La interferometría de muy larga base o interferometría de base ancha (VLBI, siglas en inglés de Very Long Baseline Interferometry) consiste en la observación de uno o varios objetos celestes con la ayuda de un gran número de radiotelescopios ubicados en distintas partes de la Tierra (la mayor parte de ellos se encuentran en el Hemisferio Norte, repartidos entre Estados Unidos y Europa), trabajando como si fueran un único radiointerferómetro, gracias a un sistema de grabación que permite procesar después, de forma conjunta, los datos de todas las antenas participantes.
Radio telescopios del Atacama Large Millimeter Array (ALMA)
Primera imagen de un agujero negro supermasivo tomada por el Telescopio del Horizonte de Sucesos en 2019
La radiación de ondas producidas por estos cuerpos "fijos" a la esfera celeste es captada por estos centros con intervalos de tiempo del orden de nanosegundos. Por medio de un formalismo matemático basado en la transformada de Fourier es posible obtener imágenes de muy alta resolución de estos objetos celestes o, si los objetos son muy lejanos y pueden considerarse fijos en la esfera celeste, saber con precisión la posición exacta sobre la Tierra de dichos centros astronómicos, que son considerados puntos de control. En este último caso se habla de VLBIg (o VLBI, para geodesia) y las fuentes utilizadas son cuásares, por su extraordinaria distancia y brillo.
Estos puntos de control, de donde se toman como referencia las medidas, comenzaron como parte del proyecto Europe, que pretendía medir con exactitud cuánto aumentaba el océano Atlántico mediante estaciones ubicadas en los Estados Unidos y Europa, logrando precisiones milimétricas en las distancias medidas. También pueden ser usados para hacer investigaciones de las placas tectónicas.[1]
La interferometría de muy larga base es la base teórica de donde se apoyan los ICRF (International Celestial Reference Frame) para crear un marco de referencia conocido de apoyo para las ITRF (International Terrestrial Reference Frame), que a su vez crean las bases para la geodesia, que a su vez se utilizan en la cartografía.
En abril de 2019 el proyecto Event Horizon Telescope, una red internacional VLBI, publica la primera imagen de un agujero negro.[2]
Funcionamiento
Grabación de datos en cada uno de los telescopios en una red VLBI. Se registran relojes de alta frecuencia de gran precisión junto con los datos astronómicos para ayudar a conseguir la sincronización correcta.
En la interferometría VLBI, los datos digitalizados de las antenas se registran normalmente en cada uno de los telescopios (en el pasado esto se hacía en cintas magnéticas de gran tamaño, pero hoy en día se hace normalmente en grandes conjuntos de unidades de disco de ordenador). La señal de la antena es muestreada con un reloj atómico extremadamente preciso y estable. Junto con las muestras de datos astronómicos, la salida de este reloj se graba en el soporte de cinta/disco, que posteriormente se transportan a una ubicación central. Se han realizado experimentos más recientes con VLBI "electrónico" (e-VLBI), en los que los datos se envían por fibra óptica (por ejemplo, 10 Gbxit/s en la red europea de investigación GEANT2) y no se registran en los telescopios, lo que acelera y simplifica significativamente el proceso de observación.[3] Aunque las cantidades de datos son muy altas, los datos pueden enviarse a través de conexiones normales de Internet, aprovechando el hecho de que muchas de las redes internacionales de alta velocidad disponen actualmente de una capacidad de reserva significativa.
Estos datos se envían a unas instalaciones centrales, donde se ubica el correlador. La temporización de la reproducción se ajusta en función de las señales de reloj atómico de las cintas (unidades de disco/señal de fibra óptica) y de los tiempos estimados de llegada de la señal de radio a cada uno de los telescopios.[4]
Reproduciendo los datos de cada uno de los telescopios en un red VLBI. Se debe tener mucho cuidado a la hora de sincronizar la reproducción de los datos de los diferentes telescopios. Las señales de relojes atómicos 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 base corta, los retrasos ocasionados por la distancia adicional entre antenas deben sumarse artificialmente a las señales recibidas en cada una de las otras. El retardo 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 referencia horaria, 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, se deben hacer pequeños ajustes en los retardos hasta que se detecten las franjas de interferencia. Si se toma como referencia la señal de la antena A, las inexactitudes en el retardo provocarán errores y en las fases de las señales de las cintas B y C respectivamente. Como resultado de estos errores, la fase de la visibilidad compleja no puede medirse con un interferómetro de muy larga base.
