Global Navigation Satellite Systems - GNSS
Very Long Baseline Interferometry - VLBI
Satellite Laser Ranging - SLR
Gravimetría
Relojes Atómicos
Sensores Meteorológicos
Global Navigation Satellite Systems - GNSS
Sistemas satelitales de navegación global
Responsables del área: Dra. Romina Galván, Ing. Alfredo Pasquaré.
Generalidades de la técnica
Los Sistemas Globales de Navegación por Satélite estan compuestos por entre 20 a 30 satélites que orbitan la Tierra a una altura aproximada de 20.000 – 24.000 km en diferentes planos orbitales y permiten determinar la posición respecto del geocentro de cualquier antena que reciba la señal de dichos satélites y el momento de la determinación de la infomación. Los satélites se encuentran dispuestos de forma tal que desde cualquier punto de la Tierra se pueda ver al menos 4 satélites sobre el horizonte.
Un receptor puede medir los momentos de llegada de las señales emitidas por los satélites. Con la información precisa de la posición de los satélites y los diferentes momentos de la llegada de las señales satélitales individuales, es posible calcular la posición de la estación GNSS. En geodesia se construyen monolitos para la instalación u operación permanente de un equipo antena-receptor. Muchas de dichas instalaciones forman redes geodésicas, como por ejemplo, SIRGAS-CON.
Actualmente existen diferentes Sistemas Globales de Navegación por Satélite desarrollado por diferentes paises, como GPS desarrollado por Estados Unidos, Galileo por la Unión Europea o GLONASS de la Federación Rusa. Las estaciones GNSS como las que se encuentran colocadas en AGGO tienen la capacidad de recibir la señal de satélites pertenecientes a 2 o más de estos Sistemas Globales de Navegación.
GNSS en AGGO
El Observatorio posee actualmente una estación GNSS (denominada AGGO) que mide en forma contínua, la cual toma datos cada 1 segundo y puede recibir la señal de los diferentes sistemas de navegación. Esta estación integra la red SIRGAS-CON (http://www.sirgas.org/es/). Además, el Observatorio posee 5 pilares de hormigón dotados de base forzosa y marca altimétrica semiesférica donde se han situado otras antenas GNSS y se ha medido en forma contínua durante cierto intervalo de tiempo desde la inauguración del mismo. Estos pilares constituyen la red GNSS de apoyo del Observatorio.
Imagen 1: Imagen en planta del Observatorio en donde se indica con una flecha celeste la ubicación de la estación GNSS de medición contínua AGGO y los puntos rojos indican la posición de los pilares de la red GNSS de apoyo.
La estación permanente AGGO esta compuesta por una antena LEIAR25.R4 y un receptor SEPT POLARX4TR y se encuentra en operación contínua desde el 10 de diciembre de 2016. En dicha estación se registran datos en doble frecuencia en formato RINEX 3.0 los cuales se suben diariamente a la red RAMSAC la cual la pone a disposición para cualquier usuario.
Imagen 2: Antena GNSS de la estación AGGO, colocada en un pilar elevado a aprox. 3.8 mts de altura.
Uno de los pilares de apoyo donde se está recolectando información adicional a la estación permanente en la actualidad esta compuesto por una antena CR Trimble TRM29659.00 y un receptor Topcon TPS NETG3.
Imagen 3: Antena GNSS de uno de los pilares que conforman la red de apoyo GNSS.
A partir de la información recolectada por estos instrumentos se determinan las coordenadas cartesianas geocéntricas en el marco ITRF más actual y su evolución en el tiempo. Estas coordenadas deben ser obtenidas con precisión milimétrica por lo que es necesario aplicar un procesamiento diferencial estático conociendo, entre otras cosas, las órbitas de los satélites y los parámetros de orientación del polo terrestre en forma precisa y utilizando un software de procesamiento científico (Bernese).
Imagen 4: Variación temporal de la posición de AGGO, descripta en 3 componentes.
La imagen 4 muestra los resultados obtenidos en el procesamiento de toda la información registrada en nuestra estacion contínua AGGO. Cada recuadro representa una componente de la variación de la posición a lo largo del tiempo respecto del valor medio de toda la serie, cuyo valor se observa sobre los mismos (Latitud -34.8731 m, Longitud -58.13986 y Altura 39.61898) para cada componente. En las componentes horizontales (Norte en azul y Este en verde) se puede observar una componente principal causada por la deriva tectónica de la placa Sudamericana sobre la cual se encuentra ubicado nuestro Observatorio. Las variaciones verticales son causadas en gran medida debido a procesos de redistribución de masas como los causados por sequías e inundaciones.
Very Long Baseline Interferometry - VLBI
Interferometría de línea base muy larga
Responsables del área: Dr. Hayo Hase, Ing. Federico Salguero
Generalidades de la técnica
Método de medición interferométrico, que es usado tanto en geodesia como en radioastronomía. Radiotelescopios separados espacialmente (Figura 1, izquierda), observan simultáneamente quásares localizados en los bordes del universo (distantes de 3 a 13 mil millones de años luz). Las observaciones registradas simultáneamente por dos diferentes observatorios en el mundo (Figura 1, derecha) se correlan entre sí, con una computadora en uno de los centros de correlación.
