Waiting
Login processing...

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

Engineering

Simulere avbildning av store radioarrayer på måneoverflaten

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

Summary

Et simuleringsrammeverk for testing av bildefunksjonene til store radioarrayer på måneoverflaten presenteres. Store støykomponenter diskuteres, og en programvarerørledning går gjennom med detaljer om hvordan du tilpasser den for ny vitenskapelig bruk.

Abstract

De siste årene har det vært en fornyet interesse for å returnere til månen av grunner både vitenskapelige og utforskende i naturen. Månen gir den perfekte treningsplassen for å bygge store baser som man kan gjelde for andre planeter som Mars. Eksistensen av en radio stille sone på månens fjerne side har løfte om tidlige universstudier og eksoplanetsøk, mens nærsiden gir en stabil base som kan brukes til å observere lavfrekvente utslipp fra jordens magnetosfære som kan bidra til å måle sin respons på innkommende romvær. Byggingen av et stort radioarray ville gi store vitenskapelige avkastninger, samt fungere som en test av menneskehetens evne til å bygge strukturer på andre planeter. Dette arbeidet fokuserer på å simulere responsen fra små til store radioarrayer på månen bestående av hundrevis eller tusenvis av antenner. Svaret på matrisen er avhengig av strukturen av utslippet sammen med konfigurasjonen og følsomheten til matrisen. Et sett med steder er valgt for de simulerte radiomottakerne, ved hjelp av digitale høydemodeller fra Lunar Orbiter Laser Høydemåler-instrumentet på Lunar Reconnaissance Orbiter for å karakterisere høyden på mottakerplasseringene. En tilpasset Common Astronomy Software Applications-kode er beskrevet og brukt til å behandle dataene fra de simulerte mottakerne, samkjøre måne- og himmelkoordinatrammene ved hjelp av SPICE for å sikre at de riktige projeksjonene brukes til avbildning. Dette simuleringsrammeverket er nyttig for å itere arraydesign for å forestille seg et gitt vitenskapelig mål i et lite synsfelt. Dette rammeverket støtter for øyeblikket ikke all sky imaging.

Introduction

Feltet radioastronomi begynte i 1932 med utilsiktet påvisning av galaktisk radioutslipp av Karl G. Jansky1 ved 20 MHz, i et område som nå ofte kalles lavfrekvent radio. Helt siden da har radioastronomi vokst raskt, og fanger opp med optiske observasjoner med høyere frekvens som har pågått i århundrer lenger. Et annet gjennombrudd var utnyttelsen av radiointerferometry, hvor grupper av antenne atskilt med store avstander brukes til å skape en syntetisk blenderåpning, noe som gir en måte å skalere opp følsomheten og oppløsningen til radioobservasjoner2,3. Dette kan intuitivt tenkes som en forlengelse av den vanlige oppløsningsformelen for optiske observasjoner:

Equation 1

For en observerende tallerken av størrelse D meter, og en observerende bølgelengde på λ meter, ΘHPBW er vinkelstørrelsen i radianer av Half Power Beam Width (HPBW), definere oppløsningen på himmelen. Denne prosessen med å syntetisere en brøkdel av en stor full tallerken med bare spredte punkter over et stort sett tomt område kalles også blenderåpningsyntese. I radiointerferometryens rike bestemmes oppløsningen til en matrise av den lengste avstanden mellom to mottakere i matrisen, og denne avstanden brukes som D i Formel 1.

Matematikken bak interferometri har blitt godt dokumentert i klassiske tekster som Thompsons Interferometry og Syntese i Radio Astronomy3. Den grunnleggende innsikten kan kommuniseres uformelt som "(for planar arrays observere et lite synsfelt) krysskorrelasjonen av signaler mellom 2 mottakere (en synlighet) vil gi informasjon om en 2D Fourier koeffisient av himmelen lysstyrke mønster." Hva Fourier-modus er samplet avhenger av separasjonen av mottakerne (grunnlinjen), normalisert av observerende bølgelengde. Mottakere som er lenger fra hverandre (i standard UVW koordinatsystem orientert mot bildemål) prøve høyere romlige frekvens funksjoner, noe som gir høyere oppløsning detaljer i mindre skalaer. Derimot, mottakere som er tett sammen i samme UVW ramme prøve lavere romlige frekvenser, noe som gir informasjon om større skala strukturer med en lavere oppløsning.

