الفلك

كفاءة حساب أطياف القدرة من كتالوجات المجرات

كفاءة حساب أطياف القدرة من كتالوجات المجرات

إنني أتعامل مع مشكلة تتطلب حساب دالة الارتباط أو طيف القدرة. في بعض الأحيان ، يبدو الرابط المكون من نقطتين هو الطريق الأفضل ، في حالات أخرى ، PS. لدي الآن بعض الأسئلة حول كيفية حساب PS عمليًا.

هنا هو الإعداد الأساسي: لدي كتالوج مجرات وهمي. لنفترض أنني أريد PS. يمكنني تحويل Fourier 2PC ، لكن دعنا نقول أنني أريد تجنب العمل برمز 2PC. لذا بدلاً من ذلك ، أفترض أن المجرات تتعقب مجال الكثافة (من المفيد أن أحصل على كتل هالة DM من المحاكاة الأساسية التي أنتجت المحاكاة).

أقوم بتخزين كتالوج المجرات ، مع إعطائي قائمة رديئة بالكتل لكل حاوية ، $ {m_ {ijk} } $. يعد تحويل هذا إلى قائمة تباين كثافة $ { delta_ {ijk} } $ أمر تافه.

هناك خياران الآن لمتابعة حساب PS. بشكل رسمي ، يُعطى PS بواسطة $$ P (k) sim langle ، | tilde delta ( vec {k}) | ^ 2 ، rangle $$

حتى بعض التطبيع ، مع كون $ tilde delta $ هو التحويل الفوري لـ $ delta ( vec {x}) $ ، تباين الكثافة الكاملة مجال، وأقواس الزاوية تشير إلى متوسط ​​الحجم. سيكون الشيء الذي يبدو طبيعيًا على ما يبدو

  • FFT قائمتي المهملة $ { delta_ {ijk} } $
  • احصل على قائمة القيم $ {P_ {ijk} } $
  • متوسط ​​هذه القائمة للحصول على PS $ {P_k } $ ، الآن مجرد وظيفة $ k $ بدلاً من $ k $ -space position.

من المحتمل أن يكون هذا مشكلة بالنسبة لي ، ما لم أضع في نطاقات كبيرة ، فإن الذاكرة المطلوبة لتخزين الأصفار الموجودة في مجموعة القيم المجمعة كبيرة جدًا. مع البيانات المتوفرة لدي ، يلزم binning عند $ sim 10 $ Mpc $ / h $ مسافات أو أكبر للحصول على مصفوفة يمكن التحكم فيها.

كان الحل الخاص بي لحساب 2PC هو تجنب حساب مصفوفة بالكامل ، وبدلاً من ذلك إجراء عملية إعادة التجميع لحاوية الكتالوج. هذا يحافظ على استخدام الذاكرة متناسبًا مع طول الكتالوج بدلاً من دقة binning مكعب. ومع ذلك ، فهذا يعني بشكل فعال أنني أتعامل مع مجموعة قليلة الكثافة ، والتي لا يمكن استخدام AFAIK مباشرة في معظم رموز FFT الحالية.

هذا يتركني مع معضلة. يمكنني إما التحبيب الخشنة لصفيف الكثافة الخاص بي $ { delta_ {ijk} } $ أكثر من ذلك ، وفقدان المعلومات على مقياس $ sim 1 $ Mpc ، أو أفترض أنه يمكنني إقحام الكثافة ، مما يمنحني وظيفة كاملة $ delta ( vec {x}) $ يمكنني تمرير بعض الشبكات الخشنة إليها ، ثم تمريرها إلى FFT. مشكلة الاستيفاء هي أن هذه العملية تتطلب المعرفة (الضمنية الآن) بالخلايا الفارغة في المصفوفة المتفرقة.

من ناحية أخرى ، تحتوي إحدى مشاركات SO على تعليق يقترح مجرد حساب تكامل فورييه بدلاً من استخدام طرق FFT. أخشى أن هذا سيظل يمثل مشكلة ، لأن هذا يستغرق تعقيد الوقت من $ O (n log (n)) $ إلى $ O (n ^ 2) $ ، و $ n $ بالنسبة لي هو $ sim 10 ^ 6 $ أو أعلى (يصل إلى $ 10 ^ 8 $).

هل فاتني شيء؟ أشعر أن الناس يحسبون PS و 2PC طوال الوقت للكتالوجات بهذا الحجم ، ومثل محاولاتي لحل هذه المشكلة قد تكون معيبة. سؤالي الدقيق هو ، هل خياراتي كما أوضحتها تمامًا ، أم أن هناك طريقة أخرى للتعامل مع هذا الحساب الذي لم أصفه؟