VLBI es la técnica de medición más precisa para la determinación de la posición de los quasares y los parámetros de rotación de la Tierra, lo cual es necesario para la orientación de los marcos de referencia terrestre globales. El catálogo de posición de los quasares basado en observaciones VLBI, de acuerdo con una resolución de la Unión Astronómica Internacional, llamado sistema de referencia celeste primario ICRS. VLBI nos dice, donde está localizada la Tierra en el universo.
Figura 1. Izquierda: Representación esquemática del funcionamiento de VLBI. Derecha: Red de radiotelescopios que contribuyen con el IVS (tomada de: Behrend, D., Nothnagel, A., Hase, H., 2019; accesible en: http://www.sirgas.org/fileadmin/docs/GGRF_Wksp/29_Behrend_et_al_2019_IVS.pdf).
VLBI en AGGO
El radiotelescopio de AGGO (Figura 2) tiene un plato parabólico de 6 m de diámetro. Ese plato colecta la radiación proveniente de los quásares y la concentra en el punto focal de la parábola, donde se halla un receptor de muy alta sensibilidad, ubicado dentro de una cavidad refrigerada a temperaturas criogénicas. Ese receptor está diseñado para captar la energía en dos bandas espectrales: la S (entre 2.20 y 2.35 GHz) y la X (entre 8.1 y 8.9 GHz). El sistema de adquisición de datos es conocido como VLBA5 y de registro de datos como MK5B+ (Figura 3).
Figura 2. Radiotelescopio de AGGO.
Figura 3. Sala de control (izquierda) y racks con el sistema de adquisición VLBA5 y el sistema de registro MK5B+ (derecha).
El radiotelescopio está apoyado sobre una base muy masiva, de hormigón armado, que se extiende hasta una profundidad de 5 m (Figura 4). Ello garantiza la estabilidad mecánica del instrumento y la materialización de un punto firmemente anclado a la corteza terrestre. El instrumento se apoya sobre tres tornillos que permiten nivelarlo y se centra, con precisión sub-milimétrica, sobre un cono de centración forzosa. El instrumento está provisto de sensores que detectan y corrigen automáticamente pequeños desvíos en nivelación (detalles en: Hase, H., et al., Moving from TIGO to AGGO: Argentinean-German Geodetic Observatory (AGGO) Report, accesible en https://ivscc.gsfc.nasa.gov/publications/br2015+2016/nsaggo.pdf).
Figura 4. Montaje del radiotelescopio de AGGO. Izquierda: base de hormigón armado y soportes del instrumentos durante el proceso de construcción; derecha: montaje del radiotelescopio sobre el cono de centración forzosa.
Operación del VLBI en AGGO
El primer experimento VLBI de AGGO tuvo lugar el 15 de enero de 2018 y consistió en medir la línea de base de casi 12.000 km de longitud que se forma con la estación Wettzell, que la BKG opera en el centro oeste de Alemania. Ese, y otros experimentos sucesivos que fueron procesados por los correladores, permitieron poner a punto el instrumento . El 5 de febrero de 2019, el CONICET y el Ministerio de Defensa de la Nación firmaron un convenio de cooperación científico-tecnológica basado en la operación de AGGO y en el aprovechamiento de la información generada por el Observatorio por parte de diversos organismos dependientes de ese Ministerio. En ese marco, el Ministerio proporcionó parte del personal necesario para operar el VLBI de AGGO, concretamente: seis suboficiales provenientes de las tres armas y un investigador proveniente del CITEDF, quien se desempeña como coordinador del equipo de operadores. Una vez completado el entrenamiento especializado, el VLBI de AGGO entró en operación regular dentro del IVS.
Los datos generados por los correladores para la red global de radiotelescopios del IVS (incluyendo a AGGO) son de acceso libre y gratuito en ftp://cddis.nasa.gov/vlbi/ivsdata/. Una explicación detallada sobre tales datos y sus formatos puede hallarse en https://ivscc.gsfc.nasa.gov/products-data/index.html.
Satellite Laser Ranging - SLR
Mediciones Láser a Satélites
Responsables del área: Dr. Michael Häffner, Lic. Florencia Toledo
Generalidades de la técnica
SLR (Satellite Laser Ranging), es una técnica de medición donde se determina la distancia entre una estación en Tierra y un satélite midiendo el tiempo de vuelo que tarda un pulso láser en realizar el viaje. Para poder llevar a cabo esta medición debemos contar con un sistema láser de alta potencia, un telescopio que envía el pulso láser y recibe los retornos, un sistema de detección de fotones y un laboratorio de tiempo con precisión de picosegundos. Para que un satélite pueda ser medido el mismo de contar con retroreflectores, estos reflejaran el haz láser en la misma dirección en la que es enviado.
