Sterrekunde

Hoe gaan LOFAR deur die ionosfeer?

Hoe gaan LOFAR deur die ionosfeer?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Die LOFAR-projek open 'n nuwe venster in die studie van die heelal omdat dit die lae frekwensies van die heelal ontvang wat ons weens die ionosfeer nie kon kry nie. Maar ek wonder hoe kan LOFAR deur die ionosfeer beweeg? Is dit as gevolg van die groot antennas? Of is dit iets anders? Dankie vir die antwoorde wat my kan skoonmaak.


LOFAR gaan nie 'deur die ionosfeer' nie, aangesien dit op grond gebaseer is. Dit is eerder in staat om seine van buite die ionosfeer te ontvang as gevolg van die baie lae frekwensies. Hierdie frekwensies het (natuurlik) baie lang golflengtes, wat beteken dat LOFAR baie groot moet wees om 'n ordentlike resolusievlak te verkry. Die aantal antennas sal die sensitiwiteit en betroubaarheid beïnvloed.


Modellering van die ionosfeer met GPS- en rotasie-meetwaarnemings

Die ionosfeer dra by tot die variërende Faraday-rotasie (FR) tot radioseine wat daardeur beweeg. Regstelling vir die effek van die ionosfeer is belangrik vir die verkryging van magnetiese veldinligting uit FR-waarnemings van gepolariseerde kosmiese radiobronne, asook om waardevolle diagnosering van die struktuur van die ionosfeer te bied. In hierdie referaat evalueer ons die akkuraatheid van modelle wat algemeen gebruik word om die effekte daarvan te korrigeer met behulp van nuwe waarnemings van die pulse teen lae frekwensies, wat totale rotasiemaatstawwe (RM's) bied met 'n beter presisie as wat voorheen beskikbaar was. Ons evalueer modelle van die ionosfeer afgelei van moderne digitale ionosondes wat inligting oor elektrondigtheid verskaf as 'n funksie van hoogte, sowel as GPS-afgeleide totale elektroninhoud (TEC) metings. Ons kombineer hierdie digtheidsmodelle met verwysings na wêreldwye magnetiese veldmodelle om ionosferiese RM-bydraes af te lei. Ons vind dat die modelle wesenlik met mekaar verskil en soek regstellings wat die verskille in RM-voorspelling kan verklaar. Daarbenewens vergelyk ons ​​hierdie modelle met wêreldwye TEC-modelle en vind ons dat plaaslike TEC-metings met hoë kadens beter is as globale modelle vir ionosferiese RM-regstelling.


Blog 2 & # 8211 Waarneming, kampe en uitstallings

Hierdie week is Jeremy en ek besig met die voorbereidings vir Space Camp 2019, 'n somerkamp vir 8-12-jariges wat deur I-LOFAR en Birr Castle bestuur word. Dit sal gedurende die 15de tot 18 Julie oor vier dae plaasvind en ons sien baie daarna uit! Dit het baie kunswerke behels, soos om planete van ballonne en rys te maak, en om karton te sny om modelle van die aarde-son-maan-baan te maak. Dit laat ons soos groot kinders voel!

Planete gemaak van rys en ballonne!

Ons het ook beplan om uitstallings in die Opvoedingsentrum hier by I-LOFAR te vertoon om te wys wat ons doen en hoe radiosterrekunde werk. Dit sluit onderwerpe in soos RFI (radiofrekwensie-steuring) , die elektromagnetiese (EM) en atmosferiese absorpsiespektrums , en die Drake Vergelyking .

RFI in radioastronomie is enige oordragbron wat binne die waargenome frekwensieband is, behalwe die hemelse bronne wat waargeneem word. Seine van die aarde af kan baie sterker wees as die belangstellingseine, aangesien dit soveel nader is, en daarom is RFI 'n groot probleem by die uitvoering van radiosterrekunde. RFI kan veroorsaak word deur 'n aantal dinge, soos mensgemaakte senders of natuurverskynsels soos weerlig. Om met hoë sensitiwiteit met LOFAR te kan waarneem, moet RFI akkuraat opgespoor word.

Die EM-spektrum is die omvang van frekwensies en golflengtes van EM-straling. Die radiogedeelte van die EM-spektrum omvat 'n veel wyer verskeidenheid golflengtes as die sigbare, en dit is die enigste twee soorte EM-golwe wat deur die aarde se atmosfeer kan beweeg. Dit beteken die enigste soorte sterrekunde wat van die grond af gelei kan word, is radio en opties. Ander soos x-straal- en gammastraal-sterrekunde moet hoog op die berge of in die ruimte uitgevoer word. U kan sê dat LOFAR baie plat op die aarde is!

Die Drake Vergelyking skat die aantal tegnologiese beskawings wat in ons sterrestelsel kan bestaan. Daar is geen unieke oplossing vir hierdie vergelyking nie, maar dit gee 'n opsomming van die konsepte wat in ag geneem moet word wanneer u die bestaan ​​van 'n kommunikatiewe buiteaardse lewe bevraagteken. I-LOFAR kan gebruik word om te help met die soeke na buitenaardse intelligensie (SETI) in samewerking met die Breakthrough Listen-stigting.

Hierdie week moes ek en Jeremy met I-LOFAR opmerkings maak! Ek kon die Crab Pulsar vir 10 minute waarneem en Jeremy kyk na twee helder millisekonde pulsars. Ons het die nuwe REALTA (REALtime Transient Acquisition Cluster) -stelsel gebruik, wat ons tydsoplossing in ons waarnemings gee. Ons sien daarna uit om hierdie data in die komende weke te ontleed, hopelik sal ons die pulse kan opspoor!

Natuurlik hou ons steeds daaglikse astronomietoere van die Leviathan na I-LOFAR, en dit het nogal besig geraak! Dit is wonderlik om te sien dat soveel mense belangstel en vrae vra. Ons het ook 'n paar honde-besoekers gehad om ons # DogsofILOFAR by te voeg, hou ons Twitter en Instagram dop vir foto's! Ons het 'n ekstra toer op Saterdae bygevoeg. Hulle vind nou plaas om 13:30 Maandag - Vrydag, en om 12:00 en 15:00 Saterdag!

