Summary
月面上の大規模な無線アレイのイメージング機能をテストするためのシミュレーションフレームワークを紹介します。主要なノイズコンポーネントについて説明し、ソフトウェアパイプラインを通じて、新しい科学的用途に合わせてカスタマイズする方法について詳しく説明します。
Abstract
近年、科学と探索的な両方の理由で月に戻る新たな関心が高まりました。月は、火星のような他の惑星に適用できる大規模な基地を構築するための完璧な訓練場を提供します。月の遠方に電波静かなゾーンが存在することは、初期の宇宙研究と系外惑星の調査に約束されていますが、近くの側は地球の磁気圏からの低周波放出を観測するために使用できる安定した基盤を提供し、入ってくる宇宙天気への応答を測定するのに役立ちます。大規模な無線アレイの構築は、大規模な科学的リターンを提供するだけでなく、他の惑星に構造を構築する人類の能力のテストとして機能します。この研究は、数百、数千のアンテナからなる月の小型から大規模な無線アレイの応答をシミュレートすることに焦点を当てています。配列の応答は、アレイの構成と感度とともに、放出の構造に依存します。シミュレートされた無線受信機の位置のセットは、月面偵察オービターの月軌道レーザー高度計装置からのデジタル標高モデルを使用して、受信機の位置の標高を特徴付けるために選択されます。カスタムの共通天文学ソフトウェアアプリケーションコードが記述され、シミュレートされた受信機からのデータを処理するために使用され、SPICEを使用して月と空の座標フレームを整列させて、適切な投影がイメージングに使用されるようにします。このシミュレーションフレームワークは、小さな視野で特定の科学的目標をイメージングするためのアレイ設計を反復処理するのに役立ちます。このフレームワークは、現在、すべての空イメージングをサポートしていません。
Introduction
電波天文学の分野は1932年に、カール・G・ヤンスキー1による20MHzの銀河電波放射の偶発的な検出から始まり、現在では低周波ラジオと呼ばれる範囲で始まりました。それ以来、電波天文学は急速に成長し、何世紀にもわたって続いているより高い周波数の光学観測に追いついています。もう一つのブレークスルーは、大きな距離で分離されたアンテナのグループを使用して合成開口部を作成し、無線観測2、3の感度と解像度をスケールアップする方法を提供する無線干渉法の利用であった。これは、光学観測のための通常の解像度の式の延長として直感的に考えることができます。
Dメーターサイズの観測皿と、λメートルの観測波長の場合、ΘHPBW は半パワービーム幅(HPBW)のラジアン単位の角度サイズで、空の解像度を定義します。ほとんど空の領域に散在するポイントのみを持つ大きなフルディッシュの一部を合成するこのプロセスは、絞り合成とも呼ばれます。電波干渉法の領域では、配列の分解能は、配列内の任意の 2 つの受信機間の最も遠い距離によって決定され、この距離は方程式 1 の D として使用されます。
干渉法の背後にある数学は、ラジオ天文学におけるトンプソンの干渉法と合成のような古典的なテキストでよく文書化されています3.基本的な洞察は、「(小さな視野を観察する平面配列の場合)、2つの受信機間の信号の相互相関( 可視性)が空の明るさパターンの2Dフーリエ係数に関する情報をもたらす」として非公式に伝えることができます。フーリエモードがサンプリングされるかどうかは、観測波長によって正規化された受信機( ベースライン)の分離に依存します。さらに離れている受信機(イメージングターゲットに向かって標準のUVW座標系)は、より高い空間周波数フィーチャをサンプリングし、より小さなスケールでより高い解像度の詳細を生成します。逆に、同じ UVW フレームで近接している受信機は空間周波数を低く、より低い解像度でスケール構造の情報を提供します。
最も低い無線周波数では、地球の電離層の自由電子は、10MHz以下の電波が宇宙から地上に移動するのを防ぎ、その逆もまた同様である。 このいわゆる「電離圏カットオフ」は、長い間、この周波数範囲の空の地上観測を妨げてきた。この制限に対する明白な答えは、電波受信機を宇宙に置き、地球の大気と電離層の自由電子の影響を受けずにデータを記録することです。これは、Wind4 やSTEREO5のような宇宙船の単一のアンテナで以前に行われ、この低周波無線範囲で排出量を生み出す多くの天体物理学的プロセスが明らかになった。これには、地球の磁気圏との電子の相互作用、太陽噴火による電子加速、銀河自体からの放出が含まれます。単一のアンテナ観測では、このようなイベントの総流束密度を測定できますが、放出元の位置を特定することはできません。この低周波放射を局部化し、この周波数レジームで初めて画像を作成するためには、多くのアンテナを宇宙に送信し、データを組み合わせて合成開口部を作る必要があります。