For de laveste radiofrekvensene forhindrer frie elektroner i jordens ionosfære radiobølger under 10 MHz fra å reise fra rom til bakken, og omvendt. Denne såkalte "ionosfæriske cutoff" har lenge forhindret bakkebaserte observasjoner av himmelen for dette frekvensområdet. Det åpenbare svaret på denne begrensningen er å sette radiomottakere ut i verdensrommet hvor de kan registrere data uten påvirkning av jordens atmosfære og frie elektroner i ionosfæren. Dette har blitt gjort før med enkeltantenner på romfartøy som Wind4 og STEREO5, som har avslørt mange astrofysiske prosesser som produserer utslipp i dette lavfrekvente radioområdet. Dette inkluderer utslipp fra samspillet mellom elektroner med jordens magnetosfære, elektronakselerasjon fra solutbrudd og fra galaksen selv. Enkeltantenneobservasjoner kan måle den totale flukstettheten av slike hendelser, men kan ikke fastslå hvor utslippet kommer fra. For å lokalisere dette lavfrekvente utslippet og lage bilder i dette frekvensregimet for første gang, må mange antenner sendes til verdensrommet og få dataene sine kombinert for å lage en syntetisk blenderåpning.

Å gjøre dette ville åpne et nytt vindu der menneskeheten kan observere universet, slik at en rekke vitenskapelige målinger som krever bilder av himmelen i disse laveste frekvensene. Månen er et mulig sted for en syntetisk blenderåpning i verdensrommet, og den kommer med fordeler og ulemper sammenlignet med fritt flygende banearrayer. Månens fjerne side har en unik radio stille sone som blokkerer alle de vanlige forstyrrelser som kommer fra menneskeskapte signaler, mens den nære siden gir et statisk sted for jorden observere arrays, og hvis konstruert på måne sub-Earth punkt, jorden vil alltid være på senit av himmelen. Med en statisk matrise er det lettere å oppnå korte grunnlinjer for å måle store utslipp, da de ikke står i fare for å kollidere, i motsetning til frie flygende arrayer. Ulempene med en månearray er hovedsakelig vanskeligheter med kostnader og makt. En storstilt array på månen ville kreve en betydelig mengde infrastruktur og penger, mens mindre banearrayer ville kreve langt færre ressurser. Det er også spørsmålet om makt; de fleste steder på månen er utsatt for tilstrekkelig sollys for solenergiproduksjon for 1/3 av hver månedag. Å overleve de store temperatursvingningene fra månedag til natt er også en teknisk bekymring. Ved å legge til side disse vanskelighetene, er det fortsatt problemet med å sørge for at den foreslåtte arraydesignen er egnet for sine spesifiserte vitenskapsmål. Responsen fra en gitt matrise er avhengig av strukturen i utslippet som observeres sammen med matrisens konfigurasjon og følsomhet.

Flere konseptuelle arrayer å gå på måneoverflaten har blitt utarbeidet i løpet av tiårene. Tidlige design var ikke de mest detaljerte, men likevel anerkjente de vitenskapelige fremskrittene som kunne nås av slike arrays6,7,8,9,10. Flere arrayer har også blitt lagt frem de siste årene, hvorav noen, som FARSIDE11,DEX12og DALI13 søker å måle absorpsjonstrauene til det rødskiftede nøytrale hydrogen 21-cm-signalet i 10-40 MHz-området for å sondere de såkalte "Mørke middelalderene" og begrense kosmologiske modeller av det tidlige universet. Andre som ROLSS14 kaller ut sporing lyse soltype II radio brister langt inn i heliosphere å identifisere stedet for solenergi energisk partikkel akselerasjon innenfor koronale masse utstøtinger som deres overbevisende vitenskap saken. Mindre skala matriser har også blitt beskrevet som 2-element interferometer RIF15, som ville bruke en enkelt lander og en bevegelig rover for å prøve mange baselines som den beveger seg utover fra lander. RIF fokuserer på evnen til å lage et himmelkart over disse lave frekvensene for første gang, og beregner UV-dekningen og syntetisert stråle for integrerte observasjoner.

