Summary
Ay yüzeyindeki büyük ölçekli radyo dizilerinin görüntüleme yeteneklerini test etmek için bir simülasyon çerçevesi sunulmaktadır. Ana gürültü bileşenleri tartışılır ve bir yazılım işlem hattı, yeni bilimsel kullanımlar için nasıl özelleştirilmeye karar verilir.
Abstract
Son yıllarda doğada hem bilimsel hem de keşif amaçlı nedenlerle Ay'a geri dönmeye olan ilgi yeniden arttı. Ay, Mars gibi diğer gezegenler için geçerli olabilecek büyük ölçekli üsler inşa etmek için mükemmel bir eğitim alanı sağlar. Ay uzak tarafında bir radyo sessiz bölgesinin varlığı erken evren çalışmaları ve dış gezegen aramaları için söz verirken, yakın taraf, Dünya'nın manyetosferinden gelen uzay havasına tepkisini ölçmeye yardımcı olabilecek düşük frekanslı emisyonları gözlemlemek için kullanılabilecek kararlı bir taban sağlar. Büyük ölçekli bir radyo dizisinin inşası, insanlığın diğer gezegenlerde yapılar inşa etme yeteneğinin bir testi olarak hareket etmenin yanı sıra büyük bilimsel geri dönüşler sağlayacaktır. Bu çalışma, Ay'da yüzlerce veya binlerce antenden oluşan küçük ve büyük ölçekli radyo dizilerinin tepkisini simüle etmeye odaklanıyor. Dizinin yanıtı, dizinin yapılandırması ve duyarlılığı ile birlikte emisyonun yapısına bağlıdır. Simüle edilmiş radyo alıcıları için, alıcı konumlarının yüksekliğini karakterize etmek için Lunar Reconnaissance Orbiter'daki Lunar Orbiter Laser Altimeter cihazından Dijital Yükseklik Modelleri kullanılarak bir dizi konum seçilir. Özel bir Ortak Astronomi Yazılım Uygulamaları kodu açıklanır ve benzetimli alıcılardan gelen verileri işlemek için kullanılır, görüntüleme için uygun projeksiyonların kullanıldığından emin olmak için SPICE kullanarak ay ve gökyüzü koordinat çerçevelerini hizalar. Bu simülasyon çerçevesi, belirli bir bilimsel hedefi küçük bir görüş alanında görüntülemek için dizi tasarımını yinelemek için yararlıdır. Bu çerçeve şu anda tüm gökyüzü görüntülemeyi desteklemiyor.
Introduction
Radyo astronomisi alanı, 1932'de Karl G. Jansky 1 tarafından20 MHz'de galaktik radyo emisyonunun yanlışlıkla tespit edilmesiyle başladı. O zamandan beri, radyo astronomisi hızla büyüdü ve yüzyıllardır devam eden daha yüksek frekanslı optik gözlemleri yakaladı. Bir diğer atılım, büyük mesafelerle ayrılmış anten gruplarının sentetik bir diyafram oluşturmak için kullanıldığı ve radyo gözlemlerinin hassasiyetini ve çözünürlüğünü ölçeklendirmenin bir yolunu sağlayan radyo interferometrisinin kullanılmasıydı2,3. Bu sezgisel olarak optik gözlemler için normal çözünürlük formülünün bir uzantısı olarak düşünülebilir:
D metre büyüklüğünde bir gözlem kabı ve φ metrelik bir gözlem dalga boyu için ΦHPBW, yarım güç ışını genişliğinin (HPBW) radyan cinsinden açısal boyutudur ve gökyüzündeki çözünürlüğü tanımlar. Büyük bir tam yemeğin bir kısmını çoğunlukla boş bir alana dağılmış noktalarla sentezleme işlemine diyafram sentezi de denir. Radyo interferometri alanında, bir dizinin çözünürlüğü dizideki herhangi iki alıcı arasındaki en uzak mesafeye göre belirlenir ve bu mesafe Denklem 1'de D olarak kullanılır.
Interferometrinin arkasındaki matematik, Thompson'ın Interferometrisi ve Radyo Astronomisi3Sentezi gibi klasik metinlerde iyi belgelenmiştir. Temel içgörü, "(küçük bir görüş alanını gözlemleyen düzlemsel diziler için) herhangi bir 2 alıcı arasındaki sinyallerin çapraz korelasyonu (bir görünürlük)gökyüzü parlaklık deseninin 2D Fourier katsayısı hakkında bilgi verecektir" şeklinde gayri resmi olarak iletilebilir. Fourier modunun örneklendiği şey, gözlem dalga boyu tarafından normalleştirilen alıcıların (taban çizgisi)ayrılmasına bağlıdır. Daha da ayrı olan alıcılar (görüntüleme hedefine yönelik standart UVW koordinat sisteminde) daha yüksek uzamsal frekans özelliklerini örnekleerek daha küçük ölçeklerde daha yüksek çözünürlük ayrıntıları sağlar. Buna karşılık, aynı UVW çerçevesinde birbirine yakın olan alıcılar daha düşük uzamsal frekansları örnekleerek daha düşük çözünürlükte daha büyük ölçekli yapılar hakkında bilgi verir.
