VLBI u astrometriji
Very Long Baseline Interferometry
DUGOBAZISNA INTERFEROMETRIJA U ASTROMETRIJI
Sadržaj:
Utvrđivanje postojanja radioizvora, najčešće izvora čiji su signali vrlo slabi i postizanje što veće rezolucije kod radioteleskopa je ograničeno. Zbog povećanja kutnog razlučivanja (rezolucije) i određivanja strukture vrlo slabih izvangalaktičkih radioizvora, astronomi su sredinom šezdesetih godina ovog stoljeća, po načelima optičke interferometrije, konstruirali radiointerferometre.
Konstrukcijom radiointerferometara, sustava od dva ili više radioteleskopa, duljina baze (udaljenost između antena) jednaka je efektivnom promjeru radioteleskopa. Na taj je način izbjegnuta gradnja velikih antena, a znatno je povećano kutno razlučivanje (rezolucija). U prvim su interferometrijskim mjerenjima (Short Baseline Interferometry – SBI) radiosignali primani prijamnicima s oscilatorom i preko kablova prenošeni u središnju korelacijsku stanicu. Razvoj preciznih satova i frekvencijskih standarda kao i mogućnost zasebnog zapisivanja radiosignala, omogućio je razvoj dugobazisne interferometrije (Very Long Baseline Interferometry – VLBI). Primljeni se radiosignali zajedno s vremenom pojedinačno zapisuju na svakoj anteni i pohranjuju na magnetske trake, te kasnije prenose u središnju korelacijsku stanicu i obrađuju. Fizička veza između antena ne postoji a duljina baze ograničena je samo zahtjevom da radioizvor istodobno bude dovoljno dugo vremena «vidljiv» s dva radioteleskopa. Dugobazisna je interferometrija omogućila astrofizičarima poboljšano proučavanje zvijezda, galaktika i međuzvjezdanog prostora, ali i našla veliku primjenu u položajnoj astronomiji i nekim geoznanostima. Optička astrometrijska određivanja promjenjljivosti Zemljine rotacije i kretanje Zemljine rotacijske osi (kretanje polova), određivanja dugoperiodičnih kretanja zemaljske osi u prostoru (nutacije i precesije) i drugo, zamijenila su vrlo precizna radiointerferometrijska mjerenja.
U dvije znanstvene discipline – astrofizici i geodeziji – dugobazisna je radiointerferometrija ponajviše razvijana i primjenjena. Naime, u astrofizičkim studijama ustrojstvo i položaj radioizvora određuje se prema poznatoj duljini baze interferometra. Orijentacija i duljina baze određuje se u geodeziji uz pretpostavku da su položaji radioizvora poznati. Dvojnost problematike dugobazisne interferometrije dovela je do suradnje između te dvije znanstvene discipline.
Geometrija VLBI
VLBI je u osnovi geometrijska metoda određivanja duljine i orijentacije vrlo duge baze, mjerenjem razlike vremena dolaska valnog fronta na dvije radioantene na krajevima baze. Naime, valni front ne dolazi na obje antene istodobno i osnovna opažana veličina je vremensko kašnjenje (zaostajanje) Dt koje je proteklo od trenutka prijama valnog fronta izvangalaktičkog radioizvora na jednoj anteni do trenutka prijama istog valnog fronta na drugoj anteni baze.
Kašnjenje radiosignala funkcija je geometrijskog, satnog, troposferskog i ionosferskog zaostajanja.
GEOMETRIJSKO ZAOSTAJANJE. Uz pretpostavku da su stajališta bezpogrešna, instrumenti sinkronizirani, a opažani val svemirskog radioizvora prolazi potpunim vakuumom, interferometrijsko je zaostajanje tada geometrijsko zaostajanje, i nije dulje od 20 ms s promjenama od 3,1 ms po sekundi, uzrokovano Zemljinom rotacijom. Geometrijska komponenta kašnjenja općenito je najveća komponenta opažanog zaostajanja.
