Astronomija

Kodo, apskaičiuojančio galaktikų dviejų taškų koreliacijos funkciją, bandymai

Kodo, apskaičiuojančio galaktikų dviejų taškų koreliacijos funkciją, bandymai


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.

Šiuo metu rašau kodą galaktikų rinkinio dviejų taškų koreliacijos funkcijai apskaičiuoti. Kadangi dirbu su daugybe galaktikų, man buvo pasiūlyta to nedaryti realioje erdvėje, o apskaičiuoti galios spektrą Furjė erdvėje ir gauti koreliaciją iš galios spektro, kaip paaiškinta pvz. šio straipsnio B priede (arXiv: 1507.01948).

Man reikia labai paprastų bandymų atvejų su žinomais rezultatais, kad galėčiau išbandyti savo kodą kiekviename žingsnyje, kad įsitikinčiau, jog tikrai gaunu tai, ko noriu. Ar kas nors gali man parodyti tokius paprastus testus? Arba bent jau prie jau esančio kodo (pageidautina „Python“ ar „Fortran“), kuris tai daro, kad galėčiau palyginti rezultatus?


Labai paprastas pavyzdys yra užpildyti 3d tankį taisyklinga plokštumos banga, dėl kurios galios spektre turėtų atsirasti viena smailė. Čia yra paprasti „Python“ scenarijai, kurie tai ir daro.

Apskaičiuojant dviejų taškų koreliacijos funkciją, turėtų būti tik viena atvirkštinė Fourier galios spektro transformacija. (Priklausomai nuo naudojamos FFT bibliotekos, gali reikėti iš naujo suformuoti rezultatus. Pvz., FFTW ir numpy.fft yra nenormalizuotos Furjė transformacijos: $ F ^ {- 1} [F [f (x)] = Nf (x) $ , kur $ N $ yra mėginių skaičius.)

#! / usr / bin / python3 importuoti numerį kaip np importuoti matplotlib.pyplot kaip plt # ================================= === def main (): # ==================================== nc = 128 # apibrėžti, kiek langeliai, kurių laukelyje yra boxlen = 50.0 # apibrėžti langelio ilgį Lambda = boxlen / 4.0 # apibrėžti savavališką plokštumos bangos ilgį dx = boxlen / nc # gauti langelio dydį # sukurti plokštumos bangos tankio lauko tankis_ laukas = np.zeros ( (nc, nc, nc), dtype = "plūduriuojantis") x diapazone (tankio laukas. forma [0]): tankio_ laukas [x,:,:]] = np.cos (2 * np.pi * x * dx / Lambda) # get overdensity field delta = tankio_ laukas / np.mean (tankio_ laukas) - 1 # get P (k) laukas: sprogti tik realių duomenų, o ne sudėtingų delta_k = np.abs (np.fft.rfftn (delta) ) .round ()) Pk_field = delta_k ** 2 # gauti 3d masyvą indekso sveikųjų atstumų iki k = (0, 0, 0) dist = np.minimum (np.arange (nc), np.arange (nc, 0) , -1)) dist_z = np.arange (nc // 2 + 1) dist * = dist dist_z * = dist_z dist_3d = np.sqrt (dist [:, None, None] + dist [:, None] + dist_z) # gauti unikalius atstumus ir indeksuoti wh bet koks atstumas, išsaugotas dist_3d #, bus "atstumų" masyvo atstumais, _ = np.unikalus (dist_3d, return_inverse = True) # vidutinis P (kx, ky, kz) iki P (| k |) Pk = np.skaičius (_, svoriai = Pk_field.ravel ()) / np.bincount (_) # apskaičiuokite „fizines“ k dk reikšmes = 2 * np.pi / boxlen k = atstumai * dk # sklypo rezultatai fig = plt.figure (figsize = (9,6)) ax1 = pav. Add_subplot (111) ax1.plot (k, Pk, label = r '$ P ( mathbf {k}) $') # laukiamas laukiamas pikas: # k_peak = 2 * pi / lambda, kur mes pasirinkome lambda savo plokštei bangai anksčiau ax1.plot ([2 * np.pi / Lambda] * 2, [Pk.min () - 1, Pk.max () + 1], label = "tikėtinas" pikas ") ax1.legend () plt.show () # ===================================== jei __pavadinimas__ == "__main__": # ==================================== pagrindinis ()

Kodo, apskaičiuojančio galaktikų dviejų taškų koreliacijos funkciją, bandymai - Astronomija

Dviejų taškų koreliacijos funkcijos skaičiuoklė

Naudokite „Git“ arba „Checkout“ su SVN naudodami žiniatinklio URL.

Greitai dirbkite su mūsų oficialia CLI. Sužinokite daugiau.

Paleidžiama „GitHub Desktop“

Jei nieko neatsitiks, atsisiųskite „GitHub Desktop“ ir bandykite dar kartą.

Paleidžiama „GitHub Desktop“

Jei nieko neatsitiks, atsisiųskite „GitHub Desktop“ ir bandykite dar kartą.

„Xcode“ paleidimas

Jei nieko neatsitiks, atsisiųskite „Xcode“ ir bandykite dar kartą.

Paleidžiamas „Visual Studio“ kodas

Jūsų kodų sritis bus atidaryta, kai bus paruošta.

Ruošiant kodų sritį kilo problema, bandykite dar kartą.


Greitai ntaškų koreliacijos funkcijos ir trijų taškų objektyvo pritaikymas

Pateikiame naują algoritmą, skirtą greitai apskaičiuoti dviejų taškų (2PCF), trijų taškų (3PCF) ir npunktas (n-PCF) koreliacijos funkcijos maždaug O (N žurnalas N) laikas kažkam N dalelių, o ne O (N n ), kaip to reikalauja artėjant grubiai jėgai. Algoritmas leidžia įvertinti pilną 3PCF net 10 6 galaktikoms. Ši technika naudoja rekursyvaus dvikrypčio dvejetainio medžio tarpusavio sąsajas. Subalansuota medžio konstrukcija sumažina medžio gylį ir blogiausio atvejo klaidą kiekviename mazge. Šiame darbe pateiktą algoritmą galima pritaikyti savavališkos geometrijos problemoms spręsti.

Apibūdiname išsamų įgyvendinimą, kad būtų galima apskaičiuoti dviejų taškų funkciją ir visus aštuonis 3PCF komponentus dviejų komponentų laukui, atkreipiant dėmesį į gravitacinio objektyvo sukurtus kirpimo laukus. Mes taip pat apibendriname algoritmą, kad apskaičiuotume ntaškų koreliacijos funkcija skaliariniam laukui k matmenys kur n ir k yra savavališki teigiami sveikieji skaičiai.


Kaip tai veikia¶

Norint naudoti TPF, reikia suprasti, kaip jis veikia. Vykdant lygiagrečiai, apibrėžtas analizės tūris, nesvarbu, ar tai visas tūris, ar mažas regionas, padalijamas tolygiai ir kiekvienai užduočiai priskiriamas skirtingas tūris. Bendras taškų porų, kurios turi būti sukurtos per porų atskyrimo ilgį, skaičius yra total_values, ir kiekvienai užduočiai skiriama lygi šios sumos dalis. Kiekviena užduotis sukurs dalį total_values, pirmiausia padarydama atsitiktinai įdėtą tašką savo vietiniame tome. Antrasis taškas bus nutolęs nuo vietos, nustatytos atsitiktinėmis (phi, theta) reikšmėmis sferinėmis koordinatėmis ir ilgiu pagal ilgio diapazonus. Jei tas antrasis taškas yra užduočių apimtyje, funkcijos įvertinamos ir sujungiami jų rezultatai. Tačiau, jei antrasis taškas yra už apatinio tūrio (kaip ir skirtingose ​​užduotyse), taškų pora yra saugoma taškų duomenų eilėje, taip pat pirmojo taško lauko vertės papildomos duomenų eilėje. Kai užduotis užima bendrą_vertų dalį arba užpildo duomenų eilę taškais, kurių negali iki galo apdoroti, ji perduoda savo eilutes dešinėje esančiam kaimynui. Tada jis gauna duomenų eiles iš kaimyno kairėje ir apdoroja eiles. Jei jis gali įvertinti gautų duomenų eilių tašką, tai reiškia, kad jis gali rasti antrojo taško lauko reikšmes, jis apskaičiuoja to taško poros funkcijas ir pašalina tą įrašą iš eilės. Jei vis tiek reikia įvykdyti total_values, jis gali įdėti savo taškų porą į tą eilių įrašą. Kai eilėse gausu taškų, kurių užduotis negali apdoroti, ji jas perduoda. Duomenų perdavimo ciklas baigiasi, kai visoms užduotims tenkama „total_values“ dalis ir išvalomos visos duomenų eilės. Kai visi ciklai bus paleisti, šiukšliadėžės pridedamos visame pasaulyje, kad būtų galima rasti visuotinį PDF.

Žemiau pateikiamas dviejų matmenų pavyzdys, kaip visas modeliavimas suskirstytas į 16 mažesnių tūrių. Kiekvienas tomas priskiriamas vienai iš 16 užduočių, pažymėtų skaičiumi [0-15]. Kiekviena užduotis yra atsakinga tik už lauko vertes, esančias jos tūrio viduje - ji visiškai nežino apie visus kitus tūrius. Kai yra išdėstyti taškų atskyrimo valdikliai, kai kurie, pavyzdžiui, liniuotė, pažymėta A, abu taškus turi visiškai viename tūryje. Tokiu atveju 5 užduotis gali pati įvertinti funkciją (-as). Tokiose situacijose kaip B ar C, taškai slypi skirtinguose tūriuose, ir nė viena užduotis negali savarankiškai įvertinti funkcijų.

Šis kitas paveikslas parodo, kaip duomenų eilės perduodamos iš užduoties į užduotį. Kai užduotis 0 bus padaryta su taškais arba jos eilė bus pilna, ji perduos eilę į užduotį 1. Taip pat: 1 pereina į 2, o 15 - aplink 0, užbaigdamas apskritimą. Jei taškų pora yra 0 ir 15 tarpinėse dalyse, tai gali užtrukti iki 15 ryšio ciklų, kad ta pora būtų įvertinta.

Kartais apskaičiuojamų duomenų laukų dydžiai nėra labai dideli, o TPF atminties lygiagretumas nėra esminis. Tačiau, jei vis tiek norisi paleisti su daugybe procesorių, kad būtų sudarytos didelės atsitiktinių porų sumos, padalinti tūrius, kaip nurodyta aukščiau, nėra taip efektyvu, kaip galėtų būti dėl bendravimo. Naudojant TPF nustatymą „vol_ratio“ (žr. „Funkcijų generatoriaus objekto sukūrimas“), visą tūrį galima suskirstyti į didesnius nei pirmiau nurodytus tūrius, o užduotims priklausys ne unikalios laukų duomenų kopijos. Žemiau esančiame paveikslėlyje dvimatis tūris buvo padalytas į keturis tūrius, o keturioms užduotims kiekvienai priklauso kiekvieno tūrio duomenų kopija. Kaip parodyta, eilės perduodamos ta pačia tvarka kaip ir anksčiau. Bet šiame paprastame pavyzdyje maksimalus bet kurio vertinamo taško ryšio ciklų skaičius yra trys. Tai reiškia, kad komunikacijos pridėtinės išlaidos bus mažesnės ir veikimo laikas šiek tiek greitesnis.


suave: Nepertraukiamo veikimo įvertinimas

Tai yra „Continuous-Function Estimator“ įgyvendinimas, dviejų taškų koreliacijos funkcijos standartinio (Landy-Szalay) įvertintojo apibendrinimas. Mes vadiname šį įrankį suave, o tai reiškia lygus ispanų kalba (tariama svahas-beh), nes tai gali sukelti sklandžias (nuolatines) koreliacijos funkcijas. Manodeepas Sinha ir Lehmanas Garrisonas sukūrė „Corrfunc“ paketą, patikrinę visą „Corrfunc README“ originalioje repo.

2 taškų koreliacijos funkcija matuoja galaktikų (arba kitų atsekamųjų medžiagų) grupes kaip mastelio funkciją. Tradiciškai tai daroma suskaičiuojant galaktikų poras tam tikroje atskyrimo dėžėje ir pagal poras normalizuojant vienodą atsitiktinį katalogą.

Nepertraukiamo veikimo įvertinimo įrankis nereikalauja derinimo, atskirai ar bet kokio kito kiekio. Atvirkščiai, jis projektuoja poras į bet kurį vartotojo apibrėžtą pagrindinių funkcijų rinkinį. Jis pakeičia porų skaičių vektoriais, o atsitiktinio normalizavimo vektoriaus terminą - matrica, apibūdinančia porų indėlį į kiekvieną pagrindinę funkciją. Tada koreliacijos funkciją galima tiesiogiai įvertinti atliekant bet kokį atskyrimą, todėl gaunamas nuolatinis įvertinimas.

Įvertiklio naudojimo scenarijaus pavyzdys yra example_theory.ipynb. Nuolatinių funkcijų skaičiuoklė šiuo metu yra įdiegta DD (s, mu) porų skaičiavimo statistikoje tiek maketo, tiek teorijos duomenims. Šiuo metu įgyvendinamos pagrindinės ir dalinės dalys. Bendrosios, nuo r priklausančios pagrindo funkcijos gali būti perskaitytos iš failų pagalbininkų tvarkos. Tai apima bet kokios eilės spline pagrindo funkcijas ir bariono akustinio virpesių pritaikymo funkciją.

Šį metodą pristatantį dokumentą galite rasti adresu https://arxiv.org/abs/2011.01836 (Storey-Fisher & amp Hogg, Accepted to ApJ). Nedvejodami rašykite el. Paštu [email protected] su komentarais ar klausimais arba pateikite problemą.

„Suave“ turi daugumą tų pačių išankstinių reikalavimų kaip „Corrfunc“, taip pat dar keletą:

  • padaryti & gt = 3,80
  • „OpenMP“ galintis kompiliatorius, pvz., Icc, gcc & gt = 4.6 arba clang & gt = 3.7. Jūs jau turėtumėte įdiegti sistemą, tačiau „Mac“ / „Linux“ galite įdiegti „gcc“ su „conda install gcc“.
  • gsl & gt = 2.4. Jei reikia, įdiekite gsl naudodami „conda install -c conda-forge gsl“ (MAC / linux) arba („sudo“) prievadą „install gsl“ (MAC).
  • python & gt = 2.7 arba python & gt = 3.4 C plėtiniams sudaryti.
  • numpy & gt = 1.7, jei norite sudaryti C plėtinius.
  • „scave“ & gt = 1,6 „spave“ pagrindo funkcijoms, skirtoms „suave“ (apatinės versijos gali veikti, bet neišbandytos)
  • colossus & gt = 1.2 „BAO“ pagrindinėms „suave“ funkcijoms (žemesnės versijos gali veikti, bet neišbandytos)
  • šeši & gt = 1,15 (priklausomybė nuo koloso, žemesnės versijos gali veikti, bet neišbandytos)

Suave galite įdiegti per pip. Mes rekomenduojame tai padaryti švarioje namuose. Tai galite padaryti ir įdiegti priklausomybes naudodami šias komandų rinkinius:

Taip pat turėtumėte sugebėti įdiegti iš šaltinio. Dar kartą tai galite padaryti švarioje namuose:

Suave paketą įgyvendino Kate Storey-Fisher. Jis pastatytas „Corrfunc“, kurį suprojektavo Manodeepas Sinha ir kurį šiuo metu prižiūri Lehmanas Garrisonas ir Manodeepas Sinha.

