Astronomie

Des outils de simulation de problèmes astronomiques théoriques ?

Des outils de simulation de problèmes astronomiques théoriques ?

J'ai essayé de chercher des outils open source qui me permettraient d'exécuter des simulations et de construire sur le code avec mes propres besoins (principalement des simulations mathématiques, mais des visuels 3D seraient un bonus.), malheureusement je n'en ai pas vraiment trouvé beaucoup d'open projets sources, donc je pense que ces outils sont peut-être disponibles sur des sites Web comme la NASA ou d'autres fondations pour la recherche astronomique. Où irait-on pour trouver le logiciel professionnel actuel pour la recherche et les simulations en astronomie ?


Donnez un chèque à GADGET-2 si vous ne l'avez pas déjà fait.

GADGET est un code disponible gratuitement pour les simulations cosmologiques N-corps/SPH sur des ordinateurs massivement parallèles à mémoire distribuée. GADGET utilise un modèle de communication explicite qui est implémenté avec l'interface de communication standardisée MPI. Le code peut être exécuté sur pratiquement tous les systèmes de superordinateurs actuellement utilisés, y compris des grappes de postes de travail ou des PC individuels.

GADGET calcule les forces gravitationnelles avec un algorithme d'arbre hiérarchique (éventuellement en combinaison avec un schéma particule-maille pour les forces gravitationnelles à longue portée) et représente les fluides au moyen de l'hydrodynamique des particules lissées (SPH). Le code peut être utilisé pour des études de systèmes isolés, ou pour des simulations qui incluent l'expansion cosmologique de l'espace, avec ou sans conditions aux limites périodiques. Dans tous ces types de simulations, GADGET suit l'évolution d'un système à N corps auto-gravitant sans collision, et permet d'inclure éventuellement la dynamique des gaz. Tant le calcul de la force que le pas de temps de GADGET sont entièrement adaptatifs, avec une plage dynamique qui est, en principe, illimitée.

GADGET peut donc être utilisé pour résoudre un large éventail de problèmes astrophysiquement intéressants, allant des collisions et fusions de galaxies à la formation de structures à grande échelle dans l'Univers. Avec l'inclusion de processus physiques supplémentaires tels que le refroidissement et le chauffage radiatifs, GADGET peut également être utilisé pour étudier la dynamique du milieu intergalactique gazeux, ou pour aborder la formation d'étoiles et sa régulation par des processus de rétroaction.


Il existe un package python nommé Astropy. Il contient des modules pour faire de nombreux calculs en astronomie. Ce n'est pas un modèle ou une simulation, mais il pourrait être utilisé pour résoudre de nombreux problèmes ou tâches d'analyse de données en astronomie ou pour prétraiter les entrées pour les modèles et les simulations. Il est inclus dans plusieurs distributions Python.


Désordre ordonné : Simulations de dynamique planète-disque avec AREPO

Depuis l'avènement des simulations informatiques comme outil majeur de l'astronomie théorique, les méthodes utilisées n'ont cessé de s'affiner. L'utilisation d'une puissance informatique toujours croissante nous aide à atteindre une résolution de plus en plus élevée et à effectuer des simulations de scénarios de plus en plus réalistes. Lisez cet astrobite si vous voulez en savoir plus sur les superordinateurs et les défis informatiques ou lisez ici une récente et ambitieuse simulation à grande échelle de structures cosmologiques. Les modèles informatiques en général aident les astronomes à résoudre des problèmes qui ne peuvent être compris par les seules observations. En astrophysique, seul l'effort combiné des méthodes observationnelles et théoriques peut vraiment nous amener à une compréhension plus approfondie de l'Univers, puisque nous ne pouvons pas interagir expérimentalement avec nos objets d'investigation.

Fig. 1 : Zoom sur la planète et son sillage associé. Les lignes grises représentent les limites entre les cellules individuelles, la couleur indique la densité des colonnes. La géométrie et la taille des plaques de fluide sont adaptées à la densité plus élevée dans la région de la « planète ». C'est un avantage majeur de la tessellation de Voronoi. Source : Munoz et al. (2014).