SATNO ZAOSTAJANJE. Opažački model zaostajanja ovisan je o stabilnosti stajališnog sata. Tako naprimjer hidrogenski MASER može u 24-satnoj sesiji kasniti ili brzati i do 0,19 ms.
TROPOSFERSKO ZAOSTAJANJE. Zaostajanje uzrokovano suhom i vlažnom komponentom troposfere, a iznosi oko 6,6 ns.
IONOSFERSKO ZAOSTAJANJE. Za normalnu ionosferu zaostajanje aproksimativno iznosi od 0,1 do 0,2 ns.
Koncept VLBI
Suvremenu dugobazisnu interferometriju čine tri konceptualno slične VLBI tehnike:
- zemaljski VLBI (ground-based VLBI)
- zemaljsko-svemirski VLBI (space-ground VLBI)
- svemirsko-svemirski VLBI (space-space VLBI)
Ograničene su duljine baza zemaljskog VLBI, maksimalna duljina iznosi oko 1,5 Zemljinog polumjera. Znatnije povećanje duljine baze omogućeno je lansiranjem radioteleskopa u svemir.
U prvoj polovini devedesetih lansirani su u Zemljinu orbitu radioteleskopi koji su upotpunjeni sa zemaljskom VLBI mrežom. Na taj način počinje epoha svemirske VLBI. U najjednostavnijem slučaju svemirske VLBI jedna je stanica orbitalni VLBI satelit, a druga je zemaljski radioteleskop. Radioteleskop u svemiru opažat će neki radioizvor u konjunkciji s mrežom antena na Zemlji, i prosljeđivati primljene signale do telemetrijske stanice na Zemlji. Nakon transmisije podaci se pohranjuju na specijalne magnetske trake. Mjerenja na svemirskim radioteleskopima zajedno s mjerenjima na zemaljskim radioteleskopima obrađuju se u središnjoj korelacijskoj stanici.
Za dobivanje još veće kutne rezolucije potrebno je više svemirskih VLBI. Istodobna interferometrijska opažanja s pomoću dva ili više satelita (svemirsko-svemirski VLBI), pretpostavlja se, biti će vrlo brzo realnost i dominantna dugobazisna tehnika.
Instrumentarij
Uobičajen zemaljski VLBI sustav sastoji se od najmanje dvije antene, prijemnika (receiver), satnog i frekvencijskog standarda (MASER) i terminala za prikupljanje podataka DAT (Data Acquisition Terminal).
Antene su međusobno udaljene tisuće kilometara i fizička veza između njih ne postoji. Maksimalna duljina baze za radioteleskope na Zemlji iznosi oko 1,5 R, iako je optimalna duljina otprilike jednaka Zemljinom polumjeru R. Promjeri antena moraju biti veći od 10 m jer su signali svemirskih radioizvora vrlo male snage.
Teleskopi: Lovell-76 m, Robledo i Torun-32 m
Razvijeno je nekoliko sustava za prikupljanje (snimanje, zapisivanje) i koreliranje VLBI podataka. Sustav za snimanje (tape recorder) MARK I korišten od 1972.-1978. zapisivao je pojedinačnom frekvencijom (X-područje), a širina je zapisa bila relativno uska, 360 kHz. Sustav Mark II, sposoban za zapis S- i X-područja, donio je proširenje zapisa na 2 MHz. Sustav Mark III, uveden 1978., sposoban je zapisivati i do 28 kanala od kojih svaki ima širinu 2 MHz. Taj se sustav koristi i danas u nekim geodetskim i astrofizičkim VLBI eksperimentima. Sustav Mark IIIA, razvijen 1985., ima praktično četrnaest unapređenja u odnosu na sustav Mark III. Sljedeći korak jest razvoj sustava MARK IV, u kojem će prikupljanje podataka biti povećano s faktorom četiri u odnosu na prethodni sustav. Visoka osjetljivost tog sustava omogućit će opažanje i slabih radioizvora.
