Interferometria de linha de base muito longa - Very-long-baseline interferometry

Os oito radiotelescópios do Smithsonian Submillimeter Array , localizado no Observatório Mauna Kea, no Havaí.
Uma foto borrada de um buraco negro supermassivo em M87.
O VLBI foi usado para criar a primeira imagem de um buraco negro, fotografada pelo Event Horizon Telescope e publicada em abril de 2019.

A interferometria de linha de base muito longa ( VLBI ) é um tipo de interferometria astronômica usada em radioastronomia . No VLBI, um sinal de uma fonte de rádio astronômica , como um quasar , é coletado em vários radiotelescópios na Terra ou no espaço. A distância entre os radiotelescópios é então calculada usando a diferença de tempo entre as chegadas do sinal de rádio em diferentes telescópios. Isso permite que as observações de um objeto que são feitas simultaneamente por vários radiotelescópios sejam combinadas, emulando um telescópio com um tamanho igual à separação máxima entre os telescópios.

Os dados recebidos em cada antena na matriz incluem tempos de chegada de um relógio atômico local , como um maser de hidrogênio . Posteriormente, os dados são correlacionados com dados de outras antenas que gravaram o mesmo sinal de rádio, para produzir a imagem resultante. A resolução alcançável usando interferometria é proporcional à frequência de observação. A técnica VLBI permite que a distância entre os telescópios seja muito maior do que a possível com a interferometria convencional , que requer que as antenas sejam fisicamente conectadas por cabo coaxial , guia de ondas , fibra óptica ou outro tipo de linha de transmissão . As maiores separações de telescópio são possíveis no VLBI devido ao desenvolvimento da técnica de imagem da fase de fechamento por Roger Jennison na década de 1950, permitindo que o VLBI produzisse imagens com resolução superior.

O VLBI é mais conhecido por imagens de fontes de rádio cósmicas distantes, rastreamento de espaçonaves e por aplicações em astrometria . No entanto, uma vez que a técnica VLBI mede as diferenças de tempo entre a chegada de ondas de rádio em antenas separadas, ela também pode ser usada "ao contrário" para realizar estudos de rotação da Terra, mapear movimentos de placas tectônicas com muita precisão (dentro de milímetros) e realizar outros tipos de geodésia . Usar o VLBI dessa maneira requer um grande número de medições de diferença de tempo de fontes distantes (como quasares ) observadas com uma rede global de antenas durante um período de tempo.

Método

Registro de dados em cada um dos telescópios em uma matriz VLBI. Relógios de alta frequência extremamente precisos são registrados junto com os dados astronômicos para ajudar a obter a sincronização correta

No VLBI, os dados digitalizados da antena são normalmente registrados em cada um dos telescópios (no passado, isso era feito em grandes fitas magnéticas, mas hoje em dia geralmente é feito em grandes conjuntos de unidades de disco de computador). O sinal da antena é amostrado com um relógio atômico extremamente preciso e estável (geralmente um maser de hidrogênio ) que é adicionalmente bloqueado em um padrão de tempo GPS. Junto com as amostras de dados astronômicos, a saída deste relógio é registrada. A mídia gravada é então transportada para um local central. Experimentos mais recentes foram conduzidos com VLBI "eletrônico" (e-VLBI), onde os dados são enviados por fibra óptica (por exemplo, caminhos de fibra óptica de 10 Gbit / s na rede de pesquisa europeia GEANT2 ) e não registrados nos telescópios, acelerando e simplificando significativamente o processo de observação. Mesmo que as taxas de dados sejam muito altas, os dados podem ser enviados através de conexões normais de Internet, aproveitando o fato de que muitas das redes internacionais de alta velocidade têm capacidade ociosa significativa no momento.

No local do correlacionador, os dados são reproduzidos. O tempo de reprodução é ajustado de acordo com os sinais do relógio atômico e os tempos estimados de chegada do sinal de rádio em cada um dos telescópios. Uma faixa de temporizações de reprodução em uma faixa de nanossegundos geralmente é testada até que a temporização correta seja encontrada.

