Grazie ai team Lunar Reconnaissance Orbiter (LRO) e Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA) per aver fornito le mappe di elevazione digitale lunare. Questo lavoro è stato direttamente supportato dall'accordo di cooperazione 80ARC017M0006 della NASA Solar System Exploration Research Virtual Institute, come parte del team network for exploration and space science (NESS).

1. Configurazione del software
<ol><li>Per prima cosa, vai https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en e scarica il pacchetto software. Questo software è stato testato solo in un ambiente UNIX e potrebbe non funzionare completamente in altri ambienti. Il README in questo pacchetto aiuterà a guidarne uno attraverso il resto del software necessario e i suoi usi.</li>
	<li>Assicurarsi che python 2.7 o versione superiore sia installato. Un collegamento è fornito nel file README. Sono necessarie anche diverse librerie python comuni tra cui numpy, matplotlib, pylab, scipy, subprocess, effimeri e datetime.</li>
	<li>Assicurarsi che CASA 4.7.1 o versione superiore sia installato. Collegamento fornito nel file README.</li>
	<li>Assicurarsi che gcc 4.8.5 o versione superiore sia installato. Un collegamento è fornito nel file README.</li>
	<li>Assicurarsi che il toolkit C per SPICE sia installato. Questo software viene utilizzato per allineare diversi fotogrammi di riferimento astronomici e tracciare le posizioni relative di pianeti, lune e satelliti. Un link per scaricare questo software è incluso anche nel README.<ol>
<li>Scarica diversi kernel che contengono informazioni sui sistemi di riferimento astronomici e lunari, così come le dinamiche orbitali della Luna, della Terra e del Sole. I kernel specifici necessari sono elencati nel README insieme a un link su dove scaricarli.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Ottenere i dati prerequisiti finali necessari: Digital Elevation Models (DEMs) della superficie lunare creata dalle misurazioni LRO LOLA. Il file specifico necessario è elencato e collegato nel file README.</li>
</ol>2. Creazione della configurazione dell'array
<ol><li>Personalizzare lo createArrayConfig.py script.<ol>
<li>Scegliere la configurazione dell'array fornendo un elenco di coordinate Longitude e Latitude per ogni antenna. NOTA: Lo script è attualmente formattato per un array di diametro di 10 km con 1024 elementi, 32 bracci con 32 antenne distanziate del log ciascuna, utilizzando un fattore costante per convertire tra metri e gradi di longitudine / latitudine vicino a 0 gradi di latitudine. Il sito dell'array, (-1,04°, -0,43°), è stato scelto perché è il centro della patch di 10x10 km con la variazione di elevazione più bassa (σ = 5,6 m) vicino al punto sotto terra (0°, 0°) nel telaio Moon ME.</li>
		<li>Modificate la variabile lunarPath nello script per riflettere la nuova posizione di download del modello di elevazione digitale contenente i dati di elevazione della superficie lunare.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Esegui lo script createArrayConfig.py con "python createArrayConfig.py". Questo utilizzerà il modello lunare di elevazione digitale per risolvere l'elevazione ad ogni longitudine e latitudine per ogni antenna. Salva la longitudine, la latitudine e l'elevazione dei file e stampa sullo schermo per una facile copia e incolla nello script successivo. Creare cifre che mostrino la configurazione della matrice sopra la topografia lunare locale (Figura 1).</li>
</ol>3. Utilizzo di SPICE per allineare le coordinate
<ol><li>Personalizzare lo script eqArrOverTimeEarth.c.<ol>
<li>Prendi l'output dallo script precedente, longitudine, latitudine e elevazione di ogni antenna e copiali negli elenchi corrispondenti nello script, aggiornando anche la variabile 'numsc' con il numero di ricevitori e le coordinate corrispondenti. NOTA: Poiché C non ha l'allocazione dinamica dell'array, non c'era un modo semplice per leggere automaticamente i dati in modo flessibile, quindi la copia manuale deve essere eseguita.</li>
		<li>Aggiornare la lunar_furnsh.txt inclusa nel pacchetto con i nuovi nomi di percorso per i file di frame ed effimeri richiesti.</li>
		<li>Specificare il set di date in cui osservare. Questo informerà gli efemeridi all'interno di SPICE per tracciare con precisione dove si trovano la Terra e il Sole in relazione all'array definito per quelle date. Nello script attualmente vengono selezionate 48 date che si verificano approssimativamente settimanalmente nel corso dell'anno 2025.</li>
		<li>Specificare l'area di destinazione del cielo per l'array da tenere traccia e l'immagine. Attualmente lo script salva il RA Dec della Terra visto dalla superficie lunare, ma si può facilmente mettere in coordinate statiche RA Dec.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Compilare lo script eqArrOverTime.c<ol>
<li>Compilare lo script utilizzando il comando gcc nel commento nella parte superiore dello script. Sarà qualcosa come "gcc eqArrOverTimeEarth.c -o eqArrOverTimeEarth -I/home/alexhege/SPICE/cspice/include /home/alexhege/SPICE/cspice/lib/cspice.a -lm -std=c99". Modificare i percorsi in modo che riflettano la posizione delle librerie di cspice.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Eseguire l'eseguibile eqArrOverTime con "./eqArrOverTime". Ciò dovrebbe comportare un numero di file ciascuno con un set di variabili. I più importanti sono la posizione XYZ di ogni antenna in coordinate J2000, e le coordinate di Ascensione e Declinazione Destra (RA e Dec) dell'area bersaglio nel cielo (attualmente quelle della Terra dal punto di vista della Luna). Le variabili di output vengono salvate .txt file contenenti i dati per tutte le date richieste.</li>
</ol>4. Utilizzo di CASA per simulare la risposta dell'array
<ol><li>Personalizzare lo LunarEarthPicFreqIntegration.py script.<ol>
<li>Specificare la frequenza di osservazione in cui l'array deve creare un'immagine. Attualmente è impostato su 0,75 MHz.</li>
		<li>Specificare un'immagine di verità compatibile con CASA (o creare da un file di immagine .fits) con valori Jansky/pixel da ricostruire (ad esempio, Figura 2). Le costanti (res, res1, width, arcMinDiv) nel codice dovranno essere modificate per riflettere le dimensioni e la risoluzione dell'immagine della verità di input. NOTA: se si utilizza il metodo SPICE per fornire le coordinate RA Dec, è possibile commentare l'istruzione 'import ephem' in questo script. Questa libreria richiede l'uso di casa-pip dal pacchetto casa-python per l'installazione, ma permette il tracciamento di altri oggetti astronomici all'interno del pitone.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Eseguire lo script LunarEarthPic.py. Nella parte superiore dello script sono stati commentati esempi su come eseguire lo script. Il comando seguente è un esempio su come eseguire lo script dalla riga di comando: "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c LunarEarthPicFreqIntegration.py -outDir . -correla True -numSC 1024 | tee terra.out &" Il flag -numSC viene utilizzato per informare il codice del numero di antenne/ricevitori utilizzati e consente di decomprimere i dati dai file .txt contenenti le coordinate del ricevitore. NOTA: Il vettore di base dell'antenna, misurato in unità della lunghezza d'onda di osservazione (λ), ha lunghezza Dλ e componenti (υ, ν, w) = (∆x,∆y,∆z)/λ . La tubazione calcola quindi le visibilità, o le tensioni incrociate osservate correlate per ogni coppia di antenne. Qui il piccolo campo di approssimazione della vista è usato per calcolare le visibilità, seguendo la formula standard di Thompson etal. <img alt="Equation 2" src="/files/ftp_upload/61540/61540equ02.jpg"> Le coordinate del cielo della destinazione che l'array sta imagingndo sono considerate il centro di fase, a cui è puntato l'asse z, o w, del fotogramma. (l, m, n) sono i coseni di direzione del sistema di coordinate (U, V, W). Il modello di luminosità del cielo attorno alla sorgente sotto osservazione è Iν(l, m). La densità del flusso spettrale è spesso presentata nell'unità derivata 1 Jansky (Jy) = 10−26 W/m2/Hz. La luminosità spettrale è semplicemente Jy/steradiana per rappresentare la quantità di flusso proveniente da una particolare area del cielo. Unν(l, m) è il fascio primario dell'antenna normalizzata, o quanto sia sensibile alle radiazioni provenienti da quel punto del cielo. Questo script calcola le separazioni dell'antenna nel frame di riferimento proiettato in modo appropriato dall'output delle coordinate dallo script precedente. Utilizza quindi l'equazione 2 per calcolare i dati di visibilità per ogni coppia di antenne. Le visibilità risultanti vengono memorizzate insieme alle linee di base in un file del set di misure CASA (ms). Questo file MS è l'output principale di questo script.</li>
</ol>5. Imaging dei dati - silenzioso e rumoroso
<ol><li>Personalizzare lo noiseCopies.py script.<ol>
<li>Impostate la densità di flusso equivalente del sistema (SEFD, System Equivalent Flux Density), denominata avNoise nello script. Il SEFD è un modo conveniente per parlare del rumore totale di un'antenna radio poiché si lega sia alla temperatura del sistema che all'area effettiva e fornisce un modo per confrontare direttamente il segnale e il rumore. Attualmente è impostato su 1.38e7 Jansky, che è un livello di rumore ottimistico per 0,75 MHz. NOTA: Per il regime radio a bassa frequenza, ci sono tre fonti principali sul rumore costante: rumore dell'amplificatore, rumore quasitermico da elettroni liberi (stimato da Meyer-Vernet et al.24 di essere 6.69e4 Jy a 0,75 MHz, usando un'approssimazione del dipolo elettricamente corta), e radiazione di fondo galattica dalla Via Lattea (stimata da Novacco & Brown25 in 4.18e6 Jansky a 0,75 MHz per il cielo intero, di cui un array lunare vedrà solo una parte). Questo livello di rumore ottimale di 1,38e7 Jy presuppone che il rumore dell'amplificatore domini gli altri termini. Per una discussione più dettagliata, vedere Hegedus et al.</li>
		<li>Impostare la larghezza di banda integrata nella linea di "rumore" variabile 200. Impostato su 500 kHz.</li>
		<li>Impostare il tempo di integrazione nella linea di "rumore" variabile 200.</li>
	</ol>
</li>
	<li>Eseguire lo noiseCopies.py script con "nohup casa --nologger --nologfile --nogui --agg -c noiseCopies.py | tee noise.out &".<ol>
<li>Lo script creerà innanzitutto un'immagine dai dati di visibilità silenziosi, chiamando l'algoritmo di radioastronomia standard CLEAN26 per creare un'immagine come figura 3.</li>
		<li>Lo script creerà quindi copie dell'MS e aggiungerà il livello di rumore appropriato ai dati di visibilità complessi e lo immaginirà utilizzando CLEAN. Lo script attualmente crea immagini per una gamma di tempi di integrazione fino a 24 ore e su diversi valori robusti dello schema di ponderazione. A seconda della configurazione dell'array, la qualità dell'immagine può variare a seconda della scelta degli schemi di ponderazione dei dati. Queste immagini rumorose avranno un aspetto simile alla Figura 4, che ha utilizzato un tempo di integrazione di 4 ore. NOTA: il rumore viene aggiunto con le formule standard Signal to Noise. Da Taylor2 il rumore interferometrico per una singola polarizzazione è <img alt="Equation 3" src="/files/ftp_upload/61540/61540equ03.jpg"> Qui, ηè l'efficienza del sistema o l'efficienza correlatore, che è stata impostata su un valore conservativo di 0,8. Nant è il numero di antenne nell'array (Nant = 2 per ogni singola visibilità), ∆ν è la larghezza di banda integrata in Hz, e ∆ tè il tempo di integrazione in secondi.</li>
	</ol>
</li>
</ol>