Volgende Woensdag besoek ons ​​DIAS en Dunsink sterrewag in Dublin, ons is baie opgewonde! Kyk weer volgende week na ons blogpos hieroor.


2. OPMERKINGS EN RESULTATE

Die waarnemings wat hier aangebied word, word geanaliseer met die doel om drie spesifieke vrae te beantwoord:

In 2015 November is 'n reeks waarnemings onder 'n ionosferiese skintillasie-moniteringsprojek, LC5_001, geneem om beide 3C48, 'n baie kompakte bron wat bekend staan ​​as een van die sterkste skintillators van plasmastrukture in die interplanetêre medium, en Cassiopeia A, 'n relatiewe breë waar te neem. bron is bekend om te skitter teen lae radiofrekwensies van plasmastrukture in die ionosfeer, maar te breed om te skitter van plasmastrukture in die interplanetêre medium. LOFAR is ingestel om data wat vanaf elke stasie balkvormig is, op te neem ("Fly's Eye" -modus, sien Stappers et al. 2011) oor die frekwensiegebied 110–178 MHz, met 'n frekwensie-resolusie van 12 kHz en 'n tydkadens van ongeveer 0.01 s. Die data is in die na-verwerking gemiddeld tot 'n finale frekwensie-resolusie van 195 kHz en tydsresolusie van ongeveer 0,1 s. Die stasies van die LOFAR "kern", 'n digte groep stasies wat 'n gebied met 'n deursnee van ongeveer 3 km beslaan, is gebruik om Cassiopeia A-oorblywende stasies in Nederland waar te neem en internasionaal is gebruik om 3C48 waar te neem.

Op die oomblik was 3C48 met 'n sonverlenging van ongeveer 157 °, en skittering was duidelik by die ondersoek van die data. Dit is 'n groter rek as die K2015-waarnemings, en daar word verwag dat enige IPS gevolglik swakker sal wees. Die oorsprong van die 3C48-skittering word bevestig met behulp van 'n kruiskorrelasie-analise. In die geval van die ionosfeer lei grootstroom van 10 s tot 100 s meter per sekonde tot 'n tydsvertraging van verskeie, en moontlik 10 s, sekondes oor die kort basislyne tussen stasies binne die LOFAR-kern (vir basislyne met 'n komponent in lyn met die ionosferiese grootmaatvloei). Die sonwind vloei baie vinniger en selfs 'n stadige sonwindstroom van ongeveer 350 km s -1 lei tot tydvertragings van minder as 'n sekonde tussen enige paar LOFAR-afstandstasies, met basislengtes van tien kilometer. Korrelasie van IPS word ook verwag oor internasionale stasie-basislyne van honderde kilometers.

Ten einde kragspektra en korrelasiefunksies te bereken, is tydreekse eers verkry deur die mediaan oor die pasband van belang te neem uit die data wat elke stasie ontvang. Om die data wat in K2015 aangebied is, te pas, is slegs 32 MHz van die aangetekende bandwydte gebruik, gesentreer op 155 MHz. 'N Drempel is ook toegepas op die tydreeks om duidelike spitse te knip as gevolg van radiofrekwensie-interferensie (RFI). Kragspektra is bereken volgens Welch se metode, en die gemiddelde spektra met 'n 50% oorvleueling-kruispektra is bereken tussen stasiepare volgens dieselfde metode. Vir die berekening van die korrelasiefunksies is hoë- en laagdeurgangsfilters op die spektra toegepas om onderskeidelik stadige stelselvariasies en wit geraas te verwyder.

Ons bied twee stelle waarnemings aan: een op 8 November 2015 en die ander op 10 November 2015.

2.1. 3C48 en Cassiopeia A op 2015 8 November

Hierdie waarneming duur van 00:38 tot 01:48 UT, met waarnemings-ID's L403712 en L403714 vir onderskeidelik 3C48 en Cassiopeia A. As gevolg van 'n foutiewe opstelling vir die waarneming van Cassiopeia A, het hierdie data die laer tydresolusie van 1 s. 'N Swak impak van 'n koronale massa-uitwerping (CME) is aangeteken deur die Gevorderde samestelling Explorer (ACE) ruimtetuig vroeg in die aand van 2015 November 6. Die spoed aangeteken deur ACE was ongeveer 560 km s −1, gestyg tot

700 km s -1 soos die CME gevorder het. In die

30 uur tussen hierdie CME wat begin om die baan van die aarde en die tyd van hierdie waarnemings, sal dit waarskynlik verder gereis het

0,4 au met die materiaal hoofsaaklik van dieselfde kant van die aarde af as die siglyn tot by 3C48. Dit is dus heel waarskynlik dat die siglyn destyds deur 'n gedeelte van hierdie CME beweeg het, wat 'n verdere geskikte vergelyking maak met die aannames wat deur K2015 gemaak is.

Voorbeeld korrelasie funksies word in Figuur 1. aangebied. Die Cassiopeia A data toon hoë korrelasie met 'n tydsvertraging van

20 s op 'n basislyn van 1.08 km, gelykstaande aan die dryfsnelheid van

51 m s −1. Dit moet nie beskou word as 'n direkte meting van die ionosferiese dryfsnelheid nie: die korrelasies wat aangebied word, is slegs voorbeelde en die basislyne wat gebruik word, is miskien nie presies in lyn met die dryfrigting nie.

Figuur 1. Stukke outo- (stippel- en stippellyne) en kruiskorrelasie (soliede lyn) funksies van tydreekse word bereken vanaf die waarnemings van 8 November 2015 oor die hele duur van die waarnemings. Bo: Cassiopeia A-data vanaf kernstasies CS401 en CS011 middel: 3C48 data vanaf afgeleë stasies RS409 en RS210 onder: 3C48 data vanaf afgeleë stasies RS306 en RS205.