Les modèles informatiques prédictifs des phénomènes astrophysiques sont souvent basés sur les principes de la dynamique des fluides, qui est le principal mécanisme d'entraînement de la dynamique de la plupart des systèmes astrophysiques. Presque toutes les choses que nous observons en regardant à travers un télescope étaient initialement formées de gaz (c'est-à-dire un fluide). Par conséquent, pour comprendre la dynamique sous-jacente de la formation des systèmes astrophysiques - de la structure galactique à l'accumulation des planètes terrestres - la dynamique des fluides est un outil omniprésent et puissant !

L'évolution de la technologie comme un accélérateur pour le progrès scientifique

Les auteurs de l'article d'aujourd'hui utilisent le code AREPO , l'un des codes d'une nouvelle génération innovante de codes dits à « maille mobile », qui figurait déjà dans certains grands anciens astrobites avec diverses applications astronomiques : AREPO vs. SPH , Pop III étoiles , évolution des galaxies , structure et formation des galaxies et Illustris et science ouverte . La principale caractéristique du code est sa nature hybride, calculant la dynamique avec des patchs de grille qui se déplacent avec le flux (comme SPH). Les équations sous-jacentes sont discrétisées (c'est-à-dire que la nature continue de l'écoulement du fluide est décomposée en petits morceaux traitables) et résolues sur une grille non structurée. Dans ce travail, AREPO est modifié pour traiter de la dynamique d'un jeune objet planétaire dans un disque protoplanétaire. C'est la phase où la planète en formation est encore entourée de beaucoup de gaz et de poussière, mais a déjà accumulé suffisamment de matière pour être clairement distinguée de la matière environnante. Pour vous donner une idée des caractéristiques uniques du code, la figure 1 montre l'empreinte du maillage non structuré sur le disque protoplanétaire et la planète embarquée, la région rouge (et donc dense) de l'image. La géométrie de toutes les parcelles de fluide dans la simulation s'adapte à la géométrie spécifique du problème (ou du corps, notez que la planète est également entièrement constituée de cellules fluides) et réduit la taille des parcelles si une région est «intéressante». Cela permet une résolution plus élevée avec plus de précision dans, par exemple, la région autour de la planète. Ce type d'approche de grille non structurée est appelé tessellation de Voronoi.

L'objectif principal de cet article est de comparer la précision de l'AREPO, plutôt que de développer de nouvelles connaissances sur la physique de la formation des planètes elle-même. Alors, comment les auteurs s'y prennent-ils ? Pour commencer, ils formulent une configuration d'un disque protoplanétaire 2D et y mettent une planète. Ils font ensuite évoluer le système complet dans le temps, quantifient et analysent son comportement et comparent les résultats avec des simulations faites avec un code appelé FARGO (un code de grille bien établi pour l'utilisation avec de tels disques).

Calculer des chiffres pour plus de précision

La première chose qu'ils examinent est le critère d'ouverture des écarts pour différentes masses planétaires. Cela indique aux scientifiques le potentiel d'une planète à ouvrir un espace de densité de gaz négligeable dans son disque environnant, ce qui, par exemple, détermine son comportement de migration. Tout au long de l'article, ils comparent l'évolution d'une planète de la taille de Neptune et de la taille de Jupiter (pour être plus précis : le rapport de masse de la planète à l'étoile centrale dans la simulation est comparable à celui de Neptune/Jupiter et de notre Soleil). Vous pouvez voir l'effet de la masse de la planète sur le disque sur la figure 2. La planète plus massive modifie la structure du disque beaucoup plus que son homologue léger !