<ol>
	<li>Jansky, K. G. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Directional+studies+of+atmospherics+at+high+frequencies.">Directional studies of atmospherics at high frequencies.</a> Proceedings of Institute of Radio Engineers. 20, 1920 (1932).</li><li>Taylor, G. B., Carilli, C. L., Perley, R. A. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Synthesis+Imaging+in+Radio+Astronomy+II.">Synthesis Imaging in Radio Astronomy II.</a> Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 180, (1999).</li><li>Thompson, A. R., Moran, J. M., Swenson, G. W. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=.">.</a> Interferometry and synthesis in radio astronomy. , (1986).</li><li>Bougeret, J., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=WAVES:+The+radio+and+plasma+wave+investigation+on+the+Wind+spacecraft.">WAVES: The radio and plasma wave investigation on the Wind spacecraft.</a> Space Sciencce Reviews. 71, 231-263 (1995).</li><li>Bougeret, J., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=S/WAVES:+The+Radio+and+PlasmaWave+Investigation+on+the+STEREO+Mission.">S/WAVES: The Radio and PlasmaWave Investigation on the STEREO Mission.</a> Space Science Reviews. 136 (1), 487-528 (2008).</li><li>Burke, B. F., Mendell, W. 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W., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=A+very+low+frequency+radio+astronomy+observatory+on+the+moon.">A very low frequency radio astronomy observatory on the moon.</a> Lunar bases and space activities of the 21st century. , 301-306 (1985).</li><li>Dam&#233;, L., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Solar+interferometric+imaging+from+the+moon.">Solar interferometric imaging from the moon.</a> Advances in Space Research. 14 (6), 49-58 (1994).</li><li>Bely, P. Y., et al. <a target="_blank" href="http://www.ncbi.nlm.nih.gov/entrez/query.fcgi?db=PubMed&cmd=Search&doptcmdl=Citation&defaultField=Title+Word&term=Very+Low+Frequency+Array+on+the+Lunar+Far+Side.+Technical+Report.">Very Low Frequency Array on the Lunar Far Side. Technical Report.</a> ESA SCI. 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Gli autori non hanno nulla da rivelare.