La Red Global de estaciones SLR es coordinada y organizada por ILRS, International Laser Ranging Service.
Los satélites más utilizados en esta técnica son:
-
Geodésicos: LAGEOS-1 Y LAGEOS-2 (Americanos, lanzados en 1976 y 1992), ETALON (Ruso, lanzado en 1989), AJISAI (Japonés, lanzado en 1986), STARLETTE (Francés, lanzado en 1975), etc.
- GNSS: Glonnass, Galileo
- Otras misiones: GRACE-FO-1, GRACE-FO-2, ICESat-2, CryoSat-2, PAZ, Sentinel-3B, Sentinel-3A, Swarm-A, Swarm-C, Swarm-B
SLR en AGGO
El sistema láser de AGGO – SLR en la actualidad, es un sistema Titanio-Zafiro con las siguientes características:
-
Longitud de onda: 847 nm (NIR)
-
Tiempo de pulso: 40 ps
-
Taza de repetición: 100 Hz
-
Energía de pulso: 12 mJ por pulso
A su vez, es posible obtener mediante un cristal generador de segunda armónica (SHG), un pulso adicional con las siguientes características:
-
Longitud de onda: 423,5 nm (UV - azul)
-
Tiempo de pulso: 30 ps
-
Taza de repetición: 100 Hz
-
Energía de pulso: 6 mJ por pulso
Las mediciones en dos colores permitirían analizar los efectos atmosféricos de la medición.
Figura 2: El telescopio láser de AGGO
El telescopio de AGGO es de tipo Galileo, con camino óptico Coude, de 50 cm de apertura, que consta de una montura de movimiento azimut y elevación. Los satélites son seguidos de forma automática de acuerdo a las predicciones entregadas por los sistemas internacionales. Así, un Operador solo debe ajustar el azimut y/o la elevación del telescopio en pequeños pasos (offsets) de 1 arcseg hasta encontrar la posición exacta del Satélite, donde obtendrá retornos.
Mediante detectores de fotones simples de tipo C-SPAD (Single Photon Avalanche Diodes) para cada longitud de onda se detecta la luz reflejada por los satélites. En AGGO el tiempo de ida y vuelta del haz láser se mide con un reloj contador PET (Pico Event Timer) de alta precisión (1.4 ps), de esta forma se obtendría una determinación de la distancia con precisión milimétrica.
Figura 3: Esquema del sistema SLR
Gravimetría
Gravimetría es la medida del campo gravitacional. La Gravedad g suele medirse por gravímetros en unidades de aceleración (m/s2) o en Gal (cm/s2). El valor de g se refiere a la gravedad medida en la superficie de la Tierra y varía de un lugar a otro debido a la densidad de la materia. Además la Tierra está ampliamente deformado debido a las fuerzas gravitacionales de la Luna, el Sol y los planetas, las variaciones de la presión del aire y las mareas. Esta deformación provoca variaciones en la distancia entre el centro de masa de la tierra y la supeficie terrestre, que se puede medir como variación de g.
Relojes Atómicos
Responsable del área: Ing. Alfredo Pasquaré.
Generalidades del Laboratorio
La información geométrica obtenida en las estaciones fundamentales, está basada en la medición de intervalos en el dominio del tiempo:
La técnica VLBI requiere conocer el intervalo de tiempo de la llegada de un mismo frente de radiación entre diferentes estaciones (Estabilidad necesaria: 10-14).
La técnica SLR necesita medir el intervalo de tiempo del recorrido de un pulso láser (Resolución necesaria: 3 picosegundos).
La técnica GNSS utiliza diferencias de fase entre señales de microondas (Resolución necesaria: 6 picosegundos).
El gravímetro absoluto mide el intervalo de tiempo de caída libre de un cuerpo (Requiere 1 milisegundo de precisión).
Cada una de estas técnicas geodésicas necesita entonces información de tiempo precisa y de estabilidad en la frecuencia. Los relojes atómicos usan frecuencias propias de átomos como oscilador. Los períodos contados representan una información de tiempo. Los relojes atómicos pueden caracterizarse a partir del valor de varianza de Allan, que evalúa la inestabilidad de los mismos.
El Maser de Hidrógeno es estable al corto plazo y tiene una varianza de Allan de 10-15.
El Reloj de Cesio cuya frecuencia normal es estable al largo plazo, cuenta con una varianza de Allan de 10-13. La precisión de la frecuencia estándar del Cesio corresponde a un error de un segundo en 300,000 años. Tiene un tiempo medio entre fallas (MTBF) de 5 años y es el que define el segundo en el Sistema Internacional .
El Reloj de Rubidio tiene una varianza de Allan de 10-11 un tiempo medio entre fallas (MTBF) de 10 años. La ventaja respecto al de Cesio es su costo inferior.
Sistemas de tiempo
El tiempo es una magnitud física con la que es posible medir la separación entre dos eventos. En el Sistema Internacional (SI) la unidad básica para esta medida es el segundo (s). La sucesión consecutiva de una serie de segundos permite la conformación de una “escala de tiempo”.
