Astronomie

Silná datová sada gravitačních čoček

Silná datová sada gravitačních čoček


We are searching data for your request:

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

Jsem student strojového učení a pracuji na klasifikaci silného čočkového obrazu. toto je dnes aktuální téma, ale kupodivu po dnech hledání a komunikace s různými lidmi stále nemohu najít přístupnou datovou sadu těchto objektů!

Znáte nějaké místo, kde najdu jednoduchou (nebo ne) datovou sadu obsahující obrázky, štítky a některé rozšířené funkce Strong Gravitational Lensings?


Nejkomplexnějším katalogem silných gravitačních čoček, o kterém vím, je databáze CASTLeS s přibližně 120 systémy čoček. Některé z nich mají rozšířené funkce, oblouky atd., Zatímco jiné jsou bodové zdroje. Poskytují červené posuny objektivu a zdroje, pokud jsou k dispozici, a také časové zpoždění mezi více obrazy a rozptyl rychlosti (proxy pro hmotnost) objektivu pro několik.

Budete muset vytvořit srovnávací datový soubor, aniž byste se museli silně zorientovat, ale to by nemělo být obtížné: Přejděte na webovou stránku Hubble's Ultra Deep Field, stáhněte si obrázky se stejnými filtry, jaké se používají v CASTLeS, a vystřihněte pravděpodobně vypadající galaxie. UDF obsahuje většinou galaxie s velmi rudým posuvem, takže šance na náhodný výběr systému se silnými čočkami je velmi malá.

(Zřeknutí se odpovědnosti: Vždy jsem používal pouze obrázky ACS UDF, ne obrázky NICMOS; pokud je to příliš těžké, prostě přeskočte IR data.)


Silná datová sada gravitačních čoček - astronomie

PyAutoLens: Open-Source Strong Lensing

Když jsou dvě nebo více galaxií dokonale vyrovnány v naší přímce, objeví se galaxie pozadí několikrát. Tomu se říká silná gravitační čočka a PyAutoLens usnadňuje modelování silných gravitačních čoček, jako je tato:

Následující odkazy jsou užitečné pro nové začátečníky:

    , kde si můžete vyzkoušet PyAutoLens ve webovém prohlížeči (bez instalace). , který obsahuje průvodce instalací a přehled PyAutoLenszákladní funkce. , který obsahuje ukázkové skripty a výukové programy pro notebooky HowToLens Jupyter, které poskytují novým uživatelům podrobný úvod do PyAutoLens.

Výpočty čočky se provádějí v PyAutoLens vytvořením objektu Tracer z objektů LightProfile, MassProfile a Galaxy. Níže vytváříme jednoduchý systém silných čoček, kde objektiv Galaxy s červeným posunem 0,5 s objektivy EllIsothermal MassProfile je zdrojem pozadí s červeným posuvem 1,0, přičemž EllExponential LightProfile představuje disk.

S PyAutoLens, můžete začít modelovat objektiv za pár minut. Níže uvedený příklad ukazuje jednoduchou analýzu, která odpovídá hmotnosti galaxie čočky s EllIsothermal a zdrojové galaxii EllSersic.

Podpora problémů s instalací, pomoc s modelováním a používáním objektivů PyAutoLens je k dispozici po vznesení problému na stránce problémů s GitHubem.

Nabízíme také podporu na PyAutoLens Slack kanál, kde také poskytujeme nejnovější aktualizace PyAutoLens. Slack je pouze pro pozvánky, takže pokud se chcete připojit, pošlete e-mail s žádostí o pozvánku.


Zdvojnásobení počtu známých gravitačních čoček

Data z DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) Legacy Imaging Surveys odhalily více než 1200 nových gravitačních čoček, což přibližně zdvojnásobuje počet známých čoček. Tyto pokřivené a roztažené obrazy vzdálených galaxií, objevené pomocí strojového učení trénovaného na reálných datech, poskytují astronomům záplavu nových cílů, pomocí nichž lze měřit základní vlastnosti vesmíru, jako je Hubblova konstanta, která popisuje rozpínající se vesmír.

Astronomové lovící gravitační čočky využili strojové učení k prohlídce rozsáhlé datové sady známé jako DESI Legacy Imaging Surveys a odhalili 1210 nových čoček. Data byla shromážděna na Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO) a Kitt Peak National Observatory (KPNO), oba programy NOIRLab od National Science Foundation. Ambiciózní průzkumy DESI Legacy Imaging Surveys právě prošly devátým a posledním vydáním dat.

Gravitační čočky, které jsou diskutovány ve vědeckých časopisech od 30. let 20. století, jsou produkty Einsteinovy ​​obecné teorie relativity. Teorie říká, že masivní objekt, jako je kupa galaxií, může deformovat časoprostor. Někteří vědci, včetně Einsteina, předpovídali, že toto zkroucení časoprostoru lze pozorovat jako roztahování a zkreslení světla z galaxie v pozadí hvězdokupou galaxií v popředí. Objektivy se obvykle na obrázcích objevují jako oblouky a pruhy kolem galaxií v popředí a kup galaxií.

Očekává se, že pouze 1 z 10 000 hmotných galaxií bude vykazovat důkazy silného gravitačního čočkování [1], a jejich lokalizace není snadná. Gravitační čočky umožňují astronomům prozkoumat nejhlubší otázky našeho vesmíru, včetně podstaty temné hmoty a hodnoty Hubblovy konstanty, která definuje rozpínání vesmíru. Významným omezením používání gravitačních čoček bylo dosud malé množství známých.