Ogni passaggio della pipeline di simulazione è necessario e si alimenta nel successivo, prendendo una configurazione di array sulla superficie lunare, allineando correttamente il fotogramma di riferimento per orientare l'array verso l'area di destinazione nel cielo, calcolando i dati di visibilità, aggiungendo i livelli di rumore appropriati ed eseguendo algoritmi di imaging sui dati risultanti.
Per ogni passaggio, possono essere effettuate personalizzazioni. Nel passaggio 2, la configurazione dell'array definita dall'utente può essere qualsiasi elenco di longitudini e latitudini. Questo quindi si alimenta nello script SPICE nel passaggio 3, dove si può scegliere l'ora esatta delle misurazioni pianificate, così come dove nel cielo l'array dovrebbe essere focalizzato. Nel passaggio 3, è possibile specificare l'emissione di verità simulata che l'array sta tentando di immaginare fornendo un file CASA .truth adatto. Quindi nel passaggio 4 si può cambiare il livello di rumore previsto a seconda della frequenza di osservazione e delle capacità hardware previste. Questo insieme di codici costituisce un framework di simulazione flessibile che può essere utilizzato per iterare la progettazione di array per qualsiasi numero di usi, a seconda della scienza mirata. Questi codici possono essere eseguiti tutti su un laptop o una workstation media, anche se il tempo di calcolo aumenta con il numero di antenne. Le parti più lente del processo sono la previsione delle visibilità, seguite dall'imaging. Per i piccoli array, l'intero processo può essere eseguito in pochi minuti, mentre per array più grandi di poche centinaia o migliaia di ricevitori, potrebbero essere necessarie ore o giorni.
Alcuni passaggi successivi che potrebbero essere presi con questa pipeline per aumentarne il realismo includono l'aggiunta di un sistema di rimozione del primo piano dipendente dal canale. Ciò richiede la costruzione di un modello di cielo globale, dominato a basse frequenze dall'emissione galattica di sincrotrone e da alcune sorgenti luminose come Cas A, tracciare quale parte del cielo è visibile ai ricevitori e convolvere quel modello di luminosità con il fascio primario, con il centro di fase dell'array allineato verso il bersaglio di imaging. Per tempi di integrazione più lunghi, anche il monitoraggio del movimento apparente del cielo è un problema. Un altro miglioramento che potrebbe essere aggiunto è un sistema di segnalazione RFI (Transient Event/Radio Frequency Interference) in grado di rimuovere i canali contrassegnati dall'imaging normale e inviarli a una pipeline specializzata che immagini e caratterizzi i dati contrassegnati. Questa pipeline di eventi transitori potrebbe quindi utilizzare algoritmi speciali come uvmodelfit che possono sfruttare l'elevato rapporto segnale/rumore di questi eventi per caratterizzarli meglio della normale risoluzione dell'array27.
Ci sono anche effetti aggiuntivi che devono essere presi in considerazione per una calibrazione completa dell'array, uno dei quali è l'accoppiamento reciproco. Come discusso in Ellingson28, questo può portare a una diminuzione della sensibilità negli array se hanno ricevitori che si trovano all'interno di poche lunghezze d'onda l'una dall'altra. Questo è visto in una diminuzione della sensibilità per l'array, o equivalentemente, un aumento del SEFD. Questo è particolarmente vero per le travi più grandi di 10 gradi di distanza dallo zenit. L'array di esempio in questo lavoro prende di mira la Terra, che è sempre vicina allo zenit per progettazione, quindi l'accoppiamento reciproco non dovrebbe influenzare questo particolare obiettivo di imaging, ma gli studi del SEFD sull'intera gamma di angoli e frequenze di elevazione dovranno essere fatti in commissione per qualsiasi array reale per sbloccare il suo pieno potenziale. Un'altra lacuna di questa pipeline di simulazione di array risiede nelle mappe di superficie lunari imperfette utilizzate. Le DEM delle misurazioni LRO LOLA hanno nella migliore delle ipotesi una risoluzione di 60x60 metri/pixel nelle mappe a 512 pixel/gradi. Si possono interpolare questi dati per array simulati, ma per gli array reali ci dovrà essere un periodo di messa in funzione / calibrazione in cui le sorgenti con una posizione nota verranno utilizzate per determinare le separazioni relative tra tutta l'antenna ad alta precisione. Le possibili sorgenti di calibrazione includono Cas A, emissione periodica a bassa frequenza da Giove o dalla Terra, o potenzialmente il Lunar Gateway29.
C'è anche la risposta della superficie lunare da considerare. C'è uno strato di tesoil lunare chiamato regolite che agisce come un dielettrico lossy che può riflettere le emissioni in entrata con una certa efficienza, sopra la roccia in posto lunare che può anche riflettere l'emissione in entrata con una miglioreefficienza 30,31. Questa risposta dipende dalla temperatura ambiente e dalla frequenza in entrata, così come dalla composizione chimica della regolite. Glistudi 30,31 hanno scoperto che a temperature più basse inferiori a 100 K, la regolite è quasi trasparente all'emissione radio e la riflessione avviene a livello della roccia in posto con un coefficiente di riflessione di circa 0,5-0,6. A temperature più elevate 150-200 K, la regolite può assorbire le emissioni e riflettere la radiazione in arrivo sulla superficie con un coefficiente di riflessione di circa 0,2-0,3. A temperature superiori a 200 K, si trova che le proprietà dielettriche della regolite sono diminuite e la variazione dalla riflessione può essere ignorata. Questi effetti possono ridurre l'area effettiva dell'array, riducendo la sensibilità e richiedendo tempi di integrazione più lunghi. Questo effetto può essere modellato con pacchetti software di simulazione elettromagnetica come NEC4.232 dati modelli di permittività relativa / costante dielettrica in funzione della profondità lunare. Questo emetterà il SEFD di un ricevitore per una data frequenza, che può essere dato alla pipeline di simulazione dell'array per calcolare il rumore corretto da aggiungere al segnale simulato. L'aggiunta di una griglia di messa a terra tra il ricevitore e la superficie lunare può aiutare a diminuire l'effetto delle onde riflesse, ma aggiunge il proprio insieme di complicazioni sotto forma di dispiegamento.
Molti dei dettagli ipotetici o sfocati relativi all'implementazione di un ricevitore radio sulla superficie lunare si solidificheranno finalmente in realtà con il recente finanziamento di singoli progetti di antenne a bassa frequenza come Osservazioni a onde radio sulla superficie lunare della fotoElectron Sheath (ROLSES) e il Lunar Surface Electromagnetics Experiment (LuSEE)33. LuSEE è stato recentemente finanziato dalla NASA come parte del programma Commercial Lunar Payload Services. Entrambe le suite di antenna saranno costituite principalmente da ricambi di volo per strumenti passati come STEREO / WAVES o PSP FIELDS e sono previste per una consegna 2021. Le misurazioni di questi ricevitori solidificheranno finalmente il livello di rumore quasitermico della tona fotoelettronica dalla polvere ionizzata sulla superficie lunare e come cambia nel corso di una giornata lunare. Queste misurazioni caratterizzeranno anche il livello di riflessione e assorbimento dalla superficie lunare e quantificheranno come cambia il SEFD del ricevitore. Forniranno anche statistiche sul numero di eventi transitori o RFI ricevuti sulla superficie lunare. Queste missioni apriranno la strada a una serie di antenne che saranno finalmente in grado di fare una moltitudine di nuove osservazioni scientifiche come l'emissione a bassa frequenza da esplosioni radio solari, galassie lontane e magnetosfere planetarie. La pipeline di simulazione descritta in questo lavoro fornisce un modo flessibile per iterare la progettazione di questi array futuri per una varietà di obiettivi scientifici.