La escala de tiempo conocida como Tiempo Universal (UT) está basada en la duración de un día solar medio.
La escala de tiempo conocida como Tiempo Atómico Internacional (TAI) es una escala de tiempo creada en el BIPM como resultado del promedio de datos suministrados por cientos de relojes atómicos distribuidos alrededor del mundo. Dicha escala es altamente uniforme y basada en la observación de fenómenos físicos asociados al átomo de Cesio.
El TAI se aparta lentamente del UT debido a que la duración del día solar no es estable. Para resolver esto se crea otra escala de tiempo, conocida como Tiempo Universal Coordinado (UTC), basada al igual que TAI en el segundo del SI.
El UTC surge para conciliar nuestros horarios naturales UT con el TAI que es una escala de tiempo altamente uniforme. Es mantenido por el BIPM, y constituye la base para la difusión coordinada de las frecuencias y señales horarias estándar. La escala UTC se ajusta mediante la inserción de segundos bisiestos o intercalares para garantizar una concordancia aproximada con el tiempo derivado de la rotación de la Tierra. Estos segundos bisiestos se insertan el 30 de junio o el 31 de diciembre con el asesoramiento del Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS).
Las realizaciones físicas de UTC, denominadas UTC (k), en nuestro caso UTC (AGGO) se mantienen en institutos u observatorios nacionales de metrología que contribuyen con sus datos de reloj al BIPM.
Laboratorio de Tiempo en AGGO
El Laboratorio de Tiempo y Frecuencia (T&F) de AGGO se encuentra operativo desde el año 2016, cuenta con dos Masers de Hidrógeno, tres relojes de Cesio denominados Cs1, Cs2 y Cs3 (ver Imagen 1), un receptor GPS de tiempo y un servidor NTP (ver Imagen 2). La escala de tiempo de cada oscilador individual es medida periódicamente cada hora respecto a uno de los relojes de Cesio tomado como reloj maestro (Cs1).
Imagen 1: Izq: Másers de Hidrógeno. Der: Relojes de Cesio.
Imagen 2: Arriba: Receptor Septentrio Polar x5. Abajo: Servidor NTP.
El Laboratorio de T&F provee el tiempo absoluto (1pps) al igual que las frecuencias de referencia (5, 10 y 100 Mhz) para todos los instrumentos del observatorio, a excepción del gravímetro absoluto que cuenta con su propio reloj de Rubidio.
El mismo se encuentra en una sala con un ambiente controlado con un ingreso restringido. Se miden y registran variables ambientales de temperatura, presión y humedad relativa de acuerdo a las recomendaciones del BIPM, para sitios que albergan patrones atómicos.
Los relojes de Cesio y los H-maser proporcionan una escala de tiempo local UTC (AGGO). Para comparar esto con otros laboratorios de T&F, un receptor GNSS geodésico (actualmente Septentrio PolarX5) es parte del laboratorio de T&F. Utiliza una frecuencia externa de 10 MHz del cesio1 y permite la sincronización a través del tiempo GNSS con otros laboratorios en el orden de 10-9 s.
Además de proveer las referencias y frecuencias al observatorio, a partir del 18 de Abril de 2018 nuestro laboratorio tiene autorización para proporcionar datos para la participación en la Circular T del BIPM. La información obtenida de las diferencias de tiempo y los archivos CGGTTS (Common GNSS Generic Time Transfer Standard) generados por el receptor GNSS son registradas en el servidor local y enviados al FTP de la Oficina Internacional de Pesos y Medidas (BIPM) en Paris para el cálculo de la escala de tiempo mundial, Tiempo Universal Coordinado (UTC).
En el 2019 se establece el servicio de “hora oficial en entornos electrónicos”. El mismo genera una señal horaria de tiempo universal coordinado (UTC) utilizando el protocolo estándar de Internet NTP. AGGO aporta a la red de Stratum 1.
AGGO aporta también al pool internacional de NTPs públicos con 2 relojes stratum2: "https://www.ntppool.org/es/" .
Sensores Meteorológicos
Las condiciones meteorológicas influyen en la propagación de las ondas electromagnéticas y por ende a las mediciones geodésicas de las técnicas espaciales. Para la correcta interpretación de los datos se requieren correcciones basadas en parámetros atmosféricos. Las estaciones meteorológicas son utilizadas en los observatorios geodésicos para registrar en forma periódica o continua un conjunto de variables meteorológicas.
Sensores meteorológicos en AGGO
AGGO dispone de tres estaciones meteorológicas automáticas que en forma contínua miden en superficie los siguientes parámetros:
- Presión atmosférica
- Temperatura del aire
- Velocidad y dirección del viento
- Humedad relativa
- Radiación solar de onda corta y de onda larga
- Precipitación
Debido a las observaciones gravimétricas que se efectúan en AGGO, además de las variables atmosféricas, es necesario determinar parámetros del suelo. Es por eso que en AGGO también se miden a distintas profundidades en forma contínua los siguientes parámetros:
- Temperatura
- Humedad
- Conductividad eléctrica
- Temperatura del agua
- Nivel del agua
Figura 1: Estación meteorológica de la torre de agua
Figura 2: Estación meteorológica sobre contenedor.
