Astronomía

¿Se utiliza, o es factible, la interferometría de radar para la astronomía terrestre?

¿Se utiliza, o es factible, la interferometría de radar para la astronomía terrestre?


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He escuchado de "radar interferométrico de apertura sintética" que se utiliza para la observación de la Tierra desde satélites y aviones. ¿El radar activo también se utiliza interferométricamente con fines astronómicos? Como caracterizar asteroides o desechos espaciales, o identificar volátiles en los cráteres polares de Mercurio.

Desafortunadamente para esta idea, Arecibo y FAST están ubicados a 173 grados longitudinales de distancia y tienen campos de visión limitados, por lo que no pueden observar el mismo objeto simultáneamente.


Por razones obvias, no se puede utilizar un radar activo para observar nada mucho más lejos que la Luna. Hay muchos sistemas de detección pasiva de radar / microondas en fase que mapean la energía en esas bandas de longitud de onda que son emitidas por estrellas, quásares y varios otros cuerpos astronómicos "calientes".

Para responder a uno de sus ejemplos, la medición de volátiles generalmente se realiza midiendo los espectros de absorción; lo cual es difícil de hacer con Mercurio ya que no podemos mirar el lado iluminado por el sol (con excepciones especiales para ciertas posiciones orbitales de corta duración). Básicamente, es por eso que enviamos sondas para acercarnos a varios planetas y asteroides, de modo que podamos recolectar imágenes visibles y de microondas de alta resolución y, en algunos casos, hacer algo de iluminación activa (radar). No tengo conocimiento de ningún radar interferométrico activo en tales sondas, pero alguien con más conocimientos puede corregirme.


Astronomía radial

Astronomía radial es un subcampo de la astronomía que estudia los objetos celestes en frecuencias de radio. La primera detección de ondas de radio de un objeto astronómico fue en 1932, cuando Karl Jansky de Bell Telephone Laboratories observó radiación proveniente de la Vía Láctea. Las observaciones posteriores han identificado varias fuentes diferentes de emisión de radio. Estos incluyen estrellas y galaxias, así como clases de objetos completamente nuevas, como radiogalaxias, quásares, púlsares y máseres. El descubrimiento de la radiación cósmica de fondo de microondas, considerada evidencia de la teoría del Big Bang, se realizó a través de la radioastronomía.

La radioastronomía se lleva a cabo utilizando grandes antenas de radio denominadas radiotelescopios, que se utilizan individualmente o con múltiples telescopios enlazados que utilizan las técnicas de radiointerferometría y síntesis de apertura. El uso de interferometría permite que la radioastronomía logre una alta resolución angular, ya que el poder de resolución de un interferómetro se establece por la distancia entre sus componentes, más que por el tamaño de sus componentes.


Cómo funciona la interferometría y por qué es tan poderosa para la astronomía

El telescopio esférico de apertura de quinientos metros (FAST) acaba de terminar su construcción en la provincia suroeste de Guizhou. Crédito: RÁPIDO

Cuando los astrónomos hablan de un telescopio óptico, a menudo mencionan el tamaño de su espejo. Eso es porque cuanto más grande sea su espejo, más nítida puede ser su vista de los cielos. Se conoce como poder de resolución y se debe a una propiedad de la luz conocida como difracción. Cuando la luz pasa a través de una abertura, como la abertura del telescopio, tenderá a extenderse o difractarse. Cuanto más pequeña es la abertura, más se propaga la luz, lo que hace que la imagen sea más borrosa. Esta es la razón por la que los telescopios más grandes pueden capturar una imagen más nítida que los más pequeños.

La difracción no solo depende del tamaño de su telescopio, también depende de la longitud de onda de la luz que observe. Cuanto mayor es la longitud de onda, más luz difracta para un tamaño de apertura determinado. La longitud de onda de la luz visible es muy pequeña, menos de una millonésima de metro de longitud. Pero la luz de radio tiene una longitud de onda mil veces mayor. Si desea capturar imágenes tan nítidas como las de los telescopios ópticos, necesita un radiotelescopio que sea mil veces más grande que uno óptico. Afortunadamente, podemos construir radiotelescopios de este tamaño gracias a una técnica conocida como interferometría.

Para construir un radiotelescopio de alta resolución, no se puede simplemente construir una antena parabólica enorme. Necesitaría un plato de más de 10 kilómetros de diámetro. Incluso el plato de radio más grande, el telescopio FAST de China, tiene solo 500 metros de ancho. Entonces, en lugar de construir un solo plato grande, construye docenas o cientos de platos más pequeños que pueden funcionar juntos. Es un poco como usar solo partes de un gran espejo en lugar de todo. Si hiciera esto con un telescopio óptico, su imagen no sería tan brillante, pero sería casi tan nítida.

La luz de un objeto distante incide en una antena antes que en otra. Crédito: ESO

Pero no es tan simple como construir muchas antenas pequeñas. Con un solo telescopio, la luz de un objeto distante ingresa al telescopio y el espejo o lente la enfoca en un detector. La luz que salió del objeto al mismo tiempo llega al detector al mismo tiempo, por lo que su imagen está sincronizada. Cuando tiene una serie de antenas parabólicas, cada una con su propio detector, la luz de su objeto llegará a algunos detectores de antena antes que a otros. Si solo combinara todos sus datos, tendría un lío desordenado. Aquí es donde entra la interferometría.

Cada antena de la matriz observa el mismo objeto y, a medida que lo hace, cada una marca el tiempo de la observación con mucha precisión. De esta manera, tiene docenas o cientos de flujos de datos, cada uno con marcas de tiempo únicas. A partir de las marcas de tiempo, puede volver a sincronizar todos los datos. Si sabe que el plato B obtiene un solo 2 microsegundos después del plato A, sabe que la señal B debe desplazarse hacia adelante 2 microsegundos para estar sincronizada.

La computadora correlatora del Observatorio ALMA. Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO), S. Argandoña

Las matemáticas para esto se vuelven realmente complicadas. Para que la interferometría funcione, debe conocer la diferencia de tiempo entre cada par de antenas. Para 5 platos son 15 pares. Pero el VLA tiene 26 platos activos o 325 pares. ALMA tiene 66 platos, lo que hace 2.145 pares. No solo eso, a medida que la Tierra gira, la dirección de su objeto cambia en relación con los platos de la antena, lo que significa que el tiempo entre las señales cambia a medida que realiza las observaciones. Tienes que realizar un seguimiento de todo para correlacionar las señales. Esto se hace con una supercomputadora especializada conocida como correlacionador. Está diseñado específicamente para realizar este cálculo. Es el correlacionador que permite que docenas de antenas actúen como un solo telescopio.

