Interferometría de línea de base muy larga

La interferometría de muy larga base ( VLBI ) es un tipo de interferometría astronómica utilizada en radioastronomía . En VLBI, se recoge una señal de una fuente de radio astronómica , como un cuásar , en múltiples radiotelescopios terrestres o espaciales. La distancia entre los radiotelescopios se calcula a partir de la diferencia de tiempo entre la llegada de la señal de radio a cada uno. Esto permite combinar las observaciones de un objeto realizadas simultáneamente por varios radiotelescopios, emulando un telescopio cuyo tamaño es igual a la separación máxima entre ellos.

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 los 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 entre telescopios son posibles en VLBI gracias al desarrollo de la técnica de imagen de fase de cierre por Roger Jennison en la década de 1950, lo que permite a VLBI producir imágenes con una resolución superior. ^{[ 2 ]}

La técnica VLBI es conocida principalmente por su uso en la obtención de imágenes de fuentes de radio cósmicas distantes, el 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 distintas antenas, también puede utilizarse a la inversa para realizar estudios de rotación terrestre, cartografiar con gran precisión (en milímetros) los movimientos de las placas tectónicas y llevar a cabo otros tipos de geodesia . El uso de VLBI de esta manera requiere un gran número de mediciones de diferencias de tiempo de fuentes distantes (como cuásares ) observadas con una red global de antenas durante un período prolongado.

En VLBI, los datos digitalizados de la antena se registran habitualmente en cada uno de los telescopios. (Antiguamente, esto se hacía en grandes cintas magnéticas, pero hoy en día se suele hacer en grandes conjuntos de discos duros). 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. Junto con las muestras de datos astronómicos, se registra la salida de este reloj. Los soportes grabados se transportan a una ubicación central. Se han realizado experimentos más recientes con VLBI "electrónico" (e-VLBI), donde los datos se envían mediante fibra óptica (por ejemplo, enlaces 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 a Internet normales, aprovechando que muchas de las redes internacionales de alta velocidad disponen actualmente de una capacidad ociosa considerable. 

En la ubicación del correlador, se reproducen los datos. La sincronización de la reproducción se ajusta según las señales del reloj atómico y los tiempos estimados de llegada de la señal de radio a cada uno de los telescopios. Generalmente, se prueban diferentes tiempos de reproducción, con intervalos de nanosegundos, hasta encontrar el 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 ocasionados por la distancia adicional a una antena deben sumarse artificialmente a las señales recibidas en cada una de las demás antenas. El retardo aproximado requerido puede calcularse a partir de la geometría del problema. La reproducción de la cinta se sincroniza utilizando las señales registradas 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 a los retardos hasta que se detecten franjas de interferencia. Si se toma la señal de la antena A como referencia, las imprecisiones en el retardo darán lugar a errores.${\displaystyle \epsilon _{B}}$y${\displaystyle \epsilon _{C}}$en las fases de las señales de las cintas B y C respectivamente (véase el dibujo de la derecha). Como resultado de estos errores, la fase de la visibilidad compleja no se puede medir 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 ]} Ignorar 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 expresarse 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. Dado que la fase de cada medición de visibilidad compleja no puede determinarse 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 en presencia de errores de retardo, utilizando una magnitud observable denominada fase de cierre . Si bien sus mediciones iniciales de la fase de cierre en laboratorio se realizaron en longitudes de onda ópticas, previó un mayor potencial para su técnica en la radiointerferometría. En 1958 demostró su eficacia con un radiointerferómetro, pero no se generalizó su uso en radiointerferometría de línea de base larga hasta 1974. Se requieren al menos tres antenas. Este método se utilizó para las primeras mediciones de VLBI, y una variante modificada ("Autocalibración") se sigue utilizando en la actualidad.

Algunos de los resultados científicos derivados de VLBI incluyen:

• Imágenes de radio de alta resolución de fuentes de radio cósmicas, incluidos núcleos galácticos activos . ^{[ 5 ]}
• La obtención de imágenes de las superficies de estrellas cercanas en longitudes de onda de radio (véase también interferometría ) – técnicas similares también se han utilizado para obtener imágenes infrarrojas y ópticas de superficies estelares.
• Definición del marco de referencia celeste . ^{[ 6 ] [ 7 ]}
• Medición de la aceleración del Sistema Solar hacia el centro de la Vía Láctea . ^{[ 8 ] : 6–7}
• Movimiento de las placas tectónicas de la Tierra.
• Deformación regional y elevación o subsidencia local.
• Parámetros de orientación de la Tierra y fluctuaciones en la duración del día . ^{[ 9 ]}
• Mantenimiento del marco de referencia terrestre .
• Medición de las fuerzas gravitatorias del Sol y la Luna sobre la Tierra y de 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 atravesaba la atmósfera de Titán , lo que permitió realizar mediciones de la velocidad del viento. ^{[ 10 ]}
• Primera imagen de un agujero negro supermasivo. ^{[ 1 ] [ 11 ]}