Dio sustava u kojem se signali uparuju (koreliraju), u nekim ranim VLBI eksperimentima, obavljao se na standardnim računalima, što je bilo nepraktično zbog vrlo duge obrade. Danas se upotrebljavaju korelatori za posebne namjene, ali je čak i tada vrijeme obrade dugo. Naprimjer, korelator sustava MARK III može obrađivati samo jedan bazis u jednom trenutku, a vrijeme potrebno za obradu je otprilike isto kao i vrijeme potrebno za opažanje. Brži sustav MARK IIIA, u stanju je istodobno baratati i sa 10 baza s 5 postaja. Interferometri s velikim nizovima VLA (Very Large Array) po sadržaju instrumentarija se ne razlikuju od dugobazisnih interferometara osim po broju radioteleskopa (dakako manjih promjera) i činjenice da antene mogu biti međusobno fizički povezane. Tako se VLA sustav nedaleko Soccoroa u Novom Meksiku (SAD) sastoji od 27 antena promjera 25 m, pomičnih po tračnicama, složenim u tri pojedinačna niza u obliku slova Y, s krakovima duljine 21, 21 i 19 km.
Svaki je par antena jedan interferometar, pa imamo 351 nezavisni interferometar, različitih duljina baza i smjerova. Antene su povezane sa središtem za obradu podataka, valovodovima duljine oko 75 km. Rezolucija ovog sustava je između 0,13″ i 2″, dok je rezolucija VLBI nekoliko desetisućinki lučne sekunde.
Primjena VLBI
Razvoj i primjene VLBI tehnike omogućile su globalna, brza i najpreciznija mjerenja na Zemlji. VLBI unapređuje mjerenja u astrometriji i mnoga istraživanja u geoznanostima te je, između ostalog, primjenjen:
- – u izučavanju promjenjljivosti Zemljine rotacije i kretanju Zemljine rotacijske osi, iskazane promjenom svjetskog vremena UT1 (Universal Time 1) i kretanjem polova (polhodija),
- – u izučavanju i definiranju nebeskog i zemaljskog inercijalnog referentnog sustava,
- – u izučavanju globalnih varijacija nivoa oceana,
- – u izučavanju atmosfere, oceanske plime i oseke kao i vjetrova i njihovog utjecaja na elastičnu Zemljinu koru,
- – u izučavanju dinamike Zemljine kore, tj. tektonskih pomicanja,
- – u izučavanju oblika Zemljine kore i graničnog omotača, i drugo.
Astrometrijskim VLBI mjerenjima određujemo gibanje baze u prostoru, a uz pretpostavku da su te baze čvrsto vezane za Zemlju, rotacijsko gibanje Zemlje, nepravilnosti u brzini rotacije, polarno gibanje, precesiju i nutaciju, određujemo i održavamo nebeski i terestrički referentni sustav i drugo.
Gibanje pola i nepravilnosti u brzini Zemljine rotacije
Koordinate položaja pola određivane su VLBI mjerenjima od 1972., ali su neredovito distribuirane. Uvođenjem IRIS programa (International Radio Interferometric Surveying) rezultati VLBI određivanja su sistematizirani i stalno dostupni. IRIS program obuhvaća tri permanentne stanice u SADu (Fort Davis, Texas; Westford, Massachusetts; Richmond, Florida) i četvrtu Wettzell u Bavarskoj, kao i nekoliko drugih stanica koje povremeno daju podatke. Stanice u SAD-u provele su redovni program opažanja od kraja 1980., poznat pod nazivom POLARIS program. Od siječnja 1984. položaji pola procjenjuju se u petodnevnim intervalima. Formalna preciznost tih koordinata je od 0,001″ do 0,002″, što je gotovo za red veličine točnije naspram točnosti postignute optičkim astrometrijskim mjerenjima.
