Ett simuleringsramverk för att testa bildkapaciteten hos storskaliga radiosystem på månens yta presenteras. Stora bullerkomponenter diskuteras, och en mjukvarupipeline går igenom med detaljer om hur man anpassar den för nya vetenskapliga användningsområden.
Under de senaste åren har det funnits ett förnyat intresse för att återvända till månen av skäl som är både vetenskapliga och utforskande till sin natur. Månen ger den perfekta träningsplatsen för att bygga storskaliga baser som man kan tillämpa på andra planeter som Mars. Förekomsten av en radio tyst zon på månens bortre sida har löfte om tidiga universumstudier och exoplanetsökningar, medan den närmaste sidan ger en stabil bas som kan användas för att observera lågfrekventa utsläpp från jordens magnetosfär som kan hjälpa till att mäta dess svar på inkommande rymdväder. Byggandet av en storskalig radiomatris skulle ge stor vetenskaplig avkastning och fungera som ett test av mänsklighetens förmåga att bygga strukturer på andra planeter. Detta arbete fokuserar på att simulera svaret från små till storskaliga radiosystem på månen som består av hundratals eller tusentals antenner. Matrisens svar är beroende av utsläppsstrukturen tillsammans med matrisens konfiguration och känslighet. En uppsättning platser väljs för de simulerade radiomottagarna, med hjälp av digitala höjdmodeller från Lunar Orbiter Laser Altimeter-instrumentet på Lunar Reconnaissance Orbiter för att karakterisera höjden på mottagarens platser. En anpassad kod för common astronomy software applications beskrivs och används för att bearbeta data från de simulerade mottagarna, justera mån- och himmelskoordinateramarna med SPICE för att säkerställa att rätt projektioner används för avbildning. Detta simuleringsramverk är användbart för iterering av matrisdesign för avbildning av ett givet vetenskapligt mål inom ett litet synfält. Det här ramverket stöder för närvarande inte all avbildning av himlen.
Fältet radioastroni började 1932 med den oavsiktliga upptäckten av galaktiska radioemissioner av Karl G. Jansky1 vid 20 MHz, inom en räckvidd som nu vanligtvis kallas lågfrekvent radio. Sedan dess har radioastronin vuxit snabbt och kommit ikapp optiska observationer med högre frekvens som har pågått i århundraden längre. Ett annat genombrott var användningen av radiointerferometri, där grupper av antenn separerade av stora avstånd används för att skapa en syntetisk bländare, vilket ger ett sätt att skala upp känsligheten och upplösningen av radioobservationer2,3. Detta kan intuitivt ses som en förlängning av den vanliga upplösningsformeln för optiska observationer:
För en observerande skål med storlek D-mätare och en observerande våglängd på λ meter är ΘHPBW vinkelstorleken i radianer av Half Power Beam Width (HPBW), som definierar upplösningen på himlen. Denna process för att syntetisera en bråkdel av en stor full maträtt med endast spridda punkter över ett mestadels tomt område kallas också bländarsyntes. I radiointerferometrins rike bestäms upplösningen för en matris av det längsta avståndet mellan två mottagare i matrisen, och detta avstånd används som D i ekvation 1.
Matematiken bakom interferometri har dokumenterats väl i klassiska texter som Thompsons Interferometry och Synthesis in Radio Astronomy3. Den grundläggande insikten kan kommuniceras informellt eftersom “(för planar arrayer som observerar ett litet synfält) kommer korskorrelationen mellan signaler mellan alla 2 mottagare (en synlighet)att ge information om en 2D Fourier-koefficient för himlens ljusstyrkemönster.” Vilket Fourier-läge som provtas beror på separationen av mottagarna (baslinjen), normaliserad av den observerande våglängden. Mottagare som är längre ifrån varandra (i det vanliga UVW-koordinatsystemet inriktat mot bildmålet) provar högre rumsliga frekvensfunktioner, vilket ger detaljer med högre upplösning i mindre skalor. Omvänt tar mottagare som är nära varandra i samma UVW-ramprov lägre rumsliga frekvenser, vilket ger information om större skalstrukturer med lägre upplösning.
För de lägsta radiofrekvenserna förhindrar fria elektroner i jordens jonosfär radiovågor under 10 MHz från att färdas från rymden till marken, och vice versa. Denna så kallade “jonosfäriska cutoff” har länge förhindrat markbaserade observationer av himlen för detta frekvensområde. Det uppenbara svaret på denna begränsning är att placera radiomottagare i rymden där de kan registrera data som är fria från påverkan av jordens atmosfär och fria elektroner i dess jonosfär. Detta har gjorts tidigare med enstaka antenner på rymdfarkoster som Wind4 och STEREO5, som har avslöjat många astrofysiska processer som producerar utsläpp i detta lågfrekventa radioområde. Detta inkluderar utsläpp från elektroners interaktioner med jordens magnetosfär, elektronacceleration från solutbrott och från galaxen själv. Enstaka antennobservationer kan mäta den totala flödestätheten för sådana händelser, men kan inte fastställa var utsläppet kommer ifrån. För att lokalisera detta lågfrekventa utsläpp och göra bilder i denna frekvensregim för första gången måste många antenner skickas till rymden och få sina data kombinerade för att göra en syntetisk bländare.
