Waiting
Login processing...

Trial ends in Request Full Access Tell Your Colleague About Jove
JoVE Journal Engineering
Click here for the English version

Engineering

محاكاة التصوير من صفائف راديو واسعة النطاق على سطح القمر

Published: July 30, 2020 doi: 10.3791/61540
Automatic Translation
1
1Department of Climate and Space Sciences and Engineering, University of Michigan

Summary

ويقدم إطار محاكاة لاختبار قدرات التصوير في صفائف الراديو الكبيرة الحجم على سطح القمر. وتناقش مكونات الضوضاء الرئيسية ، ويتم السير عبر خط أنابيب البرمجيات مع تفاصيل حول كيفية تخصيصه للاستخدامات العلمية الجديدة.

Abstract

في السنوات الأخيرة كان هناك اهتمام متجدد بالعودة إلى القمر لأسباب علمية واستكشافية على حد سواء في الطبيعة. القمر يوفر أرض التدريب المثالي لبناء قواعد واسعة النطاق التي يمكن للمرء أن تنطبق على كواكب أخرى مثل المريخ. ووجود منطقة لاسلكية هادئة على الجانب البعيد القمري يبشر بإجراء دراسات الكون المبكر وعمليات البحث عن الكواكب الخارجية، في حين يوفر الجانب القريب قاعدة مستقرة يمكن استخدامها لمراقبة الانبعاثات المنخفضة الترددات من الغلاف المغنطيسي للأرض التي قد تساعد على قياس استجابتها لطقس الفضاء الوارد. ومن شأن بناء مجموعة الإذاعة الواسعة النطاق أن يوفر عائدات علمية كبيرة، فضلا عن أنه بمثابة اختبار لقدرة البشرية على بناء هياكل على كواكب أخرى. ويركز هذا العمل على محاكاة استجابة صفائف الراديو الصغيرة والكبيرة الحجم على سطح القمر التي تتكون من مئات أو آلاف الهوائيات. تعتمد استجابة الصفيف على بنية الانبعاثات إلى جانب تكوين المصفوفة وحساسيتها. يتم اختيار مجموعة من المواقع لمستقبلات الراديو المحاكاة، باستخدام نماذج الارتفاع الرقمي من جهاز الليزر القمري المدارية في مركبة استطلاع القمر لتحديد مستوى مواقع الاستقبال. يتم وصف رمز تطبيقات برامج علم الفلك المشترك المخصصة واستخدامها لمعالجة البيانات من أجهزة الاستقبال المحاكاة، ومحاذاة القمر والسماء تنسيق الإطارات باستخدام سبايس لضمان استخدام الإسقاطات المناسبة للتصوير. هذا الإطار محاكاة مفيد لتكرار تصميم الصفيف لتصوير أي هدف علمي معين في مجال صغير من الرؤية. لا يدعم هذا الإطار حاليًا جميع صور السماء.

Introduction

بدأ مجال علم الفلك الراديوي في عام 1932 مع الكشف العرضي للانبعاثات الراديوية المجرية من قبل كارل ج. جانسكي1 في 20 ميغاهرتز، في نطاق يسمى الآن الراديو التردد المنخفض. ومنذ ذلك الحين، نما الفلك الراديوي بسرعة، واللحاق بالرصدات البصرية ذات التردد العالي التي كانت مستمرة لقرون أطول. وكان هناك اختراق آخر هو استخدام قياس التداخل الراديوي، حيث تستخدم مجموعات من الهوائيات التي تفصل بينها مسافات كبيرة لإنشاء فتحة اصطناعية، مما يوفر طريقة لزيادة حساسية ودقة الملاحظات الراديوية2،3. يمكن أن يكون هذا حدسي النظر كملحق لصيغة القرار العادية للملاحظات البصرية:

Equation 1

بالنسبة لطبق مراقبة من متر D الحجم ، و طول موجي ملاحظ من متر λ ، فإن ΘHPBW هو الحجم الزاوي في الشعاع من عرض شعاع الطاقة النصفي (HPBW) ، وتحديد الدقة في السماء. هذه العملية من توليف جزء من طبق كامل كبير مع نقاط متناثرة فقط عبر منطقة فارغة في الغالب ويسمى أيضا تركيب الفتحة. في مجال قياس التداخل الراديوي، يتم تحديد دقة الصفيف بمسافة أبعد بين أي جهازي استقبال في الصفيف، وتستخدم هذه المسافة كـ D في المعادلة 1.

الرياضيات وراء قياس التداخل تم توثيقها جيدا في النصوص الكلاسيكية مثل قياس التداخل طومسون والتوليف في علم الفلك الراديوي3. يمكن أن تكون البصيرة الأساسية التي يتم توصيلها بشكل غير رسمي كما "(بالنسبة للصفائف المُعَدِدِة التي تراقب مجال عرض صغير) فإن الارتباط المتقاطع للإشارات بين أي مستقبلين (رؤية)سوف ينتج معلومات حول معامل Fourier 2D لنمط سطوع السماء." ما هو وضع فورييه هو أخذ عينات يعتمد على فصل المستقبلين (خط الأساس)،تطبيع من قبل طول الموجة المراقبة. أجهزة الاستقبال التي هي أبعد عن بعضها البعض (في نظام تنسيق الأشعة فوق البنفسجية القياسية الموجهة نحو الهدف التصوير) عينة من ميزات التردد المكاني أعلى، مما أسفر عن تفاصيل دقة أعلى على نطاقات أصغر. وعلى العكس من ذلك، فإن أجهزة الاستقبال التي تكون قريبة من بعضها البعض في نفس عينة إطار UVW أقل ترددات مكانية، مما يعطي معلومات عن هياكل نطاق أكبر بدقة أقل.

