Actualizat: Iul 5, 2018 @ 2:23 pm

 

Obiectivele celei de-a doua etape a proiectului:

      1) Dezvoltarea unui pipeline software pentru gasirea automata a modelului stelar optim prin fitarea modelelor stelare cu ajutorul unor metode de optimizare;

      2) Validarea pipeline-ului prin studiul unor aspecte ale modelarii stelare si interpretarii datelor pe baza observatiilor asteroseismologice de mare precizie asupra unui esantion mare de stele  aflate in diverse stadii de evolutie

Activitatile celei de-a doua etape a proiectului:

      1) Proiectarea, dezvoltarea si portarea aplicatiei, implementarea si testarea modelului tehnologic; 

      2) Validarea și scalarea versiunii paralele a pipeline-ului;

      3) Actualizarea permanenta a site-ului web dedicat proiectului;

      4) Diseminarea rezultatelor stiintifice obtinute in cadrul proiectului

 

I. Activitatile stiintifice ale proiectului

 

I.1. Proiectarea, dezvoltarea si portarea aplicatiei, implementarea si testarea modelului tehnologic

 

CO a prezentat partenerului P1 si a analizat impreuna cu acesta modelul astrofizic pentru extragerea din fluxul brut de lumina al unei stele, furnizat de telescopul Kepler, a spectrului de frecvente de oscilatie si a zgomotului de fond, a prezent partenerului P1 si a analizat impreuna cu acesta problema modelarii stelare, precum si probleme legate de inversiunea asteroseismica, in vederea proiectarii, dezvoltarii si implementarii optime a noului model tehnologic, actualizarea permanenta a datelor spatiale care vor fi folosite ca parametrii de intrare in pipeline, coordonarea si derularea de exercitii de urmarire, testare si validare a noului model.

Pipeline-ul software principal este proiectat pentru a rula asupra datelor într-un mod coerent şi structurat. Astfel, partenerul P1 a realizat definirea arhitecturii software, a transformat modelul astrofizic furnizat de CO in functii software, a agregat functiile in librarii, a implementat in mediul paralel CUDA, si a realizat teste de utilizare si viteza

S-a continuat cu dezvoltarea codului sursa, s-a implementat programul de pulsatii (codul sursa este scris in Fortran), pe baza algoritmilor modelului astro-fizic. S-au agregat functiile in librarii de functii ce au fost folosite pentru concatenarea modelelor obtinute prin aplicarea functiei de fitness, dar si pentru extragerea pulsatiilor.

Dupa implementarea pasilor care conduc la extragerea pulsatiilor, s-a realizat o procedura de paralelizare printr-un submodul realizat in Python, care ruleaza in paralel tot procesul de extragere a pulsatiilor, primind ca parametrii modele stelare din populatia initiala furnizata de CO. Paralelizarea este dupa cum am mentionat de tip insula, procesoarele CUDA putand folosi in intregime puterea de procesare, fara a fi nevoie de comunicare si schimb de date intre firele de executie.

Aplicatia a fost instalata pe serverele Institutului Astronomic. Rezultatele sunt stocate in directoare separate, putand fi consultate in urma executarii aplicatiei de rulare in paralel.

 

I.2. Validarea și scalarea versiuni paralele a pipeline-ului

 

CO a identificat stele observate de Kepler si aflate in diferite stadii de evolutie, a discutat si a familiarizat partenerul P1 cu privire la aspectele specifice ale: problemei extragerii frecventelor de oscilatie stelara si a zgomotului de fond, problemei modelarii stelare, problemelor legate de inversiunea asteroseismica, pentru diferite stadii de evolutie stelara, actualizarea permanenta a datelor spatiale care vor fi folosite ca parametrii de intrare in pipeline, coordonarea si derularea de exercitii de urmarire, testare si validare a noii versiuni a pipelineului.

P1 a realizat rularea aplicatiei folosind datele de intrare ale CO si testarea rezultatelor pe baza datelor de iesire si a parametrilor de performanta. A realizat implementarea optimizarii (atat din punctul de vedere al codului sursa cat si din punctul de vedere al modelului de pipeline optimizat).

S-a rulat aplicatia si s-au testat rezultatele pe baza datelor de iesire si a parametrilor de performanta stabiliti in functia de fitness.

S-a optimizat codul sursa prin scoatere buclelor reduntante in submodulul de extragere a pulsatiilor, si s-au optimizat instructiunile de concatenare a modelelor stelare.

In urma executiei  aplicatiei in versiune paralelizata, s-a obtinut o imbunatatire substantiala a timpului de executie fata de executia pe un singur fir de executie.