Figura 3: Estación meteorológica por proyecto con el GFZ.
-
Global Navigation Satellite Systems - GNSS
-
Very Long Baseline Interferometry - VLBI
-
Satellite Laser Ranging - SLR
-
Geodésicos: LAGEOS-1 Y LAGEOS-2 (Americanos, lanzados en 1976 y 1992), ETALON (Ruso, lanzado en 1989), AJISAI (Japonés, lanzado en 1986), STARLETTE (Francés, lanzado en 1975), etc.
- GNSS: Glonnass, Galileo
- Otras misiones: GRACE-FO-1, GRACE-FO-2, ICESat-2, CryoSat-2, PAZ, Sentinel-3B, Sentinel-3A, Swarm-A, Swarm-C, Swarm-B
-
Longitud de onda: 847 nm (NIR)
-
Tiempo de pulso: 40 ps
-
Taza de repetición: 100 Hz
-
Energía de pulso: 12 mJ por pulso
-
Longitud de onda: 423,5 nm (UV - azul)
-
Tiempo de pulso: 30 ps
-
Taza de repetición: 100 Hz
-
Energía de pulso: 6 mJ por pulso
-
Gravimetría
-
Relojes Atómicos
-
Sensores Meteorológicos
- Presión atmosférica
- Temperatura del aire
- Velocidad y dirección del viento
- Humedad relativa
- Radiación solar de onda corta y de onda larga
- Precipitación
- Temperatura
- Humedad
- Conductividad eléctrica
- Temperatura del agua
- Nivel del agua
Sistemas satelitales de navegación global
Responsables del área: Dra. Romina Galván, Ing. Alfredo Pasquaré.
Generalidades de la técnica
Los Sistemas Globales de Navegación por Satélite estan compuestos por entre 20 a 30 satélites que orbitan la Tierra a una altura aproximada de 20.000 – 24.000 km en diferentes planos orbitales y permiten determinar la posición respecto del geocentro de cualquier antena que reciba la señal de dichos satélites y el momento de la determinación de la infomación. Los satélites se encuentran dispuestos de forma tal que desde cualquier punto de la Tierra se pueda ver al menos 4 satélites sobre el horizonte.
Un receptor puede medir los momentos de llegada de las señales emitidas por los satélites. Con la información precisa de la posición de los satélites y los diferentes momentos de la llegada de las señales satélitales individuales, es posible calcular la posición de la estación GNSS. En geodesia se construyen monolitos para la instalación u operación permanente de un equipo antena-receptor. Muchas de dichas instalaciones forman redes geodésicas, como por ejemplo, SIRGAS-CON.
Actualmente existen diferentes Sistemas Globales de Navegación por Satélite desarrollado por diferentes paises, como GPS desarrollado por Estados Unidos, Galileo por la Unión Europea o GLONASS de la Federación Rusa. Las estaciones GNSS como las que se encuentran colocadas en AGGO tienen la capacidad de recibir la señal de satélites pertenecientes a 2 o más de estos Sistemas Globales de Navegación.
GNSS en AGGO
El Observatorio posee actualmente una estación GNSS (denominada AGGO) que mide en forma contínua, la cual toma datos cada 1 segundo y puede recibir la señal de los diferentes sistemas de navegación. Esta estación integra la red SIRGAS-CON (http://www.sirgas.org/es/). Además, el Observatorio posee 5 pilares de hormigón dotados de base forzosa y marca altimétrica semiesférica donde se han situado otras antenas GNSS y se ha medido en forma contínua durante cierto intervalo de tiempo desde la inauguración del mismo. Estos pilares constituyen la red GNSS de apoyo del Observatorio.
Imagen 1: Imagen en planta del Observatorio en donde se indica con una flecha celeste la ubicación de la estación GNSS de medición contínua AGGO y los puntos rojos indican la posición de los pilares de la red GNSS de apoyo.
La estación permanente AGGO esta compuesta por una antena LEIAR25.R4 y un receptor SEPT POLARX4TR y se encuentra en operación contínua desde el 10 de diciembre de 2016. En dicha estación se registran datos en doble frecuencia en formato RINEX 3.0 los cuales se suben diariamente a la red RAMSAC la cual la pone a disposición para cualquier usuario.
Imagen 2: Antena GNSS de la estación AGGO, colocada en un pilar elevado a aprox. 3.8 mts de altura.
Uno de los pilares de apoyo donde se está recolectando información adicional a la estación permanente en la actualidad esta compuesto por una antena CR Trimble TRM29659.00 y un receptor Topcon TPS NETG3.
Imagen 3: Antena GNSS de uno de los pilares que conforman la red de apoyo GNSS.