الفيزياء وعلم الفلك REU 2017


تتشكل المستعرات الأعظمية (جمع المستعر الأعظم) عندما تنفجر النجوم ، الأكثر شيوعًا إما الأقزام البيضاء أو العمالقة الحمراء. يمكن أن تستغرق هذه الأحداث شهورًا لتحدث بالكامل ، وخلال ذلك الوقت يمكن الحصول على معلومات حول الانفجار من أطياف الطاقة الكهرومغناطيسية الضوئية المرصودة للمستعر الأعظم. تتشكل الخطوط الطيفية لعناصر مختلفة ذات خصائص تعتمد على معلمات فيزيائية معينة ، مثل العمق البصري (سمك) العناصر وسرعتها. على وجه التحديد ، فإن توزيع سرعات العناصر في مقذوف المستعر الأعظم (يسمى "طبقات الوفرة") له أهمية خاصة للمنظرين. سنستخدم كود محاكاة المستعر الأعظم SYNOW (SYnthetic NOW) لمطابقة الأطياف المحاكاة مع المعلمات المحددة المعروفة لأطياف المستعر الأعظم المصنف SN2012fr. بعد الحصول على نوبات تقريبية ، سننتقل إلى برامج أكثر تقدمًا للحصول على تقديرات أكثر دقة. سيكون هدفنا هو فهم كيفية تغير سرعة وتوزيع العناصر المختلفة في مقذوف SN2012fr ، وخاصة السيليكون ، مع مرور الوقت.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo طيف الأشعة تحت الحمراء المقلد لـ Alkanethiol SAM على Au (111) & rdquo

أنطونيوس غانم - جامعة ويتوورث
المرشد: د. لويد بوم


أظهرت نتائج STM التي أنتجت الصور أن Alkanethiol SAMs لها بنية أساس 4 جزيئات. حفز هذا المجموعة على بناء نموذج يمكنه تفسير النتائج. تم بناء نموذج باستخدام الديناميكيات الجزيئية التي أعطت نظرة ثاقبة لما قد يحدث تحت سطح الطبقة وحتى الآن ، يتفق مع ما نلاحظه على السطح. نتيجة تجريبية أخرى هي طيف الأشعة تحت الحمراء للطبقة الأحادية الذي نستخدمه لمقارنة طيف الأشعة تحت الحمراء المحاكى الخاص بنا من النموذج.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo Lagurerre-Gaussian Beam Mode Purity & rdquo

نيا بوريل - كلية لافاييت
معلمه: د. اريك ابراهام

أنا أعمل مع الدكتور إريك أبراهام في الفيزياء الذرية والجزيئية والبصرية التجريبية. سأستخدم الإشعاع الكهرومغناطيسي والبصريات الانعراجية لتوليد أنماط مختلفة من حزم لاجير-غاوس. يتم الحصول على البيانات التي أجمعها من صور هذه الحزم على مسافات انتشار مختلفة. أستخدم بايثون لحساب قوة الحزم كدالة لمسافة الانتشار. سأكون قادرًا على تحليل هذه القيم لإنتاج أفضل ملامح الحزم وزيادة نقاوتها ، حيث تتناسب الكثافة مع لاغير متعدد الحدود.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo HALT / HASS اختبار وحدات كاشف ATLAS Pixel & rdquo

جيسيكا جونسون - كلية هاستينغز
المرشد: دكتور جون ستوباك

كاشف ATLAS هو أحد اثنين من أجهزة الكشف الرئيسية عن الجسيمات في مصادم الهادرونات الكبير (LHC). منطقة الكشف الداخلية ، كاشف البكسل ، على وشك التحديث. يجب اختبار وحدات كاشف البكسل التي سيتم استخدامها في الترقية قبل وضعها في الكاشف. باستخدام اختبار HALT / HASS ، ستخضع الوحدات النمطية لضغوط حرارية واهتزازية تحاكي الضغوط التي ستواجهها في حياتها في الكاشف. الغرض من ذلك هو تصميم محطة اختبار لتحديد ما إذا كان هناك أي عيوب في الوحدات قبل وضعها في الكاشف. سينظر هذا المشروع بشكل خاص في تصميم واختبار منصة التبريد لمحطة الاختبار.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo استقرار الليزر وحقول الميكروويف للتحكم المتماسك في اصطدام تبادل الدوران في غازات الصوديوم فائقة البرودة & rdquo

جيريمي نوريس- جامعة جنوب ميسيسيبي
المرشد: د. آرني شويتمان

تصادمات تبادل السبين في غازات الصوديوم شديدة البرودة تخلق تشابكًا كميًا بين الذرات مع الدوران لأعلى ولأسفل. يفتح هذا الباب أمام التجارب على البصريات الكمومية لموجة المادة في فضاء الدوران ، على غرار ما تم فعله مع حزم الضوء المتشابكة. أحد الأمثلة على ذلك هو قياس التداخل المعزز الكمي. لتنفيذ مثل هذه التجارب ، من الضروري تبريد الغاز والتحكم الدقيق في الاصطدامات. في الصوديوم ، يمكن القيام بذلك باستخدام حقول الليزر ذات الرنين القريب

589 نانومتر وأفران الميكروويف بسرعة 1.8 جيجاهرتز. في مشروعي ، سأنفذ طرقًا لتحقيق الاستقرار والتحكم في اتساع وتردد تلك الحقول باستخدام حلقات التغذية الراجعة النشطة والتوليف الرقمي المباشر الذي يتم التحكم فيه بواسطة الكمبيوتر.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo Title: فترات دوران الكويكبات & rdquo