Il campo della radioastronomia iniziò nel 1932 con il rilevamento accidentale dell'emissione radio galattica da parte di Karl G. Jansky1 a 20 MHz, in una gamma ora comunemente chiamata radio a bassa frequenza. Da allora, la radioastronomia è cresciuta rapidamente, raggiungendo le osservazioni ottiche a frequenza più elevata che vanno avanti da secoli in più. Un'altra svolta è stata l'utilizzo dell'interferometria radio, dove gruppi di antenne separate da grandi distanze vengono utilizzati per creare un'apertura sintetica, fornendo un modo per aumentare la sensibilità e la risoluzione delle osservazioni radio2,3. Questo può essere intuitivamente pensato come un'estensione della formula di risoluzione regolare per le osservazioni ottiche:
<img alt="Equation 1" src="/files/ftp_upload/61540/61540equ01.jpg">
Per un piatto osservante di dimensioni D metri, e una lunghezza d'onda osservante di λ metri, ΘHPBW è la dimensione angolare in radianti della larghezza del semifascio di potenza (HPBW), che definisce la risoluzione sul cielo. Questo processo di sintesi di una frazione di un grande piatto completo con solo punti sparsi su un'area per lo più vuota è anche chiamato sintesi di apertura. Nel regno dell'interferometria radio, la risoluzione di un array è determinata dalla distanza più lontana tra due ricevitori qualsiasi nell'array, e questa distanza è usata come D nell'equazione 1.
La matematica dietro l'interferometria è stata ben documentata in testi classici come l'interferometria e la sintesi di Thompson in Radioastronomia3. L'intuizione di base può essere comunicata informalmente come "(per gli array planari che osservano un piccolo campo visivo) la correlazione incrociata dei segnali tra ogni 2 ricevitori (una visibilità) fornirà informazioni su un coefficiente di Fourier 2D del modello di luminosità del cielo. " Ciò che la modalità Di Fourier viene campionare dipende dalla separazione dei ricevitori (la linea di base ), normalizzatadalla lunghezza d'onda di osservazione. I ricevitori più distanti (nel sistema di coordinate UVW standard orientato verso la destinazione di imaging) campionano caratteristiche di frequenza spaziale più elevate, producendo dettagli di risoluzione più elevati su scale più piccole. Al contrario, i ricevitori che sono vicini nello stesso fotogramma UVW campionano frequenze spaziali più basse, fornendo informazioni su strutture su larga scala a una risoluzione inferiore.
Per le frequenze radio più basse, gli elettroni liberi nella ionosfera terrestre impediscono alle onde radio al di sotto dei 10 MHz di viaggiare dallo spazio al suolo e viceversa. Questo cosiddetto "taglio ionosferico" ha a lungo impedito osservazioni terrestri del cielo per questa gamma di frequenze. La risposta ovvia a questa limitazione è mettere i ricevitori radio nello spazio dove possono registrare dati liberi dall'influenza dell'atmosfera terrestre e elettroni liberi nella sua ionosfera. Questo è stato fatto prima con singole antenne su veicoli spaziali come Wind4 e STEREO5, che hanno rivelato molti processi astrofisici che producono emissioni in questo intervallo radio a bassa frequenza. Ciò include le emissioni derivanti dalle interazioni degli elettroni con la magnetosfera terrestre, l'accelerazione elettronica dalle eruzioni solari e dalla galassia stessa. Le osservazioni di singole antenne possono misurare la densità di flusso totale di tali eventi, ma non possono individuare da dove proviene l'emissione. Per localizzare questa emissione a bassa frequenza e creare immagini in questo regime di frequenza per la prima volta, molte antenne dovranno essere inviate nello spazio e avere i loro dati combinati per creare un'apertura sintetica.
In questo modo si aprirebbe una nuova finestra attraverso la quale l'umanità può osservare l'universo, consentendo una serie di misurazioni scientifiche che richiedono immagini del cielo in queste frequenze più basse. La Luna è un possibile sito per un'apertura sintetica nello spazio, e viene fornita con pro e contro rispetto agli array orbitanti a volo libero. Il lato opposto lunare ha una zona radio silenziosa unica che blocca tutte le solite interferenze provenienti da segnali fatti dall'uomo, mentre il lato vicino fornisce un luogo statico per gli array di osservazione della Terra, e se costruito nel punto lunare sub-Terra, la Terra sarà sempre allo zenit del cielo. Con un array statico, è più facile ottenere linee di base brevi per misurare le emissioni su larga scala, in quanto non sono in pericolo di collisione, a differenza degli array di volo libero. Gli svantaggi di un array lunare sono principalmente difficoltà in termini di costi e potenza. Un array su larga scala sulla Luna richiederebbe una notevole quantità di infrastrutture e denaro, mentre array orbitanti più piccoli richiederebbero molte meno risorse. C'è anche la questione del potere; la maggior parte dei luoghi sulla Luna sono esposti a una luce solare sufficiente per la generazione di energia solare per 1/3 di ogni giorno lunare. Sopravvivere ai grandi sbalzi di temperatura dal giorno lunare alla notte è anche una preoccupazione ingegneristica. A prescindere da queste difficoltà, c'è ancora il problema di assicurarsi che la progettazione dell'array proposta sia adatta ai suoi obiettivi scientifici specificati. La risposta di ogni dato array dipende dalla struttura dell'emissione osservata insieme alla configurazione e alla sensibilità dell'array.
Diversi array concettuali da percorrere sulla superficie lunare sono stati elaborati nel corso dei decenni. I primi progetti non erano i più dettagliati, ma riconoscevano ancora i progressi scientifici che potevano essere raggiunti da tali array6,7,8,9,10. Altri array sono stati espulsi negli ultimi anni, alcuni dei quali, come FARSIDE11, DEX12e DALI13 cercano di misurare i trogoli di assorbimento del segnale neutro di idrogeno 21 cm verso il rosso nella gamma di 10-40 MHz per sondare i cosiddetti "Secoli Bui" e limitare i modelli cosmologici dell'universo primordiale. Altri come ROLSS14 chiamano tracciamento solare luminoso di tipo II radio esplode lontano nell'eliosfera per identificare il sito di accelerazione delle particelle energetiche solari all'interno di espulsioni di massa coronale come il loro convincente caso scientifico. Array su scala più piccola sono stati descritti anche come l'interferometro a 2 elementi RIF15, che utilizzerebbe un singolo lander e un rover in movimento per campionare molte linee di base mentre si sposta verso l'esterno dal lander. Rif si concentra sulla capacità di fare una mappa del cielo di queste basse frequenze per la prima volta, e calcola la copertura UV e il fascio sintetizzato per osservazioni integrate.
Gli array radio spaziali potrebbero anche consentire l'imaging a bassa frequenza di radio galassie distanti per determinare i campi magnetici e le misurazioni astrometriche16. Le immagini a bassa frequenza di questi corpi fornirebbero un quadro più completo della fisica che governa questi sistemi, in particolare producendo dati sull'emissione di sincrotrone per l'estremità inferiore della distribuzione dell'energia elettronica. Ci sono anche una gamma di varie emissioni magnetosferiche che si verificano a queste basse frequenze, fornendo sia firme globali (emissione costante di sincrotrone) che locali (esplosioni, radiazione kilometrica aurorale) di dinamica elettronica che non sono rilevabili daterra 17. Le emissioni più brillanti registrate di questi tipi provengono dalla Terra e da Giove, poiché questi sono i pianeti più vicini con forti magnetosfere. Tuttavia, array con sufficiente sensibilità e risoluzione potrebbero osservare l'emissione magnetosferica da altri pianeti esterni, o anche pianeti extrasolari18. Questo argomento in particolare è stato definito come un'area di interesse al recente workshop Planetary Sciences Vision 2050.
Questo lavoro si concentra sulla simulazione della risposta degli array radio sulla Luna costituiti da qualsiasi luogo, da poche antenne, a centinaia o migliaia di antenne. Questo framework di simulazione è utile per iterare la progettazione di array per l'imaging di un determinato target scientifico in un piccolo campo visivo (alcuni gradi quadrati) ma attualmente non supporta tutta l'imaging del cielo. Stime accurate delle mappe di luminosità previste insieme a profili di rumore realistici devono essere utilizzate per garantire che una determinata dimensione/configurazione dell'array sia sufficiente per osservare la destinazione a un determinato livello di rumore o risoluzione. Anche la geometria dell'array deve essere nota in misura elevata in modo che le linee di base siano calcolate con precisione per consentire la corretta immagine dei dati. Attualmente, le migliori mappe della superficie lunare sono Digital Elevation Models (DEMs) da Lunar Reconnaissance Orbiter's(LRO)19 Lunar Orbiter Laser Altimeter (LOLA)20. La pipeline di simulazione accetta le coordinate di latitudine di longitudine per ogni ricevitore e interpola l'elevazione in questi punti dalle DEM esistenti per calcolare l'intera posizione 3D.
Da queste coordinate le linee di base vengono calcolate e inserite in un file CASA (Common Astronomy Software Applications)21 Measurement Set (MS). Il formato MS può essere utilizzato con molti algoritmi di analisi e imaging esistenti e contiene informazioni sulla configurazione dell'array, sui dati di visibilità e sull'allineamento con il cielo. Tuttavia, molte di queste routine software sono hard coded per funzionare con array che ruotano con la superficie terrestre, e non funzionano per orbiting o array lunari. Per aggirare questo problema, questa pipeline calcola manualmente le linee di base e le visibilità per una determinata matrice e destinazione di imaging e inserisce i dati nel formato MS. La libreria SPICE22 è usata per allineare correttamente i sistemi di coordinate lunare e del cielo e tracciare i movimenti della Luna, della Terra e del Sole.
Il framework di simulazione descritto https://deepblue.lib.umich.edu/data/concern/data_sets/bg257f178?locale=en qui segue Hegedus etal. Eventuali patch o aggiornamenti a questo software archiviato sono disponibili all'indirizzo https://github.com/alexhege/LunarSynchrotronArray. La sezione seguente descriverà i requisiti per questo software e guiderà attraverso il processo di formazione di un array, impostando i livelli di rumore appropriati, alimentando l'array un'immagine di verità simulata dell'emissione mirata e simulando le ricostruzioni silenziose e rumorose dell'array dell'emissione utilizzando uno script CASA.

