Name: Symulacja obrazowania wielkoskalowych sieci radiowych na powierzchni Księżyca (Wideo) | JoVE Journal
Uploaded: 2020-07-30T14:00:00.000+00:00
Duration: 6 min 14 s
Description: Poznaj symulację wielkoskalowych sieci radiowych na Księżycu przy użyciu rozszerzonego pakietu CASA. Ta metoda umożliwia badaczom ocenę jakości obrazowania w radioastronomii księżycowej.

ai_agent_IP

ai_agent

maintenance

instantTrialDurationMinutes

isBiopharma

enableNewMyJoveSectionDesign

educationFeatures

seoMetaApi

ai_copilot_institution_blacklist

ai_chat_institution_blacklist

freeAccessWindow

ssoRoleCapture

scheduledMaintenanceBanner

joveLabsFeatures

disable_autoplay_for_bots

extended_trial_duration

5 minutes

Podziękowania dla zespołów Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) i Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) za dostarczenie Cyfrowych Map Wysokościowych Księżyca. Prace te były bezpośrednio wspierane przez umowę o współpracy NASA Solar System Exploration Research Virtual Institute o numerze 80ARC017M0006, w ramach zespołu Network for Exploration and Space Science (NESS).

1. Konfiguracja oprogramowania
<ol>
	<li>W pierwszej kolejności należy przejść pod adres https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en i pobrać pakiet oprogramowania. Oprogramowanie to zostało przetestowane wyłącznie w środowisku UNIX i może nie działać w pełni w innych środowiskach. Plik README zawarty w pakiecie pomoże w instalacji pozostałego niezbędnego oprogramowania oraz w jego obsłudze.</li>
	<li>Należy upewnić się, że zainstalowano język python w wersji 2.7 lub nowszej. Link znajduje się w pliku README. Wymagane są również popularne biblioteki python, w tym numpy, matplotlib, pylab, scipy, subprocess, ephem oraz datetime.</li>
	<li>Należy upewnić się, że zainstalowano program CASA w wersji 4.7.1 lub nowszej. Link znajduje się w pliku README.</li>
	<li>Należy upewnić się, że zainstalowano kompilator gcc w wersji 4.8.5 lub nowszej. Link znajduje się w pliku README.</li>
	<li>Należy upewnić się, że zainstalowano zestaw narzędzi C dla SPICE. Oprogramowanie to służy do wyrównywania różnych astronomicznych układów odniesienia oraz śledzenia względnych pozycji planet, księżyców i satelitów. Link do pobrania tego oprogramowania znajduje się również w pliku README.
	<ol>
		<li>Należy pobrać kilka jąder (kernels) zawierających informacje o astronomicznych i księżycowych układach odniesienia, a także o dynamice orbitalnej Księżyca, Ziemi i Słońca. Konkretne wymagane jądra są wymienione w pliku README wraz z linkiem do ich pobrania.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Należy pozyskać końcowe wymagane dane: cyfrowe modele wysokościowe (DEM) powierzchni Księżyca utworzone na podstawie pomiarów LRO LOLA. Konkretny wymagany plik jest wymieniony i podlinkowany w pliku README.</li>
</ol>
2. Tworzenie konfiguracji macierzy
<ol>
	<li>Dostosuj skrypt createArrayConfig.py.
	<ol>
		<li>Wybierz konfigurację macierzy, podając listę współrzędnych długości i szerokości geograficznej dla każdej anteny. 
		UWAGA: Skrypt jest obecnie sformatowany dla macierzy o średnicy 10 km z 1024 elementami, 32 ramionami z 32 antenami rozmieszczonymi w skali logarytmicznej na każdym z nich, przy użyciu stałego współczynnika do przeliczania metrów na stopnie długości/szerokości geograficznej w pobliżu 0 stopni szerokości geograficznej. Lokalizacja macierzy, (-1.04°, -0.43°), została wybrana, ponieważ stanowi centrum obszaru 10x10 km o najmniejszej zmienności wysokości (σ = 5.6 m) w pobliżu punktu podziemskiego (0°, 0°) w księżycowym układzie odniesienia ME.</li>
		<li>Zmień zmienną lunarPath w skrypcie, aby odzwierciedlić nową lokalizację pobrania Cyfrowego Modelu Wysokościowego zawierającego dane o wysokości powierzchni Księżyca.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Uruchom skrypt createArrayConfig.py poleceniem „python createArrayConfig.py”. Wykorzysta on księżycowy Cyfrowy Model Wysokościowy do obliczenia wysokości dla każdej długości i szerokości geograficznej dla każdej anteny. Zapisz długość, szerokość i wysokość w plikach oraz wyświetl je na ekranie, aby ułatwić kopiowanie i wklejanie do następnego skryptu. Wygeneruj rysunki przedstawiające konfigurację macierzy nałożoną na lokalną topografię Księżyca (Rysunek 1).</li>
</ol>
3. Wykorzystanie SPICE do wyrównania współrzędnych
<ol>
	<li>Dostosuj skrypt eqArrOverTimeEarth.c.
	<ol>
		<li>Pobierz wyniki z poprzedniego skryptu – długość geograficzną, szerokość geograficzną oraz wysokość każdej anteny – i skopiuj je do odpowiadających im list w skrypcie, aktualizując również zmienną „numsc” liczbą odbiorników i odpowiednimi współrzędnymi. 
		UWAGA: Ponieważ język C nie posiada dynamicznej alokacji tablic, nie było prostego sposobu na elastyczne i automatyczne odczytywanie danych, dlatego konieczne jest ręczne kopiowanie.</li>
		<li>Zaktualizuj plik lunar_furnsh.txt dołączony do pakietu, wprowadzając nowe ścieżki do wymaganych plików układów odniesienia (frame) i efemeryd.</li>
		<li>Określ zestaw dat obserwacji. Pozwoli to efemerydom w systemie SPICE precyzyjnie śledzić położenie Ziemi i Słońca względem zdefiniowanej macierzy w tych datach. Obecnie w skrypcie wybrano 48 dat występujących mniej więcej co tydzień w ciągu roku 2025.</li>
		<li>Określ obszar nieba, który macierz ma śledzić i obrazować. Obecnie skrypt zapisuje RA Dec Ziemi widzianej z powierzchni Księżyca, ale można łatwo wprowadzić statyczne współrzędne RA Dec.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Skompiluj skrypt eqArrOverTime.c
	<ol>
		<li>Skompiluj skrypt, używając polecenia gcc zamieszczonego w komentarzu na górze skryptu. Będzie ono wyglądać mniej więcej tak: „gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/SPICE/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99”. Zmień ścieżki tak, aby odzwierciedlały lokalizację bibliotek cspice.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Uruchom plik wykonywalny eqArrOverTime poleceniem „./eqArrOverTime”. Powinno to skutkować utworzeniem szeregu plików, z których każdy zawiera zestaw zmiennych. Najważniejsze z nich to pozycje XYZ każdej anteny w układzie współrzędnych J2000 oraz współrzędne rektascencji i deklinacji (RA i Dec) obszaru nieba będącego celem (obecnie są to współrzędne Ziemi z perspektywy Księżyca). Zmienne wyjściowe są zapisywane w plikach .txt zawierających dane dla wszystkich żądanych dat.</li>
