Astronomie

Quelles sont les similitudes et les différences entre ALMA et FAST ?

Quelles sont les similitudes et les différences entre ALMA et FAST ?


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Quelles sont les similitudes et les différences entre ALMA (Atacama Large Millimeter Array) et FAST (télescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres) ?

Que peuvent-ils voir, quelle est leur résolution ? Comment se comparent-ils ?


C'est une question assez vaste, car il y a beaucoup plus de différences que de similitudes entre les deux. Cette réponse se concentrera sur la première partie de la question et portera sur les aspects techniques des deux télescopes.

  1. Notions de base : FAST est un télescope "classique" à ouverture pleine. Cela signifie qu'il se compose d'une seule grande parabole qui concentre les ondes radio entrantes sur un seul récepteur (c'est simplifié). En revanche, ALMA est un interféromètre : de nombreuses (> 60) paraboles focalisent chacune le rayonnement entrant sur leur propre récepteur. Les positions relatives des télescopes individuels sont connues avec une grande précision, et l'amplitude et la phase du rayonnement entrant sont mesurées, ce qui permet aux astronomes de combiner plusieurs ou tous les télescopes pour une seule observation. La résolution maximale atteignable n'est alors pas déterminée par le diamètre d'un télescope mais par la distance entre ceux qui sont les plus éloignés. (Encore une fois, cela est grandement simplifié ; l'interférométrie est compliquée.) En principe, FAST pourrait également faire partie d'un énorme interféromètre appelé VLBA.
  2. Longueur d'onde : FAST est un radiotélescope "classique", observant dans la gamme de longueur d'onde centimétrique à mètre. ALMA est un télescope sub-mm fonctionnant à des longueurs d'onde plus petites de 0,3 mm à environ 1 cm.
  3. Résolution : puisque la résolution est $ propto lambda / d$, avec $lambda$ la longueur d'onde et $d$ le diamètre du télescope, ALMA a une résolution beaucoup plus élevée - plus petite $lambda$ et plus grande $d$. La résolution des ALMA est donnée en 10 millisecondes d'arc, tandis que dans le cas idéal, les FASTs sont de 1,22 $ cdot 0,1 / 500 cdot( 180 / pi cdot 3600) = 50 $ secondes d'arc à une longueur d'onde de 10 cm. À titre de comparaison, selon wikipedia, l'œil humain non assisté a une résolution d'environ 60 secondes d'arc.
  4. Sensibilité:
    1. Transmission atmosphérique : FAST observe dans un régime de longueur d'onde dans lequel notre atmosphère est assez transparente. En revanche, les paraboles ALMA sont situées dans l'un des déserts les plus secs du monde à plus de 5000 m d'altitude, afin de minimiser les effets de la vapeur d'eau dans l'atmosphère.
    2. Zone de collecte : FAST a une zone de collecte beaucoup plus grande. De plus (je ne suis pas sûr sur ce point, veuillez corriger cela si je me trompe) vous perdez un peu de sensibilité lors de l'interférométrie par rapport à la simple mise en commun des zones de collecte des télescopes uniques dans ALMA.
  5. Fonction Point Spread : La PSF d'un seul télescope, même un radiotélescope, est beaucoup plus simple que celle d'un interféromètre. Ainsi, l'analyse des données requise pour transformer les observations en image devrait être beaucoup plus simple pour FAST.

Il existe quelques différences dans la précision de surface requise (les imperfections à l'échelle significativement plus petites que la longueur d'onde observée n'ont pas d'importance) et la composition de la surface - les plats ALMA sont en métal solide, tandis que le plat FAST est perforé. Cela fonctionne car tant que les trous sont plus petits que la longueur d'onde, les ondes radio entrantes le voient comme solide.

Les récepteurs utilisés pour convertir les photons entrants en électricité pour les deux télescopes fonctionnent sur les mêmes principes. Pratiquement, c'est beaucoup plus difficile pour ALMA en raison des hautes fréquences à la limite du spectre infrarouge lointain. Les longueurs d'onde les plus courtes d'ALMA sont juste un peu trop longues pour que les récepteurs utilisés dans les télescopes infrarouges ou optiques fonctionnent, et presque trop courtes pour que les récepteurs radio normaux fonctionnent.


Des cartographes cosmiques cartographient l'Univers voisin, révélant la diversité des galaxies formant des étoiles

IMAGE: À l'aide de l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), les scientifiques ont effectué un recensement de près de 100 galaxies dans l'Univers voisin. Ce recensement leur a permis de caractériser les diverses apparences et comportements. Voir plus

Crédit : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/S. Dagnello (NRAO)

Une équipe d'astronomes utilisant l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) a réalisé le premier recensement des nuages ​​moléculaires dans l'Univers voisin, révélant que contrairement à l'opinion scientifique précédente, ces pépinières stellaires n'ont pas toutes la même apparence et n'agissent pas de la même manière. En fait, ils sont aussi divers que les personnes, les maisons, les quartiers et les régions qui composent notre propre monde.

Les étoiles sont formées de nuages ​​de poussière et de gaz appelés nuages ​​moléculaires ou pépinières stellaires. Chaque pépinière stellaire de l'Univers peut former des milliers, voire des dizaines de milliers de nouvelles étoiles au cours de sa vie. Entre 2013 et 2019, les astronomes du projet PHANGS--Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS-- ont mené la première étude systématique de 100 000 pépinières stellaires dans 90 galaxies de l'Univers voisin pour mieux comprendre comment elles se connectent à leur galaxies mères.

"Nous avions l'habitude de penser que toutes les pépinières stellaires de chaque galaxie doivent se ressembler plus ou moins, mais cette enquête a révélé que ce n'est pas le cas, et les pépinières stellaires changent d'un endroit à l'autre", a déclaré Adam Leroy, professeur agrégé d'astronomie. à l'Ohio State University (OSU), et auteur principal de l'article présentant l'enquête PHANGS ALMA. "C'est la première fois que nous prenons des images à ondes millimétriques de nombreuses galaxies proches qui ont la même netteté et la même qualité que les images optiques. Et tandis que les images optiques nous montrent la lumière des étoiles, ces nouvelles images révolutionnaires nous montrent le nuages ​​qui forment ces étoiles."

Les scientifiques ont comparé ces changements à la façon dont les gens, les maisons, les quartiers et les villes présentent des caractéristiques similaires mais changent d'une région à l'autre et d'un pays à l'autre.

"Pour comprendre comment les étoiles se forment, nous devons relier la naissance d'une seule étoile à sa place dans l'Univers. C'est comme relier une personne à sa maison, son quartier, sa ville et sa région. Si une galaxie représente une ville, alors la quartier est le bras spiral, la maison l'unité de formation d'étoiles et les galaxies voisines sont des villes voisines de la région », a déclaré Eva Schinnerer, astronome à l'Institut Max Planck d'astronomie (MPIA) et chercheur principal de la collaboration PHANGS « Ces les observations nous ont appris que le "voisinage" a des effets faibles mais prononcés sur l'endroit et le nombre d'étoiles nées."

Pour mieux comprendre la formation des étoiles dans différents types de galaxies, l'équipe a observé des similitudes et des différences dans les propriétés des gaz moléculaires et les processus de formation des étoiles des disques de galaxies, des barres stellaires, des bras spiraux et des centres des galaxies. Ils ont confirmé que l'emplacement, ou le voisinage, joue un rôle essentiel dans la formation des étoiles.