El Event Horizon Telescope (EHT), una matriz a escala planetaria de ocho radiotelescopios terrestres forjados a través de la colaboración internacional, fue diseñado para capturar imágenes de un agujero negro. En conferencias de prensa coordinadas en todo el mundo, los investigadores de EHT revelaron que tuvieron éxito, revelando la primera evidencia visual directa del agujero negro supermasivo en el centro de Messier 87 y su sombra. La sombra de un agujero negro que se ve aquí es lo más cercano que podemos llegar a una imagen del propio agujero negro, un objeto completamente oscuro del que la luz no puede escapar. El límite del agujero negro, el horizonte de eventos del que toma su nombre el EHT, es aproximadamente 2,5 veces más pequeño que la sombra que proyecta y mide poco menos de 40 mil millones de kilómetros de ancho. Si bien esto puede parecer grande, este anillo tiene solo unos 40 microsegundos de arco de ancho, lo que equivale a medir la longitud de una tarjeta de crédito en la superficie de la Luna. Aunque los telescopios que componen el EHT no están conectados físicamente, pueden sincronizar sus datos registrados con relojes atómicos (máseres de hidrógeno) que cronometran con precisión sus observaciones. Estas observaciones se recopilaron a una longitud de onda de 1,3 mm durante una campaña global de 2017. Cada telescopio del EHT produjo enormes cantidades de datos, aproximadamente 350 terabytes por día, que se almacenaron en discos duros llenos de helio de alto rendimiento. Estos datos se enviaron a supercomputadoras altamente especializadas, conocidas como correlacionadores, en el Instituto Max Planck de Radioastronomía y el Observatorio MIT Haystack para ser combinados. Luego se convirtieron minuciosamente en una imagen utilizando novedosas herramientas computacionales desarrolladas por la colaboración. Crédito: Event Horizon Telescope Collaboration

Se han necesitado décadas para perfeccionar y mejorar la interferometría de radio, pero se ha convertido en una herramienta común para la radioastronomía. Desde la inauguración del VLA en 1980 hasta la primera luz de ALMA en 2013, la interferometría nos ha brindado imágenes de extraordinaria alta resolución. La técnica es ahora tan poderosa que se puede utilizar para conectar telescopios en todo el mundo.

En 2009, los observatorios de radio de todo el mundo acordaron trabajar juntos en un proyecto ambicioso. Utilizaron interferometría para combinar sus telescopios para crear un telescopio virtual tan grande como un planeta. Se lo conoce como Event Horizon Telescope, y en 2019, nos dio nuestra primera imagen de un agujero negro.

Con el trabajo en equipo y la interferometría, ahora podemos estudiar uno de los objetos más misteriosos y extremos del universo.


Geodesia

3.01.3.1 Sistemas de posicionamiento basados ​​en tierra

Cuatro mediciones geodésicas principales entran en esta categoría: el sistema de posicionamiento global (GPS) de rango láser por satélite (SLR) VLBI y el sistema de orbitografía y radioposicionamiento Doppler integrado por satélite (DORIS). Estos sistemas utilizan señales de frecuencia de microondas (VLBI, GPS y DORIS) u ópticas (SLR) para proporcionar la portadora para sus mediciones. Los tipos de medición básicos incluyen mediciones de retardo de fase y de grupo y de desplazamiento Doppler. Las estimaciones de las posiciones y movimientos de ubicaciones en la superficie de la Tierra obtenidas del análisis de datos de estos sistemas se utilizan en la formación del ITRF. La última versión del ITRF es ITRF 2005 (Altamimi, 2005).

VLBI es un sistema de medición basado en microondas que mide la diferencia en los tiempos de llegada de señales incoherentes de fuentes de radio mediante correlación cruzada. Más comúnmente, las fuentes de radio son objetos extragalácticos, pero también se han utilizado balizas de satélites. Se miden los retrasos de grupo y fase junto con el desplazamiento Doppler. Los retardos de fase son difíciles de usar en mediciones geodésicas con este sistema porque se miden en módulo 2π y la reconstrucción del número de ciclos de fase no es trivial en las mediciones geodésicas. En las aplicaciones astronómicas de VLBI, el uso de retardos de fase es común. Las mediciones de retardo individuales tienen precisiones de 1 a 10 mm. Generalmente se utilizan radiotelescopios con diámetros entre 10 y 30 m para las mediciones de VLBI y debido a la separación de los telescopios (miles de kilómetros), las mediciones de retardo se realizan en relación con los relojes másers de hidrógeno independientes en los observatorios. Las señales de radio se propagan a través de la atmósfera terrestre y se retrasan a través del índice de refracción de los componentes gaseosos de la atmósfera. Las mediciones de VLBI se realizan a dos frecuencias relativamente altas (generalmente ∼2,3 y 8 GHz) y se retrasan por la propagación en la ionosfera (eliminadas con una corrección de frecuencia dual ya que este medio es dispersivo) y se ven fuertemente afectadas por el componente dipolo de la refractividad del vapor de agua atmosférico. Figura 1 muestra la distribución de los sitios VLBI incluidos en ITRF 2005. De los sitios mostrados, alrededor de 40 estaciones están operando actualmente. VLBI requiere mediciones coordinadas para que los telescopios distantes miren los mismos objetos al mismo tiempo. Las mediciones con VLBI suelen ser sesiones de observación de 24 horas de duración que utilizan de cuatro a ocho radiotelescopios en todo el mundo. Las actividades de VLBI ahora se coordinan a través del Servicio Internacional de VLBI (IVS) (Schlueter et al., 2002 ).

Figura 1 . Ubicaciones de los 122 sitios VLBI que están incluidos en el marco de referencia ITRF 2005. De los sitios que se muestran, alrededor de 40 todavía están realizando activamente mediciones. Las mediciones con VLBI se organizan en sesiones, generalmente de 24 h de duración, utilizando de cuatro a ocho radiotelescopios.

VLBI es la única técnica moderna con acceso directo a un marco de referencia inercial estable. Contribuye de manera única a mantener el tiempo medido por la rotación de la Tierra y a monitorear el movimiento del eje de rotación de la Tierra en el espacio inercial. Estas últimas mediciones proporcionan información única sobre la interacción de los núcleos fluido-externo y sólido-interno y el manto de la Tierra. Este tema se trata en detalle en el Capítulo 3.10. VLBI también proporciona mediciones precisas de posición y retardo atmosférico.