Des tests supplémentaires sont effectués avec la vortensité (une mesure de la potentiel tourbillon/vorticité, qui est important pour l'initiation et la cause de l'ouverture de l'écart) et le couple et sont partiellement comparés à des courses similaires avec le code FARGO. Dans la plupart des tests, ils constatent que le résultat de l'AREPO est comparable à celui de FARGO. Des différences mineures peuvent par exemple être observées dans la façon dont le code traite l'accumulation de masse sur les bords intérieurs de l'espace ouvert. En outre, ils soutiennent que le pavage dynamique introduit des erreurs dans la solution des équations hydrodynamiques en raison du cisaillement des cellules à des rayons légèrement différents.

Fig. 2 : Comblement d'une brèche dans le disque gazeux par la planète. L'échelle de couleurs est la densité du journal et les couleurs plus froides correspondent à une densité plus faible. La planète sur le côté gauche est de masse Neptune, sur le côté droit la masse de la planète est comparable à Jupiter. Comme vous pouvez le deviner, la planète de masse inférieure a du mal à éliminer tout le gaz de son orbite et se retrouve donc (après 100 orbites) avec un écart moins profond et moins prononcé. représente le rapport planète/étoile, la quantité de viscosité et NR le nombre de plaques de fluide initiales. Source : Munoz et al. (2014).


Outils de radioastronomie - Problèmes et solutions

Couvrant des sujets de radioastronomie, ce livre contient des problèmes de niveau universitaire avec des solutions soigneusement présentées. Les problèmes sont classés suivant le contenu du manuel Outils de radioastronomie, 6e éd. par T.L.Wilson, K. Rohlfs, S. Hüttemeister (également disponible dans cette série Springer) chapitre par chapitre. Certains de ces problèmes ont été formulés pour fournir une extension au matériel présenté dans Outils de radioastronomie.

Thomas L. Wilson était en poste à Max-Planck-Inst. F. Radioastronomie de 1969 à 2004. Pendant ce temps, il a été envoyé en Arizona en tant que directeur du Sub-mm Telescope Observatory (1997-2002). Après cela, il a été Project Scientist (2004-6), Associate Director (2006-8) et à l'European Southern Observatory, puis Senior Scientist à ALMA (Atacama Large Mm/sub-mm Array), de février 2009 à mars 2010. D'avril 2010 à décembre 2015, il a travaillé au Naval Research Laboratory, puis à la Division des sciences astronomiques de la NSF, au sein de l'Unité de gestion du spectre. Depuis décembre 2017, il est émérite au Max-Planck-Institute for Radioastronomie à Bonn.


Julia Astro : permettre l'analyse de nouvelle génération en astronomie

L'analyse des données en astronomie se divise traditionnellement en deux catégories : les travaux effectués dans des langages de programmation dynamique de haut niveau, tels que IDL ou Python, et les travaux effectués dans des langages compilés de bas niveau, tels que C, C++ et Fortran. Les astronomes aiment les langages dynamiques de haut niveau pour leur courbe d'apprentissage peu profonde et leur cycle de développement rapide, mais à très grande échelle ou pour des problèmes de calcul intensif, ils deviennent souvent inadéquats. Les langages de bas niveau compilés offrent les meilleures performances mais nécessitent un niveau plus élevé de compétences en programmation et ont un cycle de développement plus lent avec moins d'outils facilement disponibles.

Entre Julia. Julia est un nouveau langage de programmation qui promet l'expérience de programmation dynamique d'un langage comme Python avec les performances d'un langage compilé de bas niveau comme C. En programmant dans Julia, on peut faire évoluer un problème sans jamais changer de langage ou quitter des outils et bibliothèques familiers derrière. À mesure que les astronomes posent des questions plus complexes avec des quantités croissantes de données, cette capacité deviendra critique.

Un bon exemple récent de ceci est le projet Celeste [1, 2], un nouveau modèle d'analyse statistique pour les relevés du ciel à grande échelle. Conçu pour la prochaine génération de télescopes, Celeste devra traiter 8 To de données chaque nuit avec un modèle statistique complexe. "Celeste devait être rapide, nous avons donc envisagé C++, un mélange de Python et Cython, et Julia. Julia nous a laissé écrire la plupart de notre programme dans une syntaxe de haut niveau inspirée des mathématiques, sans nous obliger à passer des structures de données entre les programmations langues », explique Jeffrey Regier (UC Berkeley Statistics), auteur principal de l'article présentant la méthode.