Att göra detta skulle öppna ett nytt fönster genom vilket mänskligheten kan observera universum, vilket möjliggör ett antal vetenskapliga mätningar som kräver bilder av himlen i dessa lägsta frekvenser. Månen är en möjlig plats för en syntetisk bländare i rymden, och den kommer med fördelar och nackdelar jämfört med gratis flygande omloppsbanor. Månens bortre sida har en unik radio tyst zon som blockerar alla vanliga störningar som kommer från konstgjorda signaler, medan den närmaste sidan ger en statisk plats för jordobserverande matriser, och om den är konstruerad vid månens subjordpunkt, kommer jorden alltid att vara vid himlens zenit. Med en statisk matris är det lättare att få korta baslinjer för att mäta storskaliga utsläpp, eftersom de inte riskerar att kollidera, till skillnad från gratis flygande matriser. Nackdelarna med en månmatris är främst svårigheter i kostnad och makt. En storskalig matris på månen skulle kräva en betydande mängd infrastruktur och pengar, medan mindre omloppsbanor skulle kräva mycket färre resurser. Vi har också frågan om makt; de flesta platser på månen utsätts för tillräckligt med solljus för solenergiproduktion för 1/3 av varje måndag. Att överleva de stora temperatursvängningarna från mån dag till natt är också ett tekniskt problem. Om vi bortser från dessa svårigheter finns det fortfarande problemet med att se till att den föreslagna matrisdesignen är lämplig för dess specificerade vetenskapliga mål. Svaret från en viss matris är beroende av strukturen hos det utsläpp som observeras tillsammans med matrisens konfiguration och känslighet.
Flera konceptuella matriser för att gå på månens yta har utarbetats under årtiondena. Tidiga mönster var inte de mest detaljerade, men kände fortfarande igen de vetenskapliga framsteg som kunde uppnås av sådanamatriser 6,7,8,9,10. Fler matriser har också lagts fram under de senaste åren, av vilka några, som FARSIDE11, DEX12och DALI13 försöker mäta absorptionstråget från den rödförstörda neutrala väte 21-cm-signalen i intervallet 10-40 MHz för att undersöka de så kallade “medeltiden” och begränsa kosmologiska modeller av det tidiga universumet. Andra som ROLSS14 ropar ut spårning av ljus soltyp II-radio brister långt in i heliosfären för att identifiera platsen för solenergiska partikelaccelerationer inom koronal massutskjutningar som deras övertygande vetenskapsfall. Småskaliga matriser har också beskrivits som 2-element interferometer RIF15, som skulle använda en enda landare och en rörlig rover för att prova många baslinjer när den rör sig utåt från landaren. RIF fokuserar på förmågan att göra en himmelskarta över dessa låga frekvenser för första gången och beräknar UV-täckningen och syntetiserad stråle för integrerade observationer.
Rymdbaserade radiosystem kan också möjliggöra lågfrekvent avbildning av avlägsna radiogalaxer för att bestämma magnetfält och astrometriska mätningar16. Lågfrekventa bilder av dessa kroppar skulle ge en mer fullständig bild av fysiken som styr dessa system, särskilt med hjälp av synkrotronutsläppsdata för den nedre änden av elektronenergifördelningen. Det finns också en rad olika magnetosfäriska utsläpp som uppstår vid dessa låga frekvenser, vilket ger både globala (konstant synkrotronemission) och lokala (bursts, auroral kilometrisk strålning) signaturer av elektrondynamik som inte kan detektera från marken17. De ljusaste registrerade utsläppen av dessa typer har kommit från jorden och Jupiter, eftersom dessa är de närmaste planeterna med starka magnetosfärer. Matriser med tillräcklig känslighet och upplösning kan dock observera magnetosfäriska utsläpp från andra yttre planeter, eller till och med extrasolära planeter18. Detta ämne kallades särskilt ut som ett intresseområde vid den senaste workshopen Planetary Sciences Vision 2050.