SLR es un sistema de base óptica que utiliza un láser de pulso corto y un equipo de cronometraje preciso para medir el tiempo de vuelo de ida y vuelta entre un sistema terrestre y un satélite equipado con retrorreflectores especiales de cubos de esquina. Algunos sistemas láser tienen suficiente potencia para realizar mediciones de alcance en matrices de cubos de esquina en la Luna. Para estas mediciones se utilizan telescopios ópticos especialmente equipados. Las precisiones de medición de 1 a 10 mm son habituales en los sistemas modernos. Las frecuencias ópticas utilizadas en este sistema no se ven afectadas por la ionosfera de la Tierra y la contribución del vapor de agua atmosférico es mucho menor que para los sistemas de microondas (las frecuencias ópticas son demasiado altas para excitar eficientemente la resonancia del vapor de agua del dipolo). Figura 2 muestra la distribución de los sitios SLR utilizados en ITRF 2005. De estos sitios, alrededor de 35 están activos actualmente. Las mediciones SLR no necesitan estar estrechamente coordinadas y, por lo tanto, las estaciones SLR pueden operar de forma semiautónoma. Algunas estaciones operan continuamente mientras que otras operan en turnos de 8 h. Hay prioridades establecidas para cuál de los 26 satélites actuales con cubos de esquina deben rastrearse cuando hay varios satélites visibles. La coordinación de las mediciones SLR es proporcionada por el Servicio Internacional de Alcance Láser (ILRS) (Pearlman et al., 2002 ).

Figura 2 . Ubicaciones de los 62 sitios SLR que están incluidos en el marco de referencia ITRF2005. De los sitios que se muestran, alrededor de 35 todavía están realizando activamente mediciones. Estas estaciones observan continuamente con prioridades, pero no con una programación detallada, establecida por el Servicio internacional de determinación de distancias por láser (ILRS).

SLR proporciona mediciones a unas 26 naves espaciales en órbita y la Luna. Estas mediciones se utilizan para determinar las posiciones de los sitios SLR y las órbitas de la nave espacial. Las perturbaciones de las órbitas de las naves espaciales se utilizan para estudiar el campo de gravedad de la Tierra y sus variaciones temporales. Para el posicionamiento geodésico, los satélites más comúnmente observados son el par de satélites de geodinámica láser (LAGEOS). Se trata de satélites de alta relación área-masa que orbitan a unos 6000 km de altitud. A esta altitud, las órbitas son sensibles a los términos de menor grado en la gravedad de la Tierra y las mediciones de LAGEOS proporcionaron las primeras mediciones de cambios seculares en los coeficientes del campo de gravedad de menor grado. La altitud también es lo suficientemente alta como para verse afectada solo ligeramente por la resistencia atmosférica, aunque hay algunas perturbaciones electromagnéticas en las órbitas que no se comprenden bien. La gran altitud de los satélites LAGEOS también significa que el centro de masa de la Tierra puede determinarse bien a partir de las mediciones. El objetivo principal de gran parte del seguimiento SLR es la determinación precisa de la órbita (POD). Para las misiones de altímetro discutidas en el Capítulo 3.05, la determinación de órbitas con precisión subcentimétrica es crítica.

El GPS es un sistema de medición de retardo de fase y grupo de microondas que utiliza señales de banda L relativamente bajas (∼1,2 y 1,5 GHz). El sistema se diseñó inicialmente como un sistema de navegación militar que utilizaba retrasos grupales. Las etiquetas de tiempo se codifican en la señal transmitida y un receptor terrestre puede medir la diferencia de tiempo entre el momento en que se transmitió una señal desde un satélite según el reloj del satélite y el momento en que se recibió en tierra según el reloj del receptor terrestre. Si los relojes estuvieran sincronizados, la diferencia horaria sería una medida de rango. En la aplicación de navegación, se colocan relojes precisos en los satélites y debido a que los receptores terrestres pueden realizar simultáneamente mediciones en varios satélites, el error de reloj del receptor terrestre se puede estimar o eliminar mediante mediciones de diferenciación. La capacidad de los receptores GPS para realizar mediciones simultáneamente en varios satélites y el estrecho ancho de banda de las señales transmitidas significa que se pueden utilizar componentes electrónicos relativamente económicos para realizar mediciones muy precisas. En las aplicaciones geodésicas de GPS, se utilizan las mediciones de fase, lo cual es posible porque múltiples estaciones terrestres pueden ver los mismos satélites y, ya sea por estimación o diferenciación, se pueden eliminar las contribuciones de las fases del oscilador local en los receptores y transmisores. Es posible realizar mediciones de fase de cambios de rango con una precisión de unos pocos milímetros. Las mediciones de frecuencia dual se utilizan para eliminar los retrasos ionosféricos, pero debido a la baja frecuencia, las correcciones de frecuencia dual no siempre son adecuadas. Los efectos de segundo orden del campo magnético de la Tierra deben tenerse en cuenta en los análisis más precisos. El seguimiento continuo de las señales de los satélites permite contar el número de ciclos en la fase y solo cuando la señal del satélite se interrumpe o cuando se ve un satélite por primera vez es necesario estimar el número de ciclos enteros en la fase. figura 3 muestra los sitios GPS incluidos en el marco de referencia ITRF 2005. También mostramos en esta figura, los 1000 sitios GPS adicionales cuyos datos están disponibles rutinariamente en los archivos de datos GPS internacionales. Las estaciones GPS rastrean satélites de forma continua, son de baja potencia y son adecuadas para el funcionamiento autónomo. Muchos miles de estaciones GPS operan continuamente en todo el mundo. La coordinación de los estándares de la estación y el análisis de datos se realiza a través del Servicio Internacional de Sistemas de Navegación por Satélite (IGS) (Beutler et al., 1999). Además del GPS, el IGS también incluye mediciones de receptores que rastrean los satélites rusos GLONASS y en el futuro incluirá mediciones de los sistemas europeos Galileo. Todos estos sistemas utilizan bandas de frecuencia similares y sus satélites se encuentran en órbita terrestre media (MEO) con altitudes cercanas a los 20000 km (y períodos orbitales de 12 h).