La fase de la visibilidad compleja depende de la simetría de la distribución de la luminosidad 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 la luminosidad 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 puede determinarse con un interferómetro de muy larga base, no se conoce la simetría de la contribución correspondiente a las distribuciones de luminosidad de la fuente.
R. C. Jennison desarrolló una técnica novedosa para obtener información sobre las fases de visibilidad cuando hay errores de retardo, utilizando una técnica observable llamada fase de cierre.[5] 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 utilizó ampliamente para la radiointerferometría de larga base en 1974. Se necesitan al menos tres antenas.[6] Este método se utilizó para las primeras mediciones de VLBI, y una modificación de este método ("Autocalibración") todavía se utiliza hoy en día.[7]
Referencias
«VLBI y RedIRIS».
«Por primera vez en la Historia, tenemos una imagen de un agujero negro». abc. 10 de abril de 2019. Consultado el 23 de mayo de 2019.
«European VLBI Network: Newsletter 23 - May 2009». www.oan.es. Consultado el 23 de mayo de 2019.
«2000ivsg.conf..187W Page 187». adsabs.harvard.edu. Consultado el 23 de mayo de 2019.
«NASA/ADS». ui.adsabs.harvard.edu. Consultado el 23 de mayo de 2019.
Weisstein, Eric W. «Phase Closure Relations -- from Eric Weisstein's World of Physics». scienceworld.wolfram.com(en inglés). Consultado el 23 de mayo de 2019.
Weisstein, Eric W. «Self Calibration -- from Eric Weisstein's World of Physics». scienceworld.wolfram.com(en inglés). Consultado el 23 de mayo de 2019.
Enlaces externos
Web oficial de la Red Europea de Interferometría (EVN)
Web oficial del Servicio Internacional de VLBI para Geodesia y Astrometría (IVS)
Datos:Q1148351
Multimedia:Very-long-baseline interferometry
Agosto 24, 2021
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Este articulo o seccion necesita referencias que aparezcan en una publicacion acreditada Este aviso fue puesto el 16 de marzo de 2012 La interferometria de muy larga base o interferometria de base ancha VLBI siglas en ingles de Very Long Baseline Interferometry consiste en la observacion de uno o varios objetos celestes con la ayuda de un gran numero de radiotelescopios ubicados en distintas partes de la Tierra la mayor parte de ellos se encuentran en el Hemisferio Norte repartidos entre Estados Unidos y Europa trabajando como si fueran un unico radiointerferometro gracias a un sistema de grabacion que permite procesar despues de forma conjunta los datos de todas las antenas participantes Radio telescopios del Atacama Large Millimeter Array ALMA Primera imagen de un agujero negro supermasivo tomada por el Telescopio del Horizonte de Sucesos en 2019 La radiacion de ondas producidas por estos cuerpos fijos a la esfera celeste es captada por estos centros con intervalos de tiempo del orden de nanosegundos Por medio de un formalismo matematico basado en la transformada de Fourier es posible obtener imagenes de muy alta resolucion de estos objetos celestes o si los objetos son muy lejanos y pueden considerarse fijos en la esfera celeste saber con precision la posicion exacta sobre la Tierra de dichos centros astronomicos que son considerados puntos de control En este ultimo caso se habla de VLBIg o VLBI para geodesia y las fuentes utilizadas son cuasares por su extraordinaria distancia y brillo Estos puntos de control de donde se toman como referencia las medidas comenzaron como parte del proyecto Europe que pretendia medir con exactitud cuanto aumentaba el oceano Atlantico mediante estaciones ubicadas en los Estados Unidos y Europa logrando precisiones milimetricas en las distancias medidas Tambien pueden ser usados para hacer investigaciones de las placas tectonicas 1 La interferometria de muy larga base es la base teorica de donde se apoyan los ICRF International Celestial Reference Frame para crear un marco de referencia conocido de apoyo para las ITRF International Terrestrial Reference Frame que a su vez crean las bases para la geodesia que a su vez se utilizan en la cartografia En abril de 2019 el proyecto Event Horizon Telescope una red internacional VLBI publica la primera imagen de un agujero negro 2 Funcionamiento Editar Grabacion de datos en cada uno de los telescopios en una red VLBI Se registran relojes de alta frecuencia de gran precision junto con los datos astronomicos para ayudar a conseguir la sincronizacion correcta En la interferometria VLBI los datos digitalizados de las antenas se registran normalmente en cada uno de los telescopios en el pasado esto se hacia en cintas magneticas de gran tamano pero hoy en dia se hace normalmente en grandes conjuntos de unidades de disco de ordenador La senal de la antena es muestreada con un reloj atomico extremadamente