Interferometria a base molto lunga

L' interferometria a baseline molto lunga (o VLBI , Very Long Baseline Interferometry ) è un metodo per l' interferometria astronomica utilizzato in astronomia , in cui i dati ricevuti da ciascuna antenna di rete sono etichettati con un tempo specifico, solitamente fornito da un orologio atomico locale, quindi registrato su nastro o disco rigido. Le registrazioni da ciascuna antenna vengono quindi messe insieme e correlate per produrre l'immagine risultante.

La risoluzione ottenibile con un interferometro è proporzionale alla distanza che separa le antenne più lontane dalla rete e alla frequenza osservata. La ricostruzione delle osservazioni VLBI essendo differite e deportate, ciò consente una lunghezza di base molto maggiore rispetto alle tecniche convenzionali che richiedono che le antenne siano fisicamente collegate tramite cavo coassiale , guida d'onda , fibra ottica o qualsiasi altro tipo di linea di trasmissione via cavo . Una distanza gigantesca dai telescopi è possibile grazie alla tecnica di imaging a chiusura di fase (en) sviluppata da Roger Jennison (en) negli anni '50, consentendo così una maggiore risoluzione. Le reti VLBI generalmente operano su onde radio; tuttavia la tecnica è stata recentemente portata nel campo ottico .

Applicazioni

L'interferometria a base molto lunga è rinomata per l'osservazione di sorgenti radio lontane, il monitoraggio di veicoli spaziali e varie applicazioni in astrometria . Inoltre, poiché questa tecnica si basa sulla misura delle deviazioni temporali dell'arrivo delle onde radio su diverse antenne, può essere utilizzata anche in modo opposto per valutare con precisione la configurazione del array di antenne e quindi studiare la rotazione. la Terra , la tettonica delle placche (con precisione millimetrica) e altri tipi di geodesia . Questo modo di utilizzare il VLBI richiede lunghe e numerose osservazioni di sorgenti lontane (come i quasar ) da parte di una serie globale di antenne.

Il VLBI ha consentito progressi scientifici nelle seguenti aree:

Osservazione di particelle ultrarelativistiche espulse dai buchi neri (vedi quasar ).
Osservazione della superficie di stelle vicine nel dominio radio (vedi interferometria ) - tecniche simili hanno reso possibile farlo anche nell'infrarosso e nell'ottica.
Definizione di sistemi di riferimento celesti e terrestri.
Movimento delle placche tettoniche.
Deformazioni regionali in sollevamento e cedimento.
Variazioni dell'orientamento terrestre e della durata del giorno.
Misura della forza gravitazionale esercitata dal Sole o dalla Luna sulla Terra e la sua struttura interna.
Miglioramento dei modelli atmosferici.
Misurare la velocità di gravità.
Monitoraggio della discesa della sonda Huygens in di Titano atmosfera , consentendo la velocità del vento da misurare.

Reti VLBI in tutto il mondo

Esistono diverse reti VLBI in Europa, Stati Uniti e Giappone. La rete più sensibile è la European VLBI Network ( EVN ), utilizzata part-time ei cui dati sono correlati dal Joint Institute for VLBI in Europe ( JIVE ). Negli Stati Uniti, il Very Long Baseline Array ( VLBA ) è operativo tutto l'anno. L'EVN e il VLBA effettuano principalmente osservazioni astronomiche, la loro operazione combinata è nota come Global VLBI .

e-VLBI

Dal 2004 è stato possibile elaborare le osservazioni dei radiotelescopi VLBI in tempo reale, ancora utilizzando i loro time frame locali, ma senza dover memorizzare questi dati localmente. In Europa, sei telescopi sono collegati al JIVE tramite la rete GÉANT2 , in fibra ottica a 1 Gbit / s .

La prima dimostrazione che ha utilizzato questa rete è stata l'osservazione dell'IRC giallo ipergigante + 10420 the22 settembre 2004. Ha implementato i telescopi dell'EVN e del radiotelescopio di Arecibo , formando una base di 8.200 km che ha raggiunto una risoluzione di 20 millisecondi d'arco , 5 volte migliore di quella di Hubble .

L'osservazione di questa futura supernova è durata 22 ore e ha raccolto 9 TB di dati addebitati a 32 Mbit / s . Sebbene di modesto interesse scientifico, i risultati ottenuti consentono di prevedere l'osservazione di tali fenomeni con una finezza di dettaglio che ne rivela l'evoluzione su scala di settimane o mesi.

VLBI spaziale

Quando una o più di queste reti sono associate ad una o più antenne spaziali, questo tipo di configurazione chiamata SLVBI ( Space Very Long Baseline Interferometry ), raggiunge una risoluzione superiore a quella di qualsiasi altro strumento astronomico che osserva il cielo con un livello di dettaglio di l ordine dell'arco microsecondo .

