Simulation de l’imagerie de réseaux radio à grande échelle sur la surface lunaire

Le domaine de la radioastronomie a commencé en 1932 avec la détection accidentelle des émissions radio galactiques par Karl G. Jansky¹ à 20 MHz, dans une gamme maintenant communément appelée radio basse fréquence. Depuis lors, la radioastronomie a connu une croissance rapide, rattrapant les observations optiques à plus haute fréquence qui se sont passées depuis des siècles. Une autre percée a été l’utilisation de l’interférométrie radio, où des groupes d’antennes séparées par de grandes distances sont utilisés pour créer une ouverture synthétique, fournissant un moyen d’intensifier la sensibilité et la résolution des observations radio^2,3. Cela peut intuitivement être considéré comme une extension de la formule de résolution régulière pour les observations optiques:

Pour un plat d’observation de taille D mètres, et une longueur d’onde d’observation de ν mètres, Θ_HPBW est la taille angulaire dans les radians de la largeur du faisceau de demi-puissance (HPBW), définissant la résolution sur le ciel. Ce processus de synthèse d’une fraction d’un grand plat plein avec seulement des points dispersés à travers une zone la plupart du temps vide est également appelé synthèse d’ouverture. Dans le domaine de l’interférométrie radio, la résolution d’un tableau est déterminée par la distance la plus éloignée entre deux récepteurs du tableau, et cette distance est utilisée comme D dans l’équation 1.

Les mathématiques derrière l’interférométrie ont été bien documentées dans des textes classiques comme l’interférométrie et la synthèse de Thompson en^{radioastronomie 3}. La perspicacité de base peut être communiquée officieusement car « (pour les tableaux planaires observant un petit champ de vision), la corrélation croisée des signaux entre deux récepteurs (une visibilité)donnera des informations sur un coefficient 2D Fourier du modèle de luminosité du ciel ». Le mode Fourier échantillonné dépend de la séparation des récepteurs (la ligne de base),normalisée par la longueur d’onde d’observation. Les récepteurs qui sont plus éloignés (dans le système standard de coordonnées UVW orienté vers la cible d’imagerie) échantillonnant des caractéristiques de fréquence spatiale plus élevées, ce qui donne des détails de résolution plus élevés à des échelles plus petites. Inversement, les récepteurs qui sont rapprochés dans le même échantillon de cadre UVW échantillon basse fréquences spatiales, donnant des informations sur les structures à plus grande échelle à une résolution inférieure.

Pour les fréquences radio les plus basses, les électrons libres de l’ionosphère terrestre empêchent les ondes radio inférieures à 10 MHz de se déplacer de l’espace au sol, et viceversa. Cette soi-disant « coupure ionosphérique » empêche depuis longtemps les observations au sol du ciel pour cette plage de fréquences. La réponse évidente à cette limitation est de mettre des récepteurs radio dans l’espace où ils peuvent enregistrer des données libres de l’influence de l’atmosphère terrestre et des électrons libres dans son ionosphère. Cela a déjà été fait avec des antennes simples sur des engins spatiaux comme Wind⁴ et STEREO⁵, qui ont révélé de nombreux processus astrophysiques qui produisent des émissions dans cette plage de radio à basse fréquence. Cela inclut les émissions provenant des interactions des électrons avec la magnétosphère terrestre, de l’accélération électronique des éruptions solaires et de la galaxie elle-même. Les observations d’antennes simples peuvent mesurer la densité totale de flux de tels événements, mais ne peuvent pas déterminer d’où vient l’émission. Afin de localisér cette émission de basse fréquence et de faire des images dans ce régime de fréquence pour la première fois, de nombreuses antennes devront être envoyées dans l’espace et faire combiner leurs données pour faire une ouverture synthétique.

Cela ouvrirait une nouvelle fenêtre à travers laquelle l’humanité peut observer l’univers, permettant un certain nombre de mesures scientifiques qui nécessitent des images du ciel dans ces fréquences les plus basses. La Lune est un site possible pour une ouverture synthétique dans l’espace, et il est livré avec des avantages et des inconvénients par rapport aux tableaux en orbite libre. L’autre côté lunaire a une zone radio calme unique qui bloque toutes les interférences habituelles provenant de signaux d’origine humaine, tandis que le côté proche fournit un endroit statique pour la Terre observant les tableaux, et si elle est construite au point lunaire sous-terre, la Terre sera toujours au zénith du ciel. Avec un tableau statique, il est plus facile d’obtenir des lignes de base courtes pour mesurer les émissions à grande échelle, car ils ne sont pas en danger de collision, contrairement aux tableaux de vol libre. Les inconvénients d’un tableau lunaire sont principalement des difficultés de coût et d’énergie. Un tableau à grande échelle sur la Lune nécessiterait une quantité substantielle d’infrastructure et d’argent, tandis que de plus petits réseaux en orbite nécessiteraient beaucoup moins de ressources. Il y a aussi la question du pouvoir; la plupart des endroits sur la Lune sont exposés à suffisamment de lumière du soleil pour la production d’énergie solaire pour 1/3 de chaque jour lunaire. Survivre aux grandes fluctuations de température du jour lunaire à la nuit est également un problème d’ingénierie. Mis à part ces difficultés, il y a toujours le problème de s’assurer que la conception proposée du tableau convient à sa cible scientifique spécifiée. La réponse d’un tableau donné dépend de la structure de l’émission observée ainsi que de la configuration et de la sensibilité du tableau.

