Astronomie

Leistungsspektren aus Galaxienkatalogen effizient berechnen

Leistungsspektren aus Galaxienkatalogen effizient berechnen

Ich habe es mit einem Problem zu tun, bei dem entweder die Korrelationsfunktion oder das Leistungsspektrum berechnet werden müssen. Manchmal scheint der 2-Punkt-Korrelator der bessere Weg zu sein, manchmal der PS. Im Moment habe ich einige Fragen zur praktischen Berechnung eines PS.

Hier ist das grundlegende Setup: Ich habe einen nachgebauten Galaxienkatalog. Sagen wir, ich will die PS. Ich könnte den 2PC mit Fourier transformieren, aber sagen wir, ich möchte vermeiden, mit einem 2PC-Code zu arbeiten. Stattdessen gehe ich davon aus, dass die Galaxien das Dichtefeld verfolgen (es hilft, dass ich die DM-Halo-Massen aus der zugrunde liegenden Simulation habe, die den Mock erzeugt hat).

Ich bin den Galaxienkatalog und gebe mir eine grobkörnige Liste der Massen für jeden Behälter, ${m_{ijk}}$. Es ist trivial, daraus eine Dichtekontrastliste ${delta_{ijk}}$ zu machen.

Es gibt nun mehrere Möglichkeiten, um mit der Berechnung des PS fortzufahren. Formal ist die PS gegeben durch $$P(k)simlangle,| ildedelta(vec{k})|^2, angle $$

bis auf eine gewisse Normalisierung, wobei $ ildedelta$ die Fourier-Transformation von $delta(vec{x})$ ist, der volle Dichtekontrast Feld, und die spitzen Klammern bezeichnen die Volumenmittelung. Das scheinbar Natürliche wäre dann

  • FFT meiner Binned-Liste ${delta_{ijk}}$
  • Liste der Werte abrufen ${ P_{ijk} }$
  • mittelt diese Liste, um die PS ${ P_k }$ zu erhalten, jetzt nur noch eine Funktion von $k$ anstelle der $k$-Raumposition.

Dies ist für mich potenziell problematisch, da der Speicher, der zum Speichern der im Array der binnierten Werte vorhandenen Nullen erforderlich ist, zu groß ist, wenn ich nicht über große Skalen bin. Mit den Daten, die ich habe, ist ein Binning mit $ sim 10 $ Mpc$ / h$ Leerzeichen oder mehr erforderlich, um ein verwaltbares Array zu erhalten.

Meine Lösung für die Berechnung des 2PC bestand darin, die Berechnung eines Arrays vollständig zu vermeiden und stattdessen eine Neugruppierungsoperation durchzuführen, um den Katalog in Bins zu sortieren. Dadurch wird die Speicherauslastung proportional zur Kataloglänge anstatt zur gewürfelten Binning-Auflösung gehalten. Dies bedeutet jedoch effektiv, dass ich es mit einem Array mit geringer Dichte zu tun habe, das AFAIK in den meisten vorhandenen FFT-Codes nicht direkt verwenden kann.

Damit stehe ich vor einem Dilemma. Ich kann entweder mein Dichtearray ${delta_{ijk}}$ noch grobkörniger machen, wodurch Informationen bei $sim 1$ Mpc-Skalen verloren gehen, oder ich nehme an, ich könnte die Dichte interpolieren, was mir eine volle Funktion gibt $ delta(vec{x})$, in das ich ein gröberes Netz und dann in eine FFT übergeben könnte. Das Problem bei der Interpolation besteht darin, dass diese Operation die (jetzt implizite) Kenntnis der leeren Zellen im spärlichen Array erfordert.

Auf der anderen Seite enthält ein SO-Post einen Kommentar, der vorschlägt, lediglich das Fourier-Integral zu berechnen, anstatt FFT-Methoden zu verwenden. Ich befürchte, dass dies immer noch ein Problem darstellen würde, da dies die Zeitkomplexität von $O(nlog(n))$ bis $O(n^2)$ benötigt, und $n$ für mich ist $sim 10^6 $ oder höher (bis zu $10^8$).

Verpasse ich etwas? Ich habe das Gefühl, dass die Leute ständig PS und 2PC für so große Kataloge berechnen, und als ob meine Versuche, dieses Problem zu lösen, fehlerhaft sein könnten. Meine genaue Frage ist, sind meine Optionen so, wie ich sie dargelegt habe, oder gibt es eine andere Möglichkeit, diese Berechnung zu handhaben, die ich nicht beschrieben habe?


