超長基線干渉法

超長基線電波干渉法( VLBI ) は、電波天文学で使用される天文干渉法の一種です。VLBI では、クエーサーなどの天文電波源からの信号が、地球上または宇宙の複数の電波望遠鏡で収集されます。次に、異なる望遠鏡への電波信号の到着時間差を使用して、電波望遠鏡間の距離が計算されます。これにより、多数の電波望遠鏡によって同時に行われる物体の観測を組み合わせて、望遠鏡間の最大距離に等しいサイズの望遠鏡をエミュレートすることができます。

アレイ内の各アンテナで受信されるデータには、水素メーザーなどのローカル原子時計からの到着時刻が含まれます。後日、データは、同じ無線信号を記録した他のアンテナからのデータと相関付けられ、結果の画像が生成されます。干渉法を使用して達成できる解像度は、観測周波数に比例します。VLBI技術により、従来の干渉法ではアンテナを同軸ケーブル、導波管、光ファイバー、またはその他のタイプの伝送線で物理的に接続する必要があるため、望遠鏡間の距離をはるかに広げることができます。VLBIでより長い望遠鏡間隔が可能になったのは、1950年代にロジャー・ジェニソンが閉鎖位相画像化技術を開発したためであり、これによりVLBIは優れた解像度の画像を生成することができます。^[2]

VLBI は、遠く離れた宇宙の電波源の画像化、宇宙船の追跡、天体測定への応用で最もよく知られています。しかし、VLBI 技術は、別々のアンテナへの電波の到着時間差を測定するため、これを「逆に」使用して、地球の自転の研究、非常に正確な (ミリメートル以内の)地殻プレートの動きの地図作成、その他の種類の測地学を行うこともできます。このように VLBI を使用するには、一定期間にわたって地球規模のアンテナ ネットワークで観測された、 遠く離れた電波源 (クエーサーなど) からの多数の時間差測定が必要です。

VLBI では、デジタル化されたアンテナ データは、通常、各望遠鏡で記録されます (以前は、これは大きな磁気テープで行われていましたが、現在では、通常、コンピュータ ディスク ドライブの大きなアレイで行われます)。アンテナ信号は、GPS 時間標準にさらにロックされた、非常に正確で安定した原子時計 (通常は水素メーザー) でサンプリングされます。天文データ サンプルとともに、この時計の出力が記録されます。記録されたメディアは、その後、中央の場所に転送されます。より最近^{[いつ? ] の}実験では、「電子」VLBI (e-VLBI) が使用され、データは光ファイバー (たとえば、ヨーロッパのGEANT2研究ネットワークの 10 Gbit/s 光ファイバー パス) で送信され、望遠鏡で記録されないため、観測プロセスが大幅に高速化および簡素化されています。データ レートは非常に高いですが、現在、多くの国際高速ネットワークにかなりの空き容量があるという事実を利用して、通常のインターネット接続でデータを送信できます。

相関器の位置で、データが再生されます。再生のタイミングは、原子時計の信号と、各望遠鏡への無線信号の到着予定時刻に基づいて調整されます。通常、正しいタイミングが見つかるまで、ナノ秒単位の再生タイミングの範囲がテストされます。

各アンテナは電波源から異なる距離にあり、短基線電波干渉計と同様に 、1 つのアンテナまでの距離によって生じる遅延を、他の各アンテナで受信される信号に人為的に追加する必要があります。必要なおおよその遅延は、問題の幾何学から計算できます。テープ再生は、右の図に示すように、原子時計から記録された信号を時間基準として使用して同期されます。アンテナの位置が十分な精度でわかっていない場合、または大気の影響が大きい場合は、干渉縞が検出されるまで遅延を微調整する必要があります。アンテナ A からの信号を基準とすると、遅延の不正確さによってエラーが発生し、テープ B と C からの信号の位相にもそれぞれエラーが発生します (右の図を参照)。これらのエラーの結果、超長基線干渉計では複雑な可視性の位相を測定できません。 ${\displaystyle \epsilon_{B}}$${\displaystyle \epsilon_{C}}$

VLBI観測地点の温度変化はアンテナの構造を変形させ、ベースライン測定に影響を及ぼす可能性がある。^{[3] [4]}観測レベルでの大気圧および水文学的負荷補正を無視すると、全地球航法衛星システムの時系列のように、年間および季節の信号が導入され、VLBI測定が汚染される可能性がある。^[4]

複素可視性の位相は、ソースの輝度分布の対称性に依存します。任意の輝度分布は、対称成分と反対称成分の合計として表すことができます。輝度分布の対称成分は複素可視性の実数部にのみ寄与し、反対称成分は虚数部にのみ寄与します。各複素可視性測定の位相は超長基線干渉計では決定できないため、ソースの輝度分布への対応する寄与の対称性は不明です。

ロジャー・クリフトン・ジェニソンは、遅延エラーが存在する場合に可視位相に関する情報を取得する新しい手法を開発した。この手法は、クロージャ位相と呼ばれる観測量を使用して行われた。ジェニソンが最初に行ったクロージャ位相の測定は光波長で行われていたが、彼はこの手法が電波干渉計でより大きな可能性を秘めていると予見した。1958 年に彼は電波干渉計でその有効性を実証したが、長基線電波干渉計で広く使用されるようになったのは 1974 年になってからである。少なくとも 3 つのアンテナが必要である。この方法は最初の VLBI 測定に使用され、この手法の修正版 (「セルフキャリブレーション」) は現在でも使用されている。