الأردن فان نيست- جامعة تريفيكا الناصرية
المرشد: د. مكرمين كيليك

هذا العرض حول الكشف عن فترات دوران الكويكبات. تم تحليل ثماني ليالٍ من المراقبة مع طرح الصورة من أجل تحديد موقع الكويكبات في سماء الليل. من خلال تتبع مواقع هذه الكويكبات ، يمكن للبرنامج المسؤول عن طرح الصورة أيضًا أن يعطي قياسًا لحجم الكويكبات البصري. يتم الحصول على منحنى ضوء الكويكب عن طريق رسم مقادير الكويكب طوال الليل. نظرًا لأن الكويكب جسم غير كروي يُفترض أنه يدور بشكل دوري ، يجب أن يكون لمنحنى الضوء بعض الخصائص الدورية. يجب أن يحدد تحليل فورييه لمنحنى الضوء فترة دوران واضحة لكويكب.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo سكان سحابة أورت rdquo

كاثرين شيبرد - كلية سارة لورانس
المرشد: د. نيت كايب

سحابة أورت هي مجال نظري للأجسام المذنبة الجليدية التي تحيط بنظامنا الشمسي. تشكلت خلال السنوات الأولى للنظام الشمسي نتيجة لتكوين وتأثيرات الجاذبية للكواكب الأربعة العملاقة. المحاكاة ومع ذلك ، لا تسفر عن السكان المتوقع. تشير النماذج القياسية لتكوين سحابة أورت إلى أن السكان يجب أن يكونوا أكبر بحوالي 10-100 مرة مما تظهره عمليات المحاكاة. أحد الحلول الممكنة لهذا التناقض هو دمج نظام نجمي ثنائي فائق الاتساع خلال السنوات الأولى للنظام الشمسي. سيساعد وجود النجم الثنائي في التقاط وتناثر الأجسام المذنبة قبل تدمير النظام. نقوم حاليًا بمحاكاة نظام التحكم الذي يغفل النجم الثنائي. ستشمل عمليات المحاكاة المستقبلية النجم الثنائي ونأمل أن تؤدي إلى زيادة في عدد سكان سحابة أورت التي ستطابق النماذج.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo خصائص المجرات الفارغة و rdquo

شون بروتون- جامعة أوكلاهوما
المرشد: د. شينيو داي

المجرات الفارغة هي مجرات تحتل مناطق منخفضة الكثافة من الكون تسمى الفراغات. هذا يسمح لهم بالتطور مع القليل من تفاعلات الجاذبية المجاورة ، مما يعطينا لمحة عن تكوين المجرات من خلال انهيار السحب الغازية. لها خصائص مختلفة عن المجرات في العناقيد ، ومعظمها مشتق من معدل تكوين النجوم الأعلى. ومع ذلك ، لديهم أيضًا بعض الخصائص التي تشبه المجرات العنقودية ، مثل النسبة المئوية لنوى المجرة النشطة (AGN). هذا يمكن أن يقيد النماذج المتعلقة بكيفية تشغيل AGN. وبالتالي ، قد تكشف المزيد من الدراسة للمجرات الفارغة عن معلومات حول تكوين المجرات و AGN والمعلمات الكونية. تحقيقا لهذه الغاية ، نقوم ببناء كتالوج للمجرات الفارغة من Sloan Digital Sky Survey وبيانات التحليل الطيفي لـ WiggleZ Dark Energy Survey.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

Ldquo المتجهات مثل اللبتونات rdquo و

ميراندا بروجمان- جامعة أوكلاهوما
المرشد: الدكتور براد أبوت

يجمع مصادم الهادرونات الكبير قدرًا هائلاً من البيانات عن الاصطدامات دون الذرية للبروتونات. يصف النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات سلوك الجسيمات المعروفة. المجموعة التي أعمل معها تبحث عن جسيمات نظرية في بيانات من LHC لم يتم وصفها بواسطة النموذج القياسي. أنا أساعد في بناء كود يبحث عن تحلل التوقيع لمثل هذه الجسيمات على أمل التحقق أو إيجاد تعديلات للنموذج القياسي.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo تأثير الصحابة النجمية على خاتم Fomalhaut's rdquo

إيثان وايت- جامعة أوكلاهوما
المرشد: د. نيت كايب

يُعتقد أن حوالي 50٪ من جميع النجوم موجودة في أنظمة النجوم الثنائية. لهذا السبب ، من المهم فهم كيفية تأثير النجوم الثنائية على بعضها البعض وأنظمتها الشمسية. يسعى مشروعنا إلى تحديد سبب انحراف خاتم Fomalhaut. نقترح أن مدار رفيق Fomalhaut الثنائي مر بالقرب من حلقة Fomalhaut لإحداث الانحراف المرصود دون تدميره تمامًا. للقيام بذلك ، قمنا بإجراء العديد من عمليات المحاكاة بشروط مختلفة ونحن الآن في طور تحليل هذه النتائج لتحديد ما إذا كانت فرضيتنا معقولة.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo مخفف النيتريد (GaInNAs) الخلايا الشمسية rdquo

هانا هاريل- جامعة أوكلاهوما
المرشد: الدكتور إيان سيلرز

بينما تجمع الخلايا الشمسية متعددة الوصلات نطاقًا أوسع من الأطوال الموجية مما يجعلها أكثر كفاءة ، فإن إدخال مواد جديدة غالبًا ما يؤدي إلى تقلبات السبائك والشوائب والعيوب الأخرى داخل العينة التي تقلل من الكفاءة الكلية. من المعروف أن الهيدروجين والتليين الحراري السريع (RTA) يساعدان في تهدئة هذه العيوب. لقد استخدمنا طرقًا مختلفة لتحليل تأثيرات التخميل في جميع العينات بما في ذلك التلألؤ الضوئي المعتمد على درجة الحرارة والطاقة (PL). سنستمر في تحليل هذه العينات باستخدام اللمعان الكهربائي (EL) الذي سيسمح لنا بمقارنة الإجراءات الإشعاعية وعدم حدوث إجراءات إشعاعية داخل العينة وقياسات الكفاءة الكمية الخارجية (EQE) والتي ستسمح لنا بتحديد مكان تشكل العيوب داخل العينة.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo التحليل الطيفي بالليزر لـ C02 rdquo