Physik und Astronomie REU 2017


Supernovae (Plural von Supernova) bilden sich, wenn Sterne, am häufigsten entweder Weiße Zwerge oder Rote Riesen, explodieren. Es kann Monate dauern, bis diese Ereignisse vollständig ablaufen, und während dieser Zeit können Informationen über die Explosion aus den beobachteten optischen elektromagnetischen Leistungsspektren der Supernova gewonnen werden. Für verschiedene Elemente bilden sich Spektrallinien mit Eigenschaften, die von bestimmten physikalischen Parametern abhängen, wie beispielsweise der optischen Tiefe (Dicke) der Elemente und ihrer Geschwindigkeit. Von besonderem Interesse für Theoretiker ist insbesondere die Geschwindigkeitsverteilung von Elementen in den Ejekta einer Supernova (als "Fundance Stratication" bezeichnet). Wir werden den Supernova-Simulationscode SYNOW (SYnthetic NOW) verwenden, um simulierte Spektren mit bekannten spezifizierten Parametern mit beobachteten Spektren der SN2012fr klassifizierten Supernova abzugleichen. Nachdem wir grobe Anpassungen erhalten haben, wechseln wir zu einer fortschrittlicheren Software für genauere Schätzungen. Unser Ziel wird es sein zu verstehen, wie sich die Geschwindigkeit und Verteilung verschiedener Elemente in der Ejekta von SN2012fr, insbesondere Silizium, mit der Zeit ändert.

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&ldquoSimuliertes IR-Spektrum von Alkanthiol SAM auf Au(111) &rdquo

Antonius Ghanim - Whitworth University
Mentor: Dr. Lloyd Bumm


Die Ergebnisse der STM-produzierten Bilder zeigten, dass die Alkanthiol-SAMs eine 4-Molekül-Basisstruktur aufweisen. Dies motivierte die Gruppe, ein Modell zu erstellen, das die Ergebnisse erklären könnte. Mithilfe der Molekulardynamik wurde ein Modell erstellt, das Aufschluss darüber gab, was unter der Oberfläche der Schicht passieren könnte, und bis jetzt stimmt es mit dem überein, was wir an der Oberfläche beobachten. Ein weiteres experimentelles Ergebnis ist das IR-Spektrum der Monoschicht, mit dem wir unser simuliertes IR-Spektrum aus dem Modell vergleichen.

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&ldquo Lagurerre-Gaussian Beam Mode Reinheit &rdquo

Nia Burrell - Lafayette College
Mentor: Dr. Eric Abraham

Ich arbeite mit Dr. Eric Abraham an experimenteller Atom-, Molekular- und optischer Physik. Ich werde elektromagnetische Strahlung und diffraktive Optik verwenden, um verschiedene Modi von Laguerre-Gauss-Strahlen zu erzeugen. Die Daten, die ich sammle, stammen aus Bildern dieser Strahlen bei unterschiedlichen Ausbreitungsentfernungen. Ich verwende Python, um die Leistung der Strahlen als Funktion der Ausbreitungsentfernung zu berechnen. Ich werde in der Lage sein, diese Werte zu analysieren, um die besten Profile der Strahlen zu erzeugen und ihre Reinheit zu maximieren, wobei die Intensität proportional zum Laguerre-Polynom ist.

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&ldquo HALT/HASS-Tests von ATLAS-Pixeldetektormodulen &ldquo

Jessica Johnson - Hastings College
Mentor: Dr. John Stupak

Der ATLAS-Detektor ist einer von zwei Hauptteilchendetektoren im Large Hadron Collider (LHC). Der innerste Erfassungsbereich des Detektors, der Pixeldetektor, steht kurz vor der Modernisierung. Die Pixeldetektormodule, die im Upgrade verwendet werden sollen, müssen vor dem Einsetzen in den Detektor getestet werden. Beim HALT/HASS-Test werden die Module thermischen und Vibrationsbelastungen ausgesetzt, die die Belastungen simulieren, denen sie während ihrer Lebensdauer im Detektor ausgesetzt sind. Der Zweck besteht darin, eine Teststation zu konzipieren, um festzustellen, ob die Module defekt sind, bevor sie in den Detektor eingesetzt werden. Dieses Projekt befasst sich speziell mit dem Design und dem Testen der Kühlplattform der Teststation.

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&ldquo Stabilisierung von Laser- und Mikrowellenfeldern zur kohärenten Kontrolle von Spinaustausch-Kollisionen in ultrakalten Natriumgasen &ldquo

Jeremy Norris – University of Southern Mississippi
Mentor: Dr. Arne Schwettmann

Spinaustauschkollisionen in ultrakalten Natriumgasen erzeugen eine Quantenverschränkung zwischen Atomen mit Spin-Up und Spin-Down. Dies öffnet die Tür für Experimente zur Materiewellen-Quantenoptik im Spinraum, ähnlich wie bei verschränkten Lichtstrahlen. Ein Beispiel ist die quantenverstärkte Interferometrie. Um solche Experimente durchzuführen, sind eine Kühlung des Gases und eine genaue Kontrolle der Kollisionen erforderlich. In Natrium kann dies mit resonanznahen Laserfeldern bei . erfolgen

589 nm und Mikrowellen bei 1,8 GHz. In meinem Projekt werde ich Methoden implementieren, um die Amplitude und Frequenz dieser Felder mithilfe aktiver Rückkopplungsschleifen und computergesteuerter direkter digitaler Synthese zu stabilisieren und zu steuern.