Detta arbete fokuserar på att simulera svaret från radiosystem på månen som består av allt från bara några antenner, till hundratals eller tusentals antenner. Detta simuleringsramverk är användbart för itererande matrisdesign för avbildning av ett givet vetenskapligt mål inom ett litet synfält (några kvadratiska grader) men stöder för närvarande inte all himmelsavbildning. Exakta uppskattningar av de förväntade ljusstyrlighetskartorna tillsammans med realistiska bullerprofiler måste användas för att säkerställa att en viss matrisstorlek/konfiguration är tillräcklig för att observera målet till en viss ljudnivå eller upplösning. Matrisens geometri måste också vara känd i hög grad så att baslinjerna beräknas korrekt för att möjliggöra korrekt avbildning av data. För närvarande är de bästa kartorna över månens yta digitala höjdmodeller (DEMs) från Lunar Reconnaissance Orbiters (LRO: s)19 Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA)20. Simuleringspipelinen accepterar latitudkoordinater för longitud för varje mottagare och interpolerar höjden vid dessa punkter från befintliga dems för att beräkna hela 3D-positionen.
Från dessa koordinater beräknas och infogas baslinjerna i en CASA21 Measurement Set -fil (Common Astronomy Software Applications). MS-formatet kan användas med många befintliga analys- och bildalgoritmer och innehåller information om matriskonfiguration, synlighetsdata och justering med himlen. Många av dessa programvarurutiner är dock hårt kodade för att fungera med matriser som roterar med jordens yta och inte fungerar för omloppsbanor eller Lunar-matriser. För att kringgå detta beräknar den här pipelinen manuellt baslinjerna och visibiliteterna för en viss matris och avbildnings mål och infogar data i MS-formatet. SPICE22-biblioteket används för att korrekt justera mån- och himmelskoordinatesystemen och spåra månens, jordens och solens rörelser.
Simuleringsramen som beskrivs här följer Hegedus et al.17, och programvaran arkiveras av University of Michigan-biblioteket i Deep Blue-arkivet23, lagrat på https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. Eventuella korrigeringar eller uppdateringar av denna arkiverade programvara finns på https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. Följande avsnitt beskriver kraven för den här programvaran och går igenom processen att bilda en matris, ställa in lämpliga ljudnivåer, mata matrisen en simulerad sanningsbild av det riktade utsläppet och simulera matrisens ljudlösa och bullriga rekonstruktioner av utsläppet med hjälp av ett CASA-skript.
Varje steg i simuleringspipelinen är nödvändigt och matas in i nästa, tar en matriskonfiguration på månens yta, justerar referensramen korrekt för att orientera matrisen till målområdet på himlen, beräkna synlighetsdata, lägga till lämpliga brusnivåer och köra bildalgoritmer på de resulterande data.
För varje steg kan anpassningar göras. I steg 2 kan den användardefinierade matriskonfigurationen vara vilken lista som helst med longitud och latitud. Detta matas sedan in i SPICE-skriptet i steg 3, där man kan välja den exakta tiden för de planerade mätningarna, samt var i himlen matrisen ska fokuseras. I steg 3 kan man ange det simulerade sanningsemissionen som matrisen försöker avbilda genom att tillhandahålla en lämplig CASA .truth-fil. Sedan i steg 4 kan man ändra den förväntade ljudnivån beroende på observationsfrekvensen och förväntade maskinvarufunktioner. Denna uppsättning koder utgör ett flexibelt simuleringsramverk som kan användas för att iterera matrisdesign för valfritt antal användningsområden, beroende på den riktade vetenskapen. Dessa koder kan alla köras på en genomsnittlig bärbar dator eller arbetsstation, även om beräkningstiden ökar med antalet antenner. De långsammaste delarna av processen är att förutsäga livskrafterna, följt av avbildning. För små matriser kan hela processen göras på några minuter, medan för större matriser med några hundra eller tusen mottagare kan timmar eller dagar behövas.
Några nästa steg som kan tas med den här pipelinen för att öka dess realism inkluderar att lägga till ett kanalberoende förgrundsborttagningssystem. Detta kräver att man bygger upp en global himmelsmodell, dominerad vid låga frekvenser av galaktisk synkrotronemission och några ljusa källor som Cas A, spårar vilken del av himlen som är synlig för mottagarna och sammanflyter det ljusstyrktemönstret med primärstrålen, med fascentrum av matrisen i linje med bildmålet. För längre integrationstider är det också ett problem att spåra himlens uppenbara rörelse. En annan förbättring som kan läggas till är ett övergående flaggningssystem för händelse-/radiofrekvensstörningar (RFI) som kan ta bort flaggade kanaler från normal avbildning och skicka dem till en specialiserad pipeline som avbildar och karakteriserar flaggade data. Denna tillfälliga händelsepipeline kan sedan använda speciella algoritmer som uvmodelfit som kan dra nytta av det höga signal-till-brusförhållandet för dessa händelser för att karakterisera dem bättre än den normala upplösningen påmatrisen 27.
