VLBI. JUKKA TOLONEN Teknillinen korkeakoulu Maanmittaustieteiden laitos jotolone@cc.hut.fi

VLBI JUKKA TOLONEN Teknillinen korkeakoulu Maanmittaustieteiden laitos jotolone@cc.hut.fi

1. Johdanto VLBI (Very long baseline interferometry) tarjoaa ainutlaatuisen ja Maan painovoimasta riippumattoman keinon määrittää maankuoren liikkeitä sekä Maan asentoa avaruudessa. Maan painovoimasta riippumaton menetelmä on ideaalinen määrittelemään inertiaalisen koordinaatiston. Muita avaruusgeodeettisia menetelmiä ovat muun muassa kuu- ja satelliittilaser sekä tietysti GNSS-järjestelmät. VLBI eli pitkäkantainterferometria on kehitetty alun perin radiotähtitieteen tarkoituksiin, mutta se on ollut mukana geodeettisissa sovelluksissa nyt jo yli 25 vuotta. Geodeettiset VLBI-havainnot tehdään suurilla radioteleskoopeilla ja havaintokohteena on kaukaa meidän aurinkokunnan ulkopuolelta tuleva radiotaajuinen säteily. VLBI:stä on tullut elintärkeä menetelmä globaalien koordinaatistojen realisoimiseksi ja ylläpitämiseksi. (POUTANEN JA PIIRONEN, 2004). 2. VLBI:n historia Ajatus VLBI:stä syntyi vuonna 1965 venäläisten radiotähtitieteilijöiden toimesta, ja teknillinen toteutus hoidettiin puolestaan Yhdysvalloissa vuonna 1966. Idea lähti alulle halusta parantaa teleskooppien erotuskykyä. Pian VLBI:n kehityksen alkuvaiheessa huomattiin sen ominaisuudet ja laajat käyttömahdollisuudet muillakin tieteenaloilla. 1960- luvun lopussa NASA alkoi rahoittaa vetymaserin, kryogeenisesti viilennetyn vastaanottimen ja hyvän tallennusominaisuuden omaava MARK III-tallennus-laitteiston kehittämistä, jotka kaikki ovat elintärkeitä tarkan VLBI-aseman toiminnan kannalta. Vuonna 1979 NASA aloitti Crustal Dynamics Project:n (CDP), johon kuuluivat sekä VLBI että satelliittilaser. (www.ga.gov.au/). CDP-Projektin monivuotisena tavoitteena oli tutkia avaruusgeodeettisten menetelmien avulla Maata. Mittaukset suoritettiin pääasiassa Pohjois-Amerikassa, mutta myös muualla, mittaamalla toistuvasti VLBI-asemien välisiä vektoreita. Alueellisten deformaatiotutkimusten avulla saatiin tietoa muun muassa laajalle ulottuvasta San Andreaksen siirroksen ympärillä olevasta deformaatioalueesta. CDP-projekti oli ensimmäinen sen aikainen menetelmä, jonka avulla pystyttiin havaitsemaan tarkasti Maan laattaliikkeitä. ( http://lupus.gsfc.nasa.gov/brochure/brochure.html). CDP-ohjelma toimi vuosina 1979 1991. Vuonna 1990 maailmanlaajuinen VLBI-verkosto koostui noin 20 kiinteästä asemasta, jotka osallistuivat säännöllisesti geodeettisiin VLBIprojekteihin. Lisäksi mukana olivat noin 40 liikuteltavaa asemaa, jotka olivat mukana havainnoissa vähintään kerran vuodessa. Havaintojaksojen pituus oli yleensä 24 tuntia ja havaintokohteina olivat 12 18 eri radiolähdettä. (SEEBER, 2003).