"En cartographiant différents types de galaxies et la gamme diversifiée d'environnements qui existent au sein des galaxies, nous traçons toute la gamme des conditions dans lesquelles les nuages ​​de gaz formant des étoiles vivent dans l'Univers actuel. Cela nous permet de mesurer l'impact qui de nombreuses variables différentes ont sur la façon dont la formation des étoiles se produit », a déclaré Guillermo Blanc, astronome à la Carnegie Institution for Science et co-auteur de l'article.

"La façon dont les étoiles se forment et comment leur galaxie affecte ce processus sont des aspects fondamentaux de l'astrophysique", a déclaré Joseph Pesce, responsable du programme de la National Science Foundation pour NRAO/ALMA. "Le projet PHANGS utilise la puissance d'observation exquise de l'observatoire ALMA et a fourni un aperçu remarquable de l'histoire de la formation des étoiles d'une manière nouvelle et différente."

Annie Hughes, astronome à L'Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), a ajouté que c'est la première fois que les scientifiques ont un aperçu de ce à quoi ressemblent réellement les nuages ​​stellaires à travers un si large éventail de galaxies différentes. « Nous avons découvert que les propriétés des nuages ​​stellaires dépendent de l'endroit où ils se trouvent : les nuages ​​dans les régions centrales denses des galaxies ont tendance à être plus massifs, plus denses et plus turbulents que les nuages ​​qui résident dans la périphérie tranquille d'une galaxie. Le cycle de vie des nuages ​​dépend également de leur environnement. La vitesse à laquelle un nuage forme des étoiles et le processus qui finit par détruire le nuage semblent tous deux dépendre de l'endroit où le nuage vit.

Ce n'est pas la première fois que des pépinières stellaires sont observées dans d'autres galaxies à l'aide d'ALMA, mais presque toutes les études précédentes se sont concentrées sur des galaxies individuelles ou une partie d'une galaxie. Sur une période de cinq ans, PHANGS a rassemblé une vue complète de la population de galaxies à proximité. "Le projet PHANGS est une nouvelle forme de cartographie cosmique qui nous permet de voir la diversité des galaxies sous un nouveau jour, littéralement. Nous voyons enfin la diversité du gaz stellaire à travers de nombreuses galaxies et sommes capables de comprendre comment ils changent au fil du temps. Il était impossible de faire ces cartes détaillées avant ALMA », a déclaré Erik Rosolowsky, professeur agrégé de physique à l'Université de l'Alberta et co-auteur de la recherche. "Ce nouvel atlas contient 90 des meilleures cartes jamais réalisées qui révèlent où la prochaine génération d'étoiles va se former."

Pour l'équipe, le nouvel atlas ne signifie pas la fin de la route. Bien que l'enquête ait répondu à des questions sur quoi et où, elle en a soulevé d'autres. "C'est la première fois que nous avons une vision claire de la population de pépinières stellaires dans tout l'Univers voisin. En ce sens, c'est un grand pas vers la compréhension d'où nous venons", a déclaré Leroy. "Alors que nous savons maintenant que les pépinières stellaires varient d'un endroit à l'autre, nous ne savons toujours pas pourquoi ni comment ces variations affectent les étoiles et les planètes formées. Ce sont des questions auxquelles nous espérons répondre dans un proche avenir."

Dix articles détaillant les résultats de l'enquête PHANGS sont présentés cette semaine lors de la 238e réunion de l'American Astronomical Society.

PHANGS-ALMA : seconde d'arc CO(2-1) Imagerie des galaxies en formation d'étoiles à proximité, Leroy et al. ApJS accepté, aperçu [https:/ / arxiv. org/abs/ 2104. 07739]

L'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), une installation internationale d'astronomie, est un partenariat de l'Organisation européenne pour la recherche astronomique dans l'hémisphère sud (ESO), la National Science Foundation (NSF) des États-Unis et les National Institutes of Natural Sciences ( NINS) du Japon en coopération avec la République du Chili. ALMA est financé par l'ESO au nom de ses États membres, par la NSF en coopération avec le Conseil national de recherches du Canada (NRC) et le ministère de la Science et de la Technologie (MOST) et par le NINS en coopération avec l'Academia Sinica (AS) à Taïwan. et l'Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales (KASI).

La construction et les opérations d'ALMA sont dirigées par l'ESO au nom de ses États membres par l'Observatoire national de radioastronomie (NRAO), géré par Associated Universities, Inc. (AUI), au nom de l'Amérique du Nord et par l'Observatoire national d'astronomie du Japon (NAOJ ) au nom de l'Asie de l'Est. L'Observatoire conjoint ALMA (JAO) assure la direction et la gestion unifiées de la construction, de la mise en service et de l'exploitation d'ALMA.

Contact médias :

Amy C. Oliver
Responsable de l'information publique, ALMA
Responsable de l'information publique et des nouvelles, NRAO
+1 434 242 9584
[email protected]

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Contenu

Le télescope a été proposé pour la première fois en 1994. Le projet a été approuvé par la Commission nationale pour le développement et la réforme (NDRC) en juillet 2007. [15] Un village de 65 personnes a été déplacé de la vallée pour faire de la place au télescope [16] et un 9 110 personnes supplémentaires vivant dans un rayon de 5 km du télescope ont été relocalisées pour créer une zone radio-silencieuse. [16] Le gouvernement chinois a dépensé environ 269 millions de dollars en fonds de lutte contre la pauvreté et en prêts bancaires pour la réinstallation des résidents locaux, tandis que la construction du télescope lui-même a coûté 180 millions de dollars. [17]

Le 26 décembre 2008, une cérémonie de pose des fondations a eu lieu sur le chantier. [18] La construction a commencé en mars 2011, [19] [20] et le dernier panneau a été installé le matin du 3 juillet 2016. [16] [20] [21] [22]

Initialement budgétisé pour CN¥700 millions, [3] : 49 [19] le coût final était CN¥1.2 milliard (US$180 millions). [16] [23] Les difficultés significatives rencontrées étaient l'emplacement éloigné du site et l'accès routier médiocre et la nécessité d'ajouter un blindage pour supprimer les interférences radioélectriques (RFI) des actionneurs de miroir primaires. [5] Il y a toujours des problèmes en cours avec le taux de défaillance des actionneurs de miroir primaire. [5]

Les tests et la mise en service ont commencé avec la première lumière le 25 septembre 2016. [24] Les premières observations sont effectuées sans le réflecteur primaire actif, le configurant dans une forme fixe et utilisant la rotation de la Terre pour balayer le ciel. [5] La science précoce ultérieure a eu lieu principalement dans des fréquences plus basses [25] tandis que la surface active est amenée à sa précision de conception [26] les longueurs d'onde plus longues sont moins sensibles aux erreurs dans la forme du réflecteur. Il a fallu trois ans pour calibrer les différents instruments afin qu'il puisse devenir pleinement opérationnel. [24]

Les efforts du gouvernement local pour développer une industrie touristique autour du télescope suscitent une certaine inquiétude chez les astronomes inquiets du fait que les téléphones portables à proximité agissent comme sources de RFI. [27] Une projection de 10 millions de touristes en 2017 obligera les responsables à se prononcer sur la mission scientifique par rapport aux bénéfices économiques du tourisme. [28]

Le principal moteur du projet [5] était Nan Rendong, chercheur à l'Observatoire national d'astronomie de Chine, qui fait partie de l'Académie chinoise des sciences. Il a occupé les postes de scientifique en chef [22] et d'ingénieur en chef [5] du projet. Il est décédé le 15 septembre 2017 à Boston des suites d'un cancer du poumon. [29]

FAST a une surface réfléchissante de 500 mètres de diamètre située dans un gouffre naturel dans le paysage rocheux karstique), concentrant les ondes radio sur une antenne de réception dans une "cabine d'alimentation" suspendue à 140 m (460 pieds) au-dessus de celle-ci. Le réflecteur est constitué de panneaux d'aluminium perforés soutenus par un treillis de câbles d'acier suspendus au rebord.