Jei naudojate ar remiatės „suave“, nurodykite „ApJ“ dokumentą su šiuo „bibtex“ įrašu (jis bus atnaujintas paskelbus priimtą dokumentą):

Jei naudojate kodą, papildomai nurodykite originalų „MNRAS Corrfunc“ kodą su šiuo „bibtex“ įrašu:

Galiausiai, jei jums naudingi patobulinti vektorizuoti branduoliai „Corrfunc“ (šiuo metu nenaudojami suave, bet greičiausiai naudojami, jei taip pat naudojate „Corrfunc“ iš dėžutės), tada taip pat paminėkite šį dokumentą:

Suave išleidžiamas pagal MIT licenciją. Iš esmės darykite tai, ką norite naudodami kodą, įskaitant jo naudojimą komercinėse programose.

  • Dokumentacija (http://suave.rtfd.io/)
  • Šaltinio saugykla (https://github.com/kstoreyf/suave)
  • Originali „Corrfunc“ dokumentacija (http://corrfunc.rtfd.io/)
  • Originali „Corrfunc“ šaltinio saugykla (https://github.com/manodeep/Corrfunc)

Šį darbą parėmė NASA FINESST stipendija pagal apdovanojimą 80NSSC20K1545.


Kodo, apskaičiuojančio galaktikų dviejų taškų koreliacijos funkciją, bandymai - Astronomija

Iš esmės aš įtariai vertinu citatas kaip svarbos matą - jas veikia tiek daug atsitiktinių veiksnių. Tačiau turiu pripažinti, kad yra gana gera koreliacija tarp labiausiai cituojamų mano darbų ir darbų, kuriuos laikau svarbiausiais, net jei reitingai nėra vienodi. Taigi galiu pateikti pakankamai gerą savo pagrindinio mokslo indėlio vadovą, apžvelgdamas mano dažniausiai cituojamų darbų santrauką su galų gale komentarais apie keletą kitų straipsnių.

Pirmą kartą šias pratybas išgyvenau 2010 m. Spalio mėn., Kai tai buvo mano 20 dažniausiai cituojamų darbų sąrašas. Kai ją atnaujinau 2016 m., Nenorėjau karpyti popierių, apie kuriuos rašiau anksčiau (ir labai mėgstu!), Todėl išsiplėtiau iki 25. Dabar, kai atnaujinu 2019 m., Nusprendžiau priimti kriterijus, kuris nereikalaus, kad nurašyčiau parašytų dalykų: tai mano darbų sąrašas su 200 ar daugiau ADS citatų, užsakytas su labiausiai cituojamais viršuje.

Bet ne visi tie dokumentai. Kaip ilgametis „Sloan Digital Sky Survey“ narys - įstojau į SDSS kaip postdoką 1992 m., Toliau kaip išorės dalyvis persikėlęs į Ohajo valstiją 1995 m., O 2005 m. Tapau SDSS-II atstovas ir projekto mokslininkas. SDSS-III 2007 m. - Aš esu visų SDSS duomenų išleidimo dokumentų ir kelių SDSS techninių dokumentų, kurie bendrai dominuoja mano „dažniausiai cituojamo“ sąrašo viršuje, bendraautorė. Aš taip pat esu daugelio SDSS mokslo darbų, kuriuose aš prisidėjau, bet nedalyvavau analizuojant ir rašant darbą, bendraautorius. Aš visa tai praleidau iš žemiau pateikto sąrašo, pasilikdamas tik tuos SDSS dokumentus, kuriuose vaidinau pagrindinį vaidmenį. Nuo 2019 m. Balandžio 1 d. Šioje atrankoje pateikiama 40 straipsnių su daugiau nei 200 citatų.

Kaip iš karto matyti iš šio sąrašo, man per daug metų pasisekė dirbti su daugeliu puikių bendradarbių, įskaitant daugybę puikių disertacijų studentų ir postdokumentų.

Žemiau pateikti numeriai atitinka ADS pateiktą tvarką nuo 2019 m. Balandžio 1 d. Tiems, kurie mėgsta h indeksus, mano (nuo 19.04.19) yra 127, jei įtraukiate visus SDSS dokumentus, arba 90, jei praleisite SDSS dokumentus, kuriuose aš nesu tarp pirmųjų keturių autorių.

Pakanka preambulės, čia yra sąrašas:

1. Kaip galaktikos gauna dujas?
D. Keres, N. Katz, D. H. Weinberg, R. Dav & eacute
2005, MNRAS, 363, 2
Šiame straipsnyje naudojami kosmologiniai išlygintų dalelių hidrodinamikos (SPH) modeliavimai, siekiant teigti, kad galaktikos didelę savo masės dalį gauna „šaltuoju režimu sukaupiant“ dujas, kurios niekada nebuvo šoko kaitinamos šalia jų tėvų aureolių virusinės temperatūros, ir kad toks šalčio kaupimasis pirmiausia išilgai gijinių struktūrų, tiekiančių mažą masę (& lt 10 12 Msaulė) aureolės. Šios idėjos precedentų galima rasti daugelyje ankstesnių analitinių straipsnių (dar Binney 1977 m.) Ir skaitinių modeliavimo darbų, įskaitant kai kuriuos mūsų pačių. Nepaisant to, tai buvo Keres ir kt. straipsnis ir Birnboimo bei Dekelio (2003, 2006) straipsniai, kuriuose panaudotos didelės skiriamosios gebos 1-D modeliavimas, kuris „šalčio akreciją“ žemėlapyje įdėjo kaip pagrindinį elementą suprantant galaktikų susidarymo fiziką. Nors šis reiškinys jau tvirtai įtvirtintas skaitinėse simuliacijose, jo stebėjimo įrodymai tebėra netiesioginiai.

2. Spektroskopinis taikinio pasirinkimas „Sloan Digital Sky Survey“: pagrindinis „Galaxy“ pavyzdys
M. Straussas, D. H. Weinbergas, R. H. Luptonas, V. K. Narayananas, J. Annis, M. Bernardi ir kt.
2002, AJ, 124, 1810
Nepaisant aukščiau nurodytos kvalifikacijos, antrasis mano sąrašo darbas iš tikrųjų yra SDSS techninis leidinys. Mano svarbiausias techninis indėlis į pirminę SDSS buvo mano vaidmuo kuriant ir testuojant (remiantis imituotais duomenimis ir galiausiai tikrais duomenimis) pagrindinės spektroskopinės galaktikos mėginio atrankos kriterijus. Jei nekenčiate Petrosiano dydžių, iš esmės turiu kaltinti mane (ir Petrosianą).

3. SDSS-III: masinės tolimos Visatos, Paukščių Tako ir Saulės planetų sistemų spektroskopinės apklausos
D. J. Eisenstein, D. H. Weinberg, E. Agol, H. Aihara, C. Allende Prieto, S. F. Anderson ir kt.
2011 m., AJ, 142, 72
Šiame darbe pateikiama SDSS-III programos apžvalga ir keturios jos apklausos: tolimosios visatos BOSS tyrimas, kurio tikslumas - kosmologiniai matavimai, SEGUE ir APOGEE Paukščių Tako struktūros ir cheminės evoliucijos tyrimai bei MARVELS paieška. papildomoms saulės planetoms. Nors apklausos ir jas įgalinančios priemonės buvo atskirai aprašytos daugelyje kitų techninių straipsnių, šiame dokumente buvo pateikta aukšto lygio viso projekto apžvalga ankstyvosiose jo įgyvendinimo stadijose, analogiška York ir kt. popierius SDSS-I (kuris, kaip atsitinka, yra labiausiai cituojamas popierius, kurio bendraautoris, turiu nemažą skirtumą). Vienas iš svarbiausių mano karjeros indėlių buvo SDSS-III projekto mokslininko darbas, o tai praktiškai reiškė begalę įdomiai įvairių užduočių, susijusių su projekto kūrimu, organizavimu, reklama ir vykdymu. Viena iš tų užduočių buvo vadovauti šio dokumento organizavimui ir rašymui, nors Danielius pagrįstai yra pirmasis autorius, pripažįstantis jo nepaprastą ir puikų darbą kaip SDSS-III direktorius.

4. Kosmologiniai modeliai su TreeSPH
N. Katz, D. Weinberg, L. Hernquist
1996, ApJS, 105, 19
Keres ir kt. popierius yra naujausia programos dalis, kurią Larsas Hernquistas, Nealas Katzas ir aš pradėjome 1990-ųjų pradžioje, naudodamiesi SPH simuliacijomis, kad galėtumėte modifikuoti galaktikų susidarymą ir tarpgalaktinės terpės (IGM) evoliuciją šaltų tamsiosios medžiagos kosmologiniuose modeliuose. Šiame straipsnyje aprašomi skaitiniai šių modeliavimo metodai ir pateikiama daug iliustracijų bei bandymų. Todėl tai yra daugelio mūsų pačių straipsnių pagrindas ir tai buvo naudingas atskaitos taškas daugeliui vėlesnių kosmologinės hidrodinamikos pastangų, ypač diskusijoms apie dujų aušinimą, fotojonizavimą ir žvaigždžių susidarymą.

Pastaraisiais metais mes su Nealu tęsėme šią programą bendradarbiaudami su Romeeliu Dav & eacute ir daugeliu kitų, o Larsas tęsė bendradarbiavimą su Volkeriu Springeliu ir daugeliu kitų.

5. Stebėjimo kosminio pagreičio zondai
D. H. Weinbergas, M. J. Mortonsonas, D. J. Eisenšteinas, C. Hirata, A. G. Riessas, E. Rozo
2013, fizikos ataskaitos, 530, 87–255
Šiame straipsnyje pateikiama apžvalgos ir eksperimentinių metodų, naudojamų kosminio pagreičio kilmei ištirti, apžvalga. Tai orientuota į tamsios energijos „III etapo“ ir „IV etapo“ eksperimentų tikslus ir galimybes, kurie apima pačius ambicingiausius kosmologinių tyrimų projektus, kurie dabar vykdomi visame pasaulyje. Po istorinės ir mokslinės įžangos, kurios tikslas - padaryti ją prieinamą visiems kosmologijos magistrantūros studijas baigusiems skaitytojams, pateikiama išsami kiekvieno pagrindinio eksperimentinio metodo teorinio pagrindo, stebėjimo strategijų, statistinių klaidų ir sisteminių neapibrėžtumų analizė. Pagrindinė apžvalgos tema yra skirtingų metodų papildomumas, įskaitant išsamias jų bendradarbiavimo prognozes ir tikslumo lygį, reikalingą išlikti konkurencingiems. Man pasisekė surinkti visų žvaigždžių bendraautorių grupę šiai apžvalgai, ir aš manau, kad mes visi daug ką išmokome vieni iš kitų per trejus metus, kurių mums prireikė tai užbaigti. Kaip mokslinės literatūros kūrinys, tai bene geriausias dalykas, kurį parašiau.

Su Michaelu Mortonsonu ir Martinu White'u parašiau (daug) trumpesnę apžvalgą, daugiau dėmesio skirdama naujausiems stebėjimo rezultatams, skirtą dalelių duomenų grupės dalelių fizikos apžvalgai. Ši apžvalga atnaujinama kas 2 metus. Naujausią versiją galite rasti čia.

6. Reionizacija ir galaktikos palydovų gausa
J. S. Bullockas, A. V. Kravtsovas, D. H. Weinbergas
2000, ApJ, 539, 517
1999 m. Moore ir kt. ir Klypin ir kt. parodė, kad šaltosios tamsiosios medžiagos scenarijus paprastai prognozuoja milžinišką mažos masės subhalų populiaciją Paukščių Tako aureolėje, gerokai viršijančią žinomą Galaktikos palydovų populiaciją. Šiame dokumente buvo pasiūlytas galimas šios „trūkstamos palydovo problemos“ sprendimas: mažos masės aureolėse dujų kaupimasis buvo nuslopintas kaitinant fotoionizaciją ir kad stebimi palydovai buvo tie, kurie prieš reionizaciją sukaupė didelę savo masės dalį. Visapusiškas tamsiosios materijos subhalų ir „Galactic“ palydovų ryšio paaiškinimas vis dar yra diskusijų dalykas, tačiau dabar plačiai manoma, kad šio galvosūkio sprendimas slypi ne barometrinėje, o tamsiosios materijos fizikoje, ir (šiek tiek mažiau) plačiai manoma, kad fotoionizacija yra kritinis mechanizmas, slopinantis mažos masės subhalų šviesumą. Šis straipsnis labai priklauso nuo toliau aprašytų Thoul & Weinberg 1996 m. Visai neseniai Koposovas ir kt. 2009 m. Peržiūrėjo šį modelį, atsižvelgdamas į pagerėjusius skaitmeninius pagrindus ir, dar svarbiau, į SDSS aptiktą itin silpną nykštukų palydovų populiaciją.

