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theSkyNet POGS le film

POGShttp://vimeo.com/74438143

Le docteur David Thilker (Johns Hopkins University) présente ce que la science theSkyNet POGS espère obtenir.

Le commentaire de la vidéo a été traduit en français par Philippe06121966 [AF], vérifié par Kevin [admin du projet], relu et corrigé par LOCTET SetiOne [AF] et polaris_AF [AF].

Bons visionnage et lecture !

 


 

  Comme certains d'entre vous le savent probablement déjà, POGS est un acronyme pour « Pan-STARRS1 Optical Galaxy Survey » - « Recensement Optique des Galaxies Pan-STARRS1 ». Voici une vue de l’observatoire Pan-STARRS1 sur le mont Haleakala à Maui [Hawaï] au lever du Soleil. Cet observatoire est géré et exploité par l'Université de Hawaii, en collaboration étroite avec d'autres institutions. Pan-STARRS1 (ou PS1 pour faire court) conduit actuellement le plus grand recensement optique des galaxies jamais réalisé. Comparé à son prédécesseur, le Sloan Digital Sky Survey, PS1 est plus sensible et a une résolution angulaire élevée. Nous travaillons aussi à produire une nouvelle image de l’entièreté du ciel hawaïen, et ce avec une couverture de zone 2 fois plus importante que celle de Sloan. PS1 a été conçu afin de permettre la détection de sources éphémères / fugitives ; le niveau de sensibilité et de précision de notre imagerie est obtenue grâce à de nombreuses observations répétées, activées par un système très efficace. Sur une période d’un an, nous obtenons 60 images de chaque région du ciel, réparties entre cinq filtres (colorés) différents.

  Sur cette photo du dôme prise en hauteur, vous pouvez voir le télescope PS1. Il s'agit d’un télescope de taille modeste par rapport à la plupart des grands télescopes du monde. Le miroir primaire dispose d'un diamètre de 1,8 m seulement. Ce qui rend PS1 vraiment unique, ce sont les instruments d'imagerie qui vous sont montrés dans l’image suivante.

 

  Au centre de cette image, vous pouvez voir l’objectif de l’appareil photo « Gigapixel Camera» qui a été spécifiquement conçu et construit pour Pan-STARRS1. Il est le plus grand appareil photo numérique au monde, avec un total de 1,4 milliards de pixels. Cette photo a été prise en vue plongeante depuis le détecteur monté sur le télescope.

Pour vous montrer une image plus claire du « Gigapixel Camera », voici un aperçu de quand il était encore en construction. Les détecteurs de l’appareil photo sont disposés en damier. Vous pouvez voir une grille de grands détecteurs appelés OTA (orthogonal transfer arrays) ou « matrices de transfert orthogonales », dont chacun est composé de 64 CCD individuels, pour un total de près de 4000 CCD. Chaque image prise fait environ 2 Gb. Durant une nuit typique, PS1 recueille plusieurs téraoctets de données. Sans la « caméra gigapixels » nous ne serions jamais en mesure de sonder le ciel assez rapidement pour atteindre nos objectifs de sensibilité [niveaux de détails] qui ont besoin d’observations répétées.

Mener une cartographie du ciel [sondage du ciel] du type PS1 demande énormément de planification stratégique. Les plans d'observation doivent s'adapter continuellement à l'évolution des conditions météorologiques, la présence variable de la Lune, etc. Les observations nocturnes sont effectuées par une équipe tournante d’observateurs dévoués, depuis la salle de contrôle que vous pouvez voir sur cette image. Bien que je ne le montre pas dans ce diaporama, une quantité aussi impressionnante de travail est consacrée au traitement des données brutes afin qu’elles soient prêtes pour des analyses scientifiques.

Pour vous donner une idée des capacités uniques de PS1, voici une image hautement compressée d'un seul des capteurs de la « caméra gigapixels » dont le champ de vision s'étend sur plus de 3 degrés. La Lune pourrait tenir plus de six fois sur toute la largeur de cette image. Cette représentation de la couleur a été obtenue en combinant différentes expositions prises dans les différents filtres PS1. Cette image montre des nébuleuses bien connues, celle de Trifide et de la Lagune, qui sont des régions de formation d'étoiles dans notre propre galaxie, la Voie Lactée.

 

  L'objectif scientifique de POGS est bien sûr beaucoup plus large. Cette image montre une collection de galaxies imagées par PS1. Les galaxies sont faites d'étoiles, de gaz, de poussières, et de matière noire. [NDT : A ne pas confondre avec les « trous noirs »] Avec une résolution suffisante, on peut commencer à distinguer ces composants individuellement, comme le montre l'encadré (qui est une image de Hubble d'une très petite partie du voisin de notre galaxie, le Grand Nuage de Magellan). Cependant, pour la grande majorité des galaxies dans le ciel, nous ne pouvons pas tout voir à ce niveau de précision, et tous les ingrédients dont j'ai parlé ci-dessus sont mélangés en un seul pixel.

