Interferometría de línea de base muy larga
Comparación de frentes de onda de telescopios muy separados
Algunos de los radiotelescopios del Atacama Large Millimeter Array
Los ocho radiotelescopios del Smithsonian Submillimeter Array , ubicado en el Observatorio Mauna Kea en Hawái
Una fotografía borrosa de un agujero negro supermasivo en M87.
VLBI se utilizó para crear la primera imagen de un agujero negro, captada por el Event Horizon Telescope y publicada en abril de 2019. [1]

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.

Método

Registro de datos en cada uno de los telescopios de un conjunto VLBI. Junto con los datos astronómicos se registran relojes de alta frecuencia de gran precisión para ayudar a lograr una sincronización correcta.

En el caso de 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 patrón 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 llevado a cabo 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.

Reproducción de los datos de cada uno de los telescopios de un conjunto VLBI. Se debe tener mucho cuidado para sincronizar la reproducción de los datos de los diferentes telescopios. Las señales de reloj atómico grabadas con los datos ayudan a obtener la sincronización correcta.

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. o B estilo de visualización {\displaystyle \epsilon_{B}} o do estilo de visualización {\displaystyle \epsilon_{C}}

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, no se conoce 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.

Resultados científicos

El geodesista Chopo Ma explica algunos de los usos geodésicos del VLBI.

Algunos de los resultados científicos derivados del VLBI incluyen:

Matrices VLBI

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]

Distancia a la estación Malargue desde las demás estaciones de la red VLBI de la NASA

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]

e-VLBI

Imagen de la fuente IRC +10420 . La imagen de menor resolución de la izquierda fue tomada con el conjunto MERLIN del Reino Unido y muestra la capa de emisión de máseres producida por una capa de gas en expansión con un diámetro de aproximadamente 200 veces el del Sistema Solar . La capa de gas fue expulsada de una estrella supergigante (10 veces la masa del Sol) en el centro de la emisión hace unos 900 años. La imagen correspondiente de EVN e-VLBI (derecha) muestra la estructura mucho más fina de los máseres que se hizo visible con la mayor resolución del conjunto VLBI.

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]

VLBI espacial

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 abarca desde un perigeo de 10.652 km hasta 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 mayor interferómetro de radio hasta la fecha. La resolución del sistema alcanzó los 8 microsegundos de arco .

Servicio VLBI Internacional 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 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]

