La interferometría de línea de base muy larga ( VLBI ) es un tipo de interferometría astronómica utilizada en radioastronomía . En VLBI, una señal de una fuente de radio astronómica , como un cuásar , se recopila en múltiples radiotelescopios en la Tierra o en el espacio. La distancia entre los radiotelescopios se calcula entonces utilizando la diferencia de tiempo entre las llegadas de la señal de radio a diferentes telescopios. Esto permite combinar observaciones de un objeto que se realizan simultáneamente por muchos radiotelescopios, emulando un telescopio con un tamaño igual a la separación máxima entre los telescopios.
Los datos recibidos en cada antena del conjunto incluyen tiempos de llegada de un reloj atómico local , como un máser de hidrógeno . Posteriormente, los datos se correlacionan con datos de otras antenas que registraron la misma señal de radio, para producir la imagen resultante. La resolución que se puede lograr mediante interferometría es proporcional a la frecuencia de observación. La técnica VLBI permite que la distancia entre telescopios sea mucho mayor que la posible con la interferometría convencional , que requiere que las antenas estén conectadas físicamente mediante cable coaxial , guía de ondas , fibra óptica u otro tipo de línea de transmisión . Las mayores separaciones de telescopios son posibles en VLBI debido al desarrollo de la técnica de imágenes en fase de cierre por Roger Jennison en la década de 1950, lo que permitió a VLBI producir imágenes con una resolución superior. [2]
VLBI es mejor conocido por obtener imágenes de fuentes de radio cósmicas distantes, seguimiento de naves espaciales y aplicaciones en astrometría . Sin embargo, dado que la técnica VLBI mide las diferencias de tiempo entre la llegada de ondas de radio a antenas separadas, también se puede utilizar "a la inversa" para realizar estudios de rotación de la Tierra, mapear movimientos de placas tectónicas con mucha precisión (dentro de milímetros) y realizar otros tipos de geodesia . El uso de VLBI de esta manera requiere una gran cantidad de mediciones de diferencia de tiempo de fuentes distantes (como los cuásares ) observadas con una red global de antenas durante un período de tiempo.
En VLBI, los datos de antena digitalizados generalmente se registran en cada uno de los telescopios (en el pasado esto se hacía en grandes cintas magnéticas, pero hoy en día generalmente se hace en grandes conjuntos de unidades de disco de computadora). La señal de la antena se muestrea con un reloj atómico extremadamente preciso y estable (normalmente un máser de hidrógeno ) que además está sincronizado con un estándar de tiempo GPS. Además de las muestras de datos astronómicos, se registra la salida de este reloj. Luego, los medios grabados se transportan a una ubicación central. Más reciente [ ¿cuándo? ] se han realizado experimentos con VLBI "electrónicos" (e-VLBI), en los que los datos se envían mediante fibra óptica (por ejemplo, rutas de fibra óptica de 10 Gbit/s en la red de investigación europea GEANT2 ) y no se registran en los telescopios, lo que acelera y simplificando significativamente el proceso de observación. Aunque las velocidades de datos son muy altas, los datos se pueden enviar a través de conexiones normales a Internet aprovechando el hecho de que muchas de las redes internacionales de alta velocidad tienen actualmente una importante capacidad disponible.
En la ubicación del correlador, los datos se reproducen. El tiempo de reproducción se ajusta en función de las señales del reloj atómico y de los tiempos estimados de llegada de la señal de radio a cada uno de los telescopios. Por lo general, se prueban una variedad de tiempos de reproducción durante un rango de nanosegundos hasta que se encuentra el tiempo correcto.
Cada antena estará a una distancia diferente de la fuente de radio y, al igual que con el radiointerferómetro de línea de base corta, los retrasos incurridos por la distancia adicional a una antena deben agregarse artificialmente a las señales recibidas en cada una de las otras antenas. El retraso aproximado requerido se puede calcular a partir de la geometría del problema. La reproducción de la cinta se sincroniza utilizando las señales grabadas de los relojes atómicos como referencias de tiempo, como se muestra en el dibujo de la derecha. Si la posición de las antenas no se conoce con suficiente precisión o los efectos atmosféricos son importantes, se deben realizar ajustes finos en los retardos hasta que se detecten franjas de interferencia. Si se toma como referencia la señal de la antena A, imprecisiones en el retardo provocarán errores y en las fases de las señales de las cintas B y C respectivamente (ver dibujo a la derecha). Como resultado de estos errores, la fase de la visibilidad compleja no se puede medir con un interferómetro de base muy larga.
Las variaciones de temperatura en los sitios VLBI pueden deformar la estructura de las antenas y afectar las mediciones de referencia. [3] [4] Descuidar las correcciones de presión atmosférica y carga hidrológica en el nivel de observación también puede contaminar las mediciones de VLBI al introducir señales anuales y estacionales, como en las series temporales del Sistema Global de Navegación por Satélite. [4]
La fase de la visibilidad compleja depende de la simetría de la distribución del brillo de la fuente. Cualquier distribución de brillo se puede escribir como la suma de un componente simétrico y un componente antisimétrico. El componente simétrico de la distribución de brillo sólo contribuye a la parte real de la visibilidad compleja, mientras que el componente antisimétrico sólo contribuye a la parte imaginaria. Como la fase de cada medición de visibilidad compleja no se puede determinar con un interferómetro de línea de base muy larga, se desconoce la simetría de la contribución correspondiente a las distribuciones de brillo de la fuente.