L'application BOINC fonctionnant sur votre ordinateur est conçue pour estimer à la fois la constitution des populations stellaires d'âges variés ainsi que la disposition géométrique de la poussière qui les dissimule, en comparant attentivement les observations multi-longueurs d'ondes et en nous basant sur la « modélisation prédictive ». [Mathématiques / probabilités]

Comme vous l'aurez remarqué, nous n’utilisons actuellement que les données relatives aux galaxies fournies par PS1. Dans ce graphique, nous montrons le spectre électromagnétique dans son ensemble, en insistant sur le fait que les images/observations optiques ne donnent qu'une vue partielle de chaque galaxie, ce qui entraîne le risque de ne pas voir certains aspects, certains détails des galaxies. Dans ce schéma, les cinq filtres de PS1 couvrent essentiellement la partie centrale du spectre de type « arc en ciel » de la barre des fréquences. Il y a d'excellentes raisons scientifiques pour élargir la couverture spectrale : du bleu à l'ultraviolet et du rouge à l'infrarouge. En fait, nous le faisons en ce moment, et les premiers tests sont encourageants. Cependant, ce choix d'inclure des données panchromatiques nous oblige à travailler à partir de l'espace, comme le montre la barre du haut de cette image. POGS intègrera bientôt les données UV et IR de différentes missions de la NASA, missions que je vais décrire ci-après.

GALEX (Galaxy Evolution Explorer) vient de terminer une mission de dix ans d’observation et de recensement complet du ciel dans l'ultraviolet. Cette image, qui est une conception artistique, montre le télescope en orbite. J'ai eu la chance de faire partie de l’équipe scientifique de cette étude novatrice. La capacité UV de GALEX a permis de mettre en évidence/détailler les étoiles les plus chaudes qui émettent la plus grande partie de leur lumière sur des longueurs d'ondes courtes. Parce qu’elles sont énormément lumineuses, les étoiles chaudes ont une durée de vie très courte ; leur distribution dans une galaxie donnée souligne essentiellement le schéma global de la formation récente d'étoile. Ces informations sont plus difficiles (voire impossible) à discerner/obtenir avec les seuls filtres de PS1.

 

  Parce que je sais que beaucoup d'entre vous sont très intéressés par la technologie, j'ai pensé que vous pourriez apprécier de voir une partie de ce qui se passe « derrière la scène » de cette mission de la NASA. En haut à gauche, GALEX est encore en phase de test pré-vol dans le laboratoire. Remarquez comme le petit télescope est relativement petit par rapport au télescope Hubble beaucoup plus grand.

En haut à droite, les panneaux solaires sont repliés avant le montage/l’installation dans la fusée. Comme on le voit au bas de l’image, GALEX a été lancé à l'aide d'une fusée Pegasus.

Ce propulseur à faible coût est amené en haute altitude, accroché sous un avion. Après le largage, la fusée fait le reste.

 

  Pour illustrer l'utilité de l'imagerie ultraviolet dans l'étude des galaxies, je veux vous montrer une comparaison de l’arrière-plan de [la galaxie] M81, comme on peut le voir depuis GALEX. L’image sur votre écran est dominée par la lumière d’étoiles d’âge moyen à vieilles. Dans un instant, l'affichage va s'estomper au profit des données UV.

 

  Sur l'image GALEX, vous pouvez voir les sites de formations récentes d'étoiles avec beaucoup plus de détails et plus clairement que dans les régions d'un blanc bleuâtre. En effet, la plupart des jeunes étoiles périphériques faible luminosité ?) ne peuvent être détectés que dans l'UV. GALEX a obtenu des images à travers deux filtres : l’ultraviolet lointain et l’ultraviolet proche qui diffuse une énergie plus faible. Dans ce mélange de couleurs, les étoiles brillantes au premier plan sont proches de l’UV- et apparaissent en jaune ; il en va de même pour le centre de [la galaxie] M81 qui est dominé par [la lumière des] les étoiles plus âgées que les bras en spirale. Croyez-le ou non, ce n'est pas encore une vue d'ensemble. Les longueurs d'onde UV sont facilement masquées par la poussière interstellaire. Pour révéler les zones poussiéreuses, POGS se servira des images récoltées par un autre télescope de la NASA lors d’un recensement enquête appelé WISE.

WISE est l’acronyme de Wide-Field Infrared Survey Explorer. Il a terminé sa mission primaire, qui était d’établir une image du ciel dans son ensemble et sur quatre longueurs d'ondes : de 3 à 22 microns ; il a à présent été reconverti pour la recherche d’astéroïdes proches de la Terre.

WISE a été lancé d'une manière plus traditionnelle que GALEX. À gauche, vous pouvez voir le télescope dans la soute. A droite, une vue avant le lancement de la fusée Delta.

En observant dans l'infrarouge, WISE est capable de voir les régions de formation d'étoiles en cours cachées par la poussière, comme ces régions de la Voie Lactée. À certains égards, tout comme les braises d'un feu de camp, la poussière interstellaire qui est chauffée par la lumière que les étoiles jeunes émettent, émet principalement dans les longueurs d'onde infrarouge longues des filtres IR de WISE. Les filtres pour ondes courtes (mais toujours infrarouge) de WISE sont plus sensibles aux anciennes étoiles relativement froides que vous pouvez voir en bleu sur ces images.

