VLBI

VLBI

La técnica geodésica Interferometría de Base Muy Larga (VLBI, por sus siglas en inglés) utiliza radiotelescopios que observan cuerpos celestes (o fuentes extragalácticas) muy lejanos para determinar los denominados parámetros de orientación terrestre (orientación en el espacio, cambios en la rotación y duración del día).

La técnica VLBI cumple un rol único en la realización práctica y el mantenimiento del Marco de Referencia Celeste Internacional (ICRF, por sus siglas en inglés) y contribuye de manera significativa al Marco de Referencia Terrestre Internacional (ITRF, por sus siglas en inglés). Esta técnica, es la única capaz de cuantificar los parámetros de orientación terrestre de forma precisa, y constituye un aporte vital para la definición de los marcos de referencia geodésicos.

El Servicio Internacional del VLBI (IVS, por sus siglas en inglés) es un servicio oficial de la Asociación Internacional de Geodesia y de la Unión Astronómica Internacional, cuyos objetivos principales son brindar un servicio para apoyar la investigación geodésica, geofísica y astrométrica, y sus actividades operativas; interactuar con la comunidad de usuarios de productos VLBI e integrar VLBI en un sistema global de observación de la Tierra; y promover actividades de investigación y desarrollo en todos los aspectos de la técnica VLBI.

Fundamentos del VLBI

Figura 1 - Foto tomada de SGP - Space Geodesy Project
Figura 1 - Foto tomada de SGP - Space Geodesy Project (https://space-geodesy.nasa.gov/)

En la técnica VLBI, al menos dos radiotelescopios ubicados sobre la superficie terrestre observan un mismo cuerpo celeste, denominados quásares, que se encuentra lo suficientemente lejos de la Tierra para ser considerado como un punto fijo. La radiación de ondas producidas por estos cuerpos celestes es capturada por los radiotelescopios, como se puede observar en la figura 1. Las señales recibidas se graban digitalmente junto con el tiempo de llegada de la misma (obtenido con mucha precisión mediante el uso de relojes atómicos o máser de hidrógeno) y se envían a un dispositivo denominado correlador. Al comparar las mediciones de los dos radiotelescopios en un proceso llamado correlación cruzada, se determina la diferencia de tiempo de llegada de la señal que reciben los dos radiotelescopios.

Utilizando un gran número de determinaciones de diferencia de tiempo de llegada de señales de quásares que reciben una red global de radiotelescopios, se puede determina el marco de referencia inercial, y simultáneamente, las posiciones precisas de las antenas. Debido a que las determinaciones de diferencia de tiempo tienen una precisión de unos pocos picosegundos, es posible determinar las posiciones relativas con un margen de error milimétrico. Por otra parte, como las antenas están fijas sobre la Tierra, sus posiciones permiten determinar la orientación instantánea de la Tierra en el marco de referencia inercial. Los cambios relativos en las posiciones de las antenas indican el movimiento de la placa tectónica, la deformación regional y la elevación o subsidencia local.

Observaciones VLBI

Las observaciones VLBI se realizan mediante sesiones que normalmente son de 1 hora o 24 horas. Las sesiones de 1 hora se llaman Intensives (INT) y se llevan a cabo todos los días con el objetivo de estimar en tiempo casi real el tiempo universal UT1. Una sesión típica de 24 horas de duración contiene aproximadamente mil observaciones simultáneas (de múltiples telescopios) a una selección de diversas fuentes.

Las sesiones son programadas con un año de anticipación por el Centro Coordinador en el denominado Master Schedule, y aproximadamente una o dos semanas previas a la fecha de observación, un Centro de Operaciones prepara el cronograma de grabación individual de la sesión y lo carga en un Centro de Datos. Este cronograma de grabación es descargado posteriormente por las estaciones y el correlador que procesa los datos. En la actualidad, la mayoría de las sesiones geodésicas de VLBI se programan utilizando un software llamado SKED, que es mantenido y actualizado por el Centro de Vuelo Espacial Goddard de la NASA.

A partir de las soluciones obtenidas en el procesamiento se genera un archivo de solución diaria en formato SINEX que proporciona estimaciones de la orientación de la Tierra y las posiciones de las antenas para cada sesión de 24 horas, la matriz de covarianza de las estimaciones, las ecuaciones normales descompuestas, valores de retardo troposférico y coordenadas de las fuentes observadas.

Características técnicas del software empleado por el IGN

El IGN utiliza el software científico VieVS (Vienna VLBI and Satellite Software), desarrollado por el Departamento de Geodesia y Geoinformación de la Universidad de Vienna, que aplica los siguientes modelos y estándares internacionales:
- Marco de Referencia Terrestre: ITRF2014
- Marco de Referencia Celeste: ICRF3
- Función de mapeo troposférico: VMF3
- Modelo de carga oceánica: TPX07.2
- Modelo de deriva polar: LINEAR IERS2019
- Modelo de deformación térmica de antena: Nothnagel
- Modelo de carga atmosférica: GSFC
- Modelo de precesión/nutación: IAU_2006/2000
- A priori EOPs: IERS C04 14
- Modelo High Frequency EOP (HF-EOP): Desai & Sibois (2016)

Procesamiento VLBI del IGN

Tiempo Universal UT1

El Tiempo Universal (UT) es una escala de tiempo basada en el día medio solar, que se define para ser lo más uniforme posible a pesar de las variaciones en la rotación de la Tierra. El tiempo UT0 es el tiempo de rotación de un lugar particular de observación. Se observa como el movimiento diurno de las estrellas o de fuentes extraterrestres de radio. El UT1 se calcula mediante la corrección de UT0 por el efecto del movimiento polar en la longitud del sitio de observación.

Figura 2: Tiempo Universal UT1 publicados por IERS y determinado por IGN.

Longitud del día

El exceso del período de rotación con respecto al período medio se llama exceso de longitud del día (LOD). Es decir, la diferencia de un día con el siguiente.

Figura 3: Valores de LOD publicado por IERS y determinado por IGN.

Coordenadas del polo

Las componentes X e Y son las coordenadas del Polo Celeste Convencional (CEP, por sus siglas en inglés) en relación con el Polo de Referencia IERS (IRP, por sus siglas en inglés).

Figura 4: Movimiento del polo publicado por IERS y determinado por IGN

Offsets de los polos celestes

Las compensaciones del polo celeste se describen en los modelos de precesión y nutación de la IAU, y las diferencias de los modelos con respecto a la posición del CEP se puede monitorear en forma continua. Las figuras 5 y 6 permiten observar las compensaciones del polo celeste debido a la nutación.

Figura 5: Componente X de nutación publicado por IERS y determinado por IGN.

Figura 6: Componente Y de nutación publicado por IERS y determinado por IGN.

Posiciones precisas de las antenas

Se obtienen las coordenadas precisas de todas las antenas que participan en las observaciones VLBI. Para una mejor visualización de los resultados se generan series de tiempo que permiten representar analítica y/o gráficamente la evolución temporal de las coordenadas de cada antena. También es muy útil visualizar el comportamiento de líneas de base entre dos antenas.

Figura 8: AGGO - primera estación VLBI en Argentina ubicada en el Observatorio Argentino-Alemán de Geodesia
Figura 8: AGGO - primera estación VLBI en Argentina ubicada en el Observatorio Argentino-Alemán de Geodesia
Figura 10: Línea de base AGGO-WETTZELL
Figura 10: Línea de base AGGO-WETTZELL

Figura 6: Serie de tiempo de estación AGGO determinada por el IGN

Figura 7: Línea de base AGGO - WETTZELL (estación localizada en Bad Kötzting, Alemania) determinada por el IGN