Astronomi

İnterferometrik taban çizgilerinden çok daha uzun süreler boyunca radyo korelasyon örnekleri?

İnterferometrik taban çizgilerinden çok daha uzun süreler boyunca radyo korelasyon örnekleri?


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.

Event Horizon Telescope veya JPL'nin delta-DOR'u (aşağıya bakınız) gibi Çok Uzun Temel Girişim Ölçümü veya VLBI, Dünya çapının sırasına göre temel çizgileri kullanır.

Dünyanın çapı yaklaşık 12.000 kilometredir.

Rus radyo teleskop uydusu Spektr-R, 300.000 kilometreye ulaşabilen bir apoapsis ile daha da büyük bir taban çizgisine izin veriyor!

  • Dünyanın etrafında en uzak yörüngeye sahip yapay uydu hangisidir?
  • Spectr-R'nin radyo astronomisine Dünya'dan yapılamayacak olan büyük katkıları nelerdir? (şu anda cevapsız, buraya taşımalı mıyım?)

Bunlar, sırasıyla yaklaşık 42 milisaniye ve 1 saniyelik maksimum varış süreleri ile sonuçlanır.

Bu sinyalleri birleştirmek için matematiksel korelasyon kullanılır ve korelasyondaki zaman gecikmesi değiştirilerek "ışın yönlendirilir". Bu, gerçek zamanlı olarak veya "oynatma" sırasında yapılabilir. Event Horizon Teleskobu (önümüzdeki Çarşamba günü bir basın toplantısını bekliyoruz) söz konusu olduğunda, sabit disklerle dolu bavullar çeşitli bölgelerden uçaklarla uçuyor ve korelasyon başlamadan önce toplanıyor.

Soru: Radyo sinyallerinin korelasyonunda kullanılan çok daha uzun gecikmeli gözlemler oldu mu? dakika? Aylar mı?


İnterferometrik taban çizgilerinden çok daha uzun süreler boyunca radyo korelasyon örnekleri? - Astronomi

Tartışılan iki teknik, çok yakın zamana kadar Sunyaev-Zel'dovich etkisine ilişkin mevcut verilerin çoğunu sağladı. Her iki teknik de, kullanılan ışın değiştirme tekniğiyle iyi eşleşen, ancak gökyüzünde yalnızca mütevazı açısal çözünürlükler sağlayan büyük ölçekli gökada kümeleri araştırmaları için mükemmeldir (ancak daha yüksek çözünürlüklü ve iki boyutlu bolometre dizileri artık kullanılabilir hale geliyor). ) ve bu nedenle sadece basit haritalama için uygundur (Şekil 17 ve 19'da olduğu gibi). Radyo interferometrisi, ayrıntılı bilgi elde etmek için güçlü bir yöntemdir. Görüntüler Sunyaev-Zel'dovich etkileri. Bu tür görüntüler, X-ışını görüntüleri ile ayrıntılı karşılaştırmalar yapmak için değerlidir ve diğer tekniklerin bazı sistematik zorluklarından kaçınırken, doğru Sunyaev-Zel'dovich etkilerini de ölçebilir. Belki de bu nedenlerle, interferometri, Sunyaev-Zel'dovich etkilerinin gözlemlenmesi için en hızlı büyüyen alandır (Tablo 3).

Girişimölçerler kullanılarak sağlanan ekstra çözünürlük de bir handikaptır. İnterferometreler, gökyüzündeki parlaklık dağılımının bazı Fourier bileşenlerini ölçerek çalışır: bir çift antenden gelen sinyallerin korelasyonu, kaynağın parlaklığının tek bir Fourier bileşeniyle (kabaca) orantılı bir yanıt üretir. Dar bant genişlikleri ve kısa zaman sabitleri ile gözlemlenen “küçük” kaynaklar için ölçülen kaynak görünürlüğü şu şekildedir:

nerede B(, ) gökyüzünün parlaklık dağılımıdır, G(, ) interferometrenin antenlerinin kutupsal diyagramını temsil eder, (u,v) dalga boylarında ölçülen antenlerin ayrımlarıdır, (, ) görüş alanının merkezine göre yön kosinüsleridir ve orantı sabiti interferometrenin ayrıntılı özelliklerine bağlıdır (bkz. Thompson ve diğerleri (1986) için Bu ifadenin anlamının ayrıntılı bir açıklaması ve onunla ilgili varsayımlar). Gökyüzü parlaklık dağılımının bir görüntüsü, B(, ), ölçümlerden geri kazanılabilir V (u,v), bir geri Fourier dönüşümü ve kutup diyagramı işleviyle bölme: alternatif olarak, ölçmek için tahmin teknikleri kullanılabilir B(, ) doğrudan V (u,v).

