Simulering af billedbehandling af store radiosystemer på Månens overflade

Summary

En simuleringsramme til test af billeddannelsesfunktionerne i store radiosystemer på månens overflade præsenteres. Større støjkomponenter diskuteres, og en softwarepipeline gennemgås med detaljer om, hvordan man tilpasser den til nye videnskabelige anvendelser.

Abstract

I de senere år har der været en fornyet interesse for at vende tilbage til Månen af både videnskabelige og sonderende årsager. Månen giver den perfekte træningsplads til at bygge store baser, som man kan anvende på andre planeter som Mars. Eksistensen af en radio stille zone på Månens bagside har lovende for tidlige univers undersøgelser og exoplanet søgninger, mens den nærmeste side giver en stabil base, der kan bruges til at observere lavfrekvente emissioner fra Jordens magnetosfære, der kan hjælpe måle sin reaktion på indgående rumvejr. Opførelsen af et storstilet radiosystem ville give store videnskabelige afkast samt fungere som en test af menneskehedens evne til at bygge strukturer på andre planeter. Dette arbejde fokuserer på at simulere reaktionen fra små til store radio arrays på Månen bestående af hundreder eller tusinder af antenner. Arrayets respons afhænger af emissionsstrukturen sammen med arrayets konfiguration og følsomhed. Et sæt af steder er valgt for de simulerede radiomodtagere, ved hjælp af Digital Elevation Modeller fra Lunar Orbiter Laser Højdemåler instrument på Lunar Reconnaissance Orbiter at karakterisere højden af modtageren steder. En brugerdefineret Common Astronomy Software Applications-kode beskrives og bruges til at behandle data fra de simulerede modtagere og justere måne- og himmelkoordinatrammerne ved hjælp af SPICE for at sikre, at de korrekte fremskrivninger bruges til billedbehandling. Denne simuleringsramme er nyttig til iterating array design til billeddannelse et givet videnskabeligt mål i et lille synsfelt. Denne struktur understøtter i øjeblikket ikke al sky imaging.

Introduction

Feltet af radioastronomi begyndte i 1932 med utilsigtet påvisning af galaktisk radioemission af Karl G. Jansky¹ ved 20 MHz, i et område, der nu almindeligvis kaldes lavfrekvent radio. Lige siden da er radioastronomi vokset hurtigt og har indhentet optiske observationer med højere frekvens, der har stået på i århundreder længere. Et andet gennembrud var udnyttelsen af radiointerferometri, hvor grupper af antenner adskilt af store afstande bruges til at skabe en syntetisk blænde, hvilket giver en måde at opskalere følsomheden og opløsningen af radioobservationer^2,3. Dette kan intuitivt opfattes som en forlængelse af den almindelige opløsning formel for optiske observationer:

For en observationsskål af størrelse D meter, og en observerende bølgelængde på λ meter, er Θ_HPBW vinkelstørrelsen i radianer i Half Power Beam Width (HPBW), der definerer opløsningen på himlen. Denne proces med at syntetisere en brøkdel af en stor fuld skål med kun spredte punkter på tværs af et for det meste tomt område kaldes også blændesyntese. Inden for radiointerferometri bestemmes opløsningen af en matrix af den længste afstand mellem to modtagere i arrayet, og denne afstand bruges som D i Equation 1.

Matematikken bag interferometri er veldokumenteret i klassiske tekster som Thompsons Interferometry and Synthesis in Radio Astronomy³. Den grundlæggende indsigt kan kommunikeres uformelt som "(for planar arrays observere et lille synsfelt) krydskorrelationen af signaler mellem alle 2 modtagere (en synlighed) vil give oplysninger om en 2D Fourier koefficient af himlen lysstyrke mønster." Hvad Fourier tilstand er udtaget afhænger af adskillelsen af modtagerne (baseline), normaliseret af observere bølgelængde. Modtagere, der er længere fra hinanden (i standard UVW-koordinatsystemet orienteret mod billedmålet) prøver højere rumlige frekvensfunktioner, hvilket giver detaljer med højere opløsning ved mindre skalaer. Omvendt, modtagere, der er tæt sammen i samme UVW ramme prøve lavere rumlige frekvenser, der giver oplysninger om større skala strukturer ved en lavere opløsning.