En düşük radyo frekansları için, Dünya'nın iyonosferindeki serbest elektronlar, 10 MHz'in altındaki radyo dalgalarının uzaydan yere seyahat etmesini önler ve bunun terside geçerlidir. Bu sözde "iyonosferik kesme", bu frekans aralığı için gökyüzünün yer tabanlı gözlemlerini uzun zamandır engelledi. Bu sınırlamanın bariz cevabı, radyo alıcılarını Dünya atmosferinin etkisinden ve iyonosferdeki serbest elektronlardan arındırılmış verileri kaydedebilecekleri uzaya koymaktır. Bu daha önce wind4 ve STEREO5gibi uzay araçlarındaki tek antenlerle yapıldı Bu düşük frekanslı radyo aralığında emisyon üreten birçok astrofiziksel süreci ortaya çıkardı. Bu, elektronların Dünya'nın manyetosferi ile etkileşimlerinden, güneş patlamalarından elektron ivmesinden ve galaksinin kendisinden kaynaklanan emisyonları içerir. Tek anten gözlemleri bu tür olayların toplam akı yoğunluğunu ölçebilir, ancak emisyonun nereden geldiğini tam olarak belirleyemez. Bu düşük frekans emisyonu yerelleştirmek ve ilk kez bu frekans rejiminde görüntü yapmak için, birçok antenin uzaya gönderilmesi ve sentetik bir diyafram yapmak için verilerinin birleştirilmesi gerekecektir.
Bunu yapmak, insanoğlunun evreni gözlemleyebileceği yeni bir pencere açacak ve bu en düşük frekanslarda gökyüzünün görüntülerini gerektiren bir dizi bilimsel ölçüm sağlayacaktır. Ay, uzayda sentetik bir açıklık için olası bir yerdir ve serbest uçan yörünge dizileriyle karşılaştırıldığında artıları ve eksileri ile birlikte gelir. Ay uzak tarafı, insan yapımı sinyallerden gelen tüm olağan parazitleri engelleyen benzersiz bir radyo sessiz bölgesine sahipken, yakın taraf Dünya gözlem dizileri için statik bir yer sağlar ve Ay'ın alt Dünya noktasında inşa edilirse, Dünya her zaman gökyüzünün zirvesinde olacaktır. Statik bir dizi ile, serbest uçan dizilerin aksine çarpışma tehlikesi olmadığından, büyük ölçekli emisyonları ölçmek için kısa taban çizgileri elde etmek daha kolaydır. Bir ay dizisinin dezavantajları, maliyet ve güçteki zorluklardır. Ay'daki büyük ölçekli bir dizi önemli miktarda altyapı ve para gerektirirken, daha küçük yörünge dizileri çok daha az kaynak gerektirecektir. Bir de iktidar meselesi var; Ay'daki çoğu yer, her ay gününün 1/3'ü için güneş enerjisi üretimi için yeterli güneş ışığına maruz kalır. Ay gününden geceye kadar sıcaklıktaki büyük salıncaklardan kurtulmak da bir mühendislik sorunudur. Bu zorlukları bir kenara bırakırsak, önerilen dizi tasarımının belirtilen bilim hedeflerine uygun olduğundan emin olmak sorunu hala vardır. Herhangi bir dizinin yanıtı, dizinin yapılandırması ve duyarlılığı ile birlikte gözlemlenen emisyonun yapısına bağlıdır.
Ay yüzeyine çıkmak için birkaç kavramsal dizi on yıllar boyunca hazırlandı. İlk tasarımlar en ayrıntılı değildi, ancak yine de bu tür diziler 6 , 7 ,8,9,10tarafından elde edilebilecek bilimsel gelişmeleri tanıdı. Son yıllarda daha fazla dizi ortaya kondu, bazıları FARSIDE11, DEX12ve DALI13 gibi, "Karanlık Çağlar" olarak adlandırılan ve erken evrenin kozmolojik modellerini sınırlamak için 10-40 MHz aralığındaki redshifted nötr hidrojen 21 cm sinyalinin emilim oluklarını ölçmeye çalışıyor. ROLSS14 gibi diğerleri, koronal kütle atılımları içindeki güneş enerjik parçacık ivmesi bölgesini zorlayıcı bilim durumu olarak tanımlamak için helyosfere doğru parlak güneş tipi II radyo patlamalarını izlemeyi çağırır. Daha küçük ölçekli diziler de gibi tanımlanmıştır 2-element interferometre RIF15, iniş aracından dışarı doğru hareket ederken birçok taban çizgisini örneklemek için tek bir iniş aracı ve hareketli bir gezgin kullanır. RIF, bu düşük frekansların ilk kez bir gökyüzü haritası yapma yeteneğine odaklanır ve entegre gözlemler için UV kapsamını ve sentezlenmiş ışını hesaplar.