7. Halo profesijos pasiskirstymas: link empirinio galaktikų ir mišių santykio nustatymo
A. A. Berlindas, D. H. Weinbergas
2002, ApJ, 575, 587
Šis straipsnis, pagrįstas Andreaso Berlindo daktaro disertacija, pasiūlė modeliuoti galaktikų ir tamsiosios medžiagos santykį, atsižvelgiant į tikimybės pasiskirstymą P (N | M) rasti N tam tikro tipo galaktikas viruso masės aureolėje M, kartu su receptais, nurodančiais galaktikų ir tamsiosios medžiagos santykinį erdvinį ir greičio pasiskirstymą šiose halose. Tiesioginis įkvėpimas mūsų darbui kilo iš Bensono ir kt. (2000), tačiau daugybė grupių, susiduriančių su medžiagos klasterio ir galaktikos šališkumo problema iš skirtingų krypčių, pasiūlė glaudžiai susijusias idėjas, įskaitant Kauffmann ir kt. 1997, Jing, Mo & Borner 1998, Ma & Fry 2000, Peacock & Smith 2000, Seljak 2000 ir Scoccimarro ir kt. 2001 m. Išskirtinės mūsų darbo stipriosios pusės, manau, buvo pateikti aureolės užimtumo statistiką kaip bendrą galaktikos šališkumo modeliavimo priemonę ir išdėstyti bendrą šio įrankio naudojimo strategiją siekiant nustatyti galaktikų ir tamsiosios medžiagos santykius ir sustiprinti kosmologinių parametrų apribojimus. . Apmąstydami šią filosofiją, mes įvedėme dabar plačiai naudojamą terminą „aureolės okupacijos pasiskirstymas“ arba „HOD“. Mes naudojome N kūno modeliavimus, kad parodytume, kaip įvairi galaktikų sankaupų statistika priklausė nuo skirtingų HOD ypatybių, ypatingą dėmesį skirdami HOD savybėms, reikalingoms beveik galios dėsnio dviejų taškų koreliacijos funkcijai gauti.

8. Barionai šiltai karštoje tarpgalaktinėje terpėje
R. Dav & eacute, R. Cen, J. P. Ostriker, G. L. Bryan, L. Hernquist, N. Katz, D. H. Weinberg, M. L. Norman, B. O'Shea
2001, ApJ 552, 473
Atliekant hidrodinamines kosmologines simuliacijas, didelę dalį mažo raudonojo poslinkio IGM sudaro dujos, esant vidutiniam tankiui ir temperatūroms - 10 5 K & T & lt 10 7 K, o tai labai sunku aptikti. Cen & Ostriker (1999) šias dujas paženklino karštai karštomis tarpgalaktinėmis terpėmis. Šiame dokumente naudojami trys skirtingi skaitmeniniai kodai, rodantys WHIM prognozių tvirtumą, parodant, kad jame turėtų būti 30–40% dabartinės visatos barionų. Ši prognozė įkvėpė daugybę stebėjimo programų, naudojant UV spektroskopiją, rentgeno spektroskopiją ir minkštą rentgeno spinduliuotę, kad būtų galima surasti šiuos „paslėptus“ barionus.

9. Galaktikos koreliacijos funkcijos šviesumas ir spalvos priklausomybė
I. Zehavi, Z. Zheng, D. H. Weinberg, J. A. Frieman, A. A. Berlind, M. R. Blanton ir kt.
2005, ApJ, 630, 1
Šiame darbe buvo išanalizuotas maždaug 200 000 SDSS galaktikų raudonojo poslinkio mėginys, daugiausia dėmesio skiriant numatytai dviejų mėginių koreliacijos funkcijai, paremtai pavyzdžiais, apibrėžtais ryškumo ir spalvos pjūviais. Be to, kad pateikiami keli geriausi šių tendencijų matavimai (kiti geriausi matavimai buvo gauti iš 2dF „Galaxy Redshift“ tyrimo, atlikto Norberg ir kt., 2001 ir Norbergo ir kt., 2002, analizės), šiame darbe pradėta naudoti „Halo Occupation“. Paskirstymo (HOD) modeliavimas aiškinant šias tendencijas atsižvelgiant į galaktikos savybių ir jų šeimininkų tamsiosios medžiagos aureolių masių santykius (žr. Berlind et al. 2002 ir Zheng et al. 2005). Remdamiesi matavimais ir modeliavimu, mes padarėme išvadą, kad klasterių priklausomybė nuo šviesos atsirado daugiausia dėl didėjančios aureolės masės tendencijos didėjant centrinių galaktikų šviesumui, o spalvų priklausomybę stipriai paveikė didesnė raudonųjų galaktikų dalis, kurios buvo palydovų sistemos aureolės. Mes taip pat radome apytiksliai pastovų 23 santykį tarp minimalios aureolės masės, reikalingos centrinei galaktikai priimti, esant didesniam ryškumui, ir aureolės masės, reikalingos vidutiniškai priimti vieną palydovinę galaktiką virš tos pačios ribos. Šis gana didelis atotrūkis, beveik vienodo masinio aureolės susiliejimo pasekmė, daro didžiulį poveikį galaktikų klasteriams. Atlikome svarbų šio darbo atnaujinimą, naudodami galutinį SDSS-II duomenų rinkinį (DR7) ir pasinaudoję vėlesniais modeliavimo metodų patobulinimais, pateiktais Zehavi ir kt. 2011 m.

10. „Galaxy Clustering“ ankstyvojo „Sloan Digital Sky Survey Redshift“ duomenyse
I. Zehavi, M. R. Blanton, J. A. Frieman, D. H. Weinberg, H. J. Mo, M. A. Strauss ir kt.
2002, ApJ, 571, 172
Šiame darbe buvo pateikti pirmieji galaktikų sankaupos matavimai iš SDSS raudonojo poslinkio tyrimo, konkrečiai dviejų taškų koreliacijos funkcija maždaug 30 000 galaktikų imčiai iš ankstyvo duomenų išleidimo. Nors nebuvo jokių stebėtinų rezultatų, matavimai labai aiškiai parodė mažus ir didelius raudonos poslinkio erdvės iškraipymų, kuriuos sukelia ypatingi galaktikos greičiai, skirtumus tarp raudonos ir mėlynos galaktikos realaus kosmoso ir raudonos poslinkio erdvės bei mastelio nepriklausomi ryškumo šališkumai dideli atskyrimai. Jame buvo nustatytos pagrindinės priemonės ir metodika vėlesnei didesnių mėginių analizei (pvz., Zehavi ir kt., 2005), kurie leido gauti daugybę naujų rezultatų.

11. Galaktikos imituojamoje ΛCDM Visatoje - I. Šaltasis režimas ir karštosios šerdys
D. Keres, N. Katz, M. Fardal, R. Dav & eacute, D. H. Weinberg
2009 m., MNRAS, 395, 160
Šis straipsnis yra tęsinys Keres ir kt. 2005 m., Tiriant šalto ir karšto susikaupimą SPH modeliavimuose, kurių tūris buvo 10 kartų didesnis nei mūsų 2005 m. Modeliavime, ir buvo naudojamas kitas kodas (Volkerio Springelio GADGET) su skirtingu SPH lygčių įgyvendinimu. Šis tyrimas patvirtino du pagrindinius 2005 m. Straipsnio rezultatus: pagrindinį šalto akrecijos vaidmenį ir perėjimą prie karštų dujų halogenų, esant tamsiosios medžiagos aureolės masei, apytiksliai 5e11 saulės masės, ir tai suteikė daug geresnį akumuliacijos normų raidos į centrinius rodiklius skaičių. ir palydovinės galaktikos. Pagrindinis skirtumas nuo 2005 m. Buvo branduolių susidarymas GADGET modeliavimo karštųjų dujų halose, dėl kurio karštos dujos susikaupė galaktikose. Panašu, kad šis skirtumas atsiranda dėl SPH formulių skirtumų. Nors įvairūs skaitiniai metodai (SPH, pritaikomieji tinklelio kodai, judančių tinklelių tinklelio kodai), esant didelei skiriamajai gebai, sutaria dėl šalto akrecijos dominavimo mažos masės aureolėse ir perėjimo prie sukrėttų dujų halų, esant didelei masei. skirtingos prognozės dėl karštų dujų, kurios atvėsta ant galaktikų. Tai yra bene didžiausia skaitinė neapibrėžtis „silpno grįžtamojo ryšio“ modeliuojant galaktikų susidarymą, nors galaktikos vėjų, kuriuos skatina žvaigždžių susidarymas, arba AGN grįžtamojo ryšio, įgyvendinimas galiausiai turi didesnę įtaką numatomoms galaktikų savybėms.

12. Halo okupacijos pasiskirstymo teoriniai modeliai: centrinės ir palydovinės galaktikų atskyrimas
Z. Zheng, A. A. Berlind, D. H. Weinberg, A. J. Benson, C. M. Baugh, S. Cole, R. Dav & eacute, C. S. Frenk, N. Katz, C. G. Lacey
2005, ApJ, 633, 791
Šiame straipsnyje buvo iš naujo išnagrinėtos teorinės halo okupacijos pasiskirstymo prognozės SPH modeliavimuose ir pusiau analitiniai galaktikų susidarymo modeliai, kuriuos pirmiausia atliko Berlindas ir kt. 2003. Čia mes peržiūrėjome šiuos modelių modelius, atsižvelgdami į Kravtsovo ir kt. Pasiūlytą HOD aprašymą. 2004 m. Remiantis tamsiosios medžiagos subhalosu. Mes nustatėme, kad šis aprašymas taip pat gerai pritaikytas mūsų SPH ir pusiau analitinėms galaktikų populiacijoms: HOD galaktikoms, viršijančioms masės ar šviesumo slenkstį, yra gerai apibūdinamas kaip žingsnio funkcijos tipo komponento centrinėms galaktikoms ir galios dėsnio komponento suma. (apytiksliai tiesinė) palydovinėms galaktikoms, kurių abu komponentai masę atsveria maždaug pastoviu koeficientu. Mes taip pat parodėme, kad sąlyginio ryškumo funkciją (žr. Yang, Mo ir van den Bosch 2003), galaktikos šviesumo pasiskirstymą fiksuotos masės aureolėse, gerai apibūdina logaritminio centrinės galaktikos komponento ir a sutrumpinta „Schechter“ funkcija palydovams, o pasaulinė „Schechter“ funkcija atsiranda tik tada, kai susumuojama aureolės populiacija. Tarp šio teorijos straipsnio ir amžininko Zehavi ir kt. Buvo gera sinergija. SDSS dokumentas: modeliuodami SDSS galaktikų ryškumą ir spalvų priklausomybę, mes nustatėme, kad mums reikia geresnių teorinių modelių, kad motyvuotume savo parametrus, ir kai mes sukūrėme šiuos patobulintus teorinius modelius, mes nustatėme, kad keletas tendencijų, kurios atrodė stebėtinos ar mįslingos duomenys iš tikrųjų buvo natūralios teorijos prognozės. Šiame darbe siūlomi HOD parametrai yra plačiai naudojami analizuojant stebimą galaktikų grupavimą ir kuriant imitacinius katalogus.

13. „Galaxy Clustering“ atliktoje SDSS „Redshift“ apklausoje: priklausomybė nuo spalvų ir skaistumo
I. Zehavi, Z. Zheng, D. H. Weinberg, M. R. Blanton, N. A. Bahcall, A. A. Berlind ir kt.
2011 m., ApJ, 736, 59
Kaip minėta anksčiau diskusijoje apie Zehavi ir kt. 2005 m. Šiame dokumente užbaigiama galaktikos koreliacijos funkcijos šviesumo ir spalvų priklausomybės matavimo programa SDSS pagrindiniame „Galaxy“ pavyzdyje, šį kartą nuo galutinio SDSS-II (DR7) duomenų išleidimo, ir matavimų interpretavimas naudojant HOD modeliavimą . Dėl duomenų rinkinio ir modeliavimo būdų jis tapo standartine nuoroda į skirtingų klasių galaktikų HOD (ypač mėginius, kurių ryškumas ribotas). Manau, kad 3 lentelę (ir kiek mažiau 2 lentelę) nuolat remiuosi.

14. Lymano-alfa miškas šaltosios tamsiosios medžiagos modeliu
L. Hernquist, N. Katz, D. H. Weinberg, J. Miralda-Escud ir eacute
1996, ApJ, 457, L51
Šis straipsnis kartu su ankstesniais Cen ir kt. 1994 m. Ir Zhangas, Anninosas ir Normanas 1995 m. Transformavo supratimą apie Lymano alfa mišką parodydami, kad tai buvo natūraliai prognozuojama atliekant CDM kosmologinio modelio hidrodinamines simuliacijas. . Nors mūsų pranešimas buvo trečias iš šios grupės, manau, kad tai ypač paveikė nuomonę, kad mažą kolonų tankį Lyman-alfa mišką tikrai galima laikyti Gunn-Peterson efekto forma, kylančia sklandžiai kintančioje, nuolatinėje terpėje. , požiūris, kurį kiekybiškai išplėtojome vėlesniame darbe ir kuris dabar yra gerai įsitvirtinęs. Mes taip pat atkreipėme dėmesį į tai, kad norint standartiškai įvertinti fotojonizuojančio fono intensyvumą, paaiškinant pastebėtą miško neskaidrumą, reikėjo bariono tankio aukščiausioje dabartinių įvertinimų pabaigoje. (Dėl glaudžiai susijusių argumentų analitiniu ar pusiau analitiniu požiūriu žr. Rauch & Haehnelt 1995, Bi & Davidsen 1997 ir Hui, Gnedin ir Zhang 1997, kurie yra vieni iš mano mėgstamiausių Lyman-alfa miško dokumentų.)

15. Žemo raudonojo poslinkio „Lyman-Alpha“ miškas šaltų tamsių medžiagų kosmologijose
R. Dav & eacute, L. Hernquist, N. Katz, D. H. Weinberg
1999, ApJ, 511, 521
Šis straipsnis išplėtė mūsų skaitinius Lyman-alfa miško tyrimus iki mažo raudonojo poslinkio, palyginti su Hablo kosminio teleskopo stebėjimais. Be to, kad mes paprastai sutarėme su šiais pastebėjimais, mes nustatėme keletą pagrindinių IGM evoliucijos bruožų: (1) Lyman-alfa miško evoliucija sulėtėjo esant mažam raudonam poslinkiui, nes mažėjantis UV fono intensyvumas pradėjo konkuruoti su mažėjančiu vidutiniu kosminės ekspansijos tankiu ( 2) žemėlapis tarp Lyman-alfa kolonos tankio ir dujų pertekliaus pasikeitė esant žemesniems raudoniems poslinkiams, todėl tipiški 10 14 cm -2 sugėrikliai esant dideliam z buvo analogiški silpnesniems 10 13 cm -2 absorbentams esant mažam z, o tipiški absorbentai rasti mažos raudonojo poslinkio paieškos buvo analogiškos stipriems absorbentams esant dideliam raudonam poslinkiui, paaiškinant jų stipresnę koreliaciją su galaktikomis (3) esant z 10 5 K ir suspaustoms iki vidutinio sunkumo perkrovoms (10–100), kurios dabar paprastai vadinamos WHIM (žr. Dave et al. 2001 m.), nors nešokuota, difuzinė terpė išlieka pagrindinis bariono komponentas ir sukelia didžiausią Lyman-alfa miško absorbciją. Šio dokumento atnaujinimą, pagrįstą geresnėmis simuliacijomis ir stebėjimo pamokomis, įgytomis per ateinantį dešimtmetį, galima rasti Dav & eacute ir kt. 2010 m.

