Simulazione dell'imaging di array radio su larga scala sulla superficie lunare

Il campo della radioastronomia iniziò nel 1932 con il rilevamento accidentale dell’emissione radio galattica da parte di Karl G. Jansky¹ a 20 MHz, in una gamma ora comunemente chiamata radio a bassa frequenza. Da allora, la radioastronomia è cresciuta rapidamente, raggiungendo le osservazioni ottiche a frequenza più elevata che vanno avanti da secoli in più. Un’altra svolta è stata l’utilizzo dell’interferometria radio, dove gruppi di antenne separate da grandi distanze vengono utilizzati per creare un’apertura sintetica, fornendo un modo per aumentare la sensibilità e la risoluzione delle osservazioni radio^2,3. Questo può essere intuitivamente pensato come un’estensione della formula di risoluzione regolare per le osservazioni ottiche:

Per un piatto osservante di dimensioni D metri, e una lunghezza d’onda osservante di λ metri, Θ_HPBW è la dimensione angolare in radianti della larghezza del semifascio di potenza (HPBW), che definisce la risoluzione sul cielo. Questo processo di sintesi di una frazione di un grande piatto completo con solo punti sparsi su un’area per lo più vuota è anche chiamato sintesi di apertura. Nel regno dell’interferometria radio, la risoluzione di un array è determinata dalla distanza più lontana tra due ricevitori qualsiasi nell’array, e questa distanza è usata come D nell’equazione 1.

La matematica dietro l’interferometria è stata ben documentata in testi classici come l’interferometria e la sintesi di Thompson in Radioastronomia³. L’intuizione di base può essere comunicata informalmente come “(per gli array planari che osservano un piccolo campo visivo) la correlazione incrociata dei segnali tra ogni 2 ricevitori (una visibilità) fornirà informazioni su un coefficiente di Fourier 2D del modello di luminosità del cielo. ” Ciò che la modalità Di Fourier viene campionare dipende dalla separazione dei ricevitori (la linea di base ), normalizzatadalla lunghezza d’onda di osservazione. I ricevitori più distanti (nel sistema di coordinate UVW standard orientato verso la destinazione di imaging) campionano caratteristiche di frequenza spaziale più elevate, producendo dettagli di risoluzione più elevati su scale più piccole. Al contrario, i ricevitori che sono vicini nello stesso fotogramma UVW campionano frequenze spaziali più basse, fornendo informazioni su strutture su larga scala a una risoluzione inferiore.

Per le frequenze radio più basse, gli elettroni liberi nella ionosfera terrestre impediscono alle onde radio al di sotto dei 10 MHz di viaggiare dallo spazio al suolo e viceversa. Questo cosiddetto “taglio ionosferico” ha a lungo impedito osservazioni terrestri del cielo per questa gamma di frequenze. La risposta ovvia a questa limitazione è mettere i ricevitori radio nello spazio dove possono registrare dati liberi dall’influenza dell’atmosfera terrestre e elettroni liberi nella sua ionosfera. Questo è stato fatto prima con singole antenne su veicoli spaziali come Wind⁴ e STEREO⁵, che hanno rivelato molti processi astrofisici che producono emissioni in questo intervallo radio a bassa frequenza. Ciò include le emissioni derivanti dalle interazioni degli elettroni con la magnetosfera terrestre, l’accelerazione elettronica dalle eruzioni solari e dalla galassia stessa. Le osservazioni di singole antenne possono misurare la densità di flusso totale di tali eventi, ma non possono individuare da dove proviene l’emissione. Per localizzare questa emissione a bassa frequenza e creare immagini in questo regime di frequenza per la prima volta, molte antenne dovranno essere inviate nello spazio e avere i loro dati combinati per creare un’apertura sintetica.

In questo modo si aprirebbe una nuova finestra attraverso la quale l’umanità può osservare l’universo, consentendo una serie di misurazioni scientifiche che richiedono immagini del cielo in queste frequenze più basse. La Luna è un possibile sito per un’apertura sintetica nello spazio, e viene fornita con pro e contro rispetto agli array orbitanti a volo libero. Il lato opposto lunare ha una zona radio silenziosa unica che blocca tutte le solite interferenze provenienti da segnali fatti dall’uomo, mentre il lato vicino fornisce un luogo statico per gli array di osservazione della Terra, e se costruito nel punto lunare sub-Terra, la Terra sarà sempre allo zenit del cielo. Con un array statico, è più facile ottenere linee di base brevi per misurare le emissioni su larga scala, in quanto non sono in pericolo di collisione, a differenza degli array di volo libero. Gli svantaggi di un array lunare sono principalmente difficoltà in termini di costi e potenza. Un array su larga scala sulla Luna richiederebbe una notevole quantità di infrastrutture e denaro, mentre array orbitanti più piccoli richiederebbero molte meno risorse. C’è anche la questione del potere; la maggior parte dei luoghi sulla Luna sono esposti a una luce solare sufficiente per la generazione di energia solare per 1/3 di ogni giorno lunare. Sopravvivere ai grandi sbalzi di temperatura dal giorno lunare alla notte è anche una preoccupazione ingegneristica. A prescindere da queste difficoltà, c’è ancora il problema di assicurarsi che la progettazione dell’array proposta sia adatta ai suoi obiettivi scientifici specificati. La risposta di ogni dato array dipende dalla struttura dell’emissione osservata insieme alla configurazione e alla sensibilità dell’array.