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&ldquo Titel: Rotierende Perioden von Asteroiden &rdquo

Jordan Van Nest - Trevecca Nazarene University
Mentor: Dr. Mukremin Kilic

In dieser Präsentation geht es um die Erkennung der Rotationsperioden von Asteroiden. Acht Beobachtungsnächte wurden mit Bildsubtraktion analysiert, um Asteroiden am Nachthimmel zu lokalisieren. Durch die Verfolgung der Positionen dieser Asteroiden kann die Software, die für die Bildsubtraktion verantwortlich ist, auch eine Messung der optischen Größe der Asteroiden liefern. Die Lichtkurve eines Asteroiden wird durch Auftragen der Helligkeiten des Asteroiden während der Nacht erhalten. Da der Asteroid ein vermutlich nicht-sphärisches Objekt ist, das sich periodisch dreht, sollte die Lichtkurve einige periodische Eigenschaften haben. Eine Fourier-Analyse der Lichtkurve sollte eine klare Rotationsperiode für einen Asteroiden definieren.

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&bdquo Bevölkerung der Oortschen Wolke &rdquo

Katherine Shepard - Sarah Lawrence College
Mentor: Dr. Nate Kaib

Die Oortsche Wolke ist eine theoretische Sphäre aus eisigen Kometenkörpern, die unser Sonnensystem umgibt. Es entstand in den frühen Jahren des Sonnensystems als Folge der Entstehung und der Gravitationseinflüsse der vier Riesenplaneten. Simulationen liefern jedoch nicht die erwartete Population. Standardmodelle der Oortschen Wolkenformation legen nahe, dass die Population ungefähr 10- bis 100-mal größer sein sollte, als die Simulationen zeigen. Eine mögliche Lösung für diese Diskrepanz ist der Einbau eines ultraweiten Doppelsternsystems in den frühen Jahren des Sonnensystems. Die Anwesenheit des Doppelsterns würde dazu beitragen, Kometenkörper einzufangen und zu zerstreuen, bevor das System zerstört wurde. Wir simulieren derzeit das Kontrollsystem, das den Doppelstern weglässt. Zukünftige Simulationen werden den Doppelstern einbeziehen und hoffentlich zu einer Zunahme der Oort-Wolken-Population führen, die den Modellen entspricht.

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&ldquo Eigenschaften von Leerengalaxien &rdquo

Sean Bruton – University of Oklahoma
Mentor: Dr. Xinyu Dai

Leerengalaxien sind Galaxien, die unterdichte Regionen des Universums besetzen, die als Leerstellen bezeichnet werden. Dies ermöglicht es ihnen, sich mit wenigen benachbarten Gravitationswechselwirkungen zu entwickeln, was uns einen Einblick in die Galaxienentstehung durch den Kollaps von Gaswolken gibt. Sie haben andere Eigenschaften als Galaxien in Haufen, von denen die meisten auf ihre höhere Sternentstehungsrate zurückzuführen sind. Sie haben jedoch auch einige Eigenschaften, die denen von Haufengalaxien ähneln, wie beispielsweise ihren Anteil an aktiven galaktischen Kernen (AGN). Dies kann Modelle hinsichtlich der Auslösung von AGN einschränken. Daher können weitere Untersuchungen von leeren Galaxien Informationen über Galaxienentstehung, AGN und kosmologische Parameter liefern. Zu diesem Zweck erstellen wir einen Katalog von Void-Galaxien aus den spektroskopischen Daten des Sloan Digital Sky Survey und des WiggleZ Dark Energy Survey zur Analyse.

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&ldquo Vektorähnliche Leptonen &rdquo

Miranda Brugman - University of Oklahoma
Mentor: Dr. Brad Abbott

Der Large Hadron Collider sammelt eine immense Datenmenge zu subatomaren Kollisionen von Protonen. Das Standardmodell der Teilchenphysik beschreibt das Verhalten bekannter Teilchen. Die Gruppe, mit der ich zusammenarbeite, sucht in den Daten des LHC nach theoretischen Teilchen, die vom Standardmodell nicht beschrieben werden. Ich helfe beim Erstellen von Code, der nach Signaturzerfällen solcher Partikel sucht, in der Hoffnung, Modifikationen für das Standardmodell zu verifizieren oder zu finden.

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&ldquo Einfluss stellarer Gefährten auf den Fomalhaut-Ring &ldquo

Ethan White – University of Oklahoma
Mentor: Dr. Nate Kaib

Es wird angenommen, dass etwa 50% aller Sterne in Doppelsternsystemen existieren. Aus diesem Grund ist es wichtig zu verstehen, wie sich Doppelsterne gegenseitig und ihre Sonnensysteme beeinflussen. Unser Projekt versucht, die Ursache für die Exzentrizität des Fomalhaut-Rings zu ermitteln. Wir vermuten, dass die Umlaufbahn von Fomalhauts binärem Begleiter nahe genug an Fomalhauts Ring vorbeiging, um die beobachtete Exzentrizität zu verursachen, ohne sie vollständig zu zerstören. Dazu haben wir mehrere Simulationen mit unterschiedlichen Bedingungen durchgeführt und sind nun dabei, diese Ergebnisse zu analysieren, um festzustellen, ob unsere Hypothese plausibel ist.