Referencias

  1. ^ abc The Event Horizon Telescope Collaboration (10 de abril de 2019). "Primeros resultados del Event Horizon Telescope M87. I. La sombra del agujero negro supermasivo". The Astrophysical Journal Letters . 875 (1): L1. arXiv : 1906.11238 . Código Bibliográfico :2019ApJ...875L...1E. doi : 10.3847/2041-8213/ab0ec7 .
  2. ^ RC Jennison (1958). "Una técnica de interferómetro sensible a la fase para la medición de las transformadas de Fourier de distribuciones de brillo espacial de pequeña extensión angular". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 119 (3): 276–284. Bibcode : 1958MNRAS.118..276J . doi : 10.1093/mnras/118.3.276 .
  3. ^ Wresnik, J.; Haas, R.; Boehm, J.; Schuh, H. (2007). "Modelado de la deformación térmica de antenas VLBI con un nuevo modelo de temperatura". Journal of Geodesy . 81 (6–8): 423–431. Bibcode :2007JGeod..81..423W. doi :10.1007/s00190-006-0120-2. S2CID  120880995.
  4. ^ ab Ghaderpour, E. (2020). "Análisis wavelet y cross-wavelet de mínimos cuadrados de series temporales de temperatura y longitud de línea base de VLBI: Fortaleza-Hartrao-Westford-Wettzell". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 133 : 1019. doi : 10.1088/1538-3873/abcc4e . S2CID  234445743.
  5. ^ "El ICRF". Centro ICRS del IERS . Observatorio de París . Consultado el 25 de diciembre de 2018 .
  6. ^ «Sistema Internacional de Referencia Celeste (ICRS)». Observatorio Naval de los Estados Unidos . Consultado el 6 de septiembre de 2022 .
  7. ^ Charlot, P.; Jacobs, CS; Gordon, D.; Lambert, S.; et al. (2020), "La tercera realización del Marco de Referencia Celeste Internacional mediante interferometría de línea base muy larga", Astronomy and Astrophysics , 644 : A159, arXiv : 2010.13625 , Bibcode :2020A&A...644A.159C, doi :10.1051/0004-6361/202038368, S2CID  225068756
  8. ^ Urban, Sean E.; Seidelmann, P. Kenneth, eds. (2013). Suplemento explicativo del Almanaque astronómico, 3.ª edición . Mill Valley, California: University Science Books. págs. 176-177. ISBN 978-1-891389-85-6.
  9. ^ «Radioastrónomos confirman la entrada de la sonda Huygens en la atmósfera de Titán». Agencia Espacial Europea . 14 de enero de 2005. Consultado el 22 de marzo de 2019 .
  10. ^ Clery, Daniel (10 de abril de 2019). «Por primera vez, se puede ver cómo se ve un agujero negro». Science . AAAS . Consultado el 10 de abril de 2019 .
  11. ^ "Very Long Baseline Array (VLBA)". Observatorio Nacional de Radioastronomía . Archivado desde el original el 11 de junio de 2012. Consultado el 30 de mayo de 2012 .
  12. ^ Primer radiotelescopio global, Sov. Astron., octubre de 1976
  13. ^ Bouman, Katherine L. ; Johnson, Michael D.; Zoran, Daniel; Fish, Vincent L.; Doeleman, Sheperd S.; Freeman, William T. (2016). "Imágenes computacionales para reconstrucción de imágenes VLBI". Conferencia IEEE de 2016 sobre visión artificial y reconocimiento de patrones (CVPR) . págs. 913–922. arXiv : 1512.01413 . doi :10.1109/CVPR.2016.105. hdl :1721.1/103077. ISBN 978-1-4673-8851-1.S2CID 9085016  .
  14. ^ Webb, Jonathan (8 de enero de 2016). "Event horizon snapshot due in 2017" (Instantánea del horizonte de eventos prevista para 2017). bbc.com . BBC News . Consultado el 22 de octubre de 2017 .
  15. ^ Garcia-Mir, C y Sotuela, I y Jacobs, CS y Clark, JE y Naudet, CJ y White, LA y Madde, R y Mercolino, M y Pazos, D y Bourda, G. (2014). El marco de referencia celestial X/Ka: hacia un empate en el marco GAIA. 12.º Simposio y reunión de usuarios de la red europea VLBI (EVN 2014). Vol. 3.{{cite conference}}: CS1 maint: varios nombres: lista de autores ( enlace )
  16. ^ ab Diamond, Philip; van Langevelde, Huib; Conway, John (5 de octubre de 2004). "Astronomers Demonstrstrate a Global Internet Telescope" (Comunicado de prensa). Instituto Conjunto para VLBI . Consultado el 9 de diciembre de 2022 .
  17. ^ Nothnagel, A.; Artz, T.; Behrend, D.; Malkin, Z. (8 de septiembre de 2016). "Servicio Internacional VLBI de Geodesia y Astrometría". Revista de Geodesia . 91 (7): 711–721. Código Bib : 2017JGeod..91..711N. doi :10.1007/s00190-016-0950-5. S2CID  123256580.
  18. ^ Schuh, H.; Behrend, D. (octubre de 2012). "VLBI: una técnica fascinante para la geodesia y la astrometría". Journal of Geodynamics . 61 : 68–80. Bibcode :2012JGeo...61...68S. doi :10.1016/j.jog.2012.07.007. hdl : 2060/20140005985 .
Wikimedia Commons alberga una categoría multimedia sobre Interferometría de línea de base muy larga .
  • Conjunto de radiotelescopios de fibra óptica E-MERLIN utilizado en observaciones VLBI
  • Servicio e-VLBI en tiempo real de producción exprés EXPReS: un proyecto de tres años (est. en marzo de 2006) financiado por la Comisión Europea para desarrollar un instrumento e-VLBI intercontinental disponible para la comunidad científica
  • Instituto Conjunto JIVE 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"
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