Çoğu interferometre, başlangıçta yüksek açısal çözünürlük elde etmek için tasarlanmıştır. İnterferometre ölçümlerinin sonluluğu, hepsinin olmadığı anlamına gelir. (u,v) değerler örneklenir: özellikle, yüksek çözünürlük için tasarım, antenlerin genellikle minimum aralıkları birçok dalga boyu olacak şekilde yerleştirildiği anlamına gelir (ve her zaman anten çapını önemli bir faktörle aşar). Fourier ilişkisi (92), kısa taban çizgilerinin, kaynağın geniş açısal ölçekli yapısı hakkında bilgi içerdiği ve dolayısıyla interferometreler tarafından örneklenen ve görüntülenen yapının bazı maksimum açısal ölçeği olduğu anlamına gelir. Galaksi kümelerinin Sunyaev-Zel'dovich etkilerinin açısal boyutları birkaç yay dakikası kadardır - çoğu interferometre bu veya daha büyük açısal ölçeklerde sinyalleri kaybeder ("çözümlenir") ve bu nedenle Sunyaev-Zel'dovich'i tespit etmede aşırı zorluk çeker. Etkileri.

Şekil 21, = 6 cm'de CL 0016+16 kümesinin Çok Büyük Dizi (VLA) modeli gözlemleri için bu etkiyi gösterir. VLA antenleri, anten çapından (25 m'lik) daha küçük taban çizgilerinde birbirini gölgelediğinden, 420'den küçük taban çizgilerinde görünürlük eğrisinin genliği veya şekli hakkında hiçbir bilgi elde edilemez. VLA taban çizgilerinin çoğu, anten çapından çok daha büyüktür. en kompakt konfigürasyonda (D dizisi) bile minimum taban çizgisi. Bu nedenle VLA'nın CL 0016+16'daki Sunyaev-Zel'dovich etkisine karşı etkin duyarlılığı düşüktür. Ancak CL 0016+16, kırmızıya kayma 0,5455'te bir kümedir, küçük bir açısal boyuta sahiptir ve bu nedenle VLA ile gözlem için en iyi aday kümelerden birini temsil eder - bu nedenle VLA, Sunyaev-Zel'dovich etkilerini ölçmek için kullanışlı bir araç değildir. Bu kümeler Sunyaev-Zel'dovich etkisinde önemli küçük ölçekli altyapı içermedikçe veya kümeler önemli ölçüde daha küçük açısal boyutlara ve önemli Sunyaev-Zel'dovich etkilerine sahip olmadıkça, herhangi bir kümenin. Bu nedenle, örneğin Partridge'in VLA gözlemleri et al. (1987) bu etkiden zarar gördü: kendi verilerinde, Abell 2218'den gelen Sunyaev-Zel'dovich etki sinyali, dizinin aşırı boyutu nedeniyle güçlü bir şekilde bastırıldı.

Daha küçük interferometreler, Sunyaev-Zel'dovich etkilerinin ölçülmesini sağlar. İhtiyaç duyulan şey, bireysel ışın boyutları, Sunyaev-Zel'dovich etkileri kümesinin açısal boyutlarından önemli ölçüde daha büyük olan bir dizi antendir, böylece birçok anten-anten taban çizgisi, etkilere duyarlı olacak şekilde düzenlenebilir. Bu deney için bir teleskopu özelleştirmeye yönelik ilk girişim, Cambridge, İngiltere'deki 5 km'lik teleskopun Ryle teleskopuna yükseltilmesiydi (Birkinshaw & Gull 1983b Saunders 1995). Yeni konfigürasyonunda, 12,8 m çapındaki beş merkezi anten, 18 m'den 288 m'ye kadar temel hatlar sağlayan bir dizi park noktasını işgal edebilir. 2 cm'lik ana işletim dalga boyunda, algılanabilir maksimum Sunyaev-Zel'dovich etki sinyali yaklaşık -1.3 mJy'dir ve birkaç temel çizgi, -0.1 mJy'yi aşan etkiler görmelidir.

Sunyaev-Zel'dovich etkisinin haritalanması için çalışma dalga boyu seçimi, radyometrik gözlemlerin etkilenmesiyle aynı şekilde, bir dereceye kadar karışıklık ile sınırlandırılmıştır. Bazı gökada kümeleri (özellikle güçlü Sunyaev-Zel'dovich etkileri Moffet & Birkinshaw 1989 olan gökada kümeleri), bir bütün olarak kümeye benzer açısal boyuta sahip ve termal olmayan radyo emisyonu Sunyaev-Zel'i boğabilecek küme halo kaynakları içerir. düşük frekanslarda dovich etkileri (her ne kadar termal olmayan Sunyaev-Zel'dovich etkileri muhtemelen küçük Bölüm 5) olsa da. Bu tür kaynakların dik spektrumları vardır ve bu nedenle daha yüksek frekanslarda çalışarak önlenir. Galaksi kümeleri ayrıca, çoğu genişletilmiş (geniş açılı kuyruk kaynakları, dar açılı kuyruk kaynakları, vb.) bir radyo kaynağı popülasyonu içerir. Bu genişletilmiş kaynaklar, genişletilmiş emisyonlarının en aza indirildiği ve küçük ölçekli emisyonların farklı Fourier bileşenleri yelpazesi tarafından tanınabileceği yüksek frekansta çalışarak da önlenir. Arka plan, düz spektrum, radyo kaynakları da verileri etkileyebilir, ancak küçük açısal boyutlarıyla tanınabilir.

