Sterrekunde

Voorbeelde van radiokorrelasies oor baie langer tye as interferometriese basislyne?

Voorbeelde van radiokorrelasies oor baie langer tye as interferometriese basislyne?


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.

Baie lang basislyninterferometrie of VLBI soos die Event Horizon Telescope of JPL se delta-DOR (sien hieronder) gebruik basislyne in die orde van die aarde se deursnee.

Die aarde se deursnee is ongeveer 12 000 kilometer.

Die Russiese radioteleskoop-satelliet Spektr-R maak voorsiening vir 'n nog groter basislyn, met 'n apoapsis wat 300,000 kilometer kan bereik!

  • Watter kunsmatige satelliet het die verste baan om die aarde?
  • Wat is Spectr-R se belangrikste bydraes tot radiosterrekunde wat nie vanaf die aarde kon gedoen word nie? (tans onbeantwoord, moet ek dit hierheen skuif?)

Dit het 'n maksimum aankomstyd van onderskeidelik ongeveer 42 millisekondes en 1 sekonde.

Om hierdie seine te kombineer, word wiskundige korrelasie gebruik en die "balk word gestuur" deur die tydsvertraging in die korrelasie te verander. Dit kan in reële tyd gedoen word, of tydens "afspeel". In die geval van die Event Horizon Telescope (waarop ons volgende Woensdag op 'n perskonferensie wag) word tasse vol hardeskywe op vliegtuie van die verskillende terreine gevlieg en versamel voordat die korrelasie eers kan begin.

Vraag: Is daar waarnemings met veel langer vertragings wat gebruik word in verband tussen radioseine? Minute? Maande?


Voorbeelde van radiokorrelasies oor baie langer tye as interferometriese basislyne? - Sterrekunde

Die twee tegnieke wat bespreek is, het tot baie onlangs die meeste van die bestaande data oor die Sunyaev-Zel'dovich-effek verskaf. Albei tegnieke is uitstekend vir grootskaalse opnames van sterrestelsels wat goed ooreenstem met die gebruik van die balkskakel-tegniek, maar bied slegs beskeie hoekoplossings aan die hemel (hoewel hoër-en tweedimensionele bolometer-skikkings nou beskikbaar word) ) en is dus slegs geskik vir eenvoudige kartering (soos in Fig. 17 en 19). Radiointerferometrie is 'n kragtige metode om gedetailleerd te maak beelde van Sunyaev-Zel'dovich-effekte. Sulke beelde is waardevol om gedetailleerde vergelykings met X-straalbeelde te maak, en kan ook akkurate Sunyaev-Zel'dovich-effekte meet, terwyl sommige van die stelselmatige probleme van die ander tegnieke vermy word. Miskien is interferometrie om hierdie redes die snelgroeiendste gebied vir waarneming van die Sunyaev-Zel'dovich-effekte (Tabel 3).

Die ekstra resolusie wat met behulp van interferometers beskikbaar is, is ook 'n gebrek. Interferometers werk deur 'n reeks Fourier-komponente van die helderheidsverdeling aan die hemel te meet: die korrelasie van seine vanaf 'n paar antennas lewer 'n respons wat (ongeveer) eweredig is aan 'n enkele Fourier-komponent van die helderheid van die bron. Vir 'klein' bronne, waargeneem met smal bandwydtes en kort tydkonstantes, is die sigbaarheid van die gemete bron

waar B(,) is die helderheidsverdeling van die lug, G(,) die polêre diagram van die antennas van die interferometer voorstel, (u, v) is die skeidings van die antennas, gemeet in golflengtes, (,) rigtingkosinusse relatief tot die middelpunt van die gesigsveld, en die konstante proporsionaliteit hang af van die gedetailleerde eienskappe van die interferometer (sien Thompson et al. (1986) vir 'n gedetailleerde uiteensetting van die betekenis van hierdie uitdrukking en die aannames wat daarin voorkom). 'N Beeld van die lugverspreiding van die lug, B(,), kan van die metings herwin word V (u, v), deur 'n Fourier-transform en rugdeel deur die polêre diagramfunksie: alternatiewelik kan skattingstegnieke gebruik word om te meet B(,) direk vanaf die V (u, v).

Die meeste interferometers is oorspronklik ontwerp om hoë hoekoplossing te behaal. Die eindigheid van interferometermetings beteken dat nie almal nie (u, v) waardes word gemonster: in die besonder beteken die ontwerp vir hoë resolusie dat die antennas gewoonlik so geplaas word dat hul minimum skeiding baie golflengtes het (en altyd die antennediameter met 'n belangrike faktor oorskry). Die Fourier-verhouding (92) beteken dat die kort basislyne inligting bevat oor die groot hoekskaalstruktuur van die bron, en dus is daar 'n maksimum hoekige skaal van struktuur wat deur interferometers gemonster en afgebeeld word. Die effekte van Sunyaev-Zel'dovich van trosse sterrestelsels het hoekgroottes van verskeie boogminute - die meeste interferometers verloor ('los' op ') seine op hierdie of groter hoekskale, en sal dus uiters moeilik wees om Sunyaev-Zel'dovich op te spoor. effekte.

Figuur 21 illustreer hierdie effek vir modelwaarnemings van Very Large Array (VLA) van cluster CL 0016 + 16 op = 6 cm. Aangesien die VLA-antennas mekaar skaduwee op basislyne wat minder is as die antennediameter (van 25 m), kan geen inligting oor die amplitude of vorm van die sigbaarheidskurwe herwin word by basislyne van minder as 420 nie. Die meeste VLA-basislyne is baie groter as die minimum basislyn, selfs in die mees kompakte konfigurasie (D-skikking). Daarom is die VLA se effektiewe sensitiwiteit vir die Sunyaev-Zel'dovich-effek in CL 0016 + 16 laag. Maar CL 0016 + 16 is 'n groep by rooi verskuiwing 0.5455, het 'n klein hoekgrootte en verteenwoordig dus een van die beste kandidaatgroepe vir waarneming met die VLA - die VLA is dus nie 'n nuttige instrument om die Sunyaev-Zel'dovich-effekte te meet nie van enige trosse, tensy daardie trosse beduidende kleinskaalse onderbou in die Sunyaev-Zel'dovich-effek bevat, of die trosse aansienlik kleiner hoekgroottes en aansienlike Sunyaev-Zel'dovich-effekte kan hê. So byvoorbeeld die VLA-waarnemings van Partridge et al. (1987) ly onder hierdie effek: die Sunyaev-Zel'dovich-effeksein van Abell 2218 is sterk onderdruk weens hul buitensporige grootte van die skikking.