16. Galaktikos susidarymo hidrodinaminės simuliacijos. II. Fotojonizavimas ir mažos masės galaktikų formavimas
A. Thoul, D. H. Weinbergas
1996, ApJ, 465, 608
Šiame tyrime buvo tiriamos 1 dimensijų, sferiškai simetriškos tankio smailių žlugimo imitacijos, kad būtų ištirtas fotojonizuojančio fono poveikis mažos masės galaktikų susidarymui. Mes įtraukėme tiek susidūrimo neturinčią tamsiąją medžiagą, tiek bariono medžiagą, visiškai apdorodami fotojonizaciją ir radiacinį aušinimą. Mes nustatėme, kad fotojonizacija slopina galaktikų (tiksliau, aušinamų bariono komponentų) susidarymą halose, kurių apskrito greitis Vc 75 km / s, o tarp jų yra pastovi tendencija. Mielo eksperimento metu mes atlikome modeliavimus su slopintu aušinimu, bet ne šildymu ir su šildymu, bet neslopintu aušinimu, kad parodytume, jog dujų kaitinimas šalia apsisukimo buvo dominuojantis efektas, todėl slopinimo skalė buvo didesnė, nei galima naiviai tikėtis 10 4 K dujos. Neseniai atliktas darbas naudojant labai didelės skiriamosios gebos 3-d simuliacijas iš esmės išlaikė pagrindinius šio straipsnio rezultatus, tačiau charakteristikų slopinimo skalę jis šiek tiek pakėlė į

17. Ly alfa miško neskaidrumas ir pasekmės omegaB ir jonizuojantis fonas
M. Rauch, J. Miralda-Escud & eacute, W. L. W. Sargent, T. A. Barlow, D. H. Weinberg, L. Hernquist, N. Katz, R. Cen, J. P. Ostriker
1997, ApJ, 489, 7
Šiame dokumente remtasi aukščiau aprašytomis skaitinėmis modeliavimais (pagal Hernquist ir kt. 1996) ir Raucho, Sargento ir Barlowo aukštos skiriamosios gebos Keck Lyman-alfa miško spektrų rinkiniu, kad būtų galima padaryti išvadas apie vidutines barionų tankio ribas. Vidutinis miško drumstumas priklauso nuo bario tankio (kvadratu), padalyto iš fotojonizacijos greičio iš UV fono. Apatinė pastarojo riba iš kvazaro ryškumo funkcijos veda prie apatinės pirmosios ribos, tačiau tam reikia išmatuoti vidutinį drumstumą ir teorinį miško modelį. (Tačiau Weinberg ir kt. 1997 parodė, kad išvada priklauso nuo bendrų modelio bruožų, o ne nuo smulkių detalių, todėl ji nėra jautri skaitinių simuliacijų trūkumams.) Šio straipsnio metu dvi grupės buvo visiškai skirtingos. pirminio deuterio gausos įvertinimai iš Keck spektrų, „didelė“ deuterio gausa reiškia (per didžiojo sprogimo nukleosintezę) mažą bariono tankį ir „mažą“ deuterio gausą, reiškiantį didelį bario tankį. Mūsų dokumentas pateikė svarų argumentą dėl mažo deuterio / didelio bariono tankio tirpalo, kurį patvirtino vėlesni stebėjimai.

18. Tikslaus medžiagų grupavimo matavimo link: „Lyman-alfa“ miško duomenys raudonų poslinkių 2–4
R. A. C. Croftas, D. H. Weinbergas, M. Bolte, S. Burlesas, L. Hernquistas, N. Katzas, D. Kirkmanas, D. Tytleris
2002, ApJ, 581, 20
20. Lyman-alfa miško stebėjimų masinių svyravimų galios spektro atkūrimas
R. A. C. Croftas, D. H. Weinbergas, N. Katzas, L. Hernquistas
1998, ApJ, 495, 44
Lengviausia aptarti šiuos du dokumentus kartu, šiek tiek nesutvarkius. Remiantis „nuolat kintančia terpe“ esančiu Lymano alfa miško vaizdu, už kurį pasisakė Hernquist ir kt. 1996 m. Ir išsamiau aprašyta Rauch et al. 1997 ir Croft ir kt. 1997 m. (Dėl tarpgalaktinio helio) 1998 m. Dokumente (pateiktas antrame sąraše) buvo siūloma išmatuoti perduodamo srauto 1 dimensijų galios spektrą Lymano-alfa miško spektruose ir naudoti jį norint nustatyti pagrindinės medžiagos pasiskirstymo galios spektrą. Mūsų SPH modeliavimo spektrų bandymai parodė, kad ši technika veikė nepaprastai gerai, suteikdama naują įrankį, kad būtų galima ištirti medžiagą, susitelkusią aukštoje raudonojo poslinkio visatoje. Mano žiniomis, šis straipsnis yra pirmasis žurnalo straipsnis, kurio lygtis paprastai žinoma kaip „svyruojanti Gunno-Petersono aproksimacija“ arba FGPA - tai terminas, kurį įvedžiau ankstesniame konferencijos pranešime.Naudodami šį apytikslį fizinį vaizdą, mes tvirtinome, kad srauto ir materijos galios spektrų formos panašumas turėtų būti tvirtas ir, svarbiausia, kad vidutinio miško drumstumo matavimai galėtų veiksmingai nustatyti miško „šališkumo faktorių“, leidžiantį kad būtų galima padaryti išvadą apie materijos galios spektro amplitudę ir formą.

2002 m. Dokumente ši technika (su tam tikrais patobulinimais) buvo pritaikyta 30 Keck HIRES spektrų (gautų kitiems tikslams) ir 23 Keck LRIS spektrų (gautų vienos nakties stebėjimo bėgime, specialiai šiam tikslui), mėginiui. Gavome tuomet stipriausius medžiagos suvaržymus esant raudonajam poslinkiui z = 2-4 ir išvedėme atitinkamus kosmologinių parametrų apribojimus. Mūsų suvaržymų suderinamumas su nepriklausomų duomenų įvertinimais suteikė naują Lambda-CDM scenarijaus bandymą (infliacinė tamsioji materija su kosmologine konstanta), kuri tada atsirado kaip standartinis kosmologinis modelis. Šie dokumentai kartu su Weinberg ir kt. 1998 (konferencijos pranešimų medžiaga), Croft ir kt. 1999 m. Ir McDonald ir kt. 2000 m. Nustatyta daug pagrindinių Lymano-alfa miškų kosmologijos principų, kurie vis dar naudojami iki šiol. Be kita ko, jie parodė, kad vidutinio skiriamosios gebos spektrai gali suteikti didelio tikslumo kosmologinius apribojimus, pagrindinę įžvalgą, pagrindinę SDSS Lyman-alfa miško analizę (McDonald et al. 2005) ir BOSS quasar SDSS- III. Svarbiausi pastarojo meto pokyčiai šioje srityje yra gražus labai tikslus 1-d srauto galios spektro matavimas BOSS Lyman-alfa miške (Palanque-Delabrouille ir kt., 2014) ir didelio masto trimačių grupių ir barionų akustinių signalų aptikimas. svyravimai BOSS Lyman-alfa miške, apie kuriuos pranešė Slosaras ir kt. 2011 m., Busca ir kt. 2013 m., Slosaras ir kt. 2013 m., Ir Delubac ir kt. 2014 m.

19. Juodosios skylės mišių ir Eddingtono santykis 0,3 & lt z & lt 4
J. A. Kollmeier, C. A. Onken, C. S. Kochanek, A. Gould, D. H. Weinberg, M. Dietrich, R. Cool, A. Dey, D. J. Eisenstein, B. T. Jannuzi, E. LeFloc'h, D. Stern
2006, ApJ, 648, 128
Šiame dokumente virusinės juodosios skylės masės vertintojai buvo taikomi AGES kvazaro spektrams (AGN ir „Galaxy Evolution Survey“, vadovaujamiems Kochaneko, Eizenšteino ir pirmiau minėtų autorių sąrašo antrojoje pusėje), siekiant parodyti, kad Eddingtono santykių pasiskirstymas ( kvazaro ryškumas iki jos centrinės juodosios skylės Eddingtono ribos) yra maždaug log-normalus, kai vidurkis yra 1/4 ir plotis mažesnis nei 0,3 dex, o nelygybė, o ne įvertinimas, nes stebimas plotis taip pat apima stebėjimo klaidas juodosios skylės masės įvertinimai, kurių dydis yra mažai žinomas. (Iš tiesų, vienas šiek tiek stebinantis šio straipsnio rezultatas yra riba tos stebėjimo paklaidos, mažesnės nei 0,3 dex efekt.). Šis rezultatas galioja kelioms skirtingoms šviesumo ir raudonojo poslinkio dėžėms, šiek tiek linkus į mažesnius vidutinius santykius esant mažesniam raudonam poslinkiui. Svarbiausia, kad kai kuriems diapazonams pavyko parodyti, kad jis laikomas juodosios skylės masės šiukšliadėžėse ir kad pasiskirstymo sumažėjimas link mažo Eddingtono santykio nebuvo mėginio atrankos pasekmė. Būdingo Eddingtono santykio atsiradimas, o ne pasiskirstymas, kuris nuolat auga (arba lieka plokščias) iki žemų verčių, rodo, kad kvazaro režime masės priėmimo normas kontroliuoja juodosios skylės savireguliacija, o ne galaktikos masto dinaminiai įvykiai. Nors aš didžiuojuosi būdamas šiame dokumente, turiu pasakyti, kad mano vaidmuo buvo tikrai kibibiceris ir kad aš nusipelniau nedidelės dalies kredito, palyginti su pirmaisiais dviem autoriais, kurie sumanė projektą ir atliko beveik visą analizę ir palyginti su autoriais, kurie iš tikrųjų rinko duomenų rinkinį.

21. Grįžtamasis ryšys ir perdirbto vėjo kaupimasis: sudarant galaktikos masės funkciją z = 0
B. D. Oppenheimer, R. Dav & eacute, D. Keres, M. Fardal, N. Katz, J. A. Kollmeier, D. H. Weinberg
2010 m., MNRAS, 406, 2325
Mūsų dokumentuose apie šalto ir karšto režimo priėmimą (Keres ir kt. 2005 ir 2009) buvo naudojamos simuliacijos, kurios neturėjo aiškaus recepto galaktikos vėjų varymui, todėl jos gamino pernelyg masyvias galaktikas ir išmetė mažai praturtintą medžiagą į galgalinę ar tarpgalaktinę. vidutinis. Šis straipsnis grįžo prie panašių temų, naudodamas galaktikos vėjų formuluotes, kurias Oppenheimeris ir Dav & eacute'as buvo sukūrę ankstesniuose straipsniuose, kuriuose daugiausia dėmesio buvo skiriama tarpgalaktiniams metalams. Pagrindinis šio straipsnio rezultatas yra tas, kad „perdirbimas“ - vėjų išmetamos medžiagos susigrąžinimas - vaidina svarbų vaidmenį formuojant galaktikų masės funkciją ir tampa dominuojančiu masinių galaktikų masės augimo būdu esant žemam raudonos spalvos poslinkiui. Žemiau charakteringos masės M*, perdirbimas pagerina susitarimą su stebima galaktikos masės funkcija, tačiau viršija M* dėl to galaktikos tampa dar labiau masyvios. Tikėtinas šios mįslės sprendimas yra AGN grįžtamasis ryšys, kuris nėra įtrauktas į čia pateiktą modeliavimą.

Susietos akrecijos, vėjų, perdirbimo ir cirkuliacinės terpės (CGM) temos dažnai vadinamos „bariono ciklu“, ir šis dokumentas vaidino svarbų vaidmenį formuojant šį mąstymą. Vėliau mūsų SPH bendradarbiavimas skyrė daug pastangų išsamesniam galaktikos vėjo paleidimo modeliavimui ir, dar svarbiau, dujų evoliucijai, kai jos pateks į CGM, nes tai turės didelę įtaką perdirbimui.

22. Plataus lauko infraraudonųjų spindulių tyrimo teleskopo-astrofizikos teleskopo turtas WFIRST-AFTA 2015 ataskaita
D. Spergel, N. Gehrels, C. Baltay, D. Bennett, J. Breckenridge, M. Donahue ir kt.
2015 m., „ArXiv“: 1503.03757
Plataus lauko infraraudonųjų spindulių tyrimo teleskopas (WFIRST) yra aukščiausias prioritetas didelėms kosmoso iniciatyvoms, kurias rekomendavo „Astro2010“ dešimtmečio tyrimas, iš dalies dėka komisijos indėlio ir darbo grupės ataskaitų, kurias aš padėjau parašyti. Aš tarnavau WFIRST mokslo apibrėžimo komandoms, kurios prasidėjo 2011 m., Ir šiuo metu (2019 m.) Esu WFIRST formulavimo mokslo darbo grupės ir kosmologijos su „High Latitude Survey“ mokslo tyrimų grupės (PI O. Dor & eacute) narė. Šioje ataskaitoje pateikta išsami misijos koncepcija, pagrįsta 2,5 m teleskopu (AFTA), kurį kita agentūra perdavė NASA. Dabartinė (2019 m.) Misijos koncepcija išlieka artima šioje ataskaitoje aprašytai, tačiau su daugybe patobulinimų ir pakeitimų. Parašiau daug šios grupės tamsiosios energijos skyrių (kartu su Chrisu Hirata, Yunu Wangu, Saulu Perlmutteriu, Charlieu Baltayu ir Jasonu Rhodesu) ir prisidėjau prie kitų skyrių. Kaip „Astro2020“ foną neseniai aš parašiau baltąjį dokumentą, kuriame trumpai apibendrinama dabartinė misijos koncepcija, pavadinimu „Plataus lauko infraraudonųjų spindulių tyrimo teleskopas: 100„ Hubbles “2020-aisiais.

Aš esu „WFIRST“ entuziastas iš dalies dėl jo galimybių atskleisti kosminio pagreičio, kurį laikau svarbiausia šiuolaikinės kosmologijos problema, kilmę, bet ir dėl to, kad jis prilygsta Sloano skaitmeninio dangaus tyrimo ir Hablo kosmoso revoliucinėms stiprybėms. Teleskopas. Jei „WFIRST“ išgyvena būsimus fiskalinius iššūkius ir priverčia juos pradėti, tikiuosi, kad mano indėlis į jos sėkmę bus mano įnašo į SDSS sąsaja.

