14-10-2023
Einstein@Home | |
Платформа | BOINC |
Объём загружаемого ПО | 43—147 МБ |
Объём загружаемых данных задания | 6—100 МБ |
Объём отправляемых данных задания | 15 КБ |
Объём места на диске | 120 МБ |
Используемый объём памяти | 80—184 МБ |
Графический интерфейс | да |
Среднее время расчёта задания | 4—13 часов |
Deadline | 14 дней |
Возможность использования GPU | nVidia, AMD/ATI (BRPx) |
Einstein@Home — проект добровольных вычислений на платформе BOINC по проверке гипотезы Эйнштейна о существовании гравитационных волн, которые до настоящего времени никому из учёных так и не удалось зафиксировать. Проект стартовал в рамках Всемирного года физики 2005 (англ.) и координируется Университетом Висконсина-Милуоки (англ.) (Милуоки, США) и Институтом гравитационной физики им. Макса Планка (англ.) (Ганновер, Германия), руководитель — Брюс Аллен (англ.). С целью проверки гипотезы проводится составление атласа гравитационных волн, излучаемых быстро вращающимися неосесимметричными нейтронными звездами (пульсарами), качающимися (англ. wobbling star), аккрецирующими (англ. accreting star) и пульсирующими звездами (англ. oscillating star)[1]. Данные для анализа поступают с Лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (LIGO) и GEO600. Кроме проверки общей теории относительности Эйнштейна и получения ответов на вопросы «Распространяются ли гравитационные волны со скоростью света?» и «Чем они отличаются от электромагнитных волн?»[2], прямое обнаружение гравитационных волн будет также представлять собой важный новый астрономический инструмент (большинство нейтронных звезд не излучают в электромагнитном диапазоне и гравитационные детекторы способны привести к открытию целой серии ранее неизвестных нейтронных звезд[3]). Наличие же экспериментальных доказательств отсутствия гравитационных волн известной амплитуды от известных источников поставит под сомнение саму общую теорию относительности и понимание сущности гравитации.
Также с марта 2009 года часть вычислительной мощности проекта используется для анализа данных, полученных консорциумом PALFA с радиотелескопа Обсерватории Аресибо (Пуэрто-Рико), на предмет поиска радиопульсаров в двойных звездных системах[4][5]. В ходе анализа были обнаружены 2 новых ранее неизвестных радиопульсара — PSR J2007+2722 (2010) и PSR J1952+2630 (2011). Анализ данных радиотелескопа обсерватории Паркс (англ.) (Австралия) позволил открыть в 2011 году 10 ранее неизвестных радиопульсаров и еще 13 в 2012 году[6]. При обработке новой порции данных, полученных Обсерваторией Аресибо в 2011—2012 гг. с использованием широкополосного спектрометра «Mock», в 2011 году открыты 4 новых радиопульсара и 17 — в 2012 году[7]. Общее количество открытых радиопульсаров — 46. Добровольцы, чьи компьютеры участвовали в открытии пульсаров, получают от организаторов проекта памятный сертификат[8].
Вычисления в рамках проекта стартовали на платформе BOINC в ноябре 2004 года[9]. По состоянию на 7 апреля февраля 2012 года в нём приняли участие 317 642 пользователей (2 335 537 компьютеров) из 222 стран, обеспечивая интегральную производительность в 274 терафлопс (518 терафлопс по данным официального сайта[10]). Участвовать в проекте может любой человек, обладающий подключённым к Интернет компьютером. Для этого необходимо установить на него программу BOINC Manager и подключиться к проекту Einstein@home.
Содержание |
Внешние изображения | |
---|---|
Результаты расчетов (S3) в виде карт в координатах склонение-восхождение и частота-склонение (цветовое значение пикселя обозначает число совпадений по критерию Фишера в различных наборах данных) | |
http://www.boinc.ru/Doc/Einst/eah/images/img33.png | |
http://www.boinc.ru/Doc/Einst/eah/images/img34.png |
Амплитуда гравитационной волны определяется выражением
где — гравитационная постоянная, — скорость света, — проекции момента инерции звезды на оси координат, — частота искомого гравитационного сигнала (равна удвоенной частоте вращения звезды), — расстояние до звезды, — параметр неопределенности формы звезды, зависящий от модели и определяемый остаточной деформацией коры нейтронной звезды (англ. breaking strain for a neutron star crust)[13].
