Vad är VLBI? - En kort introduktion. Långbasinterferometri (eng. Very Long Baseline Interferometry, VLBI) är en observationsteknik som har tillämpningar inom geodesi, astrometri, och astronomi. Observationsinstrumenten är radioteleskop som tar emot elektromagnetisk strålning som sänds ut av kompakta objekt i rymden, antingen långt borta som t.ex. som kvasarer, eller numera även närmare jorden som rymdfarkoster och satelliter. Eftersom dessa objekt avger strålning i radiofrekvensområdet kallas de för radiokällor, antingen naturliga eller konstgjorda. De naturliga källorna är i i praktiken oändligt långt bort från jorden (några miljarder ljusår) och deras strålning kommer till jorden som en plan vågfront.

Utmärkande för VLBI är att två radioteleskop arbetar tillsammans där båda måste genomföra sina observationer exakt samtidigt. Detta gäller även när flera teleskop används. Geodetisk VLBI har som mål att bestämma (a) teleskopkoordinater och deras kinematiska rörelser för att fastställa och upprätthålla terrestriska referenssystem, (b) (vinkel)parametrar för jordens variabla rotation, (c) vinkelpositionerna för galaktiska och extra-galaktiska radiokällor för att realisera och upprätthålla himmelska referenssystem, och d) positionerna för artificiella sändare i rymden nära jorden. Det område som är relaterat till c) kallas astrometri. Förutom geodesi och astrometri är VLBI också viktig inom området radioastronomi; faktum är att VLBI ursprungligen utvecklades främst för astronomiska tillämpningar.

Geodetisk och astrometrisk VLBI utnyttjar det faktum att varje par av teleskop som observerar samma objekt bör ta emot samma strålningsmönster eftersom strålningen kommer från en och samma källa. I likhet med Michelsons interferometri-experiment, uppvisar överlagringen av strålningen som fångas in av de två teleskopen interferometriska mönster, så kallade fransar (svängningar mellan mörkt och ljust), när Jorden roterar. Naturligtvis kan detta bara göras när de analoga signalerna digitaliseras och lagras på något inspelningsmedium och därefter transporteras till en central plats, antingen på hårddiskar eller via Internet. Där, i en process som kallas korrelation, förskjuts de observerade strålningsmönstren i förhållande till varandra i tiden för att hitta ett korrelationsmaximum som indikerar att tidsskillnaden där strålningsmönstren är identiska har hittas. Detta i sig skulle dock inte kunna användas för att bestämma en meningsfull observationsvariabel. Därför förses strålningsmönstren med noggranna lokala tidsstämplar när de registreras i radioteleskopens kontrollrum. Vid korrelationsmaximum ger skillnaden mellan dessa tidsstämplar skillnaden i ankomsttider för strålningsmönstret vid de två teleskopen, vilket är tidsfördröjningen; den primära observationsvariabeln för geodetisk och astrometrisk VLBI. På grund av jordens rotation och den ständigt föränderliga geometrin hos radiokällan och de två teleskopen, förändras tidsfördröjningen ständigt och behöver därför en exakt tidsreferens.

Genomförandet av en serie samtidiga observationer – vardera på upp till en minut – av 50-100 radiokällor med ett nätverk av flera teleskop under en period av flera timmar (oftast 1 timme eller 24 timmar) utgör ramen för en VLBI mätning, ofta kallad en observationssession. Dessa sessioner kan delas in i s.k. scans, vilket är beteckningen för när flera teleskop observerar samma källa samtidigt. Inom varje scan producerar varje par av teleskop, som bildar en baslinje, en observation. Eftersom radioteleskopen, som ofta ligger flera tusen kilometer från varandra, opererar oberoende och ibland till och med automatiskt, måste en detaljerad plan för observationssekvensen, observationsschemat, utarbetas och distribueras i förväg. Dessa planer måste utarbetas med stor noggrannhet, eftersom variationerna i observationsgeometrin som fås genom att observera olika områden av himlen behöver optimeras för att ge bästa möjliga resultat.

Efter korrelationen och en process som kallas fringe-fitting (franspassning), där den slutliga tidsfördröjningen bestäms, görs en geodetisk dataanalys med hjälp av ett analysprogram. Där beräknas de geodetiska och astrometriska parametrar som är av intresse (t.ex. teleskopetens koordinater, jordens orienteringsparametrar, och radiokällornas positioner) från ett stort antal observationer. För detta ändamål modelleras alla kända geofysiska effekter som påverkar teleskopen och strålningen väg till jorden så noggrant som möjligt. Den funktionella modellen för geodetisk och astrometrisk VLBI använder sig av det faktum att extragalaktiska radiokällor är nästan oändligt långt borta så att deras strålning anländer till jorden som en plan vågfront. Detta underlättar många nödvändiga beräkningar och antaganden. Att bestämma radioteleskopkoordinater med den nuvarande noggrannheten på några få millimeter har endast varit möjligt genom forskningen som gjorts inom VLBI-teknologin de senaste decennierna och som fortfarande pågår (tack till Tobias Nilsson för översättningen).