<table>
	<tbody>
		<tr>
			<td>No physical materials are needed, this is a purely computational work.</td>
			<td></td>
			<td></td>
			<td></td>
		</tr>
	</tbody>
</table>

simulating imaging of large scale radio arrays on the lunar surface

Negli ultimi anni c'è stato un rinnovato interesse a tornare sulla Luna per ragioni sia scientifiche che esplorative. La Luna fornisce il terreno di allenamento perfetto per la costruzione di basi su larga scala che si possono applicare ad altri pianeti come Marte. L'esistenza di una zona radio-tranquilla sul lato lontano lunare ha promesso studi sui primi universi e ricerche di esopianeti, mentre il lato vicino fornisce una base stabile che può essere utilizzata per osservare le emissioni a bassa frequenza dalla magnetosfera terrestre che possono aiutare a misurare la sua risposta alle condizioni meteorologiche spaziali in arrivo. La costruzione di un array radio su larga scala fornirebbe grandi ritorni scientifici e fungerebbe da prova della capacità dell'umanità di costruire strutture su altri pianeti. Questo lavoro si concentra sulla simulazione della risposta di array radio su piccola o grande scala sulla Luna costituiti da centinaia o migliaia di antenne. La risposta dell'array dipende dalla struttura dell'emissione insieme alla configurazione e alla sensibilità dell'array. Un insieme di posizioni sono selezionate per i ricevitori radio simulati, utilizzando i modelli di elevazione digitale dello strumento Lunar Orbiter Laser Altimeter su Lunar Reconnaissance Orbiter per caratterizzare l'elevazione delle posizioni del ricevitore. Viene descritto e utilizzato un codice personalizzato delle applicazioni software di astronomia comune per elaborare i dati dei ricevitori simulati, allineando i frame di coordinate lunari e del cielo utilizzando SPICE per garantire che le proiezioni corrette vengano utilizzate per l'imaging. Questo framework di simulazione è utile per iterare la progettazione di array per l'imaging di un determinato target scientifico in un piccolo campo visivo. Questo framework al momento non supporta tutte le immagini del cielo.