Geniş bir taban çizgisi aralığına sahip interferometreler bu açıdan yararlıdır: daha uzun taban çizgileri, radyo karışıklık sinyaline hakim olan (ve radyometrik verileri etkileyen: bkz. Şekil 15) küçük açısal ölçekli radyo kaynaklarına duyarlıdır, oysa daha kısa taban çizgileri hem radyo kaynak sinyalini hem de Sunyaev-Zel'dovich etki sinyalini içerir. Böylece, kafa karıştırıcı radyo kaynaklarını bulmak için önce daha uzun temel veriler analiz edilebilir ve daha sonra bu kaynaklar kısa temel verilerden çıkarılabilir, böylece Sunyaev için kaynaksız bir gökyüzü haritası oluşturulabilir ve aranabilir. Zel'dovich etkisi. Ayrıca, son haritaya dahil edilen taban çizgileri aralığını ayarlayarak veya bu taban çizgilerini uygun şekilde ağırlıklandırarak, çeşitli açısal yapılardan herhangi birini vurgulamak için bir dizi görüntü çözünürlüğü üretilebilir.

Tabii ki, bu teknik, radyo kaynakları ile kümelerdeki Sunyaev-Zel'dovich etkileri arasında açısal ölçeklerin iyi bir şekilde ayrılmasına bağlıdır: genişletilmiş, küme tabanlı, radyo kaynakları bu teknik kullanılarak güvenilir bir şekilde kaldırılamaz ve (Sunyaev-Zel'dovich etkisinin çözümlenmesini önlemek için) daha küçük bir interferometre ile daha yüksek bir frekansta çalışmadan Sunyaev-Zel'dovich etkilerinin iyi ölçümlerinin (veya sınırlarının) elde edilemediği bir dizi küme. Çalışma frekansı için iyi bir seçim, birkaç metrelik anten taban hatlarıyla 90 GHz olabilir: arka plan radyasyonundaki ilkel dalgalanmaları görüntülemek için de kendini beğenen bir tasarım.

Girişimölçerlerin kullanıldığı frekanslardaki en parlak radyo kaynaklarının çoğu değişken olduğundan (aylık zaman çizelgeleri tipiktir), çıkarma tekniği bazen birlikte alınan tüm verilerden ziyade bir küme üzerindeki bireysel gözlem çalışmalarına uygulanmalıdır. En parlak kaynaklar, verilerin haritalanması ve analizindeki dinamik aralık sorunları nedeniyle kusurlu bir şekilde çıkarma yapabilir: genellikle kümelerin interferometrik veya radyometrik gözlemleri, yalnızca radyo kaynağı ortamı nispeten iyi huylu ise denenir. 10 mJy seviyesindeki herhangi bir kaynak kirliliğinin aşırı olması ve Sunyaev-Zel'dovich etkilerini güvenilir bir şekilde haritalamak şöyle dursun, tespit etmede zorluklara neden olması muhtemeldir. Bununla birlikte, interferometrik çalışma, kaynakların (özellikle değişken ve dolayısıyla küçük açısal boyutlu kaynakların) Sunyaev-Zel'dovich etkisi ile eşzamanlı olarak izlenmesi ve dolayısıyla interferometre haritalarının çok daha iyi kaynak çıkarma göstermesi gibi radyometrik çalışmaya göre avantajı vardır.

İnterferometrik teknik, radyo kaynağı karışıklığının çoğunu hesaba katarak ve Sunyaev-Zel'dovich etkisinin bir haritasının oluşturulmasına izin vermede son derece güçlü olmasına rağmen, kendi başına bazı yeni zorluklardan muzdariptir. İlk olarak, üzerinde Sunyaev-Zel'dovich etkisinin tespit edildiği temel çizgilerin aralığı oldukça sınırlı olabilir, bu nedenle “harita” Sunyaev-Zel'in en kompakt bileşeninin konumunun bir göstergesinden biraz daha fazlasıdır. doviç etkileri. Bu sorun yalnızca, aşırı anten boyutu nedeniyle mümkün olmayan (örneğin VLA'da olduğu gibi) daha kısa taban çizgileri elde ederek çözülebilir.

Hedef kümelerin dışındaki güçlü kaynaklar genellikle interferometrenin antenlerinin birincil ışınının kenarlarına doğru uzandığından, kaynak çıkarma da sorunlara neden olabilir. Antenlerdeki küçük işaretleme hataları daha sonra bu kaynakların genliğinin önemli ölçüde modüle olmasına neden olarak haritadaki gürültüye katkıda bulunabilir ve kirletici kaynak sinyalinin Sunyaev-Zel'dovich etkisinden çıkarılma doğruluğunu azaltabilir. Sorun, birincil ışının yarı güç noktasının yakınında bulunan kaynaklar için en kötüsüdür, ancak bu ekstra gürültü genellikle harita merkezinde tutarlı bir kirletici sinyal üretmeye katkıda bulunmasa da, uzak yan loblarda bile bulunan kaynaklar önemli zorluklara neden olabilir. Sunyaev-Zel'dovich etkisinin normalde beklendiği yerde.