Uzay tabanlı radyo dizileri, manyetik alanları ve astrometrik ölçümleri belirlemek için uzak radyo galaksilerinin düşük frekanslı görüntülenmesini de sağlayabilir16. Bu cisimlerin düşük frekanslı görüntüleri, bu sistemleri yöneten fiziğin daha eksiksiz bir resmini sağlayacak, özellikle elektron enerji dağılımının alt ucu için senkrotron emisyon verileri sağlayacaktır. Ayrıca, bu düşük frekanslarda meydana gelen ve yerden tespit edilemeyen elektron dinamiklerinin hem küresel (sabit senkrotron emisyonu) hem de yerel (patlamalar, auroral kilometrik radyasyon) imzalarını sağlayan çeşitli manyetosferik emisyonlar da vardır17. Bu türlerin kaydedilen en parlak emisyonları Dünya ve Jüpiter'den gelmiştir, çünkü bunlar güçlü manyetosferlere sahip en yakın gezegenlerdir. Bununla birlikte, yeterli hassasiyete ve çözünürlüğe sahip diziler, diğer dış gezegenlerden, hatta güneş dışı gezegenlerden manyetosferik emisyonu gözlemleyebilir18. Özellikle bu konu, yakın tarihli Planetary Sciences Vision 2050 atölyesinde ilgi alanı olarak adlandırıldı.
Bu çalışma, Ay'daki radyo dizilerinin sadece birkaç antenden yüzlerce veya binlerce antene kadar herhangi bir yerden oluşan tepkisini simüle etmeye odaklanıyor. Bu simülasyon çerçevesi, herhangi bir bilimsel hedefi küçük bir görüş alanında (birkaç kare derece) görüntülemek için dizi tasarımını yinelemek için yararlıdır, ancak şu anda tüm gökyüzü görüntülemeyi desteklemez. Belirli bir dizi boyutunun/yapılandırmasının hedefi belirli bir gürültü seviyesine veya çözünürlüğe gözlemlemek için yeterli olduğundan emin olmak için gerçekçi gürültü profilleriyle birlikte tahmin edilen parlaklık haritalarının doğru tahminleri kullanılmalıdır. Dizinin geometrisi de yüksek derecede bilinmelidir, böylece temeller verilerin doğru görüntülenmesini sağlamak için doğru şekilde hesaplanır. Şu anda, Ay yüzeyinin en iyi haritaları, Lunar Reconnaissance Orbiter'ın (LRO'lar) 19 Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA)20'sindenDijital Yükseklik Modelleri (DEM'ler). Simülasyon ardışık düzeni, her alıcı için boylam enlem koordinatlarını kabul eder ve tam 3D konumu hesaplamak için mevcut DEM'lerden bu noktalardaki yüksekliği enterpolasyonlar.
Bu koordinatlardan temeller hesaplanır ve Ortak Astronomi Yazılım Uygulamaları (CASA)21 Ölçüm Kümesi (MS) dosyasına eklenir. MS biçimi, varolan birçok analiz ve görüntüleme algoritmasıyla kullanılabilir ve dizi yapılandırması, görünürlük verileri ve gökyüzüyle hizalama hakkında bilgi içerir. Ancak, bu yazılım rutinlerinin çoğu, Dünya yüzeyiyle dönen dizilerle çalışmak için kodlanmıştır ve yörünge veya Ay dizileri için çalışmaz. Bunu atlatmak için, bu işlem hattı belirli bir dizi ve görüntüleme hedefinin taban çizgilerini ve görünürlüklerini el ile hesaplar ve verileri MS biçimine ekler. SPICE22 kütüphanesi, Ay ve gökyüzü koordinat sistemlerini doğru bir şekilde hizalamak ve Ay, Dünya ve Güneş'in hareketlerini izlemek için kullanılır.
Burada açıklanan simülasyon çerçevesi Hegedus ve ark.17'yi takip eder ve yazılım Michigan Üniversitesi kütüphanesi tarafından Deep Blue arşivinde arşivlenmiştir23, https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en depolanır. Arşivlenen bu yazılımdaki tüm düzeltme ekleri veya güncellemeler https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray bulunabilir. Aşağıdaki bölüm, bu yazılımın gereksinimlerini açıklar ve bir dizi oluşturma, uygun gürültü düzeylerini ayarlama, diziyi hedeflenen emisyonun simüle edilmiş bir gerçek görüntüsünü besleme ve dizinin bir CASA komut dosyası kullanarak emisyonun gürültüsüz ve gürültülü rekonstrüksiyonlarını simüle etme sürecinden geçer.
Protocol
1. Yazılım kurulumu
- İlk olarak, https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en gidin ve yazılım paketini indirin. Bu yazılım yalnızca UNIX ortamında sınanmıştır ve diğer ortamlarda tam olarak çalışmayabilir. Bu paketteki README, ihtiyaç duyulan yazılımın geri kalanı ve kullanımları boyunca rehberlik etmesine yardımcı olacaktır.
- Python 2.7 veya daha büyük bir dizinin yüklü olduğundan emin olun. README'de bir bağlantı sağlanır. Numpy, matplotlib, pylab, scipy, subprocess, ephem ve datetime dahil olmak üzere çeşitli yaygın python kütüphanelerine de ihtiyaç vardır.
- CASA 4.7.1 veya daha büyük bir dizinin yüklü olduğundan emin olun. README'de sağlanan bağlantı.
- GCC 4.8.5 veya daha büyük bir nedenin yüklü olduğundan emin olun. README'de bir bağlantı sağlanır.
- SPICE için C araç setinin takılı olduğundan emin olun. Bu yazılım, farklı astronomik referans çerçevelerini hizalamak ve gezegenlerin, uyduların ve uyduların göreceli konumlarını izlemek için kullanılır. Bu yazılımı karşıdan yüklemek için bir bağlantı da README'de bulunur.