La surface de FAST est constituée de 4450 [16] panneaux triangulaires de 11 m (36 pi) de côté [30] en forme de dôme géodésique. 2225 treuils situés en dessous [5] en font une surface active, tirant sur les joints entre les panneaux, déformant le support de câble en acier flexible en une antenne parabolique alignée avec la direction du ciel souhaitée. [31]

Au-dessus du réflecteur se trouve une cabine d'alimentation légère déplacée par un robot à câble utilisant des servomécanismes de treuil sur six tours de support. [20] : 13 Les antennes de réception sont montées en dessous sur une plate-forme Stewart qui permet un contrôle de position précis et compense les perturbations telles que le mouvement du vent. [20] : 13 Cela produit une précision de pointage planifiée de 8 secondes d'arc. [6]

L'angle zénithal maximal est de 40 degrés lorsque l'ouverture éclairée effective est réduite à 200 m, alors qu'il est de 26,4 degrés lorsque l'ouverture éclairée effective est de 300 m sans perte. [32] [3] : 13

Bien que le diamètre du réflecteur soit de 500 mètres (1 600 pieds), seul un cercle de 300 m de diamètre est utilisé (tenu dans la forme parabolique correcte et « éclairé » par le récepteur) à un moment donné. [20] : 13 Le télescope peut être pointé vers différentes positions sur le ciel en éclairant une section de 300 mètres de l'ouverture de 500 mètres.

Sa gamme de fréquences de travail de 70 MHz à 3,0 GHz, [33] avec la limite supérieure fixée par la précision avec laquelle le primaire peut approximer une parabole. Elle pourrait être légèrement améliorée, mais la taille des segments triangulaires limite la longueur d'onde la plus courte pouvant être reçue. Le plan initial est de couvrir la gamme de fréquences avec 9 récepteurs. Pendant la phase de construction, un récepteur ultra large bande de mise en service couvrant 260 MHz à 1620 MHz a été proposé et construit. qui a produit la première découverte de pulsar de FAST. [34] À l'heure actuelle, seul le FAST L-band Receiver-array de 19 faisceaux (FLAN [7] ) est installé et est opérationnel entre 1,05 GHz et 1,45 GHz.

Le système d'archives de nouvelle génération (NGAS), développé par le Centre international de recherche en radioastronomie (ICRAR) à Perth, en Australie, et l'Observatoire européen austral stockera et conservera la grande quantité de données qu'il collecte. [35]

Une zone de 5 kilomètres à proximité du télescope interdit aux touristes d'utiliser les téléphones portables et autres appareils émettant des radios [36]

Le site Web FAST répertorie les objectifs scientifiques suivants du radiotélescope : [37]

  1. Observations d'enquête sur l'hydrogène neutre à grande échelle
  2. Leader du réseau international d'interférométrie à très longue base (VLBI)
  3. Détection de molécules interstellaires
  4. Détection des signaux de communication interstellaire (Recherche d'intelligence extraterrestre) [38]

Le télescope FAST a rejoint le projet Breakthrough Listen SETI en octobre 2016 pour rechercher des communications extraterrestres intelligentes dans l'Univers. [39]

de la Chine Temps mondial a annoncé que son télescope FAST de 500 mètres (1600 pieds) sera ouvert à la communauté scientifique mondiale à partir d'avril 2021 (date à laquelle les candidatures seront examinées) et entrera en vigueur en août 2021. Les scientifiques étrangers pourront soumettre des candidatures au Observatoires astronomiques nationaux en ligne. [40] [41]

La conception de base de FAST est similaire à l'ancien télescope d'Arecibo. Les deux conceptions avaient des réflecteurs installés dans des creux naturels dans le calcaire karstique, constitués de panneaux d'aluminium perforés avec un récepteur mobile suspendu au-dessus et les deux ont une ouverture effective inférieure à la taille physique du primaire. Il existe cependant des différences importantes en plus de la taille. [31] [42] [43]

Tout d'abord, le plat d'Arecibo a été fixé dans une forme sphérique. Bien qu'il ait également été suspendu à des câbles d'acier avec des supports en dessous pour affiner la forme, ils étaient actionnés manuellement et ajustés uniquement pendant la maintenance. [31] Il avait une forme sphérique fixe avec deux réflecteurs suspendus supplémentaires dans une configuration grégorienne pour corriger l'aberration sphérique. [44]

Deuxièmement, la plate-forme de réception d'Arecibo a été fixée en place. Pour supporter le poids plus important des réflecteurs supplémentaires, les câbles de support primaires étaient statiques, la seule partie motorisée étant constituée de trois treuils de retenue qui compensaient la dilatation thermique. [31] : 3 Les antennes pouvaient se déplacer le long d'un bras rotatif sous la plate-forme, pour permettre un réglage limité de l'azimut. [31] : 4 Cette plus petite plage de mouvement l'a limité à la visualisation d'objets à moins de 19,7° du zénith. [45]

Troisièmement, Arecibo pourrait recevoir des fréquences plus élevées. La taille finie des panneaux triangulaires constituant le réflecteur principal de FAST limite la précision avec laquelle il peut se rapprocher d'une parabole, et donc la longueur d'onde la plus courte qu'il peut focaliser. La conception plus rigide d'Arecibo lui a permis de maintenir une mise au point nette jusqu'à une longueur d'onde de 3 cm (10 GHz) FAST est limité à 10 cm (3 GHz). Les améliorations du contrôle de position du secondaire pourraient être en mesure de pousser cela à 6 cm (5 GHz), mais le réflecteur principal devient alors une limite stricte.

Quatrièmement, la parabole FAST est nettement plus profonde, contribuant à un champ de vision plus large. Bien que 64 % plus grand en diamètre, le rayon de courbure de FAST est de 300 m (980 ft), [20] : 3 à peine plus grand que celui d'Arecibo 270 m (870 ft), [45] il forme donc un arc de 113° [20] : 4 (vs 70° pour Arecibo). Bien que la pleine ouverture d'Arecibo de 305 m (1 000 pieds) puisse être utilisée lors de l'observation d'objets au zénith, cela n'était possible qu'avec l'alimentation de ligne qui avait une plage de fréquences très étroite et n'était pas disponible en raison de dommages depuis 2017. [46] La plupart Les observations d'Arecibo ont utilisé les alimentations grégoriennes, où l'ouverture effective était d'environ 221 m (725 pi) au zénith [46] . [31] : 4

Cinquièmement, la plus grande plate-forme secondaire d'Arecibo abritait également plusieurs émetteurs, ce qui en fait l'un des deux seuls instruments au monde capables d'astronomie radar. [ citation requise ] Le système de radar planétaire financé par la NASA a permis à Arecibo d'étudier des objets solides de Mercure à Saturne et d'effectuer une détermination d'orbite très précise sur des objets proches de la Terre, en particulier des objets potentiellement dangereux. Arecibo a également inclus plusieurs radars financés par la NSF pour les études ionosphériques. Des émetteurs aussi puissants sont trop gros et lourds pour la petite cabine de réception de FAST, de sorte qu'il ne pourra pas participer à la défense planétaire bien qu'en principe il puisse servir de récepteur dans un système radar bistatique.