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&ldquo Verdünnte Nitrid (GaInNAs) Solarzellen &rdquo

Hannah Harrell - University of Oklahoma
Mentor: Dr. Ian Sellers

Während Mehrfachsolarzellen einen breiteren Wellenlängenbereich sammeln, was sie effizienter macht, führt die Einführung neuer Materialien oft zu Legierungsschwankungen, Verunreinigungen und anderen Defekten innerhalb der Probe, die den Gesamtwirkungsgrad verringern. Wasserstoff und schnelles thermisches Glühen (RTA) sind dafür bekannt, diese Defekte zu beheben. Wir haben verschiedene Methoden verwendet, um die Passivierungseffekte in den Proben zu analysieren, einschließlich der temperatur- und leistungsabhängigen Photolumineszenz (PL). Wir werden diese Proben weiterhin mit Elektrolumineszenz (EL) analysieren, was es uns ermöglicht, Strahlungs- und Nichtstrahlungsvorgänge innerhalb der Probe und externe Quanteneffizienz (EQE)-Messungen zu vergleichen, die es uns ermöglichen, festzustellen, wo sich Defekte in der Probe bilden.

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&ldquo Laserspektroskopie von C02 &rdquo

Christopher Leonard - University of Oklahoma
Mentor: Dr. Jim Shaffer

Für dieses Experiment wird die Laserspektroskopie einer Kohlendioxidgasprobe verwendet, um das Verhalten eines Quantenkaskadenlasers im Wellenlängenbereich von 4320 bis 4350 nm zu charakterisieren. Die Frequenz des Lasers wird durch Variieren der Eingangsbedingungen und Beobachten ihrer Beziehung zum Absorptionsspektrum von Kohlendioxid gemessen, und die Leistung wird durch einen Photodetektor gemessen. Das Ziel dieses Aufbaus besteht darin, den Laser für die Anregung einzelner Elektronen zu kalibrieren, die auf die Oberfläche eines Dielektrikums begrenzt sind, um sie für den Quantencomputer zu verwenden.

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&ldquo Protosterne im Orion Molecular Cloud Complex &ldquo &

Lisa Patel - University of Oklahoma
Mentor: Dr. John Tobin

Sterne aus dem Inneren relativ dichter und riesiger Komplexe aus interstellarem Gas und Staub, genannt Molekularwolken, die hauptsächlich aus molekularem Wasserstoff bestehen und eine Temperatur im Bereich von 10-50 K haben. Die Phase 0 der Klasse, die früheste erkennbare Phase der Sternentstehung, ist gekennzeichnet durch die Bildung eines hydrostatisch unterstützten Protosterns innerhalb einer einfallenden Hülle aus Gas und Staub. Normalerweise wird die nächste Phase, Klasse-I-Protosterne, schwächere Hüllen haben. Die Identifizierung und Untersuchung dieser jüngsten Quellen ist entscheidend, um statistische Rückschlüsse auf Eigenschaften wie Lebensdauer, Evolutionsklasse und Leuchtkraftentwicklung zu ziehen sowie unbekannte Fragen zum Ursprung der Multiplizität und Eigenschaften von Sternscheiben zu beantworten. Unter Verwendung der Empfindlichkeit und des Auflösungsvermögens von ALMA wurde die größte und vollständigste Untersuchung von 331 Protosternen im Orion A und B bei einer Auflösung von 0,09 Grad durchgeführt, um eine statistische Analyse der Scheibeneigenschaften und -multiplizität zu ermöglichen. Derzeit befinden wir uns in der Datenverarbeitungsphase der 331 Quellen, die die Kalibrierung der Rohdaten und die Bildgebung mit einer Paketsoftware namens CASA umfasst.

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&ldquo Quantifizierung von Quasar-Abflüssen &ldquo

Collin Dabbieri – University of Oklahoma
Mentorin: Dr. Karen Leighly

Ein Quasar ist ein um ein supermassereiches Schwarzes Loch herum aufgebautes System, das unter anderem aus einer dünnen, heißen Akkretionsscheibe mit hoher thermischer Leuchtkraft besteht. Diese Scheibe treibt Gas- und Staubwinde durch die Wirtsgalaxie, und wenn Strahlung von der Akkretionsscheibe emittiert wird, kann sie teilweise von diesen windigen Ausströmen absorbiert werden. Durch die Analyse von Quasarspektren und Anpassung ihrer Absorptionslinien kann man Informationen über die physikalischen Bedingungen der Quasarausflüsse gewinnen. Wir verwenden eine Anpassungsmethode namens Emcee, um das Absorptions- und Kontinuumsprofil für 26 Quasarspektren anzupassen und die physikalischen Bedingungen ihrer Wirtsquasare zu bestimmen.

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&ldquo Indiumarsenid (InAs) Quantenpunkte für Anwendungen in Zwischenbandsolarzellen (IBSC) &rdquo)

Tristan Thrasher - University of Oklahoma
Mentor: Dr. Ian Sellers

Photolumineszenz wird verwendet, um selbstorganisierte Indium-Arsenid-Quantenpunktstrukturen zu beobachten. Die Manipulation des Systems unter Verwendung einer Galliumarsenid (GaAs)-Antomony (Sb)-Matrix verringert die effektive Bandlücke und ermöglicht eine qualitativere spektrale Überlappung und eine günstige Umwandlung des Sonnenspektrums. Temperaturabhängige externe Quanteneffizienzmessungen zeigen eine Verbesserung in den QD-Bereichen mit steigender Temperatur.

