Денят започна с избор между симпозиум за изкуствен интелект и друг за WST – това е проекта за 10-12-м телескоп за спектроскопски обзори, за който писах по-рано. Избрах ИИ.
Още първият доклад подкрепя моето убеждение, за което писах вчера, че т.н. unsupervised models са пътя напред. Лекторът говори за ИИ средства абстрактно, със също толкова абстрактни примери. Стана дума и за използването на LLM за нещо, което традиционно се нарича denoising.
Вторият доклад беше за използване на ИИ в мониторинга на обекти – това са проекти като ZTF, Rubin и споменатият вече Roman, които получават поредица от много наблюдения на един и същ обект. Огромните количества данни са проблем за класическия подход и именно тук идват ИИ средствата, които са в състояние да класифицират кривите на блясъка на отделните обекти и да идентифицират дали става нещо интересно, което има нужда примерно от допълнителни спектроскопски наблюдения. Те са създали софтуер, наречен AMPEL, който е нещо като брокер за alerts. Те имат нещо, което бих нарекъл класификационни модели, които примерно разпознават и фитират примерно свръхнови – този модул се казва NoiZTF. Има вече няколко подобни средства за изследване на кривите на блясъка, генерирани от ZTF и Rubin.
Третият доклад беше на колега от ESA за разпознаване на аномалии в големите обзори. Това, което от алгоритмична гледна точка се нарича аномалия, често е ценно за астрономите, защото са рядко срещани обекти като гравитационни лещи, например. Те са тренирали модела на целия Хъбълов архив. Обработката на 100 милиона изображения отнела 2д15ч и са намерили много редки обекти, които не са каталогизирани. Използвали са софтуера за търсене на т.н. галактики-медузи в архива на EUCLID и за други проекти. AnomalyMatch 2.0 е достъпно на github, а статията с описанието – тук: https://scixplorer.org/abs/2025A%26A...704A.227O/abstract Кодът им е оптимизиран за скорост и за използване на памет, и работи с ограничени ресурси, т.е. не се нуждае от мощен изчислителен клъстер.
Предпоследният доклад беше изнесен дистанционно и беше посветен на astrocook v2 – езиков модел (да, именно LLM) за анализ на спектри на квазари. Също е достъпен свободно:
https://das-oats.github.io/astrocook/ Труднот с анализа на спектрите на квазарите е, че те могат да имат линии на поглъщане от галактики между наблюдателя и квазара, и че тези линии могат да имат различни дължини на вълните, различни интензивности, да бъдат предизвикани от различни химични елементи и в различни пропорции. Авторите са разработили много приятен графичен интерфейс. Използвали са го върху квазари, наблюдавани с ESPRESSO на VLT и той показа резултати. Те планират да развият модела до състояние ползвателят да говори с него и ИИ да прави анализа, както е инструктиран.
Последният доклад беше за използване на ИИ средства в научните архиви на ESA. ИИ може да помогне, особено когато данните са много хетерогенни и традиционното търсене става проблематично. Новите средства са интегрирани в ESAsky, която е средство за визуализиране на данните в архива. Също като нашия архив в ЕСО и те предлагат питонски ноутбуци за различни цели. Предлагат и облак, в който може да се оперират данните без да се налага да се свалят на компютъра на ползвателя. От гледна точка на потребителя тези средства са много удобни, да не говорим, че правят анализа по-лесен и повторяем, защото „ръчните“ манипулации намаляват до минимум.
За пленарната сесия закъснях, защото говорих с един потенциален колаборатор, но се включих точно когато говореха за откриването на втора планета Проксима, с ESPRESSO. Но това е по-стар резултат, главното в доклада беше как са обработвани данните. С този инструмент и с тоя метод може да се регистрира сигнал от 40 см/сек, в рамките на години. И по-добра точност може да бъде постигната, но в рамките на примерно една нощ, изпълнена с наблюдения на една и съща звезда. Техният Байесов метод премахва систематични ефекти, които се появяват при традиционни а метод, при който скоростите се измерва с темплейти. Те а направили своя анализ на целия архив от наблюдения с ESPRESSO и са открили, че изкуствени нефизически ефекти има, когато отношението сигнал/шум е ниско. Те са избрали една особено „спокойна“ звезда с неактивна атмосфера – Тау Цети (HD10700), която е наблюдавана много пъти, и са изследвали нейното поведение. Едно възможно обяснение е наличие на фиксирана структура в детектора, която не е напълно премахната от корекцията с плоско поле. Нещо повече, различната дискретизация на спектрите на обекта и на темплейта започват да имат значение, особено в ядрото на линията, където тя е най-дълбока и където в особенно тесен участък от спектъра се съдържа особено много от информацията за радиалната скорост. Този ефект – на различната интерполация – поставя минималната греша до минимум 20 см/сек. Продукт на тази работа и s-BART – средство за измерване на радиалните скорости: https://arxiv.org/abs/2205.00067
Лекторът, както и следващите, са току що завършили докторанти, които са наградени за научни постижения. Следващият например говори за материали, които се използват в гравитационните детектори. Той е по-скоро специалист по физика на твърдото тяло, отколкото астроном.