Kleiner interferometers kan die Sunyaev-Zel'dovich-effekte meet. Wat benodig word, is 'n reeks antennas waarvan die individuele bundelgroottes aansienlik groter is as die hoekgroottes van die cluster Sunyaev-Zel'dovich-effekte, sodat baie basislyne vir antenna-antenne gerangskik kan word om gevolge te hê. 'N Eerste poging om 'n teleskoop vir hierdie eksperiment aan te pas, was die opgradering van die 5 km-teleskoop in Cambridge, die Verenigde Koninkryk na die Ryle-teleskoop (Birkinshaw & Gull 1983b Saunders 1995). In sy nuwe konfigurasie kan die vyf sentrale antennas met 'n deursnee van 12,8 m 'n aantal parkeerplekke beslaan wat basislyne van 18 m tot 288 m bied. By die eerste werkende golflengte van 2 cm is die maksimum waarneembare Sunyaev-Zel'dovich-effeksein ongeveer -1,3 mJy, en verskeie basislyne moet effekte van meer as -0,1 mJy sien.

Die keuse van die werkende golflengte vir die kartering van die Sunyaev-Zel'dovich-effek word tot 'n mate beperk deur verwarring, op dieselfde manier as wat die radiometriese waarnemings beïnvloed word. Sommige sterrestelsels (veral sterrestelsels met sterk Sunyaev-Zel'dovich-effekte Moffet & Birkinshaw 1989) bevat tros-stralingsbronne, met dieselfde hoekgrootte as die groep as geheel en waarvan die nie-termiese radio-emissie die Sunyaev-Zel kan oorstroom. 'dovich-effekte teen lae frekwensies (hoewel hul nie-termiese Sunyaev-Zel'dovich-effekte waarskynlik klein is, is Afdeling 5). Sulke bronne het 'n steil spektra, en dit word vermy deur hoër frekwensies te werk. Sterrestelsels bevat ook 'n populasie radiobronne, waarvan baie uitgebrei word (die groothoekstertbronne, nouhoekige stertbronne, ens.). Hierdie uitgebreide bronne word ook vermy deur teen 'n hoë frekwensie te werk, waar hul langdurige emissie tot 'n minimum beperk word en waar die kleinskaalse emissie herken kan word aan die verskillende Fourier-komponente. Agtergrond, platspektrum, radiobronne kan ook die data beïnvloed, maar kan herken word aan hul klein hoekgrootte.

Interferometers met 'n wye reeks basislyne is in hierdie opsig nuttig: die langer basislyne is sensitief vir die kleinhoekige radiobronne wat die radioverwarringsein oorheers (en wat die radiometriese data beïnvloed: sien Fig. 15), terwyl die korter basislyne bevat beide die radiobronsignaal en die Sunyaev-Zel'dovich-effeksein. Sodoende kan die langer basislyndata eers ontleed word om die verwarrende radiobronne op te spoor, en dan kan hierdie bronne van die kort basislyndata afgetrek word, sodat 'n bronvrye kaart van die lug opgestel en gesoek kan word na die Sunyaev- Zel'dovich-effek. Verder, deur die reeks basislyne wat op die finale kaart opgeneem is, af te stel, of deur die basislyne op die regte manier te weeg, kan 'n reeks beeldresolusies gemaak word om enige hoekstrukture te beklemtoon.

Natuurlik hang hierdie tegniek daarvan af dat daar 'n goeie skeiding is tussen die hoekskale tussen die radiobronne en die Sunyaev-Zel'dovich-effekte in die trosse: uitgebreide, groepsgebaseerde radiobronne kan nie betroubaar verwyder word met behulp van hierdie tegniek nie, en daar is 'n aantal trosse waarin geen goeie metings van (of beperkings tot) die Sunyaev-Zel'dovich-effekte verkry kan word sonder om met 'n kleiner interferometer teen 'n hoër frekwensie te werk nie (om die oplossing van die Sunyaev-Zel'dovich-effek te voorkom). 'N Goeie keuse van bedryfsfrekwensie kan 90 GHz wees, met antennebasislyne van 'n paar meter: 'n ontwerp wat hom ook prys vir die beelding van oerfluktasies in die agtergrondstraling.

Aangesien baie van die helderste radiobronne teen die frekwensies waarvoor interferometers gebruik word, wisselvallig is (met tydskale van maande tipies), moet die aftrekkingstegniek soms toegepas word op individuele waarnemingsritte in 'n groep, eerder as op al die gegewens wat saamgevat is. Die helderste bronne kan ook onvolmaak aftrek vanweë probleme met dinamiese omvang in die kartering en analise van die data: oor die algemeen word interferometriese of radiometriese waarnemings van trosse slegs gepoog as die radiobronomgewing relatief goedaardig is. Enige besoedeling van die bron op 'n vlak van 10 mJy is waarskynlik buitensporig en kan probleme veroorsaak om die Sunyaev-Zel'dovich-effekte op te spoor, wat nog te sê om dit betroubaar te karteer. Nietemin het interferometriese werk die voordeel bo radiometriese werk dat die bronne (in die besonder die veranderlike en dus klein hoekgroottebronne) gelyktydig met die Sunyaev-Zel'dovich-effek gemonitor word, en interferometerkaarte behoort dus baie beter bronaftrekking te toon.

Alhoewel die interferometriese tegniek buitengewoon kragtig is, hou dit rekening met baie van die radiobronverwarring en om 'n kaart van die Sunyaev-Zel'dovich-effek op te stel, dit ly aan nuwe probleme. Eerstens kan die reeks basislyne waaroor die Sunyaev-Zel'dovich-effek opgespoor word, baie beperk wees, sodat die 'kaart' weinig meer is as 'n aanduiding van die ligging van die mees kompakte komponent van die Sunyaev-Zel '. dovich effekte. Hierdie probleem kan slegs opgelos word deur meer kort basislyne te verkry, wat moontlik nie moontlik is nie vanweë die buitensporige grootte van die antenne (soos byvoorbeeld met die VLA).