Diversi array concettuali da percorrere sulla superficie lunare sono stati elaborati nel corso dei decenni. I primi progetti non erano i più dettagliati, ma riconoscevano ancora i progressi scientifici che potevano essere raggiunti da tali array^6,7,8,9,10. Altri array sono stati espulsi negli ultimi anni, alcuni dei quali, come FARSIDE¹¹, DEX¹²e DALI^{13 cercano} di misurare i trogoli di assorbimento del segnale neutro di idrogeno 21 cm verso il rosso nella gamma di 10-40 MHz per sondare i cosiddetti “Secoli Bui” e limitare i modelli cosmologici dell’universo primordiale. Altri come ROLSS^{14 chiamano} tracciamento solare luminoso di tipo II radio esplode lontano nell’eliosfera per identificare il sito di accelerazione delle particelle energetiche solari all’interno di espulsioni di massa coronale come il loro convincente caso scientifico. Array su scala più piccola sono stati descritti anche come l’interferometro a 2 elementi RIF¹⁵, che utilizzerebbe un singolo lander e un rover in movimento per campionare molte linee di base mentre si sposta verso l’esterno dal lander. Rif si concentra sulla capacità di fare una mappa del cielo di queste basse frequenze per la prima volta, e calcola la copertura UV e il fascio sintetizzato per osservazioni integrate.

Gli array radio spaziali potrebbero anche consentire l’imaging a bassa frequenza di radio galassie distanti per determinare i campi magnetici e le misurazioni astrometriche¹⁶. Le immagini a bassa frequenza di questi corpi fornirebbero un quadro più completo della fisica che governa questi sistemi, in particolare producendo dati sull’emissione di sincrotrone per l’estremità inferiore della distribuzione dell’energia elettronica. Ci sono anche una gamma di varie emissioni magnetosferiche che si verificano a queste basse frequenze, fornendo sia firme globali (emissione costante di sincrotrone) che locali (esplosioni, radiazione kilometrica aurorale) di dinamica elettronica che non sono rilevabili da^{terra 17}. Le emissioni più brillanti registrate di questi tipi provengono dalla Terra e da Giove, poiché questi sono i pianeti più vicini con forti magnetosfere. Tuttavia, array con sufficiente sensibilità e risoluzione potrebbero osservare l’emissione magnetosferica da altri pianeti esterni, o anche pianeti extrasolari¹⁸. Questo argomento in particolare è stato definito come un’area di interesse al recente workshop Planetary Sciences Vision 2050.

Questo lavoro si concentra sulla simulazione della risposta degli array radio sulla Luna costituiti da qualsiasi luogo, da poche antenne, a centinaia o migliaia di antenne. Questo framework di simulazione è utile per iterare la progettazione di array per l’imaging di un determinato target scientifico in un piccolo campo visivo (alcuni gradi quadrati) ma attualmente non supporta tutta l’imaging del cielo. Stime accurate delle mappe di luminosità previste insieme a profili di rumore realistici devono essere utilizzate per garantire che una determinata dimensione/configurazione dell’array sia sufficiente per osservare la destinazione a un determinato livello di rumore o risoluzione. Anche la geometria dell’array deve essere nota in misura elevata in modo che le linee di base siano calcolate con precisione per consentire la corretta immagine dei dati. Attualmente, le migliori mappe della superficie lunare sono Digital Elevation Models (DEMs) da Lunar Reconnaissance Orbiter’s^(LRO)19 Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA)²⁰. La pipeline di simulazione accetta le coordinate di latitudine di longitudine per ogni ricevitore e interpola l’elevazione in questi punti dalle DEM esistenti per calcolare l’intera posizione 3D.

Da queste coordinate le linee di base vengono calcolate e inserite in un file CASA (Common Astronomy Software Applications)²¹ Measurement Set (MS). Il formato MS può essere utilizzato con molti algoritmi di analisi e imaging esistenti e contiene informazioni sulla configurazione dell’array, sui dati di visibilità e sull’allineamento con il cielo. Tuttavia, molte di queste routine software sono hard coded per funzionare con array che ruotano con la superficie terrestre, e non funzionano per orbiting o array lunari. Per aggirare questo problema, questa pipeline calcola manualmente le linee di base e le visibilità per una determinata matrice e destinazione di imaging e inserisce i dati nel formato MS. La libreria SPICE²² è usata per allineare correttamente i sistemi di coordinate lunare e del cielo e tracciare i movimenti della Luna, della Terra e del Sole.

Il framework di simulazione descritto https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en qui segue Hegedus et^al. Eventuali patch o aggiornamenti a questo software archiviato sono disponibili all’indirizzo https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. La sezione seguente descriverà i requisiti per questo software e guiderà attraverso il processo di formazione di un array, impostando i livelli di rumore appropriati, alimentando l’array un’immagine di verità simulata dell’emissione mirata e simulando le ricostruzioni silenziose e rumorose dell’array dell’emissione utilizzando uno script CASA.