Plusieurs tableaux conceptuels à parcourir à la surface lunaire ont été élaborés au fil des décennies. Les premières conceptions n’étaient pas les plus détaillées, mais reconnaissaient tout de même les progrès scientifiques qui pouvaient être atteints par ces^{tableaux 6,7,8,9,10}. D’autres tableaux ont également été mis en avant ces dernières années, dont certains, comme FARSIDE¹¹, DEX¹², et DALI¹³ cherchent à mesurer les creux d’absorption de l’hydrogène neutre redshifted 21 cm signal dans la gamme 10-40 MHz pour sonder le soi-disant « Dark Ages » et limiter les modèles cosmologiques de l’univers précoce. D’autres, comme ROLSS^14, appellent à suivre les éclats radio solaires de type II lumineux loin dans l’héliosphère pour identifier le site de l’accélération des particules énergétiques solaires dans les éjections de masse coronale comme leur cas scientifique convaincant. Des tableaux à plus petite échelle ont également été décrits comme l’interféromètre à deux éléments RIF¹⁵, qui utiliserait un seul atterrisseur et un rover en mouvement pour échantillonner de nombreuses lignes de base à mesure qu’il se déplace vers l’extérieur de l’atterrisseur. Rif se concentre sur la capacité de faire une carte du ciel de ces basses fréquences pour la première fois, et calcule la couverture UV et le faisceau synthétisé pour des observations intégrées.

Les réseaux radio spatiaux pourraient également permettre l’imagerie à basse fréquence de galaxies radio lointaines afin de déterminer les champs magnétiques et les mesures astrométriques¹⁶. Les images à basse fréquence de ces corps fourniraient une image plus complète de la physique régissant ces systèmes, en particulier en donnant des données sur les émissions de synchrotron pour l’extrémité inférieure de la distribution d’énergie électronique. Il existe également une gamme de diverses émissions magnétosphériques qui se produisent à ces basses fréquences, fournissant à la fois des signatures globales (émission constante de synchrotron) et locales (rafales, rayonnement kilométrique auroral) de la dynamique électronique qui ne sont pas détectables à partir du^{sol 17}. Les émissions enregistrées les plus brillantes de ces types proviennent de la Terre et de Jupiter, car ce sont les planètes les plus proches avec de fortes magnétosphères. Cependant, les tableaux avec la sensibilité et la résolution suffisantes pourraient observer l’émission magnétosphérique d’autres planètes extérieures, ou même des planètes extrasolaires^18. Ce sujet en particulier a été appelé comme un domaine d’intérêt lors du récent atelier Planetary Sciences Vision 2050.

Ce travail se concentre sur la simulation de la réponse des réseaux radio sur la Lune composé de n’importe où de quelques antennes, à des centaines ou des milliers d’antennes. Ce cadre de simulation est utile pour l’itération de la conception de tableaux pour l’imagerie d’une cible scientifique donnée dans un petit champ de vision (quelques degrés carrés), mais ne prend pas actuellement en charge toute l’imagerie du ciel. Des estimations précises des cartes de luminosité prévues ainsi que des profils de bruit réalistes doivent être utilisées pour s’assurer qu’une taille/configuration de tableau donnée est suffisante pour observer la cible à un certain niveau de bruit ou résolution. La géométrie du tableau doit également être connue dans une large mesure afin que les lignes de base soient calculées avec précision pour permettre une imagerie correcte des données. Actuellement, les meilleures cartes de la surface lunaire sont les modèles d’élévation numérique (DEMs) de Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO)¹⁹ Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA)²⁰. Le pipeline de simulation accepte les coordonnées de latitude de longitude pour chaque récepteur et interpole l’altitude à ces points à partir des DEM existants pour calculer la position 3D complète.

À partir de ces coordonnées, les lignes de base sont calculées et insérées dans un fichier common astronomy software applications (CASA)²¹ Measurement Set (MS). Le format MS peut être utilisé avec de nombreux algorithmes d’analyse et d’imagerie existants, et contient des informations sur la configuration du tableau, les données de visibilité et l’alignement avec le ciel. Cependant, bon nombre de ces routines logicielles sont codées en dur pour fonctionner avec des tableaux qui tournent avec la surface de la Terre, et ne fonctionnent pas pour les tableaux orbitants ou lunaires. Pour contourner cela, ce pipeline calcule manuellement les lignes de base et les visibilités d’un tableau donné et d’une cible d’imagerie, et insère les données dans le format MS. La bibliothèque SPICE²² est utilisée pour aligner correctement les systèmes de coordonnées lunaires et du ciel et suivre les mouvements de la Lune, de la Terre et du Soleil.

Le cadre de simulation décrit ici suit Hegedus et coll.¹⁷, et le logiciel est archivé par la bibliothèque de l’Université du Michigan dans les archives Deep Blue²³, stockées à https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. Tous les correctifs ou mises à jour de ce logiciel archivé peuvent être trouvés https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. La section suivante décrira les exigences de ce logiciel, et marchera à travers le processus de formation d’un tableau, fixant les niveaux de bruit appropriés, alimentant le tableau une image de vérité simulée de l’émission ciblée, et simulant les reconstructions bruyantes et bruyantes du tableau de l’émission à l’aide d’un script CASA.