Die bronaftrekking kan ook probleme veroorsaak, omdat sterk bronne buite die teikengroepe dikwels na die rand van die primêre balk van die antennas van die interferometer lê. Klein wysfoute in die antennas kan dan die amplitude van hierdie bronne aansienlik laat moduleer, wat die geraas op die kaart verhoog en die akkuraatheid waarmee die besoedelende bronsignaal van die Sunyaev-Zel'dovich-effek verwyder kan word, verminder. Die probleem is die ergste vir bronne wat naby die halfkragpunt van die primêre straal lê, maar beduidende probleme kan veroorsaak word deur bronne wat selfs in verre sylyste lê, alhoewel hierdie ekstra geraas gewoonlik nie bydra tot 'n samehangende besoedelingsein by die kaartsentrum nie , waar die Sunyaev-Zel'dovich-effek normaalweg verwag word.

Daar moet ook noukeurig aandag gegee word aan die vraag na korrelatorfoute, wat groot en vals seine naby die fase-stop sentrum kan voortbring (sien Partridge et al. 1987). Om oormatige bandbreedtesmeer vir besoedelende bronne te vermy wat suksesvol geïdentifiseer en verwyder moet word, is dit ook normaal om bandbreedtesintese-metodes te gebruik (wat die kontinuumbanddeurgang van die interferometer in 'n aantal kanale verdeel). Die kombinasie van hierdie individuele kanaaldatastelle terug in 'n kontinuumkaart van die Sunyaev-Zel'dovich-effek kan soms bemoeilik word deur steil (of sterk omgekeerde) bronne op die beeld wat verskillende strome in die verskillende kanale het.

Een groot voordeel van die gebruik van 'n interferometer is dat die effekte van strukture in die atmosfeer aansienlik verminder word. Emissie uit die atmosfeer is slegs belangrik in sy bydrae tot die totale geraasvermoë wat die antennas binnedring, aangesien hierdie emissie nie langer as 'n paar meter oor basislyne gekorreleer is nie en nie in die (gekorreleerde) sigbaarheidsdata inskakel nie. Verder is daar geen agtergrondvlakprobleme nie: 'n interferometer reageer nie op 'n konstante agtergrondvlak nie, en dus sal 'n goed ontwerpte interferometer nie reageer op konstante atmosferiese seine nie, die eenvormige komponent van die mikrogolf-agtergrondstraling, grootskaalse gradiënte in galakties kontinuum-uitstoot, of grondemissie wat deur die teleskoop-sylyste binnedring.

Die eerste groep waarvoor interferometriese tegnieke suksesvol gebruik is, is Abell 2218, waarvan blyk dat dit 'n sterk Sunyaev-Zel'dovich-effek met 'n klein hoekige grootte het met behulp van enkelvaatmetings (Birkinshaw, Gull & Hardebeck 1984). Jones et al. (1993) het die Ryle-interferometer op 15 GHz, met basislyne van 18 tot 108 m, gebruik om bronne op te spoor en die diffuse Sunyaev-Zel'dovich-effek in kaart te bring. Die beelde wat hulle verkry het, word in Fig. 22 getoon. Met behulp van basislyne van 36 tot 108 m, en 27 12-uurlope, is 'n hoë sein / ruiskaart van die cluster-radiobronne gemaak (Fig. 22, links). Met slegs die 18 m-basislyn en die seine van hierdie bronne af te trek, is 'n kaart met 'n effektiewe hoekoplossing van ongeveer 2 boogminute gemaak (Fig. 22, regs). Dit toon 'n beduidende negatiewe sein van -580 & # 177 110 µJy, gesentreer op 16 h 35 m 47 s + 66 & # 176 12 '50 "(J2000). Die ooreenstemmende waarde vir die sentrale Sunyaev-Zel'dovich-effek in die groep kan nie bepaal word sonder om die vorm van die doeltreffendheidskurwe te ken nie (bv. , Fig. 21, wat effektief 'n sigbaarheidskurwe is) op basislyne minder as wat waargeneem is. Die Ryle-interferometer-data kan toegerus word met modelle van die vorm (66), met 'n parameterruimte wat strek vanaf 0,6, c 0,9 boogmin, T0 -1,1 mK, tot 1,5, c 2.0 boogmin, T0 -0,6 mK. Die ewekansige fout by die opsporing van 'n Sunyaev-Zel'dovich-effek is dus baie kleiner as die sistematiese fout in die sentrale meting van die effek - 'n beter reeks basislyne en 'n opsporing van die Sunyaev-Zel'dovich-effek op meer as 'n enkele basislyn nodig sou wees om hierdie situasie te verbeter.

Baie analise van die Sunyaev-Zel'dovich-effek kan nuttig in die data uitgevoer word, eerder as op die kaart, deur die model te pas V (u, v) tot die gemete sigbaarheid. Die betroubaarste aanduiding van die realiteit van 'n Sunyaev-Zel'dovich-effek is miskien die feit dat dit eers in sigbaarheidsplotte voorkom (soos Fig. 21), en sulke erwe is van onskatbare waarde vir die beoordeling van die omvang van die ontbrekende sigbaarheidsdata in (u, v), en dus die breukdeel van die volle Sunyaev-Zel'dovich-effek van 'n groep wat deur die interferometer opgespoor word. Natuurlik is soortgelyke berekeninge nodig vir radiometriese en bolometriese waarnemings van die Sunyaev-Zel'dovich-effekte, maar die effektiwiteitsfaktore (b) is dikwels laer in interferometriese werk, en die steekproefneming van die volle Sunyaev-Zel'dovich-effek is dus meer krities vir die interpretasie daarvan.