Rombaserte radioarrayer kan også muliggjøre lavfrekvent avbildning av fjerne radiogalakser for å bestemme magnetiske felt og astrometriske målinger16. Lavfrekvente bilder av disse organene ville gi et mer komplett bilde av fysikken som styrer disse systemene, spesielt gir synchrotron utslippsdata for den nedre enden av elektronenergifordelingen. Det finnes også en rekke ulike magnetosfæriske utslipp som oppstår ved disse lave frekvensene, noe som gir både globale (konstant synchrotron utslipp) og lokale (bursts, auroral kilometrisk stråling) signaturer av elektrondynamikk som ikke kan oppdages fra bakken17. De lyseste registrerte utslippene av disse typene har kommet fra jorden og Jupiter, da disse er de nærmeste planetene med sterke magnetosfærer. Imidlertid kan arrayer med tilstrekkelig følsomhet og oppløsning observere magnetosfærutslipp fra andre ytre planeter, eller til og med eksoplaneter18. Dette emnet ble spesielt kalt ut som et interesseområde på den siste Planetary Sciences Vision 2050 workshop.

Dette arbeidet fokuserer på å simulere responsen fra radioarrayer på månen som består av alt fra bare noen få antenner, til hundrevis eller tusenvis av antenner. Dette simuleringsrammeverket er nyttig for å iterere arraydesign for å forestille seg et gitt vitenskapelig mål i et lite synsfelt (noen få kvadratgrader), men støtter for øyeblikket ikke all skybildebehandling. Nøyaktige estimater av de forventede lysstyrkekartene sammen med realistiske støyprofiler må brukes for å sikre at en gitt matrisestørrelse/-konfigurasjon er tilstrekkelig til å observere målet til et bestemt støynivå eller oppløsning. Matrisens geometri må også være kjent i høy grad slik at grunnlinjene beregnes nøyaktig for å muliggjøre riktig bildebehandling av dataene. Foreløpig de beste kartene over lunar overflaten er Digital Elevation Modeller (DEMs) fra Lunar Reconnaissance Orbiter 's (LRO's)19 Lunar Orbiter Laser Høydemåler (LOLA)20. Simuleringsrørledningen godtar lengdegradsbreddekoordinater for hver mottaker og interpolerer høyden på disse punktene fra eksisterende DEMs for å beregne hele 3D-posisjonen.

Fra disse koordinatene er grunnlinjene beregnet og satt inn i en Common Astronomy Software Applications (CASA)21 Measurement Set (MS) fil. MS-formatet kan brukes med mange eksisterende analyse- og bildealgoritmer, og inneholder informasjon om matrisekonfigurasjonen, synlighetsdataene og justeringen med himmelen. Imidlertid er mange av disse programvarerutinene vanskelig kodet for å arbeide med arrays som roterer med jordens overflate, og fungerer ikke for bane eller lunar arrays. Hvis du vil omgå dette, beregner dette datasamlebåndet manuelt grunnlinjene og visibilitetene for et gitt matrise- og bildemål, og setter inn dataene i MS-formatet. SPICE22-biblioteket brukes til å justere måne- og himmelkoordinatsystemene riktig og spore bevegelsene til månen, jorden og solen.

Simuleringsrammeverket som er beskrevet her følger Hegedus et al.17, og programvaren er arkivert av University of Michigan-biblioteket i Deep Blue arkiv23, lagret på https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. Eventuelle oppdateringer eller oppdateringer av denne arkiverte programvaren finner du på https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. Følgende avsnitt vil beskrive kravene til denne programvaren, og gå gjennom prosessen med å danne en matrise, sette de riktige støynivåene, mate matrisen et simulert sannhetsbilde av det målrettede utslippet, og simulere matrisens lydløse og støyende rekonstruksjoner av utslippet ved hjelp av et CASA-skript.