بالنسبة لأدنى ترددات الراديو، تمنع الإلكترونات الحرة في الغلاف الأيوني للأرض الموجات الراديوية التي تقل عن MHz 10 من السفر من الفضاء إلى الأرض، والعكسبالعكس. وهذا ما يسمى "قطع الغلاف الأيوني" قد حال منذ أمد بعيد دون رصد السماء على الأرض بالنسبة لنطاق التردد هذا. الجواب الواضح على هذا القيد هو وضع أجهزة استقبال الراديو في الفضاء حيث يمكنهم تسجيل بيانات خالية من تأثير الغلاف الجوي للأرض والإلكترونات الحرة في غلافها الأيوني. وقد تم ذلك من قبل مع هوائيات واحدة على متن مركبة فضائية مثل الرياح4 و STEREO5، والتي كشفت العديد من العمليات الفيزيائية الفلكية التي تنتج انبعاثات في هذا النطاق الراديوي منخفض التردد. وهذا يشمل الانبعاثات من تفاعلات الإلكترونات مع الغلاف المغنطيسي للأرض، والتسارع الإلكتروني من الانفجارات الشمسية، ومن المجرة نفسها. ويمكن لأرصاد الهوائي الواحد أن تقيس كثافة التدفق الكلي لهذه الأحداث، ولكنها لا تستطيع تحديد مصدر الانبعاثات. ومن أجل توطين هذا الانبعاثات ذات التردد المنخفض، وجعل الصور في نظام التردد هذا لأول مرة، سيتعين إرسال العديد من الهوائيات إلى الفضاء والجمع بين بياناتها لصنع فتحة اصطناعية.

ومن شأن القيام بذلك أن يفتح نافذة جديدة يمكن للبشرية من خلالها مراقبة الكون، مما يتيح عددا من القياسات العلمية التي تتطلب صورا للسماء في هذه الترددات الدنيا. القمر هو أحد المواقع الممكنة لفتحة اصطناعية في الفضاء ، ويأتي مع إيجابيات وسلبيات بالمقارنة مع صفائف تدور حول الطيران الحر. الجانب البعيد القمري لديه منطقة فريدة من نوعها الراديو هادئة التي تمنع كل من التدخل المعتاد القادمة من إشارات من صنع الإنسان، في حين أن الجانب القريب يوفر مكانا ثابتا لمصفوفات مراقبة الأرض، وإذا شيدت عند نقطة الأرض القمرية، فإن الأرض ستكون دائما في ذروة السماء. مع مجموعة ثابتة، فمن الأسهل للحصول على خطوط أساس قصيرة لقياس الانبعاثات على نطاق واسع، لأنها ليست في خطر الاصطدام، على عكس صفائف الطيران الحرة. عيوب مجموعة القمر هي أساسا صعوبات في التكلفة والسلطة. وسيتطلب وجود صفيفة واسعة النطاق على سطح القمر قدرا كبيرا من الهياكل الأساسية والمال، في حين أن الصفائف المدارية الأصغر حجما ستتطلب موارد أقل بكثير. وهناك أيضا مسألة السلطة؛ تتعرض معظم الأماكن على سطح القمر لأشعة الشمس كافية لتوليد الطاقة الشمسية لمدة 1/3 من كل يوم قمري. البقاء على قيد الحياة تقلبات كبيرة في درجة الحرارة من يوم القمر إلى الليل هو أيضا مصدر قلق الهندسة. وبصرف النظر عن هذه الصعوبات، لا تزال هناك مشكلة التأكد من أن تصميم الصفيف المقترح مناسب لهدفها العلمي المحدد. وتتوقف استجابة أي صفيف معين على هيكل الانبعاثات التي تُلاحَظ مع تكوين المصفوفة وحساسيتها.

وقد وضعت عدة صفائف المفاهيمي للذهاب على سطح القمر على مر العقود. التصاميم المبكرة لم تكن الأكثر تفصيلا، ولكن لا يزال يعترف التقدم العلمي التي يمكن تحقيقها من قبل هذه الصفائف6،7،8،9،10. كما تم طرح المزيد من الصفائف في السنوات الأخيرة ، وبعضها ، مثل FARSIDE11، DEX12، و DALI13 تسعى إلى قياس أحواض الامتصاص لإشارة الهيدروجين المحايدة ذات 21 سم ذات الـ redshifted في نطاق MHz 10-40 إلى التحقيق في ما يسمى "العصور المظلمة" وتقييد النماذج الكونية للكون المبكر. آخرون مثل ROLSS14 استدعاء تتبع مشرق نوع الطاقة الشمسية الثانية الراديو رشقات نارية بعيدا في الغلاف الشمسي لتحديد موقع تسارع الجسيمات الشمسية النشطة داخل القذف كتلة الإكلال كحالة العلم مقنعة. كما تم وصف صفائف أصغر حجما مثل مقياس التداخل 2-عنصر RIF15, والتي من شأنها أن تستخدم لاندر واحد ومسبار متحرك لتذوق العديد من خطوط الأساس لأنها تتحرك إلى الخارج من lander. يركز RIF على القدرة على رسم خريطة السماء لهذه الترددات المنخفضة لأول مرة ، ويحسب تغطية الأشعة فوق البنفسجية والشعاع المركب للملاحظات المتكاملة.