Il est apparu dans l'épisode "The Search for Intelligent Life on Earth" de la série télévisée Cosmos : les mondes possibles présenté par Neil deGrasse Tyson.


La recherche met en évidence les principales différences entre les cerveaux des primates humains et non humains

Une analyse comparative détaillée des cerveaux adultes d'humains, de chimpanzés et de macaques montre que toutes les régions du cerveau humain ont des signatures moléculaires très similaires à celles de nos parents primates, mais certaines régions contiennent des modèles d'activité génétique distinctement humains qui marquent l'évolution du cerveau et peuvent contribuer à nos capacités cognitives.

Sousa et al montrent que le cerveau humain n'est pas seulement une version plus grande du cerveau ancestral des primates, mais aussi une version remplie de différences distinctes et surprenantes. Crédit image : William H. Calvin / CC BY-SA 4.0.

« Nos cerveaux sont trois fois plus gros, ont beaucoup plus de cellules et donc plus de puissance de traitement que le chimpanzé ou le singe. Pourtant, il existe également de petites différences distinctes entre les espèces dans la façon dont les cellules individuelles fonctionnent et forment des connexions », a déclaré le co-auteur principal, le Dr Andre Sousa, chercheur postdoctoral à la Yale School of Medicine.

Pour identifier les différences entre les cerveaux des primates, le Dr Sousa et ses co-auteurs ont évalué des échantillons de tissus cérébraux de six humains, cinq chimpanzés et cinq macaques.

Ils ont généré des profils transcriptionnels de 247 échantillons de tissus au total, représentant plusieurs régions cérébrales différentes (hippocampe, amygdale, striatum, noyau médiodorsal du thalamus, cortex cérébelleux et néocortex).

"Nous avons trouvé des similitudes frappantes entre les espèces de primates d'expression génique dans 16 régions du cerveau, même dans le cortex préfrontal, siège de l'apprentissage d'ordre supérieur qui distingue le plus les humains des autres singes", ont déclaré les chercheurs.

"Cependant, notre étude a montré que la seule zone du cerveau avec l'expression génique la plus spécifique à l'homme est le striatum, une région le plus souvent associée au mouvement."

"Des différences distinctes ont également été trouvées dans les régions du cerveau, même dans le cervelet, l'une des régions du cerveau les plus anciennes sur le plan de l'évolution, et donc les plus susceptibles de partager des similitudes entre les espèces."

L'équipe a découvert qu'un gène, ZP2 (zone pellucide glycoprotéine 2), n'était actif que dans le cervelet humain - une surprise, car le même gène avait été lié à la sélection des spermatozoïdes par les ovules humains.

"Nous n'avons aucune idée de ce qu'il fait là-bas", a déclaré le co-auteur principal, le Dr Ying Zhu, également de la Yale School of Medicine.

Les auteurs se sont également concentrés sur un gène, TH (tyrosine hydroxylase), qui est impliqué dans la production de dopamine, un neurotransmetteur qui régule le comportement moteur, la motivation, le plaisir et l'excitation émotionnelle.

Ils ont découvert que le gène TH était fortement exprimé dans le néocortex et le striatum humains mais absent du néocortex des chimpanzés.

"L'expression néocorticale de ce gène a très probablement été perdue chez un ancêtre commun et est réapparue dans la lignée humaine", a déclaré le Dr Sousa.

L'équipe a également trouvé des niveaux plus élevés d'expression du gène MET, qui est lié au trouble du spectre autistique, dans le cortex préfrontal humain par rapport aux autres primates testés.


Similitudes et différences dans le médium

Un fluide de Navier–Stokes (comme l'air) est un milieu isotrope qui obéit à l'équation de Navier–Stokes pour le transport de quantité de mouvement

où ρ est la masse volumique du fluide, P est une pression isotrope, et ν est la viscosité cinématique. Dans ce milieu, la quantité de mouvement est transférée localement d'un élément de fluide aux éléments adjacents via le tenseur des contraintes et via ∇P. En transportant de l'élan sur de longues distances, un élément transfère son élan à un voisin, qui à son tour transporte son élan à son voisin, et ainsi de suite. Dans l'équation de Navier–Stokes, le transport de quantité de mouvement se produit à une vitesse du son ~P/ρ.

Un plasma magnétisé sans collision (comme le vent solaire) est anisotrope aux échelles globale et locale. Il est globalement anisotrope en ce que la structure magnétique du plasma peut se propager sans évolution dans la direction du vecteur champ magnétique moyen global (cf. Figure 7.1 de Parker, 1979 Borovsky JE, 2020a Nemecek et al., 2020), et il est anisotrope localement en ce que la nature des forces perpendiculaires et parallèles au vecteur champ magnétique local B diffère. Dans la description MHD des plasmas, le transport de quantité de mouvement est donné par

j est la densité de courant électrique dans le plasma. Dans la direction parallèle à B, les j × B terme de l'expression (2) disparaît, et la description MHD se réduit à l'équation de Navier–Stokes (expression 1). Un plasma sans collision a des propriétés de type fluide dans les directions perpendiculaires à B où le champ magnétique contraint les particules chargées du plasma à orbiter les lignes de champ magnétique ensemble (par exemple, Chew et al., 1956 Parker, 1957), mais dans la direction le long B, les particules du plasma se déplacent de manière balistique. Dans un plasma sans collision parallèle à B, la quantité de mouvement est transportée à la vitesse des particules individuelles (par exemple, les ions) et la quantité de mouvement n'est pas partagée avec les parcelles de plasma voisines. Des avertissements occasionnels sont apparus concernant l'utilisation de MHD pour décrire le vent solaire sans collision (par exemple, Lemaire et Scherer, 1973 Montgomery, 1992). Comme l'ont souligné Borovsky et Gary (2009), le plasma du vent solaire échoue aux tests de comportement des fluides dans le parallèle à-B direction. Trois exemples sont les suivants. (1) Le comportement des ions balistiques le long B observé lorsque le plasma du vent solaire et le plasma magnétosphérique sont magnétiquement joints par reconnexion de la ligne de champ (Paschmann, 1984 Thomsen et al., 1987) le comportement du fluide produirait un partage local de la quantité de mouvement et une séparation des deux plasmas reconnectés, plutôt que l'interpénétration à longue distance des populations d'ions qui est observée. (2) L'incapacité du plasma du vent solaire à former un choc d'étrave stationnaire lorsque l'angle normal du choc est parallèle au champ magnétique du vent solaire (Thomsen et al., 1990 Mann et al., 1994 Wilkinson, 2003 Lucek et al., 2004). (3) La dynamique strictement cinétique des particules le long B du vent solaire lorsqu'il remplit le sillage créé par le flux au-delà de la lune (Ogilvie et al., 1996 Farrell et al., 2002).

Cette différence est notée au point 1 du tableau 2.

Tableau 2. Un résumé des différences entre la turbulence Navier–Stokes dans la soufflerie et les fluctuations Alfvénic du vent solaire rapide.


Des cartographes cosmiques cartographient l'Univers voisin, révélant la diversité des galaxies formant des étoiles

Une équipe d'astronomes utilisant l'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) a réalisé le premier recensement des nuages ​​moléculaires dans l'Univers voisin, révélant que contrairement à l'opinion scientifique précédente, ces pépinières stellaires n'ont pas toutes la même apparence et n'agissent pas de la même manière. En fait, ils sont aussi divers que les personnes, les maisons, les quartiers et les régions qui composent notre propre monde.