</ol>
4. Wykorzystanie oprogramowania CASA do symulacji odpowiedzi macierzy
<ol>
	<li>Skonfiguruj skrypt LunarEarthPicFreqIntegration.py.
	<ol>
		<li>Określ częstotliwość obserwacyjną, dla której macierz ma utworzyć obraz. Obecnie jest ona ustawiona na 0.75 MHz.</li>
		<li>Określ zgodny z CASA obraz wzorcowy (lub utwórz go z pliku obrazu .fits) z wartościami w jednostkach Jansky/piksel, który macierz ma zrekonstruować (np. Rycina 2). Stałe (res, res1, width, arcMinDiv) w kodzie będą wymagały zmiany, aby odzwierciedlały rozmiar i rozdzielczość wejściowego obrazu wzorcowego. 
		UWAGA: W przypadku stosowania metody SPICE do podawania współrzędnych RA Dec, można zakomentować instrukcję „import ephem” w tym skrypcie. Biblioteka ta wymaga użycia casa-pip z pakietu casa-python do instalacji, ale 
		umożliwia śledzenie innych obiektów astronomicznych w środowisku python.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Uruchom skrypt LunarEarthPic.py. Na początku skryptu znajdują się zakomentowane przykłady jego uruchamiania. Poniższa komenda jest przykładem uruchomienia skryptu z wiersza poleceń: 
	“nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir . -correlate True -numSC 1024 | tee earth.out &amp;” 
	Flaga -numSC służy do poinformowania kodu o liczbie używanych anten/odbiorników i pomaga w rozpakowaniu danych z plików .txt zawierających współrzędne odbiorników. 
	UWAGA: Wektor bazy antenowej, mierzony w jednostkach długości fali obserwacyjnej (λ), ma długość Dλ i składowe (υ, ν, w) = (∆x,∆y,∆z)/λ . Następnie potok oblicza widoczności, czyli obserwowane napięcia skorelowane wzajemnie dla każdej pary anten. W tym miejscu do obliczenia widoczności zastosowano przybliżenie dla małego pola widzenia, zgodnie ze standardowym wzorem z publikacji Thompson et al.2 dla nieskończenie małej szerokości pasma przy częstotliwości ν. 
	<img alt="Schemat równania interferometrii radiowej Vν(u,v,w) dla przetwarzania sygnałów i analizy obrazowania." src="/files/ftp_upload/61540/61540equ02.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Równanie 2"> 
	Współrzędne niebieskie celu obrazowanego przez macierz uznaje się za centrum fazowe, w stronę którego skierowana jest oś z, lub w, układu. (l, m, n) to cosinusy kierunkowe z układu współrzędnych (U, V, W). Rozkład jasności nieba wokół obserwowanego źródła to Iν(l, m). Gęstość strumienia widmowego jest często przedstawiana w jednostce pochodnej 1 Jansky (Jy) = 10−26 W/m2/Hz. Jasność widmowa to po prostu Jy/steradian, reprezentująca ilość strumienia pochodzącego z konkretnego obszaru nieba. Aν(l, m) to znormalizowany wzór wiązki głównej anteny, określający jej czułość na promieniowanie pochodzące z danego punktu na niebie. 
	Ten skrypt oblicza odległości między antenami w odpowiednio rzutowanym układzie odniesienia na podstawie współrzędnych wygenerowanych przez poprzedni skrypt. Następnie wykorzystuje Równanie 2 do obliczenia danych widoczności dla każdej pary anten. Wynikowe widoczności są przechowywane wraz z bazami w pliku CASA Measurement Set (.ms). Ten plik MS jest głównym produktem końcowym tego skryptu.</li>
</ol>
5. Obrazowanie danych – bezszumowe i zaszumione
<ol>
	<li>Dostosuj skrypt noiseCopies.py.
	<ol>
		<li>Ustaw równoważną gęstość strumienia systemowego (SEFD), określaną w skrypcie jako avNoise. SEFD jest wygodnym sposobem opisu całkowitego szumu anteny radiowej, ponieważ łączy temperaturę systemową oraz powierzchnię efektywną, umożliwiając bezpośrednie porównanie sygnału i szumu. Obecnie jest ona ustawiona na 1.38e7 Jansky, co stanowi optymistyczny poziom szumu dla 0.75 MHz. 
		UWAGA: W zakresie niskich częstotliwości radiowych istnieją trzy główne źródła stałego szumu: szum wzmacniacza, szum quasitermalny wolnych elektronów (oszacowany przez Meyer-Vernet et al.24 na 6.69e4 Jy przy 0.75 MHz, przy zastosowaniu przybliżenia dla dipola elektrycznie krótkiego) oraz galaktyczne promieniowanie tła z Drogi Mlecznej (oszacowane przez Novacco &amp; Brown25 na 4.18e6 Jansky przy 0.75 MHz dla całego nieba, z którego macierz księżycowa zobaczy tylko pewną część). Ten optymalny poziom szumu 1.38e7 Jy zakłada, że szum wzmacniacza dominuje nad pozostałymi składnikami. Szczegółową dyskusję na ten temat przedstawiono w pracy Hegedus et al.</li>
		<li>Ustaw szerokość pasma, po której następuje całkowanie, w zmiennej „noise” w linii 200. Ustaw wartość na 500 kHz.</li>
		<li>Ustaw czas całkowania w zmiennej „noise” w linii 200.</li>
	</ol>
	</li>
	<li>Uruchom skrypt noiseCopies.py za pomocą polecenia „nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py | tee noise.out &amp;”.
	<ol>
		<li>Skrypt najpierw utworzy obraz z danych widoczności pozbawionych szumu, wywołując standardowy algorytm astronomii radiowej CLEAN26, aby stworzyć obraz taki jak na Rysunku 3.</li>
		<li>Następnie skrypt utworzy kopie MS i doda odpowiedni poziom szumu do złożonych danych widoczności, a następnie opracuje obraz za pomocą algorytmu CLEAN. Obecnie skrypt generuje obrazy dla zakresu czasów całkowania do 24 godzin i dla kilku wartości schematu ważenia robust. W zależności od konfiguracji macierzy jakość obrazu może różnić się w zależności od wybranego schematu ważenia danych. Obrazy zaszumione będą wyglądać podobnie do Rysunku 4, który został wykonany przy czasie całkowania wynoszącym 4 godziny. 
		UWAGA: Szum jest dodawany zgodnie ze standardowymi wzorami stosunku sygnału do szumu. Według Taylora2 szum interferometryczny dla pojedynczej polaryzacji wynosi 
		<img alt="Równanie czułości w astronomii radiowej, σ=SEFD/η_s√(N_ant(N_ant-1)ΔνΔt), schemat wzoru." src="/files/ftp_upload/61540/61540equ03.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Równanie 3"> 
		Tutaj ηs to sprawność systemu lub sprawność korelatora, która została ustawiona na konserwatywną wartość 0.8. Nant to liczba anten w macierzy (Nant = 2 dla każdej pojedynczej widoczności), ∆ν to szerokość pasma całkowania w Hz, a ∆t to czas całkowania w sekundach.</li>
	</ol>
	</li>
</ol>