Figura 3 . Ubicaciones de los 283 sitios GPS que están incluidos en el marco de referencia ITRF 2005 (cuadrados rojos) y los aproximadamente 1000 sitios adicionales (círculos azules) cuyos datos están disponibles gratuitamente a través de archivos de datos internacionales. Estos sitios operan continuamente.

El GPS y los demás sistemas globales de navegación por satélite (GNSS) proporcionan capacidades de posicionamiento muy precisas y económicas tanto en receptores estáticos como en movimiento. Los sistemas a menudo se implementan en redes densas para monitorear deformaciones tectónicas con ocupaciones continuas y ocasionales. La gran cantidad de estaciones disponibles proporciona mediciones sólidas del movimiento polar y variaciones de períodos cortos en la duración del día. Las densas redes de estaciones GPS también se utilizan para monitorear el vapor de agua atmosférico y, en muchos casos, los resultados se utilizan en la previsión meteorológica operativa. Las altas tasas de datos disponibles con GPS con frecuencias de muestreo de hasta 50 Hz hacen que el sistema sea ideal para rastrear objetos en rápido movimiento como aviones y para monitorear eventos sísmicos. El Capítulo 3.11 analiza muchas de las aplicaciones del GPS junto con otros sistemas de posicionamiento geodésico espacial.

El sistema DORIS también es un sistema de microondas que utiliza seguimiento Doppler bidireccional. A diferencia de los otros sistemas geodésicos, las estaciones DORIS tienen comunicación activa con los satélites que se están rastreando. Los satélites inician las comunicaciones con las estaciones terrestres. Este sistema permite comunicaciones bidireccionales que pueden cancelar errores debidos a diferentes frecuencias en los osciladores de la nave espacial y las estaciones terrestres. DORIS se utiliza principalmente para POD y desempeña un papel fundamental en el seguimiento de los satélites utilizados para la altimetría de radar que se analiza en el Capítulo 3.05. Las mediciones de la orientación de la Tierra, las variaciones del centro de masa y la ubicación de las estaciones también se determinan en el análisis de los datos DORIS. Las actividades de DORIS están coordinadas bajo el Servicio Internacional DORIS (Tavernier et al., 2006). En Figura 4 , se muestran los sitios DORIS utilizados en el ITRF 2005.

Figura 4 . Ubicaciones de los 82 sitios DORIS que están incluidos en el marco de referencia ITRF2005. Estos sitios tienen una comunicación activa entre las estaciones terrestres y los satélites que se rastrean con DORIS.


MIRAC3: una cámara de matriz de infrarrojos medios

La transmisión y calibración del filtro se publicó en Mamajek et al. (2004 ApJ, 612, 496). Consulte la página web de Eric para conocer las curvas de transmisión y otra información.

Electrónica e informática

Las sensibilidades típicas esperadas en IRTF son 26 mJy / arcsec 2 a 11,7 & mum (filtro de ancho de banda del 10%) y 100 mJy / arcsec 2 a 20,6 & mum (filtro de ancho de banda de 6,8%), todos chop-nod, un minuto de tiempo total de observación, con la fuente en uno de los cuatro haces.

La cámara MIRAC se construyó como un esfuerzo de colaboración entre el Observatorio Steward de la Universidad de Arizona (William F. Hoffmann y Joseph L. Hora), el Observatorio Astrofísico Smithsonian (Giovanni G. Fazio, Lynne K. Deutsch) y el Laboratorio de Investigación Naval ( K. Shivanandan). El BLINC (criostato de anulación de infrarrojos Bracewell) fue construido por Steward Observatory (Hinz, R. Angel, N. Woolf, Hoffmann y D. McCarthy). La cámara MIRAC ha sido objeto de varias actualizaciones (consulte el enlace Historial a continuación). El sistema de cámaras lo operan actualmente Phil Hinz y William Hoffmann en el Observatorio Steward.


Interferencia de radiofrecuencia (RFI)

Otra ventaja de tener un telescopio en órbita o en otro cuerpo celeste es que el área podría ser silenciosa, es decir, no habría señales de distracción de fuentes artificiales (interferencia de radiofrecuencia o RFI). Esa es una gran razón por la que se ha considerado la cara oculta de la Luna para un radiotelescopio. En la Tierra, los radioastrónomos tienen que trabajar en zonas radio silenciosas (por ejemplo, el Telescopio Green Bank en la Zona Radio Silenciosa Nacional de los Estados Unidos) o aceptar e intentar eliminar el ruido de radio, que es un dolor en el cuello, puede perder información cuando eliminas ciertas bandas de frecuencia (¡puedo confirmar por experiencia que eliminar el ruido es molesto!). Incluso cosas como los teléfonos móviles pueden contaminar una señal. Poner un telescopio en el lado opuesto de la Luna o en el espacio probablemente eliminaría este tipo de problema.

Por otra parte, un radiotelescopio lunar tendría un problema importante: la comunicación con la Tierra. El objetivo de ponerlo en la Luna sería bloquearlo de las señales de radio. Eso requeriría pasar por un satélite en órbita lunar que actúe como una especie de intermediario para transmitir datos a la Tierra. Los telescopios basados ​​en el espacio no tendrían ese problema, pero tendrían que lidiar con la contaminación de las señales de la Tierra, incluidas las señales que ellos mismos enviarían para transmitir datos. En el lado positivo, RFI de la Tierra solo sería un problema en una pequeña región del cielo y se debilitaría más lejos de la Tierra.

Un satélite intermediario en órbita lunar agrega una capa de complejidad, lo que significa otro posible punto de falla. Además, si desea operar el telescopio desde la Tierra manualmente, necesita que el satélite esté en la posición correcta, permitiendo la transmisión desde la Tierra y el telescopio simultáneamente. Por supuesto, es mucho más probable que el telescopio se ejecute automáticamente, a través de guiones de observación preescritos, pero los telescopios a menudo tienen un operador humano en el lugar para tomar el control manual si es necesario, no puede hacerlo fácilmente aquí. Y de todos modos, estar en deuda con ese satélite podría incomodar a la gente.


Referencias y lecturas adicionales

Los investigadores y su trabajo se muestran en un documental de 22 minutos sobre las primeras observaciones de VLBI,

J. L. Yen, P. Leone, G. A. Watson, J. K. Zao, J. Popelar, W. & # 160T. Petrachenko, G. Feil, W. H. Cannon, P. Mathieu, P. & # 160 Newby, H. Tan, R. D. Wietfeldt y J. A. Galt, "El interferómetro de línea de base larga geofísica canadiense", Ciencia de la radio, vol. 26, no. 1, págs. 89-99, enero-febrero. 1991.