Основной задачей расчетов является выделение полезного сигнала (интерференционной картины) из шума, который является следствием тепловых колебаний атомов в зеркалах, квантовой природы света, сейсмических движений земной коры или резонансных колебаний нитей, на которых подвешена оптика. Процесс обнаружения осложняется также влиянием вращения Земли вокруг Солнца и вокруг своей оси, в совокупности вызывающими сдвиг частоты сигнала из-за эффекта Доплера. При обработке данных выполняется согласованная фильтрация сигнала, требующая сопоставления зашумленного образа с эталонным, и производится сравнение десятичасовых отрезков наблюдений («сегментов») на интерферометре с теоретически предсказанной картиной, которую должны создавать гравитационные волны, идущие от вращающихся нейтронных звёзд, предположительно располагающихся на определенных участках небесной сферы. Подобные гравитационные волны являются непрерывными (англ. continuous-wave, CW), имеют постоянную амплитуду и являются квази-монохроматическими (имеют незначительное уменьшение частоты с течением времени). В ходе расчетов используется достаточно густая сетка (30 000 узлов), охватывающая все небо (предполагается, что пульсар может находиться в любой точке небесной сферы в узлах сетки), а также перебираются различные частоты и скорости их изменения (фактически производные от частоты).
При помощи оконного преобразования Фурье (англ. Short Fourier Transform, SFT) получасовые фрагменты данных с гравитационного телескопа разбиваются на набор из 2901 SFT-файла (каждый файл, обрабатываемый на машине пользователя, перекрывает частоту спектра в 0,8 Гц: 0,5 Гц полезных данных плюс боковые лепестки), что в совокупности покрывает диапазон частот от 50 до 1500,5 Гц. Помехи, создаваемые самим инструментом, по возможности удаляются (заменяются гауссовым белым шумом) по априорно известным линиям в спектре, специфичном для каждого из детекторов. В результате анализа на сервер проекта передается информация о возможных претендентах, выявленных в ходе вычислений с использованием критерия Фишера (шумы инструмента подчиняются нормальному распределению Гаусса, вычисленный критерий Фишера обладает распределением с четырьмя степенями свободы, а его параметр нецентрированности (англ.) пропорционален квадрату амплитуды гравитационной волны). Выбранные претенденты отвечают неравенству (при использовании преобразования Хафа требования к кандидатам могут быть ослаблены до [13]). Описанная процедура выполняется для двух различных десятичасовых блоков данных, после чего производится сравнение результатов и отсев части их них, отличающихся более чем на 1 мГц по частоте и на 0,02 рад по позиции на небесной сфере. Затем результаты отправляются на сервер проекта для постобработки, которая заключается в проверке того, что для большинства наборов данных должны быть получены совпадающие результаты (при этом в некоторых случаях возможно обнаружение ложных кандидатов в пульсары из-за наличия шумов). Постобработка результатов выполняется на вычислительном кластере Atlas[14], расположенном в Институте имени Альберта Эйнштейна в Ганновере и содержащем 6720 процессорных ядер Xeon QC 32xx 2,4 ГГц (пиковая производительность — 52 терафлопс, реальная — 32,8 терафлопс)[13].
Подобным образом могут быть проанализированы не только данные гравитационных детекторов, но и наблюдения в радио-, рентгеновском и гамма-диапазоне с обнаружением пульсаров соответствующих типов[15].
Первые расчеты, произведенные с 22 февраля 2005 года по 2 августа 2005 года, были выполнены в рамках проекта в ходе анализа данных «третьего научного запуска» (S3) гравитационного телескопа LIGO[12]. Были обработаны 60 записанных сегментов данных 4-километрового детектора LIGO в Хэнфорде длительностью 10 часов каждый. Каждый 10-часовой сегмент был проанализирован с использованием компьютеров добровольцев на предмет наличия сигналов гравитационных волн с использованием алгоритмов согласованной фильтрации. Затем результаты различных сегментов были объединены в ходе постобработки на серверах проекта с целью повышения чувствительности поиска и опубликованы[16].
