Введение
Сравнение волновых фронтов телескопов, расположенных на значительном расстоянии друг от друга
[[File:Black hole Messier 87 crop max res. jpg|alt=A blurry photo of a supermassive black hole in M87.|thumb|Для создания первого изображения черной дыры, полученного телескопом Event Horizon Telescope и опубликованного в апреле 2019 года, использовалась технология VLBI. VLBI наиболее известна благодаря изображениям далеких космических радиоисточников, отслеживанию космических аппаратов и применению в астрометрии. Однако, поскольку метод VLBI измеряет разницу во времени прибытия радиоволн на разные антенны, его можно использовать и "в обратную сторону" для изучения вращения Земли, высокоточной (в пределах миллиметров) картографии движения тектонических плит и других геодезических задач. Для этого требуется большое количество измерений разницы во времени, полученных от далеких источников (например, квазаров) при наблюдениях с глобальной сетью антенн в течение определенного периода времени.
Метод
Запись данных на каждом телескопе в массиве РДБ (Very Long Baseline Interferometry, VLBI). Для обеспечения точной синхронизации вместе с астрономическими данными записываются показания высокоточных частотных эталонов. В РДБ оцифрованные данные антенн обычно записываются на каждом телескопе (ранее это делалось на больших магнитных лентах, но сейчас чаще всего используется массивы компьютерных дисков). Сигнал антенны дискретизируется с помощью чрезвычайно точного и стабильного атомного стандарта частоты (обычно водородного мазера), дополнительно синхронизированного со стандартом времени GPS. Одновременно с образцами астрономических данных записывается выходной сигнал этого стандарта частоты. Затем записанные носители доставляются в центральный пункт обработки. В более поздних экспериментах использовалась "электронная" РДБ (e-РДБ), где данные передаются по оптоволоконным линиям связи (например, оптоволоконные каналы со скоростью 10 Гбит/с в европейской исследовательской сети GEANT2) и не записываются на телескопах, что значительно ускоряет и упрощает процесс наблюдений. Несмотря на высокие скорости передачи данных, их можно отправлять через обычные интернет-соединения, используя тот факт, что многие международные высокоскоростные сети в настоящее время имеют значительные резервные мощности. В месте расположения коррелятора данные воспроизводятся. Время воспроизведения корректируется в соответствии с сигналами атомных часов и расчетным временем прибытия радиосигнала на каждый телескоп. Обычно тестируется диапазон времени воспроизведения в пределах нескольких наносекунд, пока не будет найдено правильное значение. Воспроизведение данных с каждого телескопа в массиве РДБ. Необходимо проявлять особую осторожность при синхронизации воспроизведения данных с разных телескопов. Сигналы атомных часов, записанные вместе с данными, помогают обеспечить правильную синхронизацию. Каждая антенна находится на разном расстоянии от радиоисточника, и, как и в радиоинтерферометре с малой базой, задержки, вызванные дополнительным расстоянием до одной антенны, должны быть искусственно добавлены к сигналам, полученным на каждой из других антенн. Приблизительную необходимую задержку можно рассчитать на основе геометрии задачи. Синхронизация воспроизведения лент осуществляется с использованием записанных сигналов атомных часов в качестве опорного времени, как показано на рисунке справа. Если положение антенн известно недостаточно точно или атмосферные эффекты значительны, необходимо внести тонкие корректировки в задержки до тех пор, пока не будут обнаружены интерференционные полосы. Если сигнал от антенны А принимается за опорный, то неточности в задержке приведут к ошибкам в фазах сигналов с лент B и C соответственно (см. рисунок справа). В результате этих ошибок фазу комплексной видимости невозможно измерить с помощью радиоинтерферометра с очень длинной базой. Изменения температуры на площадках РДБ могут деформировать структуру антенн и повлиять на измерения базовой линии. Игнорирование коррекций на атмосферное давление и гидрологическую нагрузку на этапе наблюдений также может исказить измерения РДБ, вводя годовые и сезонные сигналы, как в данных глобальных навигационных спутниковых систем. Измерение ускорения Солнечной системы в направлении центра Млечного Пути. Движение тектонических плит Земли. Региональные деформации и локальные поднятия или опускания земной поверхности. Параметры ориентации Земли и колебания продолжительности дня. Поддержание наземной системы координат. Измерение гравитационного воздействия Солнца и Луны на Землю и глубокого строения Земли. Совершенствование атмосферных моделей. Измерение фундаментальной скорости гравитации. Отслеживание зонда "Гюйгенс" при прохождении через атмосферу Титана, что позволило измерить скорость ветра. Первое получение изображения сверхмассивной черной дыры.
