乌拉斯台观测站

首 页
科学背景
设备和台址
天线系统
信号接收系统
数据采集系统
技术难关和挑战
数据处理流程
项目展望
21CMA技术难关和挑战

 

除了人为干扰,要探测强度比宇宙前景低5个量级的宇宙再电离讯号对目前的观测宇宙学而言的确是一个巨大的挑战!在50-200MHz波段,低频宇宙主要被银河系同步辐射和自由-自由辐射所掩盖,其次是宇宙射电源(包括射电星系、活动星系核、星系团等)的贡献。按照目前的流行观点,虽然这些前景辐射远大于来自宇宙再电离的中性氢讯号,但前景为连续辐射,在谱空间无明显的特征和结构,而来自宇宙再电离区域的中性氢辐射是一条明显的发射线或吸收线,只要我们在谱空间移去一个光滑的幂律成份,我们就可以消除前景的影响,具体操作既可以在像空间,也可以在uv(傅立叶)空间甚至是在功率谱空间实现。
进行以上操作的前提是,所有亮射电源必须全部被正确剔除,即所谓扣除亮点源。否则由点源产生的随机高斯噪音就会远大于宇宙背景信号。然而,要扣除亮点源则存在操作上的困难:首先,要把一个亮源在像空间完全扣除,传统的方法是通过建模移去一个椭圆高斯分布。对于一个亮度10-100Jy的典型亮源,即便扣除的精度到达5个量级以上,其残差仍足以影响待测宇宙背景信号。所以一般认为,应该先在uv空间移去所有亮源的影响,这要求在像空间对亮源进行识别,然后返回uv空间扣除。另一种方法是直接对uv空间的每一个像素(pixel)进行沿频率空间移去平滑成份的操作,然后对残差构建功率谱。即便如此,我们依然面临大动态范围的挑战,即把亮源的残差抑制到5个量级以下可能是失败的。
即使上述方法是可行的,进一步的挑战是,由于望远镜的旁瓣所带入视场的场外射电源将会产生明显的结构,如果观测视场不够充分地大,则无法证认这些场外的源并扣除其通过旁瓣产生的影响。增大视场所带来的问题是动态范围的降低:由于综合孔径成像依赖空间的FFT及其格点化技术,为了保持高的动态范围和空间分辨率,我们不可能为增大的视场无限制地增加格点的数目,目前的计算机储存和运算能力将把我们限制在一维格点数不超过大约16384的水平上。所以,我们将局限于平衡视场和动态范围之间的关系。
低频射电干涉成像的另一困难是电离层的干扰:当基线超过大约一公里时,基线两端接收到的来自同一光源的两条光线由于经历电离层的路径不同而受到不同的扰动,可能会导致严重的相位差改变,使得信号失去相干性,如果不对此进行修正,则无法成像。目前尚不存在完美的技术手段来实施这种改正,构造电离层模型和利用不同频率信息是目前流行的手段,但都有其局限性。
根据简单的波长除以天线口径(λ/D)估计,低频射电望远镜的视场一般都不太小(典型值是几十平方度),此时,小视场二维近似将失效,必需采用三维FFT实现成像。虽然这不存在数学上的模糊之处,但目前的计算机能力让我们无法完成当每个纬度上的格点数极大时(如2048)的三维FFT,特别是涉及自校准时,耗时甚长不可接受。
最后一点,要到达探测10mK的典型灵敏度,相比较于天线及接收系统大约60K的噪声温度,需要长达数年的耐心时间积分。对于21CMA,在带宽0.1MHz和效率百分之百的情况下,仅仅统计上测量角功率谱而不是分辨单个的再电离区域,我们也大约需要1年以上的积分时间。对于100MHz以下的更低频率波段,时间还会更长,况且目前21CMA受限于计算机的运算和数据传输能力,即使在增配GPU后效率也只有50%。

 

--------------------------------------------------------------------------------------

通讯地址:北京朝阳区大屯路甲20号 中国科学院国家天文台宇宙学组

邮编: 100012

联系人:

武向平(首席科学家) 64878798

课题组秘书 64850103