Обработка данных набора S4 («четвертый научный запуск» LIGO) была начата 28 июня 2005 года (во время обработки данных предыдущего набора S3) и завершена в июле 2006 года. В ходе данного эксперимента были использованы 10 30-часовых сегментов данных с 4-километрового детектора LIGO в Хэнфорде и 7 30-часовых сегментов с 4-километрового детектора LIGO в Ливингстоне (англ.)русск. (штат Луизиана). Кроме того, что собранные с детекторов данные были более точными, была использована более точная схема объединения результатов расчетов в ходе постобработки. Результаты были опубликованы в журнале Physical Review[17].
С целью проверки алгоритмов обработки в экспериментальные данные возможно добавление аппаратных (англ. Hardware-Injected Signals) и программных (англ. Software Injections) возмущений, имитирующих присутствие в сигнале гравитационных волн. Для аппаратного источника при этом осуществляется физический сдвиг зеркал детектора, имитирующий прохождение гравитационной волны; программы основаны на программном изменении записанных данных. После съема основных данных эксперимента S4 в сигнал были аппаратно добавлены возмущения от 10 гипотетических изолированных пульсаров. Из них в ходе обработки удалось обнаружить лишь 4 (сигналы от 4 оказались слишком слабыми на фоне шума, 2 других были идентифицированы неверно).
Проект привлек к себе повышенное внимание среди участников добровольных распределенных вычисления в марте 2006 года в связи с выходом оптимизированной версии расчетного модуля для анализа набора данных S4, разработанной участником проекта — венгерским программистом Акосом Фекете (англ. Akos Fekete)[18]. Фекете улучшил официальную версию приложения с использованием векторных расширений SSE, 3DNow! и SSE3 системы команд процессора, что привело к увеличению производительности проекта до 800 %[19]. Позже он был приглашен для участия в разработке нового приложения S5[20]. В июле 2006 года новое оптимизированное приложение стало широко распространено среди участников проекта, что приблизительно в 2 раза увеличило интегральную производительность проекта по сравнению с S4[21].
Внешние изображения | |
---|---|
Результаты расчетов (S5) в виде зависимости верхнего ограничения на амплитуду гравитационной волны в зависимости от частоты (синия линия — эксперимент S5R1, красная — S5R5, звездочки — искусственно добавленные сигналы) | |
http://galleryserver.boinc.ru/gs/handler/getmediaobject.ashx?moid=36&dt=3&g=1 |
Анализ ранней порции данных «пятого научного запуска» (S5R1) с гравитационного телескопа LIGO, в ходе которого впервые была достигнута проектная чувствительность интерферометра, был начат 15 июня 2006 года. В ходе данного эксперимента по схожей с предыдущем экспериментом методике были проанализированы 22 сегмента по 30 часов каждый с 4-километрового детектора LIGO в Хэнфорде и 6 30-часовых сегментов 4-километрового детектора LIGO в Ливингстоне. Полученные результаты, также опубликованные в Physical Review, являются более точными (приблизительно в 3 раза) благодаря использованию большего объёма экспериментальных данных по сравнению с S4 (наиболее точные на момент публикации среди известных)[22].
Вторая порция данных эксперимента S5[когда?] (S5R3) также несколько повышает чувствительность[23]. Обработка данных эксперимента была завершена 25 сентября 2008 года. В отличие от предыдущих экспериментов, в данном используются результаты согласованной фильтрации 84 сегментов данных по 25 часов каждый с обоих гравитационных телескопов LIGO в Хэнфорде и Ливингстоне, объединяемые непосредственно на компьютерах участников с использованием преобразования Хафа.
С 13 января 2009 года по 30 октября 2009 года была произведена обработка данных эксперимента S5R5 (частотный диапазон до 1000 Гц). Статистически значимых сигналов гравитационных волн не обнаружено, приблизительно в 3 раза усилено ограничение на максимальную амплитуду гравитационной волны, которую способны засечь детекторы (на частоте 152,5 Гц оно составляет 7,6·10−25 м), максимальная дальность обнаружения излучающих гравитационные волны нейтронных звезд оценивается в 4 килопарсек (13000 световых лет) для звезды с эллиптичностью [13].
В октябре 2009 года стартовало продолжение эксперимента (S5R6), в котором частотный диапазон был расширен до 1250 Гц.
