRB: n heikko, lyhyt välkkyminen.

Unohda löytää neula heinäsuovasta: tämä on kuin kivin kouristaminen lumivyörystä. Haastetta vaikeuttaa se tosiasia, että CHIME-tiimin on etsittävä näitä tietoja reaaliajassa. "Levylle tallentaminen on liikaa, joten pääset katsomaan sitä vain vähän aikaa, kun se on muistissa", Smith selittää. "Tarvitset suuria supertietokoneita paikan päällä ja teet reaaliaikaisen käsittelyn jokaiselle haluamallemme analyysille - mukaan lukien FRB: t."

Ryhmä oletti alun perin, että olisi mahdotonta käsitellä tämän tiedon suuruutta niin nopeasti. "Luulimme, että sen parissa työskentelee 10 ihmistä. Ostamme tämän jättimäisen konetilan, jolla on valtava sähkölasku, ja etsimme vain osajoukkoa tiedoista, kertoo Perimeter Associate tiedekunnan jäsen Ue-Li Pen, joka on nimitetty Kanadan teoreettisen astrofysiikan instituutin kanssa.

Sitten he löysivät joitain lupaavia, mutta vähän käytettyjä algoritmeja, jotka voivat auttaa nopeuttamaan hakua. "Kendrick innostui", Pen sanoo naureskellen. "Jos kyseessä on hieno algoritmiongelma, se on hänen kujallaan."

Smithin vallankumouksellinen lähestymistapa yhdistää fysiikan, data-analyysin, tilastot ja puhtaan matematiikan ensimmäisen matematiikan tohtorin, toisen kosmologian ja jatkuen ohjelmistoinsinöörinä, jotta löydettäisiin signaalit uskomattomasta uusien tietojen kokeilusta. kuten CHIME. Tämänkaltaisesta työstä - "uusien tekniikoiden kehittämisestä perustutkimuksen fysiikan saamiseksi tähtitieteellisistä tiedoista" - Smith tunnustettiin yhdeksi vuoden 2020 uuden horisontin fysiikkapalkinnon voittajista.

Smith johti pientä Perimeter-tiimiä, johon kuului laskennallinen tiedemies Dustin Lang, opiskelijat Masoud Rafiei-Ravandi ja Utkarsh Giri sekä tutkimusavustaja Maya Burhanpurkar. Smith kehitti useita läpimurtoalgoritmeja CHIME-tietojen lajittelemiseen ja analysointiin. Sitten hän ja hänen tiiminsä ottivat tämän uuden matematiikan käyttöön ohjelmistona. Tuloksena oli FRB-haku, joka juoksi sata kertaa nopeammin kuin kukaan odotti ja muutti CHIME-teleskoopin maailman parhaaksi FRB-metsästäjäksi. "Käännimme periaatteessa tarkasta radioastronomiasta ohjelmisto-ongelman", Smith sanoo.

CHIME-teleskooppi otti ensimmäisen valon syksyllä 2017 ja alkoi havaita FRB: itä vielä käyttöönottovaiheessa. Tammikuussa 2019 CHIME-tiimi keräsi maailmanlaajuiset otsikot - mukaan lukien Luonnon kansi - ensimmäisellä erällä 13 löytöä, mukaan lukien toinen toistin. Elokuussa he ilmoittivat toisen, paljon suuremman erän, joka ehkä mielenkiintoisimmin sisälsi vielä kahdeksan toistinta.

"Voimme löytää päivittäin enemmän FRB: itä kuin mitä oli nähty intensiivisen tutkimuksen aikana", Smith kertoo. "Se on pelinvaihtaja."

Löydöt injektoivat suihkepolttoainetta FRB: n tutkimukseen. Esimerkiksi CHIME-tiimi alkaa erottaa toisistaan ​​toistuvien FRB: n ja niiden välillä, joiden toistamisen ei vielä ole havaittu. Ymmärryksen läpimurto näyttää olevan välitön.

"Luulen, että tuleva vuosi tulee olemaan todella hyvä FRB: lle", sanoi McGillin yliopiston astrofyysikko Victoria Kaspi haastattelussa CBC Newsille. Kaspi on CHIME-yhteistyön jäsen ja "radiohäiriöiden", kuten FRB-levyjen, asiantuntija. "Aiomme tietää vastauksen vuoden kuluttua? Minä en tiedä. Voi olla. Mutta uskon, että olemme edistyneet merkittävästi vuoden kuluessa. "

Löytönopeuden kasvaessa FRB: n nopeasti kehittyvä kenttä on noussut indeksoinnista laukkaan.