23. Dideli, deguonies turtingi žvaigždžių formavimo galaktikų halai yra pagrindinis galaktikos metalų rezervuaras
J. Tumlinson, C. Thom, J. K, Werk, J. X. Prochaska, T. M Tripp, D. H. Weinberg ir kt.
2011, Mokslas, 334, 948
„Hubble“ kosminio teleskopo 5-osios aptarnavimo misijos metu įrengtas kosminių ištakų spektrografas (COS) atvėrė naują galimybę ištirti metalų ir dujų kiekį galaktikos aureolėse, naudojant jautrią foninių kvazarų ultravioletinę spektroskopiją. Jasonas Tumlinsonas subūrė komandą, kad atliktų ambicingą sistemingą 42 galaktikų, vadinamų COS-Halos, tyrimą, įskaitant mūsų SPH grupę kaip teorijos bendradarbius. Šiame dokumente buvo pateikti pirmieji pagrindiniai „COS-Halos“ rezultatai, parodantys gausų OVI absorbciją iki 150 kpc atstumo aplink žvaigždžių formavimo galaktikas, o tai reiškia, kad deguonies kiekis CGM yra panašus arba didesnis nei galaktikų tarpžvaigždinėje terpėje. Šis straipsnis taip pat parodė žymiai mažiau OVI pasyviųjų galaktikų dujinėse halose, nors aktyviosios ir pasyviosios galaktikos rodo panašų neutralaus vandenilio kiekį, nustatytą absorbuojant Lyman-alfa. Daugelis modeliavimo grupių, įskaitant mūsų, (pvz., Ford ir kt., 2016) atliko išsamų COS-Halos rezultatų palyginimą, o pati COS-Halos įkvėpė daug panašių skirtingų galaktikų populiacijų tyrimų. Galutinių COS-Halos rezultatų sintezę pateikia Werk ir kt. 2014 m.

24. Nuoseklūs AGN ir juodosios skylės populiacijos modeliai: darbo ciklai, akrecijos normos ir vidutinis radiacijos efektyvumas
F. Shankar, D. H. Weinberg, J. Miralda-Escud & eacute
2009 m., ApJ, 690, 20
Vienas iš elegantiškiausių AGN tyrimo rezultatų yra Soltano ir Paczynskio argumentas, kuris susieja integruotą kvazarų populiacijos spinduliavimą su vidutiniu dabartiniu relikvinių juodųjų skylių masės tankiu. Šiame straipsnyje mes išplėtėme šią techniką, kad nuspėtume visą relikvijos juodosios skylės masės funkcijos formą, remdamiesi visa kvazaro ryškumo funkcijos forma ir raudonos permainos evoliucija. Šis skaičiavimas riboja kvazaro akrecijos vidutinį spinduliavimo efektyvumą ir didėjančių juodųjų skylių Eddingtono santykius bei darbo ciklus. Manau, kad šis dokumentas iš dalies buvo įtakingas, nes mes aiškiai ir iš dalies paaiškinome šiuos ryšius, nes Francesco Shankaras dėjo milžiniškas pastangas sudarant ir palyginant susijusius stebėjimo rezultatus. Stebėjimo neapibrėžtumas tebėra iššūkis šioje tyrimo kryptyje, o Francesco išlieka lyderis derinant daugybę rezultatų į fiziškai darnų vaizdą. Mano paties dalyvavimas šioje srityje siekia mano 2001 m. Dokumentą su Paulu Martini apie kvazaro grupes ir jo ryšį su kvazaro gyvenimu.

25. Dėl didelio masto struktūros masės ir šviesos santykio
J. L. Tinker, D. H. Weinberg, Z. Zheng, I. Zehavi
2005, ApJ, 631, 41
Šis straipsnis, Jeremy Tinkerio daktaro disertacijos skyrius, buvo pirmasis mūsų bandymas iš HOD modeliavimo išvesti kosmologinius parametrų apribojimus. Mes parodėme, kad jei pritaikytume stebėtą SDSS galaktikos koreliacijos funkciją (Zehavi ir kt., 2005) į kosmologinį modelį su tuo metu standartinėmis parametrų reikšmėmis „Omega“m= 0,3 ir sigma8= 0,9, mes numatėme, kad klasterių masės ir šviesos santykis yra didesnis nei pastebėtas. Iš sąnario priepuolio mes padarėme išvadą (sigma8/0.9)(Omegam/0,3) 0,6 = 0,75 +/- 0,06, puikiai numatant pageidaujamų parametrų verčių pasikeitimą, įvykusį perėjus nuo pirmųjų WMAP CMB duomenų prie trejų metų duomenų (daugiausia todėl, kad WMAP1 pervertino elektronų sklaidos optinį gylį kaip neįvertintų poliarizacijos priekinių planų rezultatas). Kartu su dokumentais, kuriuose pateikiami glaudžiai susiję Vale & Ostriker bei van den Boscho, Mo ir Yango argumentai, šis dokumentas buvo viena iš ankstyvųjų kosmologinių sėkmių, susijusių su halo pagrindu sukurtais požiūriais į galaktikų klasterius. Mes persvarstėme šį metodą, daug patobulinę duomenis ir modeliavimą Tinker et al. 2011 m.

26. Bariono akustinių virpesių matavimų kosmologinės pasekmės
E. Aubourg, S. Bailey, J. E. Bautista, F. Beutler, V. Bhardwaj, D. Bizyaev ir kt.
2015, Phys Rev D, 92, 13516
Šiame dokumente sintetinti bariono akustinio virpesių (BAO) matavimai iš SDSS-III Bariono virpesių spektroskopinės apklausos (BOSS) į daugelio kosmologinių modelių apribojimus, kartu su kosminio mikrobangų fono (CMB) ir Ia tipo supernovos (SN) duomenimis. Man ypač patiko šiame dokumente pateiktas požiūris, kurį daugiausia sukūrė Anze Slosar, kad BAO matavimai derinami su 3 parametrų duomenų vektoriu, apibendrinančiu CMB apribojimus, labiausiai susijusius su kosmine geometrija, kuris leido mums pateikti intuityvius paaiškinimus, o ne „juodosios dėžės“ rezultatus. . Tarp pagrindinių mūsų rezultatų: naudojant tik garso horizonto kalibravimą iš CMB, BAO ir SN duomenys kartu suteikia griežtą H „atvirkštinio atstumo kopėčių“ apribojimą.0 = 67,3 +/- 1,1 km / s / Mpc, net naudojant labai lanksčius tamsios energijos modelius, kreivumo apribojimas „Omega“k = -0,003 +/- 0,003 darant prielaidą, kad tamsi energijos energija yra apribota w = -0,97 +/- 0,05 plokščiajai wCDM kosmologijai, 0,5 eV viršutinė neutrino masės riba vien dėl plėtimosi istorijos įtampos 2-2,5 sigmos lygyje tarp BOSS Lya miško BAO matavimai ir bet koks tamsiosios energijos modelis, atitinkantis CMB ir galaktikos BAO duomenis, ir įtampa tarp tamsiosios energijos modelių, kurią riboja išsiplėtimo istorijos duomenys ir daugybė medžiagos matavimų, susitelkusių esant mažam raudonam poslinkiui. Šis straipsnis atspindi kolektyvines didelio ir talentingo bendradarbiavimo pastangas. „Slosar“ ir aš daug ką dariau. Alamo ir kt. Atliktų galutinių BOSS galaktikų grupių matavimų analizė. 2017 m., Kuris apima plataus dažnių juostos galios spektro apribojimus ir raudonos permainos erdvės iškraipymus, taip pat BAO, pakeičia šį straipsnį kosmologinių apribojimų požiūriu, tačiau intuityvūs paaiškinimai daro Aubourgą ir kt. mano asmeninė mėgstamiausia tarp BOSS kosmologijos darbų.

27. „Galaxy“ grupių ir klasterių peržiūra SDSS „Redshift“ apklausoje: identifikavimas, katalogai ir daugialypiškumo funkcija
A. A. Berlindas, J. A. Friemanas, D. H. Weinbergas, M. R. Blantonas, M. S. Warrenas, K. Abazajianas ir kt.
2006, ApJ Supp, 167, 1
Berlind & Weinberg (2002) padarėme išvadą, kad galaktikų grupių daugybinė funkcija būtų galingas įrankis suvaržyti HOD ir nutraukti degeneracijas tarp galaktikos šališkumo ir kosmologijos. Kaip postdokokas Čikagoje, Andreasas Berlindas nusprendė iš SDSS sukurti grupinį katalogą ir išmatuoti daugybės funkciją. Šiame straipsnyje pateikiamas Andreaso grupės katalogas ir kruopštus užterštumo ir neužbaigtumo šališkumo tyrimas ir suderinta modelių analizė. Grupės katalogą daugelį metų naudojo daugybė tyrėjų įvairiems tikslams. Puikus naujausias Sinha, Berlind ir kt. (Aš esu dėkingas skaitytojas, bet ne bendraautorius) pagaliau realizuoja HOD suvaržymo kartu su daugybės funkcija ir prognozuojama koreliacijos funkcija viziją ir parodo, kodėl tinkamai tai padaryti buvo daug sunkiau, nei manėme, kad tai būtų 2002 m.

28. Halo profesijos pasiskirstymas ir galaktikos susidarymo fizika
A. A. Berlind, D. H. Weinberg, A. J. Benson, C. M. Baugh, S. Cole, R. Dav & eacute, C. S. Frenk, A. Jenkins, N. Katz, C. G. Lacey
2003, ApJ, 593, 1
Šiame straipsnyje, remiantis Andreaso Berlindo tezės tyrimais, buvo tiriamos fizinės halo okupacijos pasiskirstymo prognozės iš SPH modeliavimo ir pusiau analitinių galaktikų susidarymo modelių. Pirmoji pagrindinė išvada buvo ta, kad pagal abu metodus numatyti HOD sutiko nepaprastai gerai, kai mes pakoregavome faktą, kad jie numatė skirtingas galaktikos žvaigždžių masės funkcijas. Kiti pagrindiniai atradimai buvo HOD forma: staigus kilimas nuo nulio iki vieno siaurame aureolės masės diapazone, lėtai kylantis plokščiakalnis nuo vieno iki dviejų per koeficientą

20 aureolės mase ir apytiksliai linijinis ryšys tarp aureolės masės ir galaktikos skaičiaus esant didelėms masėms. Vidutiniai svyravimai yra mažesni už masę po Puasono, o tai turi lemiamą įtaką klasterių statistikai, o HOD labai priklauso nuo žvaigždžių populiacijos amžiaus, o vyresnės galaktikos dažniausiai gyvena didelės masės aureolėse. Galaktikų susidarymo modeliuose šias tendencijas susiejome su fizika. Zheng ir kt. 2005 m. Buvo šio straipsnio tęsėjas.

29. Apie nukrypimą nuo galios įstatymo galaktikos koreliacijos funkcijoje
I. Zehavi, D. H. Weinberg, Z. Zheng, A. A. Berlind, J. A. Frieman, R. Scoccimarro ir kt.
2004, ApJ, 608, 16
Viena iš Berlind & Weinberg 2002 išvadų buvo ta, kad palyginti sunku gauti galios dėsnio galaktikos koreliacijos funkciją ir kad šaltų tamsiosios medžiagos kosmologijos ir HOD modelių derinys paprastai prognozuoja koreliacijos funkcijos linksnį skalėse.

1-2 Mpc, perėjimas nuo galaktikos porų dominavimo vienoje aureolėje prie galaktikų porų atskirose aureolėse. Paprasčiausiu lygmeniu šio užuominos fizika yra ta, kad galaktikos skrieja ore, todėl ši skalė žymi perėjimą nuo „vieno srauto“ kosmologinių srautų prie „kelių srautų“ režimo, kuriame galaktikos gali susidurti su kitomis galaktikomis, kurios pasikeitė kryptimi. Kai SDSS raudonojo poslinkio tyrimas išaugo už ankstyvosios imties, analizuotos Zehavi ir kt. 2002 m. Padidėjęs matavimo tikslumas suteikė mums galimybę išbandyti šią prognozę. Mes parodėme, kad yra statistiškai reikšmingas nukrypimas nuo SDSS galaktikų galios dėsnio koreliacijos funkcijos, kuri natūraliai paaiškinta HOD sistemoje. Šiame darbe taip pat reikėjo parengti HOD modeliavimo skaičiavimus iki tikslumo lygio, kurio reikalauja tikslūs matavimai. Šie nukrypimai nuo galios dėsnio buvo patvirtinti ir ištirti kaip galaktikos savybių funkcija Zehavi ir kt. 2005 m.

30. COS-Halos tyrimas: fizinės sąlygos ir bariono masės mažo raudonojo poslinkio cirkumgalaktikos terpėje.
J. K. Werkas, J. X. Prochaska, J. Tumlinsonas, M. Peeplesas, T. M. Trippas, A. J. Foxas ir kt.
2014 m., ApJ, 792, 8
Šiame darbe pateikiama COS-Halos rezultatų sintezės interpretacija, naudojant Hablo kosminį teleskopą ir antžeminius (Kecko teleskopo) daugelio elementų daugelio jonizacijos būsenų absorbcijos linijų matavimus, siekiant apriboti CGM savybes galaktikoje pagal galaktiką, naudojant pusiausvyros CLOUDY modelius, tinkamus duomenys. Rezultatai rodo, kad tipinėse COS-Halos galaktikose CGM yra didžiulis šaltų dujų kiekis, mažiausiai 2e10 Msun ir tikriausiai pusė ar daugiau bariono kiekio, kurio tikimasi halo masei. Jie taip pat rodo, kad šios vėsios dujos yra palyginti mažo tankio, daug mažesnės, nei būtų reikalinga slėgio pusiausvyrai su viralinės temperatūros karštų dujų aureole. Modeliavimo prielaidose yra keletas neišvengiamų neapibrėžtumų, tačiau šiame dokumente pateikiami įspūdingi masyvaus kieto CGM įrodymai, kuriuos paaiškinti paprastais galaktikos modeliais nėra lengva.

31. Šaltoji tamsioji materija: ginčai dėl mažų svarstyklių
D. H. Weinbergas, J. S. Bullockas, F. Governato, R. Kuzio de Naray, A. H. G. Peteris
2015 m., Proc Natl Acad Sci, 112, 12249
2013 m. Organizavau Nacionalinių akademijų „Sackler“ tamsiosios medžiagos simpoziumo grupę, kurioje daugiausia dėmesio skyriau šalto tamsiosios materijos (ŠPM) modelio iššūkiams iš nedidelio masto stebėjimų - vidinės sukimosi kreivės ir Paukščių Tako palydovų populiacijos. kitos disko galaktikos. Šių iššūkių sprendimas gali būti naujoji tamsiosios materijos fizika, pvz., Savęs sąveika, arba bariono fizikos efektai, kurie perskirsto šaltą tamsiąją medžiagą kpc skalėse. Šis trumpas apžvalgos straipsnis apibendrina mūsų diskusiją.Manau, kad tai buvo ypač naudinga apibendrinant stebėjimo situaciją fizikams, kurių kompetencija yra tamsiosios materijos fenomenologijoje, o ne galaktikos savybėse.

