Основные научные задачи, которые можно решить при помощи

Основные научные задачи, которые можно решить при помощи БСА3.
(версия от 25.07.2013)
Наблюдения.
ПРАО АКЦ ФИАН располагает несколькими радиотелескопами мирового уровня. Один из них Большая Сканирующая Антенна (БСА). Радиотелескоп БСА ФИАН - это антенная решетка,
состоящая из 16384 вибраторов, расположенных на площади 384x187 м (геометрическая площадь
более 70 тыс кв. м, эффективная - около 30 тыс.). Рабочая частота - 109-112 МГц (с 1996 г., ранее 101-104 Мгц), и в этом диапазоне БСА является самым чувствительным телескопом в мире (и одним
из наиболее чувствительных в мире на метровом диапазоне волн в целом). БСА ФИАН - это
незаменимый инструмент для решения целого ряда задач в области исследования пульсаров,
изучения динамических процессов в околосолнечной и межпланетной плазме, радиоисточников
нашей Галактики и внегалактических радиоисточников в метровом диапазоне волн. Важнейшей
особенностью БСА является то, что он работает в режиме приема полной мощности. Это позволяет
снимать на нем, помимо дискретных радиоисточников, фоновое излучение нашей Галактики и
протяженные, порядка градусов, протяженные источники (с характерным размером до 2-3 градусов).
Вторая особенность - БСА изначально проектировался с возможностью формирования на нем
многолучевой диаграммы. До 2007 г. диаграмма направленности БСА состояла из 16 лучей, затем
была сформирована вторая, независимая 16-лучевая диаграмма. Наконец, в 2010-11 гг. была
разработана и создана еще одна (уже третья) диаграммообразующая система.
Новая система диаграммообразования формирует 128-лучевую диаграмму, плотно перекрывающую
телесный угол в 500 кв. градусов. Но ее необходимо было снабдить цифровой многоканальной
системой регистрации. Для этого в 2012 г. начался поэтапный ввод в строй 128-канального
цифрового радиометра.
С 1 апреля 2013 г. работает уже 96 каналов, а в конце 2013 года – по-видимому, будут оснащены
каналами приемников полностью все 128 лучей 3-й диаграммы БСА. В итоге третья многолучевая
диаграмма БСА будет покрывать на северной полусфере неба склонения от 0 до 65 градусов.
Важно отметить, что эти наблюдения в режиме круглосуточного небесного мониторинга проводятся
параллельно с наблюдениями по другим научным программам, для которых используются две
другие диаграммообразующие системы БСА ФИАН.
В результате с научных установок, подключенных ко всем диаграммам БСА, идут колоссальные
объемы информации.
Так, мы регистрируем на используемом в данном проекте многоканальном регистраторе 6 частотных
полос + 1 общую, при этом снимаем научные данные десять раз в секунду (в секунду соответственно
снимается 7x48x10 четырехбайтовых вещественных чисел). В итоге, за сутки с 48 лучей диаграммы с
июня 2012 г. поступает более гигабайта научной информации, а с начала апреля 2013 – более 2 ГГбт.
В 2013 году планируется начало ежесуточной записи со всех 128 лучей радиотелескопа БСА, в
результате чего впервые в истории мировой радиоастрономии каждые сутки будет записываться
запись большей части видимого небосвода на длинноволновом диапазоне. После ввода в строй всех
128 каналов поток данных достигнет 3.1 Гигабайт в сутки.
Приемная система.
С 7 июля 2012 на БСА начат новый цифровой радиомониторинг северной полусфера неба на частоте
109-111.5 МГц при помощи новой 128-лучевой диаграммы (третья диаграмма БСА, в дальнейшем БСА-3). Данный мониторинг неба с 7.07.2012 г ежедневно работал со склонениями +8.69 .. +12.63 и
+25.18 .. +42.13 градуса на 6 частотных интервалах по 0.42 МГц в полосе 109.0 - 111.5 МГц с
постоянной времени 0.1 секунды.
1
С 7 июля 2012 года был запущен новый приемник на новой, уже третьей диаграмме БСА. Третья
диаграмма БСА имеет 128 лучей, на которые устанавливаются многоканальные приемники (по 8
каналов, на один компьютер промышленного стандарта имеет 6 таких плат, итого - один компьютер
принимает 48 лучей с третьей диаграммы БСА). При этом дополнительно работают 16 лучей второй
диаграммы БСА.