كريستوفر ليونارد- جامعة أوكلاهوما
المرشد: د. جيم شافر

في هذه التجربة ، يتم استخدام التحليل الطيفي بالليزر لعينة غاز ثاني أكسيد الكربون لتوصيف سلوك ليزر الشلال الكمي في نطاق 4320-4350 نانومتر من الأطوال الموجية. سيتم قياس تردد الليزر من خلال ظروف الإدخال المتغيرة وملاحظة علاقتها بطيف امتصاص ثاني أكسيد الكربون ، وسيتم قياس الطاقة بواسطة جهاز كشف ضوئي. الهدف من هذا الإعداد هو معايرة الليزر لاستخدامه في إلكترونات فردية مثيرة محصورة على سطح عازل للاستخدام المحتمل في الحوسبة الكمومية.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo Protostars في مجمع Orion Molecular Cloud Complex & rdquo

ليزا باتيل- جامعة أوكلاهوما
المرشد: دكتور جون توبين

النجوم من داخل مجمعات كثيفة وضخمة نسبيًا من الغاز والغبار بين النجمي تسمى السحب الجزيئية ، والتي تتكون في الغالب من الهيدروجين الجزيئي ولها درجة حرارة تتراوح من 10-50 كلفن ، تتميز المرحلة 0 ، وهي أول مرحلة يمكن التعرف عليها من تكوين النجوم ، بـ تشكيل بروتستار مدعوم هيدروستاتيكيًا داخل غلاف غائر من الغاز والغبار. عادة ، المرحلة التالية ، النجوم الأولية من الدرجة الأولى ، سيكون لها مظاريف أضعف. يعد تحديد هذه المصادر الحديثة ودراستها أمرًا بالغ الأهمية لإجراء استنتاجات إحصائية لخصائص مثل العمر والفئة التطورية وتطور اللمعان بالإضافة إلى الإجابة على أسئلة غير معروفة حول أصل التعددية وخصائص الأقراص النجمية. باستخدام حساسية ودقة ALMA ، تم إجراء المسح الأكبر والأكثر اكتمالًا لـ 331 نجمًا أوليًا في Orion A و B بدقة 0.09 درجة لتمكين التحليل الإحصائي لخصائص القرص والتعددية. حاليًا ، نحن في مرحلة معالجة البيانات من 331 مصدرًا والتي تتضمن معايرة البيانات الأولية والتصوير باستخدام برنامج حزمة يسمى CASA.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo تحديد تدفقات الكوازار الخارجة rdquo

كولين دابيري- جامعة أوكلاهوما
المرشد: الدكتورة كارين ليلي

الكوازار هو نظام مبني حول ثقب أسود فائق الكتلة يتكون من ، من بين أشياء أخرى ، قرص تراكم حار رقيق مع لمعان حراري مرتفع. يطرد هذا القرص رياحًا من الغاز والغبار في جميع أنحاء المجرة المضيفة ، وعندما ينبعث إشعاع من قرص التراكم ، يمكن امتصاصه جزئيًا بواسطة هذه التدفقات العاصفة. من خلال تحليل أطياف الكوازار وتركيب خطوط الامتصاص الخاصة به ، يستطيع المرء الحصول على معلومات حول الظروف الفيزيائية لتدفقات الكوازار الخارجة. نحن نستخدم طريقة ملائمة تُعرف باسم Emcee لتلائم ملف الامتصاص والاستمرارية لـ 26 أطياف كوازار وتحدد الظروف الفيزيائية للكوازارات المضيفة.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo زرنيخ الإنديوم (InAs) النقاط الكمية للتطبيقات في الخلايا الشمسية ذات النطاق المتوسط ​​(IBSC) & rdquo

تريستان ثراشر- جامعة أوكلاهوما
المرشد: الدكتور إيان سيلرز

يتم استخدام التلألؤ الضوئي لمراقبة هياكل نقطة الكم من زرنيخيد الإنديوم المجمعة ذاتيًا. تعمل معالجة النظام باستخدام مصفوفة Gallium Arsenide (GaAs) -Antomony (Sb) على تقليل فجوة النطاق الفعالة وتسمح بمزيد من التداخل الطيفي النوعي والتحويل المناسب للطيف الشمسي. تُظهر قياسات كفاءة الكم الخارجية المعتمدة على درجة الحرارة تحسنًا في مناطق QD مع زيادة درجة الحرارة.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo أكسيد الزنك وخصائصه الضوئية لاستخدامه في الخلايا الشمسية rdquo و

جيل كوزلوفسكي- جامعة أوكلاهوما
المرشد: الدكتور إيان سيلرز

الغرض من هذا البحث هو دراسة أكسيد الزنك (ZnO) وأكسيد الزنك مع الكوبالت (Co) كأشباه موصلات لاستخدامها في الخلايا الشمسية. حتى الآن ، جمع هذا البحث بيانات عن ZnO الملدن كمرجع لـ ZnOCo. تم وضع كل عينات ZnO في الملبد الحراري السريع عند درجات حرارة مختلفة قبل إجراء دراسات تعتمد على درجة الحرارة عليها. عند دراسة الخصائص الكهروضوئية للعينات ، تم توجيه الليزر لكل عينة وتم قياس العلاقة بين شدة الضوء الناتج وطوله الموجي. توفر هذه العلاقة جنبًا إلى جنب مع القياسات المعتمدة على درجة الحرارة معلومات بشأن فجوة النطاق لأكسيد الزنك وبالتالي خصائصه الكهروضوئية الشاملة والاستخدام المحتمل في الخلايا الشمسية.