For de laveste radiofrekvenser forhindrer frie elektroner i Jordens ionosfære radiobølger under 10 MHz i at bevæge sig fra rummet til jorden og omvendt. Denne såkaldte "ionosfæriske cutoff" har længe forhindret jordbaserede observationer af himlen for dette frekvensområde. Det oplagte svar på denne begrænsning er at sætte radiomodtagere ud i rummet, hvor de kan registrere data fri for indflydelsen fra Jordens atmosfære og frie elektroner i sin ionosfære. Dette er blevet gjort før med enkelt antenner på rumfartøjer som Wind⁴ og STEREO⁵, som har afsløret mange astrofysiske processer, der producerer emissioner i denne lavfrekvente radio rækkevidde. Dette omfatter emissioner fra samspillet mellem elektroner med Jordens magnetosfære, elektronacceleration fra soludbrud og fra selve galaksen. Enkeltantenneobservationer kan måle den samlede fluxtæthed af sådanne hændelser, men kan ikke lokalisere, hvor emissionen kommer fra. For at lokalisere denne lavfrekvente emission og lave billeder i denne frekvensordning for første gang skal mange antenner sendes til rummet og få deres data kombineret for at lave en syntetisk blænde.

Dette ville åbne et nyt vindue, hvorigennem menneskeheden kan observere universet, så en række videnskabelige målinger, der kræver billeder af himlen i disse laveste frekvenser. Månen er et muligt sted for en syntetisk blænde i rummet, og det kommer med fordele og ulemper i forhold til fri flyvende kredser arrays. Månens bagside har en unik radio stille zone, der blokerer alle de sædvanlige interferens, der kommer fra menneskeskabte signaler, mens den nærmeste side giver et statisk sted for Jorden observere arrays, og hvis konstrueret på Månens sub-Earth punkt, vil Jorden altid være på højdepunktet af himlen. Med et statisk array er det lettere at opnå korte basislinjer til måling af store emissioner, da de ikke er i fare for at kollidere, i modsætning til frie flyvende arrays. Ulemperne ved en måne array er primært vanskeligheder i omkostninger og magt. En storstilet array på Månen ville kræve en betydelig mængde af infrastruktur og penge, mens mindre kredser arrays ville kræve langt færre ressourcer. Der er også spørgsmålet om magt. de fleste steder på Månen er udsat for tilstrækkelig sollys til solenergi generation for 1 / 3 af hver månens dag. At overleve de store temperaturudsving fra månedag til nat er også et teknisk problem. Hvis man ser bort fra disse vanskeligheder, er der stadig problemet med at sikre, at det foreslåede array-design er egnet til det eller de specificerede videnskabelige mål. Reaktionen af en given array er afhængig af strukturen af den emission, der observeres sammen med konfiguration og følsomhed af array.

Flere konceptuelle arrays til at gå på månens overflade er blevet udarbejdet i løbet af årtier. Tidlige designs var ikke de mest detaljerede, men anerkendte stadig de videnskabelige fremskridt, der kunne opnås ved sådanne arrays^6,7,8,9,10. Flere arrays er også blevet lagt frem i de senere år, hvoraf nogle, som FARSIDE¹¹, DEX¹², og DALI¹³ søger at måle absorptionstrugene af det rødforbrændte neutrale hydrogen 21 cm signal i 10-40 MHz-området for at undersøge de såkaldte "mørke middelalder" og begrænse kosmologiske modeller i det tidlige univers. Andre som ROLSS¹⁴ råber sporing lyse sol type II radio brister langt ind i heliosfæren for at identificere stedet for sol energisk partikel acceleration inden koronar masse udslyngninger som deres overbevisende videnskab sag. Mindre skala arrays er også blevet beskrevet som 2-element interferometer RIF¹⁵, som ville bruge en enkelt lander og en bevægelig rover til at prøve mange baselines som det bevæger sig udad fra lander. RIF fokuserer på evnen til at lave et himmelkort over disse lave frekvenser for første gang og beregner UV-dækningen og syntetiseret stråle til integrerede observationer.