Protocol

1. Programvareoppsett

  1. Først går du til https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en og laster ned programvarepakken. Denne programvaren har bare blitt testet i et UNIX-miljø, og fungerer kanskje ikke fullt ut i andre miljøer. README i denne pakken vil hjelpe guide en gjennom resten av programvaren som trengs og dens bruksområder.
  2. Kontroller at python 2.7 eller nyere er installert. En kobling er angitt i README. Flere vanlige python biblioteker er også nødvendig, inkludert numpy, matplotlib, pylab, scipy, subprocess, ephem, og datetime.
  3. Kontroller at CASA 4.7.1 eller nyere er installert. En kobling i readme.
  4. Kontroller at gcc 4.8.5 eller nyere er installert. En kobling er angitt i README.
  5. Kontroller at C-verktøysettet for SPICE er installert. Denne programvaren brukes til å justere ulike astronomiske referanserammer og spore de relative posisjonene til planeter, måner og satellitter. En kobling for å laste ned denne programvaren er også inkludert i README.
    1. Last ned flere kjerner som inneholder informasjon om astronomiske og månereferanserammer, samt den orbitale dynamikken i månen, jorden og solen. De spesifikke kjernene som trengs, er oppført i README sammen med en kobling om hvor du skal laste dem ned.
  6. Få de endelige nødvendige dataene: Digital Elevation Models (DEMs) av måneoverflaten opprettet fra LRO LOLA-målinger. Den spesifikke filen som trengs, vises og kobles i README.

2. Opprette matrisekonfigurasjonen

  1. Tilpass createArrayConfig.py skriptet.
    1. Velg konfigurasjonen av matrisen ved å oppgi en liste over lengdegrad- og breddegradskoordinater for hver antenne.
      MERK: Skriptet er for tiden formatert for en 10 km diameter array med 1024 elementer, 32 armer med 32 log space space avstand antenne hver, ved hjelp av en konstant faktor for å konvertere mellom meter og grader av lengdegrad / breddegrad nær 0 grader breddegrad. Stedet for matrisen, (-1,04°, -0,43°), ble valgt fordi det er midten av 10x10 km patch med den laveste høydevariasjonen (σ = 5,6 m) nær underjordpunktet (0°, 0°) i Moon ME-rammen.
    2. Endre lunarPath-variabelen i skriptet for å gjenspeile den nye nedlastingsplasseringen til den digitale høydemodellen som inneholder høydedataene til måneoverflaten.
  2. Kjør createArrayConfig.py med "python createArrayConfig.py". Dette vil bruke måne digital høyde modell for å løse for høyden på hver lengdegrad og breddegrad for hver antenne. Lagre lengdegrad, breddegrad og høyde til filer og skriv ut på skjermen for enkel kopiering og inndata i neste skript. Lag tall som viser matrisekonfigurasjonen på toppen av den lokale månetopografien (figur 1).

3. Bruke SPICE til å justere koordinater

  1. Tilpass skriptet eqArrOverTimeEarth.c.
    1. Ta utdataene fra det forrige skriptet, lengdegraden, breddegraden og høyden på hver antenne og kopier dem over til de tilsvarende listene i skriptet, og oppdaterer også variabelen 'numsc' med antall mottakere og tilsvarende koordinater.
      MERK: Siden C ikke har dynamisk matriseallokering, var det ingen enkel måte å lese fleksibelt i dataene automatisk, så manuell kopiering må gjøres.
    2. Oppdater lunar_furnsh.txt inkludert i pakken med de nye banenavnene for de nødvendige ramme- og ephemeris-filene.
    3. Angi hvilket sett med datoer som skal vises på. Dette vil informere flyktige i SPICE å nøyaktig spore hvor jorden og solen er i forhold til den definerte matrisen for disse datoene. I skriptet for tiden 48 datoer som forekommer omtrent ukentlig i løpet av året 2025 er valgt.
    4. Angi det målrettede området på himmelen for at matrisen skal spores og bilde. Foreløpig skriptet sparer RA Dec of the Earth sett fra måneoverflaten, men man kan lett bare sette i statiske RA Dec koordinater i stedet.
  2. Kompilere skriptet eqArrOverTime.c
    1. Kompiler skriptet ved hjelp av gcc-kommandoen i kommentaren øverst i skriptet. Det vil være noe sånt som "gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/SPICE/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99". Endre banene for å gjenspeile hvor cspice bibliotekene er plassert.
  3. Kjør kjørbare eqArrOverTime med "./eqArrOverTime". Dette bør resultere i en rekke filer hver med et sett med variabler i dem. Viktigst er XYZ-posisjonen til hver antenne i J2000-koordinatene, og høyre ascension and Declination (RA og Dec) koordinater av det målrettede området på himmelen (for tiden de av jorden fra månens perspektiv). Utdatavariablene lagres i .txt filer som inneholder dataene for alle de forespurte datoene.

