Waiting
Login processing...

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

Engineering

Simulera avbildning av storskaliga radiomatriser på månens yta

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

Summary

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.

Abstract

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.

Introduction

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:

Equation 1

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.

Protocol

1. Inställningar för programvara

  1. Gå först till https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en och ladda ner programvarupaketet. Denna programvara har endast testats i en UNIX-miljö och kanske inte fungerar fullt ut i andra miljöer. README i detta paket hjälper till att vägleda en genom resten av programvaran som behövs och dess användning.
  2. Kontrollera att python 2.7 eller mer är installerat. En länk finns i README. Flera vanliga pythonbibliotek behövs också inklusive numpy, matplotlib, pylab, scipy, subprocess, ephem och datetime.
  3. Kontrollera att CASA 4.7.1 eller mer är installerat. En länk i README.
  4. Kontrollera att gcc 4.8.5 eller mer är installerat. En länk finns i README.
  5. Kontrollera att C-verktygslådan för SPICE är installerad. Denna programvara används för att justera olika astronomiska referensramar och spåra de relativa positionerna för planeter, månar och satelliter. En länk för att ladda ner denna programvara ingår också i README.
    1. Ladda ner flera kärnor som innehåller information om astronomiska och månreferensramar, samt månens, jordens och solens omloppsdynamik. De specifika kärnor som behövs listas i README tillsammans med en länk till var de ska laddas ner.
  6. Få de slutliga nödvändiga nödvändiga förutsättningarna: De digitala höjdmodellerna (DEM) för månytan som skapats av LRO LOLA-mätningar. Den specifika filen som behövs listas och länkas i README.

2. Skapa matriskonfigurationen

  1. Anpassa createArrayConfig.py skriptet.
    1. Välj konfigurationen av matrisen genom att tillhandahålla en lista över Longitud- och Latitude-koordinater för varje antenn.
      OBS: Skriptet är för närvarande formaterat för en 10 km diameter matris med 1024 element, 32 armar med 32 stockutrymme förrymd antenn vardera, med hjälp av en konstant faktor för att konvertera mellan meter och grader av longitud / latitud nära 0 grader latitud. Platsen för matrisen, (-1,04°, -0,43°), valdes eftersom den är mitten av 10x10 km-plåstret med den lägsta höjdvariationen (σ = 5,6 m) nära subjordpunkten (0°, 0°) i Moon ME-ramen.
    2. Ändra månpathvariabeln i skriptet så att den återspeglar den nya hämtningsplatsen för den digitala höjdmodellen som innehåller höjddata för månens yta.
  2. Kör createArrayConfig.py med "python createArrayConfig.py". Detta kommer att använda månens digitala höjdmodell för att lösa höjden vid varje longitud och latitud för varje antenn. Spara longitud, latitud och höjd i filer och skriv ut på skärmen för enkel kopiering och instringning i nästa skript. Gör siffror som visar matriskonfigurationen ovanpå den lokala måntopografin (bild 1).

3. Använda SPICE för att justera koordinater

  1. Anpassa eqArrOverTimeEarth.c skriptet.
    1. Ta utdata från föregående skript, Longitud, Latitud och höjd för varje antenn och kopiera dem till motsvarande listor i skriptet, och uppdatera också variabeln "numsc" med antalet mottagare och motsvarande koordinater.
      OBS: Eftersom C inte har dynamisk matrisallokering fanns det inget enkelt sätt att flexibelt läsa in data automatiskt, så manuell kopiering måste göras.
    2. Uppdatera lunar_furnsh.txt som ingår i paketet med de nya sökvägsnamnen för de nödvändiga ram- och ephemerisfilerna.
    3. Ange vilken uppsättning datum som ska observeras. Detta kommer att informera ephemerides inom SPICE för att noggrant spåra var jorden och solen är i förhållande till den definierade matrisen för dessa datum. I skriptet väljs för närvarande 48 datum som inträffar ungefär varje vecka under 2025.
    4. Ange det riktade området på himlen som matrisen ska spåra och avbilda. För närvarande sparar manuset RA Dec of the Earth sett från månens yta, men man kan lätt bara sätta in statiska RA Dec-koordinater istället.
  2. Kompilera eqArrOverTime.c-skriptet
    1. Kompilera skriptet med kommandot gcc i kommentaren högst upp i skriptet. Det kommer att vara något som "gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/SPICE/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99". Ändra sökvägarna så att de återspeglar var cspice-biblioteken finns.
  3. Kör körbar eqArrOverTime med "./eqArrOverTime". Detta bör resultera i ett antal filer var och en med en uppsättning variabler i dem. Viktigast är XYZ-positionen för varje antenn i J2000-koordinater, och koordinaterna För höger uppstigning och deklination (RA och dec) för det riktade området på himlen (för närvarande jordens från månens perspektiv). Utdatavariablerna sparas i .txt filer som innehåller data för alla begärda datum.