Meer onlangs is uitstekende beelddata oor die groepe CL 0016 + 16 en Abell 773 gepubliseer deur Carlstrom et al. (1996). Hierdie outeurs het die Owens Valley Millimeter Array (OVMMA) op 1 cm gebruik: deur 'n skikking wat ontwerp is vir werking op 3 mm en korter golflengtes toe te rus met cm-golfontvangers, was hulle verseker van akkurate wys en 'n relatiewe groot primêre balk, sodat die interferometer moet die Sunyaev-Zel'dovich-effekte op kort basislyne nie te veel oplos nie. Die totale negatiewe vloeidigtheid van CL 0016 + 16 in hierdie bedryfskonfigurasie is byna -13 mJy as die groep 'n sentrale afname van -1 mK het, sodat die groep relatief sterk (negatiewe) bron moet wees. Met die OVMMA het Carlstrom et al. (1996) het 'n totale negatiewe vloeidigtheid van -3,0 mJy opgespoor na 13 dae van waarneming: hul kaart van die groep word in Fig. 23 getoon.

Die krag van radiointerferometriese kartering van 'n groep is duidelik in Carlstrom et al.se kaart van die Sunyaev-Zel'dovich-effek vanaf CL 0016 + 16. Die afname van Sunyaev-Zel'dovich word uitgebrei in dieselfde posisiehoek as die X-straalemissie (Fig. 2) en die verspreiding van optiese sterrestelsels (en naby die posisiehoek vanaf die groep na 'n metgeselle cluster Hughes et al. 1995 ). Die kleinskaalse struktuur wat in hierdie beeld gesien word, is naby aan die voorspelling van die X-straalbeeld, en stem ooreen met die voorspelde amplitude gebaseer op vroeëre radiometriese waarnemings van die Sunyaev-Zel'dovich-effek van die groep (Uson 1986 Birkinshaw 1991) .

Die sukses van onlangse interferometriese karteringsveldtogte, wat resultate opgelewer het soos Fig. 24, het die potensiaal van hierdie tegniek om die waarneming van enkelgeregte van die Sunyaev-Zel'dovich-effek te verbeter, voldoende geregverdig. Die kritieke elemente van hierdie deurbraak was die ontwikkeling van klein interferometers wat toegewy is aan die kartering van Sunyaev-Zel'dovich-effekte oor lang tussenposes, en die bestaan ​​van stabiele ontvangers met 'n lae geluid met buitengewone breë slaagbande. *****


'N Nuwe radio sterrewag in die ruimte

Deur: J. Kelly Beatty 18 Julie 2011 0

Kry sulke artikels na u posbus gestuur

Vroeg vanoggend het 'n skraal vuurpyl in die blou lug opgevlam vanaf die Baikonur-lanseringskompleks in Kazakstan, en 'n wêreldwye span radiosterrekundiges het ook gesamentlik gebrul van opgewondenheid. Bo-op die booster het Spektr-R, 'n radio-sterrewag wat hulle binnekort sal help om die mees energieke en enigmatiese voorwerpe van die heelal te bestudeer.

'N Booster van Zenit-3M en die boonste verhoog van Fregat-SB met die Spektr-R ruimteteleskoop. Opheffing het op 18 Julie 2011 om 06:31 (Moskou-tyd) plaasgevind.

RadioAstron, 'n reuse-grond- en ruimte-gebaseerde radio-interferometer van ongekende skaal, en dus 'n ongekende vermoë om radio-helder funksies op te los in galaktiese en ekstragalaktiese teikens.

(Tyd uit vir 'n verduideliking: Die hoekresolusie van 'n teleskoop hang af van die diafragma. Interferometrie kombineer die radio-energie wat deur twee of meer radioteleskope versamel word op 'n manier wat die oplossingskrag van 'n enkele virtuele teleskoop bereik, so groot soos die afstande van die individuele skottelgoed vanaf mekaar.)

Kunstenaar & # 039 se konsep van Spektr-R in 'n baan. Met 'n deursnee van 33 voet (10 meter) is dit die grootste ruimteobservatorium tot nog toe.

vier frekwensiebande - 0,3, 1,6, 5,0 en 22 gigahertz (korresponderende golflengtes: 92, 18, 6,2 en 1,4 cm), Spektr-R en groot grondgebaseerde radioskottels sal kragte kombineer om besonderhede tot 7 te onderskei. mikro-sarsekondes. As ek die wiskunde reg doen, is dit effektief genoeg om sandkorrels op 'n Kaliforniese strand vanaf 'n uitkykpunt in New York City uit te soek!

Ken Kellermann, wat mede-voorsitter is van RadioAstron se internasionale advieskomitee, verklaar dat Spektr-R 30 keer groter interferometriese basislyne sal skep as wat moontlik is by geregte wat op die aardoppervlak beperk is. "Dit sal verreweg die hoogste hoekresolusie in astronomie bied," merk hy op.

Oor vyf dae sal Spektr-R 27 versigtig geneste panele oopvou om 'n sierlike antenne van 10 meter (33 voet) te vorm - die grootste teleskoop wat ooit gelanseer is. Teen November, na drie maande se ingenieursondersoeke en toetswaarnemings, moet die ruimtetuig gereed wees vir interferometriese proewe met van die wêreld se grootste radio-skottels op die grond. Hierdie spelers sluit fasiliteite in die kontinentale VSA, Puerto Rico, Duitsland, Italië en Rusland in.

Om 'n idee te kry van die ongelooflike verskeidenheid kosmiese teikens waarop radiosterrekundiges wag om te bestudeer, skandeer hierdie lang lys van aanbiedings uit 'n simposium van 2008 met die titel "" Radio Universe at Ultimate Angular Resolution. "

Die supermassiewe swart gat in die middel van Messier 87 is die bron van 'n skouspelagtige straler.

Hierdie skets wys die groot radioantenne KRT-10 wat strek vanaf die een punt van die Salyut 6-ruimtestasie. In 1979 het kosmonaute die skottel van 33 meter (10 m) gebruik om waarnemings van kosmiese teikens te doen.

VSOP, die ooreenstemmende samewerking waarby HALCA betrokke is. "VSOP was 'n ongelooflike sukses," sê hy. "Dit was basies 'n ingenieursmissie, maar dit het ongelooflike resultate behaal, beide in terme van die wetenskap wat onderneem is, en, op sommige maniere net so belangrik, in die internasionale samewerking wat bereik is." Gegewe die sterk verbeterde vermoëns wat Spektr-R bied, voeg hy by: "Ek dink dat die verwagtinge vir RadioAstron tereg baie hoog is."