"Mohutná galaxie zdeformuje prostoročas kolem ní, ale obvykle si tento efekt nevšimneš." Čočku je možné vidět pouze tehdy, když je galaxie skrytá přímo za obří galaxií, “ konstatuje hlavní autor studie Xiaosheng Huang z University of San Francisco. "Když jsme zahájili tento projekt v roce 2018, bylo jich tam jen asi 300 potvrzených silných čoček. “

"Jako spolumajitel v DESI Legacy Surveys jsem si uvědomil, že by to byl perfektní soubor dat pro hledání gravitačních čoček," vysvětluje spoluautor studie David Schlegel z Lawrence Berkeley National Laboratory (LBNL). "Můj kolega Huang právě dokončil výuku vysokoškolského studia strojního učení na univerzitě v San Francisku a společně jsme si uvědomili, že to byla skvělá příležitost uplatnit tyto techniky při hledání gravitačních čoček. “

Studie objektivů byla možná z důvodu dostupnosti vědecky připravených dat z průzkumů DESI Legacy Imaging Surveys, které byly provedeny za účelem identifikace cílů operací DESI a ze kterých byl právě zveřejněn devátý a poslední datový soubor. Tyto průzkumy zahrnují jedinečnou kombinaci tří projektů, které pozorovaly třetinu noční oblohy: průzkum DECaLS (Dark Energy Camera Legacy Survey), pozorovaný kamerou Dark Energy Camera (DECam) vyrobenou DOE na 4 metrech Víctor M. Blanco Dalekohled v CTIO v Chile Mayall z-band Legacy Survey (MzLS) [2], kamerou Mosaic3 na 4m dalekohledu Nicholase U. Mayalla na KPNO a Pekingsko-Arizonským průzkumem oblohy (BASS) kamerou 90Prime na Bok 2,3m dalekohledu, který je vlastněna a provozována University of Arizona a sídlí v KPNO.

Zobrazovací projekt Legacy Surveys jsme od základu navrhli jako veřejný podnik, aby jej mohl použít jakýkoli vědec, “ řekl spoluautor studie Arjun Dey z NSF's NOIRLab. "Náš průzkum již přinesl více než tisíc nových gravitačních čoček a nepochybně jich čeká ještě mnoho dalších.

Data DESI Legacy Imaging Surveys jsou poskytována astronomické komunitě prostřednictvím Astro Data Lab v NOIRLab's Community Science and Data Center (CSDC). "Poskytování vědecky připravených datových souborů pro objevování a průzkum je jádrem naší mise, “ řekl ředitel ČSSD Adam Bolton. "DESI Legacy Imaging Surveys je klíčovým zdrojem, který může astronomická komunita používat pro nadcházející roky pro vyšetřování, jako jsou tato. “

K analýze dat použili Huang a tým superpočítač National Energy Research Scientific Computer Center (NERSC) v laboratoři Berkeley. "DESI Legacy Imaging Surveys byly pro tuto studii naprosto klíčové nejen pro dalekohledy, nástroje a zařízení, ale také pro redukci dat a extrakci zdrojů," vysvětluje Huang. "Kombinace šíře a hloubky pozorování nemá obdoby. “

S obrovským množstvím dat připravených na vědeckou práci se vědci obrátili k jakémusi strojovému učení známému jako hluboká zbytková neurální síť. Neuronové sítě jsou výpočetní algoritmy, které jsou poněkud srovnatelné s lidským mozkem a používají se k řešení problémů s umělou inteligencí. Hluboké neurální sítě mají mnoho vrstev, které společně mohou rozhodnout, zda kandidátský objekt patří do určité skupiny. Aby to však bylo možné, musí být nervové sítě vycvičeny k rozpoznávání dotyčných objektů [3].

S velkým počtem kandidátů na čočky, kteří jsou nyní k dispozici, mohou vědci provádět nová měření kosmologických parametrů, jako je Hubblova konstanta. Klíčem bude detekce supernovy v galaxii v pozadí, která se při objektivu galaxií v popředí bude jevit jako více světelných bodů. Nyní, když astronomové vědí, které galaxie ukazují důkazy o silných čočkách, vědí, kde hledat. Nová zařízení, jako je observatoř Vera C. Rubin (v současné době ve výstavbě v Chile a provozovaná společností NOIRLab), budou v rámci své mise monitorovat objekty jako tyto, což umožní rychlé měření jakékoli supernovy jinými dalekohledy.

Vysokoškoláci hráli v projektu od jeho počátku významnou roli. Student Kalifornské univerzity Andi Gu řekl: „Moje role v projektu mi pomohla vyvinout několik dovedností, které považuji za klíčové pro mou budoucí akademickou kariéru. “

Poznámky

[1] Silné gravitační čočky jsou ty, u nichž je účinek snadno viditelný ve formě oblouků nebo Einsteinových prstenů.

[2] z-pásmový znamená, že data byla pořízena v infračervené oblasti se středem na vlnové délce 900 nm.

[3] Jako příklad si představte pokus trénovat člověka, který nikdy neviděl noční oblohu, jak rozpoznat hvězdu. Museli byste popsat určité vlastnosti: je malý, je jasný, je na tmavém pozadí. Ale okamžitě jsou tu výzvy. Co když je několik hvězd blízko sebe? Co když je obloha trochu zatažená? Co když objekt bliká (tedy vůbec ne hvězda, ale rovina)? Rychle je jasné, že definovat jasnou sadu pravidel pro popis objektu je ve skutečnosti velmi obtížné. Avšak každý člověk, který viděl noční oblohu, bude jednoduše schopen rozpoznat jiné hvězdy, jakmile je uvidí. To je druh věcí, v nichž jsou lidé velmi dobří, a počítače jsou na tom velmi špatně. Z toho vyplývá nutnost trénovat vysoce sofistikované neurální sítě k rozpoznávání požadovaných objektů.