4. Använda CASA för att simulera matrissvar

  1. Anpassa LunarEarthPicFreqIntegration.py skriptet.
    1. Ange observationsfrekvensen för matrisen som ska göra en bild på. Detta är för närvarande inställt på 0,75 MHz.
    2. Ange en CASA-kompatibel sanningsbild (eller skapa från en .fits-bildfil) med Jansky/pixelvärden för matrisen som ska rekonstrueras (t.ex. figur 2). Konstanter (res, res1, bredd, arcMinDiv) i koden måste ändras för att återspegla storleken och upplösningen på indatasanningbilden.
      OBS: Om man använder SPICE-metoden för att tillhandahålla RA Dec-koordinaterna kan man kommentera "importefem"-satsen i det här skriptet. Detta bibliotek kräver användning av casa-pip från casa-python-paketet för att installera, men
      möjliggör spårning av andra astronomiska objekt inom python.
  2. Kör LunarEarthPic.py skriptet. Kommentarer högst upp i skriptet är exempel på hur du kör skriptet. Följande kommando är ett exempel på hur du kör skriptet från kommandoraden:
    "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir . -korrelera True -numSC 1024 | tee earth.out &"
    Flaggan -numSC används för att informera koden om hur många antenner/mottagare som används och hjälper till att packa upp data från de .txt filer som innehåller mottagarens koordinater.
    OBS: Antennens baslinjevektor, mätt i enheter av den observerande våglängden (λ), har längd Dλ och komponenter (υ, ν, w) = (∆x,∆y,∆z)/λ . Rörledningen beräknar sedan visibiliteterna, eller observerade korskorrelerade spänningar för varje par antenner. Här används det lilla synfältet approximation för att beräkna visibiliteterna, enligt standardformeln från Thompson et al.2 för en infinitesimal bandbredd vid frekvens ν.
    Equation 2
    Himmelskoordinaterna för målet som matrisen är avbildning anses vara fascentrumet, till vilket ramens z- eller w-axel är riktad. (l, m, n) är riktningen cosines från (U, V, W) koordinatsystemet. Himlens ljusmönster runt källan under observation är Iν(l, m). Spektralflöde densitet presenteras ofta i den härledda enheten 1 Jansky (Jy) = 10−26 W/m2/Hz. Spektral ljusstyrka är helt enkelt Jy/steradian för att representera mängden flöde som kommer från ett visst område på himlen. Aν(l, m) är det normaliserade antennens primära strålmönster, eller hur känsligt det är för strålning som kommer från den punkten på himlen.
    Det här skriptet beräknar antennseparationerna i den lämpligt projicerade referensramen från koordinatutmatningen från föregående skript. Den använder sedan Ekvation 2 för att beräkna synlighetsdata för varje antennpar. De resulterande visibiliteterna lagras tillsammans med baslinjerna i en CASA Measurement Set-fil (.ms). Den här MS-filen är den primära utdata av det här skriptet.

5. Avbilda data – ljudlös och bullrig

  1. Anpassa noiseCopies.py skriptet.
    1. Ange systemekvivalent flödesdensitet (SEFD), kallad avNoise i skriptet. SEFD är ett bekvämt sätt att prata om det totala ljudet från en radioantenn eftersom den binder i både systemtemperaturen och det effektiva området och ger ett sätt att direkt jämföra signalen och bullret. Den är för närvarande inställd på 1,38e7 Jansky, vilket är en optimistisk ljudnivå för 0,75 MHz.
      OBS: För lågfrekventa radiosystem finns det tre huvudkällor på konstant brus: förstärkarljud, kvasitermiskt brus från fria elektroner (uppskattat av Meyer-Vernet et al.24 för att vara 6.69e4 Jy på 0.75 MHz, med hjälp av en elektriskt kort dipol approximation) och galaktisk bakgrundsstrålning från Vintergatan (uppskattad av Novacco & Brown25 att vara 4.18e6 Jansky på 0.75 MHz för hela himlen, varav en månmatris bara kommer att se någon del). Denna optimala ljudnivå på 1,38e7 Jy förutsätter att förstärkarljudet dominerar de andra termerna. Se Hegedus et al. för en mer detaljerad diskussion.
    2. Ställ in bandbredden som integreras i variabel "bruslinje" 200. Ställ in på 500 kHz.
    3. Ställ in integrationstiden i variabel "bruslinje" 200.
  2. Kör noiseCopies.py-skriptet med "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py | tee noise.out &".
    1. Skriptet skapar först en bild från ljudlösa synlighetsdata och anropar standardradioastronialgoritmen CLEAN26 för att skapa en bild som figur 3.
    2. Skriptet skapar sedan kopior av MS och lägger till lämplig ljudnivå i de komplexa synlighetsdata och avbildar dem med CLEAN. Skriptet gör för närvarande bilder för en rad integrationstider upp till 24 timmar och över flera robusta viktningsschemavärden. Beroende på matrisens konfiguration kan bildkvaliteten variera med valet av data viktnings scheman. Dessa bullriga bilder kommer att se ut ungefär som figur 4, som använde en integrationstid på 4 timmar.
      OBS: Bruset läggs till med standardformler för signal till brus. Från Taylor2 är det interferometriska bruset för en enda polarisering
      Equation 3
      Här är ηär systemets effektivitet eller korrelatoreffektivitet, som har ställts in på ett konservativt värde på 0,8. Nant är antalet antenner i matrisen (Nant = 2 för varje enskild synlighet), ∆ν är bandbredden som integreras över i Hz och ∆t är integrationstiden i sekunder.

