הדמיית הדמיה של מערכי רדיו בקנה מידה גדול על פני הירח
Summary
מוצגת מסגרת סימולציה לבדיקת יכולות ההדמיה של מערכי רדיו בקנה מידה גדול על פני הירח. רכיבי רעש עיקריים נדונים, צינור תוכנה הוא הלך דרך עם פרטים על איך להתאים אותו אישית לשימושים מדעיים חדשניים.
Abstract
בשנים האחרונות מתחדשת ההתעניינות בחזרת הירח מסיבות מדעיות וגישושיות בטבע. הירח מספק את מגרש האימונים המושלם לבניית בסיסים בקנה מידה גדול שניתן להחיל על כוכבי לכת אחרים כמו מאדים. קיומו של אזור רדיו שקט בצד הרחוק של הירח מבטיח מחקרים מוקדמים ביקום וחיפושי אקסופלנטה, בעוד שהצד הקרוב מספק בסיס יציב שניתן להשתמש בו כדי לבחון פליטות בתדר נמוך מהמגנטוספירה של כדור הארץ שעשויות לסייע לאמוד את תגובתו למזג האוויר בחלל הנכנס. בניית מערך רדיו בקנה מידה גדול תספק תשואות מדעיות גדולות, כמו גם תשמש כמבחן ליכולתה של האנושות לבנות מבנים על כוכבי לכת אחרים. עבודה זו מתמקדת בהדמיית התגובה של מערכי רדיו קטנים עד גדולים על הירח המורכבים ממאות או אלפי אנטנות. תגובת המערך תלויה במבנה הפליטה יחד עם התצורה והרגישות של המערך. קבוצה של מיקומים נבחרים עבור מקלטי רדיו מדומה, באמצעות מודלים הגבהה דיגיטלית ממכשיר מד הגובה לייזר Lunar Orbiter על Lunar Reconnaissance Orbiter כדי לאפיין את הגובה של מיקומי המקלט. קוד מותאם אישית של יישומי תוכנה נפוצים לאסטרונומיה מתואר ומשמש לעיבוד הנתונים מהמקלטים המדומים, תוך יישור מסגרות קואורדינטות הירח והשמיים באמצעות SPICE כדי להבטיח שההקרנות המתאימות ישמשו להדמיה. מסגרת הדמיה זו שימושית להזרמת תכנון מערך להדמיית כל יעד מדעי נתון בשדה ראייה קטן. מסגרת זו אינה תומכת כעת בכל הדמיית השמים.
Introduction
תחום אסטרונומיית הרדיו החל בשנת 1932 עם גילוי מקרי של פליטת רדיו גלקטית על ידי קרל ג’נסקי1 ב 20 MHz, בטווח שנקרא כיום רדיו בתדר נמוך. מאז, אסטרונומיית הרדיו גדלה במהירות, והדביקה תצפיות אופטיות בתדר גבוה יותר שהתרחשו במשך מאות שנים. פריצת דרך נוספת הייתה ניצול של אינטרפרומטריה רדיו, שבו קבוצות של אנטנה מופרדים על ידי מרחקים גדולים משמשים ליצירת צמצם סינתטי, מתן דרך להגדיל את הרגישות ואת הרזולוציה של תצפיות רדיו2,3. זה יכול להיחשב באופן אינטואיטיבי כהרחבה של נוסחת הרזולוציה הרגילה עבור תצפיות אופטיות:
עבור צלחת התבוננות בגודל D מטרים, ואורך גל התבוננות של מטרים 5, ΘHPBW הוא גודל זוויתי radians של רוחב קרן חצי כוח (HPBW), הגדרת הרזולוציה בשמיים. תהליך זה של סינתזה של שבריר של צלחת מלאה גדולה עם נקודות מפוזרות בלבד על פני שטח ריק בעיקר נקרא גם סינתזת צמצם. בתחום האינטרפרומטריה של הרדיו, הרזולוציה של מערך נקבעת על-ידי המרחק הרחוק ביותר בין שני מקלטים כלשהם במערך, ומרחק זה משמש כ- D במשוואה 1.