Seguire la pipeline software dovrebbe essere abbastanza semplice e dovrebbe essere ovvio che ogni passaggio funziona come dovrebbe. L'esecuzione createArrayConfig.py dal passaggio 2 deve creare una figura simile alla Figura 1, in cui la configurazione dell'array definito viene tracciata sopra la topografia locale della superficie lunare, come derivato dal modello di elevazione digitale derivato da LRO LOLA.
Il passaggio 3 dovrebbe fornire i file di output chiave eqXYZ_EarthCentered.txt, RAs.txt e Decs.txt, tra gli altri. Esempi di questi file si trovano nel pacchetto scaricato.
Il passaggio 4 deve creare un'immagine di verità simile alla Figura 2, che viene quindi utilizzata per calcolare i dati di visibilità. Dovrebbe anche emettere un file CASA Measurement Set (.ms) che si può sfogliare con il solito comando CASA di casabrowser per vedere che sia le linee di base che i dati di visibilità sono stati calcolati e salvati.
Il passaggio 5 dovrebbe produrre cifre simili alla figura 3 e alla figura 4 rispettivamente per le immagini silenziose e rumorose. Le immagini rumorose dovrebbero apparire meno chiare dell'immagine silenziosa.
<img alt="Figure 1" class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig01.jpg"> Figura 1: Configurazione dell'array sulla mappa di elevazione della superficie lunare. Questa è una configurazione di matrice di esempio costituita da un array circolare logaritmicamente distanziato su 10 km. La configurazione ha 32 bracci di 32 antenne logaritmicamente distanziate per un totale di 1024 antenne. Il sito dell'array, (-1,04°, -0,43°) è stato scelto perché è il centro della patch di 10x10 km con la variazione di elevazione più bassa (σ = 5,6 m) vicino al punto sotto la Terra (0°, 0°) nel telaio della Terra Media Lunare (ME). I dati di elevazione sono stati ottenuti da una mappa digitale di elevazione derivata dalle misurazioni LRO LOLA. Questa cifra è stata presa da Egedo etal. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig01large.jpg" target="_blank">Clicca qui per visualizzare una versione più grande di questa figura.</a>
<img alt="Figure 2" class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig02.jpg"> Figura 2: Immagine veritiera dell'emissione di sincrotrone dalle cinture di radiazione alle distanze lunari. Questo è un esempio di una destinazione scientifica per l'array da image. L'immagine recuperata viene quindi confrontata con questo input per determinare le prestazioni dell'array. La mappa di luminosità è stata creata dai dati di simulazione elettronica di Salammbô ed è stata eseguita attraverso un calcolo per determinare l'emissione di sincrotrone che sarebbe stata osservata alle distanze lunari. La Terra di 1,91° viene aggiunta per un indicatore di scala. Questa cifra è stata presa da Egedo etal. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig02large.jpg" target="_blank">Clicca qui per visualizzare una versione più grande di questa figura.</a>
<img alt="Figure 3" class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig03.jpg"> Figura 3: Risposta silenziosa di array di 10 km di diametro all'immagine della verità di input. Questo è uno degli output del Passaggio 5, applicando l'algoritmo standard di imaging radioastronomia CLEAN, usando uno schema di ponderazione Briggs con un parametro di robustezza di −0,5. Questa cifra è stata presa da Egedo etal. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig03large.jpg" target="_blank">Clicca qui per visualizzare una versione più grande di questa figura.</a>
<img alt="Figure 4" class="xfigimg" src="/files/ftp_upload/61540/61540fig04.jpg"> Figura 4: Risposta rumorosa di array di 10 km di diametro per inserire l'immagine della verità. Questa è una delle uscite del Passo 5, applicando la radioastronomia standard CLEAN, usando uno schema di ponderazione Briggs con un parametro di robustezza di −0,5. Per questa immagine è stata utilizzata una densità di flusso equivalente al sistema di 1,38e7 Jansky, una larghezza di banda di integrazione di 500 kHz e un tempo di integrazione di 4 ore. Il rumore è stato anche ridotto di un fattore 16 per simulare la risposta di un array di antenne 16K invece di un array di antenne 1K. Questa cifra è stata presa da Egedo etal. <a href="https://www.jove.com/files/ftp_upload/61540/61540fig04large.jpg" target="_blank">Clicca qui per visualizzare una versione più grande di questa figura.</a>

Watch this Scientific Journal Video about Simulating Imaging of Large Scale Radio Arrays on the Lunar Surface at JoVE.com

Simulating Imaging of Large Scale Radio Arrays on the Lunar Surface

Viene presentato un framework di simulazione per testare le capacità di imaging di array radio su larga scala sulla superficie lunare. Vengono discussi i principali componenti acustici e viene attraversata una pipeline software con dettagli su come personalizzarla per nuovi usi scientifici.

Simulazione dell'imaging di array radio su larga scala sulla superficie lunare

In recent years there has been a renewed interest in returning to the Moon for reasons both scientific and exploratory in nature. The Moon provides the ...

simulating-imaging-of-large-scale-radio-arrays-on-the-lunar-surface

Research

JoVE Journal

Engineering

4.7K Views.  University of Michigan. Viene presentato un framework di simulazione per testare le capacità di imaging di array radio su larga scala sulla superficie lunare. Vengono discussi i principali componenti acustici e viene attraversata una pipeline software con dettagli su come personalizzarla per nuovi usi scientifici.

Video: Simulating Imaging of Large Scale Radio Arrays on the Lunar Surface

Reservoir Condition Pore-scale Imaging of Multiple Fluid Phases Using X-ray Microtomography

X-ray microtomography was used to image, at a resolution of 6.6 &#181;m, the pore-scale arrangement of residual carbon dioxide ganglia in the pore-space of a carbonate rock at pressures and temperatures representative of typical formations used for CO2 storage. Chemical equilibrium between the CO2, brine and rock phases was maintained using a high pressure high temperature reactor, replicating conditions far away from the injection site. Fluid flow was controlled using high pressure high temperature syringe pumps. To maintain representative in-situ conditions within the micro-CT scanner a carbon fiber high pressure micro-CT coreholder was used. Diffusive CO2 exchange across the confining sleeve from the pore-space of the rock to the confining fluid was prevented by surrounding the core with a triple wrap of aluminum foil. Reconstructed brine contrast was modeled using a polychromatic x-ray source, and brine composition was chosen to maximize the three phase contrast between the two fluids and the rock. Flexible flow lines were used to reduce forces on the sample during image acquisition, potentially causing unwanted sample motion, a major shortcoming in previous techniques. An internal thermocouple, placed directly adjacent to the rock core, coupled with an external flexible heating wrap and a PID controller was used to maintain a constant temperature within the flow cell. Substantial amounts of CO2 were trapped, with a residual saturation of 0.203 &#177; 0.013, and the sizes of larger volume ganglia obey power law distributions, consistent with percolation theory.

We present a methodology for the imaging of multiple fluid phases at reservoir conditions by the use of x-ray microtomography. We show some representative results of capillary trapping in a carbonate rock sample.

Reservoir Condizione Pore scala Imaging di più fasi Fluid Utilizzo di X-ray microtomografia

X-ray microtomography was used to image, at a resolution of 6.6 &#181;m, the pore-scale arrangement of residual carbon dioxide ganglia in the pore-space ...

