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.
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.
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:
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.
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 60×60 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.
The authors have nothing to disclose.
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.
No physical materials are needed, this is a purely computational work. |