<ol><li>Jansky, K. G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Directional+studies+of+atmospherics+at+high+frequencies%5BTitle%5D)+AND+%22Proceedings+of+Institute+of+Radio+Engineers%22%5BJournal%5D)">Directional studies of atmospherics at high frequencies.</a> Proceedings of Institute of Radio Engineers. 20, 1920(1932).</li>
<li>Taylor, G. B., Carilli, C. L., Perley, R. A. Synthesis Imaging in Radio Astronomy II. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aTaylor%2C+GB+%22Astronomical+Society+of+the+Pacific+Conference+Series%22">Astronomical Society of the Pacific Conference Series</a>. 180, (1999).</li>
<li>Thompson, A. R., Moran, J. M., Swenson, G. W. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aThompson%2C+AR+%22Interferometry+and+synthesis+in+radio+astronomy%22">Interferometry and synthesis in radio astronomy</a>. , Wiley-Interscience. New York. (1986).</li>
<li>Bougeret, J., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((WAVES%3A+The+radio+and+plasma+wave+investigation+on+the+Wind+spacecraft%5BTitle%5D)+AND+%22Space+Sciencce+Reviews%22%5BJournal%5D)">WAVES: The radio and plasma wave investigation on the Wind spacecraft.</a> Space Sciencce Reviews. 71, 231-263 (1995).</li>
<li>Bougeret, J., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((S%2FWAVES%3A+The+Radio+and+PlasmaWave+Investigation+on+the+STEREO+Mission%5BTitle%5D)+AND+%22Space+Science+Reviews%22%5BJournal%5D)">S/WAVES: The Radio and PlasmaWave Investigation on the STEREO Mission.</a> Space Science Reviews. 136 (1), 487-528 (2008).</li>
<li>Burke, B. F. Astronomical Interferometry on the Moon. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aBurke%2C+BF+%22Lunar+bases+and+space+activities+of+the+21st+century%22">Lunar bases and space activities of the 21st century</a>. Mendell, W. W. , Lunar and Planetary Institute. USA. A86-30113 13-14 281-291 (1985).</li>
<li>Burns, J. O. A moon-earth radio interferometer. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aBurns%2C+JO+%22Lunar+bases+and+space+activities+of+the+21st+century%22">Lunar bases and space activities of the 21st century</a>. Mendell, W. W. , Lunar and Planetary Institute. USA. A86-30113 13-14 293-300 (1985).</li>
<li>Douglas, J. N., et al. A very low frequency radio astronomy observatory on the moon. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aDouglas%2C+JN+%22Lunar+bases+and+space+activities+of+the+21st+century%22">Lunar bases and space activities of the 21st century</a>. Mendell, W. W. , Lunar and Planetary Institute. USA. A86-30113 13-14 301-306 (1985).</li>
<li>Damé, L., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Solar+interferometric+imaging+from+the+moon%5BTitle%5D)+AND+%22Advances+in+Space+Research%22%5BJournal%5D)">Solar interferometric imaging from the moon.</a> Advances in Space Research. 14 (6), 49-58 (1994).</li>
<li>Bely, P. Y., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Very+Low+Frequency+Array+on+the+Lunar+Far+Side.+Technical+Report%5BTitle%5D)+AND+%22ESA+SCI%22%5BJournal%5D)">Very Low Frequency Array on the Lunar Far Side. Technical Report.</a> ESA SCI. (97), 2(1997).</li>
<li>Burns, J. O., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((FARSIDE%3A+A+Low+Radio+Frequency+Interferometric+Array+on+the+Lunar+Farside%5BTitle%5D)+AND+%22Bulletin+of+the+American+Astronomical+Society%22%5BJournal%5D)">FARSIDE: A Low Radio Frequency Interferometric Array on the Lunar Farside.</a> Bulletin of the American Astronomical Society. 51 (7), 178(2019).</li>
<li>Klein-Wolt, M., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Dark+ages+EXplorer%2C+DEX%2C+A+white+paper+for+a+low+frequency+radio+interferometer+mission+to+explore+the+cosmological+Dark+Ages%5BTitle%5D)+AND+%22L2%2C+L3+ESA+Cosmic+Vision+Program%22%5BJournal%5D)">Dark ages EXplorer, DEX, A white paper for a low frequency radio interferometer mission to explore the cosmological Dark Ages.</a> L2, L3 ESA Cosmic Vision Program. , (2013).</li>
<li>Lazio, T. J., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((The+Dark+Ages+Lunar+Interferometer+%28DALI%29+and+the+Radio+Observatory+for+Lunar+Sortie+Science+%28ROLSS%29%5BTitle%5D)+AND+%22Bulletin+of+the+American+Astronomical+Society%22%5BJournal%5D)">The Dark Ages Lunar Interferometer (DALI) and the Radio Observatory for Lunar Sortie Science (ROLSS).</a> Bulletin of the American Astronomical Society. 41, 344(2009).</li>
<li>MacDowall, R. J., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((A+Radio+Observatory+on+the+Lunar+Surface+for+Solar+studies+%28ROLSS%29%5BTitle%5D)+AND+%22arXiv+e-prints%22%5BJournal%5D)">A Radio Observatory on the Lunar Surface for Solar studies (ROLSS).</a> arXiv e-prints. , (2011).</li>
<li>Aminaei, A., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Basic+radio+interferometry+for+future+lunar+missions%5BTitle%5D)+AND+%222014+IEEE+Aerospace+Conference+Proceedings%22%5BJournal%5D)">Basic radio interferometry for future lunar missions.</a> 2014 IEEE Aerospace Conference Proceedings. , Big Sky, MT 1-19 (2014).</li>
<li>Belov, K., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((A+space-based+decametric+wavelength+radio+telescope+concept%5BTitle%5D)+AND+%22Experimental+Astronomy%22%5BJournal%5D)">A space-based decametric wavelength radio telescope concept.</a> Experimental Astronomy. 46 (2), 241-284 (2018).</li>
<li>Hegedus, A. M., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Measuring+the+Earth%27s+synchrotron+emission+from+radiation+belts+with+a+lunar+near+side+radio+array%5BTitle%5D)+AND+%22Radio+Science%22%5BJournal%5D)">Measuring the Earth's synchrotron emission from radiation belts with a lunar near side radio array.</a> Radio Science. 56, (2020).</li>
<li>Zarka, P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Plasma+interactions+of+exoplanets+with+their+parent+star+and+associated+radio+emissions%5BTitle%5D)+AND+%22Planetary+and+Space+Science%22%5BJournal%5D)">Plasma interactions of exoplanets with their parent star and associated radio emissions.</a> Planetary and Space Science. 55 (5), 598-617 (2007).</li>
<li>Chin, G., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Lunar+Reconnaissance+Orbiter+Overview%3A+The+Instrument+Suite+and+Mission%5BTitle%5D)+AND+%22Space+Science+Reviews%22%5BJournal%5D)">Lunar Reconnaissance Orbiter Overview: The Instrument Suite and Mission.</a> Space Science Reviews. 129 (4), 391-419 (2007).</li>
<li>Barker, M., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((A+new+lunar+digital+elevation+model+from+the+Lunar+Orbiter+Laser+Altimeter+and+SELENE+Terrain+Camera%5BTitle%5D)+AND+%22Icarus%22%5BJournal%5D)">A new lunar digital elevation model from the Lunar Orbiter Laser Altimeter and SELENE Terrain Camera.</a> Icarus. , 346-355 (2016).</li>
<li>McMullin, J. P., Waters, B., Schiebel, D., Young, W., Golap, K. CASA Architecture and Applications. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aMcMullin%2C+JP+%22Astronomical+Data+Analysis+Software+and+Systems+XVI%22">Astronomical Data Analysis Software and Systems XVI</a>. Shaw, R. A., Hill, F., Bell, D. J. 376, Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 127(2007).</li>
<li>Acton, C. H. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Ancillary+data+services+of+NASA%27s+Navigation+and+Ancillary+Information+Facility%5BTitle%5D)+AND+%22Planetary+and+Space+Science%22%5BJournal%5D)">Ancillary data services of NASA's Navigation and Ancillary Information Facility.</a> Planetary and Space Science. 44, 65-70 (1996).</li>
<li>Hegedus, A. M. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aHegedus%2C+AM+%22Data+and+Code+Set+for+%22Measuring+the+Earth%27s+Synchrotron+Emission+from+Radiation+Belts+with+a+Lunar+Near+Side+Radio+Array%22+%5BData+set%5D%22">Data and Code Set for "Measuring the Earth's Synchrotron Emission from Radiation Belts with a Lunar Near Side Radio Array" [Data set]</a>. , University of Michigan - Deep Blue. (2020).</li>
<li>Meyer-Vernet, N., Hoang, S., Issautier, K., Moncuquet, M., Marcos, G. Plasma Thermal Noise: The Long Wavelength Radio Limit. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aMeyer-Vernet%2C+N+%22Radio+Astronomy+at+Long+Wavelengths%22">Radio Astronomy at Long Wavelengths</a>. Stone, R. G., Weiler, K. W., Goldstein, M. L., Bougeret, J. L. , American Geophysical Union (AGU). (2000).</li>
<li>Novaco, J. C., Brown, L. W. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Nonthermal+galactic+emission+below+10+megahertz%29%5BTitle%5D)+AND+%22The+Astrophysical+Journal%22%5BJournal%5D)">Nonthermal galactic emission below 10 megahertz).</a> The Astrophysical Journal. 221, 114-123 (1978).</li>
<li>Högbom, J. A. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Aperture+Synthesis+with+a+Non-Regular+Distribution+of+Interferometer+Baselines%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomy+and+Astrophysics+Supplement%22%5BJournal%5D)">Aperture Synthesis with a Non-Regular Distribution of Interferometer Baselines.</a> Astronomy and Astrophysics Supplement. 15, (1974).</li>
<li>Martí-Vidal, I., Pérez-Torres, M. A., Lobanov, A. P. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Over-resolution+of+compact+sources+in+interferometric+observations%5BTitle%5D)+AND+%22Astronomy+%26+Astrophysics%22%5BJournal%5D)">Over-resolution of compact sources in interferometric observations.</a> Astronomy & Astrophysics. 541, 135(2012).</li>
<li>Ellingson, S. W. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Sensitivity+of+antenna+arrays+for+long-wavelength+radio+astronomy%5BTitle%5D)+AND+%22IEEE+Transactions+on+Antennas+and+Propagation%22%5BJournal%5D)">Sensitivity of antenna arrays for long-wavelength radio astronomy.</a> IEEE Transactions on Antennas and Propagation. 59 (6), 1855-1863 (2011).</li>
<li>Crusan, J. C., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Deep+space+gateway+concept%3A+Extending+human+presence+into+cislunar+space%5BTitle%5D)+AND+%222018+IEEE+Aerospace+Conference+Proceedings%22%5BJournal%5D)">Deep space gateway concept: Extending human presence into cislunar space.</a> 2018 IEEE Aerospace Conference Proceedings. , Big Sky, MT. 1-10 (2018).</li>
<li>Yushkova, O. V., Kibardina, I. N. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Dielectric+properties+of+lunar+surface%5BTitle%5D)+AND+%22Solar+System+Research%22%5BJournal%5D)">Dielectric properties of lunar surface.</a> Solar System Research. 51, 121-126 (2017).</li>
<li>Yushkov, V., Kibardina, I., Yushkova, O. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed?term=((Modeling+of+Electrophysical+Properties+of+the+Moon+Ground%5BTitle%5D)+AND+%222019+Russian+Open+Conference+on+Radio+Wave+Propagation+%28RWP%29%22%5BJournal%5D)">Modeling of Electrophysical Properties of the Moon Ground.</a> 2019 Russian Open Conference on Radio Wave Propagation (RWP). , Kazan, Russia. 463-466 (2019).</li>
<li>Burke, G., Poggio, A. Numerical Electromagnetics Code (NEC) method of moments. <a target="_blank" href="http://scholar.google.com/scholar?hl=en&safe=off&q=author%3aBurke%2C+G+%22Lawrence+Livermore+National+Laboratory+Technical+Report%22">Lawrence Livermore National Laboratory Technical Report</a>. , (1994).</li>
<li>Graham, S., Reckart, T. NASA-provided lunar payloads. NASA Glenn Research Center. , Available from: 
 <a target="_blank" href="https://www1.grc.nasa.gov/space/planetary-exploration-science-technology-office-pesto/management/nasa-provided-lunar-payloads">https://www1.grc.nasa.gov/space/planetary-exploration-science-technology-office-pesto/management/nasa-provided-lunar-payloads</a> (2019).</li>
</ol>