Hans-Peter Plag y Michael Pearlman, Eds., Sistema global de observación geodésica: cumplimiento de los requisitos de una sociedad global en un planeta cambiante en 2020. Springer Verlag, 2009.


Uno de los investigadores recordó los eventos que llevaron a las primeras observaciones históricas en

J. Galt, "Inicios de la interferometría de línea de base larga en Canadá: una perspectiva desde Penticton",Revista de la Real Sociedad Astronómica de Canadá, vol. 82, no. 5, págs. 242-247, 1988. & # 160

El contexto histórico del trabajo se ha presentado en:

K. I. Kellermann y J. M. Moran, "El desarrollo de imágenes de alta resolución en radioastronomía",Revisión anual de astronomía y astrofísica, vol. 39, págs. 457-509, septiembre de 2001. (El trabajo de DRAO VLBI se describe en las págs. 479-480).


Los artículos académicos iniciales sobre el sistema canadiense VLBI se pueden encontrar en:

N. W. Broten, T. H. Legg, J. L. Locke, C. W. McLeish, R. S. & # 160 Richards, R. M. Chisholm, H. P. Gush, J. L. Yen y J. A. Galt, "Interferometría de línea de base larga: una nueva técnica", & # 160Ciencias, vol. 156, págs. 1592-1593, 1967,

N. W. Broten, T. H. Legg, J. L. Locke, C. W. McLeish, R. S. & # 160 Richards, R. M. Chisholm, H. P. Gush, J. L. Yen y J. A. Galt, "Observations of quásars using interferometer basellines up to 3.074 km, & # 160Naturaleza, vol. 215, no. 5096, pág. 38, 1 de julio de 1967.

N. W. Broten, R. W. Clarke, T. H. Legg, J. L. Locke, J. A. Galt, J. L. Yen y R. M. Chisholm, "Interferómetro de línea de base larga, observaciones a 408 y 448 MHz - I. Las observaciones", & # 160Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society, vol. 146, págs. 313-327.


Interferometría explicada

La distancia a las estrellas a menudo se mide en años luz. Si una estrella en particular está a 10 años luz de distancia, significa que la luz de la estrella tarda 10 años en llegar hasta nosotros. La velocidad de la luz es constante, por lo que podemos usar el tiempo de viaje de la luz para medir distancias. Los radioastrónomos utilizan este truco para triangular la ubicación precisa de los objetos celestes.

Cuando dos antenas miran un objeto en el cielo, lo ven desde posiciones ligeramente diferentes. Esto significa que la luz del objeto llega a una antena un poco antes de llegar a la otra. La diferencia de tiempo es solo una pequeña fracción de segundo, pero significa que la sincronización de las dos señales está un poco fuera de lugar. Cuando se combinan, se superponen o interfieren entre sí, difuminando la señal. Pero al sincronizar con precisión la señal de cada antena, los astrónomos pueden correlacionarlas para que no interfieran. Esto se conoce como interferometría.

Con la interferometría, los radioastrónomos pueden combinar las señales de muchas antenas e incluso de muchos telescopios. Les permite crear una imagen mucho más brillante y nítida de lo que es posible con un solo plato de antena.

Cómo conseguir la mejor imagen

Muchos factores pueden afectar la calidad de la imagen de radio. Colocar las antenas muy separadas hace que la imagen sea más nítida, mientras que colocarlas muy juntas hace que la imagen sea más brillante. Más antenas recogen más luz, pero también hacen que el telescopio sea más caro de construir y operar. Normalmente es mejor observar durante más tiempo, pero el tiempo del telescopio debe compartirse con otros astrónomos. Incluso la forma en que están dispuestas las antenas puede afectar lo que vemos.

Interferometría en acción

En la siguiente aplicación, eres el astrónomo.

  1. Elija una imagen que desee observar a continuación haciendo clic en ella, luego haga clic en & # 8220Siguiente & # 8221
  2. Construya una matriz de antenas preestablecida o personalizada para usar en sus observaciones. Seleccione la forma y haga clic en el botón de trazado o utilice el + y botones para agregar o quitar antenas.
  3. Haga clic en el & # 8220Observar & # 8221 botón para simular los resultados de la observación
  4. Haga clic en el & # 8220 Espalda & # 8221 para ajustar su configuración e intentarlo de nuevo
  5. Comprobar el & # 8220 Comparar con & # 8221 anterior cuadro para ver cómo cambió su observación con su nueva configuración

Profundizando

Experimente con diferentes configuraciones, haga varias observaciones y compárelas. Desplácese o haga clic en los términos subrayados Términos subrayados Puede hacer clic o pasar el cursor sobre un término subrayado a continuación para obtener más información sobre ese término o cómo experimentar mejor con la interferometría. para aprender más sobre ellos.


Ep. 129: interferometría

Cuando se trata de telescopios, cuanto más grande, mejor. Pero más grande es más caro. Mucho más caro. Para mantener los costos razonables mientras mejoran la sensibilidad de sus instrumentos, los astrónomos utilizan una técnica asombrosa llamada interferometría. En lugar de construir un solo telescopio enorme, puede fusionar la luz de varios telescopios para actuar como un telescopio mucho más grande. Es una técnica que ya ha revolucionado la observación basada en la Tierra, pero espere hasta que llegue al espacio.

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Transcripción: interferometría

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Bastón de Fraser: Cuando se trata de telescopios, cuanto más grande, mejor. Pero más grande es mucho más caro, mucho más caro. Para mantener los costos razonables mientras mejoran la sensibilidad de sus instrumentos, los astrónomos utilizan una técnica asombrosa llamada interferometría. En lugar de construir un solo telescopio enorme, puede fusionar la luz de varios telescopios para actuar como un telescopio mucho más grande. Es una técnica que ya ha revolucionado la observación desde la Tierra. Espere hasta que llegue al espacio.

De acuerdo, Pamela, cuando escribí esa introducción quería que no me gustara asustar a la gente. [Risas] Interferometría, no dejes que el título te asuste. Es una de las tecnologías más geniales que se ha desarrollado en una especie de astronomía moderna. Creo que ha conducido a parte de esta edad de oro de la que hemos estado hablando en astronomía.