A partir de la información recolectada por estos instrumentos se determinan las coordenadas cartesianas geocéntricas en el marco ITRF más actual y su evolución en el tiempo. Estas coordenadas deben ser obtenidas con precisión milimétrica por lo que es necesario aplicar un procesamiento diferencial estático conociendo, entre otras cosas, las órbitas de los satélites y los parámetros de orientación del polo terrestre en forma precisa y utilizando un software de procesamiento científico (Bernese).
Imagen 4: Variación temporal de la posición de AGGO, descripta en 3 componentes.
La imagen 4 muestra los resultados obtenidos en el procesamiento de toda la información registrada en nuestra estacion contínua AGGO. Cada recuadro representa una componente de la variación de la posición a lo largo del tiempo respecto del valor medio de toda la serie, cuyo valor se observa sobre los mismos (Latitud -34.8731 m, Longitud -58.13986 y Altura 39.61898) para cada componente. En las componentes horizontales (Norte en azul y Este en verde) se puede observar una componente principal causada por la deriva tectónica de la placa Sudamericana sobre la cual se encuentra ubicado nuestro Observatorio. Las variaciones verticales son causadas en gran medida debido a procesos de redistribución de masas como los causados por sequías e inundaciones.
Interferometría de línea base muy larga
Responsables del área: Dr. Hayo Hase, Ing. Federico Salguero
Generalidades de la técnica
Método de medición interferométrico, que es usado tanto en geodesia como en radioastronomía. Radiotelescopios separados espacialmente (Figura 1, izquierda), observan simultáneamente quásares localizados en los bordes del universo (distantes de 3 a 13 mil millones de años luz). Las observaciones registradas simultáneamente por dos diferentes observatorios en el mundo (Figura 1, derecha) se correlan entre sí, con una computadora en uno de los centros de correlación.
VLBI es la técnica de medición más precisa para la determinación de la posición de los quasares y los parámetros de rotación de la Tierra, lo cual es necesario para la orientación de los marcos de referencia terrestre globales. El catálogo de posición de los quasares basado en observaciones VLBI, de acuerdo con una resolución de la Unión Astronómica Internacional, llamado sistema de referencia celeste primario ICRS. VLBI nos dice, donde está localizada la Tierra en el universo.
Figura 1. Izquierda: Representación esquemática del funcionamiento de VLBI. Derecha: Red de radiotelescopios que contribuyen con el IVS (tomada de: Behrend, D., Nothnagel, A., Hase, H., 2019; accesible en: http://www.sirgas.org/fileadmin/docs/GGRF_Wksp/29_Behrend_et_al_2019_IVS.pdf).
VLBI en AGGO
El radiotelescopio de AGGO (Figura 2) tiene un plato parabólico de 6 m de diámetro. Ese plato colecta la radiación proveniente de los quásares y la concentra en el punto focal de la parábola, donde se halla un receptor de muy alta sensibilidad, ubicado dentro de una cavidad refrigerada a temperaturas criogénicas. Ese receptor está diseñado para captar la energía en dos bandas espectrales: la S (entre 2.20 y 2.35 GHz) y la X (entre 8.1 y 8.9 GHz). El sistema de adquisición de datos es conocido como VLBA5 y de registro de datos como MK5B+ (Figura 3).
Figura 2. Radiotelescopio de AGGO.
Figura 3. Sala de control (izquierda) y racks con el sistema de adquisición VLBA5 y el sistema de registro MK5B+ (derecha).
El radiotelescopio está apoyado sobre una base muy masiva, de hormigón armado, que se extiende hasta una profundidad de 5 m (Figura 4). Ello garantiza la estabilidad mecánica del instrumento y la materialización de un punto firmemente anclado a la corteza terrestre. El instrumento se apoya sobre tres tornillos que permiten nivelarlo y se centra, con precisión sub-milimétrica, sobre un cono de centración forzosa. El instrumento está provisto de sensores que detectan y corrigen automáticamente pequeños desvíos en nivelación (detalles en: Hase, H., et al., Moving from TIGO to AGGO: Argentinean-German Geodetic Observatory (AGGO) Report, accesible en https://ivscc.gsfc.nasa.gov/publications/br2015+2016/nsaggo.pdf).
Figura 4. Montaje del radiotelescopio de AGGO. Izquierda: base de hormigón armado y soportes del instrumentos durante el proceso de construcción; derecha: montaje del radiotelescopio sobre el cono de centración forzosa.
Operación del VLBI en AGGO
El primer experimento VLBI de AGGO tuvo lugar el 15 de enero de 2018 y consistió en medir la línea de base de casi 12.000 km de longitud que se forma con la estación Wettzell, que la BKG opera en el centro oeste de Alemania. Ese, y otros experimentos sucesivos que fueron procesados por los correladores, permitieron poner a punto el instrumento . El 5 de febrero de 2019, el CONICET y el Ministerio de Defensa de la Nación firmaron un convenio de cooperación científico-tecnológica basado en la operación de AGGO y en el aprovechamiento de la información generada por el Observatorio por parte de diversos organismos dependientes de ese Ministerio. En ese marco, el Ministerio proporcionó parte del personal necesario para operar el VLBI de AGGO, concretamente: seis suboficiales provenientes de las tres armas y un investigador proveniente del CITEDF, quien se desempeña como coordinador del equipo de operadores. Una vez completado el entrenamiento especializado, el VLBI de AGGO entró en operación regular dentro del IVS.