32. Hierarchinis galaktikos susidarymas ir pogrupis galaktikos žvaigždžių haloje
J. S. Bullockas, A. V. Kravtsovas, D. H. Weinbergas
2001, ApJ, 548, 33
Nykštukų palydovo tyrimui Bullock, Kravtsov & Weinberg 2000 atlikdami Jamesas ir Andrejus sukūrė pusiau analitinį modelį, skirtą subhalų susijungimams ir orbitoms sekti į Paukščių Tako masinę tėvų aureolę, apgyvendinti jas žvaigždėmis ir nuspręsti, kurios išgyveno. Kai ankstyvieji SDSS dokumentai parodė daugelio didelių galaktikos aureolės struktūrų įrodymus (pvz., Ivezic et al. 2000, Yanny, Newberg ir kt. 2000, nusprendėme, kad turėtume patikrinti, ar sutriko Pagal šio modelio palydovus būtų galima sukurti SDSS ir kitų aureolių tyrimų struktūras. Mūsų nuostabai, mes nustatėme, kad šio modelio sugadinti palydovai gali sukurti ne tik aureolės struktūrą, bet ir visą žvaigždės aureolę, įskaitant jos bendrą masę ir vidutinį radialinį profilį. Ši idėja yra panaši į tą, kurią pasiūlė Searle & Zinn 1978, remdamiesi empiriniais argumentais, tačiau čia įrodyta, kad tai yra natūrali galaktikų susidarymo teorijos pasekmė šalto tamsiosios medžiagos scenarijuje. Pateikėme paprastas vizualizacijas ir statistiką, kuri galėtų būti naudojama hipotezei patikrinti, visų pirma parodant, kad pagrindinė konstrukcija išliktų ryškesnė išorinėje aureolėje dėl mažesnio prisidedančių sistemų skaičiaus ir ilgesnio maišymo laiko. Jamesas Bullockas, Kathrynas Johnstonas ir jų bendradarbiai nuo to laiko išplėtė šį modelį į daug sudėtingesnę ir galingesnę sistemą, leidžiančią nuspėti žvaigždžių aureolės savybes (pvz., Bullock & Johnston 2005, Johnston ir kt., 2008) ir pirmuosius statistinius testus prieš SDSS stebėta substruktūra atrodo viliojanti (Bell ir kt., 2008, Xue ir kt., 2010).

33. Kvazarų klasteriai ir kvazarų gyvavimo laikas
P. Martini, D. H. Weinbergas
2001, ApJ, 547, 12
Šiame straipsnyje buvo pasiūlytas naujas būdas apriboti aukšto raudonojo poslinkio kvazarų gyvenimo trukmę: kadangi pastebimas kvazarų skaičiaus tankis, jei jie yra ilgaamžiai, jų šeimininkų tamsiosios medžiagos halos turi būti retos ir turėtų būti stipriai susitelkusios, o jei jos trumpos gyveno tada jų šeimininkų tamsiosios medžiagos aureolės yra paplitusios ir jos turėtų būti mažiau susitelkusios. Tuometiniai kvazaro grupių matavimai buvo per daug neaiškūs, kad būtų galima suvaržyti, tačiau čia sukurtos sąvokos vaidino didelę reikšmę aiškinant vėlesnius grupavimo matavimus iš SDSS ir kitų kvazarų tyrimų. Jei dabar rašytume dokumentą, diskusiją tikriausiai nustatytume darbo ciklus (pvz., Shankar ir kt., 2009), o ne visą gyvenimą. Aš jau aiškiai neprisimenu, bet manau, kad šis straipsnis taip pat turėjo reikšmingos įtakos mano ankstyvam mąstymui apie HOD, kuris įsišaknijo Martinio absolventų klasioko Andreaso Berlindo disertacijoje.

34. Plataus lauko infraraudonųjų tyrimų teleskopo-astrofizikos teleskopo turtas WFIRST-AFTA galutinė ataskaita
D. Spergel, N. Gehrels, J. Breckinridge, M. Donahue, A. Dressler, B. S. Gaudi ir kt.
2013 m., „ArXiv“: 1305.5422
Ši ataskaita yra pirmiau minėtos 2015 m. Ataskaitos pirmtakė. Aš vedžiau šios ataskaitos santraukos versiją, pavadintą WFIRST-2.4: Ką turėtų žinoti kiekvienas astronomas.

35. Galaktikos ir dujos šaltos tamsiosios materijos visatoje
N. Katz, L. Hernquist, D. H. Weinberg
1992, ApJ, 399, L109
Tai yra pirmasis mūsų SPH bendradarbiavimas ir pirmasis dokumentas, parodantis, kad įtraukus dujų dinamiką ir radiacinį aušinimą į kosmologinio tūrio modeliavimą, susidarė tankūs šaltų dujų sankaupos su apytikslėmis žvaigždžių komponentų masėmis ir dydžiais. galaktikų ir grupių, turinčių kelias galaktikas bendroje tamsiosios medžiagos aureolėje, formavimui. Nors šio elgesio tikėjosi analitiniais galaktikų susidarymo modeliais, buvo malonu matyti, kad tai veikia visiškai apskaičiuojant. Šiame straipsnyje taip pat buvo pateikti pirmieji galaktikų sankaupų ir galaktikų šališkumo skaičiavimai iš hidrodinaminių kosmologinių modeliavimų, nors ir labai mažoje dėžutėje.

36. Gyvybės apsauga Paukščių Kelyje: metalai atokiau GRB
K. Z. Stanekas, O. Y. Gnedinas, J. F. Beacomas, A. P. Gouldas, J. A. Johnsonas, J. A. Kollmeieris, M. Modjazas, M. H. Pinsonneaultas, R. Pogge'as, D. H. Weinbergas.
2006, Acta Astronomica, 56, 333
Šis dokumentas atsirado iš diskusijos OSU „Astro Coffee“, kurioje Krisas Stanekas pažymėjo, kad visi ilgieji GRB, identifikuojami su supernovomis netoliese esančiose galaktikose, buvo mažai metalizuoti. Globojami Andy Gouldo, OSU astronomai ilgą laiką buvo nedidelio skaičiaus statistikos mėgėjai, ir iš šios diskusijos įsitikinome, kad GRB turi atsirasti pirmiausia mažo metališkumo žvaigždėse, o ne atsekti žvaigždžių susidarymą. Beveik neatlikau jokio darbo, reikalingo šiam gyvam pokalbiui paversti popieriumi, bet manau, kad nusipelniau šiek tiek nuopelnų už tai, kad mes pirmiausia kalbėjomės apie kavą. Pirmasis teisėjas mums padarė sielvartą, padaręs tvirtas išvadas iš penkių pavyzdžių, bet manau, kad ši išvada gana gerai pasitvirtino. Tuo metu buvo populiarūs dokumentai apie GRB, griaunančius gyvybę žemėje, todėl planetos saugumui šis pavadinimas buvo skirtas.

37. Aušinimo spinduliuotė ir galaktikų formavimo Lyα spindesys
M. A. Fardal, N. Katz, J. P. Gardner, L. Hernquist, D. H. Weinberg, R. Dav & eacute
2001, ApJ, 562, 605
Šio straipsnio motyvas buvo Steidelio ir kt. Aptikti milžiniški Lyman-alfa emisijos ūkai („Lyman-alfa dėmės“). 2000 m., Kuris neturėjo akivaizdaus centrinio AGN, kuris juos valdytų fotoionizacijos būdu. Mes ištyrėme savo modeliavimą, norėdami sužinoti, ar šie objektai gali būti varomi radiacijos aušinimu formuojančiose galaktikose. Mūsų atsakymas buvo preliminarus „taip“, bent jau kiek reikėjo energetikų. Žvelgiant atgal, svarbiausia šio straipsnio reikšmė buvo nukreipta į pagrindinę temą: kadangi tiek daug gravitacinio potencialo energijos spinduliavo Lyman-alfa, tai reiškė, kad didžioji dalis dujų, aušinamų ant galaktikų, niekada nebuvo kaitinama iki aureolės viruso temperatūra. Šis supratimas paskatino mus atlikti išsamesnį tyrimą, nustatantį šalto režimo priėmimo viršenybę, Katz et al. 2003 m. Konferencijos eiga ir Keres ir kt. 2005 m. Žurnalo straipsnis. Dabar atrodo, kad įprasta išmintis yra ta, kad milžiniškus Lyman-alfa ūkus dažniausiai maitina AGN (kartais jie yra užtemdyti), tačiau gravitacinė aušinimo spinduliuotė vis tiek gali vaidinti savo vaidmenį.

38. Fotoionizavimo atsiliepimai mažos masės galaktikose esant aukštam raudonojo poslinkio momentui
M. Dijktstra, Z. Haiman, M. J. Rees, D. H. Weinberg
2004, ApJ, 601, 666
Šis dokumentas yra dalinis priešprieša Thoul & Weinberg 1996. Dijkstra ir Haimanas pritaikė Thulo 1-d hidro kodą, kad modeliuotų dujų žlugimą ir aušinimą mažos masės halose esant dideliam raudonojo poslinkio momentui, netoli reionizacijos epochos. dėl didelio tankio, savisaugos ir mažo jonizuojančio fono intensyvumo mažos masės galaktikų susidarymo slopinimas šiomis sąlygomis yra daug silpnesnis, todėl galaktikos gali formuotis halose, kurių apskritimo greitis yra iki 10 km / s. Tai žymiai padidina mažos masės galaktikų, galinčių prisidėti prie reionizacijos, populiaciją. Mano tiesioginis indėlis į šį straipsnį buvo gana nedidelis, bet man malonu būti jo dalimi, nes, stebėtinai, tai vienintelis mano darbas su bet kuriuo iš šių trijų bendraautorių.

39. Cheminė kartografija su APOGEE: metalizmo pasiskirstymo funkcijos ir Paukščių Tako disko cheminė struktūra
M. R. Haydenas, J. Bovy, J. A. Holtzmanas, D. L. Nideveris, J. C. Birdas, D. H. Weinbergas ir kt.
SDSS-III APOGEE tyrimas mane įtraukė į galaktikos cheminės evoliucijos lauką. Tai yra mano mėgstamiausias iš visų APOGEE-1 straipsnių, kuriame pateikiamas žvaigždžių pasiskirstymas [alfa / Fe] ir [Fe / H] (antrasis matuoja bendrą metalo kiekį, pirmasis - šerdies griūties supernovos elementų santykį). iki visiško praturtėjimo) kaip padėties Galaktikos diske funkcija. Daugumoje vietų šioje erdvėje yra du skirtingi takeliai. Santykinis žvaigždžių skaičius dviejuose takeliuose ir tų žvaigždžių [Fe / H] pasiskirstymas labai skiriasi priklausomai nuo galaktocentrinio spindulio ir vertikalaus atstumo nuo disko vidurio plokštumos. [Fe / H] pasiskirstymo forma kinta priklausomai nuo spindulio, tikėtinas žvaigždžių radialinės migracijos ženklas. Pirmą kartą APOGEE sugebėjo suskirstyti šiuos paskirstymus visame diske su pakankamai dideliu žvaigždžių skaičiumi, kad būtų galima pateikti puikią statistiką. Kartu su šiais gražiais stebėjimo rezultatais mes ir mano studentai prisidėjome teorine interpretacija. Neseniai (Weinberg ir kt., 2019) naudojome APOGEE-2 duomenis, kad atvaizduotume daug didesnį gausumo santykių rinkinį diske, o rezultatai dar ryškesni.

40. Masės svyravimų galios spektras, matuojamas iš Lyα miško, esant raudonam poslinkiui z = 2,5
R. A. C. Croftas, D. H. Weinbergas, M. Pettini, L. Hernquist, N. Katz
1999, ApJ, 520, 1
Po Croft ir kt. 1998 m. Dokumentas apie galios spektro atkūrimą iš Lymano-alfa miško, mes bendradarbiavome su Maxu Pettini, kad pritaikytume metodą stebėjimo duomenų rinkiniui, 19 kvazarų spektrų imčiai, iš pradžių surinktiems tirti slopintas Lyman-alfa sistemas. Mes žymiai pagerinome supratimą apie patį metodą ir kaip apibūdinti tai, ko galime išmokti iš stebėjimų, taigi, nors šį straipsnį ir pakeitė Croft ir kt. 2002 m., Išanalizavęs didesnę imtį, jis vaidino svarbų vaidmenį kuriant mūsų Lymano-alfa miškų kosmologijos programą.


4. Problemos konfigūravimas

Šiame skyriuje aprašome duomenų rinkinio konfigūracijas, kurios buvo naudojamos atliekant silpno ir stipraus mastelio matavimus, taip pat pačią Cori sistemą, kuriai buvo atlikti šie skaičiavimai.

4.1. Cori sistemos aprašymas

Galactos kodas buvo vykdomas Cori sistemoje Nacionaliniame energetikos tyrimų mokslinio skaičiavimo centre (NERSC) Lawrence Berkeley nacionalinėje laboratorijoje. „Cori“ yra „Cray XC40“ sistema, turinti 2388 „Intel Xeon Processor E5-2698 v3“ („Haswell“) mazgus ir 9 688 „Intel Xeon Phi Processor 7250“ („Knights Landing“) mazgus (neseniai išplėsta nuo 9 304). Visi čia pateikti skaičiavimai buvo atlikti naudojant Xeon Phi mazgus. Kiekviename iš šių mazgų yra 68 branduoliai (kiekvienas palaiko 4 vienu metu veikiančias aparatinės įrangos gijas), 16 G B pakuotėje, daugiakanalis DRAM („MCDRAM“) ir 96 G DDR4-2400 DRAM. Šerdys yra sujungtos 2D tinklo tinkle su 2 branduoliais vienoje plytelėje ir po 1 MB talpyklą atitinkančios L2 talpyklos kiekvienoje plytelėje. Kiekviename branduolyje yra 32 KB instrukcijos ir 32 KB duomenų L1 talpykloje. Mazgai yra sujungti per Cray Aries jungtį. Visuose čia pateiktuose „Galactos“ skaičiavimuose kodą sudarėme naudodami „Intel C ++ v17.0.1“ kompiliatorių su „Cray MPI“ ir paleidome kodą su 1 MPI procesu kiekviename „Xeon Phi“ skaičiavimo mazge, naudodami 272 gijas viename mazge (4 gijos fiziniame branduolyje). Kadangi mūsų programos aritmetinis intensyvumas yra didelis, jos atminties pralaidumo poreikiai yra nedideli, matavimai rodo, kad vykdant kodą naudojant „Xeon Phi“ didelio pralaidumo MCDRAM, sukonfigūruotą „plokščiuoju“ režimu (eksponuojamas kaip atskiras NUMA domenas iš DRAM), gaunama beveik toks pat našumas, kaip tada, kai MCDRAM sukonfigūruotas „talpyklos režimu“ (sukonfigūruotas kaip skaidri, tiesiogiai susieta su DRAM talpykla). Todėl visi matavimai, apie kuriuos pranešta šiame darbe, buvo atlikti naudojant MCDRAM „talpyklos“ režimu.

