Interferometrie de bază foarte lungă

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare
Cum funcționează VLBI
Principiul de funcționare al rețelei VLBI

Interferometria de bază foarte lungă (VLBI) este o tehnică de interferometrie astronomică utilizată în radioastronomie .
În VLBI, un semnal emis de o sursă radio , cum ar fi un quasar , este colectat de mai multe radiotelescoape situate pe Pământ. Distanța dintre radiotelescoapele sistemului este apoi calculată prin detectarea diferenței de timp a semnalului sursă care ajunge la diferitele telescoape. Acest lucru vă permite să observați un obiect prin multe telescoape radio al căror rezultat este o combinație simultană, emulând astfel un telescop cu dimensiuni egale cu distanța maximă dintre telescoapele sistemului.

Datele primite de fiecare antenă din sistem includ timpii de sosire sincronizați cu un ceas atomic local, cum ar fi un maser de hidrogen. Mai târziu, datele sunt combinate cu cele de la alte antene care au înregistrat același semnal radio, producând imaginea rezultată. Rezoluția obținută utilizând tehnica interferometrică este proporțională cu frecvența de observare. Tehnica VLBI permite o distanță mult mai mare între telescoape decât este posibilă cu interferometria convențională, care necesită conectarea fizică a antenelor prin cablu coaxial , ghid de undă , fibră optică sau alt tip de transmisie prin cablu. Mărirea distanței dintre telescoape este posibilă în VLBI datorită dezvoltării tehnicii de imagistică numită fază de închidere , dezvoltată de Roger Jennison în anii 1950, care permite sistemului VLBI să producă imagini cu o rezoluție mult mai mare.

Telescoape radio ale rețelei ALMA
Telescoape radio ale rețelei ALMA , ESO

VLBI este utilizat în principal pentru imagistica surselor radio cosmice îndepărtate, pentru monitorizarea navelor spațiale și pentru aplicații în astrometrie . Mai mult, deoarece tehnica VLBI măsoară diferențele de timp dintre sosirea surselor de unde radio la diferitele antene ale sistemului, poate fi folosită și în sens invers pentru a efectua studii asupra rotației Pământului, cartografierea precisă milimetrică a mișcărilor plăcii tectonice și alte tipuri de studii geodezice . Această tehnică necesită o cantitate considerabilă de măsurători ale diferenței de timp pentru un semnal de intrare de la o sursă la o distanță considerabilă (cum ar fi un quasar) studiat pentru o anumită perioadă de timp de o rețea mondială de antene.

Studii și aplicații

Studiile științifice ale VLBI includ:

Rețele VLBI

Există mai multe rețele VLBI în lume: în Europa, Canada, Statele Unite, Rusia, Coreea, Japonia, Mexic și Australia. Cea mai sensibilă rețea VLBI din lume astăzi este rețeaua europeană VLBI (EVN). Este o rețea temporară care unește cele mai mari radiotelescoape europene pentru sesiuni care durează în general o săptămână, cu date procesate la sediul rețelei, la Institutul Comun pentru VLBI din Europa (JIVE). Rețeaua American Very Long Baseline Array (VLBA) folosește zece telescoape dedicate de 25 de metri pe continent și funcționează pe tot parcursul anului în câmpurile astronomice și geodezice . [1] Combinația EVN / VLBA este cunoscută sub numele de rețea globală VLBI [2] . Dacă una sau ambele rețele sunt combinate cu una sau mai multe antene VLBI prin satelit, cum ar fi RadioAstron ( Spektr-R ), rezoluția obținută este superioară oricărui alt instrument astronomic, cu vizualizări în ordinea microarcosecundelor. Rețelele VLBI favorizează colaborările internaționale (exemplu de astfel de colaborări este ISS ), ca atunci când, în 1976, radiotelescoapele din Statele Unite, URSS și Australia au fost conectate pentru a observa surse de hidroxil maser [3]

e-VLBI

Sursa IRC + 10420. Imaginea cu rezoluție redusă din stânga a fost făcută cu rețeaua MERLIN din Marea Britanie și arată carcasa unui maser de emisie produs de un nor de gaz în expansiune, cu un diametru de aproximativ 200 de ori mai mare decât cel al sistemului solar . Învelișul de gaz a fost expulzat de o stea supergigantă (de 10 ori masa soarelui nostru) în centrul emisiilor în urmă cu aproximativ 900 de ani. Imaginea corespunzătoare EVN e-VLBI (dreapta) arată structura mult mai definită a maserelor datorită rezoluției mai mari a rețelei VLBI.
Pictogramă lupă mgx2.svg Același subiect în detaliu: European_VLBI_Network .