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&ldquo Zinkoxid und seine photovoltaischen Eigenschaften für seine Verwendung in Solarzellen &ldquo

Jill Kozlowski – University of Oklahoma
Mentor: Dr. Ian Sellers

Ziel dieser Forschung ist die Untersuchung von Zinkoxid (ZnO) und Zinkoxid mit Kobalt (Co) als Halbleiter für den Einsatz in Solarzellen. Bisher wurden in dieser Forschung Daten zu geglühtem ZnO als Referenz für ZnOCo gesammelt. Die ZnO-Proben wurden jeweils bei unterschiedlichen Temperaturen in die schnelle thermische Glühvorrichtung gegeben, bevor an ihnen temperaturabhängige Untersuchungen durchgeführt wurden. Bei der Untersuchung der photovoltaischen Eigenschaften der Proben wurde ein Laser auf jede Probe gerichtet und die Beziehung zwischen Intensität und Wellenlänge des Ausgangslichts wurde gemessen. Diese Beziehung in Kombination mit temperaturabhängigen Messungen liefert Informationen über die Bandlücke des Zinkoxids und damit seine gesamten photovoltaischen Eigenschaften und die potenzielle Verwendung in Solarzellen.

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&ldquo Identifizierung von Kandidaten für Weiße Zwerge &ldquo

Courtney Crawford – University of Oklahoma
Mentor: Dr. Mukremin Kilic

Zusammenfassung:Ich identifiziere Kandidaten für Weiße Zwerge, indem ich Ziele mit signifikanter (5 Sigma) Eigenbewegung im HSOY-Katalog mit photometrischen Daten von SDSS kreuze die optischen Daten mit atmosphärischen Modellen des Weißen Zwergs, um Temperatur und Zusammensetzung jedes Objekts abzuschätzen. Ich habe ein besonderes Interesse daran, ultrakühle weiße Zwerge auf Wasserstoffbasis zu identifizieren.


Leistungsspektren aus Galaxienkatalogen effizient berechnen - Astronomie

Das RTL-SDR-Radio-Observatorium.

Verwandeln Sie Ihren RTL-SDR-Dongle in ein Arbeitspferd der Radioastronomie. Führen Sie Funktionen wie die Gesamtleistungsintegration durch, nehmen Sie Spektren auf, um die 21-cm-Wasserstofflinie zu beobachten, und führen Sie spektrale Beobachtungen im frequenzgeschalteten Modus durch, um die Bandpassform abzuflachen und das Signal-Rausch-Verhältnis zu erhöhen.

Da dieses Spektrum in Innenräumen mit einer V-Dipol-Antenne neben einem Desktop-Computer aufgenommen wird, können wir in der Nähe von 1,42 GHz ziemlich viel RFI sehen!

Bis rtlobs auf PyPI ist, würde ich die Installation von git empfehlen:

git-Klon https://github.com/evanmayer/rtlobs.git

und den Zugriff auf die Module selbst verwalten, entweder durch das Einrichten Ihres sys.path oder durch einfaches Entwickeln Ihrer Skripte innerhalb des Checkouts. Das Erstellen einer Beobachtungsroutine mit Jupyter-Notizbüchern funktioniert großartig! Eine setup.py-Datei ist für python setup.py install enthalten, falls Sie virtuelle Umgebungen verwenden oder eine unordentliche Deinstallation nicht stören, wenn Sie entscheiden, dass Sie keine rtlobs auf dem Weg haben möchten. Dies funktioniert besser, sobald pip install unterstützt wird.

Diese sind für zusätzliche Steuerelemente erforderlich, die auf den Funktionen Ihrer Hardware basieren oder nicht.

  • gpiozero (optional, ermöglicht die Adressierung von Rauschquellenschaltern mit GPIO-Pins)
  • Unterprozess (optional, Funktionen im utils-Paket zum Ein- und Ausschalten von Bias verwenden Unterprozessfunktionen, die Python >=3.7 erfordern)
  • rtl_biast (optional, ermöglicht die Steuerung für die Stromversorgung eines externen rauscharmen Verstärkers über das RTL-SDR-Koax)

Der Code ist so strukturiert, dass er den Beobachtungsworkflow unterstützt:

  • Kalibrierung:
    • Eine Funktion, die eine Y-Faktor-Kalibrierung unter Verwendung von zwei integrierten Gesamtleistungswerten aus der Messung heißer und kalter Lasten und ihrer jeweiligen bekannten Temperaturen unter Verwendung des unten implementierten Gesamtleistungsradiometers implementiert.
    • Funktionen zur Verwendung des RTL-SDR als Gesamtleistungsradiometer, Integration von I-Q-Abtastwerten zur Verwendung in einer Schätzung der Gesamtleistung über einen bestimmten Zeitraum
    • Funktionen zur Aufnahme von zeitgemittelten Spektren
    • Funktionen zur On-the-Fly-Aufnahme von frequenzgeschalteten Spektren
    • Grundlegende Spektrendarstellung
    • Anwenden der Kalibrierung auf aufgezeichnete Spektren**
    • Anwendung der frequenzschaltenden Faltungstechnik auf Spektren, die bei zwei verschiedenen Frequenzen aufgenommen wurden
    • Basisliniensubtraktion eines Spektrums von einem anderen
    • Berechnung der Doppler-Relativgeschwindigkeitsverschiebung für Spektren mit gegebenen galaktischen Koordinaten**
    • Von Funktionen geteilte Unterprogramme
    • Implementierungen optionaler Hardwareschnittstellenfunktionen wie unten beschrieben