Rumbaserede radiosystemer kan også muliggøre lavfrekvent billeddannelse af fjerne radiogalakser for at bestemme magnetfelter og astrometriske målinger¹⁶. Lavfrekvente billeder af disse organer vil give et mere fuldstændigt billede af fysikken, der styrer disse systemer, navnlig ved at give synkrotronemissionsdata for den nederste ende af elektronenergifordelingen. Der er også en række forskellige magnetosfæriske emissioner, der opstår ved disse lave frekvenser, hvilket giver både globale (konstant synkrotronemission) og lokale (brister, auroral kilometrisk stråling) signaturer af elektrondynamik, der ikke kan påvises fra jorden¹⁷. De lyseste registrerede emissioner af disse typer er kommet fra Jorden og Jupiter, da disse er de nærmeste planeter med stærke magnetosfærer. Arrays med tilstrækkelig følsomhed og opløsning kunne dog observere magnetosfærisk emission fra andre ydre planeter eller endda ekstrasolarplaneter¹⁸. Dette emne blev især kaldt ud som et interesseområde på den nylige Planetary Sciences Vision 2050 workshop.

Dette arbejde fokuserer på at simulere reaktionen fra radio arrays på Månen bestående af alt fra blot et par antenner, til hundreder eller tusinder af antenner. Denne simuleringsramme er nyttig til iterating array design til billeddannelse et givet videnskabeligt mål i et lille synsfelt (et par kvadratiske grader), men understøtter i øjeblikket ikke alle himmel billeddannelse. Der skal anvendes nøjagtige skøn over de forudsagte lysstyrkekort sammen med realistiske støjprofiler for at sikre, at en given arraystørrelse/-konfiguration er tilstrækkelig til at overholde målet til et bestemt støjniveau eller en bestemt opløsning. Arrayets geometri skal også være kendt i høj grad, så grundlinjerne beregnes nøjagtigt for at muliggøre korrekt billeddannelse af dataene. I øjeblikket er de bedste kort over Månens overflade er Digital Elevation Models (DEMs) fra Lunar Reconnaissance Orbiter's (LRO's)¹⁹ Lunar Orbiter Laser Højdemåler (LOLA)²⁰. Simuleringspipelinen accepterer længdegradskoordinater for hver modtager og interpolerer højden på disse punkter fra eksisterende DEM'er for at beregne den fulde 3D-position.

Fra disse koordinater beregnes og indsættes de oprindelige planer i en CASA^21-fil (Common Astronomy Software Applications). MS-formatet kan bruges sammen med mange eksisterende analyse- og billedbehandlingsalgoritmer og indeholder oplysninger om arraykonfigurationen, synlighedsdata og justering med himlen. Men mange af disse softwarerutiner er hårdt kodet til at arbejde med arrays, der roterer med Jordens overflade, og virker ikke for kredser eller Lunar arrays. For at omgå dette beregner denne pipeline manuelt basislinjerne og visibiliteterne for et givet array- og billedmål og indsætter dataene i MS-formatet. SPICE^{22-biblioteket} bruges til korrekt at justere måne- og himmelkoordinatsystemerne og spore bevægelserne fra Månen, Jorden og Solen.

Simuleringsrammen, der er beskrevet her, følger Hegedus et al.¹⁷, og softwaren arkiveres af University of Michigan-biblioteket i Deep Blue-arkivet²³, gemt på https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. Eventuelle programrettelser eller opdateringer til denne arkiverede software kan findes på https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. Følgende afsnit vil beskrive kravene til denne software, og gå gennem processen med at danne en array, indstilling af passende støjniveauer, fodring array en simuleret sandhed billede af den målrettede emission, og simulere array's lydløse og støjende rekonstruktioner af emissionen ved hjælp af en CASA script.