Les étoiles sont formées de nuages ​​de poussière et de gaz appelés nuages ​​moléculaires ou pépinières stellaires. Chaque pépinière stellaire de l'Univers peut former des milliers, voire des dizaines de milliers de nouvelles étoiles au cours de sa vie. Entre 2013 et 2019, les astronomes du projet PHANGS– Physics at High Angular Resolution in Nearby GalaxieS– ont mené la première étude systématique de 100 000 pépinières stellaires dans 90 galaxies de l'Univers voisin pour mieux comprendre comment elles se connectent à leur galaxies mères.

"Auparavant, nous pensions que toutes les pépinières stellaires de chaque galaxie devaient se ressembler plus ou moins, mais cette enquête a révélé que ce n'est pas le cas et que les pépinières stellaires changent d'un endroit à l'autre", a déclaré Adam Leroy, associé Professeur d'astronomie à l'Ohio State University (OSU), et auteur principal de l'article présentant l'enquête PHANGS ALMA. C'est la première fois que nous prenons des images à ondes millimétriques de nombreuses galaxies proches qui ont la même netteté et la même qualité que les images optiques. Et tandis que les images optiques nous montrent la lumière des étoiles, ces nouvelles images révolutionnaires nous montrent les nuages ​​moléculaires qui forment ces étoiles.”

Les scientifiques ont comparé ces changements à la façon dont les gens, les maisons, les quartiers et les villes présentent des caractéristiques similaires mais changent d'une région à l'autre et d'un pays à l'autre.

“Pour comprendre comment se forment les étoiles, nous devons relier la naissance d'une seule étoile à sa place dans l'Univers. C'est comme relier une personne à son domicile, son quartier, sa ville et sa région. Si une galaxie représente une ville, alors le quartier est le bras spiral, la maison l'unité de formation d'étoiles, et les galaxies voisines sont les villes voisines de la région », a déclaré Eva Schinnerer, astronome à l'Institut Max Planck d'astronomie ( MPIA) et chercheur principal de la collaboration PHANGS “Ces observations nous ont appris que le “quartier” a des effets faibles mais prononcés sur l'endroit et le nombre d'étoiles nées.”

Pour mieux comprendre la formation des étoiles dans différents types de galaxies, l'équipe a observé des similitudes et des différences dans les propriétés des gaz moléculaires et les processus de formation des étoiles des disques de galaxies, des barres stellaires, des bras spiraux et des centres des galaxies. Ils ont confirmé que l'emplacement, ou le voisinage, joue un rôle essentiel dans la formation des étoiles.

“En cartographiant différents types de galaxies et la diversité des environnements qui existent au sein des galaxies, nous traçons l'ensemble des conditions dans lesquelles les nuages ​​de gaz formant des étoiles vivent dans l'Univers actuel. Cela nous permet de mesurer l'impact de nombreuses variables différentes sur la formation des étoiles, a déclaré Guillermo Blanc, astronome à la Carnegie Institution for Science et co-auteur de l'article.

"La façon dont les étoiles se forment et comment leur galaxie affecte ce processus sont des aspects fondamentaux de l'astrophysique", a déclaré Joseph Pesce, responsable du programme de la National Science Foundation pour NRAO/ALMA. “Le projet PHANGS utilise la puissance d'observation exquise de l'observatoire ALMA et a fourni un aperçu remarquable de l'histoire de la formation des étoiles d'une manière nouvelle et différente.”

Annie Hughes, astronome à L’Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), a ajouté que c'est la première fois que les scientifiques ont un aperçu de ce à quoi ressemblent réellement les nuages ​​stellaires à travers un si large éventail de galaxies différentes. « Nous avons découvert que les propriétés des nuages ​​​​formateurs d'étoiles dépendent de leur emplacement : les nuages ​​​​dans les régions centrales denses des galaxies ont tendance à être plus massifs, plus denses et plus turbulents que les nuages ​​​​qui résident dans la périphérie tranquille d'une galaxie. Le cycle de vie des clouds dépend également de leur environnement. La vitesse à laquelle un nuage forme des étoiles et le processus qui le détruit finalement semblent dépendre de l'endroit où le nuage vit.”

This is not the first time that stellar nurseries have been observed in other galaxies using ALMA, but nearly all previous studies focused on individual galaxies or part of one. Over a five-year period, PHANGS assembled a full view of the nearby population of galaxies. “The PHANGS project is a new form of cosmic cartography that allows us to see the diversity of galaxies in a new light, literally. We are finally seeing the diversity of star-forming gas across many galaxies and are able to understand how they are changing over time. It was impossible to make these detailed maps before ALMA,” said Erik Rosolowsky, Associate Professor of Physics at the University of Alberta, and a co-author on the research. “This new atlas contains 90 of the best maps ever made that reveal where the next generation of stars is going to form.”

For the team, the new atlas doesn’t mean the end of the road. While the survey has answered questions about what and where, it has raised others. “This is the first time we have gotten a clear view of the population of stellar nurseries across the whole nearby Universe. In that sense, it’s a big step towards understanding where we come from,” said Leroy. “While we now know that stellar nurseries vary from place to place, we still do not know why or how these variations affect the stars and planets formed. These are questions that we hope to answer in the near future.”

Ten papers detailing the outcomes of the PHANGS survey are presented this week at the 238th meeting of the American Astronomical Society.

PHANGS-ALMA: Arcsecond CO(2-1) Imaging of Nearby Star-Forming Galaxies, Leroy et al. ApJS accepted, preview [https:/ / arxiv. org/ abs/ 2104. 07739 ]

The Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), an international astronomy facility, is a partnership of the European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO), the U.S. National Science Foundation (NSF) and the National Institutes of Natural Sciences (NINS) of Japan in cooperation with the Republic of Chile. ALMA is funded by ESO on behalf of its Member States, by NSF in cooperation with the National Research Council of Canada (NRC) and the Ministry of Science and Technology (MOST) and by NINS in cooperation with the Academia Sinica (AS) in Taiwan and the Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

ALMA construction and operations are led by ESO on behalf of its Member States by the National Radio Astronomy Observatory (NRAO), managed by Associated Universities, Inc. (AUI), on behalf of North America and by the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) on behalf of East Asia. The Joint ALMA Observatory (JAO) provides the unified leadership and management of the construction, commissioning and operation of ALMA.

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Growing up fast in the very early universe

An artist’s impression of a very dusty galaxy in the early universe that already exhibits signs of a rotating disc. Reds represent gast while blues and browns represent dust as seen by the ALMA radio telescope array. Image: B. Saxton NRAO/AUI/NSF, ESO, NASA/STScI NAOJ/Subaru

One might expect galaxies forming in the very early universe to be relatively free of dust and the heavy elements cooked up when successive generations of massive stars run out of nuclear fuel and explode in supernova blasts. That process takes time, and most infant galaxies could be expected to experience rapid growth spurts in the eventual transition between the “primordial” and “mature” stages in their development.

But in a survey of 118 young galaxies dating back to within 1 billion to 1.5 billion years after the Big Bang, astronomers were surprised to find many more mature galaxies than expected.

“We didn’t expect to see so much dust and heavy elements in these distant galaxies,” said Andreas Faisst of the Infrared Processing and Analysis Center (IPAC) at the California Institute of Technology.

In fact, about 20 percent of the galaxies sampled in the survey “are already very dusty and a significant fraction of the ultraviolet light from newborn stars is already hidden by this dust,” said Daniel Schaerer of the University of Geneva.

Two galaxies in the early universe as imaged by ALMA in radio waves. Both are considered more “mature” than “primordial” based on the amounts of dust present (seen in yellow). Gas, seen in red, is used to measure obscured star formation and motion. Image: B. Saxton NRAO/AUI/NSF, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), ALPINE team

The ALMA Large Program to Investigate C+ at Early Times, or ALPINE, survey is the largest multi-wavelength study of galaxies in the early universe, utilising optical observations by ground- and space-based telescopes, including Keck, Subaru, the Very Large Telescope and the Hubble and Spitzer space telescopes and radio observations using the Atacama Large Millimetre/submillimetre Array, or ALMA.

The ALMA observations allowed researchers to detect star formation hidden by thick dust that blocks optical and infrared wavelengths and to follow the motion of gas associated with star-forming regions, finding “Hubble-dark galaxies” that even the space telescope cannot see.

“We want to see exactly where the dust is and how the gas moves around,” said Paolo Cassata of the University of Padua in Italy. “We also want to compare the dusty galaxies to others at the same distance and figure out if there might be something special about their environments.”


Description

Big Data in Radio Astronomy: Scientific Data Processing for Advanced Radio Telescopes provides the latest research developments in big data methods and techniques for radio astronomy. Providing examples from such projects as the Square Kilometer Array (SKA), the world’s largest radio telescope that generates over an Exabyte of data every day, the book offers solutions for coping with the challenges and opportunities presented by the exponential growth of astronomical data. Presenting state-of-the-art results and research, this book is a timely reference for both practitioners and researchers working in radio astronomy, as well as students looking for a basic understanding of big data in astronomy.

Big Data in Radio Astronomy: Scientific Data Processing for Advanced Radio Telescopes provides the latest research developments in big data methods and techniques for radio astronomy. Providing examples from such projects as the Square Kilometer Array (SKA), the world’s largest radio telescope that generates over an Exabyte of data every day, the book offers solutions for coping with the challenges and opportunities presented by the exponential growth of astronomical data. Presenting state-of-the-art results and research, this book is a timely reference for both practitioners and researchers working in radio astronomy, as well as students looking for a basic understanding of big data in astronomy.


ALMA Provides First Complete Image of Fomalhaut’s Debris Disk

Using the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), astronomers have made the first complete millimeter-wavelength image of the ring of dusty debris surrounding the young star Fomalhaut, and found that the ice content of colliding exocomets within it is similar to comets in our own Solar System.

Composite image of the Fomalhaut star system. The ALMA data, shown in orange, reveal the distant and eccentric debris disk in never-before-seen detail. The central dot is the unresolved emission from the star, which is about twice the mass of our Sun. Optical data from the NASA/ESA Hubble Space Telescope is in blue the dark region is a coronagraphic mask, which filtered out the otherwise overwhelming light of the central star. Image credit: ALMA / ESO / NAOJ / NRAO / M. MacGregor / NASA / ESA / Hubble / P. Kalas / B. Saxton / AUI / NSF.

Fomalhaut is a young star located in the constellation of Piscis Austrinus, approximately 25 light-years from Earth.

Also known as alpha Piscis Austrini and HD 216956, Fomalhaut is 440 million years old, or about one-tenth the age of the Solar System, and is one of only about twenty systems in which planets have been imaged directly.

Earlier ALMA observations of the star — taken in 2012 when the telescope was still under construction — revealed only about one half of the debris disk. Though that image was merely a test of ALMA’s initial capabilities, it nonetheless provided tantalizing hints about the nature and possible origin of the disk.

The new ALMA observations offer a stunningly complete view of this glowing band of debris and also suggest that there are chemical similarities between its icy contents and comets in the Solar System.

“ALMA has given us this staggeringly clear image of a fully formed debris disk,” said Dr. Meredith MacGregor, an astronomer at the Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics and lead author on one of two papers accepted for publication in the Journal d'astrophysique describing these observations.

“We can finally see the well-defined shape of the disk, which may tell us a great deal about the underlying planetary system responsible for its highly distinctive appearance.”

As revealed in the new ALMA image, a brilliant band of icy dust about 2 billion km wide has formed approximately 20 billion km from the star.

“Using the new ALMA data and detailed computer modeling, we were able to calculate the precise location, width, and geometry of the disk. These parameters confirm that such a narrow ring is likely produced through the gravitational influence of planets in the system,” said Dr. MacGregor, lead author on the team’s first paper.

The new observations are also the first to definitively show ‘apocenter glow,’ a phenomenon predicted in a 2016 paper by MIT researcher Margaret Pan, who is also a co-author on the new ALMA papers.

Like all objects with elongated orbits, the dusty material in the Fomalhaut disk travels more slowly when it is farthest from the star. As the dust slows down, it piles up, forming denser concentrations in the more distant portions of the disk. These dense regions can be seen by ALMA as brighter millimeter-wavelength emission.

Using the same ALMA dataset, but focusing on distinct millimeter-wavelength signals naturally emitted by molecules in space, the team also detected vast stores of carbon monoxide gas in precisely the same location as the debris disk.

“These data allowed us to determine that the relative abundance of carbon monoxide plus carbon dioxide around Fomalhaut is about the same as found in comets in our own Solar System,” said Dr. Luca Matrà, a researcher at the University of Cambridge and lead author on the team’s second paper.

“This chemical kinship may indicate a similarity in comet formation conditions between the outer reaches of this planetary system and our own.”

The researchers believe this gas is either released from continuous comet collisions or the result of a single, large impact between supercomets hundreds of times more massive than Hale-Bopp.

The presence of this well-defined debris disk around Fomalhaut, along with its curiously familiar chemistry, may indicate that this system is undergoing its own version of the Late Heavy Bombardment, a period approximately 4 billion years ago when the Earth and other planets were routinely struck by swarms of asteroids and comets left over from the formation of our Solar System.

Meredith A. MacGregor et al. 2017. A Complete ALMA Map of the Fomalhaut Debris Disk. ApJ, accepted for publication arXiv: 1705.05867

L. Matrà et al. 2017. Detection of exocometary CO within the 440 Myr-old Fomalhaut belt: a similar CO+CO2 ice abundance in exocomets and Solar System comets. ApJ, accepted for publication arXiv: 1705.05868


Scientific Staff

The table below lists each member of the NRAO scientific staff, their scientific interests, and functional duties at the Observatory. Phone numbers and e-mail addresses for all employees are available in the NRAO Directory.

Tenured Staff

Solar/stellar radiophysics, heliophysics Frequency Agile Solar Radio telescope (FASR) planning and development.

NRAO Director: Stellar activity, radio stars very Long baseline interferometry techniques and applications SETI astrometry and celestial frame definition space situational awareness.

High-mass star formation, astrochemistry, masers, magnetic fields, supernova remnants, small-scale structure in the interstellar medium, ALMA/NAASC, ALMA CASA subsystem scientist.

Formation of First Galaxies and cosmic reionization HI 21cm cosmology gas and dust in early galaxies Radio Galaxies NRAO Chief Scientist.

Dark energy, Hubble constant, black hole masses, nearby galaxies, evolution of star formation, radio surveys, radio emission from QSOs, supermassive black holes not in AGNs.

Extragalactic radio sources, interferometry, cosmic masers, computational techniques for data analysis, scientific support, NRAO sky surveys.

Extragalactic, multi-wavelength studies of infrared galaxies, radio galaxies and quasar hosts ALMA/NAASC, ALMA/ NAASC web pages. NRAO/UVA Joint Faculty.

ALMA Charlottesville Science Verification, CASA Scientific Steering Committee, Astrometry and Relativity Tests, VSOP and RadioAstron coordination, VLBA Spacecraft Tracking, Deep Radio Imaging.

Transient radio sky with emphasis on EM-GW.

Millimeter- and submillimeter-wave receiver development, SIS mixer design, CDL and ALMA Project.

Interstellar chemistry, diffuse clouds, galactic structure NRAO Spectrum Manager and Chair of IUCAF NAASC member specializing in the ALMA Observing Tool, proposal preparation and scheduling.

Millimeter-wave MMIC design, analog-digital-photonic integration, Integrated Receiver Development Group Leader.

Galaxy formation and evolution star formation and its associated feedback on the ISM of galaxies cosmic ray propagation and magnetic fields radio surveys next-generation VLA Project Scientist.

Cosmology, cosmic background radiation, gravitational lenses, epoch of reionization, radio synoptic sky surveys, radio transients, interferometric imaging algorithms, ALMA and VLA scientific support.

Interferometry, polarimetry, antenna and receiver metrology.

Microwave and millimeter-wave low-noise devices, amplifiers and receivers, CMBR radiometers EVLA/VLBA/GBT/ALMA receiver development.

Pulsar searches and timing (especially binary and millisecond pulsars) and applications for basic physics, such as gravitational wave detection (NANOGrav) pulsar infrastructure improvement.

Star formation, structure and chemistry of the ISM in galaxies, circumstellar material ALMA Program Scientist.

Scientists/Astronomers

Galactic structure and abundances, H II regions, planetary nebulae telescope time allocation, science data archive.

Extragalactic Astronomy Galaxy Evolution Star Formation AGN outflows Interacting Galaxies: e.g., Arp 220 Observations at Radio, Millimeter, Submillimeter and Infrared wavelengths. ALMA/NAASC: ALMA Ambassador Program. NAASC user support: ALMA Ambassadors program, face-to-face visitor program.

Studies of radio emission variability. Quasars and blazars: jet dynamic. Astrochemistry: cold cores. Stellar Astrophysics: Eta Carinae and Proto Planetary Nebulae. Masers: Halpha Recombination Lines. Radio Instrumentation: pointing, holography.

Linking Radio and Gamma-Ray emission in Blazars. HI absorption in AGN. AGN jet formation and variability. All things VLBI. Instrumentation.

Cosmic masers, active galaxies, cosmology, molecular gas in AGN, ALMA user support, Student Programs Coordinator.

Planetary astronomy transient sources Division Head, VLA/VLBA Science Support Division.

Formation and evolution of stars, planetary disks and systems. ALMA Observatory Scientist

Star formation, circumstellar disks, protostellar outflows Director of the VLA Sky Survey project.

Masers, young stellar objects, AGB stars, pre-planetary nebulae, spectropolarimetry EVLA/VLBA user programs, EVLA and VLBA scientific support EVLA commissioning VLBA/EVLA scheduling.

Rapid accretion events from low mass stars, outflow feedback in star-forming regions, debris disks and the search for young planetary systems, techniques in wide-field imaging, interferometric calibration approaches ALMA Deputy Director.

Star formation with a special interest in the role of magnetic fields.

Kinematics and dynamics of galaxies, galaxy evolution, galaxy-galaxy interactions, sub-millimeter galaxies ALMA science.

Pulsars High-precision pulsar timing and gravitational waves Interstellar scattering Polarimetry Signal processing Pulsar instrumentation and analysis software.

JVLA and VLBA science & engineering support, system tests. Radio and X-ray observations of microquasars, VLBA astrometry, spacecraft tracking.

ALMA Director massive stars colliding-wind systems stellar radio emission radio astronomy techniques.

Origin and evolution of radio galaxies the cold circum-galactic medium at high redshifts low-surface-brightness millimeter interferometry CASA User Liaison.

Dust and gas evolution in Protoplanetary and Debris Disks. Planetary Formation. Episodic Accretion in FU Ori and Ex Ori systems. Astronomical Polarimetry. ALMA: Array Calibration, Astrometry.

Extragalactic HI, galaxy evolution, merging galaxies data reduction pipelines

High-mass star formation, protoclusters, UCHII regions, hot cores, outflows, masers millimeter/submillimeter interferometry ALMA commissioning and analysis utilities CASA pipeline heuristics atmospheric calibration and antenna position determination.

(High mass) star formation, interstellar medium and molecular clouds NAASC user support, ALMA simulator and pipeline NRAO/UVA Joint Faculty.

Interstellar molecules, and astrochemisty NRAO Deputy Director and Assistant Director for North American ALMA Operations.

Radio galaxies, relativistic jets, galaxy evolution, AGN feedback, nearby star-forming galaxies, continuum radio surveys, (very) low radio frequencies, computational radio galaxy evolution EVLA/VLBA Science support, user support, student programs (Socorro).

Nearby galaxies and clusters, galaxy dynamics, VLA pipeline and VLASS, data visualization, NRAO NINE Program.

Star formation, molecular gas, dust, and magnetic fields in nearby galaxies, GBT 4mm system, ALMA pipeline development, CASA testing.

Extragalactic radio sources, quasars and luminous active galactic nuclei, high-redshift galaxies, multi-wavelength sky surveys, data reduction pipelines. VLA Sky Survey (VLASS) Operations Coordinator, VLA user support.

Sgr A* and the ISM at the Galactic centre mm/submm interferometry NAASC ALMA Scientific Software and User Support.

Quasars and active galactic nuclei, distant galaxies and galaxy evolution, extragalactic surveys. NAASC, ALMA archive and user support.

Astronomical transients, especially classical novae and fast radio bursts connections between radio and gamma-ray emission blazars and AGN VLBI physics and astronomy education.

Protoplanetary disks, astrochemistry, interferometric imaging techniques, machine learning ALMA pipeline development.

Galactic and extragalactic star formation Molecular spectroscopy of comets Antenna performance characterization Millimeter/submillimeter measurement calibration ALMA Publications of the Astronomical Society of the Pacific Editor-in-Chief.

Extragalactic star formation and evolution large radio surveys data reduction pipelines calibration and imaging techniques VLA telescope and user support VLA CASA subsystem scientist VLA sky survey science-ready data products.

Galaxy Clusters, Observational Cosmology Imaging Algorithms Instrumentation Development ALMA & GBT support team lead, NA-ALMA Scientific Software Support.

Pulsars, radio polarimetry statistics Assistant Director for New Mexico Operations ngVLA Project Director.

Nearby galaxies, outer galaxy disks. NAASC, CASA Scientific Testing Lead, ALMA Proposal Handling Team.

Astrometry of young stellar objects, novae, symbiotic stars VLBA/VLA support, VLA Scheduling Manager.

(Ultra) Luminous IR Galaxies, extragalactic HI surveys, deep continuum surveys, cm-wavelength molecular lines, OH megamasers, VLBI imaging of high-z QSOs and sub-mm galaxies, Galactic methanol masers, Zeeman effect VLA testing, VLA/VLBA Scientific User Support group lead.

ALMA Data Management Group Manager

Molecular cloud and star formation in nearby active, dwarf, and interacting galaxies multi-wavelength observations of the ISM in galaxies galaxy evolution the Galactic Center CASA Project scientist VLA user support and sub-system scientist for VLA pipeline infrastructure.

Star formation, protostellar outflows, molecular cloud evolution NAASC user support, ALMA archive.