In VLBI, the digitized antenna data are usually recorded at each of the telescopes (in the past this was done on large magnetic tapes, but nowadays it is usually done on large arrays of computer disk drives). The antenna signal is sampled with an extremely precise and stable atomic clock (usually a hydrogen maser) that is additionally locked onto a GPS time standard. Alongside the astronomical data samples, the output of this clock is recorded. The recorded media are then transported to a central location. More recent experiments have been conducted with "electronic" VLBI (e VLBI) where the data are sent by fibre optics (e. g., 10 Gbit/s fiber optic paths in the European GEANT2 research network) and not recorded at the telescopes, speeding up and simplifying the observing process significantly. Even though the data rates are very high, the data can be sent over normal Internet connections taking advantage of the fact that many of the international high speed networks have significant spare capacity at present. At the location of the correlator, the data is played back. The timing of the playback is adjusted according to the atomic clock signals, and the estimated times of arrival of the radio signal at each of the telescopes. A range of playback timings over a range of nanoseconds are usually tested until the correct timing is found. thumb|350px|Playing back the data from each of the telescopes in a VLBI array. Great care must be taken to synchronize the play back of the data from different telescopes. Atomic clock signals recorded with the data help in getting the timing correct. Each antenna will be a different distance from the radio source, and as with the short baseline radio interferometer the delays incurred by the extra distance to one antenna must be added artificially to the signals received at each of the other antennas. The approximate delay required can be calculated from the geometry of the problem. The tape playback is synchronized using the recorded signals from the atomic clocks as time references, as shown in the drawing on the right. If the position of the antennas is not known to sufficient accuracy or atmospheric effects are significant, fine adjustments to the delays must be made until interference fringes are detected. If the signal from antenna A is taken as the reference, inaccuracies in the delay will lead to errors and in the phases of the signals from tapes B and C respectively (see drawing on right). As a result of these errors the phase of the complex visibility cannot be measured with a very long baseline interferometer. Temperature variations at VLBI sites can deform the structure of the antennas and affect the baseline measurements. Neglecting atmospheric pressure and hydrological loading corrections at the observation level can also contaminate the VLBI measurements by introducing annual and seasonal signals, like in the Global Navigation Satellite System time series. Measurement of the acceleration of the Solar System toward the center of the Milky Way. Motion of the Earth's tectonic plates. Regional deformation and local uplift or subsidence. Earth's orientation parameters and fluctuations in the length of day. Maintenance of the terrestrial reference frame. Measurement of gravitational forces of the Sun and Moon on the Earth and the deep structure of the Earth. Improvement of atmospheric models. Measurement of the fundamental speed of gravity. The tracking of the Huygens probe as it passed through Titan's atmosphere, allowing wind velocity measurements. First imaging of a supermassive black hole.
Массивы VLBI
Есть несколько массивов РДП (Very Long Baseline Interferometry, VLBI), расположенных в Европе, Канаде, Соединенных Штатах, Чили, России, Китае, Южной Корее, Японии, Мексике, Австралии и Таиланде. Наиболее чувствительным в мире массивом РДП является Европейская сеть РДП (EVN). Это частично функционирующий массив, объединяющий крупнейшие европейские радиотелескопы и некоторые другие за пределами Европы для обычно недельных сессий, при этом данные обрабатываются в Объединенном институте РДП в Европе (JIVE). Very Long Baseline Array (VLBA), использующий десять выделенных 25-метровых телескопов, расположенных на расстоянии 5351 мили по территории Соединенных Штатов, является крупнейшим массивом РДП, работающим круглый год как астрономический и геодезический инструмент. Сочетание EVN и VLBA известно как Глобальная РДП (Global VLBI). Когда один или оба этих массива комбинируются с космическими антеннами РДП, такими как HALCA или Спектр-Р, достигаемое разрешение выше, чем у любого другого астрономического инструмента, способного создавать изображения неба с уровнем детализации, измеряемым в микросекундах дуги. РДП в целом выигрывает от более длинных базовых линий, обеспечиваемых международным сотрудничеством, ярким ранним примером чего является 1976 год, когда радиотелескопы в Соединенных Штатах, СССР и Австралии были объединены для наблюдения источников гидроксильных мазеров. В настоящее время эта техника используется телескопом Event Horizon Telescope, целью которого является наблюдение сверхмассивных черных дыр в центрах галактики Млечный Путь и Месье 87.
thumb|left|upright=1.5|Расстояние до станции Маларг от других станций сети РДП NASA.
Сеть дальнего космоса NASA (Deep Space Network) использует свои более крупные антенны (обычно используемые для связи с космическими аппаратами) для РДП, чтобы построить радио-справочные системы для навигации космических аппаратов. Включение станции ESA в Маларге, Аргентина, добавляет базовые линии, обеспечивающие гораздо лучшее покрытие южного полушария.
NASAs Deep Space Network uses its larger antennas (normally used for spacecraft communication) for VLBI, in order to construct radio reference frames for the purpose of spacecraft navigation. The inclusion of the ESA station at Malargue, Argentina, adds baselines that allow much better coverage of the southern hemisphere.
e-VLBI
thumb|400px|Изображение источника IRC +10420. На изображении слева с более низким разрешением показан массив MERLIN (Великобритания), демонстрирующий оболочку мазерного излучения, образованную расширяющейся оболочкой газа диаметром примерно в 200 раз больше диаметра Солнечной системы. Эта оболочка газа была выброшена сверхгигантской звездой (в 10 раз массивнее Солнца), находящейся в центре излучения, около 900 лет назад. Соответствующее изображение EVN e VLBI (справа) показывает гораздо более детальную структуру мазеров, видимую благодаря более высокому разрешению массива VLBI. Традиционно VLBI работала путем записи сигнала на каждом телескопе на магнитные ленты или диски с последующей отправкой их в центр корреляции для воспроизведения. В 2004 году появилась возможность подключать радиотелескопы VLBI почти в реальном времени, сохраняя при этом использование местных временных отметок, характерных для техники VLBI, в методе, известном как e VLBI. В Европе шесть радиотелескопов Европейской сети VLBI (EVN) были соединены гигабитными каналами связи через их национальные исследовательские сети и общеевропейскую исследовательскую сеть GEANT2, и первые астрономические эксперименты с использованием этой новой техники были успешно проведены. Изображение справа демонстрирует первые научные результаты, полученные Европейской сетью VLBI с использованием e VLBI. Данные с каждого телескопа передавались через сеть GÉANT2 и далее через SURFnet для обработки в реальном времени в Европейском центре обработки данных в JIVE. IVS – это служба, работающая под эгидой Международного астрономического союза (МАС) и Международной ассоциации геодезии (МАГ).