Questo concetto è oggetto del progetto VSOP ( VLBI Space Observatory Program ) del JPL , finanziato dalla NASA e sviluppato dall'agenzia spaziale giapponese ISAS . Il satellite HALCA del VSOP è un radiotelescopio di 8 metri lanciato nel febbraio 1997 . Ha operato in un'orbita ellittica attorno alla Terra fino al 2005, formando l'estremità di una base VLBI con telescopi terrestri. Gli obiettivi principali erano i nuclei delle galassie attive , ma sono stati osservati anche i maser Acqua, i maser OH, le stelle radio e le pulsar

Una base di interferometria tra il suolo e lo spazio fornisce una risoluzione da 3 a 10 volte migliore di quella ottenibile da un VLBI terrestre per la stessa frequenza osservata. Quattro stazioni di monitoraggio stanno partecipando al progetto SLVBI.

L'intero sistema avrebbe dovuto funzionare automaticamente, richiedendo solo un programma di osservazione, previsioni Doppler e vettori di stato satellitari per tracciare ed eseguire tutte le osservazioni senza intervento umano. Tuttavia, ciò non è stato raggiunto e il sistema richiede la presenza permanente di operatori.

Come funziona il VLBI

Nell'interferometria di base molto lunga, i dati vengono generalmente registrati a livello di ciascun telescopio (in passato questo veniva fatto su grandi nastri magnetici, ma oggi i supporti sono dischi rigidi in RAID , o addirittura non memorizzati localmente nel caso del e-VLBI). Insieme alle misurazioni dei segnali astronomici, viene registrata l'ora estremamente precisa di un orologio atomico locale. Le informazioni vengono quindi raccolte da ciascun telescopio.

Invece di raccogliere, il correlatore rilegge le osservazioni. Lo spostamento temporale tra le sorgenti è sincronizzato in base ai segnali di clock registrati ed è regolato da una stima dei tempi di arrivo dei segnali ai diversi telescopi. Vengono così testati diversi spostamenti in un intervallo di pochi nanosecondi fino a quando non vengono trovati i valori corretti.

Ogni antenna si trova a una distanza diversa dalla sorgente radio e, come nell'interferometria convenzionale, il ritardo attribuito alla distanza aggiuntiva di un'antenna deve essere introdotto artificialmente nel segnale di questa antenna. Questo ritardo può essere calcolato approssimativamente in base alla geometria della base. La riproduzione dei segnali è sincronizzata dalla velocità delle informazioni congiunte degli orologi atomici. Se la posizione delle antenne non è nota con sufficiente precisione o se i disturbi atmosferici sono significativi, è necessario effettuare delle regolazioni fini dei ritardi fino ad ottenere le frange di interferenza. Se il segnale dell'antenna A viene utilizzato come riferimento, imprecisioni e ritardi indurranno errori e nelle rispettive fasi dei segnali dalle antenne B e C (vedi figura a lato). Di conseguenza, la fase di visibilità complessa non può essere misurata con un interferometro VLBI. ${\ displaystyle \ epsilon _ {B}}$ ${\ displaystyle \ epsilon _ {C}}$

La fase di visibilità complessa dipende dalla simmetria della distribuzione della luminosità della sorgente. Qualsiasi distribuzione della luminosità può essere scomposta nella somma di una componente simmetrica e una componente antisimmetrica. La componente simmetrica della distribuzione contribuisce solo alla parte reale della visibilità complessa mentre la componente antisimmetrica contribuisce solo alla parte immaginaria. Poiché la fase della visibilità complessa misurata non può essere conosciuta in VLBI, nemmeno la simmetria dei contributi della distribuzione della luminosità della sorgente.

Roger Jennison (in) ha sviluppato una nuova tecnica per ottenere informazioni sulla visibilità complessa per errori di ritardo significativo, da una quantità misurabile chiamata chiusura di fase (in) . Sebbene i primi esperimenti di misurazione della chiusura di fase siano stati condotti nel campo ottico, ha intuito che questa tecnica avrebbe un potenziale maggiore nella radiointerferometria. Nel 1958 dimostrò la sua efficacia con un radiointerferometro, ma la sua tecnica si diffuse solo nel contesto di lunghe basi radio dal 1974 . Sono necessarie almeno tre antenne. Questo metodo è stato utilizzato per i primi esperimenti VLBI e una variante ( Self-Calibration ) è ancora utilizzata oggi.

Vedi anche

link esterno

Descrizione del VSOP sul sito web dell'Agenzia spaziale canadese
L'orientamento della Terra nello spazio da VLBI
(en) IVS : collaborazione internazionale delle organizzazioni coinvolte nel VLBI
IVSOPAR: il centro di analisi VLBI dell'Osservatorio di Parigi
(en) JIVE Joint Institute for VLBI in Europe

fonte

(fr) Questo articolo è parzialmente o interamente tratto dall'articolo di Wikipedia in inglese intitolato " Interferometria di base molto lunga " ( vedere l'elenco degli autori ) .

Philip Diamond, Huib van Langevelde, John Conway, " Astronomers Demonstrate a Global Internet Telescope " , Comunicato stampa , su www.evlbi.org , Consortium for Very Long Baseline Interferometry in Europe,Ottobre 2004(accesso 8 settembre 2010 )