Pe parcursul activitatilor desfasurate in continuare, in cadrul Proiectului, specialistii MBM impreuna cu CO au introdus un volum mai mare de modele stelare spre evaluare. Astfel, a fost ales un esantion de 549 de stele de tip solar observate de telescopul spatial Kepler in vederea testarii si validarii noii versiuni a pipelineului. La acest punct se impune o scurta motivare stiintifica pentru a intelege implicatiile in domeniul structurii si evolutiei stelare. Ințelegerea stelelor are o importanță centrală pentru astrofizică. Incertitudinile în fizica stelară au un impact direct asupra fixării vârstelor celor mai vechi populații stelare (care impun constrângeri strânse asupra cosmologiilor), precum și asupra urmăririi evoluției chimice a galaxiilor. Astrofizica stelară joacă, de asemenea, un rol crucial în eforturile actuale de a detecta planete locuibile în jurul altor stele. Datele precise despre stelele gazdă sunt necesare pentru a determina dimensiunile planetelor descoperite prin metoda tranzitului, pentru a stabili locațiile zonelor habitabile în jurul stelelor, pentru a estima vârstele și pentru a înțelege istoricul dinamic al acestor sisteme stelare.

Asteroseismologia ne ofera perspective noi, și anume studiul stelelor prin observații asupra oscilațiilor lor naturale, rezonante. Oscilațiile stelare sunt manifestările vizibile ale undelor stationare în interiorul stelar. Stelele de pe secvența principala a diagramei HR (stelele asemănătoare Soarelui) și stelele subgiante ale căror straturi exterioare sunt instabile la convecție  prezintă oscilații asemănătoare celor din interiorul Soarelui, care sunt predominant acustice, excitate de turbulența în regiunile convective. Perioadele de oscilație dominante sunt de câteva minute și dau naștere la variații ale strălucirii stelare la niveluri de ordinul a doar câteva părți per milion. Frecvențele oscilațiilor depind de structura interna a stelelor. Aceste frecvente având un conținut bogat de informații, proprietățile stelare fundamentale (de exemplu, masa, raza și vârsta) pot fi determinate la niveluri dificil de realizat prin alte mijloace iar structura stelara și dinamica internă pot fi investigate într-un mod unic.

Acum, telescopul spatial Kepler furnizează observații ultraprecise ale variațiilor în luminozitatea stelară (fotometrie), care sunt potrivite pentru studiul oscilațiilor asemănătoare cu cele solare. În primele 7 luni de operare, mai mult de 2000 de stele au fost selectate pentru observare timp de o lună fiecare, cu o cadență suficient de rapidă pentru a efectua un studiu asteroseismic al populației stelelor de tip solar din câmpul telescopului Kepler. A fost raportata detectarea de oscilații de tip solar în 500 dintre acele stele. Anterior, acest tip de oscilație a fost detectat în doar aproximativ 25 de stele.

Separarea dominantă a frecventelor este așa numita separare mare, Δν, între tonuri consecutive. Valoarea medie a lui Δν se scaleaza aproximativ cu rădăcina pătrată a densității medii disponibile în Kepler Input Catalog. Luminozitățile au fost estimate din temperaturi și din razele estimate seismic. De asemenea, plotam Δν  în funcție de temperatura efectiva și, la fel ca diagrama convențională, această versiune asteroseimică delimiteaza diferite tipuri de stele aflate în diferite stadii evolutive (versiunea νmax , frecventa la puterea maxima din spectru, este similară). Stelele de pe secvența principala, care ard hidrogenul în heliu în nucleul lor, se află într-o diagonală (din dreapta jos în stânga sus) pe fiecare diagramă. Ambii parametri asteroseismici, Δν și νmax, scad de-a lungul secvenței principale către stele mai fierbinti de tip solar, pentru care gravitația de suprafață și densitatea medie sunt mai mici decât în ​cazul stelelor mai reci (dar luminozitățile sunt mai mari). După epuizarea hidrogenului din nucleu, stelele urmează în cele din urmă trasee aproape orizontale în diagrama luminozitate – temperatura,  indreptandu-se spre temperaturi din ce în ce mai scăzute, pe măsură ce evoluează ca sub-gigante, înainte de a se indrepta brusc în sus pentru a deveni gigante roșii. Valorile lui Δν și νmax scad comparativ de rapid prin faza de stea sub-giganta. Informații detaliate despre fizica interioarelor acestor stele obtinem din analiza datelor furnizate de telescopul Kepler. Am folosit valorile Δν și νmax ale intregului esantion de 500 de stele, împreună cu estimări fotometrice ale temperaturilor pentru a estima masele și razele acestor stele.

Figura 1. Traseele evolutive calculate pentru 549 de stele de tip solar observate de Kepler.

În total au fost calculate aproximativ 70 000 de modele stelare aflate în diverse stadii evolutive, pornind din ZAMS (Zero Age Main Sequence) adică din punctul în care steaua atinge echilibrul total (termic și dinamic) și devine o stea de pe secvența principala și mergând pana în stadiul de subgigante sau chiar gigante rosii (RGB stars – stele situate pe brațul gigantelor – important pentru cunoasterea evolutiei viitoare a Soarelui nostru, peste aproximativ 4.6 miliarde de ani, când hidrogenul din nucleul sau se va fi epuizat).

Figura 2. Reprezentarea marii separari de frecvente, Δν, ca funcție de temperatura la suprafața stelei, temperatura efectiva Teff în grade Kelvin.