С 1-го апреля 2013 запущены второй блок приемников на 48 лучей БСА-3. Итого, на третьей
диаграмме мы имеем 96 лучей. Каждый луч - занимает на небе около полуградуса. В итоге
покрывается полоса на небе от -8 до +43 градусов. При этом по прежнему работает 2-я диаграмма, в
текущий момент она дополнительно покрывает полосу от +49.1 до +55.2.
Данные
Итак, мы имеем данные с постоянной съема 0.1 сек (а некоторые образцы, снимали для тестов 2 -е
суток подряд - до 0.02 сек!). Файлы - часовые, по 48 лучей с каждой из двух установок - занимают 46
мегабайт каждый (т.е. в час пишется 92 мбт). За сутки сейчас пишется 2.16 Гбт. Раз в час будет
делаться некое предварительное сжатие данных (осреднение по 50 точкам, т.е. 5 секундам данных) и
забор их в базу данных. Во время этой предварительной обработки определяем, в частности ,
дисперсии данных в каждой точке.
Создается база данных мониторинга, в том числе в публичном режиме доступа on-line через сеть
Интернет. На основе Пущинского каталога радиоисточников на 102 МГц формируются выборки из
нескольких сотен объектов различных классов для ежедневного мониторинга на новой 128-лучевой
диаграмме БСА.
Качество данных.
Да, есть сбойные участки - и помехи, и вспышки на солнце, и сбои приемников, но, как показала
практика в течение более полугода - хороших записей - 85-90%, с этим вполне можно работать.
Особенности наблюдений на БСА.
Радиотелескоп БСА в данный момент способен наблюдать небо во многих лучах (примерно как
телевизионная строчная развертка), всего - в 128 лучах на третьей диаграмме БСА. Каждый луч шириной (для зенита) примерно полградуса (вдоль оси склонений) на градус (ось прямого
восхождения). Соответственно, все, что падает внутрь каждого луча в данную секунду - наше. БСА меридианный инструмент, его лучи - это веер, лежащий вдоль линии Юг-Север на небосводе.
Поскольку небо вращается, то оно в течение суток полностью проецируется на лучи диаграммы
БСА, лежащие в створе линии Юг-Север. Каждый радиоисточник проплывает через луч или два
нашей многолучевой диаграммы. По теореме Котельникова они должны были бы быть расположены
вдове чаще, чем характерный размер диаграммы, но мы пожертвовали выполнением теоремы
Котельникова в пользу как можно более широкого охвата склонений на небе. Т.е. расстояние между
лучами - ровно половина расстояния по первым нулям функции диаграммы= (синус (Х ) / X)^2. В
итоге, например, если источник попадает в точности на луч, то на нем его плотность потока будет
равна 100% от реальной, а в двух боковых - по 0%. Если строго посередине между лучами, то
плотность потока в каждом из лучей - около 40%. В любом случае - мы не можем промахнуться
мимо источников, но в идеале (для совсем уж правильного определения координат) лучи
желательно было бы располагать вдвое чаще.
Данные этих наблюдений позволят с высокой чувствительностью фиксировать все вариации потока
космического радиоизлучения, происходящие в указанном интервале склонений.
При этом регистрируется и Галактический фон (поскольку БСА работает в режиме полной
мощности), и дискретные радиоисточники. Отметим, что - хотя диаграмма одного луча БСА
достаточно широка (D_delta=24' x Sec(Z) ; D_RA=47' ), в ходе работы по составлению общего
обзорного каталога радиоисточников на основе наблюдений БСА (см. приводимый список работ
авторов) установлено, что ошибки определяемых координат (для источников ярче 5 Ян и для
delta~+30 градусов) в склонениях - порядка 3-5', в R.A. - порядка 4-7'.
2
Как показано в наших работах, эти ошибки вполне приемлемы при отождествлении координат
радиоисточников, определенных при помощи БСА, с подавляющим большинством
радиоастрономических каталогов (которые имеют ошибки порядка 1' и менее).
Что касается ошибок в потоках, то для большинства радиоисточников, наблюдаемых на БСА - они
лимитируются эффектом "путаницы". По разным оценкам, он равен на нашем инструменте - от 0.6
до 1 Ян. Соответственно, для обычных наблюдений мы вынуждены ограничиться выборкой
источников с потокам более 5 Ян.
Классы задач
Класс задач до конца не определен.