המתמטיקה שמאחורי האינטרפרומטריה תועדה היטב בטקסטים קלאסיים כמו האינטרפרומטריה והסינתזה של תומפסון ברדיואסטרונומיה 3. ניתן להעביר את התובנה הבסיסית באופן לא רשמי כ”(עבור מערכים מישוריים המתבוננים בשדה ראייה קטן) המתאם הצולב של אותות בין כל 2 מקלטים (ניראות)יניב מידע על מקדם פורייה דו-ממדי של תבנית בהירות השמים.” מה מצב פורייה הוא נדגם תלוי בהפרדת המקלטים (קו הבסיס), מנורמל על ידי אורך הגל המתבונן. מקלטים שנמצאים רחוק יותר זה מזה (במערכת הקואורדינטות הסטנדרטית של UVW המכוונת לכיוון יעד ההדמיה) מדגמים תכונות תדר מרחבי גבוהות יותר, המניבות פרטים ברזולוציה גבוהה יותר בקנה מידה קטן יותר. לעומת זאת, מקלטים הקרובים זה לזה באותה מסגרת UVW מדגמים תדרים מרחביים נמוכים יותר, ומעניקים מידע על מבנים בקנה מידה גדול יותר ברזולוציה נמוכה יותר.
עבור תדרי הרדיו הנמוכים ביותר, אלקטרונים חופשיים ביונוספירה של כדור הארץ מונעים מגלי רדיו מתחת ל-10 מגה-הרץ לנוע מהחלל אל הקרקע, ולהיפך. מה שמכונה “ניתוק יונוספרי” זה מכבר מנע תצפיות קרקעיות של השמים לטווח תדרים זה. התשובה הברורה למגבלה זו היא להכניס מקלטי רדיו לחלל, שם הם יכולים להקליט נתונים ללא השפעת האטמוספירה של כדור הארץ ואלקטרונים חופשיים ביונוספירה שלו. זה נעשה בעבר עם אנטנות בודדות על חלליות כמו רוח4 וסטריאו5, אשר חשפו תהליכים אסטרופיזיקלית רבים המייצרים פליטות בטווח רדיו בתדר נמוך זה. זה כולל פליטות מהאינטראקציות של אלקטרונים עם המגנטוספרה של כדור הארץ, האצת אלקטרונים מהתפרצויות סולאריות, ומהגלקסיה עצמה. תצפיות אנטנה אחת יכולות למדוד את צפיפות השטף הכוללת של אירועים כאלה, אך אינן יכולות להצביע מהיכן מגיעה הפליטה. על מנת למקם את פליטת התדרים הנמוכה הזו ולעשות תמונות במשטר תדרים זה בפעם הראשונה, אנטנות רבות יצטרכו להישלח לחלל ולשלב את הנתונים שלהן כדי ליצור צמצם סינטטי.
פעולה זו תפתח חלון חדש שדרכו האנושות יכולה להתבונן ביקום, ותאפשר מספר מדידות מדעיות הדורשות תמונות של השמים בתדרים הנמוכים ביותר הללו. הירח הוא אתר אפשרי אחד עבור צמצם סינתטי בחלל, והוא מגיע עם יתרונות וחסרונות בהשוואה מערכי טיסה חינם במסלול. בצד הרחוק של הירח יש אזור רדיו ייחודי וחוסם את כל ההפרעות הרגילות המגיעות מאותות מעשה ידי אדם, בעוד שהצד הקרוב מספק מקום סטטי עבור מערכי התבוננות בכדור הארץ, ואם נבנה בנקודת תת-כדור הארץ הירחית, כדור הארץ תמיד יהיה בשיא השמים. עם מערך סטטי, קל יותר להשיג קווי בסיס קצרים למדידת פליטות בקנה מידה גדול, שכן הם אינם בסכנת התנגשות, בניגוד מערכי טיסה חינם. החסרונות של מערך ירחי הם בעיקר קשיים בעלות ובעוצמה. מערך רחב היקף על הירח ידרוש כמות משמעותית של תשתיות וכסף, בעוד מערכי הקפה קטנים יותר ידרשו הרבה פחות משאבים. יש גם את נושא הכוח; רוב המקומות על הירח חשופים לאור שמש מספיק לייצור אנרגיה סולארית עבור 1/3 של כל יום ירחי. לשרוד את הנדנדות הגדולות בטמפרטורה מיום הירח ללילה הוא גם דאגה הנדסית. אם נשים בצד את הקשיים הללו, עדיין קיימת בעיה לוודא שתכנון המערך המוצע מתאים ליעדים המדעיים שצוינו. התגובה של כל מערך נתון תלויה במבנה הפליטה שנצפה יחד עם התצורה והרגישות של המערך.