Avec un nouveau langage de programmation, il est nécessaire de développer des bibliothèques logicielles spécifiques à un domaine pour ce langage. Julia est distribuée avec des bibliothèques couramment utilisées pour le calcul numérique et scientifique, mais ne dispose pas de la grande suite de bibliothèques spécifiques à l'astronomie déjà disponibles pour des langages comme IDL ou Python. L'organisation Julia Astro a été créée pour guider le développement de ces bibliothèques d'astronomie couramment utilisées. Par exemple, le format FITS est le format standard d'échange de données utilisé en astronomie. Le package FITSIO.jl Julia permet de lire et d'écrire facilement ces fichiers à partir de Julia. Il existe des packages pour plusieurs autres tâches courantes : conversion entre des systèmes de coordonnées astronomiques, conversions temporelles précises, calcul de distances cosmologiques et calcul des effets de la poussière interstellaire. Tout le code est développé ouvertement sur GitHub et est licencié sous la licence permissive open-source MIT.

Il est encore assez tôt pour JuliaAstro et même pour Julia elle-même, mais Julia s'avère déjà bénéfique dans les problèmes astronomiques du monde réel, et l'avenir est prometteur !


Contenu

HEALPix Modifier

HEALPix (parfois écrit comme Healpix), un acronyme pour Hierarchical Equal Area isoLatitude Pixelization of a 2-sphere, peut faire référence soit à un algorithme de pixelisation de la 2-sphère, soit à un progiciel associé, soit à une classe associée de projections cartographiques. Healpix est largement utilisé pour la génération de cartes aléatoires cosmologiques. La motivation initiale pour concevoir HEALPix était une nécessité. Le WMAP de la NASA et la mission Planck de l'Agence spatiale européenne produisent des ensembles de données multifréquences suffisants pour la construction de cartes du ciel complet du ciel micro-ondes à une résolution angulaire de quelques minutes d'arc. Les principales exigences du développement de HEALPix étaient de créer une structure mathématique prenant en charge une discrétisation appropriée des fonctions sur une sphère à une résolution suffisamment élevée, et de faciliter une analyse statistique et astrophysique rapide et précise d'ensembles de données massifs du ciel. Les cartes HEALPix sont utilisées dans presque toutes les recherches informatiques en cosmologie.

CMBFAST Modifier

CMBFAST est un code informatique, développé par Uroš Seljak et Matias Zaldarriaga (basé sur un code Boltzmann écrit par Edmund Bertschinger, Chung-Pei Ma et Paul Bode) pour calculer le spectre de puissance de l'anisotropie du fond diffus cosmologique. C'est le premier programme efficace à le faire, réduisant le temps nécessaire pour calculer l'anisotropie de plusieurs jours à quelques minutes en utilisant une nouvelle approche semi-analytique en ligne de mire.

CAMB Modifier

Code pour les anisotropies dans le fond des micro-ondes par Antony Lewis et Anthony Challinor. Le code était à l'origine basé sur CMBFAST. Plus tard plusieurs développements sont faits pour le rendre plus rapide et plus précis et compatible avec la recherche actuelle. Le code est écrit de manière orientée objet pour le rendre plus convivial.

CMBEASY Modifier

CMBEASY est un progiciel écrit par Michael Doran, Georg Robbers et Christian M. Müller. Le code est basé sur le package CMBFAST. CMBEASY est entièrement orienté objet C++. Cela simplifie considérablement les manipulations et extensions du code CMBFAST. De plus, une puissante classe Spline peut être utilisée pour stocker et visualiser facilement des données. De nombreuses fonctionnalités du package CMBEASY sont également accessibles via une interface utilisateur graphique. Cela peut être utile pour acquérir de l'intuition, ainsi qu'à des fins d'instruction.