Como dije, espere hasta que lleguemos a las misiones espaciales. Hablemos primero del dilema de construir un telescopio gigantesco. ¿Cuáles son los límites de la tecnología de los telescopios en este momento?

Dra. Pamela Gay: Construyes telescopios gigantes por dos razones básicas. Una razón es que puede obtener mucha más luz. Cuanta más luz recolecte con su espejo, con su plato, con cualquier superficie de recolección de luz que esté usando, más débil será un objeto al que pueda mirar porque está obteniendo más fotones de ese objeto distante tenue o incluso de ese objeto cercano tenue.

Las cámaras requieren una cierta cantidad de fotones antes de que puedan decir "sí, creo que hay luz aquí". Al mismo tiempo, también desea tener imágenes de alta resolución. Quieres poder distinguir la separación entre estrellas cercanas. Quieres distinguir los detalles de las galaxias. Desea poder ver todos los golpes y ondulaciones en los patrones de las manchas de gas y polvo de las regiones de formación estelar.

Tanto la resolución como el área de captación de luz dependen de diferentes formas del radio del telescopio. Para el área de recolección de luz, es simplemente cuánta luz está recolectando y cuál es el área de su detector. Con la resolución, lo único que le importa es la distancia entre los dos bordes de su detector. ¿Cuántas longitudes de onda tiene su detector? Lo bueno es que cuando estás calculando la resolución del detector, al detector realmente no le importa si la parte del medio está ahí o no.

Puede obtener exactamente la misma resolución con un espejo gigante con forma de rosquilla que solo tiene unas 4 pulgadas de ancho en la parte de la rosquilla y 10 metros de ancho desde el borde exterior hasta el borde exterior, como lo obtendría al tener todo ese espejo sólido. That donut, amulus of mirror is going to weigh a lot less, is going to cost a lot less to produce and it doesn’t even care if it is a contiguous donut.

I could actually instead of having this ring of mirror, this ring of collecting surface I could instead have maybe 4 different dishes at the north, south, east and west equivalence of that giant donut. As I break down to smaller and smaller areas, it gets cheaper and cheaper to build.

Fraser: Give me an example then of something where you want a lot of photons.

Pamela: A lot of photons are I’m trying to observe a galaxy at the very edge of the observable universe. This is a very faint object, very far away. We’re just not getting a lot of light. Here we want to collect more and more light or I’m trying to observe faint quiper belt object.

One of these blobs of frozen ice that is out around the orbit of Pluto, a very small very not necessarily reflective object I need to collect as much light as possible to try and see if it is there at all.

Fraser: Okay so it is like every photon is precious and if you can’t collect the photons you don’t even know that the thing exists.

Pamela: Exactly.

Fraser: What is the situation where high resolution is key?

Pamela: I’m looking at the star Betelgeuse. It is near enough by that if I use a high enough resolution detector I can actually make out the disc of the star. I can look at it and go, oh star spot.

I can look at it and I can measure how big it is. I know the distance to Betelgeuse and this allows me to actually calculate the physical size of the star.

Fraser: Then in this example Betelgeuse is giving off plenty of photons. No more photons are needed but the key is that you need to be able to have your resolution to be able to see the disc of the star, to be able to see sunspots.

As in the case as you mentioned before some kind of binary object where you’re trying to sense the separation between two stars. So then the traditional way is to build a big telescope. We talked this a bit in our rise of the super telescopes episode. Prices rise exponentially as the size of the telescope increases, right?

Pamela: Not only that but just the mechanical skill needed to get bigger than we are currently able to build, we’re just not there yet. Some of the largest telescopes in the world right now have 8 meter to 10 meter mirrors. These giant mirrors are right at our limit to spin cast them, to transport them to mount them so that gravity doesn’t deform them.

As we get to bigger and bigger mirrors we’re going to have to develop new technologies in using segmented mirrors building new mount systems and being able to handle all of this weight without gravity deforming the systems. We’re reaching a point where engineering problems just as much as cost problems make it prohibitive to build these giant telescopes.

Fraser: There are plans in the works for 30 meter telescopes which will have all of these segments kind of lashed to make one great big telescope. The cost on that telescope like the Magellan is going to be enormous. You’re really kind of reaching the feasible limits but that is like a big light pocket right?

A big telescope like the Magellan is going to give you a 30 meter telescope to collect a whole lot of photons. That’s going to be seeing these faint quiper belt objects in these galaxies at the edge of the observable universe. Then here comes the solution, interferometry. So, what is interferometry?

Pamela: Interferometry basically goes light is particles that also act like waves. If you combine waves in a meaningful way, making sure that the peaks of one wave line up with the peaks of another wave they interfere in a way that we call constructive interference.

In this way you can collect a bunch of waves, line them up and it’s just as though you’ve collected all the waves at the exact same time. This sounds like a relatively simple idea. I go out, I collect my light, I somehow maybe using fiber optics, maybe using mirrors recombine this light and everything works.

Fraser: That’s kind of funny because it kind of sounds like gibberish to me. Let me just kind of parse this because I barely am wrapping my head around it.

You’re getting the light from one location and you’re getting the light from another location. You’re putting that light together? ¿Está bien?

Pamela: Si.

Fraser: Then you are sort of seeing how the waves, as you said they construct or destruct one of those. I remember in physics we had the situation where you have waterways and you have two waves running into each other and if the two peaks come together then you get a double wave.

If the peak and the trough come together then you get flat water. I know light works the same way so I’m having trouble understanding how you can take light from two different positions and merge it together.

Pamela: This is where it gets very tricky. We’re really good as astronomers at doing this with radio waves. We know how to tune our receivers. We know how to detect the peaks and the troughs and the wave patterns very well.

With detectors like the Very Large Array, they know okay so the object is over in that part of the sky so I tilt all my dishes towards that object. I know exactly where on the surface of the Earth all of my telescopes are located very precisely.

I can use geometry to figure out this dish at this angle is this much closer to the object being observed this other one is this much farther. They use different travel paths, different computers to take the signal from each of these telescopes and combine it with delays that allow the radio light that is received by each of these dishes in a slightly different location to be mixed. So it is as though the light was hitting each of the dishes that have left the object at the same time, hitting the telescope at the same time using artificial delays.

These artificial delays allow the peaks to stay lined up with the peaks and the valleys to stay lined up with the valleys and to get constructive interference and to artificially create a giant telescope aperture that gives you these extremely high resolution images.

