Mitä on VLBI? - Pikaopas Pitkäkantainterferometria (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) on havainnointitekniikka, jolla on sovelluksia geodesiassa, astrometriassa, ja tähtitieteessä. Havaintolaitteina toimivat radioteleskoopit, jotka vastaanottavat sähkömagneettista säteilyä sekä kaukana avaruudessa olevista kohteista -- kuten kvasaareista -- sekä nykypäivänä myös lähempää maata esimerkiksi avaruusaluksista ja satelliiteista. Koska nämä kohteet lähettävät säteilyä radiotaajuuksilla, kutsutaan niitä yleisesti radiolähteiksi. Radiolähteet voidaan yhä luokitella sekä luonnollisiin että keinotekoisiin lähteisiin. Luonnolliset havaitsemamme radiolähteet ovat meistä käytännössä katsoen äärettömän kaukana (miljardien valovuosien päässä) ja niistä saapuva radiosäteily saapuu maahan tasoaaltona.

VLBI:n tärkein ominaispiirre on, että havaintoja varten tarvitaan aina vähintään kaksi teleskooppia ja ne on tehtävä täsmälleen samanaikaisesti. Kun mittauksia tehdään useammalla teleskoopilla, muodostetaan niistä kahden teleskoopin havaintopareja. Geodeettisen VLBI:n tavoitteena on määrittää a) teleskooppien koordinaatit ja niiden kineettiset liikkeet maakeskisten referenssijärjestelmien luomiseksi ja ylläpitämiseksi, b) Maan muuttuvan pyörimisliikkeen kulmaparametrit, c) galaktisten ja extragalaktisten kohteiden koordinaatit sekä luoda ja ylläpitää tähtitieteellisiä referenssijärjestelmiä, d) keinotekoisten radiolähteiden sijainti Maan lähiavaruudessa. Edellä mainituista kohtaa (c) tutkivaa tieteenalaa kutsutaan astrometriaksi. Geodesian ja astrometrian lisäksi VLBI:llä on merkittävä rooli radiotähtieteessä; itse asiassa VLBI sai alkunsa tähtitieteellisistä sovelluksista.

Geodeettisessa ja astrometrisessä VLBI:ssä hyödynnetään sitä tosiseikkaa, että kahden samaa kohdetta havainnoivaa teleskoopin voidaan olettaa vastaanottavan sama säteilykuvio, koska se on peräisin yhdestä lähteestä. Samoin kuin Michelsonin interferometrissä, kun nämä kaksi vastaanotettua signaalia asetetaan päällekkäin maapallon pyöriessä, ne muodostavat interferometrisen diffraktiokuvion, jossa tummat ja vaaleat alueet oskilloivat havaittujen aaltojen heikentäessään ja vahvistaessaan toisiaan. Tätä varten analogiset signaalit täytyy digitoida ja varastoida jollekin tallennusvälineelle, jonka jälkeen ne lähetetään laskentakeskukseen Internetin yli tai postitetaan fyysisesti kiintolevyillä. Laskentakeskuksessa nauhoitetuille signaaleille tehdään korrelaatioksi kutsuttu prosessi. Säteilykuvioita siirretään suhteessa toisiinsa ajassa, kunnes niiden välille on löydetty korrelaatiomaksimi. Tämä ei yksinään riitä, vaan signaalien nauhoituksen yhteydessä ne myös aikaleimataan teleskoopeilla erittäin tarkkojen kellojen avulla. Tällä tavoin näiden aikaleimojen erotuksesta korrelaatiomaksimissa saadaan selvitettyä aikaviive, joka säteilykuviolla kesti saapua teleskoopeille. Tämä aikaviive on geodeettisen ja astrometrisen VLBI:n päähavaintosuure. Maan pyörimisen ja radiolähteen sekä teleskooppien alati muuttuvan geometrian takia havaittu aikaviive muuttuu jatkuvasti, jonka takia tarkka aikareferenssi on välttämätön.

Yksittäinen VLBI-havaintokokonaisuus, jota usein kutsutaan havaintosessioksi, koostuu sarjasta minuutin tai alle kestävistä havainnoista noin 50-100 radiolähteeseen, johon osallistuu monista teleskoopista muodostuva verkko useiden tuntien (yleisimmin 1h tai 24h) ajan. Havaintosessiossa prosessi, jossa usea teleskooppi seuraa samanaikaisesti samaa kohdetta, kutsutaan nimellä skannaus (Eng. scan). Näiden useiden teleskooppien muodostamista kahden teleskoopin pareista käytetään nimitystä kanta (Eng. baseline), jotka muodostavat yksittäisen VLBI-havainnon. Koska havaintoverkon radioteleskooppien välinen etäisyys on usein tuhansia kilometrejä ja ne toimivat itsenäisesti tai jopa automaattisesti, tarvitaan tarkka suunnitelma havaintojärjestyksestä. Tätä suunnitelmaa kutsutaan nimellä havainto-ohjelma (Eng. observing schedule), joka laaditaan ja jaetaan ennen jokaista havaintosessiota. Havainto-ohjelma laaditaan erittäin tarkasti, havaitsemalla eri taivaan alueita alati muuttuva havaintogeometria saadaan optimoitua parhaiden tuloksien saavuttamiseksi.

Korrelaation ja niin kutsutun diffraktiokuviosovituksen (Eng. fringe fitting), jossa lopulliset aikaviivehavaintosuureet määritetään, voidaan suorittaa geodeettinen data-analyysi eri tasoituslaskuohjelmistoilla. Suuresta määrästä tehdyistä havainnoista voidaan laskea geodeettisia ja astrometrisiä kohdeparametrejä, kuten teleskooppien koordinaatit, maapallon orientaatioparametrit, ja radiolähteiden sijainnit. Laskentaa varten kaikki teleskooppeihin ja maahan saapuvat sähkömagneettisen säteilyn kulkuun vaikuttavat geofysikaaliset ilmiöt on mallinnettava mahdollisimman tarkasti. Geodeettisen ja astrometrisen VLBI:n funktionaalisessa mallissa hyödynnetään tietoa, että ekstragalaktiset radiolähteet ovat käytännössä katsoen äärettömän kaukana, jolloin niistä saapuva sähkömagneettinen säteily saapuu maahaan tasoaaltona. Tämä mahdollistaa monia välttämättömiä laskentamalleja ja oletuksia. Nykyinen kykymme määrittää radioteleskooppien koordinaatit muutaman millimetrin tarkkuudella on mahdollista ainoastaan käynnissä olevan ja vuosikymmeniä kestäneen VLBI-teknologiaa edistäneen tutkimuksen ansiosta. Kiitos Niko Kareinen käännöksestä.