Reproduzindo os dados de cada um dos telescópios em um array VLBI. Deve-se tomar muito cuidado para sincronizar a reprodução dos dados de diferentes telescópios. Os sinais de relógio atômico registrados com os dados ajudam a obter o tempo correto.

Cada antena estará a uma distância diferente da fonte de rádio e, como acontece com o interferômetro de rádio de linha de base curta, os atrasos incorridos pela distância extra de uma antena devem ser adicionados artificialmente aos sinais recebidos em cada uma das outras antenas. O atraso aproximado necessário pode ser calculado a partir da geometria do problema. A reprodução da fita é sincronizada usando os sinais gravados dos relógios atômicos como referências de tempo, conforme mostrado no desenho à direita. Se a posição das antenas não for conhecida com precisão suficiente ou os efeitos atmosféricos forem significativos, ajustes finos para os atrasos devem ser feitos até que franjas de interferência sejam detectadas. Se o sinal da antena A for tomado como referência, imprecisões no atraso levarão a erros e nas fases dos sinais das fitas B e C respectivamente (veja o desenho à direita). Como resultado desses erros, a fase da visibilidade complexa não pode ser medida com um interferômetro de linha de base muito longa.

As variações de temperatura em locais VLBI podem deformar a estrutura das antenas e afetar as medições da linha de base. Negligenciar a pressão atmosférica e as correções de carga hidrológica no nível de observação também pode contaminar as medições de VLBI ao introduzir sinais anuais e sazonais, como na série temporal do Sistema Global de Navegação por Satélite.

A fase da visibilidade complexa depende da simetria da distribuição do brilho da fonte. Qualquer distribuição de brilho pode ser escrita como a soma de um componente simétrico e um componente anti-simétrico . O componente simétrico da distribuição de brilho contribui apenas para a parte real da visibilidade complexa, enquanto o componente anti-simétrico apenas contribui para a parte imaginária. Como a fase de cada medição de visibilidade complexa não pode ser determinada com um interferômetro de linha de base muito longa, a simetria da contribuição correspondente para as distribuições de brilho da fonte não é conhecida.

Roger Clifton Jennison desenvolveu uma nova técnica para obter informações sobre as fases de visibilidade quando erros de atraso estão presentes, usando um observável chamado de fase de fechamento . Embora suas medições iniciais de laboratório da fase de fechamento tenham sido feitas em comprimentos de onda ópticos, ele previu um maior potencial para sua técnica em interferometria de rádio. Em 1958, ele demonstrou sua eficácia com um rádio interferômetro, mas só se tornou amplamente usado para radio interferometria de linha de base longa em 1974. São necessárias pelo menos três antenas. Este método foi usado para as primeiras medições VLBI, e uma forma modificada desta abordagem ("Auto-calibração") ainda é usada hoje.

Resultados científicos

O geodesista Chopo Ma explica alguns dos usos geodésicos do VLBI.

Alguns dos resultados científicos derivados do VLBI incluem:

Matrizes VLBI

Existem vários arrays VLBI localizados na Europa , Canadá , Estados Unidos , Rússia , China , Coreia do Sul , Japão , México , Austrália e Tailândia . O array VLBI mais sensível do mundo é a European VLBI Network (EVN). Esta é uma matriz de tempo parcial que reúne os maiores radiotelescópios europeus e alguns outros fora da Europa para sessões tipicamente de uma semana, com os dados sendo processados ​​no Joint Institute for VLBI in Europe (JIVE). O Very Long Baseline Array (VLBA), que usa dez telescópios dedicados de 25 metros abrangendo 5351 milhas nos Estados Unidos, é o maior VLBI array que opera durante todo o ano como um instrumento astronômico e geodésico . A combinação de EVN e VLBA é conhecida como VLBI Global . Quando uma ou ambas as matrizes são combinadas com antenas VLBI baseadas no espaço, como HALCA ou Spektr-R , a resolução obtida é maior do que qualquer outro instrumento astronômico, capaz de gerar imagens do céu com um nível de detalhe medido em microarcsegundos . O VLBI geralmente se beneficia das linhas de base mais longas proporcionadas pela colaboração internacional, com um exemplo inicial notável em 1976, quando radiotelescópios nos Estados Unidos, URSS e Austrália foram ligados para observar fontes de maser de hidroxila . Esta técnica está sendo usada atualmente pelo Event Horizon Telescope , cujo objetivo é observar os buracos negros supermassivos nos centros da Via Láctea e Messier 87 .