    Es wird davon ausgegangen, dass Sie ein RtlSdr-Gerät mit den richtigen Treibern auf Ihrem Computer eingerichtet haben. Obwohl dieser Code unter Windows oder Linux ausgeführt werden kann, wurde er auf einem Raspberry Pi 4 entwickelt und getestet. Ich versuche mein Bestes, um die Kernbeobachtungsfunktionen plattformübergreifend zu gestalten und Annahmen über Prozessorgeschwindigkeit und Speicher zu vermeiden. Hardware-Schnittstellenfunktionen erfordern möglicherweise zusätzliche Anpassungen an Ihre Hardware und Plattform.

    Mehrere Aspekte dieses Codes setzen das Vorhandensein externer Hardware voraus:

    • RtlSdr USB-Dongle (ich verwende den rtl-sdr.com v3-Dongle)
    • Einige vernünftige Mittel zur Verstärkung/Verstärkung: eine Schüssel-, Yagi- oder Hornantenne, richtig gefiltert für das interessierende Band und mit einem rauscharmen Verstärker als eine der ersten Stufen nach der Antenne.
    • Es wird Code bereitgestellt, um optional Python zum Ein- und Ausschalten eines On-Board-Bias-T-Stücks (ein Gerät zur Stromversorgung durch Gleichstrom über den SDR-Koax-Eingang) zu verwenden, das auf dem rtl-sdr.com v3-Dongle bereitgestellt wird. Es ist fest codiert mit dem Ort, an dem mein rtl-biast-Treiber installiert ist. Es ist einfach, mit dem Speicherort Ihrer ausführbaren Treiberdatei zu konfigurieren.
    • Es wird Code bereitgestellt, um optional die adressierbaren GPIO-Pins eines Raspberry Pi zu verwenden, um die Ausgangsspannungen an eine Rauschquelle zu steuern, die über den Geräteeingang mit 5 V-Logikpegeln geschaltet werden kann. Eine solche Rauschquelle ist in Form eines 50-Ohm-Widerstands an Bord des nooelec SAWbird H1 Barebones LNA vorhanden, könnte aber genauso gut an anderer Stelle bezogen werden.
    • Dies ist in Arbeit. Es sind noch nicht alle Funktionen implementiert.
    • Dieser Code wurde nicht von Experten begutachtet, obwohl er viele Male angesehen wurde. Dies bedeutet entweder, dass alles korrekt ist oder niemand genau genug hingeschaut hat.
    • Diese Bibliothek wurde nicht gegen eine Rauschquelle mit bekannter Leistung verifiziert und wurde nicht auf Übereinstimmung mit eigenständigen Dienstprogrammen wie rtl-power bei der Berechnung der Gesamtleistung oder der Schätzungen der spektralen Leistungsdichte getestet.
    • Da das Erstellen von Spektren mit Python etwas langsamer ist als der entsprechende kompilierte C/C++-Code (siehe rtl-power oder rtl-power-fftw), wenn Sie nach einer 100-sekündigen Integration fragen, dauert es etwas länger als 100 Sekunden, aber Ihre effektive Integration effective Zeit wird das sein, wonach du gefragt hast.
    • Ich schreibe viele Kommentare, die Sie vielleicht nicht lesen möchten.

    Kontaktieren Sie mich hier mit Ihren Problemen und Fragen und wir werden zusammenarbeiten, um sie zu beheben.


    Python-CAMB¶

    CAMB (Code for Anisotropies in the Microwave Background), ein kosmologischer Code zur Berechnung von CMB, Linsenbildung, Galaxienzahl, Dunkelalter-21cm-Leistungsspektren, Materie-Leistungsspektren und Übertragungsfunktionen. Es gibt auch allgemeine Nutzenfunktionen für kosmologische Berechnungen wie Hintergrundexpansion, Entfernungen usw. Der Hauptcode ist Python mit numerischen Berechnungen, die effizient in Python-umhülltem modernen Fortran implementiert sind.

    Im CAMB-Python-Beispielnotebook finden Sie eine Reihe von einführenden Beispielen zur Verwendung des CAMB-Pakets. Dies ist normalerweise der schnellste Weg, um die Verwendung zu erlernen und schnell einige der Funktionen zu sehen.

    Für eine nicht bearbeitbare Standardinstallation verwenden Sie:

    Der –user ist optional und nur erforderlich, wenn Sie keine Schreibberechtigung für Ihre Python-Hauptinstallation haben. Wenn Sie am Code von GitHub arbeiten möchten, können Sie auch einfach an Ort und Stelle installieren, ohne etwas zu kopieren mit:

    Sie müssen ifort oder gfortran 6 oder höher (und in Ihrem Pfad) installiert haben, um zu kompilieren. Siehe Fortran-Compiler für Details zur Compiler-Installation, falls erforderlich. Eine kompilierte Bibliothek für Windows wird ebenfalls bereitgestellt und wird verwendet, wenn auf Windows-Rechnern keine gfortran-Installation gefunden wird. Wenn Sie gfortrand installiert haben, erstellt „python setup.py make“ die Fortran-Bibliothek auf allen Systemen (einschließlich Windows ohne direkte Verwendung eines Makefiles) und kann verwendet werden, um eine Quellinstallation nach Änderungen zu aktualisieren oder eine aktualisierte Version zu ziehen.