Více informací

Tento výzkum byl prezentován v příspěvku Objevování nových silných gravitačních čoček v průzkumech DESI Legacy Imaging Surveys objevit se v Astrofyzikální deník.

Tým tvoří X. Huang (Katedra fyziky a astronomie, Univerzita v San Francisku), C. Storfer (Katedra fyziky a astronomie, Univerzita v San Francisku), A. Gu (Katedra fyziky, Kalifornská univerzita, Berkeley) ), V. Ravi (Department of Computer Science, University of San Francisco), A. Pilon (Department of Physics and Astronomy, University of San Francisco), W. Sheu (Department of Physics, University of California, Berkeley), R. Venguswamy (Katedra fyziky na Kalifornské univerzitě v Berkeley), S. Banka (Katedra fyziky na Kalifornské univerzitě v Berkeley), A. Dey (NSF's NOIRLab), M. Landriau (Fyzikální divize, Lawrence Berkeley National Laboratory), D Lang (divize fyziky, Lawrence Berkeley National Laboratory Department of Astronomy & Astrophysics, University of Toronto Perimeter Institute for Theoretical Physics, Waterloo), A. Meisner (NSF's NOIRLab), J. Moustakas (Department of Physics and Astronomy, Siena College), AD Myers (De partment of Physics & amp Astronomy, University of Wyoming), R. Sajith (Department of Physics, University of California, Berkeley), E. F. Schlafly (NSF’s NOIRLab), and D. J. Schlegel (Physics Division, Lawrence Berkeley National Laboratory).

NSI NOIRLab (National Optical-Infrared Astronomy Research Laboratory), americké středisko pro pozemskou optickou infračervenou astronomii, provozuje mezinárodní observatoř Gemini (zařízení NSF, NRC – Kanada, ANID – Chile, MCTIC – Brazílie, MINCyT – Argentina a KASI - Korejská republika), Kitt Peak National Observatory (KPNO), Cerro Tololo Inter-American Observatory (CTIO), Community Science and Data Center (CSDC) a Vera C. Rubin Observatory (ve spolupráci s DOE SLAC National Laboratoř urychlovače). Je spravován Asociací univerzit pro výzkum v astronomii (AURA) na základě dohody o spolupráci s NSF a jeho ústředí je v Tucsonu v Arizoně. Je ctí astronomické komunitě mít příležitost provádět astronomický výzkum na Iolkam Du’ag (Kitt Peak) v Arizoně, na Maunakea v Hawai 'i a na Cerro Tololo a Cerro Pachón v Chile. Uznáváme a uznáváme velmi významnou kulturní roli a úctu, kterou tyto stránky mají vůči národu Tohono O'odham, domorodé havajské komunitě a místním komunitám v Chile.

DESI je podporován americkým ministerstvem energetiky, úřadem pro fyziku vysokých energií, americkou národní vědeckou nadací, divizí astronomických věd na základě smlouvy s NSF NOIRLab the Science and Technologies Facilities Council of the United Kingdom Gordon and Betty Moore Foundation the Heising-Simons Založení Francouzské komise pro alternativní energie a atomovou energii (CEA), Národní rady pro vědu a technologii v Mexiku, Ministerstva hospodářství Španělska a členských institucí DESI. Vědcům DESI je poctěno, že jim bylo povoleno provádět astronomický výzkum na Iolkam Du’ag (Kitt Peak), hoře se zvláštním významem pro národ Tohono O'odham.

Mezi současné členské instituce DESI patří: Aix-Marseille University Argonne National Laboratory Barcelona-Madrid Regionální účastnická skupina Brookhaven National Laboratory Boston University Brazilská účastnická skupina Carnegie Mellon University CEA-IRFU, Saclay China Participační skupina Cornell University Durham University École Polytechnique Fédérale de Lausanne Eidgenössische Technische Hochschule, Zürich Fermi National Accelerator Laboratory Granada-Madrid-Tenerife Regional Participation Group Harvard University Kansas State University Korea Astronomy and Space Science Institute Korea Institute for Advanced Study Lawrence Berkeley National Laboratory Laboratoire de Physique Nucléaire et de Hautes Énergies Institut Maxe Plancka v Mexiku Regionální účastnická skupina New York University NSF NOIRLab Ohio University Perimeter Institute Shanghai Jiao Tong University Siena College SLAC National Accelerator Laboratory Southern Methodist University Swinburne University The Ohio State University Universidad de los Andes University of Arizona University of Barcelona University of California, Berkeley University of California, Irvine University of California, Santa Cruz University College London University of Florida University of Michigan at Ann Arbor University of Pennsylvania University of Pittsburgh University of Portsmouth University of Queensland University of Rochester University of Toronto University of Utah University of Waterloo University of Wyoming University of Zurich UK Regional Participation Group Yale University. Další informace najdete na desi.lbl.gov.

Lawrence Berkeley National Laboratory se zabývá nejnaléhavějšími vědeckými výzvami na světě pokrokem v oblasti udržitelné energie, ochranou lidského zdraví, tvorbou nových materiálů a odhalením původu a osudu vesmíru. Vědecká odbornost společnosti Berkeley Lab, založená v roce 1931, byla oceněna 13 Nobelovými cenami. Kalifornská univerzita spravuje laboratoř Berkeley Lab pro Úřad pro vědu amerického ministerstva energetiky.

Office of Science DOE je největším zastáncem základního výzkumu ve fyzikálních vědách ve Spojených státech a pracuje na řešení nejnaléhavějších výzev naší doby.