e-VLBI

Imagem da fonte IRC + 10420. A imagem de resolução mais baixa na imagem à esquerda foi obtida com o arranjo MERLIN do Reino Unido e mostra a camada de emissão de radiação produzida por uma camada de gás em expansão com um diâmetro cerca de 200 vezes o do Sistema Solar . A casca de gás foi ejetada de uma estrela supergigante (10 vezes a massa do nosso Sol) no centro da emissão cerca de 900 anos atrás. A imagem EVN e-VLBI correspondente (à direita) mostra a estrutura muito mais precisa dos masers por causa da resolução mais alta do array VLBI.

O VLBI tem operado tradicionalmente gravando o sinal em cada telescópio em fitas ou discos magnéticos e enviando-os ao centro de correlação para reprodução. Recentemente, tornou-se possível conectar rádios telescópios VLBI quase em tempo real, mas ainda empregando as referências de tempo local da técnica VLBI, em uma técnica conhecida como e-VLBI. Na Europa, seis radiotelescópios da Rede Europeia VLBI (EVN) estão agora conectados com links Gigabit por segundo por meio de suas Redes de Pesquisa Nacionais e da rede de pesquisa pan-europeia GEANT2 , e os primeiros experimentos astronômicos usando esta nova técnica foram conduzidos com sucesso em 2011 .

A imagem à direita mostra a primeira ciência produzida pela Rede Europeia VLBI usando o e-VLBI. Os dados de 6 telescópios foram processados ​​em tempo real no Centro Europeu de Processamento de Dados do JIVE . A Rede de Pesquisa Acadêmica da Holanda, SURFnet, fornece conectividade de 6 x 1 Gbit / s entre o JIVE e a rede GEANT2.

Espaço VLBI

Na busca por uma resolução angular ainda maior, satélites VLBI dedicados foram colocados na órbita da Terra para fornecer linhas de base muito estendidas. Os experimentos que incorporam tais elementos de matriz espacial são denominados Interferometria de Linha de Base Muito Longa do Espaço (SVLBI). O primeiro experimento SVLBI foi realizado na estação orbital Salyut-6 com o KRT-10, um radiotelescópio de 10 metros, lançado em julho de 1978.

O primeiro satélite SVLBI dedicado foi o HALCA , um radiotelescópio de 8 metros , que foi lançado em fevereiro de 1997 e fez observações até outubro de 2003. Devido ao tamanho pequeno da antena, apenas fontes de rádio muito fortes puderam ser observadas com matrizes SVLBI incorporando-o .

Outro satélite SVLBI, um radiotelescópio de 10 metros Spektr-R , foi lançado em julho de 2011 e fez observações até janeiro de 2019. Foi colocado em uma órbita altamente elíptica, variando de um perigeu de 10.652 km a um apogeu de 338.541 km, fazendo RadioAstron, o programa SVLBI que incorpora as matrizes de satélite e solo, o maior interferômetro de rádio até hoje. A resolução do sistema atingiu 8 microssegundos .

Serviço VLBI Internacional para Geodésia e Astrometria

O Serviço Internacional VLBI para Geodésia e Astrometria (IVS) é uma colaboração internacional cujo objetivo é usar a observação de fontes de rádio astronômicas usando (VLBI) para determinar com precisão os parâmetros de orientação terrestre (EOP) e referenciais celestes (CRF) e referenciais terrestres (TRF). IVS é um serviço que opera sob a International Astronomical Union (IAU) e a International Association of Geodesy (IAG).

Referências

links externos