מספר מערכים קונספטואליים לעל פני הירח צוירו במשך עשרות שנים. עיצובים מוקדמים לא היו המפורטים ביותר, אך עדיין הכירו בהתקדמות המדעית שניתן להשיג על ידי מערכים כאלה6,7,8,9,10. מערכים נוספים הוצגו גם בשנים האחרונות, שחלקם, כמו FARSIDE11, DEX12, ו- DALI13 מבקשים למדוד את שוקת הספיגה של אות המימן הניטרלי 21 ס”מ במגוון 10-40 מגה-הרץ כדי לחקור את מה שמכונה “ימי הביניים” ולאכוף מודלים קוסמיולוגיים של היקום המוקדם. אחרים כמו ROLSS14 קוראים מעקב אחר רדיו מסוג שמשי בהיר II פורץ הרחק לתוך ההליוספירה כדי לזהות את האתר של האצת חלקיקים אנרגטי השמש בתוך פליטות מסה קורנל כמו מקרה המדע המשכנע שלהם. מערכים בקנה מידה קטן יותר תוארו גם כמו אינטרפרומטר 2 אלמנטים RIF15, אשר ישתמש נחתת אחת רובר נע לדגום קווי בסיס רבים כפי שהוא נע החוצה מן הנחתת. RIF מתמקד ביכולת ליצור מפת שמיים של תדרים נמוכים אלה בפעם הראשונה, ומחשב את כיסוי UV וקרן מסונתזת עבור תצפיות משולבות.
מערכי רדיו מבוססי חלל יכולים גם לאפשר הדמיה בתדר נמוך של גלקסיות רדיו מרוחקות כדי לקבוע שדות מגנטיים ומדידות אסטרומטריות16. תמונות בתדר נמוך של גופים אלה יספקו תמונה מלאה יותר של הפיזיקה השולטת במערכות אלה, ובמיוחד נתוני פליטת סינכרוטרונים מניבים עבור הקצה התחתון של התפלגות אנרגיית האלקטרונים. יש גם מגוון של פליטות מגנטוספריות שונות המתרחשות בתדרים נמוכים אלה, ומספקות הן חתימות גלובליות (פליטת סינכרוטרון מתמדת) והן חתימות מקומיות (התפרצויות, קרינה קילומטרית אוראלית) של דינמיקת אלקטרונים שאינן ניתנות לגילוי מהקרקע17. הפליטות המתועדות הבהירות ביותר מסוג זה הגיעו מכדור הארץ ומצדק, שכן אלה הם כוכבי הלכת הקרובים ביותר עם מגנטוספרות חזקות. עם זאת, מערכים עם רגישות ורזולוציה מספקים יכולים להבחין בפליטה מגנטוספרית מכוכבי לכת זרים אחרים, או אפילו כוכבי לכת חוץ-שמשיים18. נושא זה במיוחד נקרא כאזור עניין בסדנה האחרונה למדעים פלנטריים חזון 2050.