Faz durdurma merkezinin yakınında büyük ve sahte sinyaller üretebilen korelatör hataları sorununa da dikkat edilmelidir (bkz. Partridge). et al. 1987). Başarılı bir şekilde tanımlanması ve kaldırılması gereken kirletici kaynaklar için aşırı bant genişliği bulaşmasını önlemek için, bant genişliği sentez yöntemlerinin (interferometrenin sürekli bant geçişini birkaç kanala bölen) gözlemlenmesi de normaldir. Bu bireysel kanal veri kümelerinin Sunyaev-Zel'dovich etkisinin bir süreklilik haritasına geri kombinasyonu, bazen farklı kanallarda farklı akışlara sahip olan görüntü üzerindeki dik (veya güçlü bir şekilde ters çevrilmiş) kaynaklarla karmaşık olabilir.

Bir interferometre kullanmanın en büyük avantajlarından biri, atmosferdeki yapıların etkilerinin önemli ölçüde azalmasıdır. Atmosferden gelen emisyon, yalnızca antenlere giren toplam gürültü gücüne katkısı açısından önemlidir, çünkü bu emisyon, birkaç metreden daha uzun olan temel hatlar üzerinde korelasyonsuzdur ve (ilişkili) görünürlük verilerine girmez. Ayrıca, arka plan seviyesi sorunları yoktur: bir interferometre sabit bir arka plan seviyesine yanıt vermez ve bu nedenle iyi tasarlanmış bir interferometre sabit atmosferik sinyallere, mikrodalga arka plan radyasyonunun tek tip bileşenine, galaktikteki büyük ölçekli gradyanlara yanıt vermez. sürekli emisyon veya teleskop yan loblarından giren zemin emisyonu.

İnterferometrik tekniklerin başarıyla kullanıldığı ilk küme, tek çanak ölçümleri kullanılarak küçük açısal boyutta güçlü bir Sunyaev-Zel'dovich etkisine sahip olduğu gösterilen Abell 2218'dir (Birkinshaw, Gull & Hardebeck 1984). Jones et al. (1993), kaynakları bulmak ve yaygın Sunyaev-Zel'dovich etkisinin haritasını çıkarmak için, temel hatları 18 ila 108 m arasında olan 15 GHz'de Ryle interferometresini kullandı. Elde ettikleri görüntüler Şekil 22'de gösterilmektedir. 36 ila 108 m arasındaki taban çizgileri ve 27 12 saatlik koşular kullanılarak küme radyo kaynaklarının yüksek sinyal/gürültü haritası yapılmıştır (Şekil 22, sol). Sadece 18-m taban çizgisi kullanılarak ve bu kaynaklardan gelen sinyaller çıkarılarak, yaklaşık 2 arkmin etkili açısal çözünürlüğe sahip bir harita yapılmıştır (Şekil 22, sağ). Bu açıkça -580 ± 110 önemli bir negatif sinyali gösterir. µJy, merkezlenmiş 16 h 35 m 47 s +66° 12' 50" (J2000). Kümedeki merkezi Sunyaev-Zel'dovich etkisi için karşılık gelen değer, verimlilik eğrisinin şekli bilinmeden belirlenemez (örn. , Şekil 21, esas hatlarda gözlemlenenlerden daha az bir görünürlük eğrisidir) Ryle interferometre verileri, 0.6'dan uzanan bir parametre alanı ile form (66) modelleriyle donatılabilir, c 0.9 ark dakika, T0 -1.1 mK, 1.5'e kadar, c 2.0 ark dakika, T0 -0.6 mK. Bu nedenle, bir Sunyaev-Zel'dovich etkisinin saptanmasındaki rastgele hata, etkinin merkezi ölçümündeki sistematik hatadan çok daha küçüktür - daha iyi bir temel çizgi aralığı ve üzerinde Sunyaev-Zel'dovich etkisinin tespiti. bu durumu iyileştirmek için tek bir temelden daha fazlasına ihtiyaç duyulacaktır.

Sunyaev-Zel'dovich etkisinin çoğu analizi, modele uyarlanarak haritada, düzlemde değil, verilerde faydalı bir şekilde gerçekleştirilebilir. V (u,v) ölçülen görünürlüklere Aslında, bir Sunyaev-Zel'dovich etkisinin gerçekliğinin en güvenilir göstergesi, görünürlük grafiklerinde ilk olarak varlığı olabilir (Şekil 21 gibi) ve bu tür grafikler, eksik görünürlük verilerinin kapsamını değerlendirmek için paha biçilmezdir. (u,v), ve dolayısıyla interferometre tarafından tespit edilen bir kümenin tam Sunyaev-Zel'dovich etkisinin kesri. Elbette, Sunyaev-Zel'dovich etkilerinin radyometrik ve bolometrik gözlemleri için benzer hesaplamalara ihtiyaç vardır, ancak verimlilik faktörleri (b) interferometrik çalışmada genellikle daha düşüktür ve bu nedenle tam Sunyaev-Zel'dovich etkisinin örneklenmesi, yorumlanması için daha kritiktir.