Roger Clifton Jennison desarrolló una técnica novedosa para obtener información sobre las fases de visibilidad cuando hay errores de retraso, utilizando un observable llamado fase de cierre . Aunque sus mediciones iniciales de laboratorio de la fase de cierre se habían realizado en longitudes de onda ópticas, previó un mayor potencial para su técnica en radiointerferometría. En 1958 demostró su eficacia con un radiointerferómetro, pero no se empezó a utilizar ampliamente para la radiointerferometría de base larga hasta 1974. Se requieren al menos tres antenas. Este método se utilizó para las primeras mediciones de VLBI y en la actualidad todavía se utiliza una forma modificada de este enfoque ("Autocalibración").
Algunos de los resultados científicos derivados de VLBI incluyen:
Hay varios conjuntos de VLBI ubicados en Europa , Canadá , Estados Unidos , Chile , Rusia , China , Corea del Sur , Japón , México , Australia y Tailandia . El conjunto VLBI más sensible del mundo es la Red Europea VLBI (EVN). Se trata de un conjunto de tiempo parcial que reúne a los radiotelescopios europeos más grandes y algunos otros fuera de Europa durante sesiones que normalmente duran una semana, y los datos se procesan en el Instituto Conjunto para VLBI en Europa (JIVE). El Very Long Baseline Array (VLBA), que utiliza diez telescopios dedicados de 25 metros que abarcan 5351 millas a lo largo de los Estados Unidos, es el conjunto VLBI más grande que opera durante todo el año como instrumento astronómico y de geodesia . [11] La combinación de EVN y VLBA se conoce como VLBI global. Cuando uno o ambos conjuntos se combinan con antenas VLBI espaciales como HALCA o Spektr-R , la resolución obtenida es superior a la de cualquier otro instrumento astronómico, capaz de obtener imágenes del cielo con un nivel de detalle medido en microsegundos de arco . El VLBI generalmente se beneficia de las líneas de base más largas que ofrece la colaboración internacional, con un ejemplo temprano notable en 1976, cuando se conectaron radiotelescopios en los Estados Unidos, la URSS y Australia para observar fuentes de máser de hidroxilo . [12] Esta técnica está siendo utilizada actualmente por el Event Horizon Telescope , cuyo objetivo es observar los agujeros negros supermasivos en los centros de la Vía Láctea y Messier 87 . [1] [13] [14]
La Red de Espacio Profundo de la NASA utiliza sus antenas más grandes (normalmente utilizadas para la comunicación de naves espaciales) para VLBI, con el fin de construir marcos de referencia de radio con el fin de la navegación de las naves espaciales. La inclusión de la estación de la ESA en Malargüe, Argentina, agrega líneas de base que permiten una cobertura mucho mejor del hemisferio sur. [15]
VLBI ha funcionado tradicionalmente grabando la señal en cada telescopio en cintas o discos magnéticos y enviándolos al centro de correlación para su reproducción. En 2004 fue posible conectar radiotelescopios VLBI casi en tiempo real, empleando al mismo tiempo las referencias horarias locales de la técnica VLBI, en una técnica conocida como e-VLBI. En Europa, seis radiotelescopios de la Red Europea VLBI (EVN) se conectaron con enlaces Gigabit por segundo a través de sus Redes Nacionales de Investigación y la red de investigación paneuropea GEANT2 , y se llevaron a cabo con éxito los primeros experimentos astronómicos utilizando esta nueva técnica. [dieciséis]
La imagen de la derecha muestra la primera ciencia producida por la Red Europea VLBI utilizando e-VLBI. Los datos de cada uno de los telescopios fueron encaminados a través de la red GÉANT2 y luego a través de SURFnet para ser procesados en tiempo real en el centro europeo de procesamiento de datos de JIVE . [dieciséis]
En la búsqueda de una resolución angular aún mayor, se han colocado satélites VLBI dedicados en órbita terrestre para proporcionar líneas de base mucho más amplias. Los experimentos que incorporan dichos elementos de matriz espaciales se denominan interferometría espacial de línea de base muy larga (SVLBI). El primer experimento SVLBI se llevó a cabo en la estación orbital Salyut-6 con KRT-10, un radiotelescopio de 10 metros, que se lanzó en julio de 1978. [ cita necesaria ]
El primer satélite SVLBI dedicado fue HALCA , un radiotelescopio de 8 metros , que se lanzó en febrero de 1997 y realizó observaciones hasta octubre de 2003. Debido al pequeño tamaño del plato, sólo se podían observar fuentes de radio muy potentes con los conjuntos SVLBI que lo incorporaban. .
Otro satélite SVLBI, el radiotelescopio Spektr-R de 10 metros , fue lanzado en julio de 2011 y realizó observaciones hasta enero de 2019. Fue colocado en una órbita muy elíptica, que va desde un perigeo de 10.652 km hasta un apogeo de 338.541 km, lo que hace RadioAstron, el programa SVLBI que incorpora satélites y conjuntos terrestres, el interferómetro de radio más grande hasta la fecha. La resolución del sistema alcanzó los 8 microsegundos de arco .
El Servicio Internacional VLBI de Geodesia y Astrometría ( IVS ) es una colaboración internacional cuyo propósito es utilizar la observación de fuentes de radio astronómicas utilizando VLBI para determinar con precisión los parámetros de orientación de la Tierra (EOP) y los marcos de referencia celestes (CRF) y terrestres (TRF). ). [17] IVS es un servicio que opera bajo la Unión Astronómica Internacional (IAU) y la Asociación Internacional de Geodesia (IAG). [18]
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