    Anaconda-Benutzer können auch von conda-forge installieren mit:

    ohne dass ein Fortran-Compiler erforderlich ist (es sei denn, Sie möchten benutzerdefinierte Quellen/symbolische Kompilierungsfunktionen verwenden). Überprüfen Sie, ob Conda die neueste Version installiert, andernfalls versuchen Sie die Installation in einer neuen, sauberen Conda-Umgebung.

    Nach der Installation kann das camb-Python-Modul aus Ihren Skripten mit „import camb“ geladen werden. Sie können CAMB auch über die Befehlszeile ausführen, indem Sie Parameter aus einer INI-Datei lesen, z. B.:

    Möglicherweise müssen Sie überprüfen, ob sich Ihr Python-Skriptverzeichnis in Ihrem Pfad befindet, damit dies funktioniert. Alternativ aus dem Stammverzeichnis des Quellpakets (nach make, aber ohne Installation) verwenden Sie:


    Forscher ebnen den Weg für eine effizientere Berechnung von Circulardichroismus-Spektren

    Quelle: Makkonen et al. J.Chem. Phys. 154, 114102 (2021)

    Mitglieder der CEST-Gruppe haben kürzlich ein Papier veröffentlicht, in dem eine neuartige Methode zur Berechnung von CD-Spektren im Open-Source-GPAW-Code vorgestellt wird. Die Veröffentlichung zeigt, dass der implementierte Ansatz effizienter ist als die üblicherweise verwendete Linear-Response-Methode und CD-Spektren von nanoskaligen Systemen, wie z. B. hybriden Silberclustern aus über 1000 Atomen, problemlos berechnen können.

    Die Aufnahme von CD-Spektren ist eine sehr leistungsfähige Methode, um die chiralen optischen Eigenschaften zu untersuchen und kleine Strukturänderungen in chiralen Molekülen, DNA, Proteinen und Nanoclustern zu erkennen, um nur einige zu nennen. Der Rechenaufwand der üblicherweise verwendeten zeitabhängigen Dichtefunktionaltheorie (TDDFT)-Methode mit linearer Antwort steigt jedoch mit der beobachteten Systemgröße drastisch an und kann typischerweise nur auf kleine Systeme angewendet werden. Um diese Herausforderung zu meistern, haben die Forscher Esko Makkonen, Tuomas Rossi, Patrick Rinke und Xi Chen mit Mitarbeitern aus Jyväskylä, Spanien und Kolumbien zusammengearbeitet, um einen effizienteren Ansatz basierend auf Echtzeit-TDDFT zur Berechnung von CD-Spektren zu implementieren. Der veröffentlichte Code bietet sowohl eine lineare Kombination von Atomorbitalen (LCAO) als auch Gittermodi. Der LCAO-Modus ist für große Systeme von Vorteil, während der Grid-Modus für kleine Moleküle und Benchmark-Zwecke geeignet ist, was diese neue Methode extrem vielseitig macht.

    Die Autoren testeten diese neue Implementierung auf verschiedenen Systemen. In allen Testfällen zeigen die Berechnungen eine hohe Effizienz und stimmen gut mit experimentellen Ergebnissen und Referenzrechnungen überein. Angetrieben von diesem anfänglichen Erfolg ist die Gruppe nun bereit, viele weitere chirale Nanocluster zu untersuchen. Das Ziel dieser Arbeit ist es, den Ursprung chiraler optischer Eigenschaften in Nanoclustern aufzudecken und Metallcluster zu entwickeln, die als chirale Sensoren nützlich sind.


    Die Kraft des Deep Learning nutzen, um entscheidende Eigenschaften der Sterne in unserer Galaxie genau und effizient vorherzusagen.

    Es wurde ein Skript bereitgestellt ( starnet/train_StarNet.py ), um das Training von StarNet zu vereinfachen. Ein Beispiel dafür, wie man damit die grundlegende StarNet2017-Architektur auf einem Datensatz namens training_dataset.h5 trainiert, um die Parameter T_eff, logg, [M/H], [alpha/M] vorherzusagen:

    HINWEIS: Die Argumente --targets und --spec_key erwarten, dass die Schlüsselwörter, die in Ihrer Datei training_dataset.h5 verwendet werden, die Trainingsbezeichnungen bzw. Trainingsfunktionen speichern.


    Riesige Radiogalaxie von indischen Astronomen entdeckt

    325-610 MHz Spektralindexkarte der riesigen Radiogalaxie. Quelle: Sebastian et al., 2017.

    (Phys.org) – Ein Team indischer Astronomen berichtet über die Entdeckung einer neuen riesigen Radiogalaxie (GRG) mit dem Giant Meterewave Radio Telescope (GMRT). Mit einer linearen Größe von mehr als 7 Millionen Lichtjahren ist es eines der größten bisher bekannten GRGs. Das Ergebnis wurde am 17. Oktober in einem Forschungspapier vorgestellt, das im arXiv-Pre-Print-Repository veröffentlicht wurde.