Пленарната сесия продължи с наградите на списание Astronomy & Astrophysics за статии от аспиранти и от млади учени. Освен наградите, те организират и „писателски“ курсове – за писане на научни текстове. Следващата школа ще бъде а Армения.
Предпоследната сесия за мен беше втората от симпозиума за WST. На първата имаше предимно обзорни доклади за самия проект, които съм слушал и преди, макар и с малки вариации. Втората сесия обаче беше за наука и с бъдещия телескоп. Откри го една дама, която говори с много ентусиазъм за това как параметрите на звездите определят параметрите на планетните системи. В някаква степен това е известно от 20-ина години – много по-голяма е вероятността да има планети около звезди с висока металичност, отколкото около звезди с ниска металичност. После стана ясно, че звездите с по-ниска металичност също образуват планети, но по-малко, отколкото звездите с голяма металичност. WST ще направи една не малка революция в тези изследвания, защото Роман и другите фотометрични инструменти ще открият много нови планети, а WST ще позволи да се определи добре химичния състав на централните звездите (а за по-масивните планети – и да се определят масите на самите планети).
Вторият доклад беше за звездните населения, които може да с е разделят на отделни звезди. Това включва Млечния път и по-близките галактики като Магелановите облаци, М31 и М33, а също и няколко по-малко галактики. И техните звездни купове, разбира се. Главният инструмент тук не са оптичните влакна а интегралният спектрограф. Това е свързано с възможността при него да се използват техники като при анализа на изображения на полета с много гъсто разположени звезди – като всяка звезда, се моделира с т.н. point spread function (която описва формата на звездните изображения и се скалира за всяка отделна звезда) със съответните тегла, пропорционални на потока във всяка тока на звездното изображение. Има софтуер, даже няколко разработени независимо от различни екипи. Лекторът даде пример за вида анализ, който иска да прави с WST, но направен с вече съществуващи инструменти от тоя тип. В момента главен такъв инструмент е MUSE, с поле на зрение 1х1 ъглова минута, а WST се предвижда да покрива 3х3 ъглови минути. Освен това се предвижда да се ползват положенията на звездите, определени от космическия телескоп EUCLID.
Следващият доклад беше продължение на темата – спектроскопия на близки галактики джуджета, в които се разделят отделните звезди. За тези галактики големият въпрос е дали имат и колко тъмна материя (която да задържа заедно звездите в тях заедно). Количеството тъмна материя се измерва непряко, по нейната гравитация, което пък пък става с измерване на радиалните им скорости, със спектроскопия. И тук, разбора се, на WST предстои да играе голяма роля, защото заради размера и мултиплексността си, този телескоп ще може да измери полето на скоростите в тези галактики. Разбира се, ще бъдат получени и параметрите на звездите, но по-важното е, че ще може да бъдат изследвани слаби и далечни галактики джуджета, за които в момента има спектри на по десетина звезди от всяка галактика. В редки случаи има по няколко стотин, до хиляда. А по-големите галактики като IC 1316 пък е трудно да бъдат покрити цялостно със съществуващите инструменти и тук заради голямото си поле WST също ще промени състоянието на нещата.