ويمكن للصفائف الراديوية الفضائية أن تتيح أيضاً التصوير بالترددات المنخفضة لمجرات الراديو البعيدة لتحديد المجالات المغناطيسية والقياسات الفلكية16. ومن شأن الصور ذات التردد المنخفض لهذه الهيئات أن تقدم صورة أكثر اكتمالاً للفيزياء التي تحكم هذه النظم، ولا سيما بيانات الانبعاثات السنكروترونية التي تنتج عن الطرف الأدنى من توزيع الطاقة الإلكترونية. وهناك أيضا مجموعة من مختلف الانبعاثات في الغلاف المغنطيسي التي تحدث في هذه الترددات المنخفضة، وتوفير كل من الانبعاثات العالمية (المتزامنةرون الثابتة) والمحلية (رشقات نارية، إشعاع كيلومتر الشفقي) من ديناميات الإلكترون التي لا يمكن الكشف عنها من الأرض17. وقد جاءت ألمع الانبعاثات المسجلة من هذه الأنواع من الأرض والمشتري، لأن هذه هي أقرب الكواكب ذات المغنطيسية القوية. ومع ذلك، يمكن صفائف مع حساسية كافية والقرار مراقبة الانبعاثات في الغلاف المغنطيسي من الكواكب الخارجية الأخرى، أو حتى الكواكب خارج المجموعة الشمسية18. وقد تم استدعاء هذا الموضوع على وجه الخصوص كمجال اهتمام في ورشة عمل رؤية علوم الكواكب 2050 الأخيرة.

ويركز هذا العمل على محاكاة استجابة صفائف الراديو على القمر التي تتكون من أي مكان من هوائيات قليلة فقط، إلى مئات أو آلاف الهوائيات. هذا الإطار محاكاة مفيد لتكرار تصميم مجموعة لتصوير أي هدف علمي معين في مجال صغير من الرؤية (بضع درجات مربعة) ولكن لا يدعم حاليا جميع التصوير السماء. يجب استخدام تقديرات دقيقة لخرائط السطوع المتوقعة إلى جانب ملفات تعريف الضوضاء الواقعية لضمان أن حجم/تكوين الصفيفات معينة يكفي لمراقبة الهدف إلى مستوى ضوضاء معين أو دقة معينة. كما يجب أن تكون هندسة الصفيف معروفة بدرجة عالية بحيث يتم حساب خطوط الأساس بدقة لتمكين التصوير الصحيح للبيانات. حاليا، أفضل خرائط سطح القمر هي نماذج الارتفاع الرقمي (DEMs) من المركبة المدارية لاستكشاف القمر (LRO'19 القمري مدار ليزر Altimeter (LOLA)20. يقبل خط أنابيب المحاكاة إحداثيات خط الطول لكل جهاز استقبال ويُقَدَّد الارتفاع عند هذه النقاط من نظام إدارة البيانات الموجودة لحساب الموضع ثلاثي الأبعاد الكامل.

من هذه الإحداثيات يتم حساب خطوط الأساس وإدراجها في ملف "تطبيقات برامج علم الفلك المشتركة"(CASA) 21 (MS). يمكن استخدام تنسيق MS مع العديد من خوارزميات التحليل والتصوير الموجودة، كما أنه يحتوي على معلومات حول تكوين الصفيف وبيانات الرؤية والمحاذاة مع السماء. ومع ذلك، فإن العديد من هذه الإجراءات البرمجية مشفرة بجد للعمل مع الصفائف التي تدور مع سطح الأرض، ولا تعمل مع الصفائف المدارية أو القمرية. للتحايل على هذا، يقوم خط الأنابيب هذا بحساب خطوط الأساس و"الوضوح" لصفيف محدد والهدف التصوير، وإدراج البيانات في تنسيق MS. يتم استخدام مكتبة سبايس22 لمحاذاة أنظمة إحداثيات القمر والسماء وتتبع حركات القمر والأرض والشمس بشكل صحيح.

إطار المحاكاة الموصوف هنا يلي هيغيدوس وآخرون17، ويتم أرشفة البرنامج من قبل مكتبة جامعة ميشيغان في أرشيف ديب بلو23، المخزنة في https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. يمكن العثور على أي تصحيحات أو تحديثات لهذا البرنامج المؤرشف في https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. القسم التالي سوف يصف متطلبات هذا البرنامج ، والمشي من خلال عملية تشكيل مجموعة ، وتحديد مستويات الضوضاء المناسبة ، وتغذية الصفيف صورة محاكاة الحقيقة من الانبعاثات المستهدفة ، ومحاكاة إعادة بناء الصفيف بلا ضوضاء وصاخبة من الانبعاثات باستخدام سيناريو CASA.