    GRG sind Radiogalaxien mit einer projizierten linearen Gesamtlänge von mehr als 6,5 Millionen Lichtjahren. Sie sind seltene Objekte, die in Umgebungen mit geringer Dichte gewachsen sind. GRGs sind für Astronomen wichtig, um die Entstehung und Entwicklung von Radioquellen zu studieren.

    Vor kurzem beobachtete eine Gruppe von Forschern unter der Leitung von Biny Sebastian vom National Center for Radio Astrophysics in Pune, Indien, das LBDS (Leiden Berkeley Deep Survey)-Lynx-Feld mit GMRT bei 150 MHz, um nach hochrotverschobenen Radiogalaxien zu suchen. Sie führten tiefe Radiobeobachtungen mit GMRT und spektroskopische Beobachtungen mit einem optischen 2,0-m-Teleskop am Girawali-Observatorium des Interuniversitären Zentrums für Astronomie und Astrophysik (IUCAA) in Indien durch. Die Astronomen fanden eine riesige Radioquelle bei einer Rotverschiebung von 0,57 und bestimmten ihre Grundparameter.

    „Wir berichten über die Entdeckung einer der größten und am weitesten entfernten Riesen-Radiogalaxien im Luchsfeld, die mit Hilfe von tiefen 150 MHz-Riesen-Meterwellen-Radioteleskop-Beobachtungen entdeckt wurde. (…) Eine in Frage kommende Riesen-Radioquelle wurde im Feld gefunden, jenseits der halben Strahlbreite mit einem RA DEC von 08h44m08,8s +46d27m44s", heißt es in dem Papier.

    Der Studie zufolge hat das neu entdeckte GRG eine lineare Größe von 7,17 Millionen Lichtjahren und ist damit eines der größten bisher entdeckten GRGs. Derzeit hält die J1420-0545 mit einer projizierten Größe von etwa 16 Millionen Lichtjahren den Titel der größten bisher bekannten riesigen Radiogalaxie.

    Das von Sebastians Team gefundene GRG hat eine lineare Struktur und zeigt keine Anzeichen für Verzerrungen in den Brücken. Die untersuchte Galaxie zeigt eine Randaufhellung im Keulen nach Süden, die auf unterschiedliche Umgebungen zurückzuführen sein könnte.

    Die Forscher stellten fest, dass es eine Gesamtflussdichte von 82,3 mJy bei 325 MHz und ein maximales Alter von 20 Millionen Jahren aufweist. Das geschätzte Alter ist für die allgemeine Bevölkerung von riesigen Radiogalaxien üblich.

    Das Team fand auch heraus, dass das neue GRG einige Hinweise auf episodische Emissionen aufweist. Darüber hinaus deutet das steile Spektrum seines Kerns auf das Vorhandensein eines weiteren Paars von unaufgelösten Lappen innerhalb des Kerns hin, was darauf hindeuten könnte, dass es sich um eine Triple-Doppel-Radiogalaxie handelt.

    „Wir stellen auch fest, dass der Kern bei allen vier Frequenzen mit einem Spektralindex von 0,85 detektiert wird, was steiler als normal ist, daher spekulieren wir, dass der Kern eine kompakte Steilspektrumquelle (CSS) sein könnte, die diese riesige Radiogalaxie a Kandidat für eine Dreifach-Doppel-Radiogalaxie", schreiben die Wissenschaftler in dem Papier.

    Die Autoren betonten die Bedeutung ihrer Entdeckung. Da die Zahl der bei hohen Rotverschiebungen identifizierten Riesenradioquellen gering ist, könnte jede neue Entdeckung in diesem Bereich sehr hilfreich sein, um die Entwicklung der Radiogalaxienpopulation über Rotverschiebung zu untersuchen.

    Biny Sebastianet al. Entdeckung einer neuen 2,2-Mpc-Riesen-Radiogalaxie bei einer Rotverschiebung von 0,57, Monatliche Mitteilungen der Royal Astronomical Society (2017). DOI: 10.1093/mnras/stx2631

    Abstrakt
    Wir berichten über die Entdeckung einer der größten und am weitesten entfernten Giant Radio Galaxy (GRG) im Lynx-Feld, die mit tiefen 150 MHz-Beobachtungen des Giant Meter-Wave Radio Telescope (GMRT) entdeckt wurde. Der Kern wird bei 150 MHz und auch im VLA FIRST Survey erkannt. Spektroskopische Beobachtungen mit dem IUCAA Giravali Observatory (IGO) ergaben einen Rotverschiebungswert von 0,57. Diese Rotverschiebung wurde später mit Daten des Sloan Digital Sky Survey (Data Release 12) bestätigt. Die Winkelgröße des GRG beträgt 5,5 arcmin und bei der Rotverschiebung von 0,57 beträgt seine lineare Größe 2,2 Mpc. Bei dieser hohen Rotverschiebung ist nur von wenigen Radioquellen bekannt, dass sie eine so große lineare Größe haben. 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.

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    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 Astrophysikalisches Journal.


    Mitgliedschaften

    Institute of Earth Sciences, Academia Sinica, Taipei, Taiwan

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

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    Contributions

    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