- Astronomik ve ay referans çerçevelerinin yanı sıra Ay, Dünya ve Güneş'in yörünge dinamikleri hakkında bilgi içeren birkaç çekirdek indirin. Gereken belirli çekirdekler README'de nereden indirileceğine ilişkin bir bağlantıyla birlikte listelenir.
- Gerekli son önkoşul verilerini elde edin: LRO LOLA ölçümlerinden oluşturulan ay yüzeyinin Dijital Yükseklik Modelleri (DEM'ler). Gereken belirli dosya README'de listelenir ve bağlanır.
2. Dizi yapılandırmasını oluşturma
- createArrayConfig.py komut dosyasını özelleştirin.
- Her anten için Boylam ve Enlem koordinatlarının bir listesini sağlayarak dizinin yapılandırmasını seçin.
NOT: Komut dosyası şu anda 1024 elemanlı 10 km çapında bir dizi, her biri 32 günlük aralıklı antenli 32 kol için biçimlendirilmiştir ve metreler ile 0 derece enlem yakınındaki boylam / enlem dereceleri arasında dönüştürmek için sabit bir faktör kullanılır. Dizinin (-1.04°, -0.43°) yeri, Ay ME çerçevesindeki Dünya altı noktasına (0°, 0°) yakın en düşük yükseklik varyasyonu (σ = 5.6 m) olan 10x10 km'lik yamanın merkezi olduğu için seçildi. - Ay yüzeyinin yükseklik verilerini içeren Dijital Yükseklik Modeli'nin yeni indirme konumunu yansıtmak için komut dosyasındaki lunarPath değişkenini değiştirin.
- Her anten için Boylam ve Enlem koordinatlarının bir listesini sağlayarak dizinin yapılandırmasını seçin.
- createArrayConfig.py komut dosyasını "python createArrayConfig.py" ile çalıştırın. Bu, her anten için her boylam ve enlemdeki yüksekliği çözmek için ay Dijital Yükseklik Modeli'ni kullanacaktır. Bir sonraki komut dosyasına kolay kopyalama ve yapıştırma için boylamı, enlemi ve yüksekliği dosyalara kaydedin ve ekrana yazdırın. Yerel ay topografyasının üstünde dizi yapılandırmasını gösteren şekiller yapın (Şekil 1).
3. Koordinatları hizalamak için SPICE'ı kullanma
- eqArrOverTimeEarth.c komut dosyasını özelleştirin.
- Her antenin önceki komut dosyasından, Boylam, Enlem ve yükseklikteki çıktıyı alın ve bunları komut dosyasındaki ilgili listelere kopyalayın, ayrıca 'numsc' değişkenini alıcı sayısı ve karşılık gelen koordinatlarla güncelleştirin.
NOT: C dinamik dizi ayırmasına sahip olmadığından, verileri otomatik olarak esnek bir şekilde okumanın kolay bir yolu yoktu, bu nedenle el ile kopyalama yapılmalıdır. - Pakette bulunan lunar_furnsh.txt gerekli çerçeve ve kısa ömürlü dosyaların yeni yol adlarıyla güncelleştirin.
- Hangi tarihler kümesinde gözlemlenerek dikkate verileceğini belirtin. Bu, SPICE içindeki efemeridleri, Dünya ve Güneş'in bu tarihler için tanımlanan diziyle ilgili olarak nerede olduğunu doğru bir şekilde izlemeleri için bilgilendirecektir. Komut dosyasında şu anda 2025 yılı boyunca kabaca haftalık olarak gerçekleşen 48 tarih seçilir.
- Dizinin izlemesi ve görüntülensin diye gökyüzünün hedeflenen alanını belirtin. Şu anda senaryo, Ay yüzeyinden görüldüğü gibi Dünya'nın RA Dec'ini kaydeder, ancak bunun yerine kolayca statik RA Dec koordinatlarını koyabilir.
- Her antenin önceki komut dosyasından, Boylam, Enlem ve yükseklikteki çıktıyı alın ve bunları komut dosyasındaki ilgili listelere kopyalayın, ayrıca 'numsc' değişkenini alıcı sayısı ve karşılık gelen koordinatlarla güncelleştirin.
- eqArrOverTime.c komut dosyasını derleme
- Komut dosyasının üst kısmındaki yorumdaki gcc komutunu kullanarak komut dosyasını derleyin. "gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/SPICE/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99" gibi bir şey olacak. Yolları, kısa devre kitaplıklarının bulunduğu yeri yansıtacak şekilde değiştirin.
- eqArrOverTime yürütülebilir dosyasını "./eqArrOverTime" ile çalıştırın. Bu, her birinde bir değişken kümesi olan bir dizi dosyaya neden olmalıdır. En önemlisi, her antenin J2000 koordinatlarındaki XYZ konumu ve gökyüzünde hedeflenen alanın (şu anda Ay'ın perspektifinden Dünya'nınkiler) Doğru Yükseliş ve Gerileme (RA ve Aralık) koordinatlarıdır. Çıktı değişkenleri, istenen tüm tarihler için verileri içeren .txt dosyalarına kaydedilir.
4. Dizi yanıtını simüle etmek için CASA'yı kullanma
- LunarEarthPicFreqIntegration.py komut dosyasını özelleştirin.