עבודה זו מתמקדת בהדמיית התגובה של מערכי רדיו על הירח המורכבים מכל מקום, החל מאנטנות ספורות בלבד, ועד למאות או אלפי אנטנות. מסגרת סימולציה זו שימושית עבור עיצוב מערך איטרציות להדמיית כל יעד מדעי נתון בשדה ראייה קטן (כמה מעלות מרובעות) אך אינה תומכת כיום בכל הדמיית השמים. יש להשתמש בהערכות מדויקות של מפות הבהירות החזויות יחד עם פרופילי רעש מציאותיים כדי להבטיח שגודל/תצורה מסוימים של מערך יספיקו כדי לבחון את היעד לרמת רעש מסוימת או לרזולוציה מסוימת. הגיאומטריה של המערך חייבת להיות ידועה גם במידה גבוהה, כך שקווי הבסיס מחושבים במדויק כדי לאפשר הדמיה נכונה של הנתונים. נכון לעכשיו, המפות הטובות ביותר של פני הירח הן מודלים של הגבהה דיגיטלית (DEMs) ממסלול הסיור הירחי (LRO)19 מד גובה לייזר (LOLA)20. צינור ההדמיה מקבל קואורדינטות קו רוחב קו אורך עבור כל מקלט ומשדך את הגובה בנקודות אלה מ- DEMs קיימים כדי לחשב את המיקום המלא של תלת-ממד.
מקואורדינטות אלה, קווי הבסיס מחושבים ומוכנסים לקובץ Common Astronomy Software Applications (CASA)21 Measurement Set (MS). ניתן להשתמש בתבנית MS עם אלגוריתמי ניתוח ודימות קיימים רבים, והיא מכילה מידע אודות תצורת המערך, נתוני הניראות והיישור עם השמים. עם זאת, רבים משגרות תוכנה אלה מקודדים באופן קשיח לעבודה עם מערכים המסתובבים עם פני השטח של כדור הארץ, ואינם פועלים עבור מערכי מסלול או ירח. כדי לעקוף זאת, צינור זה מחשב באופן ידני את התוכניות הבסיסיות ואת הניראות עבור מערך ויעד דימות נתון ומוסיף את הנתונים לתבנית MS. ספריית SPICE22 משמשת ליישור נכון של מערכות הקואורדינטות לירח ולשמיים ולעקוב אחר תנועות הירח, כדור הארץ והשמש.
מסגרת הסימולציה המתוארת כאן עוקבת אחר Hegedus et al.17, והתוכנה מאוחסנת בארכיון ספריית אוניברסיטת מישיגן בארכיון הכחול העמוק23, המאוחסן https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en. כל תיקונים או עדכונים לתוכנה זו המאוחסנת בארכיון ניתן למצוא https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. הסעיף הבא יתאר את הדרישות עבור תוכנה זו, ויעבור את תהליך יצירת המערך, הגדרת רמות הרעש המתאימות, הזנת המערך תמונת אמת מדומה של הפליטה הממוקדת, ודימה את השחזורים חסרי הרעש והרעש של המערך של הפליטה באמצעות סקריפט CASA.
Protocol
Representative Results
Discussion
כל שלב של צינור ההדמיה נחוץ ומוזנה לשלב הבא, לוקח תצורת מערך על פני הירח, מיישר את מסגרת הייחוס כראוי כדי לכוון את המערך לאזור היעד בשמיים, מחשב את נתוני הראות, מוסיף את רמות הרעש המתאימות ורץ אלגוריתמי דימות על הנתונים המתקבלים.
עבור כל שלב, ניתן לבצע התאמות אישיות. בשלב 2, תצורת המערך המוגדרת על-ידי המשתמש עשויה להיות כל רשימה של קווי אורך וקווי רוחב. לאחר מכן זה ניזון לתוך סקריפט SPICE בשלב 3, שבו אפשר לבחור את הזמן המדויק של המדידות המתוכננות, כמו גם איפה בשמיים המערך צריך להיות ממוקד. בשלב 3, ניתן לציין את פליטת האמת המדומה שהמערך מנסה לדמיין על-ידי מתן קובץ .truth מתאים של CASA. לאחר מכן, בשלב 4, ניתן לשנות את רמת הרעש הצפויה בהתאם לתדירות ההתבוננות וליכולות החומרה הצפויות. קבוצת קודים זו מהווה מסגרת הדמיה גמישה שניתן להשתמש בה כדי לחזור על עיצוב מערך עבור כל מספר של שימושים, בהתאם למדע הממוקד. כל הקודים האלה יכולים לפעול במחשב נייד או בתחנת עבודה ממוצעים, אם כי זמן החישוב גדל עם מספר האנטנות. החלקים האיטיים ביותר של התהליך מנבאים את הניראות, ואחריה הדמיה. עבור מערכים קטנים, ניתן לבצע את התהליך כולו תוך דקות, ואילו עבור מערכים גדולים יותר של כמה מאות או אלפי מקלטים, ייתכן שיהיה צורך בשעות או בימים.