Die middelste plot van Figuur 1 toon die kruiskorrelasie-funksie (CCF) van 3C48-data tussen afgeleë stasies RS409 en RS210. Die hoëdeurgangsfilter wat gebruik is, is met 'n spektrale frekwensie van 0,08 Hz aangebring. Die CCF het 'n tydsvertraging van

0.38 s op 'n basislyn van 80 km wat ongeveer in lyn was met die uitvloei van die sonwind, wat dui op 'n dryfsnelheid van

212 km s −1. Dit stem duidelik nie ooreen met die spoed wat van die ionosfeer verwag word nie, maar baie laer as die spoed wat van IPS verwag word. Die waarneming van die drywing is loodreg op die siglyn tussen radiobron en die aarde binne die baan van die aarde. Daar kan aanvaar word dat die waargenome skitterpatroon meestal die resultaat is van verspreiding rondom die punt van die nabyste benadering van die siglyn tot die son, en die sonwind, wat veronderstel is om radiaal in die rigting te wees, vloei op hierdie punt loodreg daarop. Vir waarnemings buite die baan van die aarde, is die sonwindvloei nêrens loodreg op die siglyn nie, en die IPS-dryfsnelheid verteenwoordig 'n verkorting van die sonwindspoed. Die hoek tussen die sonradiale rigting en die gemete IPS-snelheid vir 'n siglyn met 'n rek van 157 ° is 67 ° as dit op die aarde gemeet word, wat lei tot 'n gekorrigeerde snelheid van 542 km s −1. Hierdie berekening veronderstel minimum verkorting en dus 'n minimum snelheid, maar stem ooreen met die spoed wat van die CME-meting verwag word deur ACE.

Die onderste grafiek van figuur 1 toon die CCF van 3C48 data tussen RS306 en RS205 in hierdie geval. Die hoogdeurlaatfilter is toegepas teen die laer spektrale frekwensie van 0,02 Hz om beter vertraagde tydsveranderings aan te toon wat ooreenstem met enige ionosferiese komponent. Die CCF dui op 'n laer korrelasie naby nul-tydvertraging (wat ooreenstem met die IPS-korrelasie gesien in die middelste plot), maar ook 'n lae, maar beduidende korrelasie met 'n tydvertraging van

−56 s. Die basislyn tussen hierdie twee stasies is relatief kort (11 km) en nie goed belyn met die sonvloei nie, wat die korrelasie weens IPS sal verminder. Die langvertragingskorrelasie stem ooreen met 'n dryfsnelheid van

209 m s −1, 'n snelheid wat ooreenstem met die wat in die ionosfeer verwag word. Ander CCF's vanaf basislyne met 'n soortgelyke belyning toon soortgelyke resultate, terwyl verskillende belyningstipes nie is nie, wat vertroue gee dat hierdie korrelasie te wyte is aan 'n ionosferiese komponent.

Kragspektra vir beide bronne word in Figuur 2 getoon, met behulp van Welch se metode met 2048 punte per gemiddelde spektrum vir die 3C48 data en 256 punte per spektrum vir die Cassiopeia A data. 'N Verdere spektrum met behulp van 2 s gemiddelde data is bereken vanaf die 3C48-meting, met behulp van 256 punte soos in K2015.

Figuur 2. Kragspektrum: 3C48 data vanaf afgeleë stasie RS406 is in rooi gestippel Cassiopeia 'n Gegewens vanaf kernstasie CS026 word in blou geteken. Om die vergelyking te vergemaklik, is hierdie spektra sodanig genormaliseer dat die vlak by die lae spektrale frekwensies ooreenstem. Ook in grys geteken, maar opwaarts verskuif sodat dit nie die ander spektra verwar nie, is 'n drywingsspektrum van die 3C48-gegewens gemiddeld tot 'n 2 s kadens.

In die Cassiopeia A-spektrum word 'n skerp gedefinieerde Fresnel-knie gesien by 0,07 Hz. In die 3C48-spektrum is 'n knie duidelik ongeveer 0.15 Hz, wat ooreenstem met die IPS-komponent. Die Cassiopeia A-spektrum toon 'n steiler afname as die van 3C48, wat dui op 'n vinniger waterval van groter na kleiner skale. As ons die 2 s 3C48-spektrum vergelyk met die spektra wat in Figuur 3 van K2015 gesien word, veral hul spektrum van PKS B2318-195, kan gesien word dat die spektra in die algemeen ooreenstem: beide vertoon 'n effense afplatting by die hoogste spektrale frekwensies en 'n effense oormaat krag by die laagste spektrale frekwensies, binne 0,03 Hz. Die Cassiopeia A-spektrum stem duidelik nie ooreen met die spektra van K2015 nie. Dit dui ook aan dat die 2 s-tydresolusie die IPS-komponent nie heeltemal gefilter het nie.

2.2. 3C48 en Cassiopeia A op 10 November 2015

Hierdie waarneming duur van 17:05 op 10 November 2015 tot 02:45 UT op 11 November 2015, met waarnemings-ID's L403976 en L403980 vir onderskeidelik 3C48 en Cassiopeia A. Die internasionale stasies was beskikbaar vir hierdie waarneming: dit bevat twee keer die aantal antennas van die Nederlandse afgeleë stasies met 'n ooreenstemmende toename in sensitiwiteit en laat langer basislyne toe om te gebruik. Data is met tussenposes van 30 minute geanaliseer.