4.2. Modeliavimo duomenys

„Galactos“ kodą paleidome per vieną didžiausių galimų kosmologinių modeliavimo duomenų rinkinių - išorinio modelio modeliavimą (Habib et al., 2016). Šiame modeliavime buvo naudojama trilijonas tamsiosios medžiagos dalelių, kurių kiekviena yra maždaug 1,85 h - 1 M saulės, kiekvienoje pusėje esančioje 3000 Mpc / h dėžutėje. Šis atstumas atitinka maždaug 9,8 milijardo šviesmečių arba 1/5 atstumą iki stebimos visatos krašto. Modeliavimas laikui bėgant leido struktūroms formuotis tamsiosios materijos dalelių pasiskirstymui gravitacinės traukos dėka, o išsiplėtimas įvyko pagal GR ir tamsiąją energiją su kosmologiniais parametrais, artimais dabartinėms konkordancijos vertėms (Larson ir kt., 2011). . Mes naudojome modeliavimo momentinę nuotrauką esant raudonam poslinkiui z = 0, t. Y. Šiandienai. Tamsiosios medžiagos dalelės buvo sugrupuotos į gravitacijos ryšiu sujungtas „aureoles“, kurios, mūsų nuomone, atspindi galaktikas (nors didesnėse aureolėse iš tikrųjų gali būti daugiau nei viena galaktika). 3PCF analizei panaudojome šias 2 milijardus galaktikų. Jei šias galaktikas paskirstysime tolygiai tarp skaičiavimo mazgų Cori (atlikus konservatyvų 9000 mazgų įvertinimą), kiekvienam skaičiavimo mazgui priskiriama 225 000 galaktikų, pavaizduota 3 paveiksle. Norėdami suskaidyti silpno mastelio bandymus, mes pasirinkome kubus išoriniame krašte taip, kad kiekvienas kubas uždarytų reikiamą skaičių galaktikų, sumažintų nuo viso 2 milijardų, kaip parodyta 1 lentelėje.

mazgų skaičius Galaktikų skaičius kubinės dėžės ilgis (Mpc / h)
128 2.880 × 10 7 734.5
256 5.760 × 10 7 925.8
512 1.152 × 10 8 1166.9
1024 2.304 × 10 8 1470.9
2048 4.608 × 10 8 1853.3
4096 9.216 × 10 8 2334.7
8192 1.843 × 10 9 2934.4
9636 1.951 × 10 9 3000.0
1 lentelė. Silpno mastelio bandymų ir visos sistemos veikimo duomenų rinkiniai. 3 paveikslas. Dėžutės, kurioje yra 225 000 galaktikų, vizualizavimas imituojant išorinį ratlankį.

Kodo, apskaičiuojančio galaktikų dviejų taškų koreliacijos funkciją, bandymai - Astronomija

Šiame atpirkimo rinkinyje yra kodų rinkinys, skirtas koreliacijos funkcijoms ir kitai grupavimo statistikai apskaičiuoti imituoti galaktikos kosmologinėje dėžutėje (kartu judančios XYZ) ir toliau Pastebėjus galaktikos su dangaus padėtimis (RA, DEC, CZ). Perskaitykite dokumentus korfunc.rtfd.io.

  1. Greitai Teorijų porų skaičiavimas yra 7x greičiau nei „SciPy cKDTree“ ir bent jau 2x greičiau nei visi esami viešieji kodeksai.
  2. „OpenMP Parallel“ Visi porų skaičiavimo kodai gali būti atliekami lygiagrečiai (su dideliu mastelio keitimo efektyvumu ir tt)

Jei analizei naudojate kodus, pažymėkite žvaigždute šį atpirkimą - tai padeda mums stebėti vartotojų skaičių.

Etalonų palyginimas su esamais kodais

Prašome perskaityti šį esmę apie kai kuriuos etalonus su dabartiniais kodais. Jei turite porinį skaitiklį, kurį norėtumėte palyginti, pridėkite atitinkamą funkciją ir atnaujinkite laiką.

  1. padaryti & gt = 3,80
  2. Kompiuteris, galintis naudoti „OpenMP“, pvz., Icc, gcc & gt = 4.6 arba clang & gt = 3.7. Jei tokios galimybės nėra, teoriškai išjunkite USE_OMP parinkties parinktį.options and mocks.options. Jums gali tekti paprašyti „sys-admin“ įdiegti kompiliatorius visoje sistemoje, jei norite įdiegti savo, tada turėtų veikti „conda“ diegimo gcc (MAC / linux) arba (sudo) prievado diegimas gcc5 (MAC).
  3. gsl & gt = 2.4. Jei norite įdiegti „gsl“, naudokite „conda install -c conda-forge gsl“ (MAC / linux) arba (sudo) prievadą „install gsl“ (MAC).
  4. python & gt = 2.7 arba python & gt = 3.4 C plėtiniams sudaryti.
  5. numpy & gt = 1.7, jei norite sudaryti C plėtinius.

Darant prielaidą, kad PATH turite gcc, „make and make install“ turėtų sukompiliuoti ir įdiegti C bibliotekas + python plėtinius šaltinio kataloge. Jei norite savo aplinkoje įdiegti „python C“ plėtinius, tada python -m pip įdiekite. (--naudotojas) turėtų pakakti. Jei jus pirmiausia domina „python“ sąsaja, galite sutrumpinti visus veiksmus naudodami „python -m pip install“. CC = jūsų kompiliatorius (--user) po git klono.

  • Jei python ir (arba) numpy nėra, C plėtiniai nebus kompiliuojami.
  • „make install“ paprasčiausiai nukopijuoja failus į lib / bin / include pakatalogius. Jums nereikia root teisių
  • Numatytasis kompiliatorius MAC yra nustatytas kaip clang, jei norite nurodyti kitą kompiliatorių, turėsite paskambinti make CC = jūsų kompiliatorius, padaryti įdiegti CC = jūsų kompiliatorius, atlikti bandymus CC = jūsų kompiliatorius ir tt Jei norite visam laikui pakeisti numatytąjį kompiliatorių , tada redaguokite failą common.mk pagrindiniame kataloge.
  • Jei tiesiogiai naudojate python -m pip install. CC = jūsų kompiliatorius (--user), prieš tai paleiskite „make distclean“ (ypač jei perjungiate kompiliatorius)

Python paketą galima tiesiogiai įdiegti per „pip install Corrfunc“. Tačiau tokiu atveju prarasite galimybę perkoduoti kodą pagal savo poreikius. Diegimas per pip yra ne rekomenduojama, pirmiausia atidarykite diegimo problemą šioje atpirkimo operacijoje, nes tai padėtų pagerinti kodų bazę ir sutaupys būsimus vartotojus nuo panašių diegimo problemų.

Automatiškai aptikti „OpenMP“ palaikymą iš kompiliatoriaus ir vykdymo laiko yra šiek tiek keblu. Jei kyla kokių nors problemų, susijusių su „OpenMP“ kompiliavimu (arba vykdymu), ieškokite DUK apie galimus sprendimus.

Jei kompiliacija vyko sklandžiai, atlikite testus, kad įsitikintumėte, jog kodas veikia tinkamai. Priklausomai nuo aparatūros ir kompiliavimo galimybių, bandymai gali užtrukti ilgiau nei kelias minutes. Atkreipkite dėmesį, kad testai yra išsamūs, o ne tradiciniai bandymai.

Nors bandžiau užtikrinti, kad paketas būtų sukompiliuotas ir baigsis, dėžutė suderinama su įvairiomis platformomis. Jei kompiliavimo metu kyla kokių nors problemų ir turite visus būtinus reikalavimus, žr. DUK arba atsiųskite el. Laišką „Corrfunc“ adresų sąraše. Be to, drąsiai sukurkite naują leidimą su diegimo etikete.

Grupuojamosios imituotų galaktikų priemonės

Įvesties galaktikos (arba bet koks diskretus taškų pasiskirstymas) gaunamos iš modeliavimo. Pavyzdžiui, galaktikos gali atsirasti dėl „Halo“ okupacijos pasiskirstymo (HOD) modelio, „Subhalo Abundance Matching“ (SHAM) modelio, pusiau empirinio modelio (SEM) arba pusiau analitinio modelio (SAM) ir kt. taškų rinkinys taip pat gali būti tamsiosios medžiagos aureolės arba tamsiosios medžiagos dalelės iš kosmologinio modeliavimo. Tikimasi, kad įvesties taškų rinkinyje bus Dekarto XYZ nurodytos pozicijos.

Galimos grupavimo statistikos tipai

Visi kodai, kurie veikia kosmologinėse dėžėse su judančiomis padėtimis, yra teorijos kataloge. Įvairios grupavimo priemonės yra šios:

  1. DD - matuoja automatines / kryžmines koreliacijas tarp dviejų langelių. Dėžutės neturi būti kubeliai.
  2. xi - matuoja 3 d automatinę koreliaciją kubinėje kosmologinėje dėžutėje. Priimamos PERIODINĖS ribinės sąlygos.
  3. wp - matuoja automatinę 2 taškų projekcijos koreliacijos funkciją kubinėje kosmologinėje dėžutėje. Priimamos PERIODINĖS ribinės sąlygos.
  4. DDrppi - matuoja automatinio / kryžminio koreliacijos funkciją tarp dviejų langelių. Dėžutės neturi būti kubeliai.
  5. DDsmu - matuoja automatinio / kryžminio koreliacijos funkciją tarp dviejų langelių. Dėžutės neturi būti kubeliai.
  6. vpf - matuoja tuštumos tikimybės funkciją + ląstelių skaičių.

Stebėtų galaktikų grupavimo priemonės

Įvesties galaktikos paprastai yra stebimos galaktikos, gaunamos iš didelio masto galaktikų tyrimo. Be to, taip pat gali būti naudojamos imituotos galaktikos, kurios buvo suprojektuotos į dangų (t. Y. Ten, kur buvo integruota stebėjimo sistemika ir sukurtos padėties danguje).Abi šios rūšies galaktikos paprastai vadiname „pašaipomis“.

Tikimasi, kad įvesties galaktikose bus sferos koordinatėse nurodytos padėties, turinčios bent dešinįjį pakilimą (RA) ir deklinaciją (DEC). Norint atlikti erdvinės koreliacijos funkcijas, taip pat reikalingas apytikslis „judėjimo“ atstumas (šviesos greitis, padaugintas iš raudonojo poslinkio, CZ).

Galimos grupavimo statistikos tipai

Visi kodai, kurie veikia maketų kataloguose (RA, DEC, CZ), yra maketų kataloge. Įvairios grupavimo priemonės yra šios:

  1. DDrppi_mocks - standartinė automatinė / kryžminė koreliacija tarp dviejų duomenų rinkinių. Išvestis, DD, DR ir RR gali būti sujungta naudojant wprp, kad gautų Landy-Szalay wp (rp) įvertį.
  2. DDsmu_mocks - standartinė automatinė / kryžminė koreliacija tarp dviejų duomenų rinkinių. Išvestis, DD, DR ir RR galima sujungti naudojant pitono įrankį convert_3d_counts_to_cf, kad būtų sukurtas Landy-Szalay įvertis xi (s, mu).
  3. DDtheta_mocks - apskaičiuoja kampinę koreliacijos funkciją tarp dviejų duomenų rinkinių. DDtheta_mocks išvestis reikia derinti su wtheta, kad gautumėte visą omega (teta)
  4. vpf_mocks - apskaičiuoja tuštumos tikimybės funkciją.

Jei planuojate naudoti komandinę eilutę, tada kompiliavimo metu turėsite nurodyti kodo vykdymo laiko parinktis. Teorinės rutinos atveju šios parinktys yra failų teorijoje.options, o bandymų atveju šios parinktys yra faile mocks.options.

Pastaba Visas parinktis galima nurodyti vykdymo metu, jei naudojate python sąsają arba statines bibliotekas. Kiekviena iš šių „Makefile“ parinkčių turi atitinkamą įrašą vykdymo laiko bibliotekoms.

  1. PERIODIC (nepaisoma wp / xi atveju) - įjungia / išjungia periodinių ribų sąlygas. Įjungta pagal numatytuosius nustatymus.
  2. OUTPUT_RPAVG - įjungia & ltrp & gt išvestį kiekvienoje rp dėžėje. Gali būti didžiulis pasirodymas (
  1. OUTPUT_RPAVG - įjungia & ltrp & gt išvestį kiekvienoje rp dėžėje, skirtoje DDrppi_mocks. Įjungta pagal numatytuosius nustatymus.
  2. OUTPUT_THETAAVG - įjungia kiekvienos teta talpyklos išvestį. Gali būti labai lėtas (

„Mock“ ir „Theory“ bendros kodo parinktys

  1. DOUBLE_PREC - dvigubai tiksliai įjungia skaičiavimus. Skaičiavimai atliekami dvigubai tiksliai, kai įjungta. Ši parinktis teoriškai yra išjungta pagal numatytuosius nustatymus ir pagal numatytuosius nustatymus įjungta maketavimo programoje.
  2. USE_OMP - naudoja „OpenMP“ lygiagretinimą. Mastelis yra puikus DD (beveik tobulas iki 12 gijų mūsų testuose) ir gerai (vykdymo laikas tampa pastovus)

Jūsų architektūros optimizavimas

  1. „Bin_refine_factor“ ir (arba) „zbin_refine_factor“ reikšmės skaičiavimų skaičiuose _ *. C failai valdo talpyklos praleidimus, taigi ir vykdymo laiką. Taikydamas bandymų ir klaidų metodus, mačiau, kad bet kurios didesnės nei 3 reikšmės paprastai yra lėtesnės teorinės tvarkos požiūriu, tačiau gali būti greitesnės, jei tyčiojamasi. Tačiau kai kurie skirtingi 1/2 deriniai (z) bin_refine_factor gali būti greitesni jūsų platformoje.
  2. Jei naudojate kampinės koreliacijos funkciją ir jums reikia „thetaavg“, jums gali būti naudinga naudotis „INTEL MKL“ biblioteka. MKL teikiamos vektorizuotos trigonometrinės funkcijos gali žymiai pagreitinti.