Hay varias redes VLBI ubicadas en Europa , Canadá , Estados Unidos , Chile , Rusia , China , Corea del Sur , Japón , México , Australia y Tailandia . La red VLBI más sensible del mundo es la Red Europea VLBI (EVN). Esta es una red de tiempo parcial que reúne a los radiotelescopios europeos más grandes y algunos otros fuera de Europa para sesiones que generalmente duran una semana, y los datos se procesan en el Instituto Conjunto para VLBI en Europa (JIVE). La Red de Línea de Base Muy Larga (VLBA), que utiliza diez telescopios dedicados de 25 metros que abarcan 5351 millas a través de Estados Unidos, es la red VLBI más grande que opera todo el año como instrumento tanto astronómico como geodésico . ^{[ 12 ]} La combinación de la EVN y la 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 . La VLBI generalmente se beneficia de las líneas de base más largas que proporciona la colaboración internacional, con un ejemplo temprano notable en 1976, cuando se conectaron radiotelescopios en Estados Unidos, la URSS y Australia para observar fuentes de máser de hidroxilo . ^{[ 13 ]} Esta técnica la está utilizando actualmente el Telescopio del Horizonte de Sucesos , cuyo objetivo es observar los agujeros negros supermasivos en los centros de la Vía Láctea y Messier 87. ^{[ 1 ] [ 14 ] [ 15 ]}

La Red de Espacio Profundo de la NASA utiliza sus antenas más grandes (normalmente empleadas 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, añade líneas de base que permiten una cobertura mucho mejor del hemisferio sur. ^{[ 16 ]}

Tradicionalmente, la técnica 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, fue posible conectar radiotelescopios VLBI prácticamente en tiempo real, manteniendo las referencias horarias locales de la técnica VLBI, mediante una técnica conocida como e-VLBI. En Europa, seis radiotelescopios de la Red Europea VLBI (EVN) se conectaron con enlaces de 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. ^{[ 17 ]}

La imagen de la derecha muestra los primeros datos científicos producidos 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 . ^{[ 17 ]}

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 largas. Los experimentos que incorporan estos elementos de matriz espacial 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 el KRT-10, un radiotelescopio de 10 metros, lanzado en julio de 1978.

El primer satélite dedicado a la interferometría de barrido lineal a muy baja frecuencia (SVLBI) fue HALCA , un radiotelescopio de 8 metros , lanzado en febrero de 1997, que realizó observaciones hasta octubre de 2003. Debido al pequeño tamaño de la antena, solo se podían observar fuentes de radio muy potentes con los conjuntos de antenas SVLBI que la incorporaban.

Otro satélite SVLBI, el radiotelescopio Spektr-R de 10 metros , fue lanzado en julio de 2011 y realizó observaciones hasta enero de 2019. Se colocó en una órbita altamente elíptica, con un perigeo de 10 652  km y un apogeo de 338 541  km, lo que convirtió a RadioAstron, el programa SVLBI que incorpora el satélite y las redes terrestres, en el mayor radiointerferómetro 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 terrestres (TRF). ^{[ 18 ]} IVS es un servicio que opera bajo la Unión Astronómica Internacional (IAU) y la Asociación Internacional de Geodesia (IAG). ^{[ 19 ]}

• El conjunto de radiotelescopios conectados por fibra óptica E-MERLIN se utiliza en observaciones VLBI.
• EXPReS Express Production Real-time e-VLBI Service: un proyecto de tres años (iniciado en marzo de 2006) financiado por la Comisión Europea para desarrollar un instrumento e-VLBI intercontinental disponible para la comunidad científica.
• JIVE ( Instituto Conjunto para VLBI en Europa)
• El Servicio Internacional VLBI para Geodesia y Astrometría (IVS)
• IVSOPAR: el centro de análisis VLBI del Observatorio de París
• "VLBI – El papel de Canadá"