3. Toimintaperiaate Kuva 1. CDP-projektin avulla määritetyt laattaliikkeet. Interferometrisessä menetelmässä kahdesta antennista tuleva signaali yhdistetään. Interferometrinen menetelmä kehitettiin siitä syystä, että radioalueella havaittavat aallonpituudet ovat millimetreistä metreihin ja erotuskyvyn lisäämiseksi ainoa keino on teleskoopin koon kasvattaminen. Kahden antennin havaitsemiin signaaleihin syntyy maapallon pyörimisen vuoksi tasaisesti muuttuva vaihe-ero, jonka ominaisuudet riippuvat sekä radiolähteen ominaisuuksista että vastaanottimien keskinäisestä asennosta. Teleskoopin erotuskyky määritellään: λ ε (1) d Missä ε on erotuskyky, λ on havaittavan säteilyn aallonpituus ja d on teleskoopin halkaisija. Ainoa keino radioalueella erotuskyvyn lisäämiseen on siis teleskoopin läpimitan kasvattaminen. Vaadittavaan sekuntiluokan erotuskyvyn saavuttamiseksi teleskoopin halkaisijan pitäisi olla vähintään 42 km. (SEEBER, 2003). Pitkäkantainterferometria, VLBI, on menetelmä, jossa teleskoopit ovat niin kaukana toisistaan, että niiden fyysinen yhdistäminen on mahdotonta. Lopputuloksena saavutetaan sama erotuskyky kuin antennilla, jonka halkaisija olisi sama kuin kahden antennin välimatka eli yhtälön (1) d:stä tulee teleskooppien välinen etäisyys. VLBImenetelmässä tulevat signaalit taltioidaan tarkkojen äänimerkkien kanssa ja teleskooppien välinen vektori lasketaan myöhemmässä vaiheessa. Maksimaalinen d saadaan sijoittamalla teleskoopit eripuolille maapalloa, jolloin sen suuruudeksi tulee lähes maapallon halkaisija ja erotuskyvyksi tulee noin 0.1 millikaarisekuntia, joka on useita kertaluokkia parempi, kuin mihin optisella aallonpituudella päästään. (SEEBER, 2003). 3.1. Havaintoyhtälöt VLBI-teleskoopeilla havaitaan kaukaisia aurinkokunnan ulkopuolisia radiolähteitä, kvasareita, jotka ovat voimakkaita ja pistemäisiä. Kvareista tuleva yhtenäinen aaltorintama saapuu eriaikaisesti kahteen teleskooppiin. Määritettävä suure on teleskooppeihin saapuvan signaalin aikaero τ. Aikaero saadaan määritettyä, jos havaintoja

on tehty eripuolelta taivasta säteilevistä kvasaareista. Havaintojen perusteella saadaan määritettyä teleskooppien välinen vektori, b. Havaintoyhtälöksi muodostuu näin ollen: b s( t) τ ( t) = + τ a ( t) + τ l + τ tr ( t) + τ ion ( t) (2) c τ a on on laite- ja kellokorjauksesta Missä b on teleskooppien välinen vektori, s on kvasaarien suuntavektori, aberraatio eli kvasaarin suuntaan tehtävä korjaus, johtuva viive, τ tr on troposfäärin aiheuttama viive ja τ ion on ionosfäärin aiheuttama viive. Geodeettisissa VLBI-havainnoissa käytetään kaksitaajuushavaintoja (2 GHz ja 8 GHz), jolloin suurin osa ionosfäärin vaikutuksesta voidaan poistaa, samaan tyyliin kuin käytettäessä kaksitaajuushavaintoja GPS:ssä. (POUTANEN, 2008). τ l Kuva 2. VLBI:n toimintaperiaate. (SEEBER, 2003). Teleskooppeihin saapuvan signaalin vaihe-ero riippuu teleskooppien ja radiolähteen suuntavektorien välisestä kulmasta. Maapallon pyörimisen vuoksi tämä kulma muuttuu koko ajan. Vaihe-ero saadaan: Φ ( t) = 2πντ ( t) (3) Missä ν on signaalin taajuus. (SEEBER, 2003). 3.1.1. Havaintojen käsittely Teleskooppien havainnot tallennetaan magneettinauhoille ja käsitellään erillisessä korrelaattorissa. Tallennettu data saattaa olla satoja megabittejä sekunnissa yhtä teleskooppia kohden, joten laskentatehon ja tallennuskapasiteetin tarve on suuri.