כמה צעדים הבאים שניתן לנקוט עם צינור זה כדי להגדיל את הריאליזם שלה כוללים הוספת מערכת להסרת קידמה תלוי ערוץ. זה דורש בניית מודל שמיים גלובלי, הנשלט בתדרים נמוכים על ידי פליטת סינכרוטרון גלקטית וכמה מקורות בהירים כמו Cas A, מעקב אחר איזה חלק מהשמיים גלוי למקלטים, ופתרון דפוס בהירות זה עם הקרן הראשית, כאשר מרכז הפאזה של המערך מיושר לכיוון יעד ההדמיה. עבור זמני אינטגרציה ארוכים יותר, מעקב אחר התנועה לכאורה של השמים הוא גם בעיה. שיפור נוסף שניתן להוסיף הוא מערכת סימון אירוע/תדר רדיו ארעית (RFI) שיכולה להסיר ערוצים מסומנים בדגל מהדמיה רגילה, ולשלוח אותם לצבר מיוחד המצלם ומאפיין את הנתונים המסומנים בדגל. צינור אירועים ארעי זה יכול להשתמש באלגוריתמים מיוחדים כמו uvmodelfit שיכולים לנצל את האות הגבוה ליחס הרעש של אירועים אלה כדי לאפיין אותם טוב יותר מהרזולוציה הרגילה של המערך27.
ישנן גם השפעות נוספות שיש לקחת בחשבון עבור כיול מערך מלא, אחד מהם הוא צימוד הדדי. כפי שנדון באלינגסון28, זה יכול להוביל לירידה ברגישות במערכים אם יש להם מקלטים שנמצאים במרחק של כמה אורכי גל אחד מהשני. זה נראה בירידה ברגישות עבור המערך, או שווה ערך, עלייה SEFD. הדבר נכון במיוחד עבור קורות הגדולות מ-10 מעלות מהשדיים. המערך לדוגמה בעבודה זו מתמקד בכדור הארץ, שתמיד קרוב לשיא על ידי תכנון, ולכן צימוד הדדי לא אמור להשפיע על יעד ההדמיה המסוים הזה, אך מחקרים של SEFD על הטווח המלא של זוויות ותדרים גובה יצטרכו להיעשות בהזמנת כל מערך אמיתי כדי לממש את מלוא הפוטנציאל שלו. חסרון נוסף של צינור הדמיית מערך זה טמון במפות פני הירח הלא מושלמות המשמשות. DEMs ממדידות LRO LOLA יש במקרה הטוב רזולוציה של 60×60 מטר / פיקסל במפות 512 פיקסלים / מעלות. ניתן לשלב נתונים אלה עבור מערכים מדומים, אך עבור מערכים אמיתיים תצטרך להיות תקופת הזמנה/כיול שבה מקורות בעלי מיקום ידוע ישמשו לקביעת הפרדות היחסיות בין כל האנטנה לדיוק גבוה. מקורות כיול אפשריים כוללים Cas A, פליטת תדר נמוך תקופתית מצדק או כדור הארץ, או פוטנציאל שער הירח29.