Dit is opmerklik dat dit nie die eerste keer is dat Kardashev 'n 10 m-radioskottel in 'n baan kry nie. Die harde ruimte-liefhebbers sal onthou dat 'n veerboot in Junie 1979 die KRT-10 radioteleskoop by die Salyut 6 ruimtestasie afgelewer het. Kosmonaute Vladimir Lyakhov en Valery Ryumin het die groot skottel vir 'n paar weke bedien - moes toe 'n noodruimtelike wandeling doen toe die gaasoppervlak met die buitekant van die stasie verstrengel geraak het nadat hulle dit probeer uitwerp het.


Sleutelwoorde

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

In: Astrophysical Journal, Vol. 358, nr. 2 DEEL 2, 01.08.1990, bl. L69-L73.

Navorsingsuitsette: Bydrae tot tydskrif ›Artikel› portuurbeoordeling

T1 - Eerste interferometriese waarnemings met groot ruimtelike resolusie van sonfakkels by golflengtes van millimeter

N1 - Kopiereg: Kopiereg 2018 Elsevier B.V., Alle regte voorbehou.

N2 - Ons bied die eerste hoë interferometriese waarnemings met groot ruimtelike resolusie van sonfakkels by golflengtes van millimeter aan, wat uitgevoer is met die Berkeley-Illinois-Maryland Array (BIMA). Die waarnemings is op 3,3 mm golflengte gedoen gedurende die baie aktiewe periode van Maart 1989, met behulp van een of drie basislyne met 'n randafstand van 2 ″ 5 ″. Die waarnemings verteenwoordig 'n verbetering van 'n orde van grootte in beide sensitiwiteit en ruimtelike resolusie in vergelyking met vorige sonwaarnemings op hierdie golflengtes. Die meeste van die fakkels wat binne die gesigsveld tydens die waarnemings voorkom, is deur BIMA opgespoor, insluitend gebeurtenisse wat baie impulsief is en langer. Dit lyk asof die langer fakkels oor die algemeen groter was as die beskikbare randafstand, terwyl sommige impulsiewe gebeure moontlik vergelykings met ons resolusie gehad het. Dit blyk egter dat millimeter gebarsbronne nie veel kleiner is as mikrogolfbronne nie. Die intensste uitbarstings impliseer helderheidstemperature van meer as 106 K en is te wyte aan nie-termiese emissie van gyrosynchrotron of moontlik emissie met termiese vrye vrystelling. As die emissie in die flitsfase hoofsaaklik te wyte is aan die emissie van gyrosynchrotron, kan ons termiese gyrosynchrotron-modelle vir die radio-emissie uitsluit omdat die vloed by millimeter golflengtes te hoog is.

AB - Ons bied die eerste interferometriese waarnemings met groot ruimtelike resolusie van sonfakkels by millimeter golflengtes aan, uitgevoer met die Berkeley-Illinois-Maryland Array (BIMA). Die waarnemings is op 3,3 mm golflengte gedoen gedurende die baie aktiewe periode van Maart 1989, met behulp van een of drie basislyne met 'n randafstand van 2 ″ 5 ″. Die waarnemings verteenwoordig 'n verbetering van 'n orde van grootte in beide sensitiwiteit en ruimtelike resolusie in vergelyking met vorige sonwaarnemings op hierdie golflengtes. Die meeste van die fakkels wat binne die gesigsveld tydens die waarnemings voorkom, is deur BIMA opgespoor, insluitend gebeurtenisse wat baie impulsief is en langer. Dit lyk asof die langer fakkels oor die algemeen groter was as die beskikbare randafstand, terwyl sommige impulsiewe gebeure moontlik vergelykings met ons resolusie gehad het. Dit blyk egter dat millimeter gebarsbronne nie veel kleiner is as mikrogolfbronne nie. Die intensste uitbarstings impliseer helderheidstemperature van meer as 106 K en is te wyte aan nie-termiese emissie van gyrosynchrotron of moontlik emissie met termiese vrye vrystelling. As die emissie in die flitsfase hoofsaaklik te wyte is aan die emissie van gyrosynchrotron, kan ons termiese gyrosynchrotron-modelle vir die radio-emissie uitsluit omdat die vloed by millimeter golflengtes te hoog is.


Inleiding

Geodetiese baie lang basislyn-interferometrie (VLBI) is 'n ruimtegeodetiese tegniek wat van groot belang is (Bachmann et al. 2016) vir die International Terrestrial Reference Frame (ITRF) (Altamimi et al. 2016). Die ITRF is die akkuraatste en akkurate verwesenliking van 'n wêreldwye geodetiese verwysingsraamwerk (GGRF) wat nodig is deur die wetenskaplike gemeenskap sowel as die samelewing in die algemeen. Die belangrikheid daarvan vir 'n volhoubare ontwikkeling van die menslike samelewing is in 'n ooreenstemmende resolusie van die Verenigde Nasie (VN 2017) beklemtoon.

Die basis vir die skep en instandhouding van die ITRF is geodetiese waarnemings in die ruimte wat op sogenaamde geodetiese kern (fundamentele) terreine uitgevoer word. Geodetiese kernterreine is toegerus met instrumente wat saam geleë is vir 'n verskeidenheid ruimtelike geodetiese metings, soos bv. geodetiese VLBI en Global Navigation Satellite Systems (GNSS). Om die verskillende geografiese metings op samelokasie-terreine optimaal te benut, moet die plaaslike meetkundige verwantskappe tussen die verwysingspunte van die verskillende ruimtegeodetiese instrumente met groot akkuraatheid bekend wees.

Die Onsala Space Observatory (OSO) is een van hierdie geodetiese kernterreine en bedryf verskeie geodetiese instrumente wat saam geleë is. Sedert 1979 word die radioteleskoop van 20 m, ONSALA60 (ON), vir geodetiese VLBI gebruik en dra dit gereeld by tot die waarnemingsprogram van die Internasionale VLBI-diens vir geodesie en astrometrie (IVS). Dit maak ONSALA60 die stasie met die langste tydreeks waarnemings van al die VLBI-stasies wat in die IVS aktief is.

