Пульсары в качестве объектов для начальных координат

В начале данной главы обсуждалось применение радиоастрономических VLBI как метода, дающего самое высокое угловое разрешение, в частности космических VLBI. Угловые размеры пульсаров очень малы и составляют 10^–7–10^–10 дуговых секунд. Полагают, что распределение яркости их магнитосферы не поддается разрешению. Сами же пульсары можно рассматривать в качестве точек для начальных координат на небосводе. Временной расчет (в годах) положения пульсара измеряется в динамической системе координат с точностью до 0,5 дуговых миллисекунд, которой соответствует погрешность в 1 мкс при отсчете времени и 300 м при измерении орбиты Земли. Подобной точности можно добиться применением межконтинентальной VLBI в диапазоне S (Калязин, Россия – Касима, Япония) [Sekido et al., 1998]. Данные VLBI для координат пульсаров были получены в ICRF. Это дает возможность скорректировать с высокой точностью систему небесных координат. Координаты пульсаров по данным VLBI можно использовать как независимые, когда используют процедуру подгонки для определения параметров пульсара (период, временные производные периода, координаты, истинное движение и параметры Кеплера для двоичной системы).

Мониторинг Солнца

Поскольку солнечная активность может влиять на функционирование некоторых служб, в частности сетей энергоснабжения, во всем мире она отслеживается в различных участках электромагнитного спектра. В качестве примера контроля Национальный совет по исследованиям Канады с 1947 года проводит ежедневные измерения солнечного радиоизлучения на длине волны 10,7 см. Эта программа, включающая точные измерения общей спектральной п.п.м. и работу службы контроля вспышек, обеспечила самые длительные из существующих записи солнечной активности. Результат измерения, выраженный в солнечных единицах потока (1 сеп ≡ 10^–22 Вт/м^–2/Гц^–1) обычно обозначают как F _10,7 и используют во всем мире как основной показатель солнечной активности. Его используют не только в области физики солнца, но и в науке об атмосфере, в технике связи, в силовых инженерных сетях и в других службах, чья работа может ухудшиться при высокой солнечной активности и сопутствующих ей магнитных бурях. Его также используют космические агентства при моделировании плотности верхних слоев атмосферы Земли для расчета орбит спутников. Поскольку основным является солнечное радиоизлучение на сантиметровых длинах волн за счет вклада (медленно меняющийся компонент), вносимого в концентрацию плазмы, поддерживаемую магнитными полями и тепловыми электронами в магнитных полях, интенсивность на длине волны 10,7 см строго коррелируется с суммарным магнитным потоком. Она также хорошо коррелирует с другими мерами солнечной активности и широко используется как замена параметров типа цюрихского числа солнечных пятен, солнечной светимости и интегральной ультрафиолетовой интенсивности, которые трудно измерять с требуемой согласованностью и непрерывностью. Подробное описание F _10,7 приведено в работе [Tapping, 2013].

В связи с интенсивностью солнечного излучения и тем, что большинство измерений в последние годы проводится в хорошо экранированных местах, вредные помехи от активных служб не создают проблем. Тем не менее основные получатели информации контроля указывают, что любой уровень потери данных за счет технических неполадок или помех должен удерживаться ниже 1% за каждый год.

Более мощный прибор контроля за Солнцем – радиогелиограф Нобэяма (Япония) – был закончен в 1992 году и ежедневно работает на частоте 17 ГГц с угловым разрешением Солнца в 10 дуговых секунд и высоким разрешением по времени в 20 мс. Сейчас изучают новое и более универсальное оборудование – быстро перестраиваемую по частоте солнечную решетку (FASR), которая сможет давать изображения Солнца и его атмосферы с разрешением в дуговую секунду в диапазоне частот 0,1–30 ГГц [Bastian et al., 1998].

 

ССЫЛКИ

BASTIAN, T. S., GARY, D. E., WHITE, S. M. and HURFORD, G. J. [1998] Broadband imaging spectroscopy with a solar-dedicated array. Proc. SPIE, Vol. 3357. Advanced technology MMW, radio, and terahertz telescopes. T. G. Phillips, ed. p. 609‑619.

D’ADDARIO, L. R. [1991] Time synchronization in orbiting VLBI. IEEE Trans. Instrum. Meas., Vol. IM‑40, p. 584‑590.

HEWISH, A., BELL, S. J., PILKINGTON, J. D. H., SCOTT, P. F. and COLLINS, R. A. [1968] Observations of a rapidly pulsating radio source. Nature, Vol. 217, p. 709‑713.

HIRABAYASHI, H. et al. (52 coauthors) [1998] Overview and initial results of the very long baseline interferometry space observatory programme. Science, Vol. 281, p. 1825‑1829.

LEITCH, E. M. et al. [2002] Experiment design and first season observations with the degree angular scale interferometer. Astrophys. J., Vol. 568, p. 28‑37.

LEVY, G. S. et al. (31 co-authors) [1989] VLBI using a telescope in Earth orbit. 1. The observations. Astrophys. J., Vol. 336, p. 1098.

LOVELL, J. E. J., MCCALLUM, J. N., REID, P. B., MCCULLOCH, P. M., BAYNES, B. E.,
DICKEY, J. M., SHABALA, S. S., WATSON, C. S., TITOV, O., RUDDICK, R., TWILLEY, R., REYNOLDS, C., TINGAY, S. J., SHIELD, P., ADADA, R., ELLINGSEN, S. P., MORGAN, J. S., & BIGNALL, H. E. [2013], “The AuScope geodetic VLBI array”, Journal of Geodesy 87 527-538.