Protocol

1. إعداد البرامج

  1. أولاً، انتقل إلى https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en وتحميل حزمة البرامج. تم اختبار هذا البرنامج فقط في بيئة UNIX، وقد لا يعمل بشكل كامل في بيئات أخرى. و README في هذه الحزمة تساعد على توجيه واحد من خلال بقية البرامج اللازمة واستخداماتها.
  2. تأكد من تثبيت بيثون 2.7 أو أكبر. يتم توفير ارتباط في README. وهناك حاجة أيضا العديد من المكتبات بيثون المشتركة بما في ذلك numpy، matplotlib، pylab، scipy، subprocess، الزوال، والتاريخ.
  3. تأكد من تثبيت CASA 4.7.1 أو أكبر. ارتباط في المتوفرة في README.
  4. تأكد من تثبيت 4.8.5 GCC أو أكبر. يتم توفير ارتباط في README.
  5. تأكد من تثبيت مجموعة أدوات C لـ SPICE. يستخدم هذا البرنامج لمحاذاة مختلف الأطر المرجعية الفلكية وتتبع المواقع النسبية من الكواكب والأقمار والأقمار الصناعية. يتم تضمين ارتباط لتحميل هذا البرنامج أيضا في README.
    1. قم بتنزيل العديد من النواة التي تحتوي على معلومات عن الإطارات المرجعية الفلكية والقمرية، بالإضافة إلى الديناميات المدارية للقمر والأرض والشمس. يتم سرد حبات محددة اللازمة في README جنبا إلى جنب مع وصلة من حيث لتحميلها.
  6. الحصول على البيانات المسبقة النهائية اللازمة: نماذج الارتفاع الرقمي (DEMs) من سطح القمر التي تم إنشاؤها من قياسات LOLA LRO. يتم سرد ملف معين المطلوبة وربطها في README.

2. إنشاء تكوين الصفيف

  1. تخصيص البرنامج النصي createArrayConfig.py.
    1. اختر تكوين الصفيف من خلال توفير قائمة بإحداثيات خط الطول والعرض لكل هوائي.
      ملاحظة: يتم تنسيق البرنامج النصي حاليًا لصفيف قطره 10 كم مع عناصر 1024، 32 ذراعًا مع هوائي 32 مساحة سجل متباعدة لكل من الهوائي، باستخدام عامل ثابت للتحويل بين الأمتار ودرجات خط الطول/خط العرض بالقرب من خط عرض 0 درجة. تم اختيار موقع الصفيف (-1.04 درجة، -0.43 درجة)، لأنه مركز التصحيح 10x10 كم مع أدنى تباين الارتفاع (σ = 5.6 م) على مقربة من نقطة الأرض الفرعية (0 درجة، 0) في إطار القمر ME.
    2. تغيير متغير lunarPath في البرنامج النصي لعكس موقع التحميل الجديد من "نموذج الارتفاع الرقمي" الذي يحتوي على بيانات الارتفاع من سطح القمر.
  2. تشغيل البرنامج النصي createArrayConfig.py مع "createArrayConfig.py بيثون". وهذا سوف يستخدم نموذج الارتفاع الرقمي القمري لحل الارتفاع عند كل خط الطول والعرض لكل هوائي. حفظ خط الطول، وخطوط العرض، والارتفاع إلى الملفات والطباعة على الشاشة لسهولة النسخ واللصق في البرنامج النصي التالي. جعل الأرقام التي تبين تكوين مجموعة على رأس التضاريس القمرية المحلية (الشكل 1).

3. استخدام سبايس لمحاذاة الإحداثيات

  1. تخصيص البرنامج النصي eqArrOverTimeEarth.c.
    1. خذ الإخراج من السيناريو السابق ، خط الطول ، والعرض ، وارتفاع كل هوائي ونسخها إلى القوائم المقابلة في السيناريو ، وتحديث متغير 'numsc' مع عدد أجهزة الاستقبال والإحداثيات المقابلة.
      ملاحظة: منذ C ليس لديك تخصيص الصفيف الحيوي، لم يكن هناك طريقة سهلة لقراءة بمرونة في البيانات تلقائياً، لذلك يجب أن يتم النسخ اليدوي.
    2. تحديث lunar_furnsh.txt المضمنة في الحزمة مع أسماء المسارات الجديدة للإطار المطلوب وملفات الزوال.
    3. حدد مجموعة التواريخ التي يجب مراعاتها. وهذا سوف يُعلم الزوال داخل سبايس لتتبع المكان الذي توجد فيه الأرض والشمس بدقة فيما يتعلق بالصفيف المحدد لتلك التواريخ. في السيناريو حاليا يتم تحديد تواريخ 48 التي تحدث أسبوعيا تقريبا على مدى عام 2025.
    4. حدد المنطقة المستهدفة من السماء للصفيفة لتتبع والصورة. حاليا السيناريو يحفظ RA ديسمبر من الأرض كما رأينا من سطح القمر، ولكن يمكن للمرء بسهولة وضع فقط في ثابت RA ديسمبر إحداثيات بدلا من ذلك.
  2. ترجمة البرنامج النصي eqArrOverTime.c
    1. تجميع البرنامج النصي باستخدام أمر gcc في التعليق في الجزء العلوي من السيناريو. سيكون شيئا مثل "مجلس التعاون الخليجي eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/cspice/lib/cspice.a-lm=c99". تغيير المسارات لعكس مكان مكتبات cspice.
  3. تشغيل الملف التنفيذي eqArrOverTime مع "./eqArrOverTime". يجب أن ينتج عن هذا عدد من الملفات مع كل مجموعة من المتغيرات فيها. وأهمها هو موقع XYZ لكل هوائي في إحداثيات J2000، وإحداثيات الصعود والتناقص الأيمنين للمنطقة المستهدفة في السماء (حالياً إحداثيات الأرض من منظور القمر). يتم حفظ متغيرات الإخراج إلى ملفات .txt تحتوي على البيانات لكافة التواريخ المطلوبة.