4. Bruke CASA til å simulere matriserespons

  1. Tilpass LunarEarthPicFreqIntegration.py skriptet.
    1. Angi observasjonsfrekvensen for matrisen du vil lage et bilde på. Dette er for øyeblikket satt til 0,75 MHz.
    2. Angi et CASA-kompatibelt sannhetsbilde (eller opprett fra en .fits-bildefil) med Jansky/pikselverdier som matrisen skal rekonstruere (f.eks. figur 2). Konstanter (res, res1, bredde, arcMinDiv) i koden må endres for å gjenspeile størrelsen og oppløsningen på inndatasannhetsbildet.
      MERK: Hvis du bruker SPICE-metoden til å gi RA Dec-koordinatene, kan man kommentere "import ephem"-setningen i dette skriptet. Dette biblioteket krever bruk av casa-pip fra casa-python-pakken for å installere, men
      gjør det mulig å spore andre astronomiske objekter i python.
  2. Kjør LunarEarthPic.py skriptet. Kommentert øverst i skriptet er eksempler på hvordan du kjører skriptet. Følgende kommando er ett eksempel på hvordan du kjører skriptet fra kommandolinjen:
    "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir . -korrelere True -numSC 1024 | tee earth.out &"
    -numSC-flagget brukes til å informere koden hvor mange antenner/mottakere som brukes, og bidrar til å pakke ut dataene fra .txt-filene som inneholder mottakerkoordinatene.
    MERK: Antennen baseline vektor, målt i enheter av observerende bølgelengde (λ), har lengde Dλ og komponenter (υ, ν, w) = (∆x,∆y,∆z)/λ . Rørledningen beregner deretter visibilities, eller observert kryss korrelerte spenninger for hvert par antenner. Her brukes det lille synsfeltet til å beregne visibilities, etter standardformelen fra Thompson et al.2 for en uendelig båndbredde ved frekvens ν.
    Equation 2
    Himmelen koordinater av målet matrisen er imaging anses fase sentrum, som z, eller w, aksen av rammen er pekte. (l, m, n) er retningen cosines fra (U, V, W) koordinatsystem. Himmelen lysstyrke mønster rundt kilden under observasjon er jegν(l, m). Spektral flukstetthet presenteres ofte i den avledede enheten 1 Jansky (Jy) = 10-26 W/m2/Hz. Spektral lysstyrke er ganske enkelt Jy/steradian for å representere mengden fluks som kommer fra et bestemt område på himmelen. Aν(l, m) er normalisert antenne primære strålemønster, eller hvor følsomt det er for stråling som kommer fra det punktet på himmelen.
    Dette skriptet beregner antenneseparalene i den riktig projiserte referanserammen fra koordinateutdataene fra det forrige skriptet. Den bruker deretter Formel 2 til å beregne synlighetsdataene for hvert par antenner. De resulterende visibilities lagres sammen med grunnlinjene i en CASA Measurement Set-fil (MS). Dette MS-filen er den primære utdataene for dette skriptet.

5. Bilde av dataene – lydløs og støyende

  1. Tilpass noiseCopies.py skriptet.
    1. Angi systemekvivalent flukstetthet (SEFD), referert til som avNoise i skriptet. SEFD er en praktisk måte å snakke om den totale støyen til en radioantenne siden den knytter seg til både systemtemperaturen og det effektive området, og gir en måte å direkte sammenligne signalet og støyen. Det er for tiden satt til 1.38e7 Jansky, som er et optimistisk støynivå for 0,75 MHz.
      MERK: For lavfrekvent radioregime er det tre hovedkilder på konstant støy: forsterkerstøy, kvasitermisk støy fra frie elektroner (estimert av Meyer-Vernet et al.24 å være 6,69e4 Jy på 0,75 MHz, ved hjelp av en elektrisk kort dipole tilnærming), og Galaktisk bakgrunnsstråling fra Melkeveien (anslått av Novacco & Brown25 til å være 4,18e6 Jansky på 0,75 MHz for full himmel, hvorav en månearray bare vil se noen del). Dette optimale støynivået på 1,38e7 Jy antar at forsterkerstøy dominerer de andre begrepene. Se Hegedus et al. for en mer detaljert diskusjon.
    2. Angi båndbredden som integreres i variabel "støy" linje 200. Sett til 500 kHz.
    3. Still inn integreringstiden i variabel støylinje 200.
  2. Kjør noiseCopies.py med "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py | tee noise.out &".
    1. Skriptet vil først lage et bilde fra de lydløse synlighetsdataene, og kaller standard radioastronomialgoritme CLEAN26 for å lage et bilde som figur 3.
    2. Skriptet vil deretter opprette kopier av MS og legge til riktig støynivå i de komplekse synlighetsdataene og bilde det ved hjelp av CLEAN. Skriptet lager for øyeblikket bilder for en rekke integreringstider opptil 24 timer og over flere robuste vektingsskjemaverdier. Avhengig av konfigurasjonen av matrisen, kan bildekvaliteten variere med valg av datavektingsskjemaer. Disse støyende bildene vil se omtrent ut som Figur 4, som brukte en integrasjonstid på 4 timer.
      MERK: Støyen legges til med standard signal til støyformler. Fra Taylor2 er den interferometriske støyen for en enkelt polarisering
      Equation 3
      Her er ηsystemeffektivitet eller korrelatoreffektivitet, som er satt til en konservativ verdi på 0,8. Nant er antall antenner i matrisen (Nant = 2 for hver individuell synlighet), ∆ν er båndbredden som integreres i Hz, og ∆t er integreringstiden i løpet av sekunder.