National Science Foundation (NSF) je nezávislá federální agentura vytvořená Kongresem v roce 1950 na podporu vědeckého pokroku. NSF podporuje základní výzkum a lidi k vytváření znalostí, které transformují budoucnost.

Nadace Heising-Simons, založená v roce 2007 Markem Heisingem a Elizabeth Simonsovou, se věnuje prosazování udržitelných řešení v životním prostředí, podpoře průkopnického výzkumu v oblasti vědy a zlepšování vzdělávání dětí.

Nadace Gordona a Betty Mooreové, založená v roce 2000, usiluje o prosazování ochrany životního prostředí, péče o pacienty a vědeckého výzkumu. Vědecký program nadace si klade za cíl významně ovlivnit rozvoj provokativního, transformativního vědeckého výzkumu a zvýšit znalosti v rozvíjejících se oborech.

Rada pro vědecká a technologická zařízení (STFC) Spojeného království koordinuje výzkum některých z nejvýznamnějších výzev, kterým společnost čelí, jako jsou budoucí energetické potřeby, monitorování a porozumění změně klimatu a globální bezpečnost. Nabízí granty a podporu ve fyzice částic, astronomii a jaderné fyzice.


Silné gravitační čočky

Náš výzkum se zaměřuje na systémy, ve kterých leží naše přímá viditelnost vzdálené galaxie nebo kvasaru velmi blízko galaxie v popředí. Za těchto okolností gravitační pole galaxie v popředí vychyluje světlo z objektu pozadí a vytváří zkreslené, zvětšené a více obrazů objektu pozadí. Celkový efekt je znám jako silná gravitační čočka. Tyto systémy jsou užitečné, protože poskytují zvětšené pohledy na objekty v pozadí, což nám umožňuje studovat objekty jinak nepřístupné dnešním dalekohledům. Poskytují také jedinečné informace o distribuci hmoty v čočkové galaxii, protože jsou citliví na veškerou hmotu bez ohledu na to, zda vyzařuje světlo. Studie systémů čoček jsou také důležité v kosmologii.

Výzkumné činnosti

Studie radio-tichých kvasarů - velmi slabé rádiové zdroje

Studium povahy radio-tichých kvasarů pomocí gravitační čočky.

Kvasary jsou galaxie, ve kterých většina optické emise pochází spíše z velmi jasné oblasti kolem centrální černé díry než z hvězd v galaxii.

& zwnj

Snímky rádiového tichého kvasaru HS0810 + 2554.

Menšina kvasarů vyzařuje jasné rádiové paprsky z velmi centrálních oblastí kolem černé díry a lze je snadno studovat pomocí rádiových dalekohledů. Většina však vyzařuje jen velmi slabé rádiové záření, které je příliš slabé na to, aby se dalo snadno studovat. Pokud však intervenující galaxie čočky pozadí radio-tichý kvasar, pak můžeme studovat. Používáme zvětšení čočky ke studiu vlastností rádiové emise z radio-tichých kvasarů a k pochopení jejího původu. Můžeme analyzovat tyto obrázky, abychom vytvořili jednoduchý obrázek zdroje (levý panel) a změřili jeho velikost. To by bylo při současných dalekohledech nemožné bez objektivu.

Studie centrálních oblastí galaxií

Kromě jasných obrazů silně objektivních objektů očekáváme, že uvidíme i velmi slabý obraz, který se tvoří přímo podél zorného pole. I když je tento obraz slabý, je velmi zajímavý, protože nese informace o distribuci hmoty čočkové galaxie v oblasti velmi blízko její centrální černé díry. Máme program e-MERLIN, který je zaměřen na detekci těchto „centrálních“ obrazů, který by nyní měl být přístupný vzhledem k výrazně zvýšené citlivosti tohoto nástroje.

Nové vyhledávání objektivů

Nové přístroje, jak vesmírné, jako je Euclid, tak pozemní, jako je dalekohled Large Synoptic Survey Telescope (LSST) a Square Kilometer Array (SKA), provedou v příštích 10 letech průzkumy, které budou zásadní při zvyšování počtu desítek tisíce systémů čoček. Umožní to zásadní pokrok ve studiu distribuce hmoty v galaxiích, ve studiu kosmologie a v porozumění evoluci galaxií. Na řadě těchto snah se podílíme.


GRAVITAČNÍ OBJEKTIV

Natarajan zásadním způsobem přispěl k současnému chápání vlastností a prostorového rozložení temné hmoty pomocí gravitačních čoček.

Současné probíhající projekty zahrnují mapování temné hmoty na okraji hvězdokup galaxií a omezení vyvíjejících se modelů temné energie pomocí silné čočky.

Temná hmota dominuje vesmíru, je dosud detekována pouze nepřímo a její pravá podstata zůstává nepolapitelná. Tvorba struktury poháněná temnou hmotou bez kolizí zůstává jedním z hlavních pilířů moderní kosmologie. Natarajan navrhl zcela nový rámec, který umožňuje pomocí gravitační čočky mapovat detailní distribuci temné hmoty v malých měřítcích v kupách galaxií. Navrhla model pro shluky zahrnující superpolohu velkých a malých samo-podobných distribucí hmoty, která by mohla být omezena pomocí kombinace pozorování silných a slabých čoček. Metodika, která je nyní standardním způsobem modelování substruktury v čočkových systémech na klastrových a galaktických stupnicích, byla představena v Lensing galaxií halo ve shlucích galaxií. V rané práci také navrhla a použila Jeansovu rovnici pro dynamické modelování klastrových čoček pomocí distribuce hmoty odvozené od čočky v Probing the dynamics of cluster-lens. Tento přístup byl od té doby aplikován také na jednotlivé čočky galaxie. Navrhla také novou metodu omezování tvarů halo temné hmoty skládáním do dvourozměrné galaxie-čočky galaxie: přímé měření zploštění a vyrovnání světla a hmoty v galaxiích, která byla od té doby přijata při analýze galaxie SDSS data.