Korrelointi on tarpeen, koska ilmakehä vääristää aaltorintamaa ja signaalin vaihe muuttuu epäsäännölliseksi. Korrelaattorifunktion maksimin avulla löydetään jokaista ajanhetkeä vastaava vaihe-ero. Korrelaattorifunktion R maksimi määritellään: T 1 * R( t) = V1 ( t) V2 ( t τ ) dt (4) T 0 Missä V 1 ja V 2 ovat havaitut signaalit, T on aikaväli, jonka yli integrointi tehdään, tähti yhtälössä tarkoittaa havaintofunktion kompleksikonjugaattia ja τ on signaalien välinen viive. (POUTANEN JA PIIRONEN, 2004). Ennen kuin saapuva signaali tallennetaan magneettinauhoille, se käy läpi muutamia käsittelyoperaatioita. Signaalin käsittelyyn kuuluu muun muassa signaalin vahvistaminen antennin etuosassa, signaalin taajuuden muuntaminen digitaaliseksi, koska tallennustilaa on vain rajallisesti. Digitaalinen signaali jaetaan blokkeihin ja tallennetaan aikamerkkien kanssa, joka mahdollistaa myös alkuperäisen signaalin uudelleen muodostamisen. VLBIaseman kellojen tarkkuus nousee suureen arvoon virheitä tarkasteltaessa. Jokaisella asemalla on itsenäisesti toimiva kello ja niiden synkronisointi on pystyttävä tekemään riittävällä tarkkuudella ja kellojen on oltava mittausten ajan stabiileja. Asemilla 15 käytetäänkin tarkkoja vetymasereita, joiden stabiilius on luokkaa 10. Tarkkuudesta huolimatta aikamerkkien virheellisyys ei ole epätavallinen virhelähde VLBI-havainnoissa. Ilmakehä on kaikkein suurin epävarmuustekijä VLBI-havainnoissa. (SEEBER, 2003). VLBI-asemat ovat levittäytyneet laajalle alueelle ympäri maailmaa, joten meteorologiset olosuhteet vaihtelevat suuresti riippuen havaintopaikasta. Ionosfääri on dispersiivinen radiotaajuuksille, joten se voidaan mallintaa melko tarkasti käyttämällä kahta taajuutta. Troposfääri ei ole dispersiivinen, joten sen aiheuttamasta viiveestä ei päästä eroon niin helposti vaan sen aiheuttama viive täytyy yrittää korjata jollain troposfäärimallilla, vähän niin kuin GPS-havaintojen kanssa. VLBI-asemilla on yleensä vesihöyryn määrää troposfäärissä mittaava radiometri. (BURKE JA GRAHAM-SMITH, 2002), (SEEBER, 2003). 3.1.2. Kvasaarit Radiotähtitieteessä VLBI on laajalti käytössä. Tutkimuksen kohteita ovat muun muassa aktiiviset galaksit, kvasaarit ja tähtien syntyalueet. Radiogalaksit ja kvasaarit ovat voimakkaimpia radiosäteilyn säteilijöitä. Geodeettisissa VLBI-havainnoissa radiolähteinä toimivat kaukaiset kvasaarit ja kaukaisimmat niistä sijaitset kymmenen miljardin valovuoden päässä. Eli säteily, joka niistä saapuu maapallolle, on lähtenyt matkaan 10 miljardia vuotta sitten. Kvasaarit ovat voimakkaita pistemäisiä radiolähteitä ja ne löydettiin vuonna 1963. Kvasaarien säteilevä alue ei ole juurikaan kooltaan aurinkokuntaamme suurempi. Kvasaarien fysikaalisesta luonteesta on olemassa useita teorioita. Niiden valtavan kirkkauden arvellaan syntyvän siitä, kun sitä ympyröivästä galaksista putoaa materiaa kvasaarin keskustassa olevaan mustaan aukkoon. Voimakas säteily syntyy siitä, kun mustan aukon ympäristössä materia kuumenee ja säteilee paljon voimakkaammin verrattuna sen ympäristöön. (BURKE JA GRAHAM-SMITH, 2002).