Representative Results

Etter programvaren rørledningen bør være ganske grei, og det bør være åpenbart at hvert trinn fungerer som det skal. Kjører createArrayConfig.py fra trinn 2 bør opprette en figur som ligner figur 1, der konfigurasjon av den definerte matrisen er plottet på toppen av den lokale topografien av måneoverflaten, som avledet fra LRO LOLA avledet Digital Elevation Model.

Trinn 3 bør gi viktige utdatafiler eqXYZ_EarthCentered.txt, RAs.txt, og decs.txt, blant andre. Eksempler på disse filene er plassert i den nedlastede pakken.

Trinn 4 bør opprette et sannhetsbilde som ligner på Figur 2, som deretter brukes til å beregne synlighetsdataene. Det bør også sende ut en CASA Measurement Set (MS)-fil som man kan bla gjennom med den vanlige CASA-kommandoen til casabrowser for å se at både grunnlinjene og synlighetsdataene ble beregnet og lagret.

Trinn 5 bør sende ut tall som ligner på henholdsvis figur 3 og figur 4 for de lydløse og støyende bildene. De støyende bildene skal se mindre klare ut enn det lydløse bildet.

Figure 1
Figur 1: Konfigurasjon av matrisen over høydekart over måneoverflaten.
Dette er et eksempel på matrisekonfigurasjon som består av en logaritmisk fordelt sirkulær matrise over 10 km. Konfigurasjonen har 32 armer med 32 logaritmisk fordelt antenne for totalt 1024 antenne. Stedet for matrisen, (-1,04°, -0,43°) ble valgt fordi det er midten av 10x10 km patch med den laveste høydevariasjonen (σ = 5,6 m) nær underjordpunktet (0 ° 0 ° ) i Moon Mean Earth (ME) rammen. Høydedataene ble hentet fra et digitalt høydekart avledet fra LRO LOLA-målinger. Dette tallet ble hentet fra Hegedus et al.13. Vennligst klikk her for å se en større versjon av denne figuren.

Figure 2
Figur 2: Sannhetsbilde av synchrotron utslipp fra strålingsbelter på måneavstander.
Dette er et eksempel på et vitenskapsmål for matrisen til bildet. Det gjenopprettede bildet sammenlignes deretter med denne inndataene for å bestemme ytelsen til matrisen. Lysstyrkekartet ble opprettet fra Salammbô elektron simuleringsdata og kjørt gjennom en beregning for å bestemme synchrotron utslipp som ville bli observert på måneavstander. 1,91° Jorden legges inn for en skalaindikator. Dette tallet ble hentet fra Hegedus et al.13. Vennligst klikk her for å se en større versjon av denne figuren.

Figure 3
Figur 3: Lydløs respons på 10 km diameter array for å legge inn sannhetsbilde.
Dette er en av utgangene fra trinn 5, ved bruk av standard radioastronomiavbildningsalgoritme CLEAN, ved hjelp av en Briggs vektingsordning med en robusthetsparameter på −0,5. Dette tallet ble hentet fra Hegedus et al.13. Vennligst klikk her for å se en større versjon av denne figuren.