これを行うと、人類が宇宙を観察できる新しい窓が開き、これらの最も低い周波数で空の画像を必要とする多くの科学的測定が可能になります。月は宇宙での合成開口部の1つの可能な場所であり、自由飛行軌道アレイと比較すると長所と短所が付属しています。月の遠い側には、人工信号から来る通常の干渉のすべてを遮断するユニークな電波静かなゾーンがあり、近辺は地球観測アレイのための静的な場所を提供し、月の地球の亜地点で構築された場合、地球は常に空の絶頂にあります。静電気アレイを使用すると、フリーフライングアレイとは異なり、衝突の危険性がないため、短いベースラインを取得して大規模な排出量を測定する方が簡単です。月の配列の欠点は、主にコストと電力の困難です。月面の大規模なアレイには相当な量のインフラストラクチャとお金が必要ですが、軌道アレイのサイズを小さくすると、必要なリソースははるかに少なくなります。権力の問題もあります。月の大部分の場所は、各月の日の1/3の太陽光発電のための十分な太陽光にさらされています。月の日から夜までの気温の大きなスイングを生き残ることは、エンジニアリング上の懸念でもあります。これらの困難を除けば、提案された配列設計が指定された科学目標に適していることを確認するという問題が依然として残っている。配列の応答は、観測される放出の構造と、アレイの構成と感度に依存します。
月面に行くためにいくつかの概念的な配列は、何十年にもわたって描かれています。初期の設計は最も詳細ではありませんでしたが、それでもそのような配列6、7、8、9、10によって達成できる科学的進歩を認識しました。近年では、FARSIDE 11、DEX12、DALI13など、より多くのアレイが出されており、その一部は、10〜40MHzの範囲で赤方偏移中性水素21cm信号の吸収トラフを測定し、いわゆる「暗黒時代」を探査し、初期宇宙の宇宙モデルを制約しようとしている。ROLSS14のような他の人は、明るい太陽型IIラジオが遠く離れた太陽圏に破裂し、コロナ質量放出内の太陽エネルギー粒子加速の部位を説得力のある科学ケースとして特定することを呼び出します。より小さなスケールの配列はまた、着陸船から外側に移動する多くのベースラインをサンプリングするために単一の着陸船と移動ローバーを使用する2要素干渉計RIF15のように記述されています。RIFは、これらの低周波数のスカイマップを初めて作成する能力に焦点を当て、統合観測のためにUVカバレッジと合成ビームを計算します。
宇宙ベースの無線アレイは、遠くの電波銀河の低周波イメージングを可能にして、磁場と天体測定16を決定することができる。これらの体の低周波画像は、これらのシステムを支配する物理学のより完全な画像を提供し、特に電子エネルギー分布の下端のシンクロトロン放射データを生成する。これらの低周波数で発生する様々な磁気圏放出の範囲もあり、地上17から検出できない電子ダイナミクスのグローバル(一定のシンクロトロン放射)と局所(バースト、オーロラキロメトリック放射)の両方のシグネチャを提供する。これらのタイプの最も明るい記録された排出量は、強い磁気圏を持つ最も近い惑星であるとして、地球と木星から来ています。しかし、十分な感度と分解能を持つアレイは、他の外惑星、あるいは太陽系外惑星18からの磁気圏放出を観測することができた。特に、このトピックは、最近の惑星科学ビジョン2050ワークショップで関心のある分野として呼び出されました。
この研究では、わずか数個のアンテナから数百、数千個のアンテナで構成される月面の無線アレイの応答をシミュレートすることに焦点を当てています。このシミュレーションフレームワークは、小さな視野(数平方度)で任意の科学的目標をイメージングするためのアレイ設計を反復処理するのに役立ちますが、現在ではすべての空イメージングをサポートしていません。予測された明るさマップとリアルなノイズプロファイルの正確な推定値を使用して、特定のアレイサイズ/設定が特定のノイズレベルまたは解像度にターゲットを観察するのに十分であることを確認する必要があります。また、データの正しいイメージングを可能にするために、ベースラインが正確に計算されるように、アレイのジオメトリも高い程度に認識されている必要があります。現在、月面の最良の地図は、月面偵察オービター(LROの)19月軌道レーザー高度計(LOLA)20からのデジタル標高モデル(DM)です。シミュレーション パイプラインは、各レシーバの経度緯度座標を受け入れ、既存の DIMM からのこれらのポイントの標高を補間して、完全な 3D 位置を計算します。
