Einstein@Home

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 координируется Университетом Висконсина-Милуоки (Милуоки, США) и Институтом гравитационной физики им. Макса Планка (Ганновер, Германия). С целью проверки гипотезы проводится составление атласа гравитационных волн, излучаемых различными источниками, включающими быстро вращающиеся неосесимметричныме нейтронные звезды (пульсары). Данные для анализа поступают с Лазерно-интерферометрической гравитационно-волновой обсерватории (LIGO) и GEO600.

Также с марта 2009 года часть вычислительной мощности проекта используется для анализа данных, полученных с радиотелескопов Обсерватории Аресибо (Пуэрто-Рико) и радиотелескопа обсерватории Паркс (Австралия), на предмет поиска радиопульсаров в двойных звездных системах. При обработке данных было открыто несколько десятков пульсаров.

Вычисления в рамках проекта стартовали на платформе BOINC в ноябре 2004 года. 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). 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.

Стратегия поиска

Скриншот программы во время расчета. Белые точки — основные звезды звездного неба, входящие в состав созвездий; фиолетовые точки — известные радио-пульсары; темно-красные точки — остатки сверхновых; оранжевый прицел — исследуемая область неба; красные, зеленые, синие и серые отрезки — гравитационные детекторы

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

Предполагается, что в силу остаточной деформации коры нейтронных звёзд, они не совсем симметричны, и на их поверхности расположены "горы" и "долины". Вращающаяся вместе с нейтронной звездой гора будет служить источниками гравитационного излучения. Это излучение принимается детектором гравитационных волн. Однако обнаружение гравитационной волны затруднено по той причине, что шумы детектора существенно превышают интересующий ученых сигнал. Шум детектора является следствием тепловых колебаний атомов в зеркалах, квантовой природы света, сейсмических движений земной коры или резонансных колебаний нитей, на которых подвешена оптика.

Основной задачей расчетов является выделение полезного сигнала (интерференционной картины) из шума. 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 $\chi^2$ с четырьмя степенями свободы, а его параметр нецентрированности (англ.) пропорционален квадрату амплитуды гравитационной волны). Выбранные претенденты отвечают неравенству $2F > 25$ (при использовании преобразования Хафа требования к кандидатам могут быть ослаблены до $2F > 5,2$). 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, 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).

Подобным образом могут быть проанализированы не только данные гравитационных детекторов, но и наблюдения в радио-, рентгеновском и гамма-диапазоне с обнаружением пульсаров соответствующих типов.

Анализ данных гравитационных детекторов

Эксперимент S3 (завершен)

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. 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.

Эксперимент S4 (завершен)

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.

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). Фекете улучшил официальную версию приложения с использованием векторных расширений SSE, 3DNow! и SSE3 системы команд процессора, что привело к увеличению производительности проекта до 800 %. Позже он был приглашен для участия в разработке нового приложения S5. 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.

Эксперименты S5Rn (завершен)

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).

Вторая порция данных эксперимента S5^{[когда?]} (S5R3) также несколько повышает чувствительность. 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 $\varepsilon=10^{-4}$.

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

Эксперименты S5GC1 и S5GC1HF (завершены)

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. 26 ноября 2010 года было объявлено о расширении анализируемого частотного диапазона от 1200 до 1500 Гц (S5GC1HF).

Эксперименты S6Bucket, S6LV1 и S6BucketLVE (активны)

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") . 14 января 2013 года запущен эксперимент S6BucketLVE.

Анализ данных радио- и гамма-телескопов

Эксперименты ABPx (завершены)

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.

Эксперимент BRP3 (завершен)

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). 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. В ходе анализа были открыты 23 новых радипульсара и переоткрыты более 100 известных, включая 8 миллисекундных пульсаров.

Эксперименты FGRP1 и FGRP2 (активны)

1 июня 2011 года было объявлено о запуске нового расчетного модуля (FGRP1) для анализа данных с телескопа GLAST, работающего в гамма-диапазоне. В конце 2012 года появились первые расчетные задания для эксперимента FGRP2.

Эксперимент BRP4 (активен)

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. При обработке заданий возможно использование технологии CUDA. В настоящее время в ходе обработки данных эксперимента открыт 21 и переоткрыты несколько десятков уже известных радиопульсаров.

Проект Albert@Home

17 августа 2011 года запущен проект Albert@Home, целью которого является тестирование новых версий расчетных приложений для проекта Einstein@home. 23 декабря 2011 года в проекте появились первые расчетные задания.

Научные достижения

Динамика открытия радиопульсаров в рамках проекта Einstein@home

Обнаружено несколько десятков радиопульсаров, в частности пульсары PSR J2007+2722 и PSR J1952+2630. Все они обнаружены посредством анализа их радиоизлучения. Гравитационные волны по-прежнему детектировать не удаётся.

Ссылки

• Основной сайт проекта  (англ.)
• О проекте Einstein@Home на русском  (рус.)
• Итоги обработки данных LIGO S3 в проекте Einstein@Home  (рус.)
• Все Российские команды  (англ.)
• Allen, Bruce Einstein@Home S3 Analysis Summary  (англ.). LIGO Scientific Collaboration (2005). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011. Проверено 8 августа 2009.
• Richard Harth Einstein@Home Scours the Heavens for Gravity Waves  (англ.). APS Physics (2008). Архивировано из первоисточника 24 августа 2011.
• Arecibo Palfa Survey and Einstein@Home: Binary Pulsar Discovery by Volunteer Computing (2011)
• Анимированное изображение работы детектора гравитационных волн
• Использование метода Line Veto при поиске непрерывных гравитационных волн с использованием нескольких детекторов  (англ.)
• B. Allen et al. The Einstein@Home search for radio pulsars and PSR J2007+2722 discovery // arΧiv:1303.0028  (англ.)
• B. Knispel et al. Einstein@Home Discovery of 24 Pulsars in the Parkes Multi-beam Pulsar Survey // arΧiv:1302.0467  (англ.)

Обсуждение проекта в форумах:

• boinc.ru
• distributed.ru
• distributed.org.ua
• astronomy.ru

См. также

• Добровольные вычисления
• BOINC
• Гравитационные волны
• Гравитационные телескопы
• Пульсары