Representative Results

Att följa programvarupipelinen bör vara ganska enkelt, och det borde vara uppenbart att varje steg fungerar som det ska. Om createArrayConfig.py från steg 2 skapas en figur som liknar figur 1, där konfigurationen av den definierade matrisen ritas ovanpå den lokala topografin på månens yta, som härleds från den digitala höjdmodellen LRO LOLA.

Steg 3 bör ge viktiga utdatafiler eqXYZ_EarthCentered.txt, RAs.txt och Decs.txt, bland andra. Exempel på dessa filer finns i det nedladdade paketet.

Steg 4 bör skapa en sanningsbild som liknar figur 2, som sedan används för att beräkna synlighetsdata. Det bör också mata ut en CASA Measurement Set (.ms) fil som man kan bläddra med det vanliga CASA kommandot casabrowser för att se att både baslinjerna och synlighetsdata beräknades och sparades.

Steg 5 bör mata ut siffror som liknar figur 3 respektive figur 4 för de ljudlösa och bullriga bilderna. De bullriga bilderna ska se mindre tydliga ut än den ljudlösa bilden.

Figure 1
Figur 1: Konfiguration av matrisen över höjdkartan över månens yta.
Detta är ett exempel på matriskonfiguration som består av en logaritmiskt försedd cirkulär matris över 10 km. Konfigurationen har 32 armar med 32 logaritmiskt försedda antenner för totalt 1024 antenn. Platsen för matrisen, (-1,04°, -0,43°) valdes eftersom den är mitten av 10x10 km-plåstret med den lägsta höjdvariationen (σ = 5,6 m) nära subjordpunkten (0°, 0°) i moon mean earth (ME) ram. Höjddata erhölls från en digital höjdkarta som härleddes från LRO LOLA-mätningar. Denna siffra är hämtad från Hegedus et al.13. Klicka här om du vill visa en större version av den här figuren.

Figure 2
Figur 2: Sanningsbild av synkrotronutsläpp från strålningsbälten på månavstånd.
Detta är ett exempel på ett vetenskapligt mål för matrisen att avbilda. Den återställda bilden jämförs sedan med den här indata för att bestämma matrisens prestanda. Ljusstyrkthetskartan skapades från Salammbô elektronsimuleringsdata och går igenom en beräkning för att bestämma synkrotronutsläppet som skulle observeras på månavstånd. Den 1,91° jorden läggs till för en skalindikator. Denna siffra är hämtad från Hegedus et al.13. Klicka här om du vill visa en större version av den här figuren.

Figure 3
Figur 3: Ljudlöst svar på 10 km diameter på indata sanningsbild.
Detta är en av utgångarna från steg 5, med standardalgoritmen för radioastronografiavbildning CLEAN, med hjälp av ett Briggs-viktningsschema med en robusthetsparameter på −0,5. Denna siffra är hämtad från Hegedus et al.13. Klicka här om du vill visa en större version av den här figuren.

Figure 4
Bild 4: Bullrigt svar på 10 km diameter för att mata in sanningsbild.
Detta är en av utgångarna från steg 5, med standardradioastroni CLEAN, med hjälp av ett Briggs-viktningsschema med en robusthetsparameter på −0,5. För den här bilden användes en systemekvivalent flödestäthet på 1,38e7 Jansky, en integrationsbandbredd på 500 kHz och en integrationstid på 4 timmar. Bullret minskades också med en faktor 16 för att simulera svaret från en 16K-antennmatris istället för en 1K-antennmatris. Denna siffra är hämtad från Hegedus et al.13. Klicka här om du vill visa en större version av den här figuren.

Discussion

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 60x60 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.

Disclosures

Författarna har inget att avslöja.

Acknowledgments

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.

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

Teknik Nummer 161 Radio arrays Radio Astronomi Lunar Interferometry Simuleringar Fotoelektron mantlar Bildbehandling Magnetospheric Utsläpp Rymdväder
Simulera avbildning av storskaliga radiomatriser på månens yta
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