preciso y estable Junto con las muestras de datos astronomicos la salida de este reloj se graba en el soporte de cinta disco que posteriormente se transportan a una ubicacion central Se han realizado experimentos mas recientes con VLBI electronico e VLBI en los que los datos se envian por fibra optica por ejemplo 10 Gbxit s en la red europea de investigacion GEANT2 y no se registran en los telescopios lo que acelera y simplifica significativamente el proceso de observacion 3 Aunque las cantidades de datos son muy altas los datos pueden enviarse a traves de conexiones normales de Internet aprovechando el hecho de que muchas de las redes internacionales de alta velocidad disponen actualmente de una capacidad de reserva significativa Estos datos se envian a unas instalaciones centrales donde se ubica el correlador La temporizacion de la reproduccion se ajusta en funcion de las senales de reloj atomico de las cintas unidades de disco senal de fibra optica y de los tiempos estimados de llegada de la senal de radio a cada uno de los telescopios 4 Reproduciendo los datos de cada uno de los telescopios en un red VLBI Se debe tener mucho cuidado a la hora de sincronizar la reproduccion de los datos de los diferentes telescopios Las senales de relojes atomicos grabadas con los datos ayudan a obtener la sincronizacion correcta Cada antena estara a una distancia diferente de la fuente de radio y al igual que con el interferometro de base corta los retrasos ocasionados por la distancia adicional entre antenas deben sumarse artificialmente a las senales recibidas en cada una de las otras El retardo aproximado requerido puede calcularse a partir de la geometria del problema La reproduccion de la cinta se sincroniza utilizando las senales grabadas de los relojes atomicos como referencia horaria como se muestra en el dibujo de la derecha Si la posicion de las antenas no se conoce con suficiente precision o los efectos atmosfericos son significativos se deben hacer pequenos ajustes en los retardos hasta que se detecten las franjas de interferencia Si se toma como referencia la senal de la antena A las inexactitudes en el retardo provocaran errores ϵ B displaystyle epsilon B y ϵ C displaystyle epsilon C en las fases de las senales de las cintas B y C respectivamente Como resultado de estos errores la fase de la visibilidad compleja no puede medirse con un interferometro de muy larga base La fase de la visibilidad compleja depende de la simetria de la distribucion de la luminosidad de la fuente Cualquier distribucion de brillo se puede escribir como la suma de un componente simetrico y un componente antisimetrico El componente simetrico de la distribucion de la luminosidad solo contribuye a la parte real de la visibilidad compleja mientras que el componente antisimetrico solo contribuye a la parte imaginaria Como la fase de cada medicion de visibilidad compleja no puede determinarse con un interferometro de muy larga base no se conoce la simetria de la contribucion correspondiente a las distribuciones de luminosidad de la fuente R C Jennison desarrollo una tecnica novedosa para obtener informacion sobre las fases de visibilidad cuando hay errores de retardo utilizando una tecnica observable llamada fase de cierre 5 Aunque sus mediciones iniciales de laboratorio de la fase de cierre se habian realizado en longitudes de onda opticas previo un mayor potencial para su tecnica en radiointerferometria En 1958 demostro su eficacia con un interferometro de radio pero solo se utilizo ampliamente para la radiointerferometria de larga base en 1974 Se necesitan al menos tres antenas 6 Este metodo se utilizo para las primeras mediciones de VLBI y una modificacion de este metodo Autocalibracion todavia se utiliza hoy en dia 7 Referencias Editar VLBI y RedIRIS Por primera vez en la Historia tenemos una imagen de un agujero negro abc 10 de abril de 2019 Consultado el 23 de mayo de 2019 European VLBI Network Newsletter 23 May 2009 www oan es Consultado el 23 de mayo de 2019 2000ivsg conf 187W Page 187 adsabs harvard edu Consultado el 23 de mayo de 2019 NASA ADS ui adsabs harvard edu Consultado el 23 de mayo de 2019 Weisstein Eric W Phase Closure Relations from Eric Weisstein s World of Physics scienceworld wolfram com en ingles Consultado el 23 de mayo de 2019 Weisstein Eric W Self Calibration from Eric Weisstein s World of Physics scienceworld wolfram com en ingles Consultado el 23 de mayo de 2019 Enlaces externos EditarWeb oficial de la Red Europea de Interferometria EVN Web oficial del Servicio Internacional de VLBI para Geodesia y Astrometria IVS Datos Q1148351 Multimedia Very long baseline interferometryObtenido de https es wikipedia org w index php title Interferometria de muy larga base amp oldid 127614419, wikipedia, wiki, leyendo, leer, libro, biblioteca,