Четвъртият доклад бе за „сътрудничеството“ между WST и Айнщайн – така ще се казва бъдещият европейски гравитационен детектор, който също както WST, предстои да направи революция в своята област. Ще е подземен и криогенен, все още е в процес на проектиране, дори не на строеж. Още не се знае дали ще е триъгълен или Г-образен, нито дори къде ще бъде. Тези неща предстои да бъдат решени след няколко години, а началото на наблюденията се очаква през 2040-те. Главната новост е, че в сравнение със съществуващите гравитационни телескопи, този ще е чувствителен към по-ниски честоти, което ще го направи чувствителен към далечни двойни черни дупки, на висок редшифт, включително и черни дупки, породени от първото поколение звезди във Вселената. В момента те се занимават с фундаментални въпроси – как да използват въртенето на Земята за да локализират източника на гравитационните вълни, коя конструкция е по-рискована и т.н. Има и американски проект, който обаче не рискува да се опитва да постигне чувствителност към ниските честоти. А локализацията и за двата проекта се очаква да е с точност десетина градуса. Лекторката говори и за емисия килонови, за симулациите, които те са правили, така че да могат да постигнат едновременна детекция с Айнщайн и Рубин. Симулациите, разбира се, зависят от много параметри, но дори в най-песимистичните случаи от различните класове обекти се очаква да се регистрират годишно поне 10-100 обекта.
Последва още един доклад от същата група за спектроскопско изследване на асоциираното електромагнитно излъчване от гравитационните тригери. Те предвиждат да включат и космическа високо енегийна обсерватория за по-точно определяне къде се намира източника на гравитационното излъчване. Този спътник ще наблюдава практически веднага след тригера от Айнщайн, а WST ще наблюдава едва след това, в рамките на 12-24 часа. Но каквото стана ясно от последвалата дискусия, може WST да наблюдава галактиките в областта на гравитационната вълна просто избирайки ги по каталог.
Последният доклад бе за това как гравитационната астрономия може да помогне да се изследва космологията.
Най-накрая слушах половин сесия от симпозиум за акреционната история на Млечния път. Вече стана дума, че галактиките растат като се сливат, или като по-големите поглъщат по-малките. Това е наблюдателен факт, даже в момента нашата галактика поглъща една доста голяма галактика – тя се вижда на небето като поток (stream) в съзвездието Стрелец. Сесията започна с полутеоретичен доклад за за сглобяването на галактиките. Лекторът, руснак от Кеймбридж, (но не от кембриджката петорка) показа една красива спирална галактика и каза, че това е реконструкция на Млечния път от бъдещи резултати на Гая. Един о публиката се пошегува, че данните са от 2050, а аз го поправих, че 2070 е по-вероятно. Сериозно, сглобяването на една галактика може да се проследи и най-добрият начин да се датират отделните сливания се използват възрастите на сферичните купове. По този начин сме научили, че нашата галактика рано е получила голям въртящ момент и се е завъртяла – на възраст около 1 милиард години. Впрочем, моделите на Вселената показват, че това се случва с почти половината галактики. Гая (заради кинематиката и разстоянията) и големите спекроскопски обзори (заради лъчевите скорости и химичния състав) са наблюдателната основа на подобни изследвания.
Вторият доклад бе за звездите от Млечния път с най-ниска металичност. Става дума за звезди, които са между сто и хиляда пъти по-бедни на метали от Слънцето. Тези звезди се срещат рядко и са стари. Намират се трудно – обикновено първо се прави селекция с фотометрични методи, примерно с тясно ивичен филър, центриран на две сравнително силни метални линии на Калция. Друг начин да се търсят е в спектрите на Гая. Важно е да се намират подобни звезди из целия Млечен път, за да могат да се проследяват градиентите. Лекторката е направила точно това – разделила е халото на вътрешно и външно и вижда резултата от по-силното звездообразуване във вътрешната част на Млечния път. Това – на базата на обзор със телескопа CFHT, който дата фотометрични металичности. Тя има и спектроскопски металичности, но голямото изследване предстои с 4MOST и WST. Един интересен въпрос са вариациите на отношението между количествата на различните химични елементи, но това изисква хомогенна извадка, каквато те нямат.

Има още един ден, но с това за мен конференцията приключи. Това бяха чудесни четири дни и мисля, че постигнах основните цели, които човек си поставя като отиде на конференция: да научи какво правят другите, да им покаже какво прави той самият, и да установи връзки, които могат да прераснат във взаимно изгодни сътрудничества.

Допълнение: Във влака узнах, че е имало регистрирани около 1500 участници присъствено и още около 400 онлайн.