4. استخدام CASA لمحاكاة استجابة الصفيف

  1. تخصيص البرنامج النصي LunarEarthPicFreqIntegration.py.
    1. حدد تردد المراقبة للصفيف لجعل الصورة في. يتم تعيين هذا حاليا إلى 0.75 ميغاهيرتز.
    2. تحديد صورة الحقيقة CASA متوافق (أو إنشاء من ملف صورة .fits) مع قيم Jansky / بكسل لمجموعة لإعادة بنائها (على سبيل المثال، الشكل 2). الثوابت (اٍس، 1، عرض، arcMinDiv) في التعليمات البرمجية سوف تحتاج إلى تغيير لتعكس حجم ودقة الصورة الحقيقة الإدخال.
      ملاحظة: إذا استخدام الأسلوب SPICE لتوفير إحداثيات RA Dec، قد تعليق أحد خارج عبارة 'استيراد الزوال' في هذا البرنامج النصي. هذه المكتبة يتطلب استخدام casa-pip من حزمة كازا بيثون لتثبيت، ولكن
      يسمح لتتبع الأجسام الفلكية الأخرى داخل الثعبان.
  2. تشغيل البرنامج النصي LunarEarthPic.py. التعليق في الجزء العلوي من البرنامج النصي أمثلة على كيفية تشغيل البرنامج النصي. الأمر التالي هو مثال واحد حول كيفية تشغيل البرنامج النصي من سطر الأوامر:
    "nohup casa -nologger -nologfile -nogui -agg-c LunarEarthPicFreqIntegration.py-outDir . -correlate true -numSC 1024 | تى الأرض.&خارج"
    يتم استخدام العلامة -numSC لإعلام التعليمات البرمجية عدد الهوائي/أجهزة الاستقبال المستخدمة، ويساعد على فك البيانات من الملفات .txt التي تحتوي على إحداثيات المستقبل.
    ملاحظة: يحتوي متجه خط الأساس الهوائي، الذي يقاس بوحدات الطول الموجي الملاحظ (λ)، على طول Dλ ومكونات(υ، ν، w)= (∆x،∆y،∆z)/λ. ثم يقوم خط الأنابيب بحساب الأضواء أو الفولتيات المتداخلة الملاحظة لكل زوج من الهوائيات. هنا يتم استخدام مجال صغير من التقريب عرض لحساب visibilities، بعد الصيغة القياسية من طومسون وآخرون2 لعرض النطاق الترددي متناهية الصغر في تردد ν.
    Equation 2
    تعتبر إحداثيات السماء للهدف الصفيف هو التصوير مركز المرحلة، الذي يُشير إليه محور z، أو w، للإطار. (l، m، n) هي جيبات الاتجاه من (U, V, W) نظام الإحداثيات. نمط سطوع السماء حول المصدر تحت المراقبة هو أناν(l, m). وكثيراً ما يتم عرض كثافة التدفق الطيفي في الوحدة المشتقة 1 Jansky (Jy) = 10−26 واط/م2/هرتز. A(l,m)هو نمط شعاع الهوائي الأساسي، أو مدى حساسته للإشعاعات القادمة من تلك النقطة في السماء.
    يقوم هذا البرنامج النصي بحساب فواصل الهوائي في الإطار المرجعي المسقط بشكل مناسب من إخراج الإحداثيات من البرنامج النصي السابق. ثم يستخدم المعادلة 2 لحساب بيانات الرؤية لكل زوج من الهوائي. يتم تخزين البينة الناتجة إلى جانب خطوط الأساس في ملف CASA Measurement Set (.ms). هذا الملف MS هو الإخراج الأساسي لهذا البرنامج النصي.

5. تصوير البيانات - بلا ضوضاء وصاخبة

  1. تخصيص البرنامج النصي noiseCopies.py.
    1. تعيين النظام مكافئ تدفق الكثافة (SEFD)، ويشار إلى avNoise في البرنامج النصي. وEFD هو وسيلة مريحة للحديث عن الضوضاء الإجمالية للهوائي الراديو لأنه يربط في كل من درجة حرارة النظام والمنطقة الفعالة، ويوفر وسيلة لمقارنة مباشرة إشارة والضجيج. ومن المقرر حاليا إلى 1.38e7 Jansky، وهو مستوى الضوضاء متفائل ل0.75 ميغاهيرتز.
      ملاحظة: بالنسبة لنظام الراديو منخفض التردد، هناك ثلاثة مصادر رئيسية على الضوضاء الثابتة: ضجيج مكبر الصوت، والضوضاء شبه الحرارية من الإلكترونات الحرة (حسب ماير فيرنيه وآخرون.24 أن يكون 6.69e4 Jy في 0.75 ميغاهيرتز، وذلك باستخدام تقريب ثنائي القطب قصيرة كهربائيا)، وإشعاع الخلفية المجرة من درب التبانة (يقدر نوفاكو & براون25 أن يكون 4.18e6 Jansky في 0.75 ميغاهرتز للسماء الكاملة، والتي سوف نرى مجموعة قمرية فقط جزء ما). يفترض مستوى الضوضاء الأمثل هذا من 1.38e7 Jy أن الضوضاء مكبر للصوت تهيمن على المصطلحات الأخرى. انظر Hegedus et al. لمزيد من المناقشة التفصيلية.
    2. تعيين عرض النطاق الترددي يجري دمجها في خط متغير 'الضوضاء' 200. تعيين إلى 500 كيلو هرتز.
    3. تعيين وقت التكامل في خط متغير 'الضوضاء' 200.
  2. تشغيل البرنامج النصي noiseCopies.py مع "nohup كازا -- nologger -- nologfile -- nogui -- agg -c noiseCopies.py | تي الضوضاء.خارج &".
    1. السيناريو سوف أول إنشاء صورة من بيانات الرؤية بلا ضوضاء، استدعاء معيار خوارزمية علم الفلك الراديوي CLEAN26 لإنشاء صورة مثل الشكل 3.
    2. ثم سيقوم البرنامج النصي بإنشاء نسخ من MS وإضافة مستوى الضوضاء المناسب إلى بيانات الرؤية المعقدة والصورة باستخدام CLEAN. البرنامج النصي حاليا يجعل الصور لنطاق من وقت التكامل تصل إلى 24 ساعة وعلى مدى عدة قيم نظام الترجيح قوية. اعتمادا على تكوين الصفيف، قد تختلف جودة الصورة مع اختيار أنظمة ترجيح البيانات. هذه الصور الصاخبة سوف تبدو شيئا مثل الشكل 4، والتي تستخدم وقت التكامل من 4 ساعات.
      ملاحظة: يتم إضافة الضوضاء مع الإشارة القياسية إلى الصيغ الضوضاء. من تايلور2 الضوضاء التداخلية لال استقطاب واحد هو
      Equation 3
      هنا، ηs هو كفاءة النظام أو كفاءة الارتباط، والتي تم تعيينها إلى قيمة محافظة 0.8. نالنمل هو عدد الهوائيات في الصفيف (نالنمل = 2 لكل رؤية فردية) ، ∆ν هو النطاق الترددي الذي يتم دمجه في هرتز ، ∆t هو وقت التكامل في ثوان.