Det finns också ytterligare effekter som måste beaktas för en fullständig arraykalibrering, varav en är ömsesidig koppling. Som diskuterats i Ellingson28kan detta leda till en minskning av känsligheten i matriser om de har mottagare som ligger inom några våglängder av varandra. Detta ses i en minskning av känsligheten för matrisen, eller motsvarande, en ökning av SEFD. Detta gäller särskilt för balkar som är större än 10 grader från zenit. Exempelmatrisen i detta arbete riktar sig till jorden, som alltid är nära zenit genom design, så ömsesidig koppling bör inte påverka detta specifika bildmål, men studier av SEFD över hela intervallet av höjdvinklar och frekvenser måste göras i drift för någon verklig matris för att låsa upp sin fulla potential. En annan brist i denna arraysimuleringspipeline ligger i de ofullkomliga månytans kartor som används. DEMs från LRO LOLA-mätningar har i bästa fall en upplösning på 60×60 meter/pixel i kartorna på 512 pixlar/grader. Man kan interpolera dessa data för simulerade matriser, men för riktiga matriser måste det finnas en drifts-/kalibreringsperiod där källor med en känd position kommer att användas för att bestämma de relativa separationerna mellan alla antenner till hög precision. Möjliga kalibreringskällor inkluderar Cas A, periodiska lågfrekventa utsläpp från Jupiter eller jorden, eller potentiellt Lunar Gateway29.
Det finns också svaret från månytan att tänka på. Det finns ett lager av lunar matjord som kallas regolith som fungerar som en förstörande dielektrisk som kan återspegla inkommande utsläpp med viss effektivitet, ovanför mångrunden som också kan återspegla inkommande utsläpp med lite bättre effektivitet30,31. Detta svar är beroende av omgivningstemperaturen och inkommande frekvens, liksom den kemiska sammansättningen av reliten. Studier30,31 har funnit att vid lägre temperaturer under 100 K är reliten nästan transparent för radioemission, och reflektion sker på berggrundsnivå med en reflektionskoefficient på cirka 0,5-0,6. Vid högre temperaturer på 150-200 K kan reliten absorbera utsläpp och reflektera inkommande strålning vid ytan med en reflektionskoefficient på cirka 0,2-0,3. Vid temperaturer över 200 K, det finns att de dielektriska egenskaperna hos regolith minskar, och variation från reflektion kan ignoreras. Dessa effekter kan minska matrisens effektiva område, minska känsligheten och kräva längre integrationstider. Denna effekt kan modelleras med elektromagnetiska simuleringsprogrampaket som NEC4.232 givna modeller av relativ tillstånds-/dielektrisk konstant som en funktion av måndjup. Detta kommer att mata ut SEFD för en mottagare för en viss frekvens, som kan ges till matrissimuleringspipelinen för att beräkna rätt brus för att lägga till den simulerade signalen. Att lägga till ett jordningsnät mellan mottagaren och månens yta kan bidra till att minska effekten av reflekterade vågor, men lägger till sin egen uppsättning komplikationer i form av distribution.
Många av de hypotetiska eller luddiga detaljerna kring implementeringen av en radiomottagare på månens yta kommer äntligen att stelna till verklighet med ny finansiering av en enda lågfrekventa antennprojekt som Radiovåg Observationer på månens yta av fotoelektronhylsan (ROLSES) och Lunar Surface Electromagnetics Experiment (LuSEE)33. LuSEE finansierades nyligen av NASA som en del av Commercial Lunar Payload Services-programmet. Båda antennsviterna kommer huvudsakligen att bestå av flygreserv för tidigare instrument som STEREO/WAVES eller PSP FIELDS och planeras för en leverans 2021. Mätningar från dessa mottagare kommer äntligen att stelna nivån av kvasitermiskt brus från fotoelektronsyltet från joniserat damm på månens yta och hur det förändras under en måndag. Dessa mätningar kommer också att karakterisera nivån av reflektion och absorption från månens yta och kvantifiera hur det ändrar MOTTAGARENS SEFD. De kommer också att tillhandahålla statistik över antalet tillfälliga händelser eller RFI som tas emot på månens yta. Dessa uppdrag kommer att bana väg för mängder av antenner som äntligen kommer att kunna göra en mängd nya vetenskapliga observationer som lågfrekventa utsläpp från solradiosprängningar, fjärran galaxer och planetariska magnetosfärer. Den simuleringspipeline som beskrivs i detta arbete ger ett flexibelt sätt att iterera utformningen av dessa framtida matriser för en mängd olika vetenskapliga mål.
The authors have nothing to disclose.
Tack vare Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) och Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) team för att tillhandahålla Lunar Digital Elevation Maps. Detta arbete stöddes direkt av NASA Solar System Exploration Research Virtual Institute samarbetsavtal nummer 80ARC017M0006, som en del av Network for Exploration and Space Science (NESS) -teamet.
No physical materials are needed, this is a purely computational work. |