3.2. Havaintojen tarkkuus Yksi ongelma, joka ilmenee maailmanlaajuisten mannerlaattaliikkeiden määrittämisessä, on se, että jotkut VLBI-asemat ovat sijoitettu deformaatiovyöhykkeille stabiilien laattojen väliin. Asemien stabiilius täytyy selvittää huolellisesti esimerkiksi GPS-havaintojen avulla. VLBI:llä määritettyjen koordinaattien tarkkuus on vuorokauden pituisilla havainnoilla 5-20 mm ja vuotuisesti 1-4 mm. Koordinaattien kiihtyvyydet vuosittaista ratkaisuista saadaan 0.1-1 mm tarkkuudella. Huonona puolena voidaan mainita asemien epätasainen sijoittautuminen maapallolle. Eteläisellä pallonpuoliskolla on hyvin vähän VLBI-asemia (katso kuva 5). (SEEBER, 2003). 4. Geodeettinen VLBI VLBI on geodesiassa nykyään korvaamaton menetelmä. Geodeettinen VLBI toimii tavallaan päinvastoin kuin radioastronomiassa eli siinä ei pyritä saamaan selville kohteen yksityiskohtia vaan selvittämään teleskooppien välinen vektori niiden avulla. VLBI:tä käytetään kansainvälisen tähtitieteellisen koordinaattijärjestelmän (ICRS: International Celestial Reference System) realisoimiseksi. ICRS:n realisaatiota kutsutaan puolestaan nimellä ICRF (International Celestial Reference Frame) eli kansainvälinen tähtitieteellinen koordinaatisto. VLBI:n avulla määritetään parametrit, joiden avulla ICRF:stä voidaan siirtyä ITRF:ään (International Terrestrial Reference Frame). Päästäksemme ICRF:stä maahansidottuun koordinaatistoon, jossa pääasiallisesti kaikki geodeettiset mittaukset suoritetaan, tarvitsemme Maan orientointiparametrit (EOP). Geodeettinen VLBI on tarkin menetelmä Maan orientointiparametrien määrittämiseksi eikä mikään satelliitteihin perustuva menetelmä voi tulevaisuudessakaan korvata sitä. VLBI-laitteiston hinta ja koko ovat kuitenkin sitä luokkaa, verrattuna esimerkiksi GPS-laitteistoon, että on erittäin epätodennäköistä, että siitä tulisi yleisesti jokaisen maanmittarin yleinen työkalu. (POUTANEN JA PIIRONEN, 2004), (SEEBER, 2003). VLBI:n etuna satelliittipaikannusmenetelmiin on se, että se on kokonaan riippumaton painovoimasta. Satelliittipohjaisiin menetelmiin syntyy painovoiman takia ratavirheitä ja NEWTONIN gravitaatiovakion ja Maan massan tulon (GM) synnyttämät epävarmuudet ja siitä aiheutuvat skaalausongelmat. VLBI:n etuna satelliittilaseriin taas on sen riippumattomuus säästä ja haittana ovat puolestaan VLBI:n kalleus ja reaaliaikaisuuden puuttuminen, ainakin toistaiseksi. (SEEBER, 2003). 4.1. Tähtitieteellinen koordinaattijärjestelmä 4.1.1. ICRS ICRS perustuu tähtien ja kvasaarien mitattuihin paikkoihin ja se on kinemaattinen järjestelmä. ICRS korvasi aikaisemman FK5:een perustuvan järjestelmän vuoden 1998 alussa. ICRS:n etu on se, että se on ajasta ja paikasta riippumaton, koska sen määrittelevät kvasaarit ovat niin kaukana, että niiden keskinäiset paikat taivaalla eivät muutu vuosisatoihin. Jotta ICRS olisi yhteensopiva FK5:n kanssa, se määriteltiin yhtymään siihen mahdollisimman tarkasti. ICRS:n x-akseli osoittaa kevättasauspisteen suuntaan epookkina