Perskaitykite dokumentus korfunc.rtfd.io.

Naudojant komandinės eilutės sąsają

Eikite į teisingą katalogą. Įsitikinkite, kad pagrindiniame kataloge teorijos.options arba mocks.options nustatytos parinktys yra tai, ko norite. Jei ne, redaguokite tuos du failus (ir galbūt common.mk) ir sukompiliuokite iš naujo. Tada galite naudoti komandų eilutės vykdomuosius kiekviename atskirame pakatalogyje, atitinkančiame jus dominančią grupavimo priemonę. Pavyzdžiui, jei norite apskaičiuoti visą 3D koreliacijos funkciją, xi (r), tada paleiskite vykdomąjį failą teorija / xi / xi. Jei paleisite vykdomuosius be jokių argumentų, programa išves pranešimą su visais reikalingais argumentais.

Pažiūrėkite po run_correlations.c ir run_correlations_mocks.c, kad pamatytumėte tiesioginio C API iškvietimo pavyzdžius. Jei paleisite vykdomuosius, run_correlations ir run_correlations_mocks, išvestis taip pat parodys, kaip iškviesti komandų eilutės sąsają įvairioms grupavimo priemonėms.

Jei viskas gerai, kodus galima tiesiogiai iškviesti iš pitono. Žr. Call_correlation_functions.py ir call_correlation_functions_mocks.py pavyzdžių, kaip tiesiogiai naudoti C plėtinius. Štai keli pavyzdžiai:

„Corrfunc“ suprojektavo Manodeepas Sinha, o šiuo metu jį palaiko Lehmanas Garrisonas ir Manodeepas Sinha

Jei tyrimams naudojate „Corrfunc“, nurodykite MNRAS kodinį popierių su šiuo „bibtex“ įrašu:

Jei naudojate „Corrfunc“ v2.3.0 arba naujesnę versiją, ir jums naudingi patobulinti vektorizuoti branduoliai, tada papildomai nurodykite šį dokumentą:

Jei turite klausimų ar komentarų apie paketą, atlikite tai adresų sąraše: https://groups.google.com/forum/#!forum/corrfunc

„Corrfunc“ išleidžiamas pagal MIT licenciją. Iš esmės darykite tai, ką norite naudodami kodą, įskaitant jo naudojimą komercinėse programose.


Šiuolaikiniams astronomams tai išmokti koduoti ar atsilikti

Norėdami atnaujinti šį straipsnį, apsilankykite „Mano profilis“, tada peržiūrėkite išsaugotas istorijas.

Norėdami atnaujinti šį straipsnį, apsilankykite „Mano profilis“, tada peržiūrėkite išsaugotas istorijas.

Astronomė Meredith Rawls 2008 m. Dalyvavo San Diego valstybinio universiteto astronomijos magistrantūros programoje, kai jos profesorė išmetė kreivinį kamuolį. „Mums reikės šiek tiek koduoti“, - sakė jis savo klasei. & quotAr žinai, kaip tai padaryti? “

Ne visai, sakė studentai.

Taigi jis mokė juos pietų metu, dirbdamas pagal įprastą jų darbo grafiką. Bet ką jis turėjo omenyje sakydamas „kodavimą“, tai „Fortran“, IBM sukurta kalba, sukurta 1950-aisiais. Vėliau, dirbdama daktaro laipsnį Naujosios Meksikos valstijoje, Rawls nusprendė, kad jos oficialūs mokymai to nesumažins. Ji užsibrėžė išmokti modernesnės kalbos, vadinamos „Python“, kurią matė kiti astronomai. „Tai bus čiulpimas“, - prisimena ji, sakydama sau, „bet aš tiesiog tai darysiu“.

Taigi ji pradėjo mokyti pati ir užsiregistravo į seminarą „SciCoder“. „Aš iš esmės praradau geresnę metų standartinio mokslinio darbo našumo laiko dalį, daugiausia dėl to, kad pasirinkau savo įrankius, - sako ji, - bet nemanau, kad ir man būtų pavykę be to“.

Tai tikriausiai tiesa. Rawlso edukacinė patirtis vis dar būdinga: jaunikliai astronomai išklauso gal vieną kodavimo kursą ir tada neformaliai išmoksta bet kokią kalbą, kurią jų vadovai atsitinka, nes lyderiai moka mokyti. Jie paprastai nelanko prasmingų šiuolaikinio kodavimo, duomenų mokslo ar savo geriausios praktikos kursų.

Tačiau šiandieniniai astronomai neturi žinoti, kaip formuojasi žvaigždės ir sprogsta juodosios skylės. Jiems taip pat reikia žinių, kaip išsiaiškinti tą informaciją iš daugelio terabaitų duomenų, kurie tekės iš naujos kartos teleskopų, tokių kaip didelis sinoptinio tyrimo teleskopas ir kvadratinių kilometrų masyvas. Taigi jie daugiausia mokosi patys - naudodamiesi atviro kodo mokymo priemonių, tikslinių seminarų ir stipendijų programų rinkiniu siekiama padėti ir iš tikrųjų paruošti astronomus visatai, į kurią jie patenka.

Tuomet, kai teleskopai gamino mažiau duomenų, astronomai galėjo mokytis patys. „Senas modelis buvo tai, kad jūs eidavote į savo teleskopą --- arba prisijungiate nuotoliniu būdu, nes norėtumėte, kad gautumėte duomenis, atsisiųstumėte juos į savo kompiuterį, sudarytumėte siužetą, parašytumėte popierių ir jūs „Tai mokslininkas“, - sako Rawlsas, kuris dabar yra Vašingtono universiteto postdokas. „Dabar nėra tikslinga atsisiųsti visus duomenis.“ O „siužetas“ kelia juoką. Tu tiesiog pabandykite naudoti grafinį popierių, kad susikurtumėte koreliacijos funkciją, rodančią milijonų galaktikų pasiskirstymą (pirmyn palauksiu).

Dėl nepakankamo išsilavinimo yra socialinių išlaidų. Pirma, tai suteikia galimybę žmonėms, kurie anksti žinojo, kad nori būti astronomais, ir kad astronomija reiškia, kad visą dieną reikia įvesti į kompiuterį. Žinote, tie vaikai, kurie sėdėjo „Algebra I“, „įsilaužė“ į savo TI-83 - vaikai, turintys prieigą prie autodidaktinių medžiagų ir laisvo laiko tai padaryti. Toks palankumas yra geras būdas vidutiniškai išlaikyti astronomijoje įprastus įtariamus --- baltus vaikinus! ---.

Tačiau ne tik socialinės išlaidos, bet ir mokslinės. Tarkime, mokslininkas rašo programą, analizuojančią žemės drebėjimus saulės viduje (taip nutinka!). Tačiau nėra jokių dokumentų apie tai, kaip programa veikia, o jos klastingi, koaguliuoti paprogramiai yra nepermatomi. Tada nė vienas antras mokslininkas negali paleisti šio kodo ir sužinoti, ar jie gauna tą patį rezultatą, ar programa iš tikrųjų daro tai, ką teigia „Scientist 1“. „Atkuriamumas laikomas aukso standartu tam, kas tikra ar ne“, - sako Adlerio planetariumo astrofizikė Lucianne Walkowicz. „Jums reikia medžiagų, kuriomis buvo atliktas eksperimentas, ir jums reikia įrankių. Kodas yra lygiavertis mūsų stiklinėms ir „Bunsen“ degikliams “.

Be to, astrofizikos programavimas istoriškai veikė neefektyviai. Visuose Žemės universitetuose yra daugybė programų, kurios perkaitina stalinius kompiuterius, yra dešimtys programų, kurios daro tą patį - gaudo tuos žemės drebėjimus, šukuoja egzoplanetas - skirtingos tyrimų grupės, sukūrusios savo. Užuot pritaikę vis tobulesnius algoritmus savo tyrimų problemoms, blogai apmokyti astronomai-koduotojai kartais praleidžia laiką išradę ratą.

Walkowiczius nori padėti išspręsti šias problemas, kol jos dar labiau nepablogės - o tai jos ketina padaryti. Ji yra didžiojo sinoptinio tyrimo teleskopo, kuris iš esmės sukurs 10 metų trukmės HD dangaus filmą, mokslo bendradarbiavimo koordinatorė, taigi astronomai gali pamatyti --- ir, idealiu atveju, suprasti, kas keičiasi nuo dienraščio iki dienos. . „Dalis priežasčių, kodėl visi galėtume pasimokyti, yra tai, kad duomenų rinkiniai, net jei jie yra gana didelėje pusėje, yra gana maži“, - sako Walkowiczas. „Jie nėra tokie dideli ir sudėtingi, kokie bus LSST duomenys. Problemos bus sustiprintos “.

Tai žinodama ir žinodama, kad astronomų pameistriai iš esmės mokosi tų pačių astronomų rengiamų mokymų, ji ir LSST kolegos nusprendė padėti paruošti tuos mokinius. Gimė LSST korporacijos (LSSTC) duomenų mokslo stipendijų programa, per dvejus metus studentų kohortas atvedusi į šešias savaitės trukmės dirbtuves. Norėdami atrinkti draugus, jie naudoja programą „Entrofy“, kuri optimizuoja kiekvienos klasės įvairovę.

Idėja ne visada tinka profesoriams. „Reakcijos, kurias išnaudojau, yra„ Tai yra geras taškas, bet mūsų studentai neturi laiko “ir„ Nebandykite mūsų astronomų paversti informatikais “, - sako Walkowiczas.

Reakcijos, kurias patyriau iš „Tai yra geras dalykas, bet mūsų studentai neturi laiko“ ir „Nebandykite mūsų astronomų paversti informatikais“.

Savo ruožtu studentai --- galbūt labiau žino savo srities ateitį nei vyresni mokslininkai - jaučiasi labiau astronomais. „Prieš dalyvaudamas šioje programoje, aš jau žinojau savo darbą ir mano darbas nepasikeitė“, - sako Charee Peters, Viskonsino universiteto studentė, - tačiau dabar jaučiuosi patogiau, kai galiu prie jos prieiti. Jaučiuosi labiau kaip mokslininkas “.

UC „Irvine“ studentė Bela Abolfathi jaučia panašius jausmus ir mano, kad yra prasminga, jog švietimas būtų grindžiamas duomenimis. „Aš pati bandžiau išmokti daug šių metodų, ir mano pažanga buvo ledinė“, - sako ji. „Tai tikrai padeda oficialiai išmokti šių įgūdžių, kur galite užduoti klausimus iš šios srities ekspertų, kaip ir bet kurį kitą dalyką.“

Dažnai galite užfiksuoti oficialiai neišmokytą astronomo kodą už šviesmečių - jo trūksta dokumentų, serpantino paprogramių. Tačiau taip pat galite pastebėti informatiko astronomijos kodą. Jis aukštas ir griežtas, tačiau jis neparodo tokio paties gylio žinių apie tai, ką daro programa ir ką tie veiksmai reiškia, tarkime, supernovoms. "Svarbiausia yra derinti abu metodus", - sako Joachimas Moeyensas, LSSTC bendradarbis iš Vašingtono universiteto. „Mano tikslas yra priversti visus spėlioti, ar aš esu astronomas, ar programinės įrangos inžinierius.“ (Spėju: naujos rūšies hibridas.)

LSSTC stipendija vienu metu priima tik 15 studentų - vargu ar visa sritis. Tačiau mokymo programa yra internete ir turi kompaniją. „Banneker & amp Aztlán“ institutas paruošia pagrindinius „Unix“, „Python“, skaičiavimo astronomijos ir duomenų vizualizavimo elementus iš visų vietų. Yra bendros įkrovos stovyklos, astronomijos moduliai ir į žemyną orientuotos dirbtuvės. NASA ir SETI institutas neseniai susibūrė į „Pasienio plėtros laboratoriją“, kuri planetų tyrinėtojus ir duomenų mokslininkus palaiko ryšiais su privačiuoju sektoriumi. Vašingtono universitete yra visa organizacija --- El. Mokslo institutas ---, skirta tikslui.

Astronomai taip pat suteikė vienas kitam tikrus įrankius. Atvirojo kodo „AstroPy“ yra „bendruomenės pastangos sukurti vieną pagrindinį„ Python “astronomijos paketą ir skatinti„ Python “astronomijos paketų sąveikumą“. „AstroML“ tikslas yra panašus į mašininio mokymosi ir duomenų gavybos pusę. Mokslininkai čia gali naudoti tą patį kodą, kad atliktų tuos pačius veiksmus naudodamiesi skirtingais duomenimis, ištaisydami tiek visą nereikalingą ratą, tiek atkuriamumo problemą.

Vis dėlto „The Academy“ yra tam tikras pasipriešinimas, nenoras visa tai integruoti į mokymo programas, užuot reikalavus studentų (arba tiesiog toleruojančių studentus), kurie paleidžia save į stovyklą. Alexandra Amon, LSSTC duomenų mokslų bendradarbė ir Edinburgo universiteto magistrantė, tai jaučia, galvodama apie tai, kaip, kai kurių nuomone, jos valandos, praleistos mokantis tvarkyti duomenis, kenkia jos mokslui - iš esmės tą pačią nuotaiką išreiškė Rawlsas, nepaisant jų metų skirtumų. „Tradiciškai, darbo prašymo požiūriu, laikas, praleistas atliekant duomenų analizę, mažina mokslo rezultatų ir popieriaus gamybą, - sako Almonas, - todėl trukdo“.

Tačiau „daryti mokslą“ reiškia --- ir kurį laiką reiškia atlikti tokią analizę, kuriai reikalingi duomenys ir kompiuterių mokslo kompetencija. Be to, atotrūkis tarp žinių ir mokslininkų ir # x27 sugebėjimo gauti tos žinios tik augs, kaip, žinoma, pati visata.


Hipotezės bandymas

Hipotezių testavimas yra galinga statistikos priemonė siekiant nustatyti, ar rezultatas yra statistiškai reikšmingas, ar šis rezultatas atsirado atsitiktinai, ar ne. „spark.ml“ šiuo metu palaiko „Pearson & # 8217s Chi-squared“ ($ chi ^ 2 $) nepriklausomumo testus.

„ChiSquareTest“ atlieka „Pearson & # 8217s“ nepriklausomumo testą kiekvienai funkcijai, pažymėtai etiketėje. Kiekvienos ypatybės (elemento, etiketės) poros paverčiamos nenumatytų atvejų matrica, kuriai apskaičiuojama Chi kvadrato statistika. Visos etikečių ir funkcijų vertės turi būti kategoriškos.


Žiūrėti video įrašą: VIROMIIS - VANAESÄ TULL KODO (Gruodis 2022).