Autorzy nie mają nic do ujawnienia.

Każdy etap procesu symulacji jest niezbędny i przechodzi w następny, biorąc pod uwagę konfigurację sieci na powierzchni Księżyca, prawidłowe ustawienie układu odniesienia w celu zorientowania sieci na docelowy obszar na niebie, obliczenie danych dotyczących widoczności, dodanie odpowiednich poziomów szumu i uruchomienie algorytmów obrazowania na uzyskanych danych.
Dla każdego kroku można dokonać dostosowań. W kroku 2 konfiguracją tablicy zdefiniowanej przez użytkownika może być dowolna lista długości i szerokości geograficznej. Jest to następnie przekazywane do skryptu SPICE w kroku 3, w którym można wybrać dokładny czas planowanych pomiarów, a także miejsce na niebie, na którym powinna być skupiona tablica. W kroku 3 można określić symulowaną emisję prawdy, którą macierz próbuje zobrazować, dostarczając odpowiedni plik CASA .truth. Następnie w kroku 4 można zmienić oczekiwany poziom szumów w zależności od częstotliwości obserwacji i oczekiwanych możliwości sprzętowych. Ten zestaw kodów stanowi elastyczną strukturę symulacyjną, która może być używana do iteracji projektu macierzy dla dowolnej liczby zastosowań, w zależności od docelowej nauki. Wszystkie te kody można uruchomić na przeciętnym laptopie lub stacji roboczej, chociaż czas obliczeń wydłuża się wraz z liczbą anten. Najwolniejszą częścią procesu jest przewidywanie widoczności, a następnie obrazowanie. W przypadku małych macierzy cały proces można wykonać w ciągu kilku minut, podczas gdy w przypadku większych macierzy liczących kilkaset lub tysiąc odbiorników mogą być potrzebne godziny lub dni.
Niektóre kolejne kroki, które można podjąć w przypadku tego potoku, aby zwiększyć jego realizm, obejmują dodanie systemu usuwania pierwszego planu zależnego od kanału. Wymaga to zbudowania globalnego modelu nieba, zdominowanego na niskich częstotliwościach przez galaktyczną emisję synchrotronową i kilka jasnych źródeł, takich jak Cas A, śledzenie, która część nieba jest widoczna dla odbiorników, i konwolucjonizowanie tego wzorca jasności za pomocą wiązki głównej, ze środkiem fazowym układu ustawionym w kierunku celu obrazowania. W przypadku dłuższych czasów integracji śledzenie pozornego ruchu nieba jest również problemem. Kolejnym ulepszeniem, które można dodać, jest system oznaczania zdarzeń przejściowych/zakłóceń częstotliwości radiowych (RFI), który może usuwać oznaczone kanały z normalnego obrazowania i wysyłać je do wyspecjalizowanego potoku, który obrazuje i charakteryzuje oznaczone dane. Ten potok zdarzeń przejściowych może następnie wykorzystywać specjalne algorytmy, takie jak uvmodelfit, które mogą wykorzystać wysoki stosunek sygnału do szumu tych zdarzeń, aby scharakteryzować je lepiej niż normalna rozdzielczość macierzy27.
Istnieją również dodatkowe efekty, które należy wziąć pod uwagę w celu pełnej kalibracji matrycy, z których jednym jest wzajemne sprzężenie. Jak omówiono w Ellingson28, może to prowadzić do zmniejszenia czułości w tablicach, jeśli mają one odbiorniki znajdujące się w odległości kilku długości fal od siebie. Przejawia się to w zmniejszeniu czułości matrycy lub równoważnym wzroście SEFD. Jest to szczególnie ważne w przypadku wiązek oddalonych od zenitu o więcej niż 10 stopni. Przykładowy układ w tej pracy jest skierowany na Ziemię, która z założenia jest zawsze bliska zenitu, więc wzajemne sprzężenie nie powinno mieć wpływu na ten konkretny cel obrazowania, ale badania SEFD w pełnym zakresie kątów elewacji i częstotliwości będą musiały zostać przeprowadzone podczas rozruchu, aby jakakolwiek rzeczywista sieć mogła uwolnić swój pełny potencjał. Kolejną wadą tego procesu symulacji macierzy są użyte niedoskonałe mapy powierzchni Księżyca. DEM-y z pomiarów LRO LOLA mają w najlepszym razie rozdzielczość 60x60 metrów/piksel na mapach 512 pikseli/stopień. Można interpolować te dane dla symulowanych układów, ale w przypadku rzeczywistych macierzy będzie musiał istnieć okres uruchamiania/kalibracji, w którym źródła o znanej pozycji zostaną wykorzystane do określenia względnych odległości między wszystkimi antenami z dużą precyzją. Możliwe źródła kalibracji obejmują Cas A, okresową emisję niskich częstotliwości z Jowisza lub Ziemi, lub potencjalnie Lunar Gateway29.
Należy również wziąć pod uwagę reakcję powierzchni Księżyca. Nad podłożem Księżyca znajduje się warstwa wierzchniej warstwy gleby zwana regolitem, która działa jak stratny dielektryk, który może odbijać przychodzącą emisję z pewną wydajnością, powyżej podłoża skalnego Księżyca, które może również odbijać przychodzącą emisję z nieco lepszą wydajnością30,31. Reakcja ta zależy od temperatury otoczenia i częstotliwości napływu, a także składu chemicznego regolitu. Badania30,31 wykazały, że w niższych temperaturach poniżej 100 K regolit jest prawie przezroczysty dla emisji radiowej, a odbicie zachodzi na poziomie podłoża skalnego ze współczynnikiem odbicia około 0,5-0,6. W wyższych temperaturach 150-200 K regolit może absorbować emisję i odbijać promieniowanie przychodzące do powierzchni ze współczynnikiem odbicia około 0,2-0,3. W temperaturach powyżej 200 K stwierdza się, że właściwości dielektryczne regolitu są zmniejszone, a odchylenia od odbicia można zignorować. Efekty te mogą zmniejszyć efektywną powierzchnię macierzy, zmniejszając czułość i wymagając dłuższego czasu integracji. Efekt ten można modelować za pomocą pakietów oprogramowania do symulacji elektromagnetycznej, takich jak NEC4.232, biorąc pod uwagę modele przenikalności względnej/stałej dielektrycznej w funkcji głębokości Księżyca. Spowoduje to wygenerowanie SEFD odbiornika dla danej częstotliwości, który może być przekazany do potoku symulacji macierzy w celu obliczenia prawidłowego szumu, który należy dodać do symulowanego sygnału. Dodanie siatki uziemiającej między odbiornikiem a powierzchnią Księżyca może pomóc w zmniejszeniu efektu odbitych fal, ale dodaje własny zestaw komplikacji w postaci rozmieszczenia.
Wiele hipotetycznych lub niejasnych szczegółów dotyczących implementacji odbiornika radiowego na powierzchni Księżyca w końcu utrwali się w rzeczywistości dzięki niedawnemu finansowaniu projektów pojedynczych anten o niskiej częstotliwości, takich jak Radio wave Observations on the Lunar Surface of the photoElectron Scover (ROLSES) i Lunar Surface Electromagnetics Experiment (LuSEE)33. LuSEE został niedawno sfinansowany przez NASA w ramach programu Commercial Lunar Payload Services. Oba zestawy anten będą składać się głównie z części zamiennych do poprzednich instrumentów, takich jak STEREO/WAVES czy PSP FIELDS, a ich dostawa planowana jest na 2021 rok. Pomiary z tych odbiorników ostatecznie utrwalą poziom szumu quasitermicznego z osłony fotoelektronowej ze zjonizowanego pyłu na powierzchni Księżyca i tego, jak zmienia się on w ciągu dnia księżycowego. Pomiary te scharakteryzują również poziom odbicia i absorpcji od powierzchni Księżyca oraz określą ilościowo, w jaki sposób zmienia się SEFD odbiornika. Dostarczą również statystyk dotyczących liczby zdarzeń przejściowych lub RFI, które są odbierane na powierzchni Księżyca. Misje te utorują drogę dla układów anten, które w końcu będą w stanie dokonać wielu nowatorskich obserwacji naukowych, takich jak emisja niskich częstotliwości z słonecznych błysków radiowych, odległych galaktyk i magnetosfer planetarnych. Potok symulacyjny opisany w tej pracy zapewnia elastyczny sposób iteracji projektu tych przyszłych macierzy dla różnych celów naukowych.