Representative Results

يجب أن يكون اتباع خط أنابيب البرامج مباشرة إلى حد ما ، ويجب أن يكون من الواضح أن كل خطوة تعمل كما ينبغي. تشغيل createArrayConfig.py من الخطوة 2 يجب إنشاء شكل يشبه الشكل 1، حيث يتم رسم تكوين الصفيف المحدد على أعلى الطوبوغرافيا المحلية لسطح القمر ، كما هو مشتق من LRO LOLA مشتقة نموذج الارتفاع الرقمي.

الخطوة 3 يجب أن تعطي ملفات الإخراج الرئيسية eqXYZ_EarthCentered.txt و RAs .txt و Decs.txt، من بين أمور أخرى. توجد أمثلة من هذه الملفات في الحزمة التي تم تحميلها.

الخطوة 4 يجب إنشاء صورة الحقيقة التي تشبه الشكل 2، والتي يتم استخدامها بعد ذلك لحساب بيانات الرؤية. وينبغي أيضا إخراج CASA قياس مجموعة (.ms) ملف أن واحدا قد تصفح مع القيادة المعتادة CASABROWSER لمعرفة أن كل من خطوط الأساس وبيانات الرؤية تم حسابها وحفظها.

الخطوة 5 يجب أن إخراج الأرقام مماثلة إلى الشكل 3 والشكل 4 للصور بلا ضوضاء وصاخبة على التوالي. يجب أن تبدو الصور الصاخبة أقل وضوحًا من الصورة عديمة الضوضاء.

Figure 1
الشكل 1: تكوين الصفيف على خريطة الارتفاع لسطح القمر.
هذا هو مثال تكوين الصفيف يتكون من مصفوفة دائرية لوجيرثة متباعدة أكثر من 10 كم. يحتوي التكوين على 32 ذراعًا من هوائي 32 متباعدًا لوغاريتميًا لما مجموعه 1024 هوائيًا. تم اختيار موقع الصفيف (-1.04 درجة، -0.43 درجة) لأنه مركز التصحيح 10x10 كم مع أدنى تباين الارتفاع (σ = 5.6 م) على مقربة من نقطة الأرض الفرعية (0 درجة، 0) في القمر المتوسط الأرض (ME) الإطار. تم الحصول على بيانات الارتفاع من خريطة الارتفاع الرقمية المستمدة من قياسات LOLA LRO. وقد أخذ هذا الرقم من هيغدوس وآخرون13. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 2
الشكل 2: صورة الحقيقة للانبعاثات السنكروترونية من أحزمة الإشعاع على مسافات قمرية.
هذا مثال على هدف علمي للصفيف إلى الصورة. ثم تتم مقارنة الصورة المستردة إلى هذا الإدخال لتحديد أداء الصفيف. تم إنشاء خريطة السطوع من بيانات محاكاة الإلكترون Salammbô وتشغيلها من خلال عملية حسابية لتحديد انبعاث السنكروترون الذي سيُلاحظ على مسافات قمرية. يضاف 1.91 درجة الأرض في لمؤشر مقياس. وقد أخذ هذا الرقم من هيغدوس وآخرون13. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 3
الشكل 3: استجابة بلا ضوضاء من 10 كم مجموعة قطرها لإدخال الحقيقة صورة.
هذا هو واحد من المخرجات من الخطوة 5، وتطبيق معيار خوارزمية التصوير الفلكي الراديوي CLEAN، وذلك باستخدام مخطط الترجيح بريغز مع معلمة متانة من -0.5. وقد أخذ هذا الرقم من هيغدوس وآخرون13. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Figure 4
الشكل 4: استجابة صاخبة من 10 كم مجموعة قطرها لإدخال الحقيقة صورة.
هذا هو واحد من المخرجات من الخطوة 5، وتطبيق علم الفلك الراديوي القياسية CLEAN، وذلك باستخدام مخطط الترجيح بريغز مع معلمة متانة من -0.5. لهذه الصورة، تم استخدام نظام مكافئ تدفق كثافة 1.38e7 Jansky، bandwidth التكامل من 500 كيلوهرتز، ووقت التكامل من 4 ساعات. كما تم تقليل الضوضاء بعامل 16 لمحاكاة استجابة صفيف هوائي 16K بدلاً من صفيف هوائي 1K. وقد أخذ هذا الرقم من هيغدوس وآخرون13. الرجاء النقر هنا لعرض نسخة أكبر من هذا الرقم.