- Dizinin görüntü oluşturma sıklığını belirtin. Bu şu anda 0.75 MHz olarak ayarlanmıştır.
- Dizinin yeniden yapılandırılması için Jansky/piksel değerlerine sahip casa uyumlu bir doğruluk görüntüsü (veya .fits görüntü dosyasından oluşturma) belirtin (örneğin, Şekil 2). Koddaki sabitlerin (res, res1, width, arcMinDiv) giriş gerçeği görüntüsünün boyutunu ve çözünürlüğünü yansıtacak şekilde değiştirilmesi gerekir.
NOT: RA Dec koordinatlarını sağlamak için SPICE yöntemini kullanıyorsanız, bu komut dosyasındaki 'import ephem' deyimi yorumlanabilir. Bu kütüphane yüklemek için casa-python paketinden casa-pip kullanılmasını gerektirir, ancak
python içindeki diğer astronomik nesnelerin izlenmesine izin verir.
- LunarEarthPic.py komut dosyasını çalıştırın. Komut dosyasının en üstünde, komut dosyasının nasıl çalıştırılacağına ilişkin örnekler verilmiştir. Aşağıdaki komut, komut dosyasının komut satırından nasıl çalıştırılacağına ilişkin bir örnektir:
"nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir . -korelasyon Doğru -numSC 1024 | tee earth.out &"
-numSC bayrağı, koda kaç anten/alıcı kullanıldığını bildirmek için kullanılır ve alıcı koordinatlarını içeren .txt dosyadaki verileri açmaya yardımcı olur.
NOT: Gözlem dalga boyunun birimleriyle ölçülen anten taban çizgisi vektörü (φ), uzunluğa sahiptir Dφ ve bileşenler (φ, ν, w) = (∆x,∆y,∆z)/φ . Boru hattı daha sonra her anten çifti için görünürlükleri veya gözlemlenen çapraz ilişkili voltajları hesaplar. Burada, frekanstasonsuz küçük bant genişliği için Thompson ve ark.2'nin standart formülünü izleyerek görünürlükleri hesaplamak için küçük görüş alanı kullanılır.
Dizinin görüntüleme yaptığı hedefin gökyüzü koordinatları, çerçevenin z veya w ekseninin işaret edildiği faz merkezi olarak kabul edilir. (l, m, n) (U, V, W) koordinat sisteminden gelen yön kosinüsleridir. Gözlem altındaki kaynağın etrafındaki gökyüzü parlaklık deseni Iν(l, m). Spektral akı yoğunluğu genellikle türetilmiş birim 1 Jansky (Jy) = 10−26 W/m2/Hz'de sunulur Spektral parlaklık, gökyüzündeki belirli bir alandan gelen akı miktarını temsil etmek için sadece Jy / steradian'dır. Aν(l, m) normalleştirilmiş anten birincil ışın deseni veya gökyüzündeki o noktadan gelen radyasyona karşı ne kadar hassas olduğudur.
Bu komut dosyası, önceki komut dosyasındaki koordinat çıktısından uygun şekilde yansıtılan referans çerçevesindeki anten ayrımlarını hesaplar. Daha sonra her anten çifti için görünürlük verilerini hesaplamak için Denklem 2'yi kullanır. Elde eden görünürlükler, casa ölçüm kümesi dosyasındaki (.ms) taban çizgilerinin yanında depolanır. Bu MS dosyası, bu komut dosyasının birincil çıktısıdır.
5. Verileri görüntüleme - gürültüsüz ve gürültülü
- noiseCopies.py komut dosyasını özelleştirin.
- Komut dosyasında avNoise olarak adlandırılan Sistem Eşdeğer Akı Yoğunluğunu (SEFD) ayarlayın. SEFD, hem sistem sıcaklığında hem de etkili alanda bağ bağladığı için bir radyo anteninin toplam gürültüsü hakkında konuşmanın uygun bir yoludur ve sinyali ve gürültüyü doğrudan karşılaştırmanın bir yolunu sağlar. Şu anda 0.75 MHz için iyimser bir gürültü seviyesi olan 1.38e7 Jansky olarak ayarlanmıştır.
NOT: Düşük frekanslı radyo rejimi için, sürekli gürültü üzerine üç ana kaynak vardır: amplifikatör gürültüsü, serbest elektronlardan gelen kuasitermal gürültü (Meyer-Vernet ve ark.24, elektriksel olarak kısa bir dipol yaklaşık kullanarak 0,75 MHz'de 6,69e4 Jy ve Samanyolu'ndan Galaktik arka plan radyasyonuna (Novacco & Brown25 tarafından tam gökyüzü için 0,75 MHz'de 4,18e6 Jansky olarak tahmin edilir) ve bir ay dizisinin sadece bir kısmını görecektir). 1.38e7 Jy'lik bu optimum gürültü seviyesi, amplifikatör gürültüsünün diğer terimlere hakim olduğunu varsayar. Daha ayrıntılı bir tartışma için Hegedus ve ark. - Değişken 'gürültü' hattı 200'e entegre edilen bant genişliğini ayarlayın. 500 kHz olarak ayarlayın.
- Entegrasyon süresini değişken 'gürültü' hattı 200'de ayarlayın.