CLASSE Modifier

CLASS est un nouveau code Boltzmann développé dans cette ligne. Le but de CLASS est de simuler l'évolution des perturbations linéaires dans l'univers et de calculer le CMB et les observables de structure à grande échelle. Son nom vient aussi du fait qu'il est écrit dans un style orienté objet imitant la notion de classe. Les classes sont une fonctionnalité de programmation disponible, par exemple en C++ et Python, mais ces langages sont connus pour être moins vectorisables/parallélisables que le C ordinaire (ou Fortran), et donc potentiellement plus lents. CLASS est écrit en clair C pour des performances élevées, tout en organisant le code en quelques modules qui reproduisent l'architecture et la philosophie des classes C++, pour une lisibilité et une modularité optimales.

AnalizeThis Modifier

AnalizeC'est un package d'estimation de paramètres utilisé par les cosmologistes. Il est livré avec le package CMBEASY. Le code est écrit en C++ et utilise l'algorithme global metropolis pour l'estimation des paramètres cosmologiques. Le code a été développé par Michael Doran, pour l'estimation des paramètres à l'aide de la vraisemblance WMAP-5. Cependant, le code n'a pas été mis à jour après 2008 pour les nouvelles expériences CMB. Par conséquent, ce package n'est actuellement pas utilisé par la communauté de recherche du CMB. Le paquet est livré avec une belle interface graphique.

CosmoMC Modifier

CosmoMC est un moteur Fortran 2003 Markov Chain Monte Carlo (MCMC) pour l'exploration de l'espace des paramètres cosmologiques. Le code effectue un spectre de puissance de matière théorique par force brute (mais précis) et des calculs de Cl à l'aide de CAMB. CosmoMC utilise un algorithme Metropolis local simple ainsi qu'une méthode d'échantillonnage rapide-lente optimisée. Cette méthode d'échantillonnage rapide-lent permet une convergence plus rapide pour les cas avec de nombreux paramètres nuisibles comme Planck. Le package CosmoMC fournit également des sous-programmes pour le post-traitement et le traçage des données.

CosmoMC a été écrit par Antony Lewis en 2002 et plus tard, plusieurs versions sont développées pour maintenir le code à jour avec les différentes expériences cosmologiques. C'est actuellement le code d'estimation de paramètres cosmologiques le plus utilisé.

PORTÉE Modifier

SCoPE/Slick Cosmological Parameter Estimator est un package MCMC cosmologique nouvellement développé écrit par Santanu Das en langage C. Outre l'algorithme standard de métropole mondiale, le code utilise trois techniques uniques appelées "rejet retardé" qui augmentent le taux d'acceptation d'une chaîne, la "pré-extraction" qui aide une chaîne individuelle à s'exécuter sur des processeurs parallèles et la "mise à jour de la covariance inter-chaînes". qui empêche le regroupement des chaînes permettant un mélange plus rapide et meilleur des chaînes. Le code est capable de calculer plus rapidement les paramètres cosmologiques à partir des données WMAP et Planck.

    — Progiciel d'analyse informatique de données d'anisotropie micro-ondes développé par Borrill et al. — Le logiciel a été développé par Seager, Sasselov et Scott et utilisé pour calculer l'histoire de la recombinaison de l'univers. Le package est utilisé par les codes cosmologiques boltzmann (CMBFast, CAMB, etc.) - Time Ordered Astrophysics Scalable Tools, développés et conçus par Theodore Kisner, Reijo Keskitalo, Jullian Borrill et. Al. Il « généralise le problème de la cartographie CMB à la réduction de toutes les données pointées du domaine temporel et garantit que l'analyse des ensembles de données en croissance exponentielle s'adapte aux plus grands systèmes HPC disponibles ». [17]

Progiciels de probabilité Modifier

Différentes expériences de cosmologie, en particulier les expériences CMB comme WMAP et Planck mesurent les fluctuations de température dans le ciel CMB puis mesurent le spectre de puissance CMB à partir de la carte du ciel observée. Mais pour l'estimation des paramètres, le ² est requis. Par conséquent, toutes ces expériences CMB proposent leur propre logiciel de probabilité.