Masová funkce substruktury, kterou ukázala, umožňuje přímé srovnání pozorovaných zkreslení čoček s teoretickými předpovědi v části The abundance of substructure in shluks of galaxies.

Byla průkopnicí výpočtu korelace vnitřních tvarů mezi galaxiemi, což je účinek, který kontaminuje observační studie čoček ve Spinem indukovaných Galaxy Alignments a jejich implikacích pro měření slabé čočky, která rozlišuje slabé čočky od vnitřních korelací spinů pomocí Curl-gradientního rozkladu. Ona a její spolupracovníci navrhli optimální metody, které by mohly tento šum ze signálu efektivně extrahovat.

Na základě své rané práce navrhla několik nových metrik přesnosti pro použití ke konfrontaci předpovědí simulací modelu studené temné hmoty s nejhlubšími dostupnými pozorovacími údaji. Vyvinula precizní testy fyziky malého rozsahu, které umožňují zátěžové testování standardního modelu studené temné hmoty, které jsou povoleny rostoucí věrností dat. Její práce prokázala, že klastry slouží jako výkonné astrofyzikální laboratoře ke studiu souhry baryonů a temné hmoty. Poměr hmotnosti k světlu galaxií raného typu: Omezení gravitačního čočkování v bohaté kupě AC 114 a fyzikální procesy formující galaxii evoluce v klastrech jako Důkazy pro přílivové odstraňování halo temné hmoty v masivních klastrových čočkách.

Nedávno tyto testy použila na data s vysokým rozlišením z projektu Hubble Frontier Fields Project a nejnovější sady simulací Illustris. Dráždivé výsledky této nejnovější studie nejenže poskytly dosud nejvyšší mapu prostorové rozlišení temné hmoty, ale také poukazují na potenciální napětí mezi pozorováním a substrukturou Mapování map v klastrových čočkách HST Frontier Fields a v kosmologických simulacích.

V novém příspěvku Meneghetti et al. právě publikovaný ve Vědě náš tým mezinárodních vědců analyzoval snímky Hubblova kosmického dalekohledu z několika hmotných kup galaxií a zjistil, že menší dollopy temné hmoty spojené s kupami galaxií byly výrazně koncentrovanější, než předpovídali teoretici. Uvádíme faktor 10 nesrovnalosti - mezi pozorováním a teoretickými předpovědi a # 8211 pravděpodobnosti silné čočky galaxie-galaxie. Důsledky tohoto zjištění jsou velmi vzrušující - a # 8211 můžeme být chybějící přísadou v našem současném chápání temné hmoty a existuje rys skutečného vesmíru, který jednoduše nezachytíme v našich současných teoretických modelech. Nebo by to mohlo také signalizovat mezeru v našem současném chápání podstaty temné hmoty a jejích vlastností.

Práce Natarajana pomohla vytvořit čočku jako silnou kosmologickou sondu Kosmologická omezení ze silné gravitační čočky ve shlucích galaxií).

Metodiky, které vyvinula, slouží jako klíčové faktory vědy pro několik probíhajících a minulých projektů průzkumů na současných a plánovaných vesmírných observatořích. Byla jednou z hlavních architektů iniciativy Hubble Frontier Fields Initiative a byla nástrojem, který přiměl komunitu modelování objektivů ke spolupráci a výrobě veřejně dostupných map zvětšení. Je uznávanou odbornicí v oblasti objektivu klastrů a spoluautorkou autoritativní pozvané recenze oboru Cluster Lenses.


Silná datová sada gravitačních čoček - astronomie

PyAutoLens je software s otevřeným zdrojovým kódem pro analýzu a modelování silných gravitačních čoček s cílovou skupinou pro každého, kdo má zájem o astronomii a kosmologii.

Tento software je dodáván s HowToLens Přednášky notebooků Jupyter, které jsou psány za předpokladu, že nemají žádné předchozí znalosti o tom, co je gravitační čočka, a učí nového uživatele, aby teorie a statistiky vyžadovaly analýzu silných dat čočky. Podívejte se na sekci howtolens v readthedocs.

Přehled PyAutoLensZákladní funkce najdete v části přehledu readthedocs.

Silné gravitační čočky

Když jsou dvě galaxie zarovnány dolů po linii pohledu na Zemi, světelné paprsky z galaxie pozadí jsou vychýleny intervenující hmotou jedné nebo více galaxií v popředí. Někdy je jeho světlo zcela odkloněno kolem galaxií v popředí a prochází více cestami k Zemi, což znamená, že galaxie v pozadí je pozorována několikrát. Toto vyrovnání galaxií se nazývá silná gravitační čočka, jejíž příklad, SLACS1430 + 4105, je zobrazen na obrázku níže. Mohutnou galaxii s eliptickými čočkami lze vidět uprostřed levého panelu obklopenou několikanásobně zobrazenou zdrojovou galaxií, jejíž světlo bylo zkresleno do „Einsteinova prstence“. Střední a pravý panel zobrazuje rekonstrukce rozptylu světla objektivu a neosvětleného zdroje, které jsou vytvořeny pomocí modelu hmotnosti galaxie čočky, aby bylo možné zpětně sledovat, jak je světlo zdroje gravitačně rozptylováno.

Silná čočka poskytuje astronomům neocenitelný nástroj ke studiu nejrůznějších témat, včetně struktury galaxií, temné hmoty a rozpínání vesmíru.