Dziedzina radioastronomii rozpoczęła się w 1932 roku wraz z przypadkowym wykryciem galaktycznej emisji radiowej przez Karla G. Jansky'ego1 przy częstotliwości 20 MHz, w zakresie obecnie powszechnie określanym jako niskie częstotliwości radiowe. Od tego czasu radioastronomia rozwijała się gwałtownie, nadrabiając dystans do wysokoczęstotliwościowych obserwacji optycznych, które są prowadzone od wielu stuleci. Kolejnym przełomem było wykorzystanie interferometrii radiowej, w której grupy anten oddalone od siebie na duże dystanse służą do tworzenia syntetycznej apertury, co pozwala na zwiększenie czułości i rozdzielczości obserwacji radiowych2,3. Intuicyjnie można to postrzegać jako rozszerzenie standardowego wzoru na rozdzielczość dla obserwacji optycznych:
<img alt="Wzór na rozdzielczość anteny θ&lt;sub&gt;HPBW&lt;/sub&gt;=1.22λ/D; równanie symboliczne, pojęcie z zakresu optyki." src="/files/ftp_upload/61540/61540equ01.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Równanie 1">
Dla czaszy obserwacyjnej o rozmiarze D metrów i długości fali obserwacyjnej λ metrów, ΘHPBW oznacza rozmiar kątowy w radianach szerokości wiązki przy połowie mocy (HPBW), co definiuje rozdzielczość na niebie. Ten proces syntezy ułamka dużej, pełnej czaszy przy użyciu jedynie punktów rozproszonych na głównie pustym obszarze nazywany jest również syntezą apertury. W dziedzinie interferometrii radiowej rozdzielczość macierzy jest określana przez największą odległość między dowolnymi dwoma odbiornikami w macierzy, a odległość ta jest wykorzystywana jako D w Równaniu 1.
Matematyczne podstawy interferometrii zostały szczegółowo opisane w klasycznych tekstach, takich jak „Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy” Thompsona3. Podstawną zasadę można sformułować w sposób nieformalny: „(dla macierzy płaskich obserwujących małe pole widzenia) korelacja wzajemna sygnałów między dowolnymi dwoma odbiornikami (widoczność) dostarcza informacji o dwuwymiarowym współczynniku Fouriera rozkładu jasności nieba”. To, który tryb Fouriera jest próbkowany, zależy od odległości między odbiornikami (baza), znormalizowanej przez długość fali obserwacyjnej. Odbiorniki oddalone od siebie (w standardowym układzie współrzędnych UVW zorientowanym na cel obrazowania) próbkują cechy o wyższych częstotliwościach przestrzennych, co pozwala uzyskać szczegóły o wyższej rozdzielczości w mniejszych skalach. I odwrotnie, odbiorniki znajdujące się blisko siebie w tym samym układzie UVW próbkują niższe częstotliwości przestrzenne, dostarczając informacji o strukturach w większej skali przy niższej rozdzielczości.
W przypadku najniższych częstotliwości radiowych wolne elektrony w jonosferze Ziemi uniemożliwiają przemieszczanie się fal radiowych o częstotliwości poniżej 10 MHz z przestrzeni kosmicznej na ziemię i odwrotnie. To zjawisko, nazywane „odcięciem jonosferycznym”, od dawna uniemożliwia prowadzenie obserwacji nieba z powierzchni Ziemi w tym zakresie częstotliwości. Oczywistym rozwiązaniem tego ograniczenia jest umieszczenie odbiorników radiowych w kosmosie, gdzie mogą one rejestrować dane bez wpływu atmosfery Ziemi i wolnych elektronów w jej jonosferze. Było to realizowane wcześniej za pomocą pojedynczych anten na statkach kosmicznych, takich jak Wind4 i STEREO5, które ujawniły wiele procesów astrofizycznych generujących emisje w tym niskoczęstotliwościowym zakresie radiowym. Obejmuje to emisje wynikające z oddziaływań elektronów z magnetosferą Ziemi, akceleracji elektronów podczas erupcji słonecznych oraz z samej galaktyki. Obserwacje z pojedynczej anteny pozwalają zmierzyć całkowitą gęstość strumienia takich zdarzeń, ale nie umożliwiają dokładnego wskazania źródła emisji. Aby zlokalizować tę niskoczęstotliwościową emisję i po raz pierwszy stworzyć obrazy w tym zakresie częstotliwości, konieczne będzie wysłanie w kosmos wielu anten i połączenie ich danych w celu utworzenia syntetycznej apertury.
Realizacja tego przedsięwzięcia otworzyłaby nowe okno, przez które ludzkość mogłaby obserwować wszechświat, umożliwiając wykonanie szeregu pomiarów naukowych wymagających obrazowania nieba w tych najniższych częstotliwościach. Księżyc jest jedną z potencjalnych lokalizacji dla syntetycznej apertury w przestrzeni kosmicznej, co wiąże się z pewnymi zaletami i wadami w porównaniu z wolno latającymi układami orbitalnymi. Ciemna strona Księżyca posiada wyjątkową strefę ciszy radiowej, która blokuje wszystkie typowe zakłócenia pochodzące z sygnałów generowanych przez człowieka, natomiast strona widoczna zapewnia statyczne miejsce dla układów obserwujących Ziemię, a w przypadku budowy w punkcie podziemskim Księżyca, Ziemia zawsze znajdowałaby się w zenicie. W przypadku układu statycznego łatwiejsze jest uzyskanie krótkich baz do pomiaru emisji wielkoskalowych, ponieważ nie istnieje ryzyko ich kolizji, w przeciwieństwie do układów wolno latających. Głównymi wadami układu księżycowego są przede wszystkim trudności związane z kosztami i zasilaniem. Wielkoskalowy układ na Księżycu wymagałby znacznych nakładów finansowych i infrastrukturalnych, podczas gdy mniejsze układy orbitalne wymagałyby znacznie mniejszych zasobów. Kwestią problematyczną jest również zasilanie; większość miejsc na Księżycu jest wystawiona na wystarczające nasłonecznienie do generowania energii słonecznej przez 1/3 każdego dnia księżycowego. Wyzwaniem inżynieryjnym jest także przetrwanie dużych wahań temperatury między dniem a nocą księżycową. Pomijając te trudności, pozostaje problem upewnienia się, że proponowana konstrukcja układu jest odpowiednia dla określonego celu (lub celów) naukowych. Odpowiedź dowolnego układu zależy od struktury obserwowanej emisji oraz konfiguracji i czułości samego układu.
Na przestrzeni dziesięcioleci opracowano kilka koncepcyjnych macierzy do rozmieszczenia na powierzchni Księżyca. Wczesne projekty nie były bardzo szczegółowe, lecz już wtedy dostrzegano postępy naukowe, jakie mogłyby zostać osiągnięte dzięki takim układom6,7,8,9,10. W ostatnich latach zaproponowano kolejne macierze, z których niektóre, takie jak FARSIDE11, DEX12 i DALI13, mają na celu pomiar dołków absorpcyjnych przesuniętego ku czerwieni sygnału 21-cm neutralnego wodoru w zakresie 10-40 MHz, aby zbadać tak zwane „Wieki Ciemne” i ograniczyć modele kosmologiczne wczesnego wszechświata. Inne projekty, takie jak ROLSS14, wskazują jako kluczowy cel naukowy śledzenie jasnych słonecznych rozbłysków radiowych typu II daleko w heliosferze, aby zidentyfikować miejsce przyspieszania energetycznych cząstek słonecznych w ramach koronalnych wyrzutów masy. Opisano również macierze o mniejszej skali, takie jak 2-elementowy interferometr RIF15, który wykorzystywałby pojedynczy lądownik oraz poruszający się łazik w celu próbkowania wielu baz w miarę oddalania się łazika od lądownika. RIF koncentruje się na możliwości sporządzenia po raz pierwszy mapy nieba dla tych niskich częstotliwości oraz oblicza pokrycie UV i wiązkę syntetyczną dla obserwacji zintegrowanych.
Kosmiczne macierze radiowe mogłyby również umożliwić obrazowanie w niskich częstotliwościach odległych galaktyk radiowych w celu wyznaczenia pól magnetycznych oraz przeprowadzenia pomiarów astrometrycznych16. Obrazy tych obiektów w niskich częstotliwościach dostarczyłyby pełniejszego obrazu fizyki rządzącej tymi układami, w szczególności dostarczając danych o emisji synchrotronowej dla dolnego zakresu rozkładu energii elektronów. W tych niskich częstotliwościach występuje również szereg różnych emisji magnetosferycznych, które dostarczają zarówno globalnych (stała emisja synchrotronowa), jak i lokalnych (rozbłyski, kilometryczne promieniowanie zorzowe) sygnatur dynamiki elektronów, których nie da się wykryć z powierzchni Ziemi17. Najjaśniejsze zarejestrowane emisje tego typu pochodziły z Ziemi i Jowisza, ponieważ są to najbliższe planety z silnymi magnetosferami. Jednak macierze o odpowiedniej czułości i rozdzielczości mogłyby obserwować emisję magnetosferyczną z innych planet zewnętrznych, a nawet z planet pozasłonecznych18. Temat ten został w szczególności wskazany jako obszar zainteresowań podczas niedawnego warsztatu Planetary Sciences Vision 2050.
Niniejsza praca koncentruje się na symulowaniu odpowiedzi macierzy radiowych na Księżycu, składających się z dowolnej liczby anten – od zaledwie kilku, po setki lub tysiące. Ten system symulacyjny jest przydatny do optymalizacji projektu macierzy w celu obrazowania dowolnego celu naukowego w wąskim polu widzenia (kilku stopni kwadratowych), lecz obecnie nie obsługuje obrazowania całego nieba. Aby upewnić się, że dany rozmiar lub konfiguracja macierzy jest wystarczająca do obserwacji celu z określoną rozdzielczością lub poziomem szumów, należy zastosować dokładne szacunki przewidywanych map jasności wraz z realistycznymi profilami szumów. Geometria macierzy musi być również znana z wysoką precyzją, aby bazy były obliczane dokładnie, co umożliwi prawidłowe obrazowanie danych. Obecnie najlepszymi mapami powierzchni Księżyca są cyfrowe modele wysokościowe (DEM) z instrumentu Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA)20 misji Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO)19. Potok symulacyjny przyjmuje współrzędne długości i szerokości geograficznej dla każdego odbiornika i interpoluje wysokość w tych punktach na podstawie istniejących DEM, aby obliczyć pełną pozycję 3D.
Na podstawie tych współrzędnych oblicza się linie bazowe, a następnie wprowadza je do pliku Measurement Set (MS) w programie Common Astronomy Software Applications (CASA)21. Format MS może być wykorzystywany w wielu istniejących algorytmach analizy i obrazowania; zawiera on informacje o konfiguracji macierzy, danych widoczności oraz wyrównaniu względem nieba. Jednak wiele z tych rutyn programistycznych jest na sztywno zaprogramowanych do pracy z macierzami obracającymi się wraz z powierzchnią Ziemi i nie sprawdzają się w przypadku macierzy orbitalnych lub księżycowych. Aby obejść ten problem, niniejszy rurociąg danych oblicza ręcznie linie bazowe i widoczności dla danej macierzy oraz celu obrazowania, a następnie wprowadza dane do formatu MS. Biblioteka SPICE22 służy do prawidłowego wyrównania księżycowych i niebiańskich układów współrzędnych oraz śledzenia ruchów Księżyca, Ziemi i Słońca.
Opisane tutaj środowisko symulacyjne opiera się na pracy Hegedus i wsp.17, a oprogramowanie zostało zarchiwizowane przez bibliotekę University of Michigan w archiwum Deep Blue23, dostępnym pod adresem https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. Wszelkie poprawki lub aktualizacje tego zarchiwizowane oprogramowania można znaleźć pod adresem https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. W następnej sekcji opisano wymagania dotyczące tego oprogramowania oraz przedstawiono proces tworzenia macierzy, ustawiania odpowiednich poziomów szumu, wprowadzania do macierzy symulowanego obrazu wzorcowego docelowej emisji oraz symulowania bezszumowych i zaszumionych rekonstrukcji emisji przez macierz przy użyciu skryptu CASA.