これらの座標から、ベースラインは計算され、共通の天文学ソフトウェアアプリケーション(CASA)21測定セット(MS)ファイルに挿入されます。MS形式は、多くの既存の解析およびイメージングアルゴリズムで使用でき、アレイ構成、可視性データ、および空との位置合わせに関する情報を保持します。しかし、これらのソフトウェアルーチンの多くは、地球の表面と一緒に回転するアレイで動作するようにハードコードされており、軌道や月の配列には機能しません。これを回避するために、このパイプラインは、特定のアレイとイメージングターゲットのベースラインと可視性を手動で計算し、そのデータを MS 形式に挿入します。SPICE22ライブラリは、月と空の座標系を正しく整列し、月、地球、太陽の動きを追跡するために使用されます。
ここで説明するシミュレーションフレームワークはHegedusら17に続き、ソフトウェアはミシガン大学図書館によってディープブルーアーカイブ23にアーカイブされ、https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=enに保存されています。このアーカイブ・ソフトウェアに対するパッチや更新は、https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArrayで見つけることができます。次のセクションでは、このソフトウェアの要件を説明し、配列を形成し、適切なノイズレベルを設定し、ターゲットエミッションのシミュレートされた真実の画像を配列に供給し、CASAスクリプトを使用してアレイのノイズのないノイズの多い再構築をシミュレートするプロセスを説明します。
Protocol
1. ソフトウェアのセットアップ
- まず、https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=enに移動し、ソフトウェア パッケージをダウンロードします。このソフトウェアは UNIX 環境でのみテスト済みで、他の環境では完全には機能しない場合があります。このパッケージの README は、必要なソフトウェアとその用途の残りの部分をガイドするのに役立ちます。
- Python 2.7 以上がインストールされていることを確認します。リンクは README に用意されています。numpy、matplotlib、pylab、シピー、サブプロセス、エフェム、および日時など、いくつかの一般的なpythonライブラリも必要です。
- CASA 4.7.1以降がインストールされていることを確認します。README で提供されるリンク。
- gcc 4.8.5 以降がインストールされていることを確認します。リンクは README に用意されています。
- SPICE 用の C ツールキットがインストールされていることを確認します。このソフトウェアは、異なる天文基準フレームを整列し、惑星、衛星、衛星の相対的な位置を追跡するために使用されます。このソフトウェアをダウンロードするためのリンクもREADMEに含まれています。
- 月、地球、太陽の軌道ダイナミクスだけでなく、天文および月の基準フレームに関する情報を含むいくつかのカーネルをダウンロードしてください。必要なカーネルは、ダウンロード先のリンクと共にREADMEに記載されています。
- 必要な最終的な前提条件データを取得する: LRO LOLA 測定値から作成された月面のデジタル標高モデル (DEM) です。必要なファイルが一覧表示され、README にリンクされます。
2. アレイ構成の作成
- createArrayConfig.py スクリプトをカスタマイズします。
- 各アンテナの経度と緯度の座標のリストを指定して、アレイの構成を選択します。
注: このスクリプトは現在、直径10kmの配列に対して 1024 要素、32 本腕の各 32 個の丸太空間のアンテナで、緯度 0 度近くの緯度とメートルと度の間で変換する一定の係数を使用してフォーマットされています。この配列の部位(-1.04°、-0.43°)は、月MEフレームの地球亜点(0°,0°)に最も近い標高変動(σ = 5.6 m)の10x10 kmパッチの中心であるために選択されました。 - 月面の標高データを含むデジタル標高モデルの新しいダウンロード場所を反映するように、スクリプト内の lunarPath 変数を変更します。
- 各アンテナの経度と緯度の座標のリストを指定して、アレイの構成を選択します。
- 「python createArrayConfig.py」でcreateArrayConfig.pyスクリプトを実行します。これは、各アンテナの経度と緯度の標高を解くために月のデジタル標高モデルを使用します。経度、緯度、標高をファイルに保存し、画面に出力して、次のスクリプトに簡単にコピーして貼り付けます。ローカルの月面地形の上に配列構成を示す図を作成します(図1)。
3. SPICE を使用して座標を整列する
- スクリプトをカスタマイズ.c。
- 前のスクリプト、経度、緯度、および各アンテナの標高からの出力を取得し、スクリプト内の対応するリストにコピーし、また、レシーバーの数と対応する座標で変数 'numsc' を更新します。