VLBI から得られた科学的成果には次のようなものがあります。

• 宇宙電波源の高解像度電波画像化。
• 近くの恒星の表面を電波波長で画像化する（干渉法も参照） - 同様の技術が恒星表面の赤外線画像や光学画像の作成にも使用されています。
• 天体基準フレームの定義。^{[5] [6]}
• 太陽系が天の川銀河の中心に向かって加速している様子の測定。^{[7] : 6–7}
• 地球の地殻プレートの動き。
• 地域的な変形と局所的な隆起または沈下。
• 地球の方向パラメータと一日の長さの変動。^[8]
• 地球基準フレームの維持。
• 地球に対する太陽と月の重力と地球の深部構造の測定。
• 大気モデルの改良。
• 重力の基本速度の測定。
• ホイヘンス探査機がタイタンの大気圏を通過した際の追跡により、風速の測定が可能になった。^[9]
• 超大質量ブラックホールの初の画像化。^{[1] [10]}

ヨーロッパ、カナダ、アメリカ、チリ、ロシア、中国、韓国、日本、メキシコ、オーストラリア、タイには、いくつかのVLBIアレイがあります。世界で最も感度の高いVLBIアレイは、欧州VLBIネットワーク（EVN）です。これは、ヨーロッパ最大の電波望遠鏡とヨーロッパ以外のいくつかの望遠鏡を通常1週間のセッションに集めるパートタイムアレイであり、データは欧州VLBI合同研究所（JIVE）で処理されます。超長基線アレイ（VLBA）は、米国全土に5351マイルにわたって広がる10台の専用の25メートル望遠鏡を使用しており、天文および測地学の機器として年間を通じて稼働している最大のVLBIアレイです。^[11] EVNとVLBAの組み合わせは、グローバルVLBIとして知られています。これらのアレイの1つまたは両方をHALCAやSpektr-Rなどの宇宙ベースのVLBIアンテナと組み合わせると、他のどの天文機器よりも高い解像度が得られ、マイクロ秒角単位の詳細レベルで空を撮影できます。VLBIは一般に、国際協力によって可能になったより長い基線の恩恵を受けており、1976年には米国、ソ連、オーストラリアの電波望遠鏡が連携してヒドロキシルメーザー源を観測したという初期の注目すべき例があります。^{[12]この技術は現在、}イベント・ホライズン・テレスコープで使用されており、その目的は天の川銀河とメシエ87の中心にある超大質量ブラックホールを観測することです。^{[1] [13] [14]}

NASAの ディープ・スペース・ネットワークは、宇宙船のナビゲーションを目的とした無線基準フレームを構築するために、VLBIに大型アンテナ（通常は宇宙船の通信用）を使用しています。アルゼンチンのマラルグエにあるESAのステーションを含めることで、南半球をより良くカバーできるベースラインが追加されます。^[15]

VLBIは伝統的に、各望遠鏡で信号を磁気テープやディスクに記録し、それを相関センターに送って再生するという方法で運用されてきた。2004年には、e-VLBIと呼ばれる技術で、VLBI技術の現地時間基準を使用しながら、VLBI電波望遠鏡をほぼリアルタイムで接続することが可能になった。ヨーロッパでは、欧州VLBIネットワーク（EVN）の6つの電波望遠鏡が、各国の研究ネットワークと汎ヨーロッパ研究ネットワークGEANT2を介してギガビット/秒のリンクで接続され、この新しい技術を使用した最初の天文学実験が成功した。^[16]

右の画像は、e-VLBIを使用して欧州VLBIネットワークが作成した最初の科学データを示しています。各望遠鏡からのデータは、GÉANT2ネットワークを経由してSURFnetに送られ、JIVEの欧州データ処理センターでリアルタイムに処理されました。^[16]

さらに高い角度分解能を求めて、専用の VLBI 衛星が地球軌道上に設置され、大幅に拡張された基線が提供されるようになりました。このような宇宙搭載アレイ要素を組み込んだ実験は、宇宙超長基線干渉計 (SVLBI) と呼ばれます。最初の SVLBI 実験は、 1978 年 7 月に打ち上げられた 10 メートル電波望遠鏡 KRT-10 を搭載したサリュート 6 号軌道ステーションで実施されました。^{[引用が必要]}

最初の専用SVLBI衛星は、1997年2月に打ち上げられ、2003年10月まで観測を行った8メートル電波望遠鏡「はるか」でした。アンテナのサイズが小さかったため、それを組み込んだSVLBIアレイで観測できるのは非常に強い電波源だけでした。

もう一つのSVLBI衛星である10メートル電波望遠鏡スペクトルRは、2011年7月に打ち上げられ、2019年1月まで観測を行った。近地点10,652 kmから遠地点338,541 kmに及ぶ高度に楕円形の軌道に配置され、衛星と地上アレイを組み込んだSVLBIプログラムであるラジオアストロンは、これまでで最大の電波干渉計となった。システムの解像度は8マイクロ秒角に達した。

国際測地天体測量VLBIサービス（IVS）は、VLBIを使用した天文電波源の観測を利用して、地球方位パラメータ（EOP）と天体基準フレーム（CRF）および地上基準フレーム（TRF）を正確に決定することを目的とした国際協力です。^{[17] IVSは}、国際天文学連合（IAU）と国際測地学協会（IAG）の下で運営されているサービスです。 ^[18]

ウィキメディア・コモンズには、超長基線干渉法に関連するメディアがあります。

• VLBI観測に使用されるE-MERLINファイバーリンク電波望遠鏡アレイ
• EXPReS Express Production リアルタイム e-VLBI サービス: 科学コミュニティが利用できる大陸間 e-VLBI 機器を開発するために欧州委員会が資金提供した 3 年間のプロジェクト (2006 年 3 月開始)
• JIVE 欧州VLBI共同研究所
• 国際測地天体測量VLBIサービス（IVS）
• IVSOPAR: パリ天文台のVLBI解析センター
• 「VLBI – カナダの役割」