Sistema De Medicion

Sistemas de Medición

Los sistemas de referencia global son realizados a través de plataformas que representan puntos de referencia en el universo o en la Tierra. Mediciones entre marcas de referencia contienen información sobre la relación entre ellas. Esta relación puede ser expresada como dirección o distancia para una época determinada.

Los marcos de referencia existentes son usados de una manera jerárquica. El principio geodésico desde lo grande a lo pequeño es aplicado aquí. Por lo tanto, los quásares localizados en las fronteras del universo conocido, forman un marco de referencia celeste casi-inercial (CRF) en el cual es determinada la posición de la Tierra.

En el nivel jerárquico siguiente sigue el marco de referencia terrestre (TRF). Cualquier otra red geodésica continental, nacional, regional o local aparecerán en los pasos subsecuentes en los marcos de referencia jerárquicos y harán uso de los puntos de referencia de los niveles precedentes como un marco exterior de mayor escala. Es por tanto una obligación que las técnicas de medición más precisas sean aplicadas en los observatorios geodésicos, los cuales deben proveer datos para la generación de los marcos de referencia celeste y terrestre.

Para unir puntos de referencia de diferentes continentes se requieren mediciones con técnicas capaces de entregar la relación entre los puntos de referencia. Estas técnicas son resumidas como técnicas geodésicas espaciales.

Las mediciones de las técnicas geodésicas espaciales son sesgadas debido a fenómenos geodinámicos. Estos efectos locales deben ser seguidos mediante mediciones locales para complementar las técnicas geodésicas espaciales.

El modelamiento correcto de los fenómenos geodinámicos (Ilustr. 36) permite finalmente la determinación precisa de marcos de referencia.

Ilustración: Fenómeno geodinámico con señales significantes en mediciones con técnicas geodésicas espaciales. Un modelamiento apropiado del fenómeno permite la determinación precisa de marcos de referencia global. (Imágenes tomadas de [1].)

Técnicas Espaciales Geodésicas

Técnicas espaciales geodésicas son métodos de medición que unen las plataformas de medición basadas en la Tierra con objetos en el espacio a través de señales electromagnéticas. De ahí que las técnicas de geodesia espacial pueden ser explicadas con modelos de comunicación ([1]).

Los objetos más remotos en el universo son los quásares en una distancia de aproximadamente 3-15 billones de años luz. Esos objetos pueden ser detectados con radiotelescopios muy sensibles. Con la técnica de Interferometría de Base Muy Larga (VLBI) es posible relacionar la posición, orientación y rotación de la Tierra en el marco de referencia casi-inercial materializado por los quásares. Debido a la distancia de los quásares el campo de gravedad de la Tierra no es predominante en las mediciones VLBI. Por esto, VLBI tiene un carácter cinemático.

VLBI es complementado por las observaciones a satélites que están orbitando en el campo de gravedad de la Tierra. Por consiguiente las observaciones de Medición Láser a Satélites (SLR) y el seguimiento de satélites del Sistema de Posicionamiento Global (GPS) tienen un carácter dinámico, complementando las observaciones VLBI.

Los objetivos de VLBI y las técnicas satelitales pueden ser desarrollados algunas veces durante un día y por ello tener capacidad para proveer datos de posicionamiento preciso sobre una escala global.

En otras palabras: las técnicas geodésicas espaciales permiten determinar distancias de hasta 10000 km (a través de los océanos) con una precisión de pocos milímetros. Una red global de observatorios geodésicos permite en consecuencia un marco de referencia preciso con muchas aplicaciones en ciencia, navegación (espacial), cartografía.

VLBI

Sobre VLBI.

Interferometría de Línea Base Muy Larga (VLBI: Very Long Baseline Interferometry) es una técnica geométrica que mide las diferencias de distancia entre al menos dos radiotelescopios, basados en la Tierra, usando la llegada de ondas frontales emitidas por un quásar distante. Debido a que la diferencia de tiempo en la recepción de las señales son de una precisión de pocos picosegundos, VLBI determina la posición relativa de los radiotelescopios en operación con una precisión de pocos milímetros y la posición de los quásares hasta unos pocos miliarcosegundos.

Los quásares muy distantes proveen un marco de referencia inercial el cual es dos órdenes de magnitud más exacto que el conocido catálogo fundamental de estrellas fijas FK5. Considerando que los radiotelescopios están fijos sobre una Tierra en rotación, VLBI sigue instantáneamente la orientación de la Tierra en un marco de referencia inercial, una información indispensable para cualquier tipo de determinación de órbitas satelitales y navegación espacial.