Los datos generados por los correladores para la red global de radiotelescopios del IVS (incluyendo a AGGO) son de acceso libre y gratuito en ftp://cddis.nasa.gov/vlbi/ivsdata/. Una explicación detallada sobre tales datos y sus formatos puede hallarse en https://ivscc.gsfc.nasa.gov/products-data/index.html.
Mediciones Láser a Satélites
Responsables del área: Dr. Michael Häffner, Lic. Florencia Toledo
Generalidades de la técnica
SLR (Satellite Laser Ranging), es una técnica de medición donde se determina la distancia entre una estación en Tierra y un satélite midiendo el tiempo de vuelo que tarda un pulso láser en realizar el viaje. Para poder llevar a cabo esta medición debemos contar con un sistema láser de alta potencia, un telescopio que envía el pulso láser y recibe los retornos, un sistema de detección de fotones y un laboratorio de tiempo con precisión de picosegundos. Para que un satélite pueda ser medido el mismo de contar con retroreflectores, estos reflejaran el haz láser en la misma dirección en la que es enviado.
La Red Global de estaciones SLR es coordinada y organizada por ILRS, International Laser Ranging Service.
Los satélites más utilizados en esta técnica son:
SLR en AGGO
El sistema láser de AGGO – SLR en la actualidad, es un sistema Titanio-Zafiro con las siguientes características:
A su vez, es posible obtener mediante un cristal generador de segunda armónica (SHG), un pulso adicional con las siguientes características:
Las mediciones en dos colores permitirían analizar los efectos atmosféricos de la medición.
Figura 2: El telescopio láser de AGGO
El telescopio de AGGO es de tipo Galileo, con camino óptico Coude, de 50 cm de apertura, que consta de una montura de movimiento azimut y elevación. Los satélites son seguidos de forma automática de acuerdo a las predicciones entregadas por los sistemas internacionales. Así, un Operador solo debe ajustar el azimut y/o la elevación del telescopio en pequeños pasos (offsets) de 1 arcseg hasta encontrar la posición exacta del Satélite, donde obtendrá retornos.
Mediante detectores de fotones simples de tipo C-SPAD (Single Photon Avalanche Diodes) para cada longitud de onda se detecta la luz reflejada por los satélites. En AGGO el tiempo de ida y vuelta del haz láser se mide con un reloj contador PET (Pico Event Timer) de alta precisión (1.4 ps), de esta forma se obtendría una determinación de la distancia con precisión milimétrica.
Figura 3: Esquema del sistema SLR
Gravimetría es la medida del campo gravitacional. La Gravedad g suele medirse por gravímetros en unidades de aceleración (m/s2) o en Gal (cm/s2). El valor de g se refiere a la gravedad medida en la superficie de la Tierra y varía de un lugar a otro debido a la densidad de la materia. Además la Tierra está ampliamente deformado debido a las fuerzas gravitacionales de la Luna, el Sol y los planetas, las variaciones de la presión del aire y las mareas. Esta deformación provoca variaciones en la distancia entre el centro de masa de la tierra y la supeficie terrestre, que se puede medir como variación de g.
Responsable del área: Ing. Alfredo Pasquaré.
Generalidades del Laboratorio
La información geométrica obtenida en las estaciones fundamentales, está basada en la medición de intervalos en el dominio del tiempo:
La técnica VLBI requiere conocer el intervalo de tiempo de la llegada de un mismo frente de radiación entre diferentes estaciones (Estabilidad necesaria: 10-14).
La técnica SLR necesita medir el intervalo de tiempo del recorrido de un pulso láser (Resolución necesaria: 3 picosegundos).
La técnica GNSS utiliza diferencias de fase entre señales de microondas (Resolución necesaria: 6 picosegundos).
El gravímetro absoluto mide el intervalo de tiempo de caída libre de un cuerpo (Requiere 1 milisegundo de precisión).
Cada una de estas técnicas geodésicas necesita entonces información de tiempo precisa y de estabilidad en la frecuencia. Los relojes atómicos usan frecuencias propias de átomos como oscilador. Los períodos contados representan una información de tiempo. Los relojes atómicos pueden caracterizarse a partir del valor de varianza de Allan, que evalúa la inestabilidad de los mismos.
El Maser de Hidrógeno es estable al corto plazo y tiene una varianza de Allan de 10-15.
El Reloj de Cesio cuya frecuencia normal es estable al largo plazo, cuenta con una varianza de Allan de 10-13. La precisión de la frecuencia estándar del Cesio corresponde a un error de un segundo en 300,000 años. Tiene un tiempo medio entre fallas (MTBF) de 5 años y es el que define el segundo en el Sistema Internacional .