注: C には動的な配列の割り当てがないため、データを柔軟に自動的に読み取る簡単な方法はなかったので、手動でコピーする必要があります。 - パッケージに含まれるlunar_furnsh.txtを、必要なフレームファイルおよびエフェメリスファイルの新しいパス名で更新します。
- どの日付を観察するかを指定します。これにより、SPICE 内のエフェメリドに情報を提供し、それらの日付に定義された配列に対して地球と太陽がどこで位置するかを正確に追跡します。スクリプトでは、現在、2025年におよそ毎週発生する48の日付が選択されています。
- アレイが追跡および画像を作成する場合、空のターゲット領域を指定します。現在、スクリプトは月面から見たように地球のRA 12月を保存しますが、代わりに静的なRA Dec座標に簡単に入れるかもしれません。
- 前のスクリプト、経度、緯度、および各アンテナの標高からの出力を取得し、スクリプト内の対応するリストにコピーし、また、レシーバーの数と対応する座標で変数 'numsc' を更新します。
- eqArrOverTime.c スクリプトをコンパイルします。
- スクリプトの先頭にあるコメントの中で gcc コマンドを使用して、スクリプトをコンパイルします。それは「gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/ホーム/アレクシェゲ/スパイス/cspice/含む/ホーム/アレクシェゲ/スパイス/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99"のようなものです。cspice ライブラリの場所を反映するようにパスを変更します。
- "./eqArrOverTime"を指定して実行可能ファイルを実行します。これにより、それぞれに変数のセットが含まれるファイルが多数含まれるはずです。最も重要なのは、J2000 座標における各アンテナの XYZ 位置と、空のターゲット領域 (現在は月の視点から見た地球の位置) の右昇天と偏角 (RA および 12 月) 座標です。出力変数は、要求されたすべての日付のデータを含む.txtファイルに保存されます。
4. CASA を使用したアレイ応答のシミュレーション
- LunarEarthPicFreqIntegration.py スクリプトをカスタマイズします。
- 画像を作成する配列の観測周波数を指定します。これは現在 0.75 MHz に設定されています。
- CASA 互換の真理イメージを指定します (または .fits イメージファイルから作成) し、配列の Jansky/pixel 値を使用して再構築します (例: 図 2)。コード内の定数(res、res1、幅、arcMinDiv)は、入力真理画像のサイズと解像度を反映するように変更する必要があります。
注: SPICE メソッドを使用して RA Dec 座標を提供する場合、このスクリプトの 'import ephem' ステートメントをコメントアウトできます。このライブラリをインストールするには、casa-python パッケージの casa-pip を使用する必要がありますが、
python内の他の天文オブジェクトの追跡を可能にします。
- LunarEarthPic.py スクリプトを実行します。スクリプトの先頭にコメントを付けたのは、スクリプトの実行方法の例です。次のコマンドは、コマンド ラインからスクリプトを実行する方法の 1 つの例です。
"nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir .-相関真 -numSC 1024 |ティーアースアウト&」
numSC フラグは、使用されているアンテナ/レシーバの数をコードに通知するために使用され、受信機座標を含む.txtファイルからデータをアンパックするのに役立ちます。
注: 観測波長 (λ) の単位で測定されるアンテナ基線ベクトルは、長さ Dλと成分(ν, w)= (∆x,∆y,∆z)/λ を持ちます。パイプラインは、次に、アンテナの各ペアの視数、または観測された交差相関電圧を計算します。ここでは小さな視野近似が、周波数νでの無限大帯域幅に対するトンプソンら2の標準式に従って、視数を計算するために使用される。
アレイが撮像されるターゲットの空の座標は、フレームのz、またはw軸が向いている位相中心とみなされる。(l, m, n)は、(U,V, W)座標系からのコサイン方向です。観測下のソースの周囲の空の明るさパターンは、Iν(l,m)です。スペクトル流束密度は、多くの場合、派生ユニット1ヤンスキー(Jy)=10-26 W / m2/Hzで提示されます。Ν(l, m)は正規化されたアンテナの一次ビームパターン、または空のその地点からの放射に対する感度です。