Protocol

1. Opsætning af software

1. Gå først til https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en og download softwarepakken. Denne software er kun testet i et UNIX-miljø og fungerer muligvis ikke fuldt ud i andre miljøer. README i denne pakke vil hjælpe med at guide en gennem resten af den nødvendige software og dens anvendelser.
2. Sørg for, at python 2,7 eller derover er installeret. Der findes et link i VIGTIGT-spørgsmålet. Flere almindelige python biblioteker er også nødvendige, herunder numpy, matplotlib, pylab, scipy, subprocess, ephem, og datetime.
3. Sørg for, at CASA 4.7.1 eller nyere er installeret. Et link i den readme, der findes.
4. Kontroller, at gcc 4.8.5 eller nyere er installeret. Der findes et link i VIGTIGT-spørgsmålet.
5. Sørg for, at C-værktøjskassen til SPICE er installeret. Denne software bruges til at justere forskellige astronomiske referencerammer og spore de relative positioner af planeter, måner og satellitter. Et link til download af denne software er også inkluderet i README.
   1. Download flere kerner, der indeholder oplysninger om astronomiske referencerammer og månereferencerammer samt kredsløbsdynamikken i Månen, Jorden og Solen. De specifikke nødvendige kerner er angivet i README sammen med et link til, hvor man kan downloade dem.
6. Få de endelige nødvendige data: Digitale elevationsmodeller (DEM'er) af månens overflade, der er oprettet ud fra LRO LOLA-målinger. Den nødvendige fil vises og sammenkædes i VIGTIGT-filen.

2. Oprettelse af systemkonfigurationen

1. Tilpas det createArrayConfig.py script.
   1. Vælg konfigurationen af systemet ved at angive en liste over længde- og Latitude-koordinater for hver antenne.
      BEMÆRK: Scriptet er i øjeblikket formateret til en 10 km diameter array med 1024 elementer, 32 arme med 32 log space afstand antenne hver, ved hjælp af en konstant faktor til at konvertere mellem meter og grader af længdegrad / breddegrad nær 0 grader breddegrad. Arrayets sted (-1,04°, -0,43°) blev valgt, fordi det er centrum for 10x10 km-plasteret med den laveste højdevariation (σ = 5,6 m) tæt på subjordens punkt (0°, 0°) i Moon ME-rammen.
   2. Rediger lunarPath-variablen i scriptet, så den afspejler den nye overførselsplacering for den digitale elevationsmodel, der indeholder elevationsdataene for månens overflade.
2. Kør det createArrayConfig.py script med "python createArrayConfig.py". Dette vil bruge månens digitale elevationsmodel til at løse højde ved hver længdegrad og breddegrad for hver antenne. Gem længde-, bredde- og elevationsgraden på filer, og udskriv til skærmen, så du nemt kan kopiere og indsætte i det næste script. Lav tal, der viser arraykonfigurationen oven på den lokale månetopografi (Figur 1).

3. Brug af SPICE til at justere koordinater

1. Tilpas eqArrOverTimeEarth.c-scriptet.
   1. Tag output fra det forrige script, Længdegrad, Latitude, og elevation af hver antenne og kopiere dem over i de tilsvarende lister i scriptet, også opdatere variablen 'numsc' med antallet af modtagere og tilsvarende koordinater.
      BEMÆRK: Da C ikke har dynamisk array allokering, var der ingen nem måde at fleksibelt læse i data automatisk, så manuel kopiering skal gøres.
   2. Opdater de lunar_furnsh.txt, der er inkluderet i pakken, med de nye stinavne for de nødvendige ramme- og ephemeris-filer.
   3. Angiv, hvilket sæt datoer der skal overholdes. Dette vil informere ephemerides inden SPICE til præcist at spore, hvor Jorden og Solen er i forhold til den definerede array for disse datoer. I scriptet i øjeblikket 48 datoer forekommer nogenlunde ugentligt i løbet af året 2025 er valgt.
   4. Angiv det målområde på himlen, som arrayet skal spore og afbilde. I øjeblikket scriptet gemmer RA dec af Jorden set fra Månens overflade, men man kan nemt bare sætte i statisk RA dec koordinater i stedet.
2. Kompiler scriptet eqArrOverTime.c
   1. Kompiler scriptet ved hjælp af kommandoen gcc i kommentaren øverst i scriptet. Det vil være noget i retning af "gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/SPICE/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99". Rediger kurverne, så de afspejler, hvor cspice-bibliotekerne er placeret.
3. Kør den eksekverbare eqArrOverTime-fil med "./eqArrOverTime". Dette skulle resultere i et antal filer hver med et sæt variabler i dem. Vigtigst er XYZ placering af hver antenne i J2000 koordinater, og højre Opstigning og Deklination (RA og dec) koordinater af det målrettede område på himlen (i øjeblikket dem af Jorden fra Månens perspektiv). Outputvariablerne gemmes i .txt filer, der indeholder dataene for alle de ønskede datoer.