În trecut, rețelele VLBI înregistrau semnalele detectate de fiecare telescop pe benzi magnetice sau discuri și trimiteau datele la centrul de corelație pentru procesare. Recent, a fost posibil să conectați radiotelescoapele VLBI aproape în timp real, utilizând în același timp referințele la ora locală ale site-urilor radiotelescoapelor rețelei, utilizând o tehnică cunoscută sub numele de e-VLBI . În Europa, șase radiotelescoape ale rețelei europene VLBI (EVN) sunt acum conectate împreună cu interconectarea internațională rapidă (Gbit / sec) prin rețelele lor naționale de cercetare și rețeaua de cercetare paneuropeană GEANT2 . [4]

Imaginea din dreapta arată un rezultat produs de rețeaua europeană VLBI prin e-VLBI. Datele de la 6 telescoape au fost procesate în timp real la Joint Institute for VLBI in Europe (JIVE) din Dwingeloo , Olanda. Rețeaua de cercetare academică SURFnet oferă conectivitate rapidă de 6 Gbit / s între JIVE și rețeaua GEANT2 .

Satelit VLBI

Pentru a obține o rezoluție unghiulară mai mare, sateliții dedicați VLBI au fost plasați pe orbită în jurul Pământului pentru a oferi linii de bază foarte largi. Tehnicile care exploatează rețelele de satelit se numesc Space Very Long Baseline Interferometry (SVLBI).

Prima misiune VLBI în acest sens a fost HALCA , un radiotelescop de 8 metri lansat în februarie 1997 și funcțional până în octombrie 2003, dar din cauza dimensiunii reduse a vasului au putut fi detectate doar surse radio foarte puternice.

O altă misiune prin satelit VLBI, Spektr-R (sau RadioAstron) a fost lansată în iulie 2011.

Conceptualitatea VLBI

În interferometria VLBI standard, datele digitalizate sunt de obicei înregistrate pentru fiecare dintre telescoape (anterior prin benzi magnetice , în prezent pe unitățile de hard disk în configurație RAID ). Semnalul este eșantionat la antena de recepție prin intermediul unui ceas atomic extrem de precis și stabil (de obicei un maser de hidrogen ) sincronizat în continuare cu o oră GPS standard. În plus față de eșantionarea datelor astronomice, sincronismul cu ceasul de referință este stocat și pe suportul de bandă / disc, iar suporturile magnetice sunt apoi transportate la o bază centrală. În urma dezvoltării tehnologiilor de rețea de conexiune rapidă, transferul de date are loc electronic ( e-VLBI ), prin intermediul fibrelor optice ( 10 Gbit / s ) în rețeaua europeană de cercetare GEANT2 ) accelerarea și simplificarea considerabilă a procesului de observare ulterioară. Chiar dacă rata de transfer a datelor pe unitate de timp (bit / rate) este foarte mare, acestea pot fi trimise prin conexiuni normale de internet prin exploatarea capacităților considerabile de stocare ale rețelelor internaționale de mare viteză de astăzi.

Datele sunt apoi reproduse la stația de bază a corelatorului . Sincronizarea datelor se face prin ponderarea semnalelor de ceas atomice stocate și estimarea timpilor de sosire a semnalului radio la fiecare dintre telescoape. Intervalele timpilor de reproducere în ordinea nanosecundelor sunt testate până când se obține o sincronizare corectă.

Deoarece fiecare antenă de recepție este la o distanță diferită de sursa radio, întârzierile cauzate de aceste diferențe sunt adăugate artificial la semnalele primite de fiecare dintre celelalte antene prin calcule geometrice normale.

Roger Jennison, în 1958 [5] [6] a dezvoltat o tehnică inovatoare la Observatorul Jodrell Bank pentru a studia fazele astronomiei optice într-un interferometru în prezența erorilor de întârziere . Această metodă, numită faza de închidere sau auto-calibrare, este de asemenea utilizat pentru a elimina efectele astronomice văzând în observațiile optice și infraroșu interferometric.

Notă

  1. ^ VLBA la webarchive.org, copie arhivată , pe nrao.edu (arhivat din original la 11 iunie 2012) .
  2. ^ Interferometrie de bază foarte lungă ( PDF ), pe ira.inaf.it.
  3. ^ Primul radiotelescop global, Sov. Astron., Octombrie 1976
  4. ^ Radio Telescope Global Interconnection , la jive.nl.
  5. ^ Roger Jennison, O tehnică de interferometru sensibilă la fază pentru măsurarea transformatelor Fourier ale distribuțiilor de luminozitate spațială de mică întindere unghiulară , Notificări lunare ale Royal Astronomical Society , 1958.
  6. ^ Roger Jennison, Interferometrul stelar Michelson: o variație sensibilă la fază a instrumentului optic , în Proc. Phys. Soc. 78, 596-599, 1961 .

Alte proiecte

linkuri externe

Controlul autorității LCCN (EN) sh85142927 · GND (DE) 4276413-0
Astronomie Portalul astronomiei : accesați intrările Wikipedia care se ocupă de astronomie și astrofizică