J2000.0(1.1.2000 klo.12 UT1), y-akseli on saman epookin ekliptikan tasossa ja z-akseli navan suuntaan. Akselien orientointitarkkuus on noin 0.02 millikaarisekunnin luokkaa. Sen origo on joko Maan massakeskipisteessä tai aurinkokunnan massakeskipisteessä. Satelliittien liikkeet on luonnollisesti helpompi kuvata, kun origo asetetaan Maan massakeskipisteeseen. (POUTANEN, 2008). 4.1.2. ICRF ICRF on inertiaalinen koordinaatisto, ts. se ei pyöri Maan mukana. Inertiaalista koordinaatistoa käytetään satelliittien ratalaskuissa ja niiden paikkojen ilmoittamiseen. Lisäksi NEWTONIN liikelait pätevät vain inertiaalisessa koordinaatistossa. ICRF on realisoitu tähtien ja kvasaarien avulla. Ne luovat ideaalisen kiintopisteverkon ja ovat ainoa keino luoda stabiili inertiaalinen koordinaatisto. Kvasaarien sijainti voidaan määrittää noin yhden millikaarisekunnin tarkkuudella. Koordinaatit perustuvat noin 1.6 miljoonaan havaintoon vuosien 1979 ja 1995 välisenä aikana. VLBI-havainnot tehtiin 24 tunnin sessioissa. (POUTANEN, 2008). 4.2. Maahan sidotut koordinaatistot Terrestriaalisia eli maahan sidottuja koordinaatistoja on monia ja ne voidaan jakaa globaaleihin ja paikallisiin. GNSS-laskut tehdään aina globaalissa, mutta lopputulokset on usein tarpeellista esittää paikallisessa koordinaatistossa. 4.2.1. CTRS ja ITRS CTRS (Conventional Terrestrial Reference System) on globaalien koordinaatistojen määrittelevä järjestelmä. Kaikki nykyiset globaalit järjestelmät ovat sen mukaisia. Se on ideaalinen järjestelmä, jonka reaalisaatioita muut järjestelmät ja koordinaatistot ovat. Sen origo on maapallon massakeskipisteessä, z-akseli on maapallon pyörimisakselin suuntainen (tarkemmin CIO eli vuosien 1900 1905 keskimääräiseen navan paikkaan), x- akseli osoittaa Greenwichin meridiaaniin ja y-akseli oikeakätisen suorakulmaisen koordinaatiston mukaisesti. (POUTANEN, 2008). Kansainvälinen terrestriaalinen järjestelmä ITRS (International Terrestrial Reference System) perustuu CTRS:n mukaiseen määritelmään. 4.2.2. ITRF Kansainvälinen terrestrinen koordinaatisto ITRF on maahan sidottu koordinaatisto, joka perustuu ITRS:ään. ITRF on maailmanlaajuinen koordinaatisto, joka tekee sen ajasta riippuvaiseksi, laattaliikkeistä johtuen. Tämän vuoksi siitä julkaistaan säännöllisin väliajoin uusi realisaatio. Havainnot perustuvat satelliittilaser-, kuulaser-, DORIS- ja VLBIsekä myös globaalin GPS-verkon havaintoihin. ITRF on maailmanlaajuisessa skaalassa tarkin globaaleista koordinaatistorealisaatoista. Sitä käytetään nykyään lähes poikkeuksetta, kun koordinaatteja tarvitaan tutkimuskäyttöön. (POUTANEN, 2008).