Figure 4
Figur 4: Støyende respons på 10 km diameter array for å legge inn sannhetsbilde.
Dette er en av utgangene fra trinn 5, ved bruk av standard radioastronomi CLEAN, ved hjelp av en Briggs vektingsordning med en robusthetsparameter på −0,5. For dette bildet ble en systemekvivalent flukstetthet på 1,38e7 Jansky brukt, en integrasjonsbåndbredde på 500 kHz og en integrasjonstid på 4 timer. Støyen ble også redusert med en faktor på 16 for å simulere responsen til en 16K antennearray i stedet for en 1K-antennearray. Dette tallet ble hentet fra Hegedus et al.13. Vennligst klikk her for å se en større versjon av denne figuren.

Discussion

Hvert trinn i simuleringsrørledningen er nødvendig og strømmer inn i den neste, tar en matrisekonfigurasjon på måneoverflaten, justerer referanserammen riktig for å orientere matrisen til målområdet på himmelen, beregne synlighetsdataene, legge til de riktige støynivåene og kjøre bildealgoritmer på de resulterende dataene.

For hvert trinn kan tilpassinger gjøres. I trinn 2 kan den brukerdefinerte matrisekonfigurasjonen være en liste over lengdegrader og breddegrader. Dette strømmer deretter inn i SPICE-skriptet i trinn 3, hvor man kan velge nøyaktig tidspunkt for de planlagte målingene, samt hvor på himmelen matrisen skal fokuseres. I trinn 3 kan man spesifisere simulert sannhetsutslipp som matrisen forsøker å bilde ved å gi en passende CASA .truth-fil. Så i trinn 4 kan man endre forventet støynivå avhengig av observerefrekvensen og forventede maskinvarefunksjoner. Dette settet med koder utgjør et fleksibelt simuleringsrammeverk som kan brukes til å iterere matrisedesign for en rekke bruksområder, avhengig av den målrettede vitenskapen. Disse kodene kan alle kjøres på en gjennomsnittlig bærbar PC eller arbeidsstasjon, selv om beregningstiden øker med antall antenner. De tregeste delene av prosessen forutsier visibilities, etterfulgt av bildebehandling. For små matriser kan hele prosessen gjøres på få minutter, mens det kan være behov for større arrayer med noen få hundre eller tusen mottakere.

Noen neste skritt som kan tas med denne rørledningen for å øke sin realisme inkluderer å legge til en kanalavhengig forgrunn fjerning system. Dette krever å bygge opp en global himmelmodell, dominert ved lave frekvenser av galaktisk synchrotron-utslipp og noen lyse kilder som Cas A, spore hvilken del av himmelen som er synlig for mottakerne, og convolving at lysstyrke mønster med primærstrålen, med fase sentrum av matrisen justert mot bildemål. For lengre integrasjonstider er sporing av himmelens tilsynelatende bevegelse også et problem. En annen forbedring som kan legges til er et forbigående hendelses-/radiofrekvensinterferens (RFI) flaggesystem som kan fjerne flaggede kanaler fra normal bildebehandling, og sende dem til en spesialisert rørledning som bilder og karakteriserer de flaggede dataene. Denne forbigående hendelsesrørledningen kan deretter bruke spesielle algoritmer som uvmodelfit som kan dra nytte av det høye signal-til-støyforholdet til disse hendelsene for å karakterisere dem bedre enn den normale oppløsningen tilmatrisen 27.

Det er også flere effekter som må tas i betraktning for en full array kalibrering, hvorav den ene er gjensidig kobling. Som omtalt i Ellingson28, kan dette føre til en reduksjon i følsomhet i matriser hvis de har mottakere som er innenfor noen få bølgelengder av hverandre. Dette er sett i en reduksjon i følsomhet for matrisen, eller tilsvarende, en økning i SEFD. Dette gjelder spesielt for bjelker større enn 10 grader unna senit. Eksempelmatrisen i dette arbeidet retter seg mot jorden, som alltid er nær senit ved design, så gjensidig kobling bør ikke påvirke dette bestemte bildemålet, men studier av SEFD over hele spekteret av høydevinkler og frekvenser må gjøres i igangkjøring for enhver ekte matrise for å låse opp sitt fulle potensial. En annen mangel på denne array simulering rørledningen ligger i de ufullkomne måneoverflatekartene som brukes. DEMs fra LRO LOLA målinger har i beste fall en oppløsning på 60x60 meter / pixel i 512 piksler / grad kart. Man kan interpolere disse dataene for simulerte matriser, men for ekte arrayer må det være en igangkjøring / kalibreringsperiode der kilder med kjent posisjon vil bli brukt til å bestemme de relative separasjonene mellom alle antennene til høy presisjon. Mulige kalibreringskilder inkluderer Cas A, periodisk lavfrekvent utslipp fra Jupiter eller jorden, eller potensielt Lunar Gateway29.