4. Brug af CASA til at simulere arrayrespons

1. Tilpas det LunarEarthPicFreqIntegration.py script.
   1. Angiv observationsfrekvensen for den matrix, der skal oprettes et billede ved. Dette er i øjeblikket indstillet til 0,75 MHz.
   2. Angiv et CASA-kompatibelt sandhedsbillede (eller opret fra en .fits-billedfil) med Jansky/pixel-værdier, som matrixen skal rekonstruere (f.eks. figur 2). Konstanter (res, res1, bredde, arcMinDiv) i koden skal ændres for at afspejle størrelsen og opløsningen af input sandheden billedet.
      BEMÆRK: Hvis man bruger SPICE-metoden til at levere RA Dec-koordinaterne, kan man kommentere 'import ephem'-sætningen i dette script. Dette bibliotek kræver brug af casa-pip fra casa-python-pakken for at installere, men
      giver mulighed for sporing af andre astronomiske objekter inden for python.
2. Kør det LunarEarthPic.py script. Øverst i scriptet kommenteres eksempler på, hvordan scriptet køres. Følgende kommando er et eksempel på, hvordan scriptet køres fra kommandolinjen:
   "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir . -korrelere True -numSC 1024 | tee earth.out &"
   Flaget -numSC bruges til at informere koden om, hvor mange antenner/modtagere der bruges, og hjælper med at pakke dataene ud fra de .txt filer, der indeholder modtagerkoordinaterne.
   BEMÆRK: Antennens basisvektor, målt i enheder af observationsbølgelængden (λ), har længde D_λ og komponenter (υ, v, w) = (∆x,∆y,∆z)/λ . Rørledningen beregner derefter visibiliteterne eller observerede krydskorrelerede spændinger for hvert par antenner. Her bruges det lille synsfelt til tilnærmelse til at beregne visibiliteterne efter standardformlen fra Thompson et al.² for en forsvindende lille båndbredde med frekvenser mod.
   
   Himlen koordinater af målet arrayet er billeddannelse anses for fase center, som z, eller w, akse af rammen er pegede. (l, m, n) er retningen cosinus fra (U, V, W) koordinatsystemet. Himlen lysstyrke mønster omkring kilden under observation er jeg_/(l, m). Spektral fluxtætheden præsenteres ofte i den afledte enhed 1 Jansky (Jy) = 10−26 W/m²/Hz. Spektral lysstyrken er simpelthen Jy/steradian for at repræsentere mængden af flux, der kommer fra et bestemt område på himlen. Aν₍l, m) er den normaliserede antenne primære stråle mønster, eller hvor følsomt det er til stråling, der kommer fra dette punkt på himlen.
   Dette script beregner antenneseparationerne i den korrekt projicerede referenceramme ud fra koordinatoutputtet fra det forrige script. Derefter bruger Equation 2 til at beregne synligheden data for hvert par antenne. De resulterende visibiliteter gemmes ved siden af basislinjerne i en CASA-målesætfil (.ms). Denne MS-fil er det primære output i dette script.