Logiciel d'écriture

Latex. Vous avez peut-être remarqué que la police et la mise en page utilisées pour la plupart des documents sur l'arXiv sont différentes des documents Word normaux. LaTeX est un langage de programmation de préparation de documents. Oui, vous allez en fait compiler votre document en PDF. Si vous utilisez Linux, l'installation de LaTeX est aussi simple que d'utiliser un gestionnaire de paquets. Sinon, pour Windows, vous pouvez essayer d'installer la distribution Miktex. Pour les Mac, l'interface TeXShop est disponible. Le wikibook LaTeX est un excellent endroit pour rechercher plus d'informations sur la façon de commencer à composer des articles scientifiques.


Simuler Chandra observations d'amas de galaxies

★ Adresse actuelle : Department of Astronomy, University of Illinois, 1002 W. Green Street, Urbana, IL 61801, USA.

Également au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, États-Unis.

Dipartimento di Astronomia, Università di Padova, vicolo dell'Osservatorio 2, I-35122 Padova, Italie

★ Adresse actuelle : Department of Astronomy, University of Illinois, 1002 W. Green Street, Urbana, IL 61801, USA.

Également au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, États-Unis.

Département de physique, Université de Durham, South Road, Durham DH1 3LE

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Également au Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138, États-Unis.

Dipartimento di Astronomia, Università di Padova, vicolo dell'Osservatorio 2, I-35122 Padova, Italie

INAF-Osservatorio Astronomico di Brera, via Bianchi 46, I-23807 Merate (LC), Italie

Dipartimento di Astronomia, Università di Bologna, via Ranzani 1, I-40127 Bologna, Italie

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Astronomie et astrophysique



La nébuleuse de la Rosette (NGC 2247) est une vaste
région nuageuse située à 5 000 années-lumière de la Terre.
Cette image a été créée par le premier cycle
l'étudiant Chris Michael utilisant des images
prise à l'observatoire Van Allen
Télescope Gemini situé dans le sud de l'Arizona.

Nous étudions un large éventail de phénomènes astrophysiques, de la physique des plasmas du système solaire à l'émission de rayons X à partir des disques d'accrétion de trous noirs. Nous maintenons de solides collaborations synergiques avec les groupes de physique spatiale et de physique des plasmas du département.

Le groupe d'astrophysique exploite l'observatoire robotique de l'Iowa et est un membre collaborateur du réseau de télescopes gamma à très haute énergie au sol VERITAS. Les professeurs, le personnel de recherche et les étudiants en thèse utilisent régulièrement une variété d'observatoires astronomiques au sol, notamment le Very Large Array de l'Observatoire national de radioastronomie, le VLBA et l'observatoire d'Arecibo. Nous utilisons également fréquemment des installations spatiales, notamment l'observatoire à rayons X Chandra, l'observatoire à rayons X XMM-Newton et le télescope spatial Hubble. De plus, nous avons des programmes actifs dans le développement d'instruments radio et à rayons X et sommes actuellement impliqués dans la préparation d'un vol de fusée pour la spectroscopie des rayons X mous.