5 دقائق حديث

15 دقيقة حديث

& ldquo تحديد المرشحين القزم الأبيض rdquo

كورتني كروفورد- جامعة أوكلاهوما
المرشد: د. مكرمين كيليك

الملخص: أحدد المرشحين للأقزام البيضاء من خلال مطابقة الأهداف مع حركة مناسبة كبيرة (5 سيغما) في كتالوج HSOY إلى البيانات الضوئية من SDSS ، باستخدام هذه البيانات لإنشاء مخطط حركة مناسب لتحديد الكائنات المجمعة بشكل حركي مع الأقزام البيضاء ، ثم تركيب البيانات الضوئية مع نماذج الغلاف الجوي القزم الأبيض لتقدير درجة الحرارة وتكوين كل كائن. لدي اهتمام خاص بتحديد الأقزام البيضاء شديدة البرودة القائمة على الهيدروجين.


كفاءة حساب أطياف القدرة من كتالوجات المجرات - علم الفلك

المرصد الراديوي RTL-SDR.

حوّل دونجل RTL-SDR الخاص بك إلى عمود عمل في علم الفلك الراديوي. قم بأداء وظائف مثل تكامل الطاقة الكلي ، مع أخذ الأطياف لمراقبة خط الهيدروجين 21 سم ، وإجراء الملاحظات الطيفية في وضع تبديل التردد لتسوية شكل ممر النطاق وزيادة الإشارة إلى الضوضاء.

نظرًا لأن هذا الطيف يتم التقاطه في الداخل بهوائي V-dipole بجوار كمبيوتر سطح المكتب ، يمكننا أن نرى قدرًا كبيرًا من RFI بالقرب من 1.42 جيجاهرتز!

حتى يتم تشغيل rtlobs على PyPI ، أوصي بالتثبيت من git:

استنساخ بوابة https://github.com/evanmayer/rtlobs.git

والتعامل مع الوصول إلى الوحدات بنفسك ، إما من خلال إعداد sys.path الخاص بك أو ببساطة عن طريق تطوير البرامج النصية الخاصة بك داخل عملية الدفع. عمل روتين مراقبة باستخدام دفاتر Jupyter يعمل بشكل رائع! يتم تضمين ملف setup.py لتثبيت python setup.py ، في حال كنت تستخدم بيئات افتراضية أو لا تمانع في إلغاء التثبيت الفوضوي إذا قررت أنك لا تريد rtlobs على الطريق. سيعمل هذا بشكل أفضل بمجرد دعم تثبيت النقطة.

هذه مطلوبة لعناصر تحكم إضافية استنادًا إلى الميزات التي قد تتوفر في جهازك أو لا.

  • gpiozero (اختياري ، يتيح معالجة مفاتيح مصدر الضوضاء باستخدام دبابيس GPIO)
  • العملية الفرعية (اختياري ، الوظائف في حزمة utils لتشغيل / إيقاف تشغيل biast تستخدم ميزات العملية الفرعية التي تتطلب Python & gt = 3.7)
  • rtl_biast (اختياري ، يتيح التحكم في تشغيل مضخم صوت خارجي منخفض الضوضاء من خلال اقناع RTL-SDR)

تم تصميم الكود لدعم سير عمل المراقبة:

  • معايرة:
    • وظيفة تنفذ معايرة عامل Y باستخدام قيمتين إجماليتين متكاملتين للقدرة من قياس الأحمال الساخنة والباردة ودرجات الحرارة المعروفة لكل منهما باستخدام مقياس إشعاع القدرة الكلية المنفذ أدناه.
    • وظائف لاستخدام RTL-SDR كمقياس إشعاع إجمالي القدرة ، ودمج عينات I-Q لاستخدامها في تقدير إجمالي عطل الطاقة خلال فترة زمنية
    • وظائف لتسجيل الأطياف متوسط ​​الوقت
    • وظائف لتسجيل الأطياف بتبديل التردد أثناء التنقل
    • رسم الطيف الأساسي
    • تطبيق المعايرة على الأطياف المسجلة **
    • تطبيق تقنية الطي بتبديل التردد على الأطياف المأخوذة من ترددين مختلفين
    • الطرح الأساسي لطيف واحد من الآخر
    • حساب إزاحة السرعة النسبية للدوبلر للأطياف وفقًا لإحداثيات المجرة **
    • تشترك الروتينات الفرعية بين الوظائف
    • تطبيقات ميزات واجهة الأجهزة الاختيارية كما هو موضح أدناه

    من المفترض أن يكون لديك جهاز RtlSdr تم إعداده باستخدام برامج التشغيل المناسبة على جهازك. على الرغم من أن هذا الرمز يمكن تشغيله على Windows أو Linux ، فقد تم تطويره واختباره على Raspberry Pi 4. أبذل قصارى جهدي لجعل وظائف المراقبة الأساسية عبر الأنظمة الأساسية ، وتجنب الافتراضات حول سرعة المعالج والذاكرة. قد تتطلب وظائف ربط الأجهزة تخصيصًا إضافيًا لجهازك ومنصتك.