Внешние изображения | |
---|---|
Повышение вероятности обнаружения полезного сигнала на фоне шума с использованием метода глобальных корреляций и преобразования Хафа | |
http://2.bp.blogspot.com/_ISqKGSvA_2s/TExpJUhSnQI/AAAAAAAABf4/Dxi4DHMByAs/s1600/fig22.jpg |
7 мая 2010 года с использованием усовершенствованной методики (поиск глобальных корреляций в пространстве параметров с целью более эффективного комбинирования результатов различных сегментов) был запущен новый этап поиска (S5GC1), в ходе которого должны быть проанализированы 205 сегментов данных по 25 часов каждый с обоих гравитационных телескопов LIGO в Хэнфорде и Ливингстоне[3][15]. 26 ноября 2010 года было объявлено о расширении анализируемого частотного диапазона от 1200 до 1500 Гц (S5GC1HF)[24].
В мае 2011 года стартовал анализ новой порции данных (S6Bucket). 5 марта 2012 года было объявлено о реализации нового расчетного модуля и запуске соответствующего эксперимента (S6LV1, "LineVeto") [25].
24 марта 2009 года было объявлено о том, что в рамках проекта начинается анализ данных консорциума PALFA из Обсерватории Аресибо в Пуэрто-Рико (ABPS, ABP1, ABP2). Обрабатываемые данные получены с использованием спектрометра WAPP (ширина принимаемого диапазона — 100 МГц, 256 каналов).
В ходе анализа данных, собранных в 2005—2007 гг., было открыто два ранее неизвестных радиопульсара.
№ | Дата открытия | Название пульсара | Частота | Расстояние | Открывшие пульсар волонтеры | Примечание |
---|---|---|---|---|---|---|
1 | 12 августа 2010 года | PSR J2007+2722 | 40,8 Гц | 17 000 св. лет | Крис и Хелен Колвин (англ. Chris and Helen Colvin), Даниэль Гебхардт (англ. Daniel Gebhardt)[26][27][28] |
На момент открытия являлся наиболее быстро вращающимся пульсаром среди известных. Существование нового пульсара было подтверждено дополнительными наблюдениями, проведёнными на радиотелескопе Грин-Бэнк. |
2 | 1 марта 2011 года | PSR J1952+2630 | 48,2 Гц | 30 000 св. лет | Виталий Ширяев[29], Стейси Истем (англ. Stacey Eastham)[30][31] |
Пульсар находится в двойной звездной системе. |
26 ноября 2009 года было анонсировано приложение (BRP3) с поддержкой технологии CUDA для поиска двойных радиопульсаров в ходе обработки новой порции данных, полученных с радиотелескопа обсерватории Паркс (англ.) (англ. Parkes Multibeam Pulsar Survey, PMPS[32]). Во время расчетов оно использует и CPU (выполнение основной части расчетов), и NVIDIA GPU (преобразование Фурье), что примерно в 20 раз уменьшает общее время расчета[33]. В ходе анализа были открыты 23 новых радипульсара[6] и переоткрыты более 100 известных, включая 8 миллисекундных пульсаров[34].
№ | Дата открытия | Название пульсара | Частота | Открывшие пульсар волонтеры | Примечание |
---|---|---|---|---|---|
1 | 6 июля 2011 года | PSR J1322-6321 | 0,96 Гц | Вадим Гусев, Дэвид Мейсон (англ. David Mason))[35] |
Перемежающийся пульсар (англ. intermittent pulsar). |
2 | 6 июля 2011 года | PSR J1817-1937 | 0,49 Гц | Jaska, Крис Стогесс (англ. Chris Sturgess), Companion Cube[35] |
Перемежающийся пульсар. |
3 | 6 июля 2011 года | PSR J1840-0644 | 28,11 Гц | Трей Тоднем (англ. Trey Todnem), Терри Дадли (англ. Terry Dudley), вычислительный кластер NEMO[35] |