<table><tbody><tr><td>Nie są potrzebne żadne materiały fizyczne, jest to praca czysto obliczeniowa.</td><td></td><td></td><td></td></tr></tbody></table>

symulacja obrazowania wielkoskalowych sieci radiowych na powierzchni księżyca

Simulating Imaging of Large Scale Radio Arrays on the Lunar Surface

W ostatnich latach ponownie pojawiło się zainteresowanie powrotem na Księżyc z powodów zarówno naukowych, jak i odkrywczych. Księżyc stanowi doskonały poligon treningowy do budowy baz na dużą skalę, które można zastosować na innych planetach, takich jak Mars. Istnienie radiowej strefy ciszy na niewidocznej stronie Księżyca daje nadzieję na wczesne badania Wszechświata i poszukiwania egzoplanet, podczas gdy bliższa strona zapewnia stabilną bazę, która może być używana do obserwacji emisji o niskiej częstotliwości z ziemskiej magnetosfery, co może pomóc w ocenie jej reakcji na nadchodzącą pogodę kosmiczną. Budowa wielkoskalowej sieci radiowej przyniosłaby duże zyski naukowe, a także stanowiłaby test zdolności ludzkości do budowania struktur na innych planetach. Prace te koncentrują się na symulacji reakcji małych i dużych sieci radiowych na Księżycu, składających się z setek lub tysięcy anten. Odpowiedź układu zależy od struktury emisji oraz konfiguracji i czułości układu. Zestaw lokalizacji jest wybierany dla symulowanych odbiorników radiowych, przy użyciu cyfrowych modeli wysokościowych z instrumentu Lunar Orbiter Laser Altimeter na Lunar Reconnaissance Orbiter w celu scharakteryzowania wysokości lokalizacji odbiorników. Niestandardowy kod Common Astronomy Software Applications jest opisany i używany do przetwarzania danych z symulowanych odbiorników, wyrównywania układów współrzędnych Księżyca i nieba za pomocą SPICE, aby zapewnić użycie odpowiednich projekcji do obrazowania. Ta struktura symulacyjna jest przydatna do iteracji projektu macierzy w celu obrazowania dowolnego celu naukowego w małym polu widzenia. Ta struktura nie obsługuje obecnie wszystkich funkcji obrazowania nieba.