Fraser: Are the two telescopes recording the same photon? You know, light could be a wave and you’re saying you’re trying to line up them together. Is that what’s going on that the photon is spreading out over a large area and so it is hitting the two telescopes and that is how you can kind of get at your better resolution? Is that what’s going on?

Pamela: We talk about light being what is called columate. This means the light that is coming off of an extremely distant star in an extremely distant galaxy, the light that is coming off of the source has the peaks and valleys within it lined up so that you get a coherent light beam.

So, they’re not detecting the exact same photon in two different dishes, but we’re detecting photons that are acting together in a columated fashion such that if I don’t have the moments at which I’m recording my data artificially lined up then I’m looking at a packet of photons that were released at one time, a packet that was released at another time. The peaks and valleys from these two different times might not be lined up.

I can get like you pointed out a trough lining up with a peak which gives me no light at all. It’s because it is coherent light coming off of the source that acts in what we call a columated fashion that we have all of these peaks and valleys, peaks and valleys lined up as the light travels through space.

Fraser: The timing is the key.

Pamela: Yeah, we have to maintain that lined up and we do it by shifting the signal from the telescopes until it is as though all the light was hitting the telescope at the same time.

Fraser: I guess I find that kind of, I’m sorry, I find that a little confusing as to why you say it is a columated light. I guess I find that part just a little confusing. A lot confusing which is why that is important?

I guess I understand if you don’t have the timing then it’s kind of like you have a telescope over here and a telescope over there. This one is taking images, that one is taking images that you could merge the images together – and this is what a lot of amateur astronomers do, right – they run video of some object that they’re trying to collect.

They take frame after frame and then they use image stacking software to kind of stack the images together to get a longer exposure but also to be able to remove the bad frames. That’s not what this is about.

Fraser: This is not taking two separate telescopes and merging the light together until you’ve got a thousand photons on the right telescope and a thousand photons on the left telescope. You put them together and you get a little bit better image. This is different. I think that is important.

Pamela: This is getting at increasing the resolution of the image.

Fraser: Right and as you said it is key to the fact that the photons were emitted at the same time and are connected is the way to put it?

Pamela: Connected is not quite the way to put it. First of all you do have the object varying. In theory I could take light from two different telescope dishes and combine it so that I have the peak of one wave combined with the peak of the next wave. In theory I’ll still get everything interfering in a way that allows me to get nice good sharp image.

But I’m observing the object in two different periods of time so I want to get a snapshot of the object in the now such that all of this light that I’m receiving traces the same behavior in the object.

There is also a matter of the resolution is directly related to how wide is my aperture. How wide is my reflecting surface? In this case that width is a reflection of how many wavelengths fits across the telescope.

If I have a ten meter optical telescope, it is going to have absolutely amazing resolution because optical light is extremely small. It is hundreds of nanometers. These are smaller than anything that you can believe or imagine because it is smaller than what you can see with your eye.

We have something that is several hundred nanometers peak to peak whereas with radio wavelengths I can have a ten meter dish and very, very poor resolution. An entire galaxy is nothing more than one pixel of well, this is light, this is dark. No you can’t see any details, all you know is there happens to be an object that emits radio over there somewhere.

This is because the radio wave ones are meters and meters in length. I’m trying to compare something that is hundreds of nanometers to something that is tens of meters in size. This is such a huge difference and it means a huge difference in the resolution.

Fraser: I think that is key though, that this is very tricky. With optical telescopes to line up the wavelengths between two optical telescopes you have to make sure that your wavelengths that are nanometers across are perfectly lined up.

That requires timing at an insanely complicated level. While you can imagine these radio wavelengths which can be meters across where you can kind of miss a little bit and it’s no big deal. To use this technique radio is the larger wavelength is where it really shines, right?

Pamela: Conveniently it is the radio wavelengths where we need this technology the most. A single dish has such terrible, terrible imaging resolution. It is only by starting to combine dishes that are actually spread across half the globe that we’re able to start getting really good resolutions.

One of the amazing things about this is with radio telescopes we’re able to very precisely record incoming radio light from distant objects in New Mexico, Massachusetts, and in Spain. Using dishes spread across the entire part of the planet that are capable of looking at some distant object at the same time we record the signal onto hard drives onto magnetic tapes. We record the timing of the observations.

Then artificially in a computer combine all of this light in a process that involves this neat thing called fringe finding where you carefully adjust the timing offsets between the data. We artificially combine everything to create this artificially large telescope.

With optical light we don’t have the ability to record the incoming light in the same way where we’re able to keep track of every peak and valley, every change in incoming photons. It is because of this difference where we end up resorting to things like using fiber optics where we physically delay the light travel time to the detector and physically combine the light so that it has the correct delays from one telescope to another.

Fraser: Let’s talk a bit about sort of what the set up of one of these inferometers looks like. There are a couple operating now and so sort of the visible light telescopes lay it out for us. What does this kind of look like?

Pamela: Visible light is still very, very experimental. There aren’t many systems in the world that are getting actively used for things that you and I would be able to see easily with our own light. The most famous of the systems is the Very Large Telescope Interferometer down in Chile.

We have the large 8.2 meter telescopes in the Atacama Desert that have the ability of using fiber optics, combine the light and get extremely high resolutions along what we call the baselines. These are the lines connecting one mirror’s center to another mirror’s center.

When you combine two telescopes you get extremely high resolution only along the direction in the image that has from one edge of one telescope to the other edge of the other telescope. Then you’ll get single dish resolution 90 degrees to that because we don’t have that added size to the telescope mirror in that direction of the telescopes aren’t spread out from one another.

Fraser: It’s like imagine a big long skinny telescope that is 8 meters high and how far apart are they?

Pamela: These are actually about 200 meters apart.

Fraser: Okay so it is 8 meters high and 200 meters wide. It is a very long skinny mirror. As you said it can go the other dimension too, right?

Pamela: Right so here they have multiple telescopes and they also have the additional little one meter telescopes that they can move around the facility and add in additional rays to end up getting as many as six different dishes on at the same time I believe.

By combining different mirrors in different ways all of this working in the optical – well here I have to say it is kind of a cheat to say the optical – it is the optical if you’re a snake.

This is near observing. There are systems that are working in what we do see as visible light but these are mostly systems that are still experimental. We’re still working on developing this technology.

Fraser: Right, the future has yet to be written.

Pamela: There are experiments in Sydney, in Hawaii, there are experiments all over the world trying to make this work invisible light but if you’re a snake, it is visible because we do have the strength you need for that.