- Komut dosyasında avNoise olarak adlandırılan Sistem Eşdeğer Akı Yoğunluğunu (SEFD) ayarlayın. SEFD, hem sistem sıcaklığında hem de etkili alanda bağ bağladığı için bir radyo anteninin toplam gürültüsü hakkında konuşmanın uygun bir yoludur ve sinyali ve gürültüyü doğrudan karşılaştırmanın bir yolunu sağlar. Şu anda 0.75 MHz için iyimser bir gürültü seviyesi olan 1.38e7 Jansky olarak ayarlanmıştır.
- noiseCopies.py komut dosyasını "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py | tee noise.out &".
- Komut dosyası ilk olarak, Şekil 3gibi bir görüntü oluşturmak için standart radyo astronomi algoritması CLEAN26'yı çağırarak gürültüsüz görünürlük verilerinden bir görüntü oluşturacaktır.
- Komut dosyası daha sonra MS'in kopyalarını oluşturur ve karmaşık görünürlük verilerine uygun gürültü düzeyini ekler ve CLEAN kullanarak görüntüler. Komut dosyası şu anda 24 saate kadar çeşitli tümleştirme süreleri ve birkaç sağlam ağırlıklandırma düzeni değeri için görüntüler oluşturur. Dizinin yapılandırmasına bağlı olarak, görüntü kalitesi veri ağırlıklandırma düzenlerinin seçimine göre değişebilir. Bu gürültülü görüntüler gibi görünecek Şekil 4, 4 saatlik bir entegrasyon süresi kullandı.
NOT: Gürültü, standart Gürültüye Sinyal formülleriyle eklenir. Taylor2'den tek bir polarizasyon için interferometrik gürültü
Burada, η, 0,8 muhafazakar değerine ayarlanmış sistem verimliliği veya korelatör verimliliğidir. Nkarınca dizideki anten sayısıdır(Nkarınca = her bir görünürlük için 2), ∆ν, Hz'e entegre edilen bant genişliğidir ve ∆t saniyeler içinde tümleştirme süresidir.
Representative Results
Yazılım işlem hattını takip ederek oldukça basit olmalı ve her adımın olması gerektiği gibi çalıştığı açık olmalıdır. 2. adımdan itibaren createArrayConfig.py çalıştırmak, LRO LOLA türetilmiş Dijital Yükseklik Modeli'nden türetildiği gibi, tanımlanan dizinin yapılandırmasının ay yüzeyinin yerel topografyasının üzerine çizildiği Şekil 1'ebenzeyen bir şekil oluşturmalıdır.
Adım 3, anahtar çıktı dosyalarına diğerlerinin yanı sıra eqXYZ_EarthCentered.txt, RAs.txt ve Decs.txt vermelidir. Bu dosyaların örnekleri indirilen pakette bulunur.
Adım 4 Şekil 2'ye benzer bir doğruluk görüntüsü oluşturmalıdır, daha sonra görünürlük verilerini hesaplamak için kullanılır. Ayrıca, hem taban çizgilerinin hem de görünürlük verilerinin hesaplandığını ve kaydedildiğini görmek için casabrowser'ın normal CASA komutuyla göz atabileceği bir CASA Ölçüm Seti (.ms) dosyası çıkarmalıdır.
Adım 5, sırasıyla gürültüsüz ve gürültülü görüntüler için Şekil 3 ve Şekil 4'e benzer rakamlar vermelidir. Gürültülü görüntüler gürültüsüz görüntüden daha az net görünmelidir.
Şekil 1: Ay yüzeyinin yükseklik haritası üzerinde dizinin yapılandırılması.
Bu, 10 km'nin üzerinde logaritmik aralıklı dairesel diziden oluşan örnek bir dizi yapılandırmasıdır. Konfigürasyon, toplam 1024 anten için 32 logaritmik aralıklı antenin 32 koluna sahiptir. Dizinin (-1.04°, -0.43°) yeri, Ay Ortalama Dünya (ME) çerçevesindeki Dünya altı noktasına (0°, 0°) yakın en düşük yükseklik varyasyonu (σ = 5.6 m) olan 10x10 km'lik yamanın merkezi olduğu için seçildi. Yükseklik verileri, LRO LOLA ölçümlerinden elde edilen bir Dijital Yükseklik Haritasından elde edildi. Bu rakam Hegedus ve ark.13'tenalınmıştır. Bu rakamın daha büyük bir sürümünü görüntülemek için lütfen buraya tıklayın.
Şekil 2: Ay mesafelerinde radyasyon kuşaklarından senkrotron emisyonunun gerçek görüntüsü.
Bu, dizinin görüntüye yönelik bir bilim hedefi örneğidir. Kurtarılan görüntü daha sonra dizinin performansını belirlemek için bu girişle karşılaştırılabilir. Parlaklık haritası Salammbô elektron simülasyon verilerinden oluşturuldu ve ay mesafelerinde gözlemlenecek senkrotron emisyonunu belirlemek için bir hesaplama yapıldı. 1.91° Dünya bir ölçek göstergesi için eklenir. Bu rakam Hegedus ve ark.13'tenalınmıştır. Bu rakamın daha büyük bir sürümünü görüntülemek için lütfen buraya tıklayın.