Daha yakın zamanlarda, CL 0016+16 ve Abell 773 kümelerine ilişkin mükemmel görüntüleme verileri Carlstrom ve diğerleri tarafından yayınlandı. (1996). Bu yazarlar, 1 cm'de Owens Valley Milimetre Dizisi'ni (OVMMA) kullandılar: 3 mm ve daha kısa dalga boylarında çalışmak üzere tasarlanmış bir diziyi cm-dalga alıcıları ile donatarak, doğru işaretleme ve nispeten büyük bir birincil ışın sağladıklarından emin oldular. interferometre, kısa taban çizgileri üzerindeki Sunyaev-Zel'dovich etkilerini aşırı çözmemelidir. Bu çalışma konfigürasyonunda CL 0016+16'nın toplam negatif akı yoğunluğu, kümenin -1 mK'lik bir merkezi azalmaya sahip olması durumunda -13 mJy'ye yakındır, bu nedenle kümenin nispeten güçlü (negatif) kaynak olması gerekir. OVMMA ile Carlstrom ve ark. (1996), 13 günlük gözlemden sonra -3.0 mJy'lik bir toplam negatif akı yoğunluğu tespit etti: küme haritaları Şekil 23'te gösterilmektedir.

Bir kümenin radyo interferometrik haritalamasının gücü Carlstrom'da açıkça görülmektedir. et al.CL 0016+16'dan Sunyaev-Zel'dovich etkisinin haritası. Sunyaev-Zel'dovich azalması, X-ışını emisyonu (Şekil 2) ve optik galaksilerin dağılımı ile aynı konum açısında (ve kümeden eşlik eden kümeye olan konum açısına yakın) uzatılır Hughes ve diğerleri 1995 ). Bu görüntüde görülen küçük ölçekli yapı, X-ışını görüntüsünden tahmin edilene yakındır ve kümenin Sunyaev-Zel'dovich etkisinin daha önceki radyometrik tespitlerine dayanan tahmin edilen genliğe çok yakındır (Uson 1986 Birkinshaw 1991) .

Şekil 24 gibi sonuçlar veren son interferometrik haritalama kampanyalarının başarısı, bu tekniğin Sunyaev-Zel'dovich etkisinin tek çanak gözlemlerini geliştirme potansiyelini fazlasıyla haklı çıkardı. Bu atılımın kritik unsurları, uzun aralıklarla Sunyaev-Zel'dovich etki haritalamasına adanmış küçük interferometrelerin geliştirilmesi ve son derece geniş geçiş bantlarına sahip kararlı, düşük gürültülü alıcıların varlığı olmuştur. *****


Uzayda Yeni Bir Radyo Gözlemevi

Yazan: J. Kelly Beatty Temmuz 18, 2011 0

Bunun gibi makalelerin gelen kutunuza gönderilmesini sağlayın

Bu sabah erken saatlerde Kazakistan'daki Baykonur fırlatma kompleksinden mavi gökyüzüne ince bir roket kükredi ve dünya çapında bir radyo astronomları ekibi de hep birlikte heyecanla kükredi. Güçlendiricinin tepesinde, yakında evrenin en enerjik ve esrarengiz nesnelerinden bazılarını incelemelerine yardımcı olacak bir radyo gözlemevi olan Spektr-R vardı.

Bir Zenit-3M güçlendirici ve Fregat-SB üst sahne Spektr-R uzay teleskobu ile uzaya gidiyor. Kalkış, 18 Temmuz 2011'de (Moskova saati ile) 06:31'de geldi.

RadioAtron, eşi benzeri görülmemiş bir ölçekte ve dolayısıyla galaktik ve ekstragalaktik hedeflerdeki radyo-parlak özellikleri çözmede eşi görülmemiş bir yeteneğe sahip devasa bir yer ve uzay tabanlı radyo interferometresi.

(Bir açıklama için zaman aşımı: Bir teleskobun açısal çözünürlüğü açıklığına bağlıdır. İnterferometri, iki veya daha fazla radyo teleskopu tarafından toplanan radyo enerjisini, tek bir sanal teleskopun çözümleme gücünü, tek tek çanakların uzaklıkları kadar büyük olacak şekilde birleştirir. bir başka.)

Sanatçının yörüngedeki Spektr-R konsepti. 33 fit (10 m) çapıyla bugüne kadarki en büyük uzay gözlemevidir.

dört frekans bandı - 0,3, 1,6, 5,0 ve 22 gigahertz (karşılık gelen dalga boyları: 92, 18, 6,2 ve 1,4 cm), Spektr-R ve büyük yer tabanlı radyo çanakları, 7'ye kadar ayrıntıları ayırt etmek için güçleri birleştirecektir. mikro-ar saniye. Eğer matematiği doğru yapıyorsam, bu New York City'deki bir noktadan bir California sahilindeki kum tanelerini seçmek için yeterince iyi!

RadioAtron'un uluslararası danışma komitesinin eşbaşkanlarından Ken Kellermann, Spektr-R'nin Dünya yüzeyiyle sınırlı yemekler arasında mümkün olandan 30 kat daha fazla interferometrik taban çizgileri oluşturacağını belirtiyor. "Astronomide mevcut olan en yüksek açısal çözünürlüğü verecek" diye belirtiyor.

Bundan beş gün sonra, Spektr-R, şimdiye kadar fırlatılan en büyük teleskop olan 33 fit (10 m) çapında zarif bir anten oluşturmak için özenle yerleştirilmiş 27 paneli açacak. Kasım ayına kadar, üç aylık mühendislik kontrolleri ve test gözlemlerinin ardından uzay aracı, dünyanın en büyük yer tabanlı radyo çanaklarından bazılarıyla interferometrik denemeler için hazır olacak. Bu oyuncular arasında ABD, Porto Riko, Almanya, İtalya ve Rusya'daki tesisler yer alıyor.