    تفترض عدة جوانب من هذا الرمز وجود أجهزة خارجية:

    • دونجل RtlSdr USB (أستخدم دونجل rtl-sdr.com v3)
    • بعض الوسائل المعقولة للتضخيم / الكسب: طبق ، ياغي ، أو هوائي بوقي ، مُرشح بشكل صحيح للنطاق المعني ، ومضخم ضوضاء منخفض كإحدى المراحل الأولى بعد الهوائي.
    • يتم توفير الكود لاستخدام Python اختياريًا لتشغيل / إيقاف تشغيل نقطة الإنطلاق على متن الطائرة (جهاز لتوصيل الطاقة من خلال DC عبر مدخلات SDR المحورية) المتوفرة على rtl-sdr.com v3 dongle. يأتي مشفرًا ثابتًا مع الموقع الذي تم تثبيت برنامج تشغيل rtl-biast فيه. من السهل تكوين موقع برنامج التشغيل القابل للتنفيذ.
    • يتم توفير الكود لاستخدام دبابيس GPIO القابلة للتوجيه الخاصة بـ Raspberry Pi بشكل اختياري للتحكم في الفولتية الناتجة عن مصدر ضوضاء يمكن التبديل إليه عبر إدخال الجهاز بمستويات منطقية 5 فولت. يتم توفير مصدر الضوضاء هذا في شكل المقاوم 50Ohm على متن nooelec SAWbird H1 barebones LNA ، ولكن يمكن الحصول عليه بسهولة من مكان آخر.
    • هذا هو التقدم في العمل. لم يتم تنفيذ جميع الميزات بعد.
    • لم تتم مراجعة هذا الرمز من قبل الأقران ، على الرغم من أنه تمت مشاهدته عدة مرات. هذا يعني إما أن كل شيء على ما يرام ، أو أنه لم ينظر أحد عن كثب.
    • لم يتم التحقق من هذه المكتبة مقابل مصدر ضوضاء بقوة معروفة ، ولم يتم اختبارها للاتفاق مع المرافق المستقلة مثل rtl-power عند حساب إجمالي الطاقة أو تقديرات الكثافة الطيفية للطاقة.
    • نظرًا لأن إنشاء الأطياف باستخدام Python يكون أبطأ قليلاً من رمز C / C ++ المترجم المكافئ (انظر rtl-power أو rtl-power-fftw) عندما تطلب تكاملًا لمدة 100 ثانية ، سيستغرق الأمر وقتًا أطول قليلاً من 100 ثانية ، لكن تكاملك الفعال سيكون الوقت هو ما طلبته.
    • أكتب الكثير من التعليقات التي قد لا ترغب في قراءتها.

    اتصل بي هنا بخصوص مشاكلك وأسئلتك وسنعمل معًا لتصحيحها.


    Python CAMB¶

    CAMB (رمز تباين الخواص في الخلفية الميكروية) ، رمز علم الكونيات لحساب CMB ، العدسة ، عدد المجرات ، أطياف الطاقة في الظلام 21 سم ، أطياف طاقة المادة ووظائف النقل. هناك أيضًا وظيفة مفيدة عامة للحسابات الكونية مثل توسيع الخلفية والمسافات وما إلى ذلك. الرمز الرئيسي هو Python مع الحسابات الرقمية التي يتم تنفيذها بكفاءة في لغة Fortran الحديثة المغلفة ببايثون.

    راجع مثال دفتر الملاحظات CAMB python للحصول على مجموعة تمهيدية من الأمثلة حول كيفية استخدام حزمة CAMB. عادة ما تكون هذه هي أسرع طريقة لمعرفة كيفية استخدامها والاطلاع بسرعة على بعض الإمكانات.

    لاستخدام التثبيت القياسي غير القابل للتحرير:

    –المستخدم اختياري ومطلوب فقط إذا لم يكن لديك إذن كتابة لتثبيت Python الرئيسي. إذا كنت تريد العمل على الكود من GitHub ، فيمكنك أيضًا التثبيت في مكانه دون نسخ أي شيء باستخدام:

    ستحتاج إلى تثبيت ifort أو gfortran 6 أو أعلى (وعلى المسار الخاص بك) لتجميع انظر مترجمي Fortran للحصول على تفاصيل تثبيت المترجم إذا لزم الأمر. يتم أيضًا توفير مكتبة مجمعة لنظام التشغيل Windows ، ويتم استخدامها إذا لم يتم العثور على تثبيت gfortran على أجهزة Windows. إذا كان لديك برنامج gfortrand مثبتًا ، فإن "python setup.py make" سيبني مكتبة Fortran على جميع الأنظمة (بما في ذلك Windows دون استخدام ملف Makefile مباشرةً) ، ويمكن استخدامه لتحديث تثبيت المصدر بعد التغييرات أو سحب إصدار محدث.