Postępowanie zgodnie z potokiem programistycznym powinno być dość proste, a prawidłowe działanie każdego kroku powinno być oczywiste. Uruchomienie pliku createArrayConfig.py z kroku 2 powinno wygenerować rysunek przypominający Rysunek 1, na którym konfiguracja zdefiniowanej macierzy jest naniesiona na lokalną topografię powierzchni Księżyca, opracowaną na podstawie cyfrowego modelu wysokości (DEM) z instrumentu LRO LOLA.
Krok 3 powinien wygenerować kluczowe pliki wyjściowe, m.in. eqXYZ_EarthCentered.txt, RAs.txt oraz Decs.txt. Przykłady tych plików znajdują się w pobranym pakiecie.
Krok 4 powinien utworzyć obraz referencyjny (truth image) podobny do Ryciny 2, który następnie służy do obliczenia danych widoczności. Powinien on również wygenerować plik CASA Measurement Set (.ms), który można przeglądać za pomocą standardowej komendy CASA casabrowser, aby upewnić się, że zarówno bazy, jak i dane widoczności zostały obliczone i zapisane.
Krok 5 powinien wygenerować rysunki podobne do Rysunku 3 oraz Rysunku 4 odpowiednio dla obrazów bezzaszumionych i zaszumionych. Obrazy zaszumione powinny być mniej wyraźne niż obraz bezszumowy.
<img alt="Mapa wysokości z lokalizacją anten; schemat zawiera skalę kolorystyczną dla wysokości promienia Księżyca." class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig01.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Rycina 1"> 
Rycina 1: Konfiguracja macierzy na mapie wysokości powierzchni Księżyca. 
Jest to przykładowa konfiguracja macierzy składająca się z kołowej macierzy o rozmieszczeniu logarytmicznym na obszarze 10 km. Konfiguracja posiada 32 ramiona po 32 anteny rozmieszczone logarytmicznie, co daje łącznie 1024 anteny. Lokalizacja macierzy (-1.04°, -0.43°) została wybrana, ponieważ stanowi centrum obszaru 10x10 km o najniższej zmienności wysokości (σ = 5.6 m) w pobliżu punktu podziemskiego (sub-Earth point) (0°, 0°) w układzie współrzędnych Moon Mean Earth (ME). Dane o wysokościach pozyskano z Cyfrowej Mapy Wysokości opracowanej na podstawie pomiarów LRO LOLA. Rycina ta została zaczerpnięta z pracy Hegedus et al.13. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig01large.jpg" target="_blank">Kliknij tutaj, aby wyświetlić rycina w większym rozmiarze.</a>
<img alt="Mapa emisji radiowej Ziemi, 0,736 MHz, schemat przedstawia rozkład natężenia wokół Ziemi w kolorze." class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig02.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Rysunek 2"> 
Rysunek 2: Obraz referencyjny emisji synchrotronowej z pasów radiacyjnych w odległościach księżycowych. 
Jest to przykład celu naukowego do obrazowania przez macierz. Odzyskany obraz jest następnie porównywany z tym wejściem w celu określenia wydajności macierzy. Mapa jasności została utworzona na podstawie danych z symulacji elektronów Salammbô i przetworzona za pomocą obliczeń służących do wyznaczenia emisji synchrotronowej, która byłaby obserwowana w odległościach księżycowych. Ziemia o rozmiarze 1,91° została dodana jako wskaźnik skali. Rysunek ten został zaczerpnięty z pracy Hegedus et al.13. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig02large.jpg" target="_blank">Kliknij tutaj, aby wyświetlić większą wersję tego rysunku.</a>
<img alt="Obraz radioastronomiczny; mapa widmowa; współrzędne J2000; analiza emisji niebiańskiej; skala kolorystyczna." class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig03.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Rysunek 3"> 
Rysunek 3: Bezzaszumna odpowiedź macierzy o średnicy 10 km na wejściowy obraz wzorcowy. 
Jest to jeden z wyników z Kroku 5, otrzymany po zastosowaniu standardowego algorytmu obrazowania radioastronomicznego CLEAN z wykorzystaniem schematu ważenia Briggsa z parametrem robustness wynoszącym −0.5. Rysunek ten został zaczerpnięty z pracy Hegedus i wsp.13. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig03large.jpg" target="_blank">Kliknij tutaj, aby wyświetlić powiększoną wersję tego rysunku.</a>
<img alt="Mapa spektralna z radioastronomii, wykres natężenia sygnału, deklinacja J2000 względem rektascensji." class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig04.jpg" data-altupdatedat="1788250015000" data-alt="Rycina 4"> 
Rycina 4: Zaszumiona odpowiedź macierzy o średnicy 10 km na wejściowy obraz wzorcowy. 
Jest to jeden z wyników z Kroku 5, po zastosowaniu standardowej metody CLEAN w radioastronomii z wykorzystaniem schematu ważenia Briggsa z parametrem robustness równym −0.5. Dla tego obrazu zastosowano systemową równoważną gęstość strumienia (System Equivalent Flux Density) wynoszącą 1.38e7 Jansky, pasmo całkowania 500 kHz oraz czas całkowania 4 godziny. Szum został również zredukowany o czynnik 16, aby zasymulować odpowiedź macierzy 16K anten zamiast macierzy 1K anten. Rycina ta została zaczerpnięta z pracy Hegedus et al.13. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig04large.jpg" target="_blank">Kliknij tutaj, aby wyświetlić większą wersję tej ryciny.</a>

Przedstawiono ramy symulacyjne do testowania możliwości obrazowania wielkoskalowych układów radiowych na powierzchni Księżyca. Omówiono główne składowe hałasu, a także omówiono proces tworzenia oprogramowania ze szczegółowymi informacjami na temat jego dostosowania do nowatorskich zastosowań naukowych.

Symulacja obrazowania wielkoskalowych sieci radiowych na powierzchni Księżyca

In recent years there has been a renewed interest in returning to the Moon for reasons both scientific and exploratory in nature. The Moon provides the ...

Pakiet ten rozszerza standardowy pakiet symulacyjny dla radioastronomii CASA do wykorzystania układów księżycowych, ponownie pojawiającej się dziedziny zainteresowań z wieloma możliwościami naukowymi. Przed rozpoczęciem symulacji przejdź do strony internetowej Deep Blue Data i pobierz pakiet oprogramowania. Oprogramowanie zostało przetestowane tylko w środowisku Unix i może nie działać w pełni w innych środowiskach.Aby dostosować skrypt createarrayconfig. py, podaj listę współrzędnych długości i szerokości geograficznej dla każdej anteny, aby wybrać konfigurację macierzy i zmienić zmienną ścieżki Księżyca w skrypcie, aby odzwierciedlić nową lokalizację pobierania cyfrowego modelu terenu zawierającego dane o wysokości powierzchni Księżyca. Użyj polecenia, aby uruchomić createarrayconfig.Skrypt PY do użycia numerycznego modelu wysokościowego Księżyca w celu obliczenia wysokości na każdej długości i szerokości geograficznej dla każdej anteny. Zapisz długość, szerokość geograficzną i wysokość w plikach i wydrukuj na ekranie w celu łatwego skopiowania i wklejenia do następnego skryptu, a następnie utwórz rysunki przedstawiające konfigurację macierzy na lokalnej topografii Księżyca. Aby dostosować eqrovertimeearth.c, skopiuj długość, szerokość geograficzną i wysokość każdej anteny do odpowiednich list w skrypcie i zaktualizuj zmienną numspacecraft o liczbę odbiorników i odpowiadające im współrzędne. Zaktualizuj lunar_furnsh. txt zawarty w pakiecie z nowymi nazwami ścieżek dla wymaganych plików ramek i efemeryd oraz określa zestaw dat, w których powinny wystąpić obserwacje, aby poinformować efemerydy w SPICE o dokładnym śledzeniu, gdzie znajdują się Ziemia i Słońce w stosunku do zdefiniowanej tablicy dla tych dat.Określ docelowy obszar nieba, który ma być śledzony i obrazowany przez macierz. Następnie użyj polecenia GCC, aby skompilować eqrovertime. c i zmień ścieżki, aby odzwierciedlić, gdzie znajdują się biblioteki cspice.Użyj polecenia, aby uruchomić tablicę równikową w czasie wykonywalną w celu uzyskania pewnej liczby plików, z których każdy zawiera zestaw zmiennych. Najważniejsze to pozycja XYZ każdej anteny we współrzędnych J2000 oraz współrzędne rektascensji i deklinacji docelowego obszaru nieba, a następnie zapisz zmienne wyjściowe do plików txt zawierających dane dla wszystkich żądanych dat. Aby dostosować lunarearthpickfreakintegracja.py, określa częstotliwość obserwacji dla tablicy, przy której ma zostać utworzony obraz, i określa obraz prawdy zgodny z CASA z wartościami pikseli Jansky'ego, które tablica ma zostać zrekonstruowana. Zmień stałe w kodzie, aby odzwierciedlić rozmiar i rozdzielczość wejściowego obrazu prawdy. Użyj polecenia, aby uruchomić lunarearthpick.Skrypt py. Ujemna flaga numsc służy do informowania kodu, ile anten i/lub odbiorników jest używanych i pomaga rozpakować dane z plików txt zawierających współrzędne odbiornika. Aby dostosować kopie dźwięków.py, ustawia równoważną gęstość strumienia systemu i ustawia pasmo integrowane w linii zmiennego szumu od 200 do 500 kiloherców. Ustaw czas integracji w linii zmiennego szumu 200 i użyj polecenia, aby uruchomić kopie szumów. Skrypt py.Skrypt najpierw utworzy obraz na podstawie danych o bezgłośnej widoczności, wywołując algorytm astronomii o standardowych proporcjach w celu utworzenia obrazu. Następnie skrypt utworzy kopie zestawu pomiarowego i doda odpowiedni poziom szumu do złożonych danych dotyczących widoczności, a następnie użyje clean do zobrazowania danych w zakresie czasów integracji do 24 godzin i w kilku solidnych wartościach schematu ważenia. W zależności od konfiguracji macierzy jakość obrazu może się różnić w zależności od wybranego schematu ważenia danych.Uruchomienie createarrayconfig. py, jak pokazano, powinno utworzyć mapę wysokości podobną do przedstawionej, na której konfiguracja zdefiniowanej tablicy jest naniesiona na lokalną topografię powierzchni Księżyca, pochodzącą z cyfrowego modelu wysokości, pochodzącego z orbitera rozpoznania księżycowego Lunar Orbiter Laser Altimeter. Użycie CASA do symulowania odpowiedzi tablicy powinno dać wynik podobny do obserwowanego tutaj, który można wykorzystać do obliczenia danych widoczności.Obrazowanie danych może następnie generować obrazy bezszumowe i zaszumione, przy czym obrazy zaszumione wydają się mniej wyraźne niż obrazy bezszumowe. Protokół ten wykorzystuje kombinację map astronomicznych z pakietu SPICE NASA wraz z mapami wysokości powierzchni Księżyca przy użyciu danych z orbitera zwiadowczego Księżyca w celu dokładnej symulacji dowolnej sieci na Księżycu.