Slika ilustrira putanju pola po Zemljinoj površini određenu VLBI (a), SLR (b) i optičkim astrometrijskim opažanjima (c), dan 5 odgovara 5. sječnju 1984.
Ne uzimajući u obzir sistematsku pogrešku rezultata, slaganje VLBI i SLR (Satellite Laser Ranging) opažanja je oko 0.001″ do 0.002″. Nestabilnost putanje pola, određene optičkim astrometrijskim mjerenjima, posljedica je pogrešaka mjerenja. Danas IERS (International Earth Rotation Service) preko svojih tjednih i mjesečnih publikacija (IERS Bulletin A i B) ili putem Interneta distribuira Zemljine orijentacijske parametre.
Od 1972. povremeno su mjerene, VLBI tehnikama, promjene (varijacije) UT0 ili UT1. Da bi odredili UT1 moramo poznavati kretanje pola. Procjene za kretanje pola u pravilno razmaknutim kratkim intervalima, postale su dostupne od početka 1984., a od travnja 1985. postoje gotovo kompletne serije dnevnih UT1 procjena.
Na slici su prikazane godišnje varijacije UT1, određene VLBI (a) i optičkim astrometrijskim opažanjima (b), te dnevne varijacije UT1 određene VLBI mjerenjima (c), dan 0 odgovara 0. siječanj 1984.
Nutacija i precesija
Gravitacijske sile Mjeseca, Sunca i planeta uzrokuju periodična dugočlana kretanja Zemljine rotacijske osi u prostoru, uzrokuju precesiju i nutaciju.
Na slici su prikazani rezultati VLBI mjerenja za korekciju Zemljinih nutacijskih kutova u duljini i širini (zeleno), vidljivo je slaganje sa teoretskom nutacijom (plavo i crveno).
Promjene duljine i orijentacije baze
U najranijim geodetskim VLBI eksperimentima iz 1969. određene su duljine baza s nesigurnostima od oko 2 m. Nekoliko godina kasnije, preciznost mjerenja iznosila je oko 10 cm na 4000 km dugoj bazi. Razvojem VLBI tehnike danas je dostignuta preciznost od 1 mm u horizontalnom smjeru i 2 do 3 mm u vertikalnom smjeru. Kontinuirana mjerenja u nekom vremenskom periodu omogućuju praćenja promjena duljina i položaja baza. Tako je višegodišnjim mjerenjima duljine VLBI baze između Westforda (SAD) i Wettzella (Njemačka) uočeno produljenje baze, koje geoznanstvenici objašnjavaju pomicanjem kontinenata – “otvaranjem vrata Atlanskog oceana”.
Nebeski i zemaljski referentni sustav
VLBI mjerenjima danas određujemo položaje antena na Zemlji i položaje kvazara na nebu s nedostignutom točnošću. Stoga je jedinstvena primjena VLBI u definiranju i određivanju zemaljskog (terestričkog) i nebeskog inercijalnog referentnog sustava, te spajanju i unificiranju referentnih sustava.
Važeći nebeski referentni sustav (okvir, datum) definiran je i određen VLBI mjerenjima. Međunarodna astronomska unija (International Astronomical Union) prihvatila je nekoliko stotina izvangalaktičkih radioizvora (najčešće kvazara), određenih VLBI mjerenjima, kao definirajuće objekte internacionalnoga nebeskoga referentnog sustava. International Celestial Reference Frame (ICRF) je prostorno-fiksni sustav definiran (utemeljen) na visoko točnim radio-položajima izabranih izvangalaktičkih radioizvora. Položaji zvijezda u našoj galaktici vezani su sada na taj referentni nebeski sustav koji je ujedno upotrebljen za mjerenje Zemljine orijentacije u prostoru, odnosno orijentacije terestričkog (Zemljinog) referentnog sustava. Sadašnja točnost položaja antena je nekoliko milimetara, a položaji kvazara određeni su s točnošću od nekoliko desettisućinki kutne sekunde.