Şekil 3: Hakikat görüntüsünü girmek için 10 km çapında dizinin gürültüsüz tepkisi.
Bu, −0,5 sağlamlık parametresine sahip bir Briggs ağırlık şeması kullanarak standart radyo astronomi görüntüleme algoritması CLEAN uygulayan Adım 5'ten elde edilen çıkışlardan biridir. Bu rakam Hegedus ve ark.13'tenalınmıştır. Bu rakamın daha büyük bir sürümünü görüntülemek için lütfen buraya tıklayın.
Şekil 4: Gerçek görüntüyü girmek için 10 km çapında dizinin gürültülü tepkisi.
Bu, −0,5 sağlamlık parametresine sahip bir Briggs ağırlık şeması kullanarak standart radyo astronomisi CLEAN uygulayan Adım 5'ten çıkışlardan biridir. Bu görüntü için 1.38e7 Jansky'lik Sistem Eşdeğeri Akı Yoğunluğu, 500 kHz entegrasyon bant genişliği ve 4 saatlik entegrasyon süresi kullanıldı. Gürültü ayrıca 1K anten dizisi yerine 16K anten dizisinin tepkisini simüle etmek için 16 kat azaltıldı. Bu rakam Hegedus ve ark.13'tenalınmıştır. Bu rakamın daha büyük bir sürümünü görüntülemek için lütfen buraya tıklayın.
Discussion
Simülasyon işlem hattının her adımı gereklidir ve bir sonrakine beslenir, ay yüzeyinde bir dizi yapılandırması alır, diziyi gökyüzündeki hedef alana yönlendirmek için referans çerçevesini doğru şekilde hizalar, görünürlük verilerini hesaplar, uygun gürültü seviyelerini ekler ve elde eden veriler üzerinde görüntüleme algoritmaları çalıştırır.
Her adım için özelleştirmeler yapılabilir. 2. adımda, kullanıcı tanımlı dizi yapılandırması boylamların ve enlemlerin herhangi bir listesi olabilir. Bu daha sonra, planlanan ölçümlerin tam zamanını ve dizinin gökyüzünde nereye odaklanması gerektiğini seçebileceğiniz 3. 3. adımda, uygun bir CASA .truth dosyası sağlayarak dizinin görüntülemeye çalıştığı benzetimli gerçek emisyonu belirtilebilir. Daha sonra 4. Bu kod kümesi, hedeflenen bilime bağlı olarak, dizi tasarımını herhangi bir sayıda kullanım için yinelemek için kullanılabilecek esnek bir simülasyon çerçevesi oluşturur. Bu kodların tümü ortalama bir dizüstü bilgisayarda veya iş istasyonunda çalıştırılabilir, ancak hesaplama süresi anten sayısıyla artar. Sürecin en yavaş kısımları görünürlüğü tahmin ediyor, ardından görüntüleme. Küçük diziler için, tüm işlem dakikalar içinde yapılabilirken, birkaç yüz veya bin alıcıdan oluşan daha büyük diziler için saat veya gün gerekebilir.
Gerçekçiliğini artırmak için bu işlem hattıyla atılabilecek bazı sonraki adımlar arasında kanala bağımlı bir ön plan kaldırma sistemi eklemek yer alıyor. Bu, galaktik senkrotron emisyonu ve Cas A gibi birkaç parlak kaynağın düşük frekanslarda hakim olduğu küresel bir gökyüzü modeli oluşturmayı, gökyüzünün hangi bölümünün alıcılar tarafından görülebildiğini izlemeyi ve dizinin faz merkezi görüntüleme hedefine hizalanmış olarak bu parlaklık desenini birincil ışınla karmaşık hale getirmek gerektirir. Daha uzun entegrasyon süreleri için, gökyüzünün görünür hareketini izlemek de bir sorundur. Eklenebilecek bir diğer gelişme, bayraklı kanalları normal görüntülemeden kaldırabilen ve bayraklı verileri görüntüleyen ve karakterize eden özel bir işlem hattına gönderebilen geçici bir olay/radyo frekansı paraziti (RFI) işaretleme sistemidir. Bu geçici olay ardışık düzeni daha sonra, dizi27'ninnormal çözünürlüğünden daha iyi karakterize etmek için bu olayların yüksek sinyalden gürültü oranına yararlanabilecek uvmodelfit gibi özel algoritmalar kullanabilir.
Tam dizi kalibrasyonu için dikkate alınması gereken ek efektler de vardır, bunlardan biri karşılıklı kavramadır. Ellingson28'detartışıldığı gibi, bu, birbirlerinin birkaç dalga boyu içinde olan alıcıları varsa dizilerdeki duyarlılıkta bir azalmaya yol açabilir. Bu, dizi için duyarlılıkta bir azalma veya eşdeğer olarak SEFD'de bir artışta görülür. Bu özellikle zenith'ten 10 dereceden daha büyük kirişler için geçerlidir. Bu çalışmadaki örnek dizi, tasarım gereği her zaman zirveye yakın olan Dünya'yı hedeflemektedir, bu nedenle karşılıklı kavrama bu özel görüntüleme hedefini etkilememelidir, ancak SEFD'nin tüm yükseklik açıları ve frekansları üzerindeki çalışmalarının, tam potansiyelini ortaya çıkarmak için herhangi bir gerçek dizi için devreye alınması gerekecektir. Bu dizi simülasyon boru hattının bir diğer eksikliği, kullanılan kusurlu ay yüzey haritalarında yatmıştır. LRO LOLA ölçümlerinden gelen DEM'ler en iyi ihtimalle 512 piksel/derece haritalarında 60x60 metre/piksel çözünürlüğe sahiptir. Bu verileri simüle edilmiş diziler için enterpolasyon yapılabilir, ancak gerçek diziler için, bilinen bir konuma sahip kaynakların tüm antenler arasındaki göreli ayrımları yüksek hassasiyete belirlemek için kullanılacağı bir devreye alma / kalibrasyon dönemi olması gerekir. Olası kalibrasyon kaynakları arasında Cas A, Jüpiter veya Dünya'dan periyodik düşük frekans emisyonu veya potansiyel olarak Lunar Gateway29bulunur.