このスクリプトは、前のスクリプトから出力された座標から、適切に投影された基準フレーム内のアンテナ分離を計算します。次に、数式 2 を使用して、アンテナの各ペアの表示データを計算します。結果として生じる表示は、CASA 計測セット ファイル (.ms) のベースラインと一緒に保存されます。この MS ファイルは、このスクリプトの主要な出力です。
5. データのイメージング – ノイズがなく、ノイズが多い
- noiseCopies.py スクリプトをカスタマイズします。
- スクリプトで avNoise と呼ばれるシステム等価流束密度 (SEFD) を設定します。SEFDは、無線アンテナの全ノイズがシステム温度と有効領域の両方で結びつくので、信号とノイズを直接比較する方法を提供する便利な方法です。現在、0.75 MHzの楽音レベルである1.38e7 Janskyに設定されています。
注:低周波無線のレジームでは、一定のノイズに関する3つの主なソースがあります:アンプノイズ、自由電子からの準熱ノイズ(マイヤーヴェルネットらによって推定されます。24 は0.75MHzで6.69e4 Jyであり、電気的に短い双極子近似を使用して、銀河の背景放射(ノヴァッコ&ブラウン25 によって推定される)は、完全な空のために0.75 MHzで4.18e6ヤンスキーであると推定され、そのうち月の配列は一部しか見ないだろう。この最適ノイズレベル1.38e7 Jyは、アンプノイズが他の用語を支配していると仮定します。より詳細な議論については、ヘゲダスらをご覧ください。 - 可変の「ノイズ」ライン200に統合される帯域幅を設定します。500 kHz に設定します。
- 変数'ノイズ'ライン200の積分時間を設定します。
- スクリプトで avNoise と呼ばれるシステム等価流束密度 (SEFD) を設定します。SEFDは、無線アンテナの全ノイズがシステム温度と有効領域の両方で結びつくので、信号とノイズを直接比較する方法を提供する便利な方法です。現在、0.75 MHzの楽音レベルである1.38e7 Janskyに設定されています。
- noiseCopies.py スクリプトを "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py |で実行noiseCopies.py |ティーノイズ.アウト&"。
- スクリプトは、まずノイズのない可視性データから画像を作成し、標準の電波天文学アルゴリズムCLEAN26 を呼び出して 図3のような画像を作成します。
- 次に、スクリプトは MS のコピーを作成し、複雑な可視性データに適切なノイズ レベルを追加し、CLEAN を使用してイメージします。このスクリプトは現在、24 時間までの統合時間の範囲と、いくつかの堅牢な重み付けスキーム値を超える画像を作成します。アレイの構成によっては、画質はデータの重み付けスキームの選択によって異なる場合があります。これらの騒がしい画像は 、4時間の統合時間を使用した図 4 のようになります。
メモ:ノイズは標準の信号とノイズの式で追加されます。テイラー2 からは、単一の偏光の干渉ノイズは
ここで、η sは、システム効率または相関器効率であり、0.8の保存値に設定されている。Nantは、アレイ内のアンテナ数(Nant = 2)であり、∆νはHzで統合される帯域幅であり、tは∆は統合時間を秒単位で表します。
Representative Results
ソフトウェアパイプラインに従うことはかなり簡単で、各ステップが本来どおりに機能していることは明らかです。ステップ 2 からcreateArrayConfig.pyを実行すると、LRO LOLA 派生デジタル標高モデルから派生した、定義された配列の構成が月面のローカル地形の上にプロットされる 図 1に似た図が作成されます。
手順 3 では、eqXYZ_EarthCentered.txt、RAs.txt、12 月.txtなどの主要な出力ファイルを提供する必要があります。これらのファイルの例は、ダウンロードしたパッケージにあります。
手順 4 では、 図 2のような真理画像を作成し、そのイメージを使用して可視性データを計算します。また、CASA計測セット(.ms)ファイルを出力し、ベースラインと可視性データの両方が計算され保存されたことを確認するために、casabrowserの通常のCASAコマンドで参照することができます。
ステップ 5 では、それぞれノイズのない画像とノイズの多いイメージについて 、図 3 と 図 4 のような図を出力する必要があります。ノイズの多い画像は、ノイズのない画像よりも明確に見えるはずです。
図1:月面の標高マップ上の配列の構成。