Fraser: So, infrared and down sub millimeter into the radio microwaves, you’ve got the ability to merge these telescopes. As you mentioned the most amazing example of this is the fact that one whole half of the Earth can be called upon as one great big radio telescope. If what you need is a telescope the size of the planet there’s one available to you.

Pamela: Right and with the radio, we’re already doing this. We already have plans or at least different people have put together different plans, no one is working on building them at least right now that I know of to extend the baseline by putting dishes in orbit.

The plan to extend the baseline where instead of being confined to the diameter of the planet Earth, we’re instead confined to where in the solar system that we put our telescopes.

Fraser: We could put up one radio telescope on one side of the Earth’s orbit and another on the other side…

Pamela: Or stick one out on the moon. There are lots of different ways that we can start combining things.

Fraser: Right and the resolution goes up. Then there are plans in the works to develop space telescopes that would use interferometry. I guess our favorite cancelled space program that was where they were being planned, right with the terrestrial planet finder?

Pamela: Si. This was the system that was looking to combine the light from three different telescopes to a central observing hub. It is a complicated system but in space it is using its lasers to very precisely locate the spacecraft.

We can get them spread out to much larger distances. Again this was a system that was looking to physically combine the light along these different path lights using physical delays.

We know how to do this. It’s not easy to do. It’s not cheap to do and this is why NASA hasn’t quite gotten around to actually doing it yet.

Fraser: Alright and I think the terrestrial planet finder this is one of those situations where the resolution is what you want. You want to be able to resolve a planet orbiting a star where it is a separation issue.

Obviously you want some photons but you really want to be able to just acknowledge its existence there. That’s not simple.

Pamela: Here we have to be able to resolve the planet separate from the star. We have to be able to block out the light from the star. It starts to become increasingly a more and more difficult system.

Fraser: When I first heard of the concept of interferometry I got really excited. I wondered if you could take, kind of like SETI at home. Amateur astronomers around the world could set up their telescopes, point it at some object that they’ve all been instructed to point it at and then gather light for whatever period of time.

They would then submit their images to some central clearinghouse that could then merge it all together to do interferometry in the visible spectrum. I emailed this to several scientists and I got some like polite laughter. [Laughter] Where was my thinking incorrect?

Pamela: Like I was saying earlier with the optical light the problem is we can’t just artificially recombine it later because you’ve been able to record with your CCD detector the over time variations and the life of peaks and troughs quite so conveniently.

With light you’re collecting photon after photon after photon and building an image with long integration times. You don’t do that in radio because the technology is just completely different. On top of that there are also all of the timing issues all of the positional issues.

This means that you can’t even do what you are suggesting if we replace all of the 12 inch amateur telescopes in people’s back yards with instead satellite dishes taken from the local cable television networks.

The issue with Inferometry is you have to know exactly the surface of the planet. You have to have atomic clock precision in the timing of your observations. Even with that, combining the data can be difficult to say the least.

The process of fringe binding the process of artificially lining up the radio data to get it to coherently combine, to get the peaks to line up with the peaks to enhance your signal is a complicated process. As you bring in the light from each different dish if you’re using for instance baseline interferometry you have to worry about things like the Russian’s telescope is off by three seconds. You have to worry about oh Spain was behind by half a second.

All of these small differences in timing have to be accounted for and they end up affecting your data as your telescopes move across the sky in several different ways and it is just hard to combine all of this data.

As you bring in more and more telescopes all of these small time issues become more and more things you have to worry about. It just becomes an untraceable puzzle fitting nightmare that no one wants to solve.

Fraser: It would work if we gave everybody an atomic clock and connected their telescopes by fiber optics and measured their position on the planet to an insane accuracy. Plus we would need to develop entirely new technologies and new kinds of computers.

Pamela: And we were able to wire the fiber optics in just the right way that we were able to exactly compensate for differences from multiple objects with multiple differences and travel time delays. It is just far too complicated of a problem.

Fraser: With radio dishes, it would be feasible.

Pamela: It’s all about the computer power there. Even then you would have to give everyone on the planet an atomic clock and military grade GPS.

Fraser: Oh well, all in the name of science. I’m up for it. [Laughter] Cool, well I think that this is going to be one of those technologies that over the next couple of years they will keep on developing the techniques.

They are going to crack it and I think that you’re going to really see some amazing research from ground-based telescopes and especially the space-based observatories that are hooked up in these baseline arrays. That’s going to really be amazing.

Interferometry – it is a complicated word but it is a very exciting technology. Read the stories when you hear something about some interferometer that comes online. It could be the next great technological advance. Thanks Pamela and we’ll talk to you at the next questions show.


Satellite radar interferometry for deformation monitoring: a priori assessment of feasibility and accuracy

Conventional satellite repeat-pass radar interferometric measurements can be used for monitoring subsidence phenomena with high accuracies. This methodology was developed for mostly contiguous phase observations, enabling spatial coherence estimation and 2D phase unwrapping. Unfortunately, in many areas in the world, complete temporal decorrelation of the scattering characteristics occurs in a period reaching from days to months. In these circumstances, only urban areas and isolated stable scatterers maintain coherent. The problem is to detect these scatterers amidst their decorrelated neighbors, as spatial coherence estimation is not possible anymore. Methodology for the detection and analysis of such points, labeled permanent scatterers (PS), has been developed by Ferretti et al. [Ferretti, A., Prati, C., Rocca, F., 2000. Nonlinear subsidence rate estimation using permanent scatterers in differential SAR interferometry. IEEE Trans. Geosci. Remote Sens. 38(5), 2202–2212], using many (30 or more) SAR images of a particular site. This approach enables coherence estimation using temporal, pixel-based evaluation. Together, these points form a geodetic network of opportunity with different characteristics when compared to traditional geodetic network design.

For practical purposes, it is necessary to define a set of guidelines to assess the feasibility of contiguous or PS radar interferometry for a specific deformation problem. This feasibility is dependent on the number of SAR data acquisitions available, their spatial and temporal baselines and observation statistics, and the expected spatial and temporal behavior of the deformation process. Here, we will discuss the evaluation procedure to assess a priori whether the techniques of contiguous and PS–InSAR are feasible for specific deformation studies in terms of precision and reliability.


Ver el vídeo: SAR interferométrico para mapear deformación en la superficie terrestre relacionada con terremotos (Diciembre 2022).