Casey DeRoo

Astronomie aux rayons X Télescopes à rayons X et instrumentation amp Conception optique Apprentissage automatique pour l'astronomie

  • Spectroscopie aux rayons X des restes de supernova
  • Conception d'instruments / lancer de rayons pour les fusées-sondes, les CubeSats, l'explorateur et les missions phares
  • Fabrication et test de réseaux à rayons X
  • Miroirs à incidence rasante
  • Identification de sources astronomiques inhabituelles à l'aide de l'apprentissage automatique
  • Les étudiants interagissent avec des collaborateurs de la NASA, de Harvard-Smithsonian et d'autres institutions du monde entier

Hai Fu

Astronomie extragalactique observationnelle, fusions de galaxies, galaxies stellaires, noyaux galactiques actifs

Les galaxies comme notre Voie lactée sont les éléments constitutifs de l'Univers. Après des décennies de recherche, nous savons maintenant qu'au cours des 13,7 milliards d'années passées, des galaxies massives comme notre Voie lactée sont passées de minuscules surdensités dans un univers essentiellement homogène à de grands ensembles d'étoiles, de gaz et de matière noire. Mais c'est un processus complexe qui est difficile à comprendre, car les galaxies n'évoluent pas de manière isolée et elles présentent de grandes diversités. Pour progresser dans cette quête, les astronomes divisent la population de la galaxie en différentes catégories à différentes époques et étudient chaque catégorie en détail, en espérant que nous finirons par reconstituer une histoire cohérente.

Auparavant, le professeur Fu avait étudié les régions des raies d'émission étendues des quasars, la coévolution des trous noirs et des galaxies, les noyaux galactiques actifs des raies d'émission à double pic et les galaxies poussiéreuses les plus brillantes en formation d'étoiles. Il a observé ces objets fascinants avec la spectroscopie à champ intégral, l'optique adaptative, les interféromètres radio et les télescopes spatiaux. Actuellement, ses intérêts de recherche se concentrent sur la compréhension des effets des fusions de galaxies avec la spectroscopie de champ intégral SDSS-IV/MaNGA, en sondant la matière noire dans les galaxies formant des étoiles à grand décalage vers le rouge avec la cinématique du gaz d'ALMA, et en traçant l'approvisionnement en gaz à grande échelle de galaxies à fort décalage vers le rouge avec spectroscopie de raie d'absorption des quasars.


ISSN : 2641-886X

Journal international de cosmologie, d'astronomie et d'astrophysique (IJCAA) est une revue en libre accès qui publie des articles sur tous les aspects de la cosmologie, de l'astronomie et de l'astrophysique et englobe les domaines théoriques, d'observation et d'expérimentation ainsi que le calcul et la simulation. La revue est publiée par Madridge Publishers.

L'objectif principal de cette revue est de fournir une plate-forme aux scientifiques et aux académiciens du monde entier pour promouvoir, partager et discuter de diverses nouvelles découvertes, problèmes et développements dans différents domaines de la cosmologie, de l'astronomie et de l'astrophysique.

IJCAA accepte la soumission d'articles de recherche, d'articles de synthèse, de brèves communications, de communications rapides, de lettres à l'éditeur, de rapports de cas et publie des articles sur tous les aspects de la cosmologie, de l'astrophysique et de l'astronomie, y compris l'instrumentation, l'astrophysique de laboratoire et la cosmologie physique. Des revues critiques de domaines d'actualité sont également publiées.

IJCAA publie des hypothèses et des découvertes originales en cosmologie, astronomie, sciences et technologies spatiales, astrophysique, astrobiologie, physique des plasmas et sciences planétaires de la Terre et de la Terre. Il couvre de multiples disciplines et sous-disciplines de la biologie, de la géologie, de la physique, de la chimie, de l'extinction, de l'origine et de l'évolution de la vie et de la colonisation et de l'exploration martiennes. Il se concentre principalement sur les problèmes conceptuels du paradigme actuel de la cosmologie et de l'astronomie de l'univers primitif, motivant ainsi l'exploration du potentiel de la théorie des cordes pour fournir un nouveau paradigme.


La simulation de huit millions d'« univers fictifs » met en lumière l'évolution des galaxies

De nouvelles informations sur les mécanismes qui régissent la formation des étoiles dans les galaxies ont été glanées par Peter Behroozi à l'Université de l'Arizona et ses collègues aux États-Unis. Cela a été fait en utilisant le cadre de simulation UniverseMachine de l'équipe, qui génère des millions d'univers fictifs qui évoluent selon différentes règles de formation d'étoiles. En comparant ces univers aux observations de la réalité, les scientifiques peuvent déterminer quelles règles sont correctes.