Данный мониторинг радиоисточников на небе позволит решать широчайший класс
задач - от поиска транзиентов на масштабах от секунд до часов до ежедневного
мониторинга источников радиоизлучения - в Солнечной системе, нашей Галактике (в
том числе регистрируется ее фоновое излучение - поскольку радиотелескоп БСА
работает в режиме полной мощности) и внегалактических источников.
Предварительный список:
В результате класс задач, которые можно решить на данной системе мониторинга, необычайно широк, причем
это не только фундаментальные научные задачи, но и прикладные. Кратко перечислим лишь основные из них:
1) Мониторинг состояние ионосферы, ее флуктуаций. Задача это ближе к прикладным, но нам придется ее
решать в том числе для ввода координатных поправок источников (порядка нескольких угловых минут),
которые будут наблюдаться по остальным научным задачам проекта.
2) Мониторинг вспышечных явлений на Солнце и состояния околосолнечной плазмы. За рамками данного
проекта мы оставляем обширный класс задач исследований мерцаний источников на околосолнечной
межпланетной плазме, но мы все же будем отслеживать хотя бы самые общие параметры ее состояния для
внесения поправок в обзорные данные точечных негалактических радиоисточников.
3) Радиомониторинг транзиентных явлений в Солнечной системе: ионосферные и грозовые явления на
планетах-гигантах и т.п. Насколько нам известно, ежедневного мониторинга таких явлений на масштабах
времен порядка года пока никем не проводилось. Нам представляется хорошей научной задаче, в том числе
для отработки методики выделения дискретных радиоисточников - мониторинг собственного радиоизлучения
Юпитера и спорадического радиоизлучения его спутника Ио. Контролируемое излучение с характерными
временными масштабами от секунд до микросекунд представляет значительный научный интерес. Кроме
того, Юпитер и система Юпитер–Ио является тестовым полигоном для отработки методики поиска
возможных планетных систем у других звезд, которые могут быть источниками радиоизлучения по аналогии с
планетами Солнечной системы.
4) Мониторинг транзиентных явлений в нашей Галактике: класс задач необычайно широк - от исследования
вспышек радиоизлучения от катаклизмических переменных до поиска кандидатов в экзопланеты. Далеко не
все из них могут быть реализованы на нашем радиотелескопе, но некоторые явления (например вспышки
катаклизмических переменных на масштабах секунд) нам доступны.
5) Слежение и уточнение вековых вариаций потоков радиоисточников в нашей Галактике. Хотя они
достаточно малы (например, радиопоток Крабовидной туманности в год меняется примерно на 0.3%), но
базируясь на основе ежедневной статистики данных мониторинговых наблюдений на масштабах месяцев и
лет, можно существенно уточнить эти данные, что весьма важно для уточнения параметров их физических
моделей.
6) Галактические и внегалактические транзиентные явления. Наиболее интересны задачи по поиску
транзиентов во время гамма-вспышек и их послесвечения. Данное послесвечение уже многократно
обнаруживалось на сантиметровых и дециметровых волнах (cм. A.J., N 746, 2, article id. 156, 2012). В районе 1
ГГц обнаруживаются послесвечения с интенсивностью до 1 Ян (и даже более) в течение десятков дней после
вспышки. Это позволяет надеяться на обнаружение точечных компонент послесвечения 0.1 Ян в режиме
наблюдений мерцаний на нашей частоте. Однако в режиме послесвечения (по крайней мере, в оптическом
диапазоне) гамма-всплески слабее на 2-3 порядка излучения в момент гамма-всплеска. Это позволяет
надеяться, что в момент самой вспышки в длинноволновом радиодиапазоне поток может достигнуть десятков
3
и более Ян. Соответственно, если в этот момент источник будет находиться в зоне диаграммы БСА (ее
площадь - около 500 кв. градусов), то вероятность обнаружения на БСА достаточно.
Не менее интересны транзиентные явления в нашей галактике - от исследования быстрой переменности
радиопотока (в основном на высоких частотах, переменность на низких частотах пока мало исследована) от
объектов, связанными с черными дырами в нашей галактики до радио явлений на обычных звездах. Так,
вспышки радиоизлучения от различных активных вспыхивающих звезд и звездных систем наблюдаются в
широком диапазоне частот (см., например Richards et al, A.J.Suppl.Ser., 2003, V 147, No. 2, pp. 337-362). Эти
вспышки объясняются ускорением частиц под действием магнитного поля. Характерные ожидаемые потоки порядка нескольких десятых долей Ян. Появляются также сообщения о поиске и обнаружениях транзиентов
на масштабах часов. Например, в arXiv:1201.6290 говорится об обнаружении в архивах данных обзоров на
325 МГц подобного транзиента яркостью 2 мЯн. То есть, определенно, на нашей частоте должны
существовать транзиенты порядка 0.01 Ян. Это еще вне возможностей БСА (в режиме мерцаний мы
уверенно обнаруживаем источники с потоком более 0.1 Ян), но мы можем надеяться на существование
значительно более мощных транзиентов подобного класса.