これは、10 km を超える対数間隔の円形配列から成る配列構成の例です。構成は32の対数的に間隔を空けたアンテナの32の腕を備えている、合計1024アンテナ。この配列の部位(-1.04°、-0.43°)は、月平均地球(ME)フレームの地球亜点(0°,0°)に近い最も低い標高変動(σ= 5.6 m)の10x10 kmパッチの中心であるために選択されました。標高データは、LRO LOLA 測定値から取得されたデジタル標高マップから取得されました。この図はヘゲダスら13.から取られた. この図の大きなバージョンを表示するには、ここをクリックしてください。
図2 月の距離における放射線帯からの放射光放射の真理像
これは、イメージする配列の科学ターゲットの例です。次に、リカバリされたイメージをこの入力と比較して、配列のパフォーマンスを決定します。明るさマップは、サンランボ電子シミュレーションデータから作成され、月の距離で観測されるシンクロトロン放射を決定するための計算を実行します。1.91°地球はスケールインジケータのために追加されます。この図はヘゲダスら13.から取られた. この図の大きなバージョンを表示するには、ここをクリックしてください。
図3:実物画像を入力する直径10kmアレイの無騒音応答
これは、ステップ 5 の出力の 1 つで、標準の電波天文学イメージング アルゴリズム CLEAN を適用し、-0.5 の堅牢性パラメータを持つブリッグス重み付けスキームを使用します。この図はヘゲダスら13.から取られた. この図の大きなバージョンを表示するには、ここをクリックしてください。
図4:実数画像を入力する直径10kmアレイのノイシー応答
これは、ステップ 5 の出力の 1 つで、標準の電波天文学 CLEAN を適用し、-0.5 の堅牢性パラメータを持つブリッグス重み付けスキームを使用します。この画像では、システム等価流束密度 1.38e7 Jansky、500 kHz の統合帯域幅、および 4 時間の統合時間を使用しました。また、1Kアンテナアレイではなく16Kアンテナアレイの応答をシミュレートするために、ノイズを16倍に減らしました。この図はヘゲダスら13.から取られた. この図の大きなバージョンを表示するには、ここをクリックしてください。
Discussion
シミュレーションパイプラインの各ステップが必要であり、次のステップに供給され、月面上の配列構成を取り、基準フレームを正しく配置して空のターゲット領域に向け、可視性データを計算し、適切なノイズレベルを追加し、結果データにイメージングアルゴリズムを実行します。
各ステップに対して、カスタマイズを行います。ステップ2では、ユーザ定義の配列構成は、経度と緯度の任意のリストを指定できます。これにより、ステップ 3 の SPICE スクリプトにフィードされ、計画された測定の正確な時間と、空のどこに配列を集中させるかを選択できます。ステップ 3 では、適切な CASA .truth ファイルを提供することで、アレイがイメージを試みている、シミュレートされたトゥルースの放出を指定できます。次に、ステップ4では、観測周波数と予想されるハードウェア機能に応じて、予想されるノイズレベルを変更することができます。このコードセットは、対象となる科学に応じて、任意の数の用途で配列設計を反復処理するために使用できる柔軟なシミュレーションフレームワークを構成します。これらのコードはすべて平均的なラップトップまたはワークステーションで実行できますが、アンテナの数に応じて計算時間が長くなります。プロセスの最も遅い部分は、画像化に続いて、visibilitiesを予測しています。小さなアレイの場合、プロセス全体を数分で実行できますが、数百または数千の受信機の大きなアレイでは数時間または数日が必要になる場合があります。
このパイプラインで実行できる次の手順には、チャネル依存のフォアグラウンド削除システムの追加などがあります。これには、銀河シンクロトロン放射とCas Aのようないくつかの明るい光源によって低周波数で支配されるグローバルスカイモデルを構築し、空のどの部分が受信機に見えるかを追跡し、その明るさパターンを一次ビームで畳み込み、アレイの位相中心をイメージングターゲットに向かって整列させる必要があります。より長い統合時間のために、空の見かけの動きを追跡することも問題です。追加できるもう 1 つの改善点は、通常のイメージングからフラグ付きチャネルを削除し、フラグ付きデータを画像化して特徴付ける特殊なパイプラインに送信できる、一時的なイベント/無線周波数干渉 (RFI) フラグシステムです。この一時的なイベント パイプラインは、これらのイベントの高い信号対ノイズ比を利用して、配列27の通常の解像度よりも優れた特性を持つ uvmodelfit のような特別なアルゴリズムを使用できます。
