VLBI vs. Interferometría conexa

Una condición esencial para poder calcular los coeficientes de correlación de la ecuación (2.6) es una muy buena sincronización de las señales de llegada a las distintas antenas. Hemos de tener un reloj que pueda asignar el valor de la amplitud del campo eléctrico en cada antena para cada instante de tiempo $t$ con enorme precisión y estabilidad. Para este propósito se utilizan relojes atómicos superprecisos y máseres muy estables que sirven tanto para marcar el tiempo como para proporcionar una frecuencia muy estable (oscilador local) para rebajar la frecuencia de la señal hasta una frecuencia intermedia (IF), de tal forma que pueda ser tratada por la electrónica sin pérdidas. Esta fase de captación y tratamiento de la señal es totalmente análoga a la de cualquier receptor heterodino de radio, solo que aquí estamos tratando frecuencias que pueden ser mucho mayores que las comúnmente usadas en las emisiones radiofónicas normales.

Los primeros interferómetros que se usaron en radioastronomía fueron los llamados interferómetros conexos. El VLA (Very Large Array), en New Mexico, es un buen ejemplo moderno de interferómetro conexo. En estos casos, los radiotelescopios están lo suficientemente cerca unos de otros como para que todos ellos puedan utilizar el mismo reloj atómico y los mismos osciladores locales en el tratamiento de las señales. Estas señales son directamente llevadas al correlador, una serie de chips, que calcula los coeficientes $C(A,B,{\tau}_{i},t)$ en tiempo real.

No obstante, las redes de VLBI comprenden radiotelescopios separados por distancias enormes (del orden del tamaño de la Tierra), lo que hace particularmente difícil la sincronización de las distintas señales de las antenas en tiempo real para que las correlaciones se puedan determinar.

En la figura 5 vemos el emplazamiento de algunos radiotelescopios que participan en observaciones de VLBI. En primer lugar, tenemos a las estaciones americanas, diez de las cuales componen la llamada Very Long Baseline Array (VLBA). Éstas son: Mauna Kea (MK), Brewster (BR), Owens Valley (OV), Kitt Peak (KP), Pie Town (PT), Los Alamos (LA), North Liberty (NL), Fort Davies (FD), Hancock (HN) y Saint Croix (SC). El resto de antenas americanas son Goldstone (GO), GreenBank (GB) y la Very Large Array (VLA). En segundo lugar tenemos algunas estaciones europeas, miembros de la European VLBI Network (EVN): Effelsberg (EB, Alemania), Medicina (MC, Italia) y Robledo (RO, España).

Dada la imposibilidad de una sincronización de alta calidad en tiempo real, cada estación de VLBI debe tener sus propios relojes (máseres de hidrógeno) y osciladores locales, grabando las señales recibidas por cada antena en cintas que, tras la observación, son llevadas al correlador, que las lee y calcula los coeficientes $C(A,B,{\tau}_{i},t)$.

Así pues, en el caso de VLBI las interferencias deseadas pueden ser producidas artificialmente semanas o incluso meses después de que los frentes de onda de la fuente lleguen a la superficie de las antenas.

Seguidamente, describiremos las enormes ventajas de VLBI, exponiendo también los grandes inconvenientes que esta interferometría de muy larga línea de base presenta.

Figure 5: Emplazamiento de algunas estaciones de VLBI utilizadas en las observaciones globales.