יש גם את התגובה של פני הירח לשקול. יש שכבה של הקרקע העליונה הירחית הנקראת regolith שפועל כמו דיאלקטרי lossy שיכול לשקף פליטה נכנסת עם יעילות מסוימת, מעל הסלע הירחי אשר יכול גם לשקף פליטה נכנסת עם כמה יעילות טובה יותר30,31. תגובה זו תלויה בטמפרטורת הסביבה ובתדירות הנכנסת, כמו גם בהרכב הכימי של הרגולית. מחקרים30,31 מצאו כי בטמפרטורות נמוכות יותר מתחת 100 K, regolith הוא כמעט שקוף פליטת רדיו, והשתקפות מתרחשת ברמת הסלע עם מקדם השתקפות של סביב 0.5-0.6. בטמפרטורות גבוהות יותר 150-200 K, regolith יכול לספוג פליטה ולשקף קרינה נכנסת על פני השטח עם מקדם השתקפות של סביב 0.2-0.3. בטמפרטורות מעל 200 K, נמצא כי המאפיינים הדיאלקטריים של regolith מצטמצמים, וריאציה מהשתקפות ניתן להתעלם. השפעות אלה יכולות להפחית את השטח האפקטיבי של המערך, להפחית את הרגישות ולדרוש זמני אינטגרציה ארוכים יותר. אפקט זה יכול להיות מעוצב עם חבילות תוכנה סימולציה אלקטרומגנטית כגוןNEC4.2 32 נתון מודלים של מותרות יחסית / קבוע דיאלקטרי כפונקציה של עומק הירח. פעולה זו תפיק פלט SEFD של מקלט עבור תדר נתון, אשר ניתן לתת צינור הדמיית מערך כדי לחשב את הרעש הנכון להוסיף לאות מדומה. הוספת רשת הארקה בין המקלט למשטח הירח עשויה לסייע בהפחתת ההשפעה של גלים משתקפים, אך מוסיפה מערכת סיבוכים משלה בצורת פריסה.
רבים מהפרטים ההיפותטיים או המטושטשים סביב יישום מקלט רדיו על פני הירח יתגבשו סוף סוף למציאות עם מימון עדכני של פרויקטי אנטנה בתדר נמוך יחיד כמו תצפיות גל רדיו על פני הירח של photoElectron Sheath (ROLSES) והניסוי האלקטרומגנטי משטח הירח (LuSEE)33. LuSEE מומנה לאחרונה על ידי נאס”א כחלק מתוכנית שירותי מטען הירח המסחריים. שתי חבילות האנטנה יהיו מורכבות בעיקר מחילוף טיסה למכשירים קודמים כמו STEREO/WAVES או PSP FIELDS ומתוכננות למסירה ב-2021. מדידות ממקלטים אלה יחזקו סוף סוף את רמת הרעש המדומה ממעטפת הפוטואלקטרון מאבק מיונן על פני הירח וכיצד הוא משתנה במהלך יום ירחי. מדידות אלה יאפיינו גם את רמת ההשתקפות והספיגה מפני הירח, ויתכמתו כיצד היא משנה את ה- SEFD של המקלט. הם גם יספקו נתונים סטטיסטיים על מספר האירועים הארעיים או RFI המתקבלים על פני הירח. משימות אלה יסללו את הדרך למערכים של אנטנות שסוף סוף יוכלו לבצע מספר רב של תצפיות מדעיות חדשניות כגון פליטת תדר נמוך מפרצי רדיו סולאריים, גלקסיות רחוקות ומגנטוספרות פלנטריות. צינור הסימולציה המתואר בעבודה זו מספק דרך גמישה לחזור על העיצוב של מערכים עתידיים אלה עבור מגוון רחב של מטרות מדעיות.
Disclosures
The authors have nothing to disclose.
Acknowledgements
הודות לצוותי מסלול הסיור הירחי (LRO) ו-Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) לאספקת מפות הגובה הדיגיטלי הירחי. עבודה זו נתמכה ישירות על ידי נאס”א חקר מערכת השמש מחקר הסכם שיתופי מספר 80ARC017M0006, כחלק מהרשת לחקר ומדעי החלל (NESS) צוות.
Materials
| No physical materials are needed, this is a purely computational work. |
References
- Jansky, K. G. Directional studies of atmospherics at high frequencies. Proceedings of Institute of Radio Engineers. 20, 1920 (1932).
- Taylor, G. B., Carilli, C. L., Perley, R. A. Synthesis Imaging in Radio Astronomy II. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 180, (1999).
- Thompson, A. R., Moran, J. M., Swenson, G. W. . Interferometry and synthesis in radio astronomy. , (1986).
- Bougeret, J., et al. WAVES: The radio and plasma wave investigation on the Wind spacecraft. Space Sciencce Reviews. 71, 231-263 (1995).