Soos met die waarneming van 8 November, bevestig die CCF's dat IPS duidelik blyk uit die 3C48-gegewens. Figuur 3 toon kragspektra uit twee segmente van 30 minute. Die 3C48-spektra toon goed gedefinieerde Fresnel-knieë rondom 0,3 Hz vir die vroeëre tydsinterval en ongeveer 0,2 Hz vir die later interval. Spectra van gemiddeldes van 2 s lyk in ooreenstemming met die van K2015. Die Fresnel-frekwensie vir die CasA-spektrum om 18:30 UT is laer en verskil van die van 3C48. Dit stem ooreen met die waarskynlike teenwoordigheid van langwerpige ionosferiese strukture wat ontstaan ​​het deur deeltjies neerslag in die aurorale ionosfeer, met tipies lae ionosferiese drywing. Later, in die 01:30 UT-spektra, word die CasA-spektrum verbreed in reaksie op die oorgang na 'n sterker verspreidingsregime, met 'n Fresnel-frekwensie nader aan dié van 3C48. Dit stem ooreen met die teenwoordigheid van sterker ioniseringsgradiënte sowel as met die tipiese ExB-wegdrywing in die aurorale ionosfeer in die nag. 'N Spektrum wat bereken is uit die gemiddelde van 2 s Cassiopeia A-data word ook aangebied: die afname in krag by die hoë spektrale frekwensies van hierdie spektrum lyk meer ooreenstemmend met die spektrum van B2322-275 vanaf die vergelykingsaand wat in K2015 gebruik is as dié wat vermoedelik van IPS is .

Figuur 3. Voorbeeld kragspektra van die waarneming van 2015 10-11 November: 3C48 data van die internasionale stasie UK608 is in rooi gestippel Cassiopeia A data van die kernstasie CS501 word in blou geteken. Om die vergelyking te vergemaklik, is hierdie spektra sodanig genormaliseer dat die vlak by die lae spektrale frekwensies ooreenstem. Bo: spektra van 18:30 tot 19:00 UT wat in grys geteken is, is 'n drywingsspektrum van die 3C48-data wat gemiddeld tot 'n 2 s-kadens is. Onder: spektra van 01:30 tot 02:00 UT in grys geteken is kragspektra van beide 3C48 (boonste) en Cassiopeia A (onderste) data gemiddeld tot 'n 2 s kadens.

Figuur 4 toon die korrelasiefunksies van data vanaf UK608 (Chilbolton, UK) en DE603 (Tauntenburg, Duitsland) vanaf die tydsinterval van 18:30 UT: 'n duidelike CCF word gesien, wat 'n geskatte sonwindspoed gee van

152 km s −1. Regstelling vir verkorting soos voorheen lei tot 'n minimum sonwind snelheid van 389 km s −1, wat ooreenstem met snelhede wat algemeen verwag word deur die stadige sonwind.

Figuur 4. Stukke outo- (stippel- en stippellyne met piekwaardes van 1.0) en kruiskorrelasie-funksie van tydreekse, bereken vanaf UK608- en DE603-data tussen 18:30 en 19:00 UT op 10 November 2015.


Ultra-hoë energie (UHE) kosmiese straaldeeltjies is 'n bron van baie bespiegeling. Deeltjies met meer as 10 20 eV energie is waargeneem, maar die bron van hierdie deeltjies is 'n ope vraag in die astropartikelfisika. Sulke energieke deeltjies is buitengewoon skaars, en hulle stroom op aarde is minder as 1 km −2 eeu −1. Hierdie lae vloed maak dit moeilik om die oorsprong van hierdie deeltjies te bepaal. Hulle kan versnel word deur skokgolwe in Active Galactic Nuclei (AGN) [1], maar dit is ook moontlik dat dit geskep word deur donker materie-deeltjies te vernietig of te verval [2]. Ons weet wel dat hierdie UHE-kosmiese strale nie merkbaar deur die galaktiese magneetveld gebuig sal word nie, omdat hul hoë momentum hulle 'n hoë magnetiese styfheid gee. As gevolg van die GZK-effek [3], moet die bronne van die UHE-kosmiese strale wat ons wel opspoor, naby die aarde wees, 'n afstand van ongeveer 50 MPc of minder, aangesien dit ons verhinder om UHE-kosmiese strale van ver af op te spoor. bronne.

Daar is 'n alternatiewe benadering om die bronne van UHE-kosmiese strale te vind. In plaas daarvan om die kosmiese strale direk op te spoor, beoog ons om die neutrino's wat op hul skeppingswerke geproduseer word, op te spoor deur hul interaksie met die kosmiese mikrogolfagtergrond [3], bekend as die GZK-effek. Hierdie neutrino's sal die meeste energie van die oorspronklike kosmiese straal dra, maar word amper nie deur die intergalaktiese medium beïnvloed nie, en dra dus direkte inligting oor die UHE-kosmiese strale uit verre bronne.

Vanweë hul beperkte interaksies is neutrino's baie moeilik om op te spoor. Om die klein stroom UHE-neutrino's te meet, is dit nodig om detektors met 'n uiters groot aanvaarding te gebruik. Sulke detektors sluit in die Pierre Auger-sterrewag [4], ICECUBE [5], ANITA [6], FORTE [7] en KM3Net [8].

Hemelliggame kan dien as groot aanvaardingsdetektore. In 1989 het Dagkesamanskii en Zhelenznykh [9] voorgestel om die Askaryan-effek [10] te gebruik om die vloed van UHE-neutrino's op die maan te meet. Die Maan bied 'n aanvaardingsarea van ongeveer 10 7 km 2, veel groter as enige mensgemaakte struktuur. As u so 'n groot aanvaarding het, kan u die stroom van hierdie UHE-neutrino's en kosmiese strale sensitief meet. Op grond van die konsep Dagesamanskii en Zhelenznykh & # x27s is eksperimente uitgevoer by die Parkes [11], [12], Goldstone [13], Kalyazin [14], en onlangs by die VLA [15] en ATCA [16], [ 17] teleskope. Hierdie eksperimente het kort radiopulse gesoek naby die frekwensie waar die intensiteit van die Askaryan-effek na verwagting sy maksimum sal bereik. Dit kan voordelig wees om na laer frekwensies na pulse te soek, waar die verspreiding van die emissie rondom die Cherenkov-hoek groter is. Dit lei tot 'n toename in opsporingsgevoeligheid [18] om drie redes: vir 'n veel groter reeks invalshoeke sal die radiogolwe die aarde bereik, interne weerkaatsing op die maanoppervlak is van minder belang en die absorpsielengte neem toe, wat beteken dat die golwe wat op groter diepte deur neutrino-geïnduseerde buie uitgestraal word, sal steeds waarneembaar wees. Die verlaging van die frekwensie gaan ten koste van die verhoging van die energie waarteen die deeltjies nog opgespoor kan word. Daar is aangetoon [18] dat die optimale frekwensievenster vir hierdie waarneming ongeveer 100-200 MHz is. Om waarnemings van smal transiënte in hierdie frekwensieband uit te voer, is 'n nuwe program genaamd NuMoon begin. Aanvanklik is die Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) gebruik om sulke waarnemings op frekwensies naby 150 MHz te doen. Hierdie waarnemings is gebruik om die vloedgrens vir UHE-neutrino's [19], [20] met ongeveer 'n orde van grootte te verbeter by energieë bo 4 × 10 22 eV. Ons poog om hierdie resultaat verder te verbeter deur LOFAR (LOw Frequency ARray) [21] te gebruik. Met LOFAR & # x27s groter versamelarea en groter frekwensiebereik, is 'n 25 keer hoër sensitiwiteit vir die opsporing van UHE-deeltjies binne bereik [29].