El Reloj de Rubidio tiene una varianza de Allan de 10-11 un tiempo medio entre fallas (MTBF) de 10 años. La ventaja respecto al de Cesio es su costo inferior.
Sistemas de tiempo
El tiempo es una magnitud física con la que es posible medir la separación entre dos eventos. En el Sistema Internacional (SI) la unidad básica para esta medida es el segundo (s). La sucesión consecutiva de una serie de segundos permite la conformación de una “escala de tiempo”.
La escala de tiempo conocida como Tiempo Universal (UT) está basada en la duración de un día solar medio.
La escala de tiempo conocida como Tiempo Atómico Internacional (TAI) es una escala de tiempo creada en el BIPM como resultado del promedio de datos suministrados por cientos de relojes atómicos distribuidos alrededor del mundo. Dicha escala es altamente uniforme y basada en la observación de fenómenos físicos asociados al átomo de Cesio.
El TAI se aparta lentamente del UT debido a que la duración del día solar no es estable. Para resolver esto se crea otra escala de tiempo, conocida como Tiempo Universal Coordinado (UTC), basada al igual que TAI en el segundo del SI.
El UTC surge para conciliar nuestros horarios naturales UT con el TAI que es una escala de tiempo altamente uniforme. Es mantenido por el BIPM, y constituye la base para la difusión coordinada de las frecuencias y señales horarias estándar. La escala UTC se ajusta mediante la inserción de segundos bisiestos o intercalares para garantizar una concordancia aproximada con el tiempo derivado de la rotación de la Tierra. Estos segundos bisiestos se insertan el 30 de junio o el 31 de diciembre con el asesoramiento del Servicio Internacional de Sistemas de Referencia y Rotación de la Tierra (IERS).
Las realizaciones físicas de UTC, denominadas UTC (k), en nuestro caso UTC (AGGO) se mantienen en institutos u observatorios nacionales de metrología que contribuyen con sus datos de reloj al BIPM.
Laboratorio de Tiempo en AGGO
El Laboratorio de Tiempo y Frecuencia (T&F) de AGGO se encuentra operativo desde el año 2016, cuenta con dos Masers de Hidrógeno, tres relojes de Cesio denominados Cs1, Cs2 y Cs3 (ver Imagen 1), un receptor GPS de tiempo y un servidor NTP (ver Imagen 2). La escala de tiempo de cada oscilador individual es medida periódicamente cada hora respecto a uno de los relojes de Cesio tomado como reloj maestro (Cs1).
Imagen 1: Izq: Másers de Hidrógeno. Der: Relojes de Cesio.
Imagen 2: Arriba: Receptor Septentrio Polar x5. Abajo: Servidor NTP.
El Laboratorio de T&F provee el tiempo absoluto (1pps) al igual que las frecuencias de referencia (5, 10 y 100 Mhz) para todos los instrumentos del observatorio, a excepción del gravímetro absoluto que cuenta con su propio reloj de Rubidio.
El mismo se encuentra en una sala con un ambiente controlado con un ingreso restringido. Se miden y registran variables ambientales de temperatura, presión y humedad relativa de acuerdo a las recomendaciones del BIPM, para sitios que albergan patrones atómicos.
Los relojes de Cesio y los H-maser proporcionan una escala de tiempo local UTC (AGGO). Para comparar esto con otros laboratorios de T&F, un receptor GNSS geodésico (actualmente Septentrio PolarX5) es parte del laboratorio de T&F. Utiliza una frecuencia externa de 10 MHz del cesio1 y permite la sincronización a través del tiempo GNSS con otros laboratorios en el orden de 10-9 s.
Además de proveer las referencias y frecuencias al observatorio, a partir del 18 de Abril de 2018 nuestro laboratorio tiene autorización para proporcionar datos para la participación en la Circular T del BIPM. La información obtenida de las diferencias de tiempo y los archivos CGGTTS (Common GNSS Generic Time Transfer Standard) generados por el receptor GNSS son registradas en el servidor local y enviados al FTP de la Oficina Internacional de Pesos y Medidas (BIPM) en Paris para el cálculo de la escala de tiempo mundial, Tiempo Universal Coordinado (UTC).
En el 2019 se establece el servicio de “hora oficial en entornos electrónicos”. El mismo genera una señal horaria de tiempo universal coordinado (UTC) utilizando el protocolo estándar de Internet NTP. AGGO aporta a la red de Stratum 1.
AGGO aporta también al pool internacional de NTPs públicos con 2 relojes stratum2: "https://www.ntppool.org/es/" .
Las condiciones meteorológicas influyen en la propagación de las ondas electromagnéticas y por ende a las mediciones geodésicas de las técnicas espaciales. Para la correcta interpretación de los datos se requieren correcciones basadas en parámetros atmosféricos. Las estaciones meteorológicas son utilizadas en los observatorios geodésicos para registrar en forma periódica o continua un conjunto de variables meteorológicas.
Sensores meteorológicