伽马射线探测：计算高性能 北邮萨克雷大学提交的研究报告 2018 年

伽马射线探测的高性能计算皮埃尔·奥贝尔引用此版本：皮埃尔·奥贝尔。伽马射线探测的高性能计算。并行、分布式和共享计算[cs.DC]。巴黎萨克雷大学（COmUE），2018年。法语。NNT：2018SACLV058。电话：02119197HAL ID：电话：02119197https://theses.hal.science/tel-02119197提交日期：2019年HAL是一个多学科的开放存取档案馆，用于存放和传播科学研究论文，无论它们是否被公开。论文可以来自法国或国外的教学和研究机构，也可以来自公共或私人研究中心。L’archive ouverte pluridisciplinaire用于检测r-y-ons伽马的高性能计算机这是从Doctor at the Uni v ersite第580号博士学院通信（STIC）Specialit e由doctor at：Inf or matique2018年10月4日，在 Annecy，通过P IERRE在乌伯特评审团组成：乔瓦尼·拉曼纳研究总监，LAPPAnnecyPre sident让-皮埃尔·埃尔南温教授，CPPM马赛报告员凯瑟琳·兰伯特CERFACS图卢兹研究总监报告员让-马克·德洛斯梅Prof esseur，Univ ersite'卡尔·科萨克研究员，CEA Saclay检查员纳希德·伊马德Prof esseure，MDLSSacla y Directr icebythe' se吉勒·莫林来自Conference，LAPPAnnecy的Mtreth seNNT：这是由DoctoR at标题：在for matic中，用于检测rayons伽马的高Perf or mances关键词：高能伽马射线天文学，超极-无水 主义，给 定e的分析（校准r-作用/重构r作用/re喷射），r-可用t e，sequentielle/pr al le，pro gramation hte rog e nealarge eRe sum e：e的新形式xp e r的每年进行一次分析。这个trav ail显示了在没有礼物的情况下产生的物理com-ph。如何优化这种分析的物理ph av与prec dent。捐款流量的增加并不高水平的技术在F或Rmatic造成的技术障碍在一个人的身体里有一个人的身体，就像在一个人的身体里有一个人的身体，就像在一个人的身体里有一个人的身体一样有效的e，优化低ni v水的使用o n百合e，他们的diss e mination和他们的pre se r ation.亲-CTA喷气式飞机的CPU管道和Vecto R化将成为现有最大的天文台，一个快速的伽马压缩算法将于2021年发射到地面。它产生r有几个第三方，最后是一个新的捐赠分析，到2030年将有数百个PB的捐赠。基于图像操作的m'compar' raison方法-这将被分析，sto ck 'e，compresseTimis E.伽马射线探测的高性能计算关键词：高能伽马天文学、多重平行性、数据分析（校准/重建/剔除）、可重用性、顺序/并行、大规模异构编程摘要：每年进行的新一代研究实验。这项工作解决了数据问题，将引入巨大的数据激增，以使用高性能的持续分析优化，因为目前的实验数据产量不断增加。这种技术通过高效的数据格式生成器、增加的数据速率在许多级别上导致升级、非常低级别的编程来优化CPU PI--例如数据存储、分析、分发和控制器--现有算法的管道和矢量化、介绍。CTA项目将从2021年起成为地面上最大的观测器--为积分器和伽马天文学提供最后提出了一种基于ef的新分析算法--到2030年，它将通过有效的图像比较生成数百PB的数据。并且必须被存储、压缩和分析大学rsite'Paris-Sac la y技术空间/发现建筑法国圣奥班128 / 91190号公路目录1当代伽马射线天文学71.1历史。... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ... ......81.2物理现象151.2.1组成和能量151.2.2来源151.3伽马射线天文学的最新技术181.3.1伽马射线与大气的相互作用1.3.2切伦科夫20闪光的探测1.3.3立体检测201.4当前经验221.4.1H.E.S.S.实验(High能量立体系统.....................................................................221.4.1.122个望远镜1.4.1.2摄像头231.4.1.3数据流、格式和存储241.4.1.4分析和结果241.5计算基础设施251.6方法的局限性272CTA（切伦科夫望远镜阵列）292.1目标302.2L’observatoire2.2.1研究中心312.2.2望远镜322.2.2.1大型望远镜（LST）332.2.2.2中型望远镜（MST）352.2.2.3小型望远镜（SST）362.2.2.4史瓦西-库德望远镜（SCT）382.2.3数据的处理392.3挑战402.3.1一般挑战402.3.2计算的挑战402.4高性能计算的作用412.5ASTERICS44项目2.6论文45的目的34目录3数据格式生成器473.1CTA的情况483.2目标503.3软件设计和体系结构503.3.1第一个版本533.3.2第二版553.3.2.1C++/Python57兼容性3.3.2.2内部代表性573.3.2.361发生器的软件架构3.3.2.4表的结构623.3.2.5理解的数据格式633.4拟议语言的说明643.5性能663.6结论684无损数据压缩714.1CTA72的情况4.2多项式压缩744.2.1基本压缩方法744.2.2高级压缩方法754.2.3块压缩方法774.3实验和分析784.3.1模拟分布上的压缩784.3.2CTA81模拟中的多项式压缩4.3.2.1CTA82视频数据测试4.3.2.2CTA83综合数据测试4.486个字节的出现4.5结论875Hilas 89标准分析的优化5.1数据格式935.1.1元数据935.1.2视频数据格式945.1.3集成数据格式945.1.4混合数据格式955.1.5数据格式Hilas965.1.6重建事件的数据格式975.1.7临时工的管理975.2视频数据的集成985.2.1最大信号时间的计算985.2.1.1每像素最大值995.2.1.299附近的最大值5.2.1.3查找相邻像素1005.2.1.4优化最大邻居的计算1035.3数据校准104材料表55.3.1摄像机集成数据的校准1045.3.1.1传统方法1045.3.1.2优化1045.3.2视频数据的校准1085.4清理图像1095.4.1H.E.S.S.实验方法.............................................................................................1095.4.2优化的历史清理1095.4.3通过子波1125.4.3.1子波变换的定义1125.4.3.2传统方法1145.4.3.3CTA-LAPP方法1165.5Hilas119参数的计算5.5.1开发5.5.2减少的优化5.5.3重心计算的优化5.5.4应用于Hilas1345.5.5加速度系数5.6立体重建1375.6.1事件的重建1375.6.2几何重建1385.6.2.1在地面1395.6.2.2历史方法1415.6.2.3蝴蝶143方法5.6.2.4多条直线相交法5.6.3有效面积1515.6.4能源重建1515.6.4.1表的使用1525.6.4.2决策树的使用5.6.4.3结果偏倚1565.6.5歧视1575.7创建星图和物理1615.8结论1636通过图像比较进行6.1H.E.S.S.的Model++方法.............................................................................................. 1676.1.1模型空间的创建6.1.2重建算法1716.1.2.1模型的插值1716.1.2.2模型在空间中的移动6.1.2.3模型与实际数据1726.1.2.4雅可比矩阵的计算1746.1.2.5使用Model++175进行立体视觉和辨别6.1.3计算时间1756.2CTA175的Model++问题6.3奇异值的分解1776目录6.3.1L’optimisation de la comparaison des images6.3.2初步研究1806.3.2.1基于H.E.S.S.平均簇的图像研究..................................................... 1816.3.2.2基于CTA189模拟的研究6.4并行级别1946.5使用平均奇异1946.5.1重建算法的准备6.5.2创建6.5.3概念1976.5.4SVD198模型的空间利用率6.5.4.1奇异值谱的比较1986.5.4.2影响参数的确定6.5.5结果1996.6基于奇异值谱字典的算法2016.6.1创建6.6.2入射粒子203的能量重建6.6.2.1方法204的验证6.6.2.2初步结果2046.6.2.3第一次交互的深度2066.7基于决策树的能量重建2106.8SVD211中的歧视6.8.1基于点源的歧视2116.8.2对散射伽马射线的辨别2146.9结论215附录221参数Hilas223的计算B 数学227B.1雅可比矩阵227B.2雅可比矩阵示例227B.3高斯-牛顿法228B.4Levenberg-Marquardt方法229C 死像素对SVD231光谱的影响C.1 奇异值分布的展开232C.2 对能量辨别力的影响C.3 修复了D 三维直线的多重交集237第1章主题本章描述了本论文的物理背景： 还介绍了与计算相关的基础设施第一章当代伽马射线天文学总结1.1历史81.2物理现象151.2.1组成和能量151.2.2来源151.3伽马射线天文学的最新技术181.3.1伽马射线与大气的相互作用1.3.2切伦科夫20闪光的探测1.3.3立体检测201.4当前经验221.4.1H.E.S.S.实验(High能量立体系统................................................................. 221.5计算基础设施251.6方法的局限性2778第一章。 当代伽马天文学定义1.1.1图1.1-电子检流器的放电。验电器是由两片薄金属片（金、铜或铝）组成的仪器箔通过金属轴连接在一起，金属轴用于对电子显微镜进行充电和放电。给验电器充电因此，相同的电荷相互排斥，叶片分开。L’électroscope 然后树叶就消失了。慢慢靠近，通常，验电器被保护在玻璃球中（图1.3）。宇宙射线是沐浴地球的辐射。这种辐射主要由带电粒子（质子、重核、电子、正电子）组成100多年来，科学家们一直在进行这项研究。1.1历史记录宇宙射线的第一次观测是由查尔斯·奥古斯丁·德·库仑（1736-1806）观测到的。在他的静电学工作中，他观察到一个带电的、孤立的球体正在缓慢地放电。不幸的是，他的知识不允许他解开这个谜。1894年，皮埃尔·居里成功地用验电器测量了电离辐射的强度（定义1.1.1）。电离辐射由电离的带电粒子组成 这些粒子携带着与物质相互作用的电荷，这就产生了使验电器放电的效果。1.1. 历史上9图1.31901年，查尔斯·汤姆森·里斯·威尔逊（Charles ThomsonRees Wilson，1927年诺贝尔奖获得者，图1.2）、埃尔斯特和盖特尔正在研究当时，物理学家已经知道气体中离子对的产生，但这种离子化的原因仍然是威尔逊想到了来自太空的从那时起，物理学家群体被分成两个群体。第一组同意威尔逊的观点，第二组认为地球上的放射性（最近由亨利·贝克雷尔在1896年发现）是罪魁祸首。这两个团体都试图证明他们各自的理论。这场辩论回答了这个问题，并导致了对放射性和宇宙射线的更好理解。卢瑟福是第一个证明电离不是由仪器引起的人事实上，当围绕验电器的铅的厚度增加时，电离作用图1.2然而，地面仍然靠近装置。在海上进行了实验，但仍观察到小下一步自然是将设备从地面提升。1910年，西奥多·伍尔夫（Theodore Wulf）是第一个在埃菲尔铁塔顶部（约300米高）安装仪器的人他观察到，放电时间随着高度的增加而增加这一结果倾向于支持这样10第一章。 当代伽马天文学地球有问题。但物理学家们确信有必要在比以前高得多的高度重复这个实验，因为有1912年8月7日，维克多·弗朗茨·赫斯（图1.4）在几次气球飞行中对我进行了电离测试。 它达到了5，350米的高度（图1.5）。他旅行了150多公里，并表明电离从他的结论是，这种辐射很可能来自两年后，科尔霍尔斯-特尔多次飞行到然而，这些结果只是在讨论后才被接受，并在1926年确定了外太空自该名称日期当许多物理学家被吸引到这个新的研究领域时，粒子物理学诞生了。维克-托尔·赫斯因发现宇宙射线而于1936年获得诺贝尔奖图1.4维克多·F·兰兹·赫斯（Victor F.Ranz Hess，1883-1964），1936年诺贝尔奖获得图1.5维克多·罗伯特·密立根确信"赫斯辐射"是非常高能量的光子，称为伽马射线，在进入大气层之前他称之为宇宙射线，并试图阿瑟·康普顿（1927年诺贝尔奖获得者）则坚信宇宙射线的微粒性质1.1. 历史上11定义1.1.2威尔逊云室（或云室，图1.7）是查尔斯·汤姆森·里斯·威尔逊于1912年发明的（图1.2）。最初，它是为了模拟云的形成而开发的威尔逊的房间里充满了气体，她在极度抑郁的情况下工作。当电离粒子进入时图1.7 - 第一 类型 从 拉 房间，味道出现，因为威尔逊的房间气体电离产生的离子。一张照片拍摄图形，并绘制颗粒的射触发率这样一个腔室的质量这种方法1932年12月31日的《纽约时报》报道了两位科学家之间的激烈争论（图1.6）。但同年，克莱在阿姆斯特丹和巴塔里亚之间的一次旅行中发现当我们接近赤道时，辐射会减弱。阿瑟·康普顿在世界各地的几次探险中验证了这一假设，并 有 60多 名科 学 家加入。[6] 几 年 后 ， Bothe 和Kolhörrster发现这些辐射是在盖革-穆勒计数器的帮助下同时充电的地球磁场使这些粒子偏转[7]。1927 年 ， 迪 米 特 里 · 斯 科 贝 尔 津 （ DimitrySkobelzyn，1892-1990）证明了这些粒子是带电的。他证明了这些粒子的轨迹是由一个图1.6 1932年12月31日《纽约时报》康普顿和密立根关于共射线的争论磁场，使用他还发现这些射线是成群到达的，并称之为粒子簇。1932年，罗西研究了花簇的形成。[9他注意到12第一章。 当代伽马天文学定义1.1.3-电子伏特，（eV）L’électron-volt 它描述了一个电子在一伏电压下的能量增益 但对于非物理学家来说，这可能会让人感到困惑。到达地球的宇宙射线的最低能量是108eV，它对应于超高能宇宙射线的能量为1021eV，相当于以每小时200公里的速度发射的火车的能量。在日常生活中，这些能量可能看起来并不重要，但它描述了铅屏通过增加他的结论是，这一违反直觉的结果得到了Pfotzer的证实，他在大气中的不同高度由于Pfotzer的精确测量，它最终被接受与此同时，对宇宙射线的观测使物理学的其他领域也取得了进展1929年，保罗·狄拉克（1933年诺贝尔奖得主）奠定了量子力学他的理论预言了1932年，公元前安德森拍摄了一张正电子轨迹的照片1936年，他因发现反粒子而获得诺贝尔奖这就是先驱者的终结仪器变得越来越复杂和精确。越来越多的物理学家开始研究这种新的辐射。很快，在这种辐射中发现了两种成分一个微弱的，由光子和电子组成然而，没有已知的粒子1937年，内德迈耶和安德森发现了强成分粒子起初，他们称之为介子，但后来它变成了μ子。1938年，皮埃尔·奥格（Pierre Auger）迷宫和T. Grivet-Mezer使用Geiger- Müller计数器来测量在Pic du Midi同时检测到的粒子数量或重合率米之间的距离从1米到70米。速度奇怪地随着距离的增加而 因此，单靠巧合无法解释测量结果，因此预计会出现额外的现象。奥格和他的合作者知道罗西的结果，以及卡尔森和霍普海默在1933年至1937年间提出的一个新理论：波理论。他们提出，在地面上探测到的粒子来自皮埃尔·奥格估计这些波被称为奥格大气波10年后，这种捆的形成是突出的感谢粒子物理学研究第二次世界大战后，现代宇宙射线研究开始蓬勃发展。1.1. 历史上13当科学家们研究来自太空的信使粒子以确定宇宙射线的来源时，这是一个全球性的现象Tout 他们用气球发射这些腔室必须重量轻，小于200 kg。如果探测器是用气球发射的，当气球到达平流层后爆炸时，它就会不幸的是，一些实验被损坏或丢失。直到1978年，一些被放置在货船或协和式飞机的焊接处，用于法日ECHOS实验。[ 15]1998 年 ， 在 国 际 空 间 站 （ ISS ） 上 进 行 的 AMS 实 验 继 续 直 接 探 测 宇 宙 射 线 ，L’expérience一些实验也间接地寻找宇宙射线，用地面设备探测大的大气团簇（或俄歇团簇1959年至1963年间，火山牧场是第一个探测到非常强烈的事件的实验。能量（超过10- 20 eV）。下一个实验，苍蝇的眼睛，探测到了有史以来能量最高的事件，估计为3。1991年10月15日2× 1021 eV1 [171997年，Fly's Eye增加了第二架望远镜与此同时，Akeno巨型空气淋浴阵列，AGASA[18]，自1990年以来一直在通过闪烁体和μ子探测器收集数据。不幸的是，这两个实验得到了不同的结果，可能是由于探测技术的差异。今天，这是为了使科学家能够了解图1.8右边是一个装满水的探测罐1. 但这一估计被科学界的一部分人所拒绝14第一章。 当代伽马天文学它使我们能够对许多宇宙射线源进行编目 图1.9显示了皮埃尔·奥格天文台确定的超高能宇宙射线源（E > 10 17 eV）的天空图[ 19 ]。图1.9这些信息来自吉勒·莫林（Gilles Maurin）、努克里·科明（Nukri Komin）的论文手稿，以及我的天体粒子教授达米尔·布斯库利奇（Damir Buskulic）的课堂笔记1.2. 物理现象学151.2物理现象;1.2.1成分和能量最新的实验表明，到达地球的宇宙辐射主要由质子（89%）、重核（10%）、电子和正电子（1%）组成。 它们的能量范围超过13个数量级，从飞行中的果蝇到时速200公里的火车。在物理方面，从108 eV到1021 eV。它们的通量在32个数量级上变化在物理术语中，从104（m2src sGeV）−1到10−28（m2src s GeV）−1。通量和相应能量之间的联系光谱宇宙射线如图1.10所示。 它遵循几个数量级的幂律。这些粒子在太空加速器中被加速。图1.101.2.2来源根据定义，未来的宇宙射线是星际空间中的质子和电子等粒子。宇宙辐射的起源试图确定这些粒子可以以什么方式和通过什么机制被加速。16第一章。 当代伽马天文学···今天低能量受到太阳调制的影响（由于太阳活动的变化已经被观察到太阳向地球发送低能电子。这些电子与地球磁场相互作用，在两极产生高能宇宙射线通过费米机制被银河系源加速（定义1.2.1）。这些来源包括：— 超新星遗迹，也称为喷出物。超大质量是超新星。爆炸过程中喷出的物质— 脉冲星星云。超新星可以产生残余物、中子星或黑洞。脉冲星是一颗快速旋转的中子星，它发射出两股截然相反的喷流。 它们随它旋转并加速粒子。由于它们的密度，毫秒脉冲的规律性— PeVatron是银河系中的一个源，它产生非常高能量的宇宙射线（PeV，peta-electron-volt，定义1.1.3），其中的加速机制是未知的，但可能是由于银河系非常高能量（10- 18eV）的宇宙射线不会被银河系磁场偏转。它们的来源仍然未知，似乎是银河系外的。潜在候选人包括：— 伽马射线暴（GRB），产生耀斑短时间（从几秒到几分钟）的伽马射线。 它们是由一颗巨星的引力坍缩或两颗中子星的合并引起的。— 星系的活动核（AGN）。活跃的星系核有一个比星系其他部分更亮的隆起这个隆起包含一个吸积物质的超大质量黑洞。黑洞周围物质的吸积产生了相对论喷流。当喷流指向地球时宇宙射线是带电的。因此，它们被磁场偏转。 它们的轨道在太空中是混乱的，因为它们。因此，重建宇宙射线的方向并幸运的是，宇宙射线的加速机制在同一时间和同一地点产生无线电波、X射线，在某些情况下还产生这些信使不会被磁场偏转。伽马射线（γ）是高能光子，从几百keV（千电子伏特）开始。 它们在地球上由放射性元素自然产生，在太空中由放射源自然产生，下文将详细介绍。伽马射线天文学的目的1.2. 物理现象学17定义1.2.1费米加速机制是由恩里科·费米在1949年提出的在天体物理学中，定义了一个表面，在这个表面上，类似于压力、温度、密度、磁场或电场的物理性质经历了显著的变化。当物体的速度大于所考虑的介质中的声音速度时，就会发生这种情况。在致密介质中，原子（物体的原子）前沿它们与中间的碰撞介质的温度升高，冲击以热的形式损失其部分动能。然而，天体物理介质是高度稀释的。在这种情况下，碰撞不是真实的，但如果超音速介质是等离子体，它会产生一个磁场，与介质中的其他粒子相互作用因此，天体物理冲击实际上是没有碰撞的冲击一阶费米机制：一阶费米加速机制让我们考虑一个以恒定速度运动的磁场。 当带电粒子进入云时，磁场B会使粒子偏转出云（图1.11）。由于为了加速，粒子必须穿过图1.11磁l’onde 有三种可能的情况首先，以太小的角度（图1.11中的角度θ）或速度进入云的粒子将无法再次离开云。其次，由于它们的速度或抛射体，它们可以离开云（再次穿过冲击波）而不返回。最终，粒子可以多次穿过冲击波并被大大加速。粒子穿过冲击波越多，它被加速得越快图1.12 -被磁云偏转的带电粒子二阶费米机制：二阶费米加速度并不意味着粒子的全反射，而这是一阶所必需的。 图1.12说明了云与粒子碰撞时的加速机制。这种现象可以比作在横向风中加速的船只比赛（三体船或双体船）这种情况的显著性质是，在某些情况下，船的速度在我们的例子中，船是粒子，风是云。粒子穿过多个云，每次都被偏转，没有碰撞，因此没有能量损失粒子在逆云运动时获得能量，而在逆云运动时失去能量18第一章。 当代伽马天文学定义1.2.2一些宇宙射线的相互作用产生了光子或中微子等信使。— 电子发射— L’interaction avec un champ magnétique produit des ondes radios ou desrayons— L’interaction— L’interaction— 质子的发射发生在它们与物质相互作用时。这种相互作用产生了兵。带电π介子衰变成中微子和中性π介子，中性π介子衰变成从GeV到TeV的伽马射线。这种相互作用称为非弹性扩散。(AGN)、耀变体和恒星耀斑星系1.3伽马射线天文学的最新技术在传统天文学中，观测包括从所研究的源（恒星、星云等）收集光子镜子将这些光聚焦到照相机上，照相机产生要分析的图像。伽马射线的能量很高它们不会被镜子偏转，而是穿过物质（这被称为对人体的辐射）。L’étude de 这样的装置称为量热计。当伽马射线通量足够大时，量热计就有了人的尺寸这种量热计用于空间实验，如费米-LAT [23]，伽马射线灵敏度为20 MeV至300GeV。当伽马射线与量热计相互作用时，它会产生一个e对e电子- p奥西隆，ap p对e + e −。str具有确定的s粒子spro或ssont的射弹，以便重建初始伽马射线的特性当伽马射线通量不再足够时，在10 - 12 eV（TeV）附近，使用更大的量在这种情况下，1.3.1伽马射线与大气的相互作用当伽马射线进入大气层时这些二次粒子被大气吸收它们的速度比空气中的光还快这会产生一种典型的接近紫色的辐射，称为切伦科夫光（在核反应堆池中看到的光）。如果伽马射线有足够的能量，切伦科夫光就能1.3. 伽马射线天文学的最新技术19L’interaction d’un rayon cosmique avec l’atmosphère produit des gerbes similaires maisquelque peu différentes puisque les mécanismes de création de particules ne sont pas exacte-ment 图1.13显示了电磁波在大气中的不同形状伽马射线产生的粒子束比质子产生的粒子束更有美感。这一特性使得区分伽马射线（被认为是信号）平均而言，每1000个粒子簇中就有一个是由伽马射线产生的因此，用于抑制噪声的方法必须非常有效。图1.13-左图：质子产生的粒子簇。右图：由光子（γ）产生的粒子