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Visualization of High Speed Liquid Jet Impaction on a Moving Surface

Two apparatuses for examining liquid jet impingement on a high-speed moving surface are described: an air cannon device (for examining surface speeds between 0 and 25 m/sec) and a spinning disk device (for examining surface speeds between 15 and 100 m/sec). The air cannon linear traverse is a pneumatic energy-powered system that is designed to accelerate a metal rail surface mounted on top of a wooden projectile. A pressurized cylinder fitted with a solenoid valve rapidly releases pressurized air into the barrel, forcing the projectile down the cannon barrel. The projectile travels beneath a spray nozzle, which impinges a liquid jet onto its metal upper surface, and the projectile then hits a stopping mechanism. A camera records the jet impingement, and a pressure transducer records the spray nozzle backpressure. The spinning disk set-up consists of a steel disk that reaches speeds of 500 to 3,000 rpm via a variable frequency drive (VFD) motor. A spray system similar to that of the air cannon generates a liquid jet that impinges onto the spinning disc, and cameras placed at several optical access points record the jet impingement. Video recordings of jet impingement processes are recorded and examined to determine whether the outcome of impingement is splash, splatter, or deposition. The apparatuses are the first that involve the high speed impingement of low-Reynolds-number liquid jets on high speed moving surfaces. In addition to its rail industry applications, the described technique may be used for technical and industrial purposes such as steelmaking and may be relevant to high-speed 3D printing.

Two experimental devices for examining liquid jet impingement on a high-speed moving surface are described: an air cannon device and a spinning disk device. The apparatuses are used to determine optimal approaches to the application of liquid friction modifier (LFM) onto rail tracks for top-of-rail friction control.

Visualizzazione di Liquid High Speed ​​Jet Occlusione su una superficie mobile

Two apparatuses for examining liquid jet impingement on a high-speed moving surface are described: an air cannon device (for examining surface speeds ...

Emission Spectroscopic Boundary Layer Investigation during Ablative Material Testing in Plasmatron

Ablative Thermal Protection Systems (TPS) allowed the first humans to safely return to Earth from the moon and are still considered as the only solution for future high-speed reentry missions. But despite the advancements made since Apollo, heat flux prediction remains an imperfect science and engineers resort to safety factors to determine the TPS thickness. This goes at the expense of embarked payload, hampering, for example, sample return missions. 
Ground testing in plasma wind-tunnels is currently the only affordable possibility for both material qualification and validation of material response codes. The subsonic 1.2MW Inductively Coupled Plasmatron facility at the von Karman Institute for Fluid Dynamics is able to reproduce a wide range of reentry environments. This protocol describes a procedure for the study of the gas/surface interaction on ablative materials in high enthalpy flows and presents sample results of a non-pyrolyzing, ablating carbon fiber precursor. With this publication, the authors envisage the definition of a standard procedure, facilitating comparison with other laboratories and contributing to ongoing efforts to improve heat shield reliability and reduce design uncertainties.
The described core techniques are non-intrusive methods to track the material recession with a high-speed camera along with the chemistry in the reactive boundary layer, probed by emission spectroscopy. Although optical emission spectroscopy is limited to line-of-sight measurements and is further constrained to electronically excited atoms and molecules, its simplicity and broad applicability still make it the technique of choice for analysis of the reactive boundary layer. Recession of the ablating sample further requires that the distance of the measurement location with respect to the surface is known at all times during the experiment. Calibration of the optical system of the applied three spectrometers allowed quantitative comparison. At the fiber scale, results from a post-test microscopy analysis are presented.

Development of new ablative materials and their numerical modeling requires extensive experimental investigation. This protocol describes procedures for material response characterization in plasma flows with the core techniques being non-intrusive methods to track the material recession along with the chemistry in the reactive boundary layer by emission spectroscopy.

Emissione spettroscopica Boundary Investigation strato durante ablativo Material Testing in Plasmatron

Ablative Thermal Protection Systems (TPS) allowed the first humans to safely return to Earth from the moon and are still considered as the only solution ...

Dynamic Pore-scale Reservoir-condition Imaging of Reaction in Carbonates Using Synchrotron Fast Tomography

Underground storage permanence is a major concern for carbon capture and storage. Pumping CO2 into carbonate reservoirs has the potential to dissolve geologic seals and allow CO2 to escape. However, the dissolution processes at reservoir conditions are poorly understood. Thus, time-resolved experiments are needed to observe and predict the nature and rate of dissolution at the pore scale. Synchrotron fast tomography is a method of taking high-resolution time-resolved images of complex pore structures much more quickly than traditional &#181;-CT. The Diamond Lightsource Pink Beam was used to dynamically image dissolution of limestone in the presence of CO2-saturated brine at reservoir conditions. 100 scans were taken at a 6.1 &#181;m resolution over a period of 2 hours. The images were segmented and the porosity and permeability were measured using image analysis and network extraction. Porosity increased uniformly along the length of the sample; however, the rate of increase of both porosity and permeability slowed at later times.

Synchrotron fast tomography was used to dynamically image dissolution of limestone in the presence of CO2-saturated brine at reservoir conditions. 100 scans were taken at a 6.1 &#181;m resolution over a period of 2 h.

Dinamico Pore scala Reservoir-condizione Imaging di Reazione a Carbonati Utilizzando sincrotrone tomografia veloce

Underground storage permanence is a major concern for carbon capture and storage. Pumping CO2 into carbonate reservoirs has the potential to dissolve ...

Nanostructured Ag-zeolite Composites as Luminescence-based Humidity Sensors

Small silver clusters confined inside zeolite matrices have recently emerged as a novel type of highly luminescent materials. Their emission has high external quantum efficiencies (EQE) and spans the whole visible spectrum. It has been recently reported that the UV excited luminescence of partially Li-exchanged sodium Linde type A zeolites [LTA(Na)] containing luminescent silver clusters can be controlled by adjusting the water content of the zeolite. These samples showed a dynamic change in their emission color from blue to green and yellow upon an increase of the hydration level of the zeolite, showing the great potential that these materials can have as luminescence-based humidity sensors at the macro and micro scale. Here, we describe the detailed procedure to fabricate a humidity sensor prototype using silver-exchanged zeolite composites. The sensor is produced by suspending the luminescent Ag-zeolites in an aqueous solution of polyethylenimine (PEI) to subsequently deposit a film of the material onto a quartz plate. The coated plate is subjected to several hydration/dehydration cycles to show the functionality of the sensing film.

A protocol for the synthesis of moisture-responsive luminescent Ag-zeolite composites is described in this report.

Compositi nanostrutturati Ag-zeolite come Sensori di umidità a base di luminescenza

Small silver clusters confined inside zeolite matrices have recently emerged as a novel type of highly luminescent materials. Their emission has high ...

Experimental Implementation of a New Composite Fabrication Method: Exposing Bare Fibers on the Composite Surface by the Soft Layer Method

The bipolar plate is a key component in proton exchange membrane fuel cells (PEMFCs) and vanadium redox flow batteries (VRFBs). It is a multi-functional component that should have high electrical conductivity, high mechanical properties, and high productivity.
In this regard, a carbon fiber/epoxy resin composite can be an ideal material to replace the conventional graphite bipolar plate, which often leads to the catastrophic failure of the entire system because of its inherent brittleness. Though the carbon/epoxy composite has high mechanical properties and is easy to manufacture, the electrical conductivity in the through-thickness direction is poor because of the resin-rich layer that forms on its surface. Therefore, an expanded graphite coating was adopted to solve the electrical conductivity issue. However, the expanded graphite coating not only increases the manufacturing costs but also has poor mechanical properties.
In this study, a method to expose fibers on the composite surface is demonstrated. There are currently many methods that can expose fibers by surface treatment after the fabrication of the composite. This new method, however, does not require surface treatment because the fibers are exposed during the manufacture of the composite. By exposing bare carbon fibers on the surface, the electrical conductivity and mechanical strength of the composite are increased drastically.