Como es una técnica de microondas, las observaciones VLBI pueden ser realizadas bajo todas las condiciones meteorológicas.

Los elementos de una estación VLBI geodésica consisten en general de

 Un radiotelescopio con un receptor criogénico de doble banda (bandas S/X),

 Un terminal de adquisición de datos para sintetizar la frecuencia del ancho de banda,

 Un amplificador de hidrógeno como estándar muy preciso de frecuencia al cual todos los osciladores locales en el sistema VLBI deben tener su fase acoplada,

 Un dispositivo de registro y formato para el almacenaje temporal del ruido digitalizado del quásar.

Ilustración 37: Principio de Interferometría de Línea Base Muy Larga mostrado en un interferómetro correlacionador de registro de cinta.

Usualmente los datos VLBI son adquiridos durante 24 horas sobre cerca de 30 quásares en aproximadamente 300 direcciones diferentes. Los datos de VLBI consisten en ruido digitalizado del quásar que es grabado junto con las marcas de tiempo, en cintas magnéticas en las estaciones. Después de completar las observaciones de un experimento las cintas magnéticas deben ser enviadas, desde todas las estaciones participantes, a un correlacionador de VLBI.

Después de la llegada de estas cintas el interferómetro es inicializado en el correlacionador. En el proceso de correlación se recorren los datos grabados en todas las estaciones simultáneamente y el procesador busca por el máximo de la función de correlación cruzada.

El producto del correlacionador son las marcas de fase y marcas de la amplitud desde los cuales el retraso e índice de retraso de la onda frontal pueden ser derivados. El retraso es la observable primaria en VLBI geodésico, este es mostrado en la ilustración 37. (Desde los datos VLBI Los radioastrónomos están usando las marcas de fase y de amplitud de los procesos de correlación para derivar imágenes de radioobjetos.)

Sobre VLBI en TIGO.

El contenedor del módulo VLBI contiene un radiotelescopio con una parabólica desmontada de 6 m de diámetro que constituye el instrumento más grande de TIGO. Su masa es cercana a 23 ton. El radio telescopio puede ser transportado en dos contenedores. El diseño permite que dos personas sean capaces de instalar todo el módulo VLBI dentro de una semana sin ayuda de grúa (Ilustr. 18 - 25).

Los parámetros técnicos del radiotelescopio de TIGO están resumidos en tabla 2.

Tabla: Parámetros técnicos del radiotelescopio de TIGO para VLBI geodésico.

Parámetro TIGO-VLBI

Propietario y agencia de operación BKG

Año de construcción 1995

Sistema del radiotelescopio corrimiento

Alimentación del receptor foco primario

Diámetro del reflector principal 6 m

Distancia focal 2.18 m

0.3629

Superficie de contorno del reflector 0.2 mm

X-band

(reference = 8.4 GHz, = 0.0357 m) GHz

65 K

7700 Jy

35.5 dB/K

0.824

S-band

(reference = 2.3GHz, = 0.1304m) 2.2-2.4 GHz

85 K

12000 Jy

22.3 dB/K

0.692

El terminal de adquisición de datos es un Mark IV compatible terminal, también llamado terminal VLBA4 (Ilustr. 28). Este es controlado por el Sistema de Campo para PC de la NASA, operando bajo el sistema operativo Linux. Los datos son grabados en cintas magnéticas delgadas, de una pulgada de ancho en el grabador VLBA4.

Usualmente la operación de VLBI es programada dentro del Servicio Internacional de VLBI (IVS). El programa principal es la observación continua de la rotación de la Tierra (CORE) en la cual una estación VLBI observa en diferentes redes VLBI globales, una a tres veces por semana por 24 horas. Cada experimento de 24 horas consiste en la observación de aproximadamente 300 quásares durante períodos cercanos a 3-5 minutos cada uno.

El módulo VLBI de TIGO está equipado con herramientas de medición como analizador de espectro, contadores de tiempo y frecuencia, medidor de potencia, osciloscopios digitales, generador de señales, registrador gráfico y herramientas mecánicas necesarias. Para la mantención del sistema de enfriamiento criogénico están disponibles una bomba de vacío y botellas de helio. Muchas de las partes de repuesto más importantes también están disponibles para minimizar el tiempo de detención por problemas técnicos en el sitio de operación.

Ilustración: Radiotelescopio de TIGO montado sobre su plataforma, vista desde una posición elevada.

Ilustración 39: Unidad de Control de Antena del

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