MORAN, J. M. [1998] The submillimeter array. Proc. Spie. Vol. 3357. Advanced technology MMW, radio, and terahertz telescopes, T. G. Phillips, ed., p. 208‑219.

PADIN, S. et al. [2001] First intrinsic anisotropy observations with the cosmic background imager. Astrophys. J. Lett., L1‑L5.

PETRACHENKO, WILLIAM, BEHREND, DIRK, HASE, HAYO, MA, CHOPO, NIELL, ARTHUR, SCHUH, HARALD, & WHITNEY, ALAN 2013, “The VLBI2010 Global Observing System (VGOS)” EGU General Assembly, held 7-12 April, [2013] in Vienna, Austria, id. EGU2013-12867, http://adsabs.harvard.edu/abs/2013EGUGA..1512867P.

PRESTON, R. A., BURKE, B. F., DOXSEY, R., JORDAN, J. F., MORGAN, S. H., ROBERTS, D. H. and SHAPIRO, I. I. [1983] The future of VLBI observatories in space. (Techniques d'interférométrie à très grande base). F. Biraud, ed., Cepadues, Toulouse, France.

SEKIDO, M., IMAE, M., HANADO, Yu., HAMA, S., KOYAMA, Y., KONDO, T., NAKAJIMA, J., KAWAI, E., KURIHARA, N., ILYASOV, Yu. P., ORESHKO, V. V. and RODIN, A. E. [1998] Pulsar VLBI experiment with Kashima (Japan) – Kalyazin (Russia) baseline. New Astronomy Rev. Vol. 43, p. 599‑602.

SCHUH, H. and BEHREND, D. [2012], “VLBI: A fascinating technique for geodesy and astrometry”. Journal of Geodynamics, 61, 68-80.

TAPPING, K. F., “The 10.7cm solar radio flux (F_10.7)”, Space Weather, Volume 11, Issue 7, July [2013], Pages: 394–406.

THOMPSON, A. R., MORAN, J. M. and SWENSON, G. W. [2001] Interferometry and synthesis in radio astronomy. 2nd ed. Wiley, New York, United States of America.

USON, J. M., BAGRI, D. S. and CORNWELL, T. S. [1991] Radio detection of neutral hydrogen at redshift z = 3.4. Phys. Rev. (Lett.), Vol. 67, p. 3328‑3331.

гЛАВА 8

Ослабление помех

 

Настоящая глава посвящена вопросам ослабления радиочастотных помех (RFI) в радиоастрономии. Полное описание и исчерпывающие справочные материалы представлены в Отчете МСЭ‑R RA.2126 "Методы ослабления радиочастотных помех в радиоастрономии".

Введение. Задачи

Целью ослабления помех в радиоастрономии является снижение или устранение влияния сигналов, создаваемых активными службами в пределах или за пределами полос частот радиоастрономической службы. Результатом воздействия помех всегда (или почти всегда) является потеря данных, а также потеря качества данных. Если это происходит внутри полосы частот, распределенной РАС, то проблема носит регуляторный характер. Однако при потере данных в полосах, не распределенных РАС, вопрос не может быть решен путем регуляторных мер. Очевидно, что наилучший способ избежать потери данных – это регуляторные меры, которые могут предотвратить возникновение мешающих сигналов. Предотвращение помех гораздо эффективнее, чем их ослабление. Методы ослабления, которые включают профилактические меры изменения локальной среды РЧ-помех с помощью регуляторных мер, методов предварительного и последующего обнаружения, различных методов предварительной корреляции и методов, применяющихся для корреляции и посткорреляции, могут использоваться на различных этапах работы системы приема данных. Однако чем раньше приступить к решению той или иной проблемы в технологической цепочке по обработке данных, тем лучше. Раннее вмешательство влечет за собой уменьшение потери данных, сокращение затрат на нисходящий поток информации и уменьшение сложности системы. При значительном отношении помеха/шум (INR) проще добиться ослабления помех. В отношении слабых РЧ-помех целесообразнее всего принимать меры позже, в цепочке обработки данных, следующей за интеграцией данных. Это позволит увеличить отношение сигнал/шум (SNR).

В настоящее время по ряду причин научного характера действующие системы РАС работают со все более широкими полосами пропускания, и чувствительность систем постоянно возрастает. В результате наблюдения часто охватывают полосы, распределенные активным службам. В этих полосах служба РАС не защищена. Таким образом, для получения пригодных астрономических данных в нераспределенных полосах частот необходимо применять методы ослабления РЧ-помех.

Главная проблема, с которой сталкивается служба РАС при работе в более широких полосах частот, заключается в распространении маломощных широкополосных устройств с расширением спектра. Эти устройства выпускаются в массовом порядке и не проходят лицензирование. Для обеспечения оптимального режима работы РАС необходим нестандартный подход к решению проблем ослабления помех. Еще одной проблемой, возникающей при радиоастрономических исследованиях вне распределенных полос, является динамический доступ к спектру (DSA), который позволяет системам работать в неиспользуемых участках спектра (пробелах). Ожидается, что спектр будет все больше заполняться когнитивными радиоустройствами, использующими новую технологию совместного использования частотного спектра. Безусловно, работа РАС в широкополосном режиме подвержена влиянию принципа DSA по мере внедрения новых когнитивных радиоустройств.