Die belangrikste kwessie vir die NuMoon-waarnemings met LOFAR is die hoë datatempo. Die datatempo van die onbewerkte tydreeks is ongeveer 1 TB / s. Al word slegs 1 ms data per gebeurtenis gestoor, skep dit steeds 'n hoë las op die data-transmissielyne en stoortoestelle by die sentrale verwerkerfasiliteit en is dit noodsaaklik om 'n baie doeltreffende snelleralgoritme te implementeer. Dit is van kardinale belang om die aantal valse opsporinggebeurtenisse te verminder, aangesien 'n enkele gebeurtenis uit ongeveer 1,6 GB data bestaan. Die aanwendingskriteria moet geoptimaliseer word sodat vals opspoorgebeurtenisse gereeld voorkom, maar werklike gebeure nie misgeloop word nie. Daar moet besef word dat hierdie laaste voorwaarde noodsaaklik is, aangesien slegs die geaktiveerde data gestoor word en beskikbaar is vir latere verwerking. As die snellertoestand te beperkend is, sal ons nie sensitief wees vir pulse wat maklik van 'n ruissein in 'n vanlyn analise onderskei kan word deur die volle vermoë van LOFAR te gebruik nie. Die konstruksie van die snelleralgoritme is die onderwerp van hierdie werk.

Die afgeleë stasies en die internasionale stasies van LOFAR (sien Afdeling 2) is belangrik vir die aflyn-analise van die bespeurde gebeure. Die gebruik van afgeleë en internasionale stasies hou twee voordele in. Een, as gevolg van die verhoogde versamelarea, sal die sein-tot-agtergrond-verhouding verbeter word wanneer hierdie stasies gebruik word om bundel-skikkingstrale in 'n vanlyn analise te vorm. Tweedens, die wysingsresolusie van LOFAR is baie beter as goedgeskeide stasies data bydra as gevolg van die groot interferometriese basislyn van hierdie stasies. Verbeterde wys resolusie verhoog die doeltreffendheid van die anti-toevalligheidskriterium. Dit gee ook beter inligting oor die oorsprong van regte polsslae. As u die plek op die maan ken waar die sein vandaan kom, kan u die maanterrein akkuraat bereken in simulasies van die sein.

Die algemene struktuur van hierdie vraestel is soos volg: ons begin met die algemene uiteensetting van LOFAR in afdeling 2 met die klem op die aspekte wat relevant is vir die konstruksie van die sneller. Om tegniese redes, vir die konstruksie van 'n geoptimaliseerde snelleralgoritme, mag slegs 'n deel van die volle bandwydte gebruik word. In Afdeling 3 bespreek ons ​​die verskillende alternatiewe vir die keuse van die deel van die band wat gebruik gaan word. Die pols-soekalgoritme word in Afdeling 4 aangebied in samewerking met die prosedure om dit te optimaliseer. Die seine wat vanaf die maan na die aarde aankom, gaan deur die ionosfeer, wat 'n verspreiding veroorsaak wat tot 'n groot mate reggestel kan word soos bespreek in Afdeling 5. Die volledige simulasie, insluitend die effekte van 'n verspreide antennstelsel, word in Afdeling aangebied. 6. In Afdeling 7 word die bereikbare vloedgrense vir UHE-neutrino's en kosmiese strale gegee, gegewe die sensitiwiteit van die snelleralgoritme.


Satellietnavigasie - ongelooflike tegnologie, maar skelm risiko: waarom almal ruimteweer moet verstaan

Globale navigasiesatellietstelsels (GNSS) is een van die tegnologiese wonders van die moderne wêreld. Hierdie stelsels, wat alom bekend staan ​​as satellietnavigasie, bied wêreldwye toegang tot presiese liggings- en tydsberekeningdienste en stimuleer sodoende die vooruitgang in die nywerheids- en verbruikersdienste, insluitend alle vorme van vervoer, telekommunikasie, finansiële handel en selfs die sinkronisering van kragnetwerke. Maar hierdie wonderlike tegnologie loop gevaar deur natuurverskynsels in die vorm van ruimteweer. GNSS-seine ervaar 'n effense vertraging as dit deur die ionosfeer beweeg. Hierdie vertraging wissel met die weersomstandighede in die ruimte en is die belangrikste bron van foute vir GNSS. Wetenskaplike pogings om hierdie foute reg te stel, het miljarde dollars se belegging in stelsels gestimuleer wat akkurate regstellingsdata vir GNSS-ontvangers met toepaslike toerusting in 'n groeiende aantal streke regoor die wêreld verskaf. Hierdie akkuraatheid is noodsaaklik vir die gebruik van GNSS deur vliegtuie en skepe. Ruimteweer bied ook 'n verdere, maar ernstige risiko vir GNSS: 'n uiterste ruimteweergebeurtenis kan toegang tot GNSS weier, aangesien ionosferiese skittering die radioseine van satelliete deurmekaar krap, en vinnige ionosferiese veranderinge oorskry die vermoë van foutkorreksiestelsels om akkurate korreksies aan te bied. Dit is van uiterste belang dat GNSS-gebruikers 'n rugsteun vir sulke geleenthede het, selfs al is dit net om die storm te verlig.