Die afgelope paar jaar is twee nuwe radioteleskope met 'n deursnee van 13,2 m gebou by Onsala Space Observatory, ONSA13NE (OE) en ONSA13SW (OW), die sogenaamde Onsala-tweelingteleskope (OTT) (Haas 2013 Haas et al. 2019). Die OTT is instrumente vir die volgende generasie VLBI-stelsel (Petrachenko et al. 2009), wat gewoonlik VGOS (VLBI Global Observing System) genoem word. VGOS gaan die komende dekades die werkperd van die IVS word. Vanweë baie vinnig draaiende teleskope met onbeduidende strukturele vervorming en dubbelgepolariseerde breëbandontvangers, word verwag dat VGOS die prestasie met een orde van grootte sal verbeter in vergelyking met die sogenaamde legacy S / X VLBI-stelsel (Petrachenko et al. 2009), en dus die akkuraatheidsvlak kan bereik wat nodig is om die maatskaplike behoeftes aan te spreek in verband met die Global Geodetic Observing System (GGOS Plag en Pearlman 2009) en wêreldwye veranderingsnavorsing in die algemeen.

Om die nuwe VGOS-teleskope en waarnemings saam met die ander bestaande ruimtelike geodetiese waarnemings te gebruik, moet die sogenaamde plaaslike bindvektore tussen die verwysingspunte van die nuwe en die voorheen bestaande instrument bepaal word. Gewoonlik word plaaslike bindingsvektore tussen verwysingspunte vir verskillende geodetiese instrumentasie in die ruimte bepaal met klassieke geodetiese opname, sien bv. Haas en Eschelbach (2005) Lösler et al. (2013, 2016). In die geval van samelokalisering van instrumente van dieselfde ruimte-geodetiese tegniek, kan ook waarnemings gebruik word om die plaaslike bindingsvektore te bepaal. Vir hierdie doel het ons gedurende 2019 en 2020 'n reeks plaaslike interferometrie-veldtogte op kort basis uitgevoer met die drie geodetiese VLBI-stasies wat by onsala geleë is, dit wil sê ON, OE en OW.

In afdeling 2 word kortliks die drie hoofinstrumente by Onsala aangebied wat vir geodetiese VLBI gebruik word. Die ontwerp en opstel van die kort-basis-samelokasie-eksperimente wat in 2019 en 2020 uitgevoer is, word in Afdeling beskryf. 3. Afdeling 4 verduidelik datakorrelasie en post-korrelasie-analise. Die metodes van geodetiese analise van die gevolglike vertragingsdata word in Afdeling aangebied. 5, en die gevolglike posisies word in Afdeling gegee. 6. Laastens, Afdeling. 7 gee 'n opsomming en uitkyk.


Beeldingsalgoritme-optimalisering vir verwerking van uitbreidings

Haoyang Ye,. Bojan Nikolic, in Big Data in Astronomy, 2020

1.1 Maak 'n vuil beeld

In radiointerferometrie, die fundamentele verband tussen die waargenome sigbaarheidsdata V en die lugverspreiding van die lug Ek, of intensiteitsverdeling, kan in die volgende vorm geskryf word [1]:

waar (l, m) is rigtingkosinusse tussen - 1 en 1. Elke (u,v,w) koördinaat is in golflengte-eenhede en stem ooreen met 'n basislyn wat twee antennas verbind. Daar word aanvaar dat die sigbaarheidsdata reeds geredigeer en gekalibreer is.

As die waarnemingsveld baie klein is en naby die fasesentrum is (l, m) = (0, 0), dan die sogenaamde w-termyn in Vgl. (8.1), wat die koördinaat insluit w kan afgeskeep word. Die sigbaarheidsfunksie kan dan geskryf word as

Die intensiteitsverdeling Ek(l, m) is dan bloot die omgekeerde tweedimensionele Fourier-transformasie van die sigbaarheidsfunksie V(u,v)

Dit kan egter slegs geëvalueer word as die sigbaarheidsfunksie by alle basisafstandspasies bekend is. In die praktyk is die aantal antennas van 'n interferometer baie beperk, wat die rekonstruksie van Ek(l, m) die gebruik van die inverse Fourier-transform onuitvoerbaar. Die antennas, wat dikwels op 'n relatief klein aantal vaste plekke op die aardoppervlak geleë is, vorm 'n beperkte stel basislyne wat nie die geheel kan monster nie (u,v) vlak wat selfs die rotasie van die aarde tydens die waarneming moontlik maak. Figuur 8.1 toon die relatiewe liggings van 27 antennas in die baie groot skikking (VLA) [2, 3], 'n Y-vormige radio-interferometer in New Mexico, Verenigde State. Elkeen rooi kol (grys in gedrukte weergawe) verteenwoordig een antenne met sy nommer daarnaas [4].

Fig. 8.1. Die relatiewe ligging van 27 antennas van die VLA. Elkeen rooi kol (grys in gedrukte weergawe) stel 'n antenne voor met sy nommer daarnaas. Die x- en y–As is gesentreer op die kruising van die drie arms van die Y-vormige skikking.

Die versameling van alle basislyne wat op dieu,v) word die vliegtuig die “uv-dekking." Figuur 8.2 toon 'n voorbeelddiagram van die uv-dekking van die VLA A-reeks wat vervaardig word deur die algemene pakkette vir astronomiesagteware (CASA [5]). Dit is vir 'n 5-uur-gesimuleerde waarneming by 'n deklinasie van 45 grade [4]. Met verloop van tyd beweeg elke basislyn saam met die rotasie van die aarde en volg twee boë in die (u,v) vliegtuig. Soos in Fig. 8.2 getoon, bestaan ​​daar egter steeds baie leemtes in die uv-bedekking, wat dit onmoontlik maak om die lugintensiteitsverspreiding direk vanaf die gemete sigbaarheidsfunksie te herwin via 'n tweedimensionele inverse Fourier-transform [4].

Fig. 8.2. uv–Bedekking van 'n VLA A-skikking 5-uur waarneming by 'n afname van 45 grade. λ stel die waarnemingsgolflengte voor, so u en v axes are in units of 1000λ, written as kλ.

We next consider the effects of taking the two-dimensional inverse Fourier transform of the available visibilities, rather than of the entire set. A sampling function S(u,v) is introduced to represent the sampling of the baselines on the (u,v) plane.

The values (uk, vk) denote the kth baseline at which the visibility is measured, and M is the number of baselines. The product of S(u, v) and V(u, v) has a Dirac delta function at the location of each measurement and represents the sampled visibility function.

