O que é VLBI? - Um guia de início rápido.  Interferometria de Linha de Base Muito Longa (VLBI) é uma técnica de observação que tem aplicações em geodesia, astrometria e astronomia. Os instrumentos de observação são radiotelescópios que recebem radiação eletromagnética emitida por objetos compactos no espaço, muito distante, tais como como quasares ou mais recentemente também próximos da Terra, tais como naves espaciais e satélites. Uma vez que estes objetos emitem radiação no domínio das radiofrequências, são chamados de fontes de rádio, sejam naturais ou artificiais. As naturais podem ser consideradas infinitamente longe da Terra (alguns milhares de milhões de anos-luz) e assim sendo, a sua radiação chega à Terra como uma frente de onda plana.

A característica que define o VLBI é a utilização de pares de radiotelescópios que funcionando em conjunto, executam observações que têm de ser realizadas estritamente em simultâneo. Este conceito também se aplica na utilização de um maior número de telescópios. O VLBI geodésico tem como objetivo determinar (a) As coordenadas do telescópio e os seus movimentos cinemáticos para o estabelecimento e manutenção dos referenciais terrestres, (b) os parâmetros (angulares) da rotação variável da Terra, (c) as posições angulares de fontes rádio galácticas e extragaláticas que estabelecem e mantêm os referenciais celestiais, e (d) as posições dos transmissores artificiais no espaço próximo da Terra. A alínea (c) define de forma superficial o conceito de astrometria. Além de geodesia e astrometria, o VLBI é também um grande contribuinte para o campo da radioastronomia; aliás, a origem das invenções relacionadas com VLBI residem em aplicações astronómicas.

O VLBI geodésico e astrométrico faz uso do facto conceitual de que cada dois telescópios que observam o mesmo objeto, recebem o mesmo padrão de radiação porque é proveniente de uma única fonte. De forma semelhante à experiência de interferometria realizada por Michelson’s, os sinais recebidos em cada telescópio mostram padrões de interferometria, chamados franjas (oscilações do escuro e do brilhante) quando os padrões de radiação são sobrepostos enquanto a terra gira. Naturalmente, isto só pode ser realizado quando os sinais analógicos são digitalizados e armazenados em algum suporte de gravação e posteriormente transportado para um local comum, seja em discos magnéticos, seja através da Internet. Ali, num processo chamado correlação, os padrões de radiação gravados por cada telescópio são atrasados/adiantados em relação a cada outro, de forma a encontrar uma correlação máxima que indique que a identidade é encontrada, isto é, que os padrões registados nos diferentes telescópios são iguais. Isto por si só não traria resultados relevantes. No entanto, são adicionados carimbos temporais locais de grande precisão aquando da gravação dos padrões de radiação nas salas de controlo de ambos os radiotelescópios. Quando a correlação dos sinais é máxima, as diferenças entre estes carimbos temporais produzem a diferença nos tempos de chegada do padrão de radiação entre os dois telescópios, que é o atraso temporal, o principal elemento observável do VLBI geodésico e astrométrico. Devido à rotação da Terra e à constante alteração da geometria da fonte de rádio em relação aos dois telescópios, o atraso está em constante mudança e, portanto, necessita de uma referência temporal precisa.

A realização de uma série de observações simultâneas de até um minuto de duração, de 50 - 100 fontes de rádio, por uma rede de vários telescópios no decurso de várias horas (normalmente 1 h ou 24 h) fornece o conjunto de dados de uma única medição VLBI, muitas vezes chamada sessão de observação. Dentro destas sessões, o processo, quando vários telescópios seguem e gravam dados da mesma fonte, é denominado de scan, e cada dois telescópios que formam uma linha de base produzem uma single observation – observação simples. Uma vez que os radiotelescópios, que muitas vezes estão a vários milhares de quilómetros de distância, operam independentemente e por vezes até automaticamente, um plano detalhado da sequência de observação, o schedule - cronograma, tem de ser concebido e distribuído de antemão. Exige-se um grande cuidado na preparação destes cronogramas porque a variação na geometria da observação através da observação de diferentes regiões do céu é otimizada para os melhores resultados.

Após a correlação e um processo chamado fringe fitting -enquadramento de franjas- onde o atraso final das observações é determinado, a análise de dados geodésicos com programas de ajuste é realizado. Aqui, os parâmetros geodésicos e astrométricos de interesse (coordenadas do rádio telescópio, parâmetros de orientação da Terra e posições das fontes rádio) são calculados a partir de um grande número de observações. Para este propósito, todos os efeitos geofísicos presentes nos telescópios e aqueles que também influenciam a propagação da radiação no seu caminho até à Terra, são modelados com a maior precisão possível. O modelo funcional de VLBI geodésico e astrométrico assume que fontes de rádio extragaláticas estão quase infinitamente distantes, o que permite considerar que a sua radiação chega à Terra com uma frente de onda plana. Isto facilita muitos cálculos e pressupostos necessários. A obtenção de coordenadas dos radiotelescópios no nível de precisão atual, que é de alguns milímetros, só foi possível graças a uma contínua investigação, que já conta com décadas de duração, na procura de melhorias na tecnologia VLBI. (Obrigado a Diogo Avelar pela tradução)