Det er også responsen fra måneoverflaten å vurdere. Det er et lag av månejord kalt regolith som fungerer som en lossy dielektrisk som kan reflektere innkommende utslipp med litt effektivitet, over månegrunn som også kan gjenspeile innkommende utslipp med noen bedre effektivitet30,31. Denne responsen er avhengig av omgivelsestemperaturen og innkommende frekvens, samt den kjemiske sammensetningen av regolith. Studier30,31 har funnet at ved lavere temperaturer under 100 K, er regolith nesten gjennomsiktig for radioutslipp, og refleksjon skjer på berggrunnsnivå med en refleksjonskoeffisient på rundt 0,5-0,6. Ved høyere temperaturer 150-200 K, kan regolith absorbere utslipp og reflektere innkommende stråling på overflaten med en refleksjonskoeffisient på rundt 0,2-0,3. Ved temperaturer over 200 K er det funnet at de dielektriske egenskapene til regolithen reduseres, og variasjon fra refleksjon kan ignoreres. Disse effektene kan redusere det effektive området av matrisen, redusere følsomhet og kreve lengre integrasjonstider. Denne effekten kan modelleres med elektromagnetiske simuleringsprogramvarepakker som NEC4.232 gitt modeller av relativ tillatelse / dielektrisk konstant som en funksjon av månedybde. Dette vil sende SEFD av en mottaker for en gitt frekvens, som kan gis til array simulering rørledningen for å beregne riktig støy for å legge til simulert signal. Legge til et jordingsgitter mellom mottakeren og måneoverflaten kan bidra til å redusere effekten av reflekterte bølger, men legger til sitt eget sett med komplikasjoner i form av distribusjon.

Mange av de hypotetiske eller uklare detaljene rundt implementeringen av en radiomottaker på måneoverflaten vil endelig stivne til virkelighet med nylig finansiering av enkelt lavfrekvente antenneprosjekter som Radiobølgeobservasjoner på månens overflate av fotoElectron Sheath (ROLSES) og Lunar Surface Electromagnetics Experiment (LuSEE)33. LuSEE ble nylig finansiert av NASA som en del av Commercial Lunar Payload Services-programmet. Begge antennesuitene vil hovedsakelig bestå av flyreserver for tidligere instrumenter som STEREO/WAVES eller PSP FIELDS og er planlagt for en levering fra 2021. Målinger fra disse mottakerne vil endelig stivne nivået av kvasitermisk støy fra fotoelektronhylsen fra ionisert støv på måneoverflaten og hvordan den endres i løpet av en månedag. Disse målingene vil også karakterisere nivået av refleksjon og absorpsjon fra måneoverflaten, og kvantifisere hvordan den endrer MOTTAKERENS SEFD. De vil også gi statistikk over antall forbigående hendelser eller RFI som mottas på måneoverflaten. Disse oppdragene vil bane vei for rekker av antenner som endelig vil være i stand til å gjøre en rekke nye vitenskapelige observasjoner som lavfrekvente utslipp fra solradioutbrudd, langt unna galakser og planetariske magnetosfærer. Simuleringsrørledningen som er beskrevet i dette arbeidet, gir en fleksibel måte å iterere utformingen av disse fremtidige arrayene for en rekke vitenskapelige mål.

Disclosures

Forfatterne har ingenting å avsløre.

Acknowledgments

Takket være lunar rekognosering Orbiter (LRO) og Lunar Orbiter Laser Høydemåler (LOLA) team for å gi Lunar Digital Elevation Maps. Dette arbeidet ble direkte støttet av NASA Solar System Exploration Research Virtual Institute samarbeidsavtale nummer 80ARC017M0006, som en del av Network for Exploration and Space Science (NESS)-teamet.

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

Engineering Utgave 161 Radio Arrays Radio Astronomi Lunar Interferometry Simuleringer Fotoelektron Sheath Imaging Magnetosfæriske utslipp Romvær
Simulere avbildning av store radioarrayer på måneoverflaten
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