En cherchant maintenant des cibles en dehors de notre galaxie, voici des images prises par WISE de quelques galaxies proches. Elles cartographient soigneusement la distribution de vieilles étoiles ainsi que des régions poussiéreuses de formation d'étoiles.

Avec votre aide, nous commençons à assembler la prochaine génération d’atlas de la galaxie –L’aboutissement du projet PGS - un atlas qui contient des informations physiques importantes sur chaque objet, en plus d'images multi-longueurs d'ondes. Comme je l'ai mentionné plus tôt, votre ordinateur compare les données des observations à une énorme base de données de modèles concernant la population d’étoiles et la distribution de la poussière qui n’ont pas encore été cartographiés. Le procédé utilisé s’appelle pixelSED, où SED (Spectral Energy Distribution) est l'abréviation pour « distribution spectrale d'énergie ». Le SED est tout simplement l'intensité observée pour une collection de longueurs d'onde données.

Cette image montre les données UV-optique-infrarouge pour une galaxie. Remarquez le changement de l'apparence suivant la longueur d'onde.

Nous utilisons ces différentes informations à notre avantage. Ces panneaux montrent le modèle le mieux adapté SED en noir pour deux pixels dans cette galaxie : un dans un jeune complexe stellaire et l'autre dans le centre de la galaxie. Nos points de données sont représentés par des points rouges. Pour chaque pixel, les ordinateurs de bénévoles comparent les données contre des millions de modèles représentant les différents paramètres physiques. Nous n'avons pas seulement déterminé un meilleur ajustement, mais la « fonction de distribution de probabilité complète » pour des quantités intéressantes, comme la masse stellaire totale et le taux de formation d'étoiles, entre autres.

Plusieurs milliers de galaxies nécessaires pour tester nos méthodes d'analyses ont déjà été traitées à l'aide du jeu de données PS1 intérimaire. Les observations du « recensement optique » vont se poursuivre jusqu'au début de l'année prochaine, moment à partir duquel nous allons traiter la totalité de l’échantillonnage (ce qui représente une quantité beaucoup plus grande) des galaxies et y inclure la couverture spectrale complète, de l’UV à l’IIR. Cette image montre quelques galaxies, et met en lumière la façon dont nous pouvons décomposé [traduire] efficacement les données en des cartes de masse stellaire ainsi que le taux de formation d'étoiles. En bas à gauche, les petites zones manquantes montrent la taille des zones de pixels typiques envoyées par BOINC comme unités de travail.

La dernière décennie a apporté des avancées dans la classification des galaxies à l'aide de mesures morphologiques automatisées. Deux indicateurs couramment utilisés sont : l’asymétrie de la rotation d’une galaxie et le degré de concentration (de la lumière) dans un sens radial. Ce graphique montre l'asymétrie en fonction de la concentration, mesurée en utilisant des images de différentes longueurs d'ondes. Dans ce graphique, le type de symbole correspond à la longueur d'onde utilisée. Vous pouvez voir que les résultats dépendent de la longueur d'onde particulière à laquelle une galaxie est observée. Nous allons étudier la possibilité d’utiliser ces cartes de paramètres physiques POGS en tant qu’images de données de base pour l’étude de la morphologie de la galaxie. [De grandes améliorations sont attendues une fois que les défauts dus à l’obligation d’utiliser des filtres ainsi qu’aux méthodes d’observations auront disparu.]

Une autre méthode populaire de l'étude de galaxies est de quantifier leur structure globale en utilisant des modèles paramétrés de leurs différents éléments constitutifs, comme le disque et le renflement des galaxies spirales et lenticulaires. Cette analyse a toujours été faite avec des images observées à travers des filtres uniques réduisant la luminosité résiduelle des surfaces par nos modèles. (Données observées moins modèle) Nous allons bientôt tenter de modéliser directement les images de masse stellaire qui sont produites par theSkyNet POGS, ce qui permettra d'éliminer les défauts dus à la poussière ou des gradients de population stellaire dans une galaxie. Avoir ces informations pour un très grand échantillon de galaxies aidera à établir comment les structures galactiques ont évolué pour atteindre l'état que nous voyons aujourd'hui. J'espère que vous avez apprécié l'écoute et que vous en aurez appris plus au sujet de la « motivation astronomique » pour theSkyNetPOGS.

Je tiens également à dire qu'il a été incroyable de regarder notre base de bénévoles grandir de quelques personnes à près de 4000, qui contribuent aujourd'hui avec la puissance d'environ 10.000 ordinateurs. Nous n’aurions vraiment pas pu le faire sans votre aide et votre enthousiasme. Alors que le projet POGS se développe, je suis impatient de partager nos résultats scientifiques avec vous. Merci et bonne journée !

http://vimeo.com/74438143