Figura 3. Reprezentarea frecventei de putere maxima în spectrul de pulsatii, νmax, ca funcție de temperatura la suprafața stelei, temperatura efectiva Teff în grade Kelvin.

 

Figura 4. Reprezentarea frecventei de putere maxima în spectrul de pulsatii, νmax, ca funcție de marea separare de frecvente, Δν. Așa cum era de așteptat, acești doi parametri seismici se scaleaza unul în funcție de celalat pe o diagonala din stânga sus pana în dreapta jos (în scala logaritmica pe ambele axe de coordonate).

 

 

Avand in vedere numarul mare de functii computationale in blocul paralelizabil, estantionul de 549 de stele a fost stabilit pentru a realiza un balans potrivit intre operatiunile de paralelizare si cele de schimb de informatii intre firele de executie. Prin aceasta s-a urmarit ca  timpul de identificare si extragere a populatiei „fit”, precum si volumul de date procesate sa fie optime, si scalabile, putand fi implementate cu succes pe orice echipament CUDA multiprocesor

Avand in vedere numarul foarte mare de informatii ce trebuie prelucrat prin intermediul pipeline-ului pentru fiecare dintre cele 549 de stele, algoritmul permite subdivizarea operatiunilor algoritmului si impartirea populatiei initiale pe fire de executie, care ulterior sa poate fi atasate fiecarui procesor

Mecanismele de tip semafor, in care unul dintre procese asteapta informatii de la alt proces, au fost minimizate, pentru ca, in urma testelor, s-a constat ca ar fi condus la o crestere exponentiala a duratei de procesare a datelor, crestere influentata de granularizarea populatiei initiale in asa-numitele insule de populatie.

S-a preferat in schimb rularea in blocuri largi a operatiunilor iar schimbul de informatie, respectiv aplicarea functiei de fitness, s-au implementat in urma incheierii operatiunilor de transformare a parametrilor pe baza metodelor stiintifice ale AIRA.

 

Grafice generate cu ajutorului soft-ului open source Chart.js

 

I.3. Diseminare rezultate

 

In aceasta etapa a fost mentinut si actualizat site-ul web al proiectului:  https://observer.astro.ro/hpcsim continand informatii relevante despre echipa, activitati, realizari si publicatii.

Un membru al echipei CO, Dr. Diana Constantin cercetator stiintific III in cadrul Institutului Astronomic, a efectuat o deplasare la Cluj-Napoca in perioada 16.05 – 18.05.2018 pentru a participa la conferinta internationala “Zilele Academice Clujene 2018 – OUTLOOK IN ASTRONOMY, ASTROPHYSICS, SPACE and PLANETARY SCIENCES”, Observatorul Astronomic Cluj-Napoca http://www.astro.ro/cnra/public/docs/zac2018.pdf. In cadrul acestei conferințe, Dr. Diana Constantin a sustinut trei prezentari a celor mai recente rezultate in domeniul asteroseismologiei obtinute cu un prototip al noului pipeline de modelare stelara, aflat in curs de dezvoltare in cadrul proiectului 25 PED, precum si din domeniul mecanicii ceresti si a fizicii plasmei. Cele trei lucrari prezentate: „Modelling of the RGs observed by Kepler”, autori D. Pricopi, M. D. Suran, D. R. Constantin, „Post-Newtonian potential in the Schrödinger equation via Laplace transform”, autori D. R. Constantin, V. I. R Niculescu, A. A. Mocanu, E. Varga-Verebelyi, “Barbosu-Constantin potential”, autori D. R. Constantin, D. Pricopi, A. A. Mocanu, E. Verebelyi , V. Niculescu au constituit un prilej de a stabili noi colaborari in domeniu si de a le intari pe cele deja existente, pe de o parte, iar pe de alta parte, de face cunoscute comunitatii stiintifice internationale obiectivele proiectului 25PED. Lucrările prezentate în cadrul acestei conferințe urmează a fi publicate ca articole într-un volum special al Romanian Astronomical Journal.

Directorul de Proiect este membru al Kepler Asteroseismic Science Consortium (KASC) și al TESS Asteroseismic Science Consortium (TASC) și va participa la conferința internațională organizata în comun de către cele doua consortii stiintifice ale celor doua misiuni spatiale NASA Kepler și TESS, „THE TASC4/KASC11 WORKSHOP: First Light in a new Era of Astrophysics”, 8 – 13 July 2018, Aarhus University, Denmark. În cadrul acestei conferințe va prezenta o lucrare despre modelarea complexa de înaltă rezolutie a stelelor gigante rosii, și, în particular, a acelor stele a caror spectru de oscilatii prezinta spliting rotational, indicand rotatie stelara moderata, modelare realizata cu noul pipeline de modelare stelara, dezvoltat in cadrul proiectului HPCSIM. Participarea la aceasta conferința reprezintă o oportunitate de face cunoscute comunitatii stiintifice internationale obiectivele proiectului PN-III-P2-2.1-PED-2016-1189 si relevanta acestora pentru misiunile NASA Kepler și TESS.