Radyo astronomlarının incelemeyi beklediği inanılmaz kozmik hedefler yelpazesi hakkında bir fikir edinmek için, 2008'deki ""Ultimate Açısal Çözünürlükte Radyo Evreni" başlıklı bir sempozyumdaki bu uzun sunum listesini taramanız yeterli.

Messier 87'nin merkezindeki süper kütleli kara delik, muhteşem bir jetin kaynağıdır.

Bu çizim, Salyut 6 uzay istasyonunun bir ucundan uzanan büyük radyo anteni KRT-10'u göstermektedir. 1979'da kozmonotlar, kozmik hedeflerin gözlemlerini yapmak için 33 fit (10 m) çanağı kullandılar.

VSOP, HALCA'yı içeren ilgili işbirliği. "VSOP inanılmaz bir başarıydı" diyor. "Temelde bir mühendislik göreviydi, ancak hem üstlenilen bilim açısından hem de bazı açılardan önemli olan, ulaşılan uluslararası işbirliği açısından inanılmaz sonuçlar elde etti." Spektr-R'nin sağladığı büyük ölçüde geliştirilmiş yetenekler göz önüne alındığında, "RadioAtron'dan beklentilerin haklı olarak çok yüksek olduğunu düşünüyorum" diye ekliyor.

Özellikle, bu Kardashev'in yörüngeye 10 metrelik bir radyo anteni aldığı ilk sefer değil. Zor uzay meraklıları, Haziran 1979'da bir feribot gemisinin KRT-10 radyo teleskopunu Salyut 6 uzay istasyonuna teslim ettiğini hatırlayacaktır. Kozmonotlar Vladimir Lyakhov ve Valery Ryumin, büyük çanağı birkaç hafta boyunca işlettiler - daha sonra çıkarmayı denedikten sonra tel örgü yüzeyi istasyonun dışına dolandığında acil bir uzay yürüyüşü yapmak zorunda kaldılar.


Anahtar kelimeler

  • APA
  • Standart
  • Harvard
  • Vancouver
  • Yazar
  • BİBTEKS
  • RIS

İçinde: Astrofizik Dergisi, Cilt. 358, No. 2 BÖLÜM 2, 01.08.1990, s. L69-L73.

Araştırma çıktısı : Dergiye katkı › Makale › hakemlik

T1 - Milimetre dalga boylarında güneş patlamalarının ilk yüksek uzaysal çözünürlüklü interferometrik gözlemleri

N1 - Telif Hakkı: Telif Hakkı 2018 Elsevier B.V., Tüm hakları saklıdır.

N2 - Berkeley-Illinois-Maryland Dizisi (BIMA) ile gerçekleştirilen milimetre dalga boylarında güneş patlamalarının ilk yüksek uzaysal çözünürlüklü interferometrik gözlemlerini sunuyoruz. Gözlemler 3.3 mm dalga boyunda 1989 Mart'ın çok aktif döneminde, saçak aralıkları 2"5" olan bir veya üç taban çizgisi kullanılarak yapıldı. Gözlemler, bu dalga boylarında önceki güneş gözlemleriyle karşılaştırıldığında, hem duyarlılık hem de uzaysal çözünürlükte bir büyüklük sırasının gelişimini temsil ediyor. Gözlemler sırasında görüş alanı içinde meydana gelen alevlenmelerin çoğu, hem çok dürtüsel hem de daha uzun süreli olaylar dahil olmak üzere BIMA tarafından tespit edildi. Daha uzun parlamalar genellikle mevcut kenar boşluklarından daha büyük gibi görünürken, bazı dürtüsel olaylar bizim çözünürlüğümüzle karşılaştırılabilir boyutlara sahip olabilir. Bununla birlikte, milimetrik patlama kaynaklarının mikrodalga kaynaklarından çok daha küçük olmadığı görülmektedir. En yoğun patlamalar, 106 K'nin üzerindeki parlaklık sıcaklıklarını ifade eder ve termal olmayan gyrosynchrotron emisyonundan veya muhtemelen termal serbest emisyondan kaynaklanır. Flaş fazındaki emisyon ağırlıklı olarak gyrosynchrotron emisyonundan kaynaklanıyorsa, milimetre dalga boylarındaki akı çok yüksek olduğu için radyo emisyonu için termal gyrosynchrotron modellerini ekarte edebiliriz.