- Bougeret, J., et al. S/WAVES: The Radio and PlasmaWave Investigation on the STEREO Mission. Space Science Reviews. 136 (1), 487-528 (2008).
- Burke, B. F., Mendell, W. W. Astronomical Interferometry on the Moon. Lunar bases and space activities of the 21st century. , 281-291 (1985).
- Burns, J. O., Mendell, W. W. A moon-earth radio interferometer. Lunar bases and space activities of the 21st century. , 293-300 (1985).
- Douglas, J. N., Mendell, W. W., et al. A very low frequency radio astronomy observatory on the moon. Lunar bases and space activities of the 21st century. , 301-306 (1985).
- Damé, L., et al. Solar interferometric imaging from the moon. Advances in Space Research. 14 (6), 49-58 (1994).
- Bely, P. Y., et al. Very Low Frequency Array on the Lunar Far Side. Technical Report. ESA SCI. (97), 2 (1997).
- 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).
- 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).
- 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).
- MacDowall, R. J., et al. A Radio Observatory on the Lunar Surface for Solar studies (ROLSS). arXiv e-prints. , (2011).
- Aminaei, A., et al. Basic radio interferometry for future lunar missions. 2014 IEEE Aerospace Conference Proceedings. , 1-19 (2014).
- Belov, K., et al. A space-based decametric wavelength radio telescope concept. Experimental Astronomy. 46 (2), 241-284 (2018).
- 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).
- Zarka, P. Plasma interactions of exoplanets with their parent star and associated radio emissions. Planetary and Space Science. 55 (5), 598-617 (2007).
- Chin, G., et al. Lunar Reconnaissance Orbiter Overview: The Instrument Suite and Mission. Space Science Reviews. 129 (4), 391-419 (2007).
- Barker, M., et al. A new lunar digital elevation model from the Lunar Orbiter Laser Altimeter and SELENE Terrain Camera. Icarus. , 346-355 (2016).
- McMullin, J. P., Waters, B., Schiebel, D., Young, W., Golap, K., Shaw, R. A., Hill, F., Bell, D. J. CASA Architecture and Applications. Astronomical Data Analysis Software and Systems XVI. 376, 127 (2007).
- Acton, C. H. Ancillary data services of NASA’s Navigation and Ancillary Information Facility. Planetary and Space Science. 44, 65-70 (1996).
- 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]. , (2020).
- Meyer-Vernet, N., Hoang, S., Issautier, K., Moncuquet, M., Marcos, G., Stone, R. G., Weiler, K. W., Goldstein, M. L., Bougeret, J. L. Plasma Thermal Noise: The Long Wavelength Radio Limit. Radio Astronomy at Long Wavelengths. , (2000).
- Novaco, J. C., Brown, L. W. Nonthermal galactic emission below 10 megahertz). The Astrophysical Journal. 221, 114-123 (1978).
- Högbom, J. A. Aperture Synthesis with a Non-Regular Distribution of Interferometer Baselines. Astronomy and Astrophysics Supplement. 15, (1974).
- Martí-Vidal, I., Pérez-Torres, M. A., Lobanov, A. P. Over-resolution of compact sources in interferometric observations. Astronomy & Astrophysics. 541, 135 (2012).
- Ellingson, S. W. Sensitivity of antenna arrays for long-wavelength radio astronomy. IEEE Transactions on Antennas and Propagation. 59 (6), 1855-1863 (2011).
- Crusan, J. C., et al. Deep space gateway concept: Extending human presence into cislunar space. 2018 IEEE Aerospace Conference Proceedings. , 1-10 (2018).
- Yushkova, O. V., Kibardina, I. N. Dielectric properties of lunar surface. Solar System Research. 51, 121-126 (2017).
- Yushkov, V., Kibardina, I., Yushkova, O. Modeling of Electrophysical Properties of the Moon Ground. 2019 Russian Open Conference on Radio Wave Propagation (RWP). , 463-466 (2019).
- Burke, G., Poggio, A. Numerical Electromagnetics Code (NEC) method of moments. Lawrence Livermore National Laboratory Technical Report. , (1994).
- 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)