A protocol to expose bare fibers on the composite surface by eliminating resin rich area is presented. The fibers are exposed during fabrication of the composites, not by the post surface treatment. The exposed carbon composites exhibit high electrical conductivity in the through-thickness direction and high mechanical property.

Implementazione sperimentale di un nuovo metodo di fabbricazione compositi: esponendo fibre nude sulla superficie composita dal metodo strato morbido

The bipolar plate is a key component in proton exchange membrane fuel cells (PEMFCs) and vanadium redox flow batteries (VRFBs). It is a multi-functional ...

Preparation and High-temperature Anti-adhesion Behavior of a Slippery Surface on Stainless Steel

Anti-adhesion surfaces with high-temperature resistance have a wide application potential in electrosurgical instruments, engines, and pipelines. A typical anti-wetting superhydrophobic surface easily fails when exposed to a high-temperature liquid. Recently, Nepenthes-inspired slippery surfaces demonstrated a new way to solve the adhesion problem. A lubricant layer on the slippery surface can act as a barrier between the repelled materials and the surface structure. However, the slippery surfaces in previous studies rarely showed high-temperature resistance. Here, we describe a protocol for the preparation of slippery surfaces with high-temperature resistance. A photolithography-assisted method was used to fabricate pillar structures on stainless steel. By functionalizing the surface with saline, a slippery surface was prepared by adding silicone oil. The prepared slippery surface maintained the anti-wetting property for water, even when the surface was heated to 300 &#176;C. Also, the slippery surface exhibited great anti-adhesion effects on soft tissues at high temperatures. This type of slippery surface on stainless steel has applications in medical devices, mechanical equipment, etc.

Slippery surfaces provide a new way to solve the adhesion problem. This protocol describes how to fabricate slippery surfaces at high temperatures. The results demonstrate that the slippery surfaces showed anti-wetting for liquids and a remarkable anti-adhesion effect on soft tissues at high temperatures.

Comportamento di anti-adesione preparazione e ad alta temperatura di una superficie scivolosa su acciaio inossidabile

Anti-adhesion surfaces with high-temperature resistance have a wide application potential in electrosurgical instruments, engines, and pipelines. A ...

Radio Frequency Magnetron Sputtering of GdBa2Cu3O7&#8722;&#948;/ La0.67Sr0.33MnO3 Quasi-bilayer Films on SrTiO3 (STO) Single-crystal Substrates

Here, we demonstrate a method of coating ferromagnetic La0.67Sr0.33MnO3 (LSMO) nanoparticles on (001) SrTiO3 (STO) single-crystal substrates by radio frequency (RF) magnetron sputtering. LSMO nanoparticles were deposited with diameters from 10 to 20 nm and heights between 20 and 50 nm. At the same time, (Gd) Ba2Cu3O7&#8722;&#948; ((Gd) BCO) films were fabricated on both undecorated and LSMO nanoparticle decorated STO substrates using RF magnetron sputtering. This report also describes the properties of GdBa2Cu3O7&#8722;&#948;/ La0.67Sr0.33MnO3 quasi-bilayer films structures (e.g., crystalline phase, morphology, chemical composition); magnetization, magneto-transport, and superconducting transport properties were also evaluated.

Radio Frequency Magnetron Sputtering of GdBa2Cu3O7ÃƒÂ¢Ã‹â€ &#039;ÃƒÅ½ ´/ La0.67Sr0.33MnO3 Quasi-bilayer Films on SrTiO3 STO Single-crystal Substrates

Here, we present a protocol to grow LSMO nanoparticles and (Gd) BCO films on (001) SrTiO3 (STO) single-crystal substrates by radio frequency (RF)-sputtering.

Radio frequenza Magnetron Sputtering di GdBa2Cu3O7−δ/ La0.67Sr0.33MnO3 quasi-bilayer film su substrati di singolo-cristallo di SrTiO3 (STO)

Here, we demonstrate a method of coating ferromagnetic La0.67Sr0.33MnO3 (LSMO) nanoparticles on (001) SrTiO3 (STO) single-crystal substrates by radio ...

Characterization of SiN Integrated Optical Phased Arrays on a Wafer-Scale Test Station

Optical phased arrays (OPAs) can produce low-divergence laser beams and can be used to control the emission angle electronically without the need for moving mechanical parts. This technology is particularly useful for beam steering applications. Here, we focus on OPAs integrated into SiN photonic circuits for a wavelength in the near infrared. A characterization method of such circuits is presented, which allows the output beam of integrated OPAs to be shaped and steered. Furthermore, using a wafer-scale characterization setup, several devices can easily be tested across multiple dies on a wafer. In this way, fabrication variations can be studied, and high-performance devices identified. Typical images of OPA beams are shown, including beams emitted from OPAs with and without a uniform waveguide length, and with varying numbers of channels. In addition, the evolution of output beams during the phase optimization process and beam steering in two dimensions is presented. Finally, a study of the variation in the beam divergence of identical devices is performed with respect to their position on the wafer.

Here, we describe the operation of a SiN integrated photonic circuit containing optical phased arrays. The circuits are used to emit low divergence laser beams in the near infrared and steer them in two dimensions.

Caratterizzazione degli array ottici integrati sin sin su una stazione di test su scala Wafer

Optical phased arrays (OPAs) can produce low-divergence laser beams and can be used to control the emission angle electronically without the need for ...

Calibration of Vector Network Analyzer for Measurements in Radio Frequency Propagation Channels

In situ measurements of radio frequency (RF) spectrum activity provide insight into the physics of radio frequency wave propagation and validate existing and new spectrum propagation models. Both of these parameters are essential to supporting and preserving interference-free spectrum sharing, as spectrum use continues to increase. It is vital that such propagation measurements are accurate, reproducible, and free of artifacts and bias. Characterizing the gains and losses of components used in these measurements is vital to their accuracy. A vector network analyzer (VNA) is a well-established, highly accurate, and versatile piece of equipment that measures both magnitude and phase of signals, if properly calibrated. This article details the best practices for calibrating a VNA. Once calibrated, it can be used to accurately measure components of a correctly configured propagation measurement (or channel sounding) system or can be used as a measurement system itself.

This protocol describes best practices for calibrating a vector network analyzer prior to use as an accurate instrument, intended to measure components of a radio frequency propagation measurement test system.

Calibrazione dell'analizzatore di rete vettoriale per le misurazioni nei canali di propagazione della frequenza radio

In situ measurements of radio frequency (RF) spectrum activity provide insight into the physics of radio frequency wave propagation and validate existing ...