V posledním desetiletí bylo objeveno mnoho stovek nových silných čoček, avšak modelování silných čoček je historicky časově náročný proces, který vyžaduje provedení významného lidského zásahu a omezuje rozsah jakékoli vědecké analýzy. V příštím desetiletí budou řádově stovky tisíc silných čoček objeveny průzkumy, jako jsou Euclid, observatoř Vera Rubin a Square Kilometer Array.

Cílem PyAutoLens je umožnit plně automatizovanou analýzu silných čoček, aby bylo možné tyto velké vzorky silných čoček plně využít.

Silný systém čoček lze rychle sestavit z abstrahovaných objektů. Objekt Galaxy obsahuje jeden nebo více profilů LightProfile a MassProfile, které představují jeho dvourozměrné rozložení hvězdného světla a hmoty. Galaxie leží v určité vzdálenosti (rudý posuv) od pozorovatele a jsou seskupeny do roviny. Raytracing skrz více rovin je dosažen jejich předáním Traceru s astropickou kosmologií. Procházením těchto objektů se počítají silné zorné pole objektivu Grid2D, včetně sledování více rovin paprsků. Všechny tyto objekty jsou rozšiřitelné, takže je snadné sestavit vysoce přizpůsobený systém čoček. Níže uvedený příklad kódu to ukazuje v akci:

Chcete-li provést modelování objektivu, PyAutoLens přijímá pravděpodobnostní programovací jazyk PyAutoFit. PyAutoFit umožňuje uživatelům sestavit model objektivu z objektů LightProfile, MassProfile a Galaxy, přizpůsobit parametrizaci modelu a přizpůsobit jej datům pomocí nelineárního vyhledávání (např. dynesty, konferenciér nebo PySwarms). Níže uvedený příklad kódu ukazuje, jak nastavit a přizpůsobit model objektivu do datové sady:

Nejprve si uživatelé mohou vyzkoušet PyAutoLensBohatá sada funkcí procházením části přehledu našich readthedocs. To ilustruje API pro všechny PyAutoLensZákladní funkce, včetně toho, jak simulovat silné datové sady čoček, rekonstruovat zdrojovou galaxii s čočkami na adaptivních mřížkách pixelů a přizpůsobit datové sady interferometru.


Silné gravitační čočky¶

Když jsou dvě galaxie zarovnány dolů po linii pohledu na Zemi, světelné paprsky z galaxie pozadí jsou vychýleny intervenující hmotou jedné nebo více galaxií v popředí. Někdy je jeho světlo plně odkloněno kolem galaxií v popředí a prochází více cestami k Zemi, což znamená, že galaxie v pozadí je pozorována několikrát. Toto vyrovnání galaxií se nazývá silná gravitační čočka, jejíž příklad, SLACS1430 + 4105, je zobrazen na obrázku níže. Mohutnou galaxii s eliptickými čočkami lze vidět uprostřed levého panelu obklopenou zdrojovou galaxií s více snímky, jejíž světlo bylo zkresleno do „Einsteinova prstence“. Na středním a pravém panelu jsou znázorněny rekonstrukce rozptylu rozptylového a neosvětleného světla zdroje, které jsou vytvořeny pomocí modelu hmotnosti galaxie čočky, aby bylo možné zpětně sledovat, jak je světlo zdroje gravitačně rozptylováno.

Silná čočka poskytuje astronomům neocenitelný nástroj ke studiu nejrůznějších témat, včetně struktury galaxií, temné hmoty a rozpínání vesmíru.

V posledním desetiletí bylo objeveno mnoho stovek nových silných čoček, avšak modelování silných čoček je historicky časově náročný proces, který vyžaduje provedení významného lidského zásahu a omezuje rozsah jakékoli vědecké analýzy. V příštím desetiletí budou objeveny řádově stovky tisíc silných čoček průzkumy, jako jsou Euclid, observatoř Vera Rubin a Square Kilometer Array.

Cílem PyAutoLens je umožnit plně automatizovanou analýzu silných čoček, aby bylo možné tyto velké vzorky silných čoček plně využít.


Motivace

Gravitační čočka objektů v pozadí galaxiemi v popředí a kupami galaxií (dále jen čočky) má v kosmologii jedinečný význam, protože nám umožňuje měřit celkovou distribuci hmoty (a zejména temnou hmotu) čoček, nezávisle na jejich světelné emisi a dynamickém stavu. Systémy čoček jsou také jedinečné kosmologické sondy, které umožňují měření vzdálenosti úhlového průměru nebo poměrů těchto vzdáleností, takže jsou nakonec citlivé na vlastnosti temné energie. Široká škála vědeckých projektů zaměřených na čočky bude v budoucnu dále rozšířena o statisíce systémů se silnými čočkami (ve srovnání se současnými několika stovkami), které by měly být objeveny a pozorovány u příští generace širokoúhlého optického a blízkého infračerveného zobrazování vesmírné mise (např. Euclid, WFIRST). With the expected larger statistical sample, one can expect 30x higher statistical precision for many of the physical measurements, which then will likely be limited by systematic uncertainty. In order to investigate these various systematics and derive new science, we have gathered an excellent team to focus on two strong lensing key problems:

1) Finding galaxy scale lenses in future wide field imaging space surveys (Euclid, WFIRST), recovering their mass distributions and constraining Dark Energy models.

2) Finding multiple image systems in massive clusters, modeling the cluster mass distribution to better than the per cent level (which can be tested today using the current Hubble Frontier Fields1 observations), and possibly probing the nature of the Dark Matter particles.