Oor die afgelope 20 jaar het die gebruik van wêreldwye navigasiesatellietstelsels (GNSS) gegroei van 'n tegnologiese innovasie tot een van die fundamentele infrastrukture van moderne samelewings en hul ekonomieë. Dit is veral bekend deur die Amerikaanse Global Positioning System (GPS), en dit is nou 'n gebied van gesonde mededinging, aangesien ander stelsels aanlyn kom, waaronder die Galileo-stelsel van Europa sowel as Beidou uit China en Glonass uit Rusland. Hierdie kompetisie het gehelp om die kwaliteit van die basiese GNSS-diens te verhoog en die ontwikkeling van innoverende toepassings van GNSS in sowel die openbare as die private sektor te stimuleer. Daardie innovasie het 'n kritieke afhanklikheid van die toegang tot die basiese GNSS-diens geskep, miskien die tweede plek vir ons afhanklikheid van toegang tot elektriese krag. Daarom moet ons bewus wees van enigiets wat GNSS-dienste kan ontwrig. Ruimteweer is die manier waarop die natuur die ontwrigting skep, en dus 'n belangrike onderwerp vir studie deur baie lede van die Amerikaanse geofisiese unie (AGU), in die VSA en regoor die wêreld.

Om te sien waarom dit so is, kom ons kyk eers na 'n paar besonderhede van hierdie wonderlike GNSS-tegnologie. 'N GNSS-ontvanger, of dit nou 'n skyfie in u telefoon is of 'n toegewyde toestel, luister na radioseine van verskeie lede van 'n konstellasie GNSS-satelliete in 'n baan van ongeveer 20 000 km bo die aarde. Dit kruis korreleer die patroon van pulse wat van elke satelliet ontvang word met 'n interne kopie van die patroon, sodat die korrelasiepiek aandui hoe lank dit die sein geneem het om van die satelliet na die ontvanger te beweeg. Die satellietseine bevat ook ander belangrike inligting soos die ligging van die satelliet en die huidige tyd. Gegee ten minste vier satellietsignale, en weet die snelheid van die lig, kan die ontvanger dan sy interne klok verstel en die ontvanger se posisie bepaal ten opsigte van die bekende liggings van die satelliete (byvoorbeeld, soos in die posisieopstelling getoon in Figuur 1). Maar dit is nie heeltemal so eenvoudig nie. Die onbewerkte data van die satellietseine moet vir 'n aantal faktore reggestel word. Sommige hiervan is reguit om te bepaal, byvoorbeeld (a) die vertraagde klokke op die satelliet as gevolg van die laer swaartekragpotensiaal op 20.000 km ('n wonderlike ingenieurstoepassing van algemene relatiwiteit) en (b) die veranderlike rotasiesnelheid van die Aarde (word gereeld deur radio-sterrekundiges gemeet deur middel van pulserende waarnemings). Maar die uitdagendste van hierdie regstellings spruit uit die gevolge van ruimteweer op die ionosfeer. GNSS-seine moet deur hierdie streek beweeg, waar die brekingsindeks by GNSS-seinfrekwensies (tussen 1 en 2 GHz) groter is as eenheid deur enkele dele in 10 5. Hierdie klein verskil van eenheid is voldoende om die sein met tien nanosekondes te vertraag, wat tot afstandfoute van enkele meter lei. In die praktyk is hierdie ionosferiese vertraging van radioseine die grootste bron van foute in die basiese GNSS-diens, wat belangrike wetenskaplike en ingenieurswese-studies gestimuleer het en beleggings van miljarde dollars in foutkorreksiestelsels (vergrotingstelsels, differensiële GPS) aangewakker het veiligheid van vliegtuie en skepe wat GNSS gebruik [sien bv. Loh et al., 1995 Gauthier et al., 2001 Rao, 2007 Trinity House, 2016 ].

Maar ruimteweer is nie net 'n fout vir GNSS nie, maar in uiterste gevalle kan dit toegang tot GNSS weier. Dit spruit uit 'n verskeidenheid ruimteweer-effekte. Die belangrikste hiervan is ionosferiese skittering - die blink van radioseine wanneer dit deur 'n onstuimige ionosfeer beweeg. Dit kan lei tot vinnige variasies in die fase van GNSS-seine. As dit te vinnig is, verloor die ontvanger die fase van die sein en sal dit dus nie meer posisie- en tydgegewens verskaf nie. Ionosferiese skintillasie word uiteindelik veroorsaak deur onstabiliteite en onreëlmatighede in die plasma wat die ionosfeer vorm. In normale ruimtetoestande is dit die sterkste in die aurorale sone (bv. As gevolg van skerp ruimtelike gradiënte in plasmadigtheid) en in ekwatoriale streke (bv. As gevolg van plasmastroom wat rondom skemer voorkom) [Jiao en Morton, 2015 ].

In uiterste ruimteweer word verwag dat die aurorale sone-skittering sal versprei na middelbreedtes wat gereeld oor GNSS-seine oor etlike dae sal lei [Cannon et al., 2013]. Hierdie seinverlies sal waarskynlik vererger word deur die verlies aan GNSS-akkuraatheid, selfs as seine beskikbaar is, aangesien foutkorreksiedienste sukkel om tred te hou met vinnige tydelike en ruimtelike veranderinge in ionosferiese toestande. Dit is waarskynlik dat hierdie dienste 'n verlies aan integriteit sal verklaar (soos dit ontwerp is as toestande te erg raak) en die gebruik van GNSS sal aanraai totdat die weersomstandighede in die ruimte verbeter. Gedurende hierdie periode van uiterste toestande is dit ook moontlik dat die son intense sarsies van radiogeraas sal oplewer wat GNSS vir baie minute aan die dagkant van die aarde sal vassteek, soos byvoorbeeld opgemerk tydens 'n groot radio-sarsie in Desember 2006 [Cerruti et al., 2008 ].