AB - Berkeley-Illinois-Maryland Dizisi (BIMA) ile gerçekleştirilen milimetre dalga boylarında güneş patlamalarının ilk yüksek uzamsal çözünürlüklü interferometrik gözlemlerini sunuyoruz. Gözlemler 3.3 mm dalga boyunda 1989 Mart'ın çok aktif döneminde, saçak aralıkları 2"5" olan bir veya üç taban çizgisi kullanılarak yapıldı. Gözlemler, bu dalga boylarında önceki güneş gözlemleriyle karşılaştırıldığında, hem duyarlılık hem de uzaysal çözünürlükte bir büyüklük sırasının gelişimini temsil ediyor. Gözlemler sırasında görüş alanı içinde meydana gelen alevlenmelerin çoğu, hem çok dürtüsel hem de daha uzun süreli olaylar dahil olmak üzere BIMA tarafından tespit edildi. Daha uzun parlamalar genellikle mevcut kenar boşluklarından daha büyük gibi görünürken, bazı dürtüsel olaylar bizim çözünürlüğümüzle karşılaştırılabilir boyutlara sahip olabilir. Bununla birlikte, milimetrik patlama kaynaklarının mikrodalga kaynaklarından çok daha küçük olmadığı görülmektedir. En yoğun patlamalar, 106 K'nin üzerindeki parlaklık sıcaklıklarını ifade eder ve termal olmayan gyrosynchrotron emisyonundan veya muhtemelen termal serbest emisyondan kaynaklanır. Flaş fazındaki emisyon ağırlıklı olarak gyrosynchrotron emisyonundan kaynaklanıyorsa, milimetre dalga boylarındaki akı çok yüksek olduğu için radyo emisyonu için termal gyrosynchrotron modellerini ekarte edebiliriz.


Giriş

Jeodezik çok uzun taban çizgisi interferometrisi (VLBI), Uluslararası Yersel Referans Çerçevesi (ITRF) (Altamimi ve diğerleri 2016) için büyük önem taşıyan (Bachmann ve diğerleri, 2016) bir uzay jeodezik tekniğidir. ITRF, bilim camiasının yanı sıra toplumun tamamı tarafından ihtiyaç duyulan küresel bir jeodezik referans çerçevesinin (GGRF) en kesin ve doğru şekilde gerçekleştirilmesidir. İnsan toplumunun sürdürülebilir gelişimi için önemi, ilgili bir Birleşmiş Milletler kararında (BM 2017) vurgulanmıştır.

ITRF'nin oluşturulması ve sürdürülmesinin temeli, sözde jeodezik çekirdek (temel) sitelerde gerçekleştirilen uzay jeodezik gözlemleridir. Jeodezik çekirdek sahalar, çeşitli uzay jeodezik ölçümleri için, örneğin; jeodezik VLBI ve Global Navigasyon Uydu Sistemleri (GNSS). Ortak yerleşim yerlerinde farklı uzay jeodezik ölçümlerinden mümkün olan en iyi şekilde yararlanmak için, farklı uzay jeodezik enstrümantasyonunun referans noktaları arasındaki yerel geometrik ilişkilerin yüksek doğrulukla bilinmesi gerekir.

Onsala Uzay Gözlemevi (OSO) bu jeodezik çekirdek sitelerden biridir ve birkaç ortak konumlu uzay jeodezik aletini çalıştırır. 1979'dan beri, 20 m çapındaki radyo teleskopu ONSALA60 (ON), jeodezik VLBI için kullanılmaktadır ve Uluslararası VLBI Jeodezi ve Astrometri Hizmetinin (IVS) gözlem programına düzenli olarak katkıda bulunmaktadır. Bu, ONSALA60'ı IVS'de aktif olan tüm VLBI istasyonlarının en uzun zaman serisi gözlemlerine sahip istasyon yapar.

Son yıllarda, Onsala Uzay Gözlemevi'nde, ONSA13NE (OE) ve ONSA13SW (OW) olarak adlandırılan, Onsala ikiz teleskopları (OTT) olarak adlandırılan iki yeni 13,2 m çaplı radyo teleskop inşa edildi (Haas 2013 Haas ve diğerleri 2019). OTT, genel olarak VGOS (VLBI Global Observing System) olarak adlandırılan yeni nesil VLBI sistemi (Petrachenko ve diğerleri, 2009) için araçlardır. VGOS, önümüzdeki on yıllar için IVS'nin iş atı olacak. Önemsiz yapısal deformasyona ve çift kutuplu geniş bant alıcılara sahip çok hızlı dönen teleskoplar nedeniyle, VGOS'un, eski S/X VLBI sistemi olarak adlandırılan sisteme kıyasla performansı bir büyüklük mertebesi artırması bekleniyor (Petrachenko et al. 2009) ve böylece Küresel Jeodezik Gözlem Sistemi (GGOS Plag ve Pearlman 2009) ve genel olarak küresel değişim araştırmaları ile bağlantılı olarak toplumsal ihtiyaçları karşılamak için gerekli doğruluk seviyesine ulaşabilecektir.

Yeni VGOS teleskoplarını ve gözlemlerini diğer mevcut uzay jeodezik gözlemleri ile birlikte kullanmak için, yeni ve daha önce var olan enstrümanın referans noktaları arasındaki sözde yerel-bağ vektörleri belirlenmelidir. Genellikle, farklı uzay jeodezik enstrümantasyonu için referans noktaları arasındaki yerel-bağ vektörleri, klasik jeodezik araştırma ile belirlenir, bkz. Haas ve Eschelbach (2005) Lösler ve ark. (2013, 2016). Bununla birlikte, aynı uzay jeodezik tekniğinin ortak konumlu enstrümantasyonu durumunda, yerel-bağ vektörlerini belirlemek için tekniğe özgü gözlemler de kullanılabilir. Bu amaçla, 2019 ve 2020 yıllarında Onsala'daki üç ortak konumlu jeodezik VLBI istasyonu, yani ON, OE ve OW ile bir dizi kısa temel yerel interferometri kampanyası gerçekleştirdik.