To evaluate our algorithms, techniques, softwares and the quality of the derived results, we have created tools to produce realistic image simulations that closely mimic the observations from various space telescopes (Hubble and the future Euclid, WFIRST and James Webb Space Telescopes). These image simulations include all lensing effects produced by foreground and line of sight mass distributions. The goal of this ISSI international team is to get organized and have these simulated data to be analyzed blindly by different groups as a form of a public challenge, open to anyone in the scientific community. We foresee two different challenges addressing the two key problems above. This will allow us to train and evaluate softwares for the automatic detection of gravitational arcs and multiple images, as well as for the determination of the mass distribution of the lenses and ultimately to recover cosmological parameters such as the equation of state of Dark Energy through statistical and geometrical tests (which can be tested in the next years with the current Hubble Frontier Fields observations).

Our team includes some of the best expert scientists in the field of (strong) lensing. We have already developed the required simulation tools and have made great progress on the lens finding algorithms and modeling techniques to be exploited in this project. Our goal is to make all of this work (in particular the simulated data) publicly available to the scientific community. These standard sets of simulated images will enable many investigations by any scientists interested in strong lensing science beyond our expert group of scientists, which will certainly leads to better science results. We also plan to write-up our findings in a set of review papers that will become references on this topic for the coming years.

Research keywords: extragalactic astronomy, cosmology, dark matter, dark energy, gravitation (strong) gravitational lensing, galaxies and galaxy clusters.


The Gravitational Forest

In the case of “weak lensing”, gravity doesn’t create the image of a distant galaxy, but it still produces a measurable useful effect. Collective light from many galaxies or other sources passing near a galaxy cluster is brightened by weak lensing, letting researchers map the mass of the lens. The “Bullet Cluster” is a case where a collision between two galaxy clusters separated the dark matter from the hot gas in the system, which can be seen by comparing the X-ray observations with weak lensing data.

Weak lensing is also a way to map out the location of all galaxy clusters in the universe, even those that can’t be seen directly. Some of the light from the cosmic microwave background passes around gravitational lenses on its way across the universe, like daylight filtering through a forest. Astronomers use the collective distortions of millions of galaxies to reveal the way they distribute themselves on the largest scales. In that way, weak lensing provides an independent measurement of dark energy, the substance causing the accelerated expansion of the universe.


Sterile neutrino Dark Matter

1 Dark Matter in the Universe

There is a body of strong and convincing evidence that most of the mass in the observable universe is not composed of known particles. Indeed, numerous independent tracers of the gravitational potential (observations of the motion of stars in galaxies and galaxies in clusters emissions from hot ionisedgas in galaxy groups and clusters 21 cm line in galaxies both weak and strong gravitational lensing measurements) demonstrate that the dynamics of galaxies and galaxy clusters cannot be explained by the Newtonian potential created by visible matter only. Moreover, cosmological data (analysis of the cosmic microwave background anisotropies and of the statistics of galaxy number counts) show that the cosmic large scale structure started to develop long before decoupling of photons due to the recombination of hydrogen in the early Universe and, therefore, long before ordinary matter could start clustering. This evidence points at the existence of a new substance, universally distributed in objects of all scales and providing a contribution to the total energy density of the Universe at the level of about 27%. This hypothetical new substance is commonly known as “Dark Matter” (DM). The DM abundance is often expressed in terms of the density parameter Ω DM = ρ DM ∕ ρ 0 , where ρ DM is the comoving DM density and ρ 0 = 3 H 2 m P l 2 ∕ ( 8 π ) is the critical density of the universe, with H the Hubble parameter and m P l the Planck mass. Current measurements suggest Ω DM h 2 = 0 . 1186 ± 0 . 0020 , where h is H in units 100 km ∕ ( s Mpc ) [1] . Different aspects of the DM problem can be found in reviews [2–4] , for historical exposition of the problem see [3,5,6] . Various attempts to explain this phenomenon by the presence of macroscopic compact objects (such as, for example, old stars [7–10] ) or by modifications of the laws of gravity (for a review see [11–13] ) failed to provide a consistent description of all the above phenomena (see the overviews in [13,14] ). Therefore, a microscopic origin of DM phenomenon, i.e., a new particle or particles, remains the most plausible hypothesis. 1

1.1 Standard model neutrino as Dark Matter candidate?

The only electrically neutral and long-lived particles in the Standard Model (SM) of particle physics are the neutrinos, the properties of which are briefly reviewed in Section 2 (cf. e.g. [16] for a review of neutrinos in cosmology). As experiments show that neutrinos have mass, they could in principle play the role of DM particles. Neutrinos are involved in weak interactions (3) that keep them in thermal equilibrium in the early Universe down to the temperatures of few MeV. At smaller temperatures, the interaction rate of weak reactions drops below the expansion rate of the Universe and neutrinos “freeze out” from the equilibrium. Therefore, a background of relic neutrinos was created just before primordial nucleosynthesis. As interaction strength and, therefore, decoupling temperature of these particles are known, one can easily find that their number density, equal per each flavour to

where T ν ≃ ( 4 ∕ 11 ) 1 ∕ 3 T γ ≃ 1 . 96 K ≃ 1 0 − 4 eV . 2 The associated matter density of neutrinos at late stage (when neutrinos are non-relativistic) is determined by the sum of neutrino masses