Ruimteweer was dus en is 'n belangrike element in die begrip van hoe om GNSS akkuraat en veilig te gebruik. Baie wetenskaplikes en ingenieurs het hul kennis oor ruimteweer bygedra om die ontwikkeling van stelsels te help wat die ionosferiese groepvertraging kan regstel - wat lei tot die uitgebreide implementering van stelsels vir regstelling van foute in streke soos Europa, Indië, Japan en die VSA, en sterk pogings om hierdie stelsels uit te brei na ander streke soos Afrika [Avanti, 2017]. Die impak van die alledaagse ruimteweer op die GNSS-akkuraatheid word dus geleidelik versag namate ons stelsels ontwikkel wat die impak monitor en dan korreksies aan alle GNSS-ontvangers stuur. Die werk om hierdie regstellings te verfyn, is nie net 'n belangrike terrein vir wetenskaplike studie nie, aangesien nuwe en opkomende GNSS-toepassings hoë presisie benodig. Today, this extends even to the ice fields of Antarctica, where precision GNSS is a vital tool for many areas of research [Alfonsi et al., 2016 ].

But the big challenge today is how we handle the loss of access to GNSS during severe space weather conditions. The first and most obvious approach is to minimize the period of loss by designing GNSS receivers that are better at coping with ionospheric scintillation. Scientific understanding is crucial here, particularly when combined with modern software radio technologies that enable innovative approaches to tracking the GNSS signal phase, see, for example, Kintner et al. [ 2007 ] and van den IJssel et al. [ 2016 ]. This approach is now being pursued by many workers around the world and will allow GNSS to cope better with many space weather events. But we must anticipate that there will always be some extreme events that overwhelm GNSS receivers, where ionospheric scintillation results in a signal that is unusable. Thus, the second approach to handling loss of access to GNSS is to warn users that they should be prepared for this and have access to alternative sources of time and position data. This sounds simple, but that is far from the case and is a key challenge for scientists. We have to communicate our scientific understanding of extreme events and convince people that our knowledge transcends personal and organizational experience: that our knowledge provides a bigger picture that encompasses events outside that experience. This requires a level of public engagement that goes beyond simple outreach, e.g., through dialogue activities where nonexperts can engage in a detailed discussion with scientists and policy makers, with all sides gaining a deeper understanding of how to address the challenge of space weather [Hapgood, 2015 ].

It is important for us as scientists to set our warnings in the context of the systems that will be affected by space weather impacts on GNSS, to be ready to address the “So what”? question. For example, many people in the aviation industry take these warnings seriously, reflecting the strength of the safety culture in that industry and the general acceptance that aircraft systems should be fully redundant, i.e., carry at least two distinct technologies for key tasks such as navigation and communications. Another area that is taking these warnings seriously is financial services, where accurate (microsecond) timestamps are vital for high-speed trading and GNSS time signals provide that accuracy. Here loss of GNSS is straightforwardly countered by the use of holdover clocks that can maintain microsecond accuracy for several days if needed. But other areas seem to be more at risk, shipping seems to be moving toward sole dependence on GNSS despite much expert advice to provide resilience by modernizing the VLF navigation systems that were widely used in the second half of the twentieth century [Johnson et al., 2007 ]. Another area of risk is the use of road transport to deliver goods and services to unfamiliar locations, e.g., the now huge business of home delivery of internet shopping and also many vital tasks of emergency services. These sectors increasingly rely on GNSS and would be badly disrupted if they lost access during an extreme space weather event. Finally, looking to the future, the advent of driverless cars is something to watch it is not clear today if loss of GNSS due to space weather appears in the scenarios for designing and testing the software at the heart of these new systems.

In summary, GNSS is an amazing technology that has now brought major benefits to all levels of society from high-end banking, with its need for accurate timing, to its vital yet mundane role in enabling van drivers to deliver internet shopping to our front door. But it is also a technology that is sensitive to space weather, so scientists around the world, many of them AGU members, are working to reduce that sensitivity: through better schemes to reduce errors caused by the ionosphere, through work to design better GNSS receivers, and by developing warnings and forecasts of times when we just need to hunker down and accept that nature has switched GNSS off for a few hours or even days [Cannon et al., 2013 ].


5 Further discussion

Geomagnetic activity was low in the mid-latitudes at the time, so enhanced activity was unlikely to be the direct cause of the scintillation observed. However, a weak sub-storm was seen at high latitudes and this reached its peak at the time of the start of the observation. An analysis of GNSS and ionosonde data reveals the presence of an MSTID travelling in the north-west to south-east direction. The larger-scale nature of this TID, and its direction of travel, are strongly consistent with the primary velocity and F-region scattering altitudes seen in the LOFAR observation. It is possible that this TID was caused by the geomagnetic activity at high latitude, but this is not confirmed. Simultaneously, an MSTID is also present travelling in a north-east to south-west direction which would most likely be associated with an atmospheric gravity wave propagating up from the neutral atmosphere. The smaller-scale nature of it, its direction of travel, and likely low-altitude source make it highly consistent with the secondary velocity and D-region scattering altitudes observed by LOFAR.

The amplitude of TID activity observed through GNSS STEC residuals decreased after 20:00 UT (as visible from Fig. 14 as well as from the comparison of hourly geographical maps in Fig. 15). However, the LOFAR observation did not start until 21:05 UT and the presence of scintillation on the radio frequencies observed by LOFAR remained significant for much of the first hour of observation. Whilst the presence of MSTIDs seems evident from the ionosonde multiple traces and GNSS STEC residuals in the region considered, their signatures do not appear simultaneously above the LOFAR core stations between 21:00 UT and 22:00 UT. This can be explained by the inability of GNSS to detect smaller amplitudes in STEC residuals, as the noise floor is encountered for observations with pierce points above the core LOFAR stations (Figs. 15 and 16). The scale sizes of plasma structures calculated for the LOFAR data indicate that these are an order of magnitude lower than those estimated from GNSS STEC. Smaller ionisation scales developing, for example, through the Perkins instability could induce scintillation on the VHF radio frequencies received by LOFAR but not on the L-band frequencies of GNSS. Hence, scintillation from these mid-latitude smaller-scale ionisation structures, formed through the Perkins instability in conjuction with the presence of TIDs, is likely to be what is detected through LOFAR.