De nombreux mécanismes sous-jacents à la formation et à l'évolution des galaxies restent entourés de mystère. Les astronomes croient maintenant largement que les mécanismes importants sont régis par les caractéristiques des halos de matière noire - d'énormes structures liées à la gravitation qui sont censées envelopper les galaxies, y compris la Voie lactée. Bien que ce cadre ait fourni des informations importantes sur la formation des galaxies, aucune théorie n'existe encore pour expliquer comment les galaxies se forment et évoluent à partir des premiers principes. Pour découvrir les processus pertinents, les astronomes utilisent deux types de modèles : des modèles semi-analytiques, qui intègrent des modèles physiques connus et des modèles empiriques avec des contraintes basées sur des observations astronomiques.

Au fur et à mesure que les deux types de modèles se sont améliorés au fil des ans, ils ont donné des résultats de plus en plus similaires. Cependant, il existe encore des désaccords importants, en particulier ceux liés aux processus qui inhibent la formation d'étoiles dans les galaxies. Les modèles semi-analytiques prédisent que dans les galaxies plus anciennes, l'énergie rayonnée par des objets brillants tels que les supernovae et les trous noirs supermassifs chauffe l'hydrogène interstellaire, l'empêchant de s'effondrer sous la gravité pour former de nouvelles étoiles. Les observations, cependant, montrent que les taux de formation d'étoiles (SFR) dans de telles galaxies sont généralement bien plus élevés que le chauffage ne le permettrait.

Corrélation mystérieuse

Pour imiter ces observations astronomiques, des modèles empiriques intègrent une corrélation théorique entre le SFR dans une galaxie et les propriétés de son halo de matière noire. Dans leur étude, l'équipe de Behroozi visait à déterminer les mécanismes physiques sous-jacents à cette corrélation à l'aide d'une simulation.

Leur modèle est surnommé UniverseMachine et il génère d'abord un « univers fictif » de 12 millions de galaxies. Une supposition éclairée est faite sur la façon dont les SFR pourraient dépendre de la masse du halo, de l'histoire de l'assemblage et de l'âge de la galaxie. Après avoir exécuté la simulation du début de l'univers à nos jours, un algorithme compare les SFR résultants aux observations. Cette comparaison est ensuite utilisée pour déterminer des valeurs d'entrée plus précises pour le prochain univers fictif. Ce cycle a ensuite été répété, jusqu'à ce que la gamme complète des SFR, telle que mesurée dans les observations réelles, ait été échantillonnée.

La simulation de huit millions d'« univers fictifs » met en lumière l'évolution des galaxies

Après deux semaines de calcul sur le supercalculateur Ocelote de l'Université d'Arizona, au cours desquelles plus de 8 millions d'univers fictifs ont été générés, Behroozi et ses collègues ont découvert une variété de nouvelles informations sur les mécanismes de formation des étoiles. Entre autres découvertes, ils ont conclu que la corrélation entre la formation d'étoiles et les propriétés du halo est en effet forte, mais pas parfaite. De plus, la fraction moyenne d'hydrogène interstellaire ne formant pas d'étoiles diminue avec l'âge, ce qui suggère que le réchauffement du gaz n'est pas le seul responsable d'empêcher la formation d'étoiles.

Ces découvertes pourraient désormais permettre aux astronomes de tirer de nouvelles théories sur les propriétés de la formation des étoiles, leur permettant de mettre à jour des modèles semi-analytiques. À l'avenir, l'équipe de Behroozi espère maintenant étendre UniverseMachine pour explorer d'autres aspects de la formation et de l'évolution des galaxies, y compris les diverses morphologies des galaxies individuelles.


Voir la vidéo: Un outil de simulation du risque aurait des vertus prévisionnelles précieuses (Août 2021).