5. Billedbehandling af data – lydløse og støjende

1. Tilpas det noiseCopies.py script.
   1. Angiv SEFD (System Equivalent Flux Density), der kaldes avNoise i scriptet. SEFD er en bekvem måde at tale om den samlede støj fra en radioantenne, da den binder både systemtemperaturen og det effektive område, og giver en måde at sammenligne signalet og støjen direkte på. Det er i øjeblikket sat til 1.38e7 Jansky, hvilket er et optimistisk støjniveau for 0,75 MHz.
      BEMÆRK: For lavfrekvent radioregime er der tre hovedkilder til konstant støj: forstærkerstøj, kvasitermisk støj fra frie elektroner (anslået af Meyer-Vernet et al.²⁴ at være 6,69e4 Jy på 0,75 MHz, ved hjælp af en elektrisk kort dipol tilnærmelse), og Galaktiske baggrundsstråling fra Mælkevejen (anslået af Novacco & Brown²⁵ at være 4,18e6 Jansky på 0,75 MHz for den fulde himmel, hvoraf en måne array vil kun se en del). Dette optimale støjniveau på 1.38e7 Jy forudsætter, at forstærkerstøj dominerer de andre udtryk. Se Hegedus et al. for en mere detaljeret diskussion.
   2. Indstil den båndbredde, der integreres over i variabel 'støj' linje 200. Indstillet til 500 kHz.
   3. Angiv integrationstiden i variabel 'støj'-linje 200.
2. Kør det noiseCopies.py script med "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py | tee noise.out &".
   1. Scriptet vil først oprette et billede ud fra de støjfri synlighedsdata og kalder standardradioastronomialgoritmen CLEAN²⁶ for at oprette et billede som Figur 3.
   2. Scriptet opretter derefter kopier af MS og føjer det relevante støjniveau til de komplekse synlighedsdata og afbilder det ved hjælp af CLEAN. Scriptet laver i øjeblikket billeder til en række integrationstider op til 24 timer og over flere robuste vægtningsskemaværdier. Afhængigt af arrayets konfiguration kan billedkvaliteten variere afhængigt af valget af datavægtningsskemaer. Disse støjende billeder vil se nogenlunde sådan ud Figur 4, som brugte en integrationstid på 4 timer.
      BEMÆRK: Støjen tilsættes med standardsignal til støjformler. Fra Taylor² er den interferometriske støj for en enkelt polarisering
      
      Her er η_{systemeffektivitet} eller korreleringseffektivitet, som er sat til en konservativ værdi på 0,8. N_ant er antallet af antenner i arrayet (N_ant = 2 for hver enkelt synlighed),∆ν er den båndbredde, der integreres over i Hz, og ∆t er integrationstiden i sekunder.

Representative Results

Efter software pipeline bør være forholdsvis ligetil, og det bør være indlysende, at hvert trin fungerer som det skal. Hvis du kører createArrayConfig.py fra trin 2, skal du oprette en figur, der ligner Figur 1, hvor konfigurationen af det definerede array afbildes oven på måneoverfladens lokale topografi som afledt af den digitale elevationsmodel, der er afledt af LRO LOLA.

Trin 3 skal give vigtige outputfiler eqXYZ_EarthCentered.txt, RAs.txt og Decs.txt, blandt andre. Eksempler på disse filer findes i den hentede pakke.

Trin 4 skal oprette et sandhedsbillede, der ligner Figur 2, som derefter bruges til at beregne synlighedsdataene. Det bør også udskrive en CASA Measurement Set (.ms) fil, som man kan gennemse med den sædvanlige CASA-kommando af casabrowser for at se, at både baselines og synlighedsdata blev beregnet og gemt.

Trin 5 bør give tal svarende til figur 3 og figur 4 for henholdsvis de støjfrie og støjende billeder. De støjende billeder skal se mindre klare ud end det lydløse billede.

Figur 1: Konfiguration af arrayet over højdekort over månens overflade.
Dette er et eksempel på en arraykonfiguration bestående af et logaritmisk fordelt cirkulært array over 10 km. Konfigurationen har 32 arme af 32 logaritmisk fordelt antenne til i alt 1024 antenne. Arrayets sted (-1,04°, -0,43°) blev valgt, fordi det er centrum for 10x10 km-plasteret med den laveste højdevariation (σ = 5,6 m) tæt på subjordens punkt (0°, 0°) i Moon Mean Earth (ME)-rammen. Elevationsdataene er hentet fra et digitalt elevationskort, der er afledt af LRO LOLA-målinger. Dette tal er taget fra Hegedus et al.¹³. Klik her for at se en større version af dette tal.

Figur 2: Sandheden billede af synkrotron emission fra stråling bælter på månens afstande.
Dette er et eksempel på et videnskabeligt mål for array til billede. Det gendannede billede sammenlignes derefter med dette input for at bestemme arrayets ydeevne. Lysstyrkekortet blev oprettet ud fra Salammbô elektronsimuleringsdata og løber gennem en beregning til bestemmelse af den synkrotronemission, der ville blive observeret ved måneafstande. 1,91° Jorden tilsættes for en skalaindikator. Dette tal er taget fra Hegedus et al.¹³. Klik her for at se en større version af dette tal.

