La interferometría de línea de base muy larga ( VLBI , por sus siglas en inglés) es un tipo de interferometría astronómica que se utiliza en radioastronomía . En la VLBI, una señal de una fuente de radio astronómica , como un cuásar , se recoge en múltiples radiotelescopios en la Tierra o en el espacio. Luego, se calcula la distancia entre los radiotelescopios utilizando la diferencia de tiempo entre las llegadas de la señal de radio a diferentes telescopios. Esto permite combinar las 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 los tiempos de llegada de un reloj atómico local , como un máser de hidrógeno . En un momento posterior, los datos se correlacionan con los datos de otras antenas que registraron la misma señal de radio, para producir la imagen resultante. La resolución alcanzable 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 de fase de cierre por Roger Jennison en la década de 1950, lo que permite que VLBI produzca imágenes con una resolución superior. [2]
La técnica VLBI es más conocida por la obtención de imágenes de fuentes de radio cósmicas distantes, el seguimiento de naves espaciales y por 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 los movimientos de las placas tectónicas con mucha precisión (dentro de unos milímetros) y realizar otros tipos de geodesia . El uso de VLBI de esta manera requiere un gran número de mediciones de diferencia de tiempo de fuentes distantes (como cuásares ) observadas con una red global de antenas durante un período de tiempo.
En VLBI, los datos de antena digitalizados se suelen registrar en cada uno de los telescopios (en el pasado, esto se hacía en grandes cintas magnéticas, pero hoy en día se suele hacer en grandes conjuntos de unidades de disco de ordenador). La señal de 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. Junto con las muestras de datos astronómicos, se registra la salida de este reloj. A continuación, los medios grabados se transportan a una ubicación central. Se han realizado experimentos más recientes [¿ cuándo? ] con VLBI "electrónico" (e-VLBI), en los que los datos se envían por 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 simplifica 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 una capacidad de reserva significativa en la actualidad.
En la ubicación del correlador, se reproducen los datos. El tiempo de reproducción se ajusta de acuerdo con las señales del reloj atómico y los tiempos estimados de llegada de la señal de radio a cada uno de los telescopios. Por lo general, se prueban varios tiempos de reproducción en 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 interferómetro de radio de línea de base corta , los retrasos ocasionados 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 puede calcularse 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 significativos, deben realizarse ajustes finos en los retrasos hasta que se detecten franjas de interferencia. Si se toma la señal de la antena A como referencia, las imprecisiones en el retraso provocarán errores y en las fases de las señales de las cintas B y C respectivamente (ver dibujo de la derecha). Como resultado de estos errores, la fase de la visibilidad compleja no puede medirse con un interferómetro de línea 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] No tener en cuenta las correcciones de presión atmosférica y carga hidrológica a nivel de observación también puede contaminar las mediciones 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 de brillo de la fuente. Cualquier distribución de brillo puede escribirse como la suma de un componente simétrico y un componente antisimétrico. El componente simétrico de la distribución de brillo solo contribuye a la parte real de la visibilidad compleja, mientras que el componente antisimétrico solo contribuye a la parte imaginaria. Como la fase de cada medición de visibilidad compleja no se puede determinar con un interferómetro de línea 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 retardo, 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 la interferometría de radio. En 1958 demostró su eficacia con un interferómetro de radio, pero recién en 1974 se empezó a utilizar ampliamente para la interferometría de radio de línea de base larga. Se requieren al menos tres antenas. Este método se utilizó para las primeras mediciones de VLBI, y una forma modificada de este enfoque ("Autocalibración") todavía se utiliza hoy en día.
Algunos de los resultados científicos derivados del VLBI incluyen:
Existen varios conjuntos de radiotelescopios VLBI ubicados en Europa , Canadá , Estados Unidos , Chile , Rusia , China , Corea del Sur , Japón , México , Australia y Tailandia . El conjunto de radiotelescopios VLBI más sensible del mundo es la Red Europea de Radiotelescopios VLBI (EVN, por sus siglas en inglés). Se trata de un conjunto a tiempo parcial que reúne los radiotelescopios europeos más grandes y algunos otros de fuera de Europa para sesiones que suelen durar una semana, y los datos se procesan en el Instituto Conjunto para Radiotelescopios VLBI en Europa (JIVE, por sus siglas en inglés). El Conjunto de Radiotelescopios VLBI de Muy Larga Distancia (VLBA, por sus siglas en inglés), que utiliza diez telescopios dedicados de 25 metros que abarcan 5351 millas a lo largo de los Estados Unidos, es el conjunto de radiotelescopios VLBI más grande que funciona todo el año como instrumento astronómico y geodésico . [11] La combinación de EVN y VLBA se conoce como VLBI Global. Cuando uno o ambos de estos conjuntos se combinan con antenas VLBI espaciales como HALCA o Spektr-R , la resolución obtenida es mayor que la de cualquier otro instrumento astronómico, capaz de obtener imágenes del cielo con un nivel de detalle medido en microsegundos de arco . VLBI generalmente se beneficia de las líneas de base más largas proporcionadas por la colaboración internacional, con un ejemplo temprano notable en 1976, cuando se vincularon radiotelescopios en los Estados Unidos, la URSS y Australia para observar fuentes de hidroxilo - máser . [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 para la navegación de 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]
Tradicionalmente, el VLBI ha funcionado grabando la señal de cada telescopio en cintas o discos magnéticos y enviándolos al centro de correlación para su reproducción. En 2004, se hizo posible conectar radiotelescopios VLBI casi en tiempo real, mientras se siguen empleando las referencias de tiempo local 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 de gigabits 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 que utilizaron esta nueva técnica. [16]
La imagen de la derecha muestra la primera producción científica realizada por la Red Europea VLBI utilizando e-VLBI. Los datos de cada uno de los telescopios se enviaron a través de la red GÉANT2 y de allí a través de SURFnet para ser procesados en tiempo real en el centro europeo de procesamiento de datos de JIVE . [16]
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 estos elementos de matriz a bordo del espacio se denominan interferometría de línea de base muy larga espacial (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 requerida ]
El primer satélite dedicado al SVLBI 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 de la antena, solo se podían observar fuentes de radio muy potentes con conjuntos SVLBI que la incorporaban.
Otro satélite SVLBI, un radiotelescopio de 10 metros Spektr-R , fue lanzado en julio de 2011 y realizó observaciones hasta enero de 2019. Fue colocado en una órbita altamente elíptica, que abarcaba desde un perigeo de 10.652 km hasta un apogeo de 338.541 km, lo que convirtió a RadioAstron, el programa SVLBI que incorpora los conjuntos de satélites y de tierra, en el mayor interferómetro de radio hasta la fecha. La resolución del sistema alcanzó los 8 microsegundos de arco .
El Servicio Internacional VLBI para Geodesia y Astrometría ( IVS ) es una colaboración internacional cuyo propósito es utilizar la observación de fuentes de radio astronómicas mediante VLBI para determinar con precisión los parámetros de orientación de la Tierra (EOP) y los marcos de referencia celestes (CRF) y los marcos de referencia 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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