4.3. Maan asennon parametrit (EOP) VLBI:n kulmanerotuskyky on erittäin suuri ja tästä johtuen maapallon asento ja asennon muutokset voidaan havaita erittäin tarkasti. VLBI:llä onkin suuri rooli Maan pyörimisliikkeen ja navan paikassa tapahtuvien muutosten sekä Kuun aiheuttaman nutaation seurannassa. Maan asennon parametreja ovat prekessio- ja nutaatiotermit, napavariaatio ja maapallon pyörimisnopeudessa tapahtuvat muutokset. Niitä kutsutaan nimellä EOP (Earth Orientation Parameters). Kuva 3. Prekessio ja nutaatio. (POUTANEN, 2008). 4.3.1. Prekessio, nutaatio, napavariaatio ja Maan pyörimisnopeus Maa on navoiltaan litistynyt, joten Aurinko ja Kuu pyrkivät vetovoimallaan kääntämään ekvaattoritason ekliptikan (Maan ratataso) suuntaiseksi. Prekessio eli pyörimisakselin kiertyminen syntyy siitä, kun maapallon pyöriminen estää tämän. Yhteen kierrokseen kuluu aikaa noin 26 000 vuotta. Nutaatio on pientä häiriötä prekessioliikkeessä (kuvassa 3 oleva sahalaitainen kuvio). Kuun ratataso on kallellaan ekliptikaan nähden ja se kiertyy yhden kierroksen 18.6 vuodessa. Tämä vaikuttaa Maan prekessioliikkeeseen jaksollisena häiriönä. Tätä häiriötä kutsutaan nutaatioksi. Nutaatio laskeminen on hyvin vaikeaa, koska Kuun rataliikkeessä esiintyy monenlaisia häiriöitä, jonka laskeminen on erittäin vaikeaa. Nutaatiosta johtuvat häiriöt ovat kuitenkin hyvin pieniä, muutamia kymmeniä kaarisekunteja, joten ne voidaan monesti laskea yksinkertaistetuista kaavoista. Napavariaatio on navan liikettä kiinteän maankuoren suhteen. (POUTANEN, 2008).

Maan pyörimisnopeus vaihtelee ja sen määrittäminen on oleellista tarkan ajan määrittämiseksi. Yleisesti käytössä oleva aika on koordinoitu yleisaika UTC. Se perustuu atomikelloilla pidettävään kansainväliseen atomiaikaan TAI ja maanpyörimisliikkeen perusteella Aurinkoon sidottuun yleisaikaan UT. Maapallo ei kuitenkaan pyöri vakionopeudella vaan sen pyöriminen hidastuu, joten UTC:hen täytyy lisätä karkaussekunteja, jotta ero UT:n ja TAI:n välillä ei pääse kasvamaan. Tällä tavalla varmistetaan se, että vuorokauden vaihtelut eivät pääse muuttumaan. (POUTANEN, 2008). 4.4. VLBI satelliittien avulla Korkealla kiertoradalla olevia radiotaajuudella lähettäviä satelliitteja voidaan verrata VLBI-tekniikan radiolähteisiin. Erona jälkimmäiseen on siinä, että antenneihin saapuva aaltorintama ei ole suora (vertaa kuva 1). Satelliittien tapauksessa vaaditaan erilainen geometrinen malli. Tämän tekniikan tarkkuus on riippuvainen satelliittien ratojen tarkkuudesta. Aivan kuten kaukaisten radiolähteiden avulla suoritetussa VLBI:ssä myös tässä menetelmässä havaintosuureena on signaalin saapumisajan ero vastaanottimiin. (SEEBER, 2003). S1 S2 1 2 b 1,2 Kuva 4. VLBI satelliitin avulla. (SEEBER, 2003). Signaalin saapumisaikojen ero voidaan mallintaa kahdella tavalla. Ensimmäinen tapa on ajan mittaaminen: S t) = ( t) c (5a) ( 1,2 τ Toinen tapa on vaihe-erojen avulla: 1 S 1,2 ( t) = Φ1, 2 ( t) λ + Nλ (5b) 2π