Figur 3: Lydløs respons på 10 km diameter array til input sandhed billede.
Dette er en af outputtene fra trin 5, der anvender standard radioastronomibilleddannelsesalgoritmen CLEAN ved hjælp af et Briggs-vægtningsskema med en robusthedsparameter på −0,5. Dette tal er taget fra Hegedus et al.¹³. Klik her for at se en større version af dette tal.

Figur 4: Støjende respons på 10 km diameter array til input sandhed billede.
Dette er en af outputtene fra trin 5, der anvender standardradioastronomi CLEAN ved hjælp af et Briggs-vægtningsskema med en robusthedsparameter på −0,5. Til dette billede blev der brugt en systemækvivalent fluxtæthed på 1.38e7 Jansky, en integrationsbåndbredde på 500 kHz og en integrationstid på 4 timer. Støjen blev også reduceret med en faktor på 16 for at simulere reaktionen fra et 16K antennesystem i stedet for et 1K-antennesystem. Dette tal er taget fra Hegedus et al.¹³. Klik her for at se en større version af dette tal.

Discussion

Hvert trin i simuleringspipelinen er nødvendigt og fører ind i det næste, idet der tages en arraykonfiguration på månens overflade, og referencerammen justeres korrekt for at orientere arrayet til målområdet på himlen, beregne synlighedsdataene, tilføje de relevante støjniveauer og køre billedalgoritmer på de resulterende data.

For hvert trin kan der foretages tilpasninger. I trin 2 kan den brugerdefinerede systemkonfiguration være en hvilken som helst liste over længde- og breddegrader. Dette føder derefter ind i SPICE scriptet i trin 3, hvor man kan vælge det nøjagtige tidspunkt for de planlagte målinger, samt hvor på himlen arrayet skal fokuseres. I trin 3 kan man angive den simulerede sandhedsemission, som arrayet forsøger at afbilde, ved at levere en passende CASA .truth-fil. Så i trin 4 kan man ændre det forventede støjniveau afhængigt af observationsfrekvensen og de forventede hardwarefunktioner. Dette sæt koder udgør en fleksibel simuleringsramme, der kan bruges til at gentage arraydesign til et vilkårligt antal anvendelser, afhængigt af den målrettede videnskab. Disse koder kan alle køres på en gennemsnitlig bærbar computer eller arbejdsstation, selvom beregningstiden stiger med antallet af antenner. De langsomste dele af processen forudsiger visibiliteterne efterfulgt af billeddannelse. For små arrays kan hele processen udføres på få minutter, mens der kan være behov for større arrays på et par hundrede eller tusind modtagere, timer eller dage.

Nogle af de næste skridt, der kunne tages med denne rørledning for at øge dens realisme, omfatter tilføjelse af et kanalafhængigt system til fjernelse af forgrund. Dette kræver opbygning af en global himmel model, domineret ved lave frekvenser af galaktiske synkrotron emission og et par lyse kilder som Cas A, sporing hvilken del af himlen er synlig for modtagerne, og convolving at lysstyrke mønster med den primære stråle, med fase centrum af array justeret mod billeddannelse mål. For længere integrationstider er sporing af himlens tilsyneladende bevægelse også et problem. En anden forbedring, der kan tilføjes, er et forbigående hændelses-/radiofrekvensinterferenssystem (RFI), der kan fjerne markerede kanaler fra normal billedbehandling og sende dem til en specialiseret pipeline, der billederer og karakteriserer de markerede data. Denne forbigående hændelsespipeline kan derefter bruge specielle algoritmer som uvmodelfit, der kan drage fordel af det høje signal til støjforhold for disse hændelser for at karakterisere dem bedre end den normale opløsning af array²⁷.