Вся работа по патрулю и обработке возможных транзиентных явлений будет вестись в автоматическом
режиме, из них часть работы - по хорошо известным координатам (планеты-гиганты Солнечной системы,
транзиенты, связанные с катаклизмическими переменными и т.п.), часть - по поступающей информации из
сторонних баз данных (гамма-всплески и т.п.).
Список возможных задач
- космическая погода (определять индексы мерцаний, как они бегут по небу и т.п.)
- составление каталога мерцающих источников из нашего обзора (порядка 10 тыс.
источников, подобного каталога в мире нет)
- мониторинг изменений потоков сотен и тысяч источников
- отслеживание состояния ионосферы
- поиск пульсаров
- поиск радиотранзиентов
- другие задачи
Особенности различных задач:
- космическая погода (определять индексы мерцаний, как они бегут по небу и т.п.)
- составление каталога мерцающих источников из нашего обзора (порядка 10 тыс.
источников, подобного каталога в мире нет)
Специально отметим, что ограничение эффектом путаницы не касается источников, мерцающих на неоднородностях
межпланетной и межзвездной плазмы (т.е. с угловым размером 1" и менее) - поскольку их на небе лишь несколько тысяч
и в подавляющем большинстве случаев в один луч диаграммы БСА способен попасть лишь единичный источник такого
класса. Поэтому, поскольку регистрация производится с постоянной времени 0.1 сек, то из наших наблюдений можно
получать как данные по мерцающим источникам (их несколько тысяч), так и по единичным случаям редко
расположенных на небе возможных радиотранзиентов на масштабах от секунд до часов. В силу вышеперечисленных
причин наблюдения в режиме выделения мерцающих источников и радиотранзиентов могут уверенно выделять
источники с потоками от 0.1 Ян (это обусловлено огромной эффективной площадью БСА и, соответственно, высокой
чувствительностью).
- мониторинг изменений потоков сотен и тысяч источников
Для обычных наблюдений мы вынуждены ограничиться выборкой источников с потокам более 5 Ян. Таковых в нашем
обзоре (см. http://astro.prao.ru/cgi/view_1.cgi?cat=nss102&mod=0) - 5738 источников. Эта выборка - будет базовой для
отбора различных классов радиоисточников в рамках ежедневного мониторинга. Например, если ограничиться только
мониторингом точечных (для нашей диаграммы, т.е. размером порядка 10' и менее) внегалактических радиоисточников
(вне полосы 15 градусов ниже и выше от плоскости Галактики) в пределах уже существующих 48 лучей, остается для
наблюдений потенциальная выборка из 465 источников. После визуальной отбраковки источников, сложных для
автоматических обработки (наложение источников, нахождение источника в районе быстро меняющегося галактического
4
фона и т.п.) останется выборка из 200-300 источников, которые можно использовать для начала ежедневного
мониторинга класса внегалактических радиоисточников.
Помимо очерченного круга задач по поиску в архивах наших данных транзиентов на временных масштабах от секунд до
часов мы рассчитываем провести работу по мониторингу потоков внегалактических радиоисточников. В литературе
существуют указания на переменность радиоисточников на масштабах месяцев на частотах в сотни мегагерц. Однако
работ по долговременным наблюдениям полной по потокам выборки радиоисточников еще не проводилось (проводились
исследования отдельных источников - см., например, Volvach, A.; Ryabov, M., 2006). Всего в нашем каталоге 5738
источников с потоком более 5 Ян в зоне от -16 до + 82 градуса, и эта выборка является базовой для формирования
выборок радиоисточников различных классов для целей их ежедневного мониторинга. Так, для мониторинга
внегалактических радиоисточников (далее 15 градусов от плоскости Галактики) внутри уже существующих 48 лучей
третьей диаграммы БСА мы можем отобрать из базовой выборки лишь те источники, имеющие по нашему обзорному
каталогу пр. точечный размер (относительно диаграммы БСА - т.е. с расчетным угловым диаметром не более 5') 465
источников. Они будут дополнительно визуально проанализированы на предмет возможных сложностей
автоматического выделения из данных, часть из них будет отбракована, в итоге для мониторинга будет определена
выборка из 300-400 источников для ежедневного мониторинга.