If we apply the two-dimensional inverse Fourier transform to the sampled visibility data S(u,v)V(u,v), we obtain a quantity known as the “dirty map” or “dirty image” defined by

In this chapter, the words “image” and “map” are interchangeable unless specified. Since the Fourier transform is invertible, the information content in the dirty map and the measured visibilities are identical, provided that EkD is calculated for all values of l en m.


Bowman, J.D., Cairns, I., Kaplan, D.L., Murphy, T., Oberoi, D., Stavely-Smith, L., et al.: 2013, Publ. Astron. Soc. Aust. 30, 31. DOI .

Chambe, G.: 1978, Astron. Astrofis. 70, 255.

Guzmán, A.E., May, J., Alvarez, H., Maeda, K.: 2011, Astron. Astrofis. 525, A138. DOI .

Haslam, C.G.T., Klein, U., Salter, C.J., Stoffel, H., Wilson, W.E., Cleary, M.N., et al.: 1981, Astron. Astrofis. 100, 209.

Haslam, C.G.T., Salter, C.J., Stoffel, H., Wilson, W.E.: 1982, Astron. Astrofis. Voorsien 47, 1.

Lantos, P., Alissandrakis, C.E., Rigaud, D.: 1992, Sonfis. 137, 225. DOI .

Lawson, K.D., Mayer, C.J., Osborne, J.L., Parkinson, M.L.: 1987, Ma. Nie. Roy. Astron. Soc. 225, 307. DOI .

Lonsdale, C.J., Cappallo, R.J., Morales, M.F., Briggs, F., Benkevitch, L., Bowman, J.D., et al.: 2009, Prok. IEEE 97, 1497. DOI .

Martyn, D.F.: 1948, Prok. Roy. Soc. London Ser. A, Math. Fis. Sci. 193, 44.

McLean, D.J., Sheridan, K.V.: 1985, In: McLean, D.J., Labrum, N.R. (reds.) Solar Radiophysics, Cambridge Univ. Press, Cambridge, 443.

Mercier, C., Chambe, G.: 2012, Astron. Astrofis. 540, A18. DOI .

Neben, A.R., Hewitt, J.N., Bradley, R.F., Dillon, J.S., Bernardi, J., Bowman, J.D., et al.: 2016, Astrofis. J. 820, 44. DOI .

Oberoi, D., Matthews, L.D., Cairns, I.H., Emrich, D., Lobzin, V., Lonsdale, C.J., et al.: 2011, Astrofis. J. Lett. 728, L27. DOI .

Rogers, A.E.E., Bowman, J.D.: 2008, Astron. J. 136, 641. DOI .

Rogers, A.E.E., Pratap, P., Kratzenberg, E., Diaz, M.A.: 2004, Radio Sci. 39, 2023. DOI .

Smerd, S.F.: 1950, Aust. J. Sci. Res., Ser. A 3, 34.

Taylor, G., Carilli, C.: 1999, In: Perley, R. (ed.) Synthesis Imaging in Radio Astronomy II, Astron. Soc. Pacific Conf. Ser. 180.

Tingay, S.J., Goeke, R., Bowman, J.D., Emrich, D., Ord, S., Mitchell, D., et al.: 2013, Publ. Astron. Soc. Aust. 30, 7. DOI .


Appendix A: Noise Reduction

When the interferometer time series waveforms are recorded down into the noise levels and continuously with time, numerous sources are produced that are partially or entirely due to or affected by noise. A robust noise reduction technique is therefore critical to the full utilization of the data. Noise effects are not as important when the data are acquired as a series of short-duration windows using amplitude-based triggering, as the results are dominated by the triggering event.

Figure A1 illustrates the various noise effects in the data, while Figures A2 and A3 show how the effects are ameliorated by the metric filtering developed in this study. In each case the sources shown both for the entire sky (Figures A1a, A2a, A3a, A1b, A2b, and A3b) and over a limited azimuth and elevation range that includes the lightning flash (Figures A1c, A2c, and A3c). To assist in identifying noise sources, the azimuth-elevation results are coarsely partitioned into two regions by the red trapezoidal box, in which the exterior sources are noise-only produced.

A1 Phase 0: No Noise Reduction

Figure A1 shows the observations before any noise effects have been removed. The flash is well identified by its high-amplitude sources, but the lower-amplitude sources are affected and blurred by noise. The noise falls predominately into two categories, most clearly seen in the direction cosine projection: small clusters of points that lie on a fine grid, and large parallel stripes of clusters running in the ENE direction. The grid of sources is a byproduct of aliasin [Moddemeijer, 1991 ]. Any signal outside the Nyquist band that is not attenuated by the bandpass filtering or that is introduced subsequent to the filtering causes the sources to bunch into clusters, including the lightning sources themselves. The grid spacing is determined by time differences which are integer multiples of the sampling period. If the lightning signal is not band limited, their locations fall on the same grid. The larger-scale parallel ENE structures are produced by in-band radio interference being picked up by two receiving antennas close to the instrument trailer during 2012. The interference caused the cross correlation of the two channels to ring excessively, with each peak of the ringing producing one of the parallel structures. This noise effect also contaminated weak lightning sources and moved them into the parallel smear, as can be seen in Figure A1a sources above the initial negative leader activity.

A2 Phase 1: Noise Reduction

Figure A2 shows the results after the first noise reduction phase, based on closure delay and standard deviation. The closure delay metric identifies sources with phase ambiguities, and the standard deviation identifies multisource locations and chance correlations. The noise reduction in this phase is relatively mild in that the solutions removed are almost exclusively noise damaged. This can be seen in the number of solutions inside and outside the flash region, which is reduced heavily outside but not inside the red box.

Even though the phase 1 noise reduction is relatively mild, it removes a majority of the noise sources. In the case that the interferometer is located in an area with few correlated noise sources, phase 1 reduction is all that is needed to clean the map. However, VHF noise is pervasive and quiet locations are uncommon.

A3 Phase 2: Noise Reduction

Figure A3 shows the results after the second noise reduction phase, based on multiplicity and correlation amplitude. Multiplicity, defined in section 3.2, is a measure of how isolated a source is time-wise. Correlation amplitude is a measure of the signal-to-noise ratio and is the metric most related to signal amplitude. The noise reduction is much more severe in this phase while noise sources are almost completely removed, many well-determined weak lightning sources are also removed. As such, the decision threshold for phase 2 noise reduction is much more subjective. The results presented in this paper use a relatively extreme threshold to heavily reduce noise at the expense of correct low-power lightning solutions. As a result, almost no noise sources are left in the region outside the red box.