Bölüm 2, kısaca Onsala'da jeodezik VLBI için kullanılan üç ana enstrümanı sunar. 2019 ve 2020'de gerçekleştirilen kısa temel ortak yerleşim deneylerinin tasarımı ve kurulumu Bölüm'de açıklanmıştır. 3. Bölüm 4, veri korelasyonunu ve korelasyon sonrası analizini açıklar. Ortaya çıkan gecikme verilerinin jeodezik analiz yöntemleri Böl. 5 ve elde edilen pozisyonlar Bölüm'de verilmiştir. 6. Son olarak, Böl. 7 bir özet ve görünüm verir.


Genişletme işlemi için görüntüleme algoritması optimizasyonu

Haoyang Ye, . Bojan Nikolic , Astronomide Büyük Veride , 2020

1.1 Kirli bir görüntü oluşturun

Radyo interferometrisinde, gözlemlenen görünürlük verileri arasındaki temel ilişki V ve gökyüzü parlaklık dağılımı ben, veya yoğunluk dağılımı aşağıdaki biçimde yazılabilir [1] :

nerede (ben, m) − 1 ile 1 arasında yön kosinüsleridir. Her biri (sen,v,w) koordinat, dalga boyu birimlerindedir ve iki anteni birbirine bağlayan bir taban çizgisine karşılık gelir. Görünürlük verilerinin önceden düzenlenmiş ve kalibre edilmiş olduğu varsayılır.

Gözlem alanı çok küçükse ve faz merkezine yakınsa (ben, m) = (0, 0), daha sonra sözde w- Denklemdeki terim (8.1) , koordinatı içeren w ihmal edilebilir. Görünürlük işlevi daha sonra şu şekilde yazılabilir:

yoğunluk dağılımı ben(ben, m) görünürlük fonksiyonunun basitçe ters iki boyutlu Fourier dönüşümüdür. V(sen,v)

Ancak bu, yalnızca görünürlük fonksiyonu tüm temel aralıklarda bilindiğinde değerlendirilebilir. Pratikte, bir interferometrenin anten sayısı çok sınırlıdır, bu da ben(l,m) ters Fourier dönüşümünü kullanmak mümkün değil. Genellikle dünya yüzeyinde nispeten az sayıda sabit konumda bulunan antenler, bütünü tam olarak örnekleyemeyen sınırlı bir dizi taban çizgisi oluşturur (sen,v) gözlem sırasında dünyanın dönmesine bile izin veren düzlem. Şekil 8.1, New Mexico, Amerika Birleşik Devletleri'nde bulunan Y-şekilli bir radyo interferometresi olan çok geniş dizideki (VLA) [2, 3] 27 antenin göreli konumlarını göstermektedir. Her biri kırmızı nokta (gri basılı versiyonda) yanında numarası yazılı olan bir anteni temsil eder [4] .

Şekil 8.1. VLA'nın 27 anteninin göreli konumları. Her biri kırmızı nokta (gri basılı versiyonda) yanında numarası yazılı olan bir anteni temsil eder. x- ve y– eksenler, Y şeklindeki dizinin üç kolunun kesiştiği noktada ortalanır.

(sen,v) düzlemine “UV-kapsama.” Şekil 8.2, aşağıdakilerin örnek bir grafiğini göstermektedir. UV-ortak astronomi yazılım uygulamaları paketi (CASA [5] ) tarafından üretilen VLA A-dizisinin kapsamı. Bu, 45 derecelik bir eğimde 5 saatlik simüle edilmiş bir gözlem içindir [4] . Zamanla, her taban çizgisi dünyanın dönüşüyle ​​birlikte hareket eder ve (sen,v) uçak. Ancak, Şekil 8.2'de gösterildiği gibi, hala birçok boşluk vardır. UV- kapsama, gökyüzü yoğunluğu dağılımını doğrudan iki boyutlu ters Fourier dönüşümü yoluyla ölçülen görünürlük fonksiyonundan kurtarmayı imkansız hale getirir [4] .

Şekil 8.2. UV– 45 derecelik bir eğimde 5 saatlik bir VLA A-dizisi gözleminin kapsamı. λ gözlem dalga boyunu temsil eder, yani sen ve 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 ID is calculated for all values of ben ve 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. Astrophys. 70, 255.

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

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

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

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

Lawson, K.D., Mayer, C.J., Osborne, J.L., Parkinson, M.L.: 1987, Mon. Not. 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, Proc. IEEE 97, 1497. DOI .

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

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

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

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

Oberoi, D., Matthews, L.D., Cairns, I.H., Emrich, D., Lobzin, V., Lonsdale, C.J., et al.: 2011, Astrophys. 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. bir 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. Phys. 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. Opt. 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. Not. R. Astron. Soc. 424, 1006 (2012)

Ofir, A., Ribak, E.N.: Mon. Not. R. Astron. Soc. 368, 1646 (2006)

Ofir, A., Ribak, E.N.: Mon. Not. 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 alfa through 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 ve 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 ve 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.


Videoyu izle: 9 Korelasyon Katsayısı ve Kovaryans. Korelasyon Analizi 1. İSTATİSTİK. XDERS (Ocak 2023).