Ay yüzeyinin dikkate alınması gereken yanıtı da vardır. Gelen emisyonu biraz verimlilikle yansıtabilen kayıplı bir dielektrik gibi davranan regolith adı verilen bir ay üst toprak tabakası vardır, ay ana kayasının üzerinde, gelen emisyonu daha iyi verimlilikle yansıtabilen30,31. Bu yanıt, ortam sıcaklığına ve gelen frekansa ve regolith'in kimyasal bileşimine bağlıdır. Çalışmalar30,31, 100 K'nin altındaki daha düşük sıcaklıklarda, regolith'in radyo emisyonu için neredeyse şeffaf olduğunu ve yansımanın ana kaya seviyesinde yaklaşık 0.5-0.6 yansıma katsayısı ile meydana geldiğini bulmuşlardır. 150-200 K daha yüksek sıcaklıklarda, regolith emisyonu emebilir ve 0.2-0.3 civarında bir yansıma katsayısı ile yüzeye gelen radyasyonu yansıtabilir. 200 K'nın üzerindeki sıcaklıklarda, regolithlerin dielektrik özelliklerinin azaldığı ve yansımadan kaynaklanan varyasyonun göz ardı edilebildiği bulunmuştur. Bu efektler dizinin etkili alanını azaltabilir, duyarlılığı azaltabilir ve daha uzun tümleştirme süreleri gerektirebilir. Bu etki, ay derinliğinin bir fonksiyonu olarak göreceli izin verilebilirlik / dielektrik sabit modelleri verilenNEC4.2 32 gibi elektromanyetik simülasyon yazılım paketleri ile modellenebilir. Bu, benzetimli sinyale eklenecek doğru gürültüyü hesaplamak için dizi simülasyonu işlem hattına verebilen belirli bir frekans için bir alıcının SEFD'sini çıkarır. Alıcı ve ay yüzeyi arasına topraklama ızgarası eklemek, yansıyan dalgaların etkisini azaltmaya yardımcı olabilir, ancak dağıtım şeklinde kendi komplikasyon kümesini ekler.
Ay yüzeyinde bir radyo alıcısının uygulanmasıyla ilgili varsayımsal veya bulanık ayrıntıların çoğu, photoElectron Kılıfının (ROLSES) Ve Ay Yüzey Elektromanyetik Deneyi (LuSEE)33'ünAy Yüzeyinde Radyo dalgası Gözlemleri gibi tek düşük frekanslı anten projelerinin son finansmanıyla nihayet gerçeğe katılacaktır. LuSEE yakın zamanda NASA tarafından Ticari Ay Yükü Hizmetleri programının bir parçası olarak finanse edildi. Her iki anten paketi de esas olarak STEREO / WAVES veya PSP FIELDS gibi geçmiş enstrümanlar için uçuş yedek parçalarından oluşacak ve 2021 teslimatı için planlanmaktadır. Bu alıcılardan gelen ölçümler sonunda fotoelekron kılımından gelen yarı incelikli gürültü seviyesini ay yüzeyindeki iyonize tozdan ve bir ay günü boyunca nasıl değiştiğini sağlamlaştıracaktır. Bu ölçümler aynı zamanda ay yüzeyinden yansıma ve emilim seviyesini karakterize edecek ve alıcının SEFD'sini nasıl değiştirdiğini ölçecektir. Ayrıca ay yüzeyinde alınan geçici olayların veya RFI'nin sayısı hakkında istatistikler sağlayacaklardır. Bu görevler, sonunda güneş radyosu patlamalarından, uzak galaksilerden ve gezegen manyetosferlerinden kaynaklanan düşük frekans emisyonu gibi çok sayıda yeni bilimsel gözlem yapabilecek anten dizilerinin önünü açacaktır. Bu çalışmada açıklanan simülasyon ardışık düzeni, çeşitli bilimsel hedefler için gelecekteki bu dizilerin tasarımını yinelemek için esnek bir yol sağlar.
Disclosures
Yazarların açıklayacak bir şeyi yok.
Acknowledgments
Ay Dijital Yükseklik Haritalarını sağladıkları için Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) ve Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) ekipleri sayesinde. Bu çalışma, Keşif ve Uzay Bilimleri Ağı (NESS) ekibinin bir parçası olarak NASA Solar System Exploration Research Virtual Institute kooperatif anlaşması numarası 80ARC017M0006 tarafından doğrudan desteklendi.
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).