- поиск пульсаров
Попытаться поискать пульсары на низких частотах - эта задача большого масштаба. Аналогичный зарубежный проект
Einstein@Home искал их в
дециметровом диапазоне (1400 МГц) на данных Паркса
http://www.atnf.csiro.au/people/pulsar/pmsurv/
http://einstein.phys.uwm.edu/radiopulsar/html/PMPS_discoveries/
http://ria.ru/science/20130211/922360707.html
и Аресибо
http://einstein.phys.uwm.edu/radiopulsar/html/BRP4_discoveries/
http://www2.naic.edu/alfa/pulsar/
Полоса и у тех, и у тех поиска на небе - +-5 градусов от плоскости Галактики. Хотя пульсары на самом деле можно
искать примерно вплоть до +-10 градусов, и у нас в данных она есть. На нашей частоте - 110 МГц никто их массово не
искал. И: у нас очень чувствительная антенна - эффективной площадью примерно 30 тыс. м квадратных.
Сравним (см http://www.lek-ciy2010.narod.ru/texn/stati/teleckop.html) - в Парксе - 64 метра (эффективная площадь,
навскидку - около
1.5 - 2 тыс. м. кв.) , в Аресибо - 305 (эффективная площадь порядка 40 тыс. м). Т.е. наша антенна сравнима с Аресибо, и
больше на порядок,
чем у Паркса. Правда, их наблюдения были в более широких полосах:
Паркс (http://www.atnf.csiro.au/people/pulsar/pmsurv/general.html) - 288 МГц и экспозиция 35 минут.
Аресибо - 100 МГц и экспозиция 5 минут.
У нас - 2.5 МГц (это гораздо меньше, да), время прохождение пульсара через диаграмму - порядка 5 минут, это и есть
время накопления. Но: а можно ведь подключить еще суммирование накопления на многих сутках... А мы наблюдаем в
полосе 25 градусов - с 7 июля 2012, а в полосе 50 градусов - с 1
апреля 2013. Т.е. для отдельных зон у нас время накопления уже больше, чем 100 суток (тем самым мы компенсируем
узость полосы).
При этом, еще один выигрыш: плотность потока пульсапров на 100 Мгц - максимальная (см. , например,
http://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%A0%D0%B0%D0%B4%D0%B8%D0%BE%D0%BF%D1%83%D0%BB%D1%8C%D1%81
%D0%B0%D1%80
http://vk.com/topic-36717268_26476014
http://vk.com/topic-36717268_26476014?z=photo-36717268_281471998%2Fpost-36717268_57
) и примерно на порядок больше, чем на 1400 Мгц.
Итого, потенциально наши данные как минимум не хуже, чем из Аресибо - для поиска пульсаров. Есть, правда, два "но":
а) на низких частотах профили пульсаров из-за рассеяния начинают замываться, и часть пульсаров могут "потеряться".
б) постоянная времени у нас 0.1 сек. Из-за этого мы можем искать только пульсары с периодом 0.2 сек и больше. Ну и
ладно - они в
основном в районе 0.6 сек, самый большой период из найденных - 11 секунд.
Лично я оценил бы потенциал возможного поиска пульсаров - от нескольких новых открытий (всего сейчас известно
около полутора тысяч, если правильно помню, пульсаров) до сотни.
- поиск радиотранзиентов
Необходимо создавать математические фильтры для выделения сигнала только в одном-двух лучах, читать файлы и т.д.
5
Алгоритмы
Методика выделения источников и радиотранзиентов применяется достаточно
стандартная: данные с многолучевой диаграммы пропускаются через различные
комбинации математических фильтров, в зависимости от задачи. Так, даже
простейший медианный фильтр по 30 точкам (усреднение по 3-х секундному
интервалу наблюдений) надежно отсекает импульсные помехи, медианные фильтры
масштаба минут способны убрать техногенные помеховые выбросы, последовательно
выделить ионосферные флуктуации (десятки секунд), сами источники масштаба
диаграммы (минуты) и т.п. Более сложные фильтры способны выделять различные
классы радиотранзиентов.
6