Missä Ф on signaalin vaihe, λ on aallonpituus ja N on kokonaislukutuntematon. VLBI satelliittien kanssa ei ole kuitenkaan saanut tuulta purjeisiin. Alun perin esillä oli ehdotus, että GPS-satelliitteihin lisätään erillinen lähetin tätä menetelmää varten, mutta siitä luovuttiin. Yhtälöä (5b) on kuitenkin sovellettu GPS-paikannuksen kantoaallonvaiheenmittauksessa. Monet nykyajan GPS-mittausten kantoaallonvaiheen laskenta-algoritmit perustuvat tavalla tai toisella kaavaan (5b). (SEEBER, 2003). Myös muita VLBI-sovelluksia on kehitelty, kuten muun muassa avaruus-vlbi. Siinä teleskoopit ovat Maan kiertoradalla ja ne toimivat yhteistyössä maassa olevien teleskooppien kanssa. Tällä menetelmällä on monia sovellusmahdollisuuksia geodynamiikan alalla. Yksi mahdollinen sovellus on koordinaatistojen yhdistäminen. ITRF voidaan sitoa suoraan ICRF:ään, koska avaruusantenni on suhteessa interferometrisen vektorin kautta ITRF:ään, joka on realisoitu maa-asemien kautta. (BURKE JA GRAHAM-SMITH, 2002), (SEEBER, 2003). Ensimmäinen avaruus-vlbi-satelliitti nimeltään HALCA laukaistiin 12.2.1997 Japanista elliptiselle kiertoradalle. HALCA:n antennin halkaisija on 8m. Se operoi 1.6 GHz- ja 5 GHz-taajuuksilla. Maa-asemien kanssa HALCA muodostaa tehokkaan teleskoopin halkaisijaltaan 30 000 km. Avaruus-VLBI projektit ovat ensisijaisesti kehitetty astrofysikaalisiin tutkimuksiin, mutta ne tukevat myös geodesian ja geodynamiikan tieteen aloja. (SEEBER, 2003). 5. International VLBI Service (IVS) VLBI:n toiminnallisuuden takaamiseksi vaaditaan laajaa kansainvälistä yhteistyötä. EOPparametrien määrittämiseksi useiden asemien täytyy toimia yhteisen aikataulun mukaisesti ja organisoida datankäsittely yhteisen päämäärän saavuttamiseksi. (http://ivscc.gsfc.nasa.gov/). VLBI-yhteisö päätti perustaa IVS-järjestön kansainvälisen yhteistyön koordinoimiseksi. IVS aloitti toimintansa vuonna 1999 IAG:n (International Association of Geodesy) palveluna. Vuodesta 2000 IVS on myös tunnistettu IAU:n (International Union of Astronomy) palveluna. IVS toimii myös läheisesti IERS:n (International Earth Rotation Service) kanssa. IVS:n johtokunta päättää toiminta politiikasta ja asettaa tieteelliset tavoitteet. IVS koostuu seuraavista osista: 27 VLBI maa-asemaa, 3 operaatio asemaa, jotka koordinoi VLBI-asemien toimintaa, 6 korrelaattoria, jotka prosessoivat hankittua dataa, 6 datakeskusta, jotka toimivat datan jakelijoina käyttäjille ja säilyttävät ja arkistoivat dataa, 22 analysointikeskusta, jotka analysoivat dataa ja tuottavat tutkimus tuloksia, 7 teknologian kehityskeskusta, jotka kehittävät uusia VLBI-tekniikoita, 1 koordinointi keskus, joka koordinoi sekä päivittäistä että pitkäkantoista toimintaa. (http://ivscc.gsfc.nasa.gov/).

Taulukko 1. IVS tuotteet ja käyttäjät. (http://ivscc.gsfc.nasa.gov/). IVS:n tuotteet Käyttäjät/tehtävät EOP ITRF ICRF Troposfäärin ja ionosfäärin parametrit Geodynaamiset parametrit Suhteellisuusteoreettiset parametrit IERS luo lopulliset OEP sarjat: yksilölliset käyttäjät navigoinnin ja paikannuksen alalta sekä Maassa että avaruudessa ja geofysikaaliset tutkimukset. IERS määrittelee ITRF:n. Melkein kaikki geodeettiset toiminnat perustuvat ITRF:ään, joten monia käyttäjiä. Geodeetit, astronomit ja astrofyysikot sekä sekä muut avaruuden tutkijat. Meteorologit ja geodeetit. Maan dynamiikan ja geofysiikan tutkijat. Fyysikot ja kosmologian tutkijat.