simulating-imaging-of-large-scale-radio-arrays-on-the-lunar-surface

Research

JoVE Journal

Engineering

Inżynieria

Przedstawiono metodę pokonywania limitu dyfrakcji optycznej. Metoda obejmuje dwuetapowy proces: optyczne odzyskiwanie fazy za pomocą iteracyjnego algorytmu Gerchberga-Saxtona oraz przesunięcie systemu obrazowania, po którym następuje powtórzenie pierwszego kroku. Syntetycznie zwiększona apertura obiektywu jest generowana wzdłuż kierunku ruchu, co zapewnia wyższą rozdzielczość obrazowania.

Multipleksowanie czasowe Technika super rozdzielczości do obrazowania z ruchomej platformy

W tym badaniu mikrotomografia promieniowania synchrotronowego, nieniszcząca technika obrazowania trójwymiarowego, jest wykorzystywana do zbadania całego pakietu mikroelektronicznego o polu przekroju poprzecznego 16 x 16 mm. Ze względu na wysoki strumień i jasność synchrotronu, próbka została zobrazowana w zaledwie 3 minuty z rozdzielczością przestrzenną 8,7 μm.

Wykorzystanie mikrotomografii promieniowania synchrotronowego do badania wieloskalowych trójwymiarowych pakietów mikroelektronicznych

Tutaj prezentujemy system georadarowy (GPR) oparty na gęsto zaludnionym układzie antenowym do monitorowania dynamicznego procesu infiltracji wód podpowierzchniowych. Poklatkowy obraz radarowy procesu infiltracji pozwolił na oszacowanie głębokości frontu zwilżającego w trakcie procesu infiltracji.

Śledzenie głębokości frontu infiltracji za pomocą poklatkowych zbiorów z wieloma przesunięciami zebranych za pomocą radaru penetrującego grunt z anteną tablicową

Ten protokół jest ukierunkowany na konkretne komórki w tkance do obrazowania w rozdzielczości nanoskali za pomocą skaningowego mikroskopu elektronowego (SEM). Duża liczba seryjnych odcinków materiału biologicznego zatopionego w żywicy jest najpierw obrazowana w mikroskopie świetlnym w celu identyfikacji celu, a następnie w sposób hierarchiczny w SEM.

Multimodalne hierarchiczne obrazowanie odcinków szeregowych w celu znalezienia określonych celów komórkowych w dużych objętościach

Przedstawiono metody numeryczne i eksperymentalne dla wielokrotnego rozpraszania światła w dyskretnych ośrodkach losowych gęsto upakowanych cząstek. Metody te są wykorzystywane do interpretacji obserwacji planetoidy (4) Westa i komety 67P/Czuriumow-Gierasimienko.

Rozpraszanie i absorpcja światła w regolitach planetarnych

Protokół wydobywa informacje z krzywych blasku egzoplanet i tworzy mapy ich powierzchni. Wykorzystuje krzywe blasku Ziemi, która służy jako proxy egzoplaneta, aby zademonstrować to podejście.

Mapowanie powierzchni egzoplanet podobnych do Ziemi za pomocą jednopunktowych krzywych blasku

Opisujemy przygotowanie wstęg odcinków szeregowych i ich zbieranie na dużym nośniku transferu do użycia jako próbki tomografii matrycowej, wraz z automatycznymi procedurami obrazowania w skaningowym mikroskopie elektronowym. Protokół umożliwia badania przesiewowe, wyszukiwanie i ukierunkowane obrazowanie miejscowych, rzadkich zdarzeń oraz pozyskiwanie dużych ilości danych.

Tomografia matrycowa do ukierunkowanego pozyskiwania informacji objętościowych za pomocą skaningowej mikroskopii elektronowej

Wielkoskalowa kontrola próbek z rozdzielczością nanoskali ma szeroki zakres zastosowań, szczególnie dla nanofabrykowanych płytek półprzewodnikowych. Mikroskopy sił atomowych mogą być doskonałym narzędziem do tego celu, ale są ograniczone przez szybkość obrazowania. W tej pracy wykorzystuje się równoległe aktywne układy wspornikowe w AFM, aby umożliwić inspekcje o wysokiej przepustowości i na dużą skalę.

Mikroskopia sił atomowych z sondą aktywną z układami wspornikowymi Quattro-Parallel do wysokowydajnej kontroli próbek na dużą skalę

Ten protokół obejmuje czteroetapową metodologię badań obrazowania dużych obszarów, używaną do wyodrębniania wskaźników złożoności strukturalnej, składu społeczności i demografii populacji dla społeczności raf koralowych. Jakość zebranych zobrazowań i zintegrowany dostęp do zobrazowań źródłowych są traktowane priorytetowo na każdym etapie protokołu.

Pomiar struktury, składu i zmian środowiska podwodnego za pomocą obrazowania wielkopowierzchniowego

W artykule przedstawiono system do fotorealistycznej rekonstrukcji 3D z wykorzystaniem obrazów 360 stopni, Splattingu Gaussa i integracji z rzeczywistością wirtualną. Podejście to można zastosować do różnych zastosowań, takich jak edukacja, symulacja środowisk uczenia się; budownictwo, w celu symulacji prac poza placem budowy i pobierania metryk; lub opieki zdrowotnej, aby szkolić osoby z autyzmem w codziennych zadaniach.

Fotorealistyczne poznane krajobrazy dla rzeczywistości rozszerzonej

Protokół ten opisuje procedurę obrazowania na urządzeniu mikrofalowym do obrazowania piersi.

Obrazowanie kliniczne mammografii mikrofalowej

Poznaj symulację wielkoskalowych sieci radiowych na Księżycu przy użyciu rozszerzonego pakietu CASA. Ta metoda umożliwia badaczom ocenę jakości obrazowania w radioastronomii księżycowej.

Symulacja obrazowania wielkoskalowych sieci radiowych na powierzchni Księżyca

Przeglądaj więcej filmów