Discussion

كل خطوة من خط أنابيب المحاكاة ضرورية وتتغذى على التالي ، مع تكوين صفيف على سطح القمر ، ومحاذاة الإطار المرجعي بشكل صحيح لتوجيه الصفيف إلى المنطقة المستهدفة في السماء ، وحساب بيانات الرؤية ، وإضافة مستويات الضوضاء المناسبة ، وتشغيل خوارزميات التصوير على البيانات الناتجة.

لكل خطوة، قد يتم إجراء التخصيصات. في الخطوة 2، قد يكون تكوين الصفيف المعرف من قبل المستخدم أي قائمة خطوط الطول وخطوط العرض. ثم يتغذى هذا في البرنامج النصي سبايس في الخطوة 3، حيث يمكن للمرء أن يختار الوقت المحدد للقياسات المخطط لها، وكذلك حيث في السماء يجب أن تركز الصفيف. في الخطوة 3، يمكن للمرء تحديد محاكاة الانبعاثات الحقيقة التي الصفيف يحاول صورة عن طريق توفير ملف .truth CASA مناسبة. ثم في الخطوة 4 واحد قد تغيير المستوى المتوقع من الضوضاء اعتماداً على تردد المراقبة وقدرات الأجهزة المتوقعة. وتشكل مجموعة الرموز هذه إطاراً مرنة لمحاكاة يمكن استخدامها في تكرار تصميم المصفوفة لأي عدد من الاستخدامات، وذلك حسب العلم المستهدف. ويمكن تشغيل جميع هذه الرموز على كمبيوتر محمول متوسط أو محطة عمل، على الرغم من أن الوقت الحسابي يزيد مع عدد الهوائيات. أبطأ أجزاء العملية هي التنبؤ بالرؤية ، تليها التصوير. بالنسبة للصفائف الصغيرة، يمكن إجراء العملية بأكملها في دقائق، بينما قد تكون هناك حاجة إلى ساعات أو أيام بالنسبة للصفائف الكبيرة التي تضم بضع مئات أو آلاف من أجهزة الاستقبال.

تتضمن بعض الخطوات التالية التي يمكن اتخاذها مع خط الأنابيب هذا لزيادة واقعيته إضافة نظام إزالة مقدمة يعتمد على القناة. وهذا يتطلب بناء نموذج السماء العالمية، التي تهيمن عليها في الترددات المنخفضة من قبل الانبعاثات السنكروترون المجرة وعدد قليل من المصادر الساطعة مثل كاس A، وتتبع أي جزء من السماء مرئياً للمستقبلات، والتواء هذا النمط من السطوع مع شعاع الأولية، مع مركز المرحلة من مجموعة الانحياز نحو الهدف التصوير. لأوقات التكامل الأطول ، تتبع الحركة الظاهرة للسماء هي أيضًا مشكلة. ومن التحسينات الأخرى التي يمكن إضافتها نظام تشويش عابر لترددات الحدث/الراديو (RFI) يمكنه إزالة القنوات التي تم وضع علامة عليها من التصوير العادي، وإرسالها إلى خط أنابيب متخصص يقوم بتصوير البيانات التي تم وضع علامة عليها وتمييزها. يمكن أن خط أنابيب الحدث العابر هذا ثم استخدام خوارزميات خاصة مثل uvmodelfit التي يمكن الاستفادة من نسبة إشارة عالية إلى الضوضاء من هذه الأحداث لتوصيف أفضل من القرار العادي للصفيف27.

وهناك أيضا آثار إضافية التي تحتاج إلى أن تؤخذ في الاعتبار لمعايرة مجموعة كاملة، واحدة منها هو اقتران المتبادل. كما نوقش في Ellingson28، وهذا يمكن أن يؤدي إلى انخفاض في الحساسية في صفائف إذا كان لديهم أجهزة الاستقبال التي هي ضمن أطوال موجية قليلة من بعضها البعض. ويعتبر هذا في انخفاض في حساسية الصفيف أو مكافئ، زيادة في SEFD. وينطبق هذا بشكل خاص على الحزم التي تزيد عن 10 درجات بعيدًا عن الذروة. مجموعة المثال في هذا العمل يستهدف الأرض، التي هي دائما بالقرب من ذروة حسب التصميم، لذلك ينبغي أن اقتران المتبادلة لا تؤثر على هذا الهدف التصوير خاصة، ولكن دراسات من SEFD على مدى مجموعة كاملة من زوايا الارتفاع والترددات سوف تحتاج إلى أن يتم في التكليف لأي مجموعة حقيقية لفتح إمكاناتها الكاملة. وثمة قصور آخر في خط أنابيب محاكاة الصفيف هذا يكمن في خرائط سطح القمر غير الكاملة المستخدمة. DEMs من LOLA LOLA القياسات لديها في أحسن الأحوال قرار من 60x60 متر / بكسل في 512 بكسل / درجة الخرائط. يمكن للمرء أن يُستَدَل هذه البيانات من أجل صفائف محاكاة، ولكن بالنسبة للصفائف الحقيقية، سيلزم أن تكون هناك فترة تكليف/معايرة حيث ستستخدم المصادر ذات الموقع المعروف لتحديد الفواصل النسبية بين جميع الهوائي بدقة عالية. وتشمل مصادر المعايرة المحتملة Cas A، والانبعاثات الدورية ذات التردد المنخفض من المشتري أو الأرض، أو احتمال بوابة القمر29.