& # 8211 Stephanie Keatingin tiedostoilla

Perimeter Julkinen luento: Kendrick Smith tutkii kosmologiaa 2000-luvulla

Selittäjä: Nopeat radiopuhallukset & # 8212 mitä ne ovat maailmankaikkeudessa?


Banduran työ nopeiden radiopurskeiden havaitsemiseksi on kuvattu luonnossa

Kevin Bandura on osa tutkimusryhmää, joka työskenteli CHIME-radioteleskoopilla, joka havaitsee nopeat radiopuhallukset.

Kun tutkijat alkoivat työskennellä ensimmäisen kerran Kanadan vetyintensiteettikartoituskokeessa eli CHIME: ssä, he kuvittelivat radioteleskoopin, joka tekisi tarkkoja mittauksia maailmankaikkeuden kiihtyvyydestä parantaakseen tietoa siitä, miksi maailmankaikkeuden laajeneminen kiihtyy.Sen sijaan siitä on tullut ihanteellinen nopeiden radiopurkausten havaitsemiseksi - kaukana Linnunradan galaksin ulkopuolelta tapahtuvia radiosalamoita.

"Pulssin rakenteen odotetaan kertovan meille lähteen ympäristöstä, ja se on toinen osoitus siitä, että nämä ovat todellisia tapahtumia", sanoi Länsi-Virginian yliopiston apulaisprofessori Kevin Bandura.

CHIME-teleskooppi, joka sijaitsee Dominion Radio Astrophysical Observatory Kaledenissa, Brittiläisessä Kolumbiassa, koostuu neljästä sylinterimäisestä heijastimesta, 256 kaksoispolarisoidusta antennista tiedonkeruuta varten sekä F-Engine- ja X-Engine-tietojenkäsittelyä varten. Banduralla, tietotekniikan ja sähkötekniikan kaistatekniikan osaston apulaisprofessorilla, oli keskeinen rooli laitteen F-moottorin kehittämisessä, joka käsittelee digitaalisesti avaruudesta tulevia signaaleja taajuuksiksi, jotka voidaan sitten käsitellä maailmankaikkeuden digitaalisiksi kartoiksi.

Kuten 9. tammikuuta julkaistussa 9 Luonto , kansainvälinen tiedelehti, CHIME havaitsi ennen käyttöönottovaihetta 13 FRB: tä. Ennen tätä tähtitieteilijät, mukaan lukien WVU: n tähtitieteen professori Duncan Lorimer, olivat ilmoittaneet 50-60 esimerkkiä, koska ne havaittiin ensimmäisen kerran vuonna 2007.

"Vaikka CHIME-projekti alkoi ennen kuin nopeat radiopurkaukset edes ymmärrettiin, se osoittautui hyväksi työkaluksi niiden kaappaamiseen ja mittaamiseen", Bandura sanoi. "Meillä on mahdollisuus olla ensimmäinen, joka ymmärtää, mitä he ovat."

Raportissa todetaan, että CHIME: n FRB-tapahtumien ennustetaan olevan 2-50 FRB: tä päivässä.

Toinen raportti, joka ilmestyy myös 9. Tammikuuta 2001 julkaistussa lehdessä Luonto, yksityiskohdat siitä, että CHIME havaitsi myös vain toisen tunnetun toistuvan FRB: n, radio vilkkuu uudelleen ilmestyen samassa taivaan kohdassa. Aikaisemman raportin mukaan ainoa tunnettu toistuva FRB ilmestyi ensimmäisen kerran vuonna 2012, joka näyttää olevan peräisin galaksista, joka on noin 2,5 miljardia valovuotta maasta.

"Mielenkiintoista on, että me todella näemme monia heistä eikä vain onnistu. Emme ole vieläkään varmoja, poikkeavatko toistuvat tapahtumat tapahtumista, joita näemme vain kerran ”, Bandura sanoi. "Näennäissämme toistimella näyttää olevan samanlainen rakenne kuin toisella tunnetulla toistimella, FRB 121102. Niin harvoilla tapahtumilla ei kuitenkaan vielä ole vahvaa lausuntoa."

Bandura jatkaa projektin kriittisenä jäsenenä ja osallistuu kerättyjen tietojen analysointiin, kun ne tulevat saataville.

Lisätietoja uutisista ja tapahtumista Länsi-Virginian yliopistossa Benjamin M.Statler College of Engineering and Mineral Resources, ota yhteyttä markkinointi- ja viestintätoimistomme:


Katso video: Στέφανος Μουαγκιέ:Έχω τσακωθεί για τη Δούκισσα Νομικού (Lokakuu 2021).