    يمكن لمستخدمي Anaconda أيضًا التثبيت من Conda-Forge باستخدام:

    دون الحاجة إلى مترجم فورتران (إلا إذا كنت ترغب في استخدام مصادر مخصصة / ميزات تجميع رمزية). تحقق من أن conda يقوم بتثبيت أحدث إصدار ، إذا لم يكن حاول التثبيت في بيئة كوندا نظيفة جديدة.

    بعد التثبيت ، يمكن تحميل وحدة camb python من البرامج النصية الخاصة بك باستخدام "import camb". يمكنك أيضًا تشغيل CAMB من سطر الأوامر قراءة معلمات من ملف .ini ، على سبيل المثال:

    قد تحتاج إلى التحقق من وجود دليل البرامج النصية للبيثون في مسارك حتى يعمل هذا. بدلاً من ذلك ، استخدم:


    يمهد الباحثون الطريق لحساب أطياف ازدواج اللون الدائري بشكل أكثر كفاءة

    الائتمان: Makkonen et al. J. كيم. فيز. 154 ، 114102 (2021)

    نشر أعضاء مجموعة CEST ورقة بحثية حديثة تقدم طريقة جديدة لحساب أطياف القرص المضغوط في كود GPAW مفتوح المصدر. يوضح المنشور أن النهج المنفذ أكثر كفاءة من طريقة الاستجابة الخطية الشائعة الاستخدام ويمكنه بسهولة حساب أطياف الأقراص المضغوطة للأنظمة النانوية ، مثل مجموعات الفضة الهجينة المكونة من أكثر من 1000 ذرة.

    يعد تسجيل أطياف الأقراص المضغوطة طريقة قوية جدًا لدراسة الخصائص البصرية اللولبية واكتشاف التغيرات الصغيرة في البنية في الجزيئات اللولبية والحمض النووي والبروتينات والعناقيد النانوية ، على سبيل المثال لا الحصر. ومع ذلك ، فإن التكلفة الحسابية لمنهجية نظرية الكثافة الوظيفية المعتمدة على زمن الاستجابة الخطية (TDDFT) شائعة الاستخدام تزداد بشكل كبير مع حجم النظام تحت الملاحظة ، ويمكن عادةً تطبيقها فقط على الأنظمة الصغيرة. للتغلب على هذا التحدي ، عمل الباحثون Esko Makkonen و Tuomas Rossi و Patrick Rinke و Xi Chen مع متعاونين من Jyväskylä وإسبانيا وكولومبيا لتنفيذ نهج أكثر كفاءة يعتمد على TDDFT في الوقت الفعلي لحساب أطياف القرص المضغوط. يقدم الكود المنشور مزيجًا خطيًا من المدارات الذرية (LCAO) وأنماط الشبكة. يعد وضع LCAO مفيدًا للأنظمة الكبيرة ، بينما يعد وضع الشبكة مناسبًا للجزيئات الصغيرة ولأغراض معيارية ، مما يجعل هذه الطريقة الجديدة متعددة الاستخدامات للغاية.

    اختبر المؤلفون هذا التطبيق الجديد على أنظمة مختلفة. في جميع حالات الاختبار ، تظهر الحسابات كفاءة عالية وتتفق جيدًا مع النتائج التجريبية والحسابات المرجعية. مدفوعًا بهذا النجاح الأولي ، أصبحت المجموعة الآن جاهزة لدراسة العديد من العناقيد النانوية اللولبية. الهدف من هذا العمل هو اكتشاف أصل الخواص البصرية اللولبية في العناقيد النانوية ، وتصميم العناقيد المعدنية التي تكون مفيدة كمستشعرات مراوان.


    تسخير قوة التعلم العميق للتنبؤ بدقة وكفاءة بالخصائص الحاسمة للنجوم في مجرتنا.

    تم توفير نص (starnet / train_StarNet.py) لجعل تدريب StarNet بسيطًا. مثال على كيفية استخدامها لتدريب بنية StarNet2017 الأساسية على مجموعة بيانات تسمى training_dataset.h5 للتنبؤ بالمعلمات T_eff، logg، [M / H]، [alpha / M]:

    ملاحظة: تتوقع الوسيطات --targets و --spec_key الكلمات الأساسية المستخدمة في ملف training_dataset.h5 لتخزين تسميات التدريب وميزات التدريب ، على التوالي.


    مجرة راديوية عملاقة عثر عليها علماء الفلك الهنود

    325-610 MHz خريطة مؤشر طيفي لمجرة الراديو العملاقة. الائتمان: سيباستيان وآخرون ، 2017.

    (Phys.org) - أبلغ فريق من علماء الفلك الهنود عن اكتشاف مجرة ​​راديو عملاقة جديدة (GRG) باستخدام تلسكوب راديو Giant Metrewave (GMRT). مع حجم خطي يزيد عن 7 ملايين سنة ضوئية ، تعد واحدة من أكبر مجموعات GRG المعروفة حتى الآن. تم تقديم النتيجة في 17 أكتوبر في ورقة بحثية نُشرت في مستودع arXiv قبل الطباعة.

    GRG هي مجرات راديوية بطول خطي إجمالي متوقع يتجاوز 6.5 مليون سنة ضوئية. إنها كائنات نادرة تنمو في بيئات منخفضة الكثافة. تعتبر GRGs مهمة لعلماء الفلك لدراسة تكوين وتطور المصادر الراديوية.