LOFAR Radio Telescope Observes Messier 82 (Cigar Galaxy)

The center of the galaxy Messier 82 at very long radio wavelengths the bright points are most likely supernova remnants the image is about 3,300 light years across. Image credit: E. Varenius / Onsala Space Observatory / LOFAR Collaboration.

Messier 82, also known as NGC 3034 or the Cigar Galaxy, is an irregular galaxy located in the northern constellation Ursa Major, about 12 million light-years away.

The galaxy, which is approximately 40,000 light-years across, is creating stars at 10 times the rate of normal galaxies.

The reason for this is the relatively recent encounter with its close neighbor Messier 81. The latest encounter is thought to have occurred around a hundred million years ago, during which Messier 82 was significantly disrupted.

Messier 82 is a favorite object for many astronomers who investigate the evolution of stars and galaxies.

In images taken in visible light, the galaxy is a riot of stars, gas and dust. LOFAR shows astronomers a completely different scene.

“In LOFAR’s new extremely sharp image we are seeing a collection of bright spots, which are most likely supernova remnants,” said Dr Eskil Varenius from Chalmers University of Technology in Onsala, Sweden, the first author of a paper published in the journal Astronomy & Astrophysics (arXiv.org preprint).

“This galaxy is millions of light-years away, and each remnant can be as little as a few light-years across. We need extremely sharp images to study them.”

The supernova remnants are embedded inside a huge, diffuse cloud of charged particles, or plasma, which absorbs radio waves from these sources.

By investigating how different wavelengths pass through the plasma, scientists can learn more about how a gigantic star factory like Messier 82 works.

“We’re surprised that LOFAR can see as many as 16 bright supernova remnants in Messier 82,” said co-author Dr John Conway of Chalmers University of Technology.

“This image can give us new clues to the structure of Messier 82 and why so many stars are being formed there.”

E. Varenius et al. Subarcsecond international LOFAR radio images of the M82 nucleus at 118 MHz and 154 MHz. A&A, published online November 11, 2014 doi: 10.1051/0004-6361/201425089


Toegang

  • APA
  • Standaard
  • Harvard
  • Vancouver
  • Skrywer
  • BIBTEX
  • RIS

In: Journal of Geophysical Research: Space Physics , Vol. 104, No. A5, 1999JA900024, 01.05.1999, p. 10017-10030.

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

T1 - Propagation of Alfvén waves through the ionosphere

T2 - Dependence on ionospheric parameters

N2 - Waves in the 1-Hz frequency band are often seen by both ground observations of magnetic fields and satellite observations of electric and magnetic fields. Comparison between the ground and satellite observations of these waves is complicated by the fact that such waves must pass through the strongly inhomogeneous and collisional ionosphere. While this is true for ULF waves at lower frequencies as well, waves near 1 Hz are more strongly affected since their wavelength is comparable with the scale size of the ionospheric minimum in the Alfvén speed therefore they can be trapped and, in the case of compressional waves, ducted in this region of low Alfvén speed. A model is developed to describe the propagation of waves in this frequency range through the ionosphere. A variety of ionospheric models for this propagation have been used to assess the ground signatures of these waves under various conditions. This model is used to study the transient response of the ionosphere to an increase in the field-aligned current. The strength of the ground signal depends strongly on both the Pedersen and Hall conductivities of the ionosphere. Ground signatures are strongest when the Hall conductivity is greater than the Pedersen conductivity. An underdamped signature is seen when the conductivities are high, while an overdamped waveform results for low conductivities. The fundamental mode of the shear mode Alfvén resonator is found not to couple to a ducted compressional wave, while higher harmonics of the wave are readily ducted through the ionospheric waveguide.

AB - Waves in the 1-Hz frequency band are often seen by both ground observations of magnetic fields and satellite observations of electric and magnetic fields. Comparison between the ground and satellite observations of these waves is complicated by the fact that such waves must pass through the strongly inhomogeneous and collisional ionosphere. While this is true for ULF waves at lower frequencies as well, waves near 1 Hz are more strongly affected since their wavelength is comparable with the scale size of the ionospheric minimum in the Alfvén speed therefore they can be trapped and, in the case of compressional waves, ducted in this region of low Alfvén speed. A model is developed to describe the propagation of waves in this frequency range through the ionosphere. A variety of ionospheric models for this propagation have been used to assess the ground signatures of these waves under various conditions. This model is used to study the transient response of the ionosphere to an increase in the field-aligned current. The strength of the ground signal depends strongly on both the Pedersen and Hall conductivities of the ionosphere. Ground signatures are strongest when the Hall conductivity is greater than the Pedersen conductivity. An underdamped signature is seen when the conductivities are high, while an overdamped waveform results for low conductivities. The fundamental mode of the shear mode Alfvén resonator is found not to couple to a ducted compressional wave, while higher harmonics of the wave are readily ducted through the ionospheric waveguide.


5. FUTURE WORK

This paper represents just the "tip of the iceberg" in the use of low-frequency radio interferometry to characterize fine-scale ionospheric structure. As explained earlier, the data used in this study did not represent an even sampling of the time of year (Figure 11) and time during the solar cycle. With additional observations, it should be possible to determine the relation between these variables and ionospheric structure as well. It is also planned to link radio interferometry data to independent ionospheric probes, such as GPS line-of-sight TEC measurements. Finally, these existing and future data can be modeled with various phenomena such as gravity waves or turbulence to determine the physical causes of the observed ionospheric structure (R. Sridharan et al. 2009, in preparation).

Basic research in radio astronomy at the Naval Research Laboratory is supported by the office of Naval Research. The National Radio Astronomy Observatory is a facility of The National Science Foundation operated under cooperative agreement by Associated Universities, Inc. We thank Kenneth Dymond for helpful advice.