また、完全なアレイキャリブレーションに考慮する必要がある追加の効果もあり、そのうちの1つは相互結合です。Ellingson28で説明したように、これは、互いのいくつかの波長内にある受信機を持っている場合、アレイの感度の低下につながる可能性があります。これは、配列の感度の低下、または同等に SEFD の増加に見られます。これは、天頂から10度以上離れたビームに特に当てはまります。この作品の配列例は、常に設計によって天頂に近い地球を対象としているので、相互結合はこの特定のイメージングターゲットに影響を与えるべきではありませんが、高度角度と周波数の全範囲にわたるSEFDの研究は、その可能性を最大限に引き出すために実際のアレイの試運転で行う必要があります。このアレイシミュレーションパイプラインのもう一つの欠点は、使用される不完全な月面マップにあります。LRO LOLA測定のDMは、512ピクセル/度のマップで最高の解像度が60x60メートル/ピクセルです。これらのデータをシミュレートされたアレイに補間することができますが、実際のアレイでは、既知の位置を持つソースを使用して、すべてのアンテナ間の相対的な分離を高精度に決定する試運転/キャリブレーション期間が必要になります。可能なキャリブレーションソースには、Cas A、木星または地球からの周期的な低周波放出、または月のゲートウェイ29が含まれます。
考慮すべき月面の応答もあります。レゴリスと呼ばれる月の表土の層は、いくつかの効率で入ってくる放出を反映することができる損失性の誘電体のように機能し、また、いくつかのより良い効率30、31で入ってくる放出を反映することができる月の岩盤の上にあります。この応答は、周囲温度と入射周波数、ならびにレゴリスの化学組成に依存する。研究30、31は、100K未満の低い温度で、レゴリスは、無線放射にほぼ透明であり、反射は約0.5-0.6の反射係数と岩盤レベルで発生することを発見しました。150-200 Kの高い温度では、レゴリスは放出を吸収し、約0.2-0.3の反射係数で表面に入射放射線を反射することができます。200Kを超える温度では、レゴリスの誘電特性が減少し、反射による変動を無視できることが分かります。これらの効果により、アレイの有効領域が減少し、感度が低下し、統合時間が長くなります。この効果は、月の深さの関数として相対的な誘電率/誘電率のモデルを与えられたNEC4.232のような電磁シミュレーションソフトウェアパッケージでモデル化することができます。これにより、特定の周波数の受信機のSEFDが出力され、アレイシミュレーションパイプラインに与えられ、シミュレートされた信号に追加する正しいノイズを計算することができます。受信機と月面の間に接地グリッドを追加すると、反射波の影響を減らすのに役立ちますが、展開の形で独自の合併症のセットを追加します。
月面上の電波受信機の実装に関する仮説的またはあいまいな詳細の多くは、光電子鞘(ROLSES)および月面電磁実験(LuSEE)33の月面における電波観測のような単一の低周波アンテナプロジェクトの最近の資金調達で最終的に現実に固まるだろう。LuSEEは最近、商業月ペイロードサービスプログラムの一環としてNASAから資金提供を受けています。アンテナの両方のスイートは、主にステレオ/WAVESまたはPSP FIELDSのような過去の機器のためのフライトスペアで構成され、2021年の配達のために計画されています。これらの受信機からの測定は、最終的に月面上の電離されたほこりからの光電子シースからの準熱ノイズのレベルと、それが月の日の間にどのように変化するかを固めます。これらの測定はまた、月面からの反射と吸収のレベルを特徴付け、受信機のSEFDをどのように変化させるかを定量化します。また、月面で受信した過渡事象またはRFIの数に関する統計も提供します。これらのミッションは、太陽無線バースト、遠く離れた銀河、惑星磁気圏からの低周波放射など、多くの新しい科学的観測を最終的に行うことができるアンテナの配列への道を開くでしょう。この作業で説明するシミュレーション パイプラインは、さまざまな科学的ターゲットに対してこれらの将来の配列の設計を反復処理する柔軟な方法を提供します。
Disclosures
著者らは開示するものは何もない。
Acknowledgments
月面偵察オービター(LRO)と月軌道レーザー高度計(LOLA)チームのおかげで、月のデジタル標高マップを提供しました。この研究は、NASA太陽系探査研究機構の協力協定番号80ARC017M0006によって、探査宇宙科学ネットワーク(NESS)チームの一員として直接支援されました。
Materials
| Name | Company | Catalog Number | Comments |
| No physical materials are needed, this is a purely computational work. |
References
- Jansky, K. G. Directional studies of atmospherics at high frequencies. Proceedings of Institute of Radio Engineers. 20, 1920 (1932).