6. VLBI Metsähovissa Kuva 5. IVS-asemat. (http://ivscc.gsfc.nasa.gov/index.html). Metsähovissa sijaitsee Suomen ainoa radioastronomiseen tutkimukseen käytettävä teleskooppi, halkaisijaltaan 13,7-metrinen suojakuvun sisään sijoitettu teleskooppi. Metsähovin radiotutkimusasema on EVN:n (European VLBI Network) pitkäaikainen jäsen ja on osallistunut pitkäkantainterferometria havaintoihin vuodesta 1991 saakka. Normaalisti VLBI-mittaukset vievät noin kolmanneksen Metsähovin vuosittaisesta havaintoajasta. Metsähovissa kehitetään tällä hetkellä seuraavan sukupolven datankeräysjärjestelmää, jonka avulla VLBI-dataa siirretään internetin yli useita gigabittejä sekunnissa ja jonka on tarkoitus syrjäyttää nyt käytössä olevat kovalevyt tiedonsiirtovälineinä. (http://www.metsahovi.fi/). Metsähovissa data nauhoitetaan vielä toistaiseksi vanhalla kelavideonauhurilla, koska sen kapasiteetti riittää yhden kokonaisen vuorokauden havaintojen tallentamiseen. Havaintokampanjat kestävätkin yleensä 24 tuntia. Havainto-ohjelma on valmiiksi ohjelmoitu ja paikan päällä teleskoopin luona on ainoastaan yksi ihminen, joka valvoo, että nauhoitus ja laitteet toimivat ilman ongelmia. Havainto-ohjelman aikana radioteleskooppi havaitsee muutamaa kymmentä kvasaaria useaan kertaan päivässä. Samalla myös muut ohjelmaan kuuluvat teleskoopit havaitsevat samoja kohteita. Samassa

ohjelmassa on mukana yleensä yli kymmenen teleskooppia. Mittausten päätyttyä havaintoasemien data toimitetaan korrelaatiokeskukseen ja tulokset saadaan yleensä kahden viikon sisällä. (http://www.metsahovi.fi/), (POUTANEN, 2004). Vuonna 2009 Metsähovin radioteleskooppi osallistuu moniin kansainvälisiin tutkimushankkeisiin. Se on mukana muun muassa kvasaarien tutkimuksessa, e-vlbi:n tutkimisessa ja kehittämisessä ja geodeettisissa VLBI-mittauksissa. (http://www.metsahovi.fi/). 7. Yhteenveto Radiotahtitieteilijät ovat VLBI:n suurin käyttäjäryhmä tutkiessaan sen avulla muun muassa kaukaisia radiolähteitä. Geodeettinen-VLBI taas tarjoaa Maan painovoimakentästä riippumattoman keinon määrittää maapallon asento avaruudessa ja inertiaalisen koordinaatiston realisoimiseksi. Eri organisaatioita on perustettu koordinoimaan VLBItoimintaa, joissa järjestöt toimivat yhteistyössä keskenään VLBI:n hyödyn maksimoimiseksi. Erittäin suuri uudistus on kehitteillä koskien tallennuslaitteistoa. Tavoitteena on korvata kovalevyt ja siirtää dataa Internetin kautta. Tämä tulee poistamaan ongelmat liittyen kovalevyjen kuljettamiseen ja niiden rajalliseen tallennuskapasiteettiin. VLBI on yksi tärkeä palanen avaruusgeodeettisista menetelmistä, joka on tehnyt itsensä korvaamattomaksi monella tieteenalalla.

Lähteet Australian Government. Geoscience Australia. www.ga.gov.au/, 5.3.2009. BURKE, B, F. GRAHAM-SMITH, F. (2002). An Introduction to Radio Astronomy, second edition. Cambridge University Press, 1997, 2002. GSFC VLBI Group. (1995). http://lupus.gsfc.nasa.gov/brochure/brochure.html. International VLBI Service for Geodesy & Astronomy. http://ivscc.gsfc.nasa.gov/, 5.3.2009. Metsähovin radiotutkimusasema. http://www.metsahovi.fi/, 5.3.2009. POUTANEN, M. (2008). Avaruusgeodesia-kurssin luentomateriaali, syksyllä 2008. POUTANEN, M. PIIRONEN, J. (2004). Metsähovin geodeettiset VLBI-mittaukset. Maanmittaus 79:1-2 (2004). SEEBER, G. (2003). Satellite Geodesy, 2nd edition. Walter de Gruyter, Berlin; New York, 2003.