Galaxy evolution, multi-wavelength observations of massive and dwarf galaxy mergers, dynamical modeling / N-body simulations, ALMA user support, ALMA Ambassadors.

Deputy AD, North American ALMA Operations - NA ARC Manager Astrochemistry, astrobiology, physical and chemical conditions of the interstellar, circumstellar, and cometary media.

Active Galactic Nuclei/Quasars relativistic outflows unassociated gamma-ray sources radio/gamma-ray sky connection low-frequency radio interferometry very long baseline interferometry VLA sky survey VLA/VLBA Science Support

Circumstellar masers and AGB stars centers of the Galaxy and Andromeda, interstellar masers and SNR/MC interactions data-reduction pipelines in AIPS VLA/VLBA scientific support subsystem scientist for the observing preparation tool (OPT).

Low-to-intermediate mass star formation proto-planetary disk formation multiple star formation protostellar outflows molecular clouds astrochemistry.

Deputy North American ARC Manager, ALMA Telescope Interface Group Manager Properties of the interstellar medium and star formation in galaxies using (sub)millimeter and radio observations, molecular gas in galaxies, (sub)millimeter interferometry.

Intermediate-mass black holes, massive black holes on the move next-generation VLA (ngVLA) Scientific Editor, AAS Journals.

Atomic and molecular gas in galaxies, Galaxy morphology, Bayesian statistics, Stellar dynamics, Supermassive black holes, NAASC ALMA user support and pipeline development.

Scientists/Computational Science

Supernova remnants, Galactic astronomy, Wide-band surveys, interferometric imaging and calibration algorithms, scientific computational techniques, high performance computing using multi-core CPU, GPUs and FPGAs, Algorithms research and development (ARDG)/Production scientific software development (CASA).

Low-frequency calibration and imaging, imaging algorithm development, CASA.

Radio galaxies, HI in galaxies, interstellar medium, computer analysis of astronomical data AIPS.

Polarimetry, Interferometry, Synthesis imaging algorithms, High Performance Computing, Algorithms R&D, Faraday Synthesis, Radio Deep Fields, AGN.

Polarization interferometry, VLBI, astrometry, kpc parallaxes synthesis calibration and imaging algorithms, CASA ALMA and EVLA commissioning support ALMA, EVLA and VLBA user support.

RFI mitigation, RFI localization, numerical techniques and image deconvolution. CASA (software development).

X-ray binaries, the Galactic Center, extragalactic variable radio sources, interferometric and single dish data analysis systems CASA.

Numerical techniques and high-performance computing applied to interferometric image reconstruction, calibration and RFI-removal CASA (software development), ARDG (algorithm research).

Scientists/Research Engineering

Special-purpose radio telescope systems, low-noise amplifiers, array receivers, adaptive RFI excision, advanced receiver development, Dark Ages / Epoch of Reionization science, and radio-based particle physics Low Noise Radiometer Laboratory Group Leader.

Pulsars, astrometry, interstellar scattering VLBI software correlation.

Central Development Laboratory (CDL) Director millimeter/submm/infrared/acoustic technology development, analysis and systems performance, radar characterization of physical objects, modeling of moving targets in compact cm/mm-wavelength radar ranges.

Superconducting travelling-wave kinetic-inductance parametric (TKIP) amplifiers, Millimeter- and submillimeter-wave receivers, CDL and ALMA project.

Signal processing and statistics, large-scale back-end solutions, algorithms and machine learning.

ALMA local-oscillator development, frequency-multiplier development ALMA Front-End System engineering.

Microwave and Millimeter-Wave Photonics, Coherent Local Oscillator Generation and Distribution, Phased Array Receivers

Electromagnetics, optics and antennas. Development of polarizers and broadband feeds for cm to mm-wave applications.

Emeritus Scientists

EVLA control and software development, VLA/VLBA scheduling.

Interstellar medium, molecular clouds, gravitation and dark matter.

CO, galactic structure, gas-rich galaxies, interstellar medium.

Galactic-center studies, galactic masers, pulsars, supernova remnants, nearby galaxies history of radio astronomy.

Cosmology, signal processing, phased array feed design, advanced receiver development, RFI mitigation former NRAO Chief Technologist.

Cosmology, galaxies, stellar populations former Assistant Director for Chilean Affairs and NRAO/AUI representative in Chile.

Structure of spiral galaxies, stellar winds.

Extra-galactic radio sources, quasars, cosmology, radio telescopes, history of radio astronomy NRAO Archives, space VLBI.

Starburst galaxies, ultraluminous infrared galaxies, active galactic nuclei, galaxy evolution, large scale structure, extragalactic surveys, Wide-field Infrared Survey Explorer, WISE

Evolution of galaxies, clusters of galaxies, radio galaxies, deep continuum surveys EVLA.

Superconducting millimeter--and submillimeter--wave low-noise devices, circuit and receiver development.

Extragalactic hydrogen, normal galaxies, dark matter.

Radio-astronomy instrumentation, theory and practice of radio interferometry and synthesis imaging, interference mitigation and spectrum protection for radio astronomy.

Interstellar medium, star formation, high- redshift molecular emission galaxies, galaxy formation/evolution.

Extragalactic radio sources VLBI, VLBA development, VLBA scientific support.

Jansky Fellows

Jansky Fellow at NRAO in Socorro.

Jansky Fellow at NRAO in Charlottesville. Research interests: the interstellar medium, star formation, and stellar feedback galaxy evolution radio recombination lines low-frequency calibration and spectroscopy.

Janksy Fellow at NRAO in Charlottesville. Low-frequency radio astronomy instrumentation R&D: computational electromagnetics, antenna prototype, radiometry, polarimetry, global 21-cm experiment (Cosmic Twilight Polarimeter - CTP).

Jansky Fellow at NRAO in Socorro.

Jansky Fellow at NRAO Socorro and the University of New Mexico VLBI astrometry using masers, high-mass star forming regions evolved Galactic populations Galactic structure Astrometry cross-match at infrared and optical (Gaia).

Jansky Fellow in Charlottesville.

Jansky Fellow in Socorro high-mass star and cluster formation, interstellar medium, astrochemistry, dust polarization interferometry and molecular spectroscopy.

Jansky Fellow at NRAO in Charlottesville.

Jansky Fellow at NRAO in Charlottesville. Debris disks, protoplanetary disks, FUor/EXor disks & episodic accretion radiative transfer modelling radio emission of main-sequence stars, ultracool dwarfs, and stellar atmosphere modelling.

Research Associates and NRAO Postdoctoral Fellows

Galaxy formation and evolution: structure and gas content of high-z galaxies. Active Galactic Nuclei (AGN): radio galaxies, feedback. Radio/mm interferometry: imaging and spectroscopy

NRAO Research Associate in Socorro working on ngVLA configuration studies and simulations. Early stages of high-mass star formation, ionized jets and molecular outflows, hot molecular cores, infrared dark cloud cores, ultra-compact and hyper-compact HII regions.

ALMA-JAO Postdoc in Santiago, Chile. Properties of molecular clouds, different phases of the interstellar medium and the process of star formation at different size scales in nearby galaxies and the Milky Way.

The National Radio Astronomy Observatory is a facility of the National Science Foundation
operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc.



Commentaires:

  1. Konnor

    Vous n'êtes pas comme l'expert :)

  2. Adniel

    Pour ma part, tu n'as pas raison. Discutons-en. Écrivez-moi dans PM, nous communiquerons.

  3. Wynthrop

    Je suis d'accord, cette pensée sera utile

  4. Paris

    la réponse rapide, la caractéristique de la compréhension



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