Солнце — мощный источник радиоизлучения, настолько сильный, что, в отличие от большинства небесных источников, это излучение доминирует над системным шумом многих радиотелескопов. Шум, возникающий из-за таких источников, называют «собственным шумом» (self-noise).
В двух недавних статьях обсуждается собственный шум на картах Солнца на радиочастотах, сформированных с помощью методов визуализации с использованием фурье-синтеза. Примеры радиотелескопов, использующих эту методику, включают:
* LOw Frequency ARray (LOFAR);
* Jansky Very Large Array (JVLA);
* Nançay Radioheliograph;
* Expanded Owens Valley Solar Array (EOVSA).
Они показывают, что собственный шум представляет собой фундаментальное ограничение динамического диапазона, с которым можно визуализировать сильные источники.
Рисунок 1: сравнение модельных источников, наблюдаемых EOVSA, JVLA и предложенной ngVLA на номинальной частоте 6 ГГц
На каждом участке пунктирная синяя линия представляет $\mathcal{I}D$, сплошная синяя линия — $|\mathcal{I}D+S/\sqrt{2nb}|$, пунктирная красная линия представляет уровень шума, а зелёные символы отслеживают $\sigman$.
Верхний ряд: карта и среднеквадратичное значение (rms) для точечного источника с $S = 1$.
Второй ряд: то же самое для точечного источника с плотностью потока $S{\rm pt} = 0,2$ и общим потоком $S{\rm pt} + S_{\rm bg} = 1$.
Третий ряд: то же самое для гауссова источника с $\theta_G = 30″$ и общим потоком $S = 1$.
В статье I разрабатывается интуитивная теория собственного шума, используя предельные случаи сильных точечных источников или сильных протяжённых источников, наблюдаемых с помощью одиночной антенны, двухэлементного интерферометра и общего случая n-элементной решётки произвольного размера антенны.
Работники часто характеризуют системный шум в терминах системной температуры $T{\rm sys}$ или эквивалентной плотности потока источника $N=T{\rm sys}/K$, где $K=Ae/2kB$; $Ae$ — эффективная площадь антенны, а $kB$ — постоянная Больцмана. Удобно сравнивать плотность потока источника $S$ с $N$, где $S$ связана с температурой антенны $T{\rm ant}$ через $S=T{\rm ant}/K$.
Когда $S<
В статье I проводится различие между двумя массивами, которые называются «корреляционным массивом» и «массивом суммарной мощности». В первом случае дисперсия шума была получена для общего случая n антенн и источников произвольной силы Кулкарни (1989) для мгновенных интеграций (то есть за время, в течение которого изменения геометрии массива и источника незначительны).
На практике большинство крупных современных радиотелескопов с фурье-синтезом — это корреляционные массивы, предназначенные для решения широкого спектра астрофизических задач, для которых источник не доминирует над системным шумом ($S<
$\sigmaT(\thetax,\thetay)\approx \frac{1}{M}$ $\Bigl[Tb(\thetax,\thetay)+\frac{T{\rm ant}+T{\rm sys}}{\sqrt{2nb}} \frac{\lambda^2}{Ae}\frac{1}{\Omega{\rm bm}}\Bigr]\approx\frac{1}{M}$ $\Bigl[Tb(\thetax,\thetay)+\frac{T{\rm ant}+T{\rm sys}}{(nA_e/d^2)} \Bigr]$,
где $\Omega{\rm bm}\approx (\lambda/d)^2$ — угловое разрешение массива, $\lambda^2/Ae$ — поле зрения прибора, а $d$ — размерность массива (например, его диаметр для массива с круговой площадью).
Существует ряд тонкостей, которые вступают в игру при рассмотрении различных вариантов использования. Например, солнечные радиовсплески и вспышки требуют мгновенной визуализации, а динамический диапазон на источнике всегда $\lesssim{M}$. В случае визуализации спокойного Солнца шум хорошо аппроксимируется однородным уровнем шума. В этом случае можно использовать синтез апертуры с вращением Земли и/или мультичастотный синтез.
Выводы
Собственный шум представляет собой фундаментальное ограничение чувствительности массивов с фурье-синтезом, когда плотность потока источника $S$ намного больше, чем системный шум $N$. Мы обнаруживаем, что он всегда актуален для наблюдений Солнца, хотя детали зависят от рассматриваемого варианта использования.
Подробности можно найти в статье I, в которой изложены теоретические соображения, и в статье II, в которой обсуждается ряд солнечных вариантов использования. Соответствующие репринты arXiv можно найти здесь и здесь.
Ссылки
Bastian, T. S., Chen, B., Mondal, S., & Saint-Hilaire, P., 2025a, SoPh, 300, issue 7, id. 91, doi: 10.1007/s11207-025-02499-9
Bastian, T. S., Chen, B., Mondal, S., & Saint-Hilaire, P., 2025b, SoPh, 300, issue 7, id. 90, doi: 10.1007/s11207-025-02498-w
Kulkarni, S., 1989, AJ, 98, 1112, doi: 10.1086/115202