To constitute the whole DM this sum should be about 11 . 5 eV (see e.g. [16] ). Clearly, this is in conflict with the existing experimental bounds: measurements of the electron spectrum of β -decay put the combination of neutrino masses below 2 eV [17] while from the cosmological data one can infer an upper bound of the sum of neutrino masses varies between 0 . 58 eV at 95% CL [18] and 0 . 12 eV [19,20] , depending on the dataset included and assumptions made in the fitting. The fact that neutrinos could not constitute 100% of DM follows also from the study of phase space density of DM dominated objects that should not exceed the density of degenerate Fermi gas: fermionic particles could play the role of DM in dwarf galaxies only if their mass is above few hundreds of eV (the so-called ‘Tremaine–Gunn bound’ [21] , for review see [22] and references therein) and in galaxies if their mass is tens of eV. Moreover, as the mass of neutrinos is much smaller than their decoupling temperature, they decouple relativistic and become non-relativistic only deeply in matter-dominated epoch (“Hot Dark Matter”). For such a DM candidate the history of structure formation would be very different and the Universe would look rather differently nowadays [23] . All these strong arguments prove convincingly that the dominant fraction of DM cannot be made of the known neutrinos and therefore the Standard Model of elementary particles does not contain a viable DM candidate.

1.2 Solution to Dark Matter puzzle in different approaches to BSM Physics

The hypothesis that DM is made of particles necessarily implies an extension of the SM with new particles. This makes the DM problem part of a small number of observed phenomena in particle physics, astrophysics and cosmology that clearly point towards the existence of “New Physics”. These major unsolved challenges are commonly known as “beyond the Standard Model” (BSM) problems and include

Temná hmota: What is it composed of, and how was it produced?

Neutrino oscillations: Which mechanism gives masses to the known neutrinos?

Baryon asymmetry of the Universe: What mechanism created the tiny matter–antimatter asymmetry in the early Universe? Tento baryon asymmetry of the universe (BAU) is believed to be the origin of all baryonic matter in the present day universe after mutual annihilation of all other particles and antiparticles, cf. např. [24] .

The hot big bang: Which mechanism set the homogeneous and isotropic initial conditions of the radiation dominated epoch in cosmic history? In particular, if the initial state was created during a stage of accelerated expansion (cosmic inflation), what was driving it?

In addition to these observational puzzles, there are also deep theoretical questions about the structure of the SM: the gauge hierarchy problem, strong CP-problemcosmological constant problemflavour puzzle and the question why the SM gauge group is S U ( 3 ) × S U ( 2 ) × U ( 1 ) . Some yet unknown particles or interactions would be needed to answer these questions.

Perhaps, most of the research in BSM physics during the last decades was devoted to a solution of the gauge hierarchy problem, i.e. the problem of quantum stability of the mass of the Higgs boson against radiative corrections. The requirement of the absence of quadratically divergent corrections to the Higgs boson is an example of so-called “naturalness”, cf. např. [25] . Quite a number of different suggestions were proposed on how the “naturalness” of the electroweak symmetry breaking can be achieved. They are based on supersymmetry, technicolour, large extra dimensions or other ideas. Most of these approaches postulate the existence of new particles that participate in electroweak interactions. Therefore in these models weakly interacting massive particles (WIMPs) appear as natural DM candidates. WIMPs generalise the idea of neutrino DM [26] : they also interact with the SM sector with roughly electroweak strength, however their mass is large (from few GeV to hundreds of TeV), so that these particles are already non-relativistic when they decouple from primordial plasma. This suppresses their number density and they easily satisfy the lower mass bound that ruled out the known neutrinos as DM. In this case the present day density of such particles depends very weakly (logarithmically) on the mass of the particle as long as it is heavy enough. This “universal” density happens to be within the order of magnitude consistent with DM density (the so-called “WIMP miracle”). WIMPs are usually stable or very long lived, but can annihilate with each other in the regions of large DM densities, producing a flux of γ -rays, antimatter and neutrinos. However, to date, neither particle colliders nor any of the large number of direct and indirect DM searches could provide convincing evidence for the existence of WIMPs. This provides clear motivation to investigate alternatives to the WIMP paradigm. Indeed, there exist many DM candidates that differ by their mass, interaction types and interaction strengths by many order of magnitude (for reviews see e.g. [27–29] ).

1.3 Heavy “Sterile” neutrinos

As we saw above, neutrinos in principle are a very natural DM candidate. The reasons why the known neutrinos cannot compose all of the observed DM are the smallness of their mass and the magnitude of their coupling to other particles. Hence, one obvious solution is to postulate the existence of heavier “sterile” neutrinos with weaker interactions that fulfil the constraints from cosmic structure formation and phase space densities. Indeed, the existence of heavy neutrinos is predicted by many theories of particle physics, and they would provide a very simple explanation for the observed neutrino oscillations via the seesaw mechanism, which we briefly review in Section 2.4 . The implications of the existence of heavy neutrinos strongly depend on the magnitude of their mass, see e.g. [30] for a review. For masses of a few keV, they are a viable DM candidate [31–38] . Sterile neutrino DM interacts much weaker than ordinary neutrinos. These particles can leave imprints in X-ray spectra of galaxies and galaxy clusters [33,34,39–41] . Moreover, they decay [42] and X-ray observations provide bounds on their parameters. There exist a larger number of models that accommodate this possibility, see e.g. [43] for a review.

The present article provides an update of the phenomenological constraints on sterile neutrino DM. In Section 2 we briefly review the role of neutrinos in particle physics and define our notation. We in particular address the idea of heavy sterile neutrinos in Section 2.4 . In Section 3 we provide an overview of the observational constraints on sterile neutrino DM. These partly depend on the way how the heavy neutrinos were produced in the early universe. Different production mechanisms are reviewed in Section 4 . Section 5 is devoted to laboratory searches for DM sterile neutrinos. We finally conclude in Section 6 .


Podívejte se na video: Vše o barevných nedioptrických čočkáchnandávání,vyndávání (Říjen 2022).