Der er også yderligere effekter, der skal tages i betragtning ved en fuld arraykalibrering, hvoraf den ene er gensidig kobling. Som diskuteret i Ellingson²⁸, dette kan føre til et fald i følsomheden i arrays, hvis de har modtagere, der er inden for et par bølgelængder af hinanden. Dette ses i et fald i følsomheden for arrayet, eller tilsvarende, en stigning i SEFD. Dette gælder især for bjælker større end 10 grader væk fra zenit. Eksemplet array i dette arbejde mål Jorden, som altid er nær zenit ved design, så gensidig kobling bør ikke påvirke denne særlige billedbehandling mål, men undersøgelser af SEFD over hele spektret af højde vinkler og frekvenser skal gøres i idriftsættelse for enhver reel array at frigøre sit fulde potentiale. En anden mangel ved denne array simulation pipeline ligger i de ufuldkomne månens overflade kort, der anvendes. DEMs fra LRO LOLA målinger har i bedste fald en opløsning på 60x60 meter / pixel i 512 pixels / grad kort. Man kan interpolere disse data for simulerede arrays, men for reelle arrays vil der være behov for en idriftsættelse / kalibrering periode, hvor kilder med en kendt position vil blive brugt til at bestemme den relative adskillelser mellem alle antenner til høj præcision. Mulige kalibreringskilder omfatter Cas A, periodisk lavfrekvent emission fra Jupiter eller Jorden eller potentielt Lunar Gateway²⁹.

Der er også reaktionen fra månens overflade til at overveje. Der er et lag af månens muldjord kaldet regolith, der fungerer som en tabsagtig dielektrisk, der kan afspejle indgående emission med en vis effektivitet, over månens grundfjeld, som også kan afspejle indgående emission med en vis bedre effektivitet^30,31. Denne reaktion afhænger af omgivelsestemperaturen og den indkommende frekvens samt regolitens kemiske sammensætning. Undersøgelser^30,31 har konstateret, at ved lavere temperaturer under 100 K, regolith er næsten gennemsigtig for radio-emission, og refleksion sker på grundfjeldet niveau med en refleksionskoefficient på omkring 0,5-0,6. Ved højere temperaturer 150-200 K kan regolitten absorbere emission og reflektere indkommende stråling på overfladen med en refleksionskoefficient på omkring 0,2-0,3. Ved temperaturer over 200 K konstateres det, at regolittens dielektriske egenskaber mindskes, og variation fra refleksion kan ignoreres. Disse effekter kan reducere det effektive område af arrayet, hvilket reducerer følsomheden og kræver længere integrationstider. Denne effekt kan modelleres med elektromagnetiske simuleringssoftwarepakker som NEC4.2^32-givne modeller for relativ permittivitet/dielektrisk konstant som funktion af månens dybde. Dette vil udsende SEFD af en modtager for en given frekvens, som kan gives til array simulation pipeline til at beregne den korrekte støj til at tilføje til simuleret signal. Tilføjelse af et jordnet mellem modtageren og månens overflade kan bidrage til at mindske effekten af reflekterede bølger, men tilføjer sit eget sæt af komplikationer i form af indsættelse.

Mange af de hypotetiske eller fuzzy detaljer omkring gennemførelsen af en radiomodtager på Månens overflade vil endelig størkne til virkelighed med den seneste finansiering af enkelt lavfrekvente antenne projekter som Radio bølge Observationer på Lunar Surface af photoElectron Sheath (ROLSES) og Lunar Surface Electromagnetics Experiment (LuSEE)³³. LuSEE blev for nylig finansieret af NASA som en del af Commercial Lunar Payload Services-programmet. Begge antennesuiter vil hovedsageligt bestå af fly reservedele til tidligere instrumenter som STEREO / WAVES eller PSP FIELDS og er planlagt til en 2021 levering. Målinger fra disse modtagere vil endelig størkne niveauet af kvasitermisk støj fra fotoelektrisk kappe fra ioniseret støv på månens overflade, og hvordan det ændrer sig i løbet af en månedag. Disse målinger vil også karakterisere refleksions- og absorptionsniveauet fra månens overflade og kvantificere, hvordan det ændrer modtagerens SEFD. De vil også levere statistikker over antallet af forbigående begivenheder eller RFI, der modtages på månens overflade. Disse missioner vil bane vejen for arrays af antenner, der endelig vil være i stand til at gøre en lang række nye videnskabelige observationer såsom lavfrekvente emissioner fra sol radio brister, langt væk galakser, og planetariske magnetosfærer. Den simuleringspipeline, der er beskrevet i dette arbejde, giver en fleksibel måde at gentage designet af disse fremtidige arrays til en række videnskabelige mål.

Materials

Name	Company	Catalog Number	Comments
No physical materials are needed, this is a purely computational work.