Interferometría de línea de base muy larga

Algunos de los telescopios de radio Atacama Large Millimeter Array.

Los ocho telescopios de radio del submillímetro Smithsonian Array, ubicados en el Observatorio Mauna Kea en Hawai'i.

VLBI fue utilizado para crear la primera imagen de un agujero negro, imagenada por el telescopio Event Horizon y publicada en abril de 2019.

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. A continuación, 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. Posteriormente, los datos se correlacionan con datos de otras antenas que registraron la misma señal de radio, para producir la imagen resultante. La resolución alcanzable usando interferometría es proporcional a la frecuencia de observación. La técnica VLBI permite que la distancia entre telescopios sea mucho mayor que la que permite 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 del telescopio son posibles en VLBI debido al desarrollo de la técnica de imágenes de fase de cierre por parte de Roger Jennison en la década de 1950, lo que permite que VLBI produzca imágenes con una resolución superior.

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 las ondas de radio a antenas separadas, también se puede usar '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 cuásares) observadas con una red global de antenas durante un período de tiempo.

Método

Grabar datos en cada uno de los telescopios en un array VLBI. Relojes de alta frecuencia extremadamente precisos se registran junto con los datos astronómicos para ayudar a obtener la sincronización correcta

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 realiza en grandes matrices de unidades de disco de computadora). La señal de la antena se muestrea con un reloj atómico extremadamente preciso y estable (generalmente 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 con dispositivos "electrónicos" VLBI (e-VLBI) donde 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 tasas de datos son muy altas, los datos se pueden enviar a través de conexiones de Internet normales aprovechando el hecho de que muchas de las redes internacionales de alta velocidad tienen una capacidad disponible significativa en la actualidad.

En la ubicación del correlacionador, 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 prueba un rango de tiempos de reproducción en un rango de nanosegundos hasta que se encuentra el tiempo correcto.

Reproduciendo los datos de cada uno de los telescopios en un array VLBI. Hay que tener un gran cuidado para sincronizar la reproducción de los datos de diferentes telescopios. Las señales de reloj atómico grabadas con los datos ayudan a corregir el tiempo.

Cada antena será una distancia diferente de la fuente de radio, y como con el interferómetro de radio de referencia corto los retrasos incurridos por la distancia extra a una antena deben añadirse 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 cinta se sincroniza utilizando las señales grabadas de los relojes atómicos como referencias de tiempo, como se muestra en el dibujo a la derecha. Si no se sabe que la posición de las antenas es suficiente precisión o efectos atmosféricos son significativos, se deben realizar ajustes finos a los retrasos hasta que se detecten fringes de interferencia. Si la señal de la antena A se toma como referencia, las inexactitudes en el retraso conducirán a errores ε ε B{displaystyle epsilon _{B} y ε ε C{displaystyle epsilon _{C} 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 muy largo-baseline.

Las variaciones de temperatura en los sitios VLBI pueden deformar la estructura de las antenas y afectar las mediciones de referencia. 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 la serie de tiempo del Sistema Global de Navegación por Satélite.

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 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 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 interferómetro de radio, pero solo se empezó a usar ampliamente para la interferometría de radio de línea de base larga en 1974. Se requieren al menos tres antenas. Este método se usó para las primeras mediciones de VLBI, y todavía se usa una forma modificada de este enfoque ('autocalibración').

Resultados científicos

Algunos de los resultados científicos derivados de VLBI incluyen:

• Imágenes de radio de alta resolución de fuentes de radio cósmicas.
• Imaging the surfaces of nearby stars at radio wavelengths (see also interferometry) – similar techniques have also been used to make infrared and optical images of stellar surfaces.
• Definición del marco de referencia celestial.
• Medición de la aceleración del Sistema Solar hacia el centro de la Vía Láctea.
• Moción de las placas tectónicas de la Tierra.
• Deformación regional y elevación local o subsistencia.
• Parámetros de orientación y fluctuaciones de la Tierra en la longitud del día.
• Mantenimiento del marco de referencia terrestre.
• Medición de las fuerzas gravitatorias del Sol y la Luna en la Tierra y la estructura profunda de la Tierra.
• Mejora de los modelos atmosféricos.
• Medición de la velocidad fundamental de la gravedad.
• El seguimiento de la sonda Huygens mientras pasaba por la atmósfera de Titan, permitiendo mediciones de velocidad del viento.
• Primera imagen de un agujero negro supermasivo.

Arreglos VLBI

Hay varios arreglos VLBI ubicados en Europa, Canadá, Estados Unidos, Chile, Rusia, China, Corea del Sur, Japón, México, Australia y Tailandia. La matriz VLBI más sensible del mundo es la red VLBI europea (EVN). Esta es una matriz a tiempo parcial que reúne a los radiotelescopios europeos más grandes y algunos otros fuera de Europa para sesiones que suelen durar 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 través de los Estados Unidos, es el conjunto VLBI más grande que opera todo el año como instrumento astronómico y de geodesia. La combinación de EVN y VLBA se conoce como Global VLBI. Cuando uno o ambos de estos conjuntos se combinan con antenas VLBI basadas en el espacio 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 que ofrece la colaboración internacional, con un ejemplo temprano notable en 1976, cuando los radiotelescopios en los Estados Unidos, la URSS y Australia se vincularon para observar fuentes de hidroxilo-máser. 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.

E-VLBI

Imagen de la fuente IRC +10420. La imagen de menor resolución de la izquierda fue tomada con la matriz MERLIN del Reino Unido y muestra la cáscara de emisión de albañil producida por una cáscara de gas en expansión con un diámetro alrededor de 200 veces el del Sistema Solar. La cáscara de gas fue expulsada de una estrella supergiant (10 veces la masa del Sol) en el centro de la emisión hace unos 900 años. La correspondiente imagen EVN e-VLBI (derecha) muestra la estructura mucho más fina de los más vendidos visible con la resolución más alta de la matriz VLBI.

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, mientras se seguían 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 Gigabit por segundo a través de sus Redes Nacionales de Investigación y la red de investigación paneuropea GEANT2, y se realizaron con éxito los primeros experimentos astronómicos utilizando esta nueva técnica.

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 se enrutaron 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 en JIVE.

Espacio VLBI

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 transportados por el 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.

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, solo se podían observar fuentes de radio muy potentes con SVLBI. arreglos que lo incorporan.

Otro satélite SVLBI, un radiotelescopio Spektr-R de 10 metros, se lanzó en julio de 2011 y realizó observaciones hasta enero de 2019. Se colocó en una órbita muy elíptica, con un perigeo de 10 652 km a un apogeo de 338 541. km, lo que convierte a RadioAstron, el programa SVLBI que incorpora los conjuntos de satélites y de tierra, en el interferómetro de radio más grande hasta la fecha. La resolución del sistema alcanzó los 8 microsegundos de arco.

Servicio Internacional VLBI para Geodesia y Astrometría

El Servicio Internacional VLBI para 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 la orientación de la tierra. parámetros (EOP) y marcos de referencia celestes (CRF) y marcos de referencia terrestres (TRF). IVS es un servicio que opera bajo la Unión Astronómica Internacional (IAU) y la Asociación Internacional de Geodesia (IAG).