Миллисекундный пульсар в двойной системе. |
4 | 12 июля 2011 года | PSR J1455-5922 | 5,68 Гц | Джеймс Дрюс (англ. James Drews), Дэвид Петерс (англ. David Peters)[36] |
— |
5 | 18 июля 2011 года | PSR J1644-4409 | 5,75 Гц | Джесси Вагнер (англ. Jesse Wagner), пользователь Ras[37] |
— |
6 | 26 июля 2011 года | PSR J1755-3331 | 1,04 Гц | Omega Sector — Game Systems, Двейн Маггарт (англ. Dwaine Maggart), пользователь revoluzzer, Джейсек Рихтер (англ. Jacek Richter)[38] |
Пульсар был одновременно обнаружен в данных 3 лучей[39]. |
7 | 19 августа 2011 года | PSR J1619-4202 | 0,98 Гц | Пользователи Metod, S56RKO, RAMA[40] | — |
8 | 19 августа 2011 года | PSR J1811-1047 | 0,38 Гц | Пользователь ingo[40] | — |
9 | 19 августа 2011 года | PSR J1838-1848 | 2,05 Гц | —[40] | — |
10 | 6 сентября 2011 года | PSR J1821-0325 | 1,11 Гц | Кевин Беттейл (англ. Kevin Battaile)[41] | Перемежающийся пульсар. |
11 | 27 февраля 2012 года | PSR J1227-6210 | 29,0 Гц | Рольф Шустер (англ. Rolf Schuster), Даррен Чейс (англ. Darren Chase)[42] | Миллисекундный пульсар. |
12 | 27 февраля 2012 года | PSR J1601-5023 | 1,16 Гц | Сирко Розенберг (англ. Sirko Rosenberg), Тон ван Борн (англ. Ton van Born)[43] | — |
13 | 27 февраля 2012 года | PSR J1726-3156 | 8,10 Гц | Богуслав Собчак (англ. Bogusław Sobczak), Стив Меллор (англ. Steve Mellor)[44] | — |
14 | 23 апреля 2012 года | PSR J1305-66 | 5,07 Гц | Пользователи Victor1st и Dušan Pirc[45] | — |
15 | 23 апреля 2012 года | PSR J1637-46 | 2,03 Гц | Пользователи Riaan Strydom и Edelgas[46] | — |
16 | 23 апреля 2012 года | PSR J1652-48 | 264,18 Гц | Пользователи Craig G и Brian Adrian[47] | Миллисекундный пульсар. |
17 | 23 апреля 2012 года | PSR J1838-01 | 5,46 Гц | Пользователи Eric Nietering и Tim Taylor[48] | — |
18 | 24 апреля 2012 года | PSR J0811-38 | 2,07 Гц | Вычислительные кластеры Nemo и ATLAS[49] | — |
19 | 24 апреля 2012 года | PSR J1750-25 | 28,78 Гц | Пользователи Frederick J. Pfitzer, Masor_DC и Gordon E. Hartman, библиотека Бенджамина Розенталя, Королевского колледжа (англ. Benjamin Rosenthal Library, Queens College, CUNY)[50] | Миллисекундный пульсар. |
20 | 15 мая 2012 года | PSR J1858-07 | 1,81 Гц | Пользователи Christoph Donat и gone[51] | — |
21 | 21 мая 2012 года | PSR J1748-30 | 103,25 Гц | Пользователи Bean13 и Stan Galka[52] | Миллисекундный пульсар. |
22 | 19 июля 2012 года | PSR J1626-44 | 3,24 Гц | Пользователи Aku Leijala и Og[53] | — |
23 | 19 июля 2012 года | PSR J1644-46 | 3,99 Гц | Пользователи Augusto Cortemiglia и Axiel[54] | — |
1 июня 2011 года было объявлено о запуске нового расчетного модуля (FGRP1) для анализа данных с телескопа GLAST, работающего в гамма-диапазоне[55].
21 июля 2011 года стартовал новый эксперимент (BRP4) для обработки свежей порции данных обсерватории Аресибо. Данные получены с использованием нового широкополосного спектрометра Jeff Mock (ширина принимаемого диапазона — 300 МГц, 1024 канала), названного по имени его создателя[56]. При обработке заданий возможно использование технологии CUDA. В настоящее время в ходе обработки данных эксперимента открыт 21 и переоткрыты несколько десятков уже известных радиопульсаров[7].