Please note: The publisher is not responsible for the content or functionality of any supporting information supplied by the authors. Any queries (other than missing content) should be directed to the corresponding author for the article.


Brown, R.H.: The Intensity Interferometer its Application to Astronomy. Taylor & Francis, London (1974)

Dravins, D., et al.: Astropart. Fis. 43, 331 (2013)

Elad, M.: Sparse and Redundant Representations: From Theory to Applications in Signal and Image Processing. Springer, New York (2010)

Klein, I., Guelman, M., Lipson, S.G.: Appl. Kies 46, 4237 (2007)

Labeyrie, A., Lipson, S.G., Nisenson, P.: An Introduction to Optical Stellar Interferometry. Cambridge University Press, Cambridge (2006)

Nuñez, P.D., et al.: Mon. Nie. R. Astron. Soc. 424, 1006 (2012)

Ofir, A., Ribak, E.N.: Mon. Nie. R. Astron. Soc. 368, 1646 (2006)

Ofir, A., Ribak, E.N.: Mon. Nie. R. Astron. Soc. 368, 1652 (2006)

Ribak, E. N., Gurfil, P., Moreno, C.: SPIE 8445–8 (2012)

Trippe, S., et al.: JKAS 47, 235 (2014)


2 OBSERVATIONS AND DATA REDUCTION

As detailed by Tingay et al. ( Reference Tingay 2013), the MWA consists of 128 32-dipole antenna ‘tiles’ distributed over an area approximately 3 km in diameter. Each tile observes two instrumental polarisations, ‘X’ (16 dipoles oriented east–west) and ‘Y’ (16 dipoles oriented northsouth). The zenith field-of-view of a beamformed tile is ≈ 30° at 150 MHz. The signals from the tiles are collected by 16 in-field receiver units, each of which services eight tiles. For engineering reasons, during the commissioning period only four receivers were active at any one time, hence the tiles and receivers were commissioned as an overlapping series of six 32-tile sub-arrays labelled alpha deur zeta. The sub-arrays were chosen to have good snapshot u, v-coverage within the various technical constraints in place during commissioning. The data presented in this paper were recorded by sub-arrays beta en gamma. The antenna layout and snapshot u, v-coverage of the combination of these two arrays are shown in Figure 1. The baselines are 8–1 530 m in length, and their combined effective angular resolution at 180 MHz is of order 3 arcmin (5 arcmin at 150 MHz and 6 arcmin at 120 MHz.). For simplicity, only the ‘XX’ and ‘YY’ polarisations are used in the following analysis the cross-polarisation terms are discarded. The effect of ignoring these terms is constant throughout the night, as the instrument gains are very stable any small loss in flux is later fixed during the flux calibration stage (Section 3.5).

Figure 1. The left and middle panels show the antenna layout of beta (empty squares) and gamma (filled squares). The light gray shaded box on the left panel is enlarged in the middle panel, to more clearly display the central tiles. The monochromatic zenith-pointed snapshot combined u, v-coverage of the two MWA sub-arrays at 150 MHz is shown on the right.

A number of observation programs were undertaken during commissioning, one of which was night-time ‘drift scans’ where the MWA tiles were pointed to a single declination (Dec) along the meridian and data were collected as the sky drifted through the tile beams. This form of observation has previously been shown to be an effective way to observe large fractions of the sky with good sensitivity for the MWA (Bernardi et al. Reference Bernardi 2013) and many other instruments, past and present, that use fixed dipole arrays also use drift scans. Using drift scans, uncertainty about the system calibration is minimised because the settings of all analogue components of the system are unchanged over the entire observation. The MWA has excellent stability of both the amplitude and phase of antenna gains using this mode, especially at night, when the ambient temperature changes slowly. We found that the standard deviation of primary-beam-corrected peak flux densities of typical bright unresolved (> 50 Jy) sources was only 1.5% as they drifted through the zenith beam. Typical commissioning calibration scans show phase stability of better than than 1° over the band. Overall, we found the quality of drift scan data to be limited by the stability of the ionosphere, which generates slow astrometric changes (see Section 3.9.3) in calm conditions a single calibration solution can be applied to all the data for an entire night, in the same fashion as Bernardi et al. ( Reference Bernardi 2013).

The data presented in this paper are from drift scans taken at two Dec settings: δ = −26.°7 (the zenith hereafter referred to as Dec − 27) and δ = −47.°5 (hereafter referred to as Dec − 47). The observations are broken into a series of scans that cycle between three frequency settings with centre frequencies 119.04, 149.76, and 180.48 MHz (henceforth given as 120, 150, and 180 MHz) the scans are two minutes long and are separated by eight-second gaps. After each scan, the frequency is changed and a new scan begins. The bandwidth of the MWA is 30.72 MHz, hence the total frequency range of our observations is 104 to 196 MHz. Observations at a particular frequency are thus separated into many two-minute scans that begin every six minutes. In October, the night-time drift field-of-view encompasses right ascension (RA) in the range ≈ 20–09 h we restricted our analysis to the range where both beta en gamma data were available at identical local sidereal times: 21 h < RA < 8 h. The observations are summarised in Table 1, and in total comprised 3 TB of unaveraged visibilities (reduced to 540 GB after flagging and averaging see Section 2.1). Figure 2 shows an animation of snapshots of one frequency produced by a typical drift scan.

Figure 2. An animation, at four frames per second, showing the central 30° × 30° of the Dec − 47 180 MHz drift data created by combining the 180 MHz visibilities of the nights of 2012 October 19 and 2012 October 31, and following the imaging procedure outlined in Section 2.3. In the usual convention, RA increases from right to left and Dec from bottom to top. The central Dec remains constant throughout at Dec = −45°35′ 35′′ the first frame is centred on RA = 21 h 26 m 57 s and the last is centred on RA = 07 h 34 m 14 s . The colour scale is linear and runs from − 0.25 to 1 Jy beam − 1 , but no correction has yet been made for the MWA primary beam.