- Taylor, G. B., Carilli, C. L., Perley, R. A. Synthesis Imaging in Radio Astronomy II. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 180, (1999).
- Thompson, A. R., Moran, J. M., Swenson, G. W. Interferometry and synthesis in radio astronomy. , Wiley-Interscience. New York. (1986).
- Bougeret, J., et al. WAVES: The radio and plasma wave investigation on the Wind spacecraft. Space Sciencce Reviews. 71, 231-263 (1995).
- Bougeret, J., et al. S/WAVES: The Radio and PlasmaWave Investigation on the STEREO Mission. Space Science Reviews. 136 (1), 487-528 (2008).
- 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).
- 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).
- 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).
- Damé, L., et al. Solar interferometric imaging from the moon. Advances in Space Research. 14 (6), 49-58 (1994).
- Bely, P. Y., et al. Very Low Frequency Array on the Lunar Far Side. Technical Report. ESA SCI. (97), 2 (1997).
- 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).
- 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).
- 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).
- MacDowall, R. J., et al. A Radio Observatory on the Lunar Surface for Solar studies (ROLSS). arXiv e-prints. , (2011).
- Aminaei, A., et al. Basic radio interferometry for future lunar missions. 2014 IEEE Aerospace Conference Proceedings. , Big Sky, MT 1-19 (2014).
- Belov, K., et al. A space-based decametric wavelength radio telescope concept. Experimental Astronomy. 46 (2), 241-284 (2018).
- 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).
- Zarka, P. Plasma interactions of exoplanets with their parent star and associated radio emissions. Planetary and Space Science. 55 (5), 598-617 (2007).
- Chin, G., et al. Lunar Reconnaissance Orbiter Overview: The Instrument Suite and Mission. Space Science Reviews. 129 (4), 391-419 (2007).
- Barker, M., et al. A new lunar digital elevation model from the Lunar Orbiter Laser Altimeter and SELENE Terrain Camera. Icarus. , 346-355 (2016).
- 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).
- Acton, C. H. Ancillary data services of NASA's Navigation and Ancillary Information Facility. Planetary and Space Science. 44, 65-70 (1996).
- 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).
- 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).
- Novaco, J. C., Brown, L. W. Nonthermal galactic emission below 10 megahertz). The Astrophysical Journal. 221, 114-123 (1978).
- Högbom, J. A. Aperture Synthesis with a Non-Regular Distribution of Interferometer Baselines. Astronomy and Astrophysics Supplement. 15, (1974).
- Martí-Vidal, I., Pérez-Torres, M. A., Lobanov, A. P. Over-resolution of compact sources in interferometric observations. Astronomy & Astrophysics. 541, 135 (2012).
- Ellingson, S. W. Sensitivity of antenna arrays for long-wavelength radio astronomy. IEEE Transactions on Antennas and Propagation. 59 (6), 1855-1863 (2011).
- 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).
- Yushkova, O. V., Kibardina, I. N. Dielectric properties of lunar surface. Solar System Research. 51, 121-126 (2017).
- 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).
- Burke, G., Poggio, A. Numerical Electromagnetics Code (NEC) method of moments. Lawrence Livermore National Laboratory Technical Report. , (1994).
- 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).