هناك أيضا استجابة سطح القمر للنظر. هناك طبقة من التربة السطحية القمرية تسمى regolith التي تعمل مثل عازلة الفقدان التي يمكن أن تعكس الانبعاثات الواردة مع بعض الكفاءة، فوق الأساس القمري الذي يمكن أن تعكس أيضا الانبعاثات الواردة مع بعض كفاءة أفضل30،31. وتعتمد هذه الاستجابة على درجة الحرارة المحيطة والتردد الوارد، وكذلك على التركيب الكيميائي للرقي. وقد وجدت الدراسات30،31 أنه في درجات حرارة أقل من 100 K ، فإن regolith يكاد يكون شفافاً للانبعاثات الراديوية ، ويحدث الانعكاس على مستوى الأساس مع معامل انعكاس يبلغ حوالي 0.5-0.6. في درجات حرارة أعلى 150-200 K، يمكن أن تمتص الانبعاثات وregolith الإشعاع الواردة على السطح مع معامل انعكاس حوالي 0.2-0.3. في درجات حرارة أعلى من 200 K، وجد أن خصائص عازلة من regolith تتضاءل، والاختلاف من الانعكاس يمكن تجاهلها. ويمكن لهذه الآثار تقليل مساحة فعالة من الصفيف، والحد من حساسية وتتطلب وقتا أطول التكامل. ويمكن أن يكون هذا التأثير على غرار مع حزم برامج المحاكاة الكهرومغناطيسية مثل NEC4.232 نظرا لنماذج من النسبية السماح / ثابت عازلة كدالة من عمق القمر. وهذا سوف يخرج SEFD من جهاز استقبال لتردد معين، والتي يمكن أن تعطى لخط أنابيب محاكاة مجموعة لحساب الضوضاء الصحيحة لإضافة إلى إشارة محاكاة. قد تساعد إضافة شبكة تأسيسية بين المستقبِل وسطح القمر على تقليل تأثير الموجات المنعكة، ولكنها تضيف مجموعة من المضاعفات الخاصة بها في شكل نشر.

العديد من التفاصيل الافتراضية أو غامض حول تنفيذ جهاز استقبال الراديو على سطح القمر سوف تتوطد أخيرا في الواقع مع التمويل الأخير لمشاريع هوائي التردد المنخفض واحد مثل الأرصاد الموجة الراديوية على سطح القمر من غمد photoElectron (ROLSES) وتجربة الكهرومغناطيسية سطح القمر (LuSEE)33. تم تمويل LuSEE مؤخرًا من قبل وكالة ناسا كجزء من برنامج خدمات الحمولة القمرية التجارية. وسوف يتألف كلا الجناحين من الهوائي بشكل رئيسي من قطع غيار الطيران للأدوات السابقة مثل STEREO /WAVES أو PSP FIELDS ومن المقرر تسليمها في عام 2021. وسوف ترسّج القياسات من هذه المستقبلات أخيراً مستوى الضوضاء شبه الحرارية من اغمد الأيلترون الضوئي من الغبار المتأين على سطح القمر وكيف يتغير على مدار يوم قمري. وستصف هذه القياسات أيضاً مستوى الانعكاس والامتصاص من سطح القمر، وستُقاس كيفية تغييرها في SEFD للمستقبِل. كما ستقدم إحصاءات عن عدد الأحداث العابرة أو RFI التي يتم تلقيها على سطح القمر. وستمهد هذه البعثات الطريق أمام صفائف من الهوائيات التي ستتمكن في النهاية من إجراء العديد من الملاحظات العلمية الجديدة مثل الانبعاثات المنخفضة التردد من رشقات الراديو الشمسية والمجرات البعيدة والغلاف المغنطيسي الكوكبي. ويوفر خط أنابيب المحاكاة الموصوف في هذا العمل طريقة مرنة للتكفير عن تصميم هذه الصفائف المستقبلية لمجموعة متنوعة من الأهداف العلمية.

Disclosures

ليس لدى أصحاب البلاغ ما يكشفون عنه.

Acknowledgments

بفضل فرق القمر المدارية الاستطلاعية (LRO) والقمرية المدارية ليزر Altimeter (LOLA) لتوفير خرائط الارتفاع الرقمي القمري. وقد تم دعم هذا العمل مباشرة من قبل المعهد الافتراضي لأبحاث استكشاف النظام الشمسي ناسا الاتفاق التعاوني رقم 80ARC017M0006، كجزء من شبكة الاستكشاف وعلوم الفضاء (NESS) الفريق.

Materials

Name Company Catalog Number Comments
No physical materials are needed, this is a purely computational work.

DOWNLOAD MATERIALS LIST

References

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

Tags

الهندسة، الإصدار 161، صفائف الراديو، علم الفلك الراديوي، القمري، التداخل، المحاكاة، اغداج فوتوليكترون، التصوير، الانبعاثات المغناطيسية، طقس الفضاء
محاكاة التصوير من صفائف راديو واسعة النطاق على سطح القمر
Play Video
PDF DOI DOWNLOAD MATERIALS LIST

Cite this Article

Hegedus, A. M. Simulating Imaging of … More

Hegedus, A. M. Simulating Imaging of Large Scale Radio Arrays on the Lunar Surface. J. Vis. Exp. (161), e61540, doi:10.3791/61540 (2020).

Less
Copy Citation Download Citation Reprints and Permissions
View Video

Get cutting-edge science videos from JoVE sent straight to your inbox every month.

Waiting X
Simple Hit Counter