    في الآونة الأخيرة ، كانت مجموعة من الباحثين بقيادة بيني سيباستيان من المركز الوطني للفيزياء الفلكية الراديوية في بيون ، الهند ، تراقب مجال LBDS (Leiden Berkeley Deep Survey) -Lynx مع GMRT عند 150 ميجاهرتز ، بحثًا عن المجرات الراديوية ذات الانزياح الأحمر العالي. أجروا ملاحظات راديوية عميقة باستخدام GMRT وأرصاد طيفية باستخدام تلسكوب بصري 2.0 متر في مرصد جيراوالي التابع للمركز المشترك بين الجامعات لعلم الفلك والفيزياء الفلكية (IUCAA) في الهند. وجد علماء الفلك مصدرًا لاسلكيًا عملاقًا عند انزياح أحمر بمقدار 0.57 وحددوا معاييره الأساسية.

    "لقد أبلغنا عن اكتشاف واحدة من أكبر وأبعد المجرات الراديوية العملاقة في مجال Lynx ، والتي تم اكتشافها باستخدام تلسكوب راديو عملاق ذو موجة مترية عميقة 150 ميجاهرتز. (...) تم العثور على مصدر راديو عملاق مرشح في هذا المجال ، ما وراء عرض شعاع نصف القدرة مع RA DEC يبلغ 08h44m08.8s + 46d27m44s ، "تقرأ الورقة.

    وفقًا للدراسة ، فإن حجم GRG المكتشف حديثًا يبلغ 7.17 مليون سنة ضوئية ، مما يجعلها واحدة من أكبر مجموعات GRG المكتشفة حتى الآن. حاليًا ، مع الحجم المتوقع لحوالي 16 مليون سنة ضوئية ، تحمل J1420-0545 لقب أكبر مجرة ​​راديو عملاقة معروفة حتى الآن.

    إن GRG الذي وجده فريق سيباستيان خطي في الهيكل ولا يظهر أي دليل على وجود تشوهات في الجسور. تعرض المجرة المدروسة إشراق الحواف في الفص باتجاه الجنوب ، والذي قد يكون بسبب اختلاف في البيئات.

    لاحظ الباحثون أن كثافة التدفق الكلية تبلغ 82.3 مللي جول عند 325 ميجا هرتز وبحد أقصى 20 مليون سنة. العمر التقديري معتاد لعامة سكان المجرات الراديوية العملاقة.

    وجد الفريق أيضًا أن GRG الجديد يظهر بعض الأدلة على الانبعاث العرضي. علاوة على ذلك ، يشير الطيف شديد الانحدار من قلبها إلى وجود زوج آخر من الفصوص التي لم يتم حلها داخل اللب ، مما قد يشير إلى أنها مجرة ​​راديوية ثلاثية.

    "وجدنا أيضًا أنه تم اكتشاف اللب عند جميع الترددات الأربعة بمؤشر طيفي يبلغ 0.85 ، وهو أكثر انحدارًا من المعتاد ، ومن ثم نتوقع أن يكون اللب مصدرًا للطيف شديد الانحدار (CSS) ، مما يجعل هذه المجرة الراديوية العملاقة المجرة الراديوية ثلاثية المزدوجة المرشحة "، كتب العلماء في الصحيفة.

    أكد المؤلفون على أهمية اكتشافهم. بالنظر إلى أن عدد المصادر الراديوية العملاقة التي تم تحديدها عند الانزياحات الحمراء العالية منخفض ، فإن كل اكتشاف جديد في هذا المجال يمكن أن يكون مفيدًا جدًا لدراسة تطور سكان المجرات الراديوية على الانزياح الأحمر.

    بيني سيباستيان وآخرون. اكتشاف جهاز راديو عملاق جديد بقوة 2.2 ميجا في الثانية عند انزياح أحمر يبلغ 0.57 ، الإخطارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية (2017). DOI: 10.1093 / mnras / stx2631

    الملخص
    أبلغنا عن اكتشاف واحد من أكبر وأبعد جهاز راديو عملاق (GRG) في حقل Lynx والذي تم اكتشافه باستخدام تلسكوب راديو موجة عملاقة عملاقة (GMRT) 150 ميجا هرتز. تم الكشف عن النواة بسرعة 150 ميجاهرتز وأيضًا في مسح VLA FIRST. قدمت الملاحظات الطيفية التي أجريت باستخدام مرصد IUCAA Giravali (IGO) قيمة انزياح أحمر قدرها 0.57. تم تأكيد هذا الانزياح الأحمر لاحقًا ببيانات من مسح Sloan Digital Sky (إصدار البيانات 12). الحجم الزاوي لـ GRG هو 5.5 arcmin وعند الانزياح الأحمر بمقدار 0.57 ، يكون حجمه الخطي 2.2 Mpc. في هذا الانزياح الأحمر العالي ، من المعروف أن عددًا قليلاً فقط من المصادر الراديوية لها مثل هذا الحجم الخطي الكبير. 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 مجلة الفيزياء الفلكية.


    الانتماءات

    Institute of Earth Sciences, Academia Sinica, Taipei, Taiwan

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

    يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

    يمكنك أيضًا البحث عن هذا المؤلف في PubMed Google Scholar

    مساهمات

    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


    شاهد الفيديو: أنواع المجرات وما مجره درب التبانة (كانون الثاني 2022).