№ | Дата открытия | Название пульсара | Частота | Открывшие пульсар волонтеры | Примечание |
---|---|---|---|---|---|
1 | 27 октября 2011 года | PSR J1950+24 | 232,3 Гц | пользователи georges01 и Dave[57] | Миллисекундный радиопульсар в двойной системе. |
2 | 8 ноября 2011 года | PSR J1952+25 | 0,92 Гц | пользователи Joe и Jakke[58] | Перемежающийся пульсар. |
3 | 7 декабря 2011 года | PSR J1910+10 | 2,43 Гц | пользователи mglogan, Дейв и Эмма Джонстон (англ. Dave and Emma Johnston)[59] | — |
4 | 7 декабря 2011 года | PSR J1907+05 | 2,51 Гц | пользователь zebo-the-fat и Петр Камински (англ. Piotr Kamiński)[60] | — |
5 | 3 января 2012 года | PSR J1909+12 | 0,81 Гц | пользователь Administrator и Александр Янгвирт (англ. Alexandr Jungwirth)[61] | — |
6 | 7 января 2012 года | PSR J1914+14 | 0,86 Гц | пользователи John-Luke Peck, TerraPower и Intellectual Ventures | — |
7 | 10 января 2012 года | PSR J1922+11 | 1,78 Гц | пользователи Vortac и phusg | — |
8 | 2 февраля 2012 года | PSR J2005+26 | 1,5 Гц | пользователи Cauche Nathanael и Shadowfax[62] | — |
9 | 28 января 2012 года | PSR J1913+10 | 5,26 Гц | Пользователь Rensk, Золт Свобода (англ. Zsolt Szvoboda)[63] | — |
10 | 11 февраля 2012 года | PSR J1907+09 | 0,66 Гц | Пользователь Carat@voice, Томас Хердтл (англ. Thomas Herdtle)[64] | — |
11 | 15 февраля 2012 года | PSR J1913+11 | 36,6 Гц | Уве Титтмар (англ. Uwe Tittmar), Джеральд Шрейдер (англ. Gerald Schrader)[65] | Миллисекундный пульсар. |
12 | 24 февраля 2012 года | PSR J1858+0319 | 1,15 Гц | пользователи Philipp Kählitz и Termit[66] | — |
13 | 27 февраля 2012 года | PSR J1855+03 | 0,61 Гц | Боб Инман (англ. Bob Inman), Дж. Мотвил (англ. Jeroen Moetwil)[67] | — |
14 | 12 марта 2012 года | PSR J1857+0259 | 1,29 Гц | пользователи Philemon1752 и edgen[68] | — |
15 | 21 марта 2012 года | PSR J1901+0510 | 1,52 Гц | пользователи Fletuitus Maximus и Guzel Sanatlar Saatchi & Saatchi[69] | — |
16 | 27 марта 2012 года | PSR J1851+02 | 0,67 Гц | Мэл Штарк (англ. Mel S. Stark) и пользователь TRON[70] | — |
17 | 10 апреля 2012 года | PSR J1900+0439 | 3,20 Гц | пользователи Robert D Burbeck и Harald Buchholz[71] | — |
18 | 16 апреля 2012 года | PSR J1953+24 | 5,17 Гц | пользователи Andrew Fullford и Pavlo Ovchinnikov[72] | — |
19 | 19 июля 2012 года | PSR J1908+0831 | 1,95 Гц | пользователи Josef Hahn и Charles Robert Adams II[73] | — |
20 | 8 августа 2012 года | PSR J1903+06 | 1,26 Гц | пользователи Paul Frei и Jyrki Ojala[74] | — |
21 | 8 августа 2012 года | PSR J1912+09 | 3,09 Гц | пользователи Matthias Pfister и Ryan D. Morton[75] | — |
17 августа 2011 года запущен проект Albert@Home[76], целью которого является тестирование новых версий расчетных приложений для проекта Einstein@home. 23 декабря 2011 года в проекте появились первые расчетные задания.
Открыты 15 радиопульсаров:
Открыты 30 радиопульсаров:
Обсуждение проекта в форумах:
Детекторы гравитационных волн и гравитационные телескопы | |
---|---|
Наземные интерферометрические (функционирующие) |
CLIO • LIGO • GEO 600 • VIRGO • TAMA 300 • Дулкын |
Наземные гравитационные антенны (функционирующие) |
MiniGRAIL • ALLEGRO • AURIGA • EXPLORER • NAUTILUS |
Наземные интерферометрические (планируемые) |
AIGO • LCGT |
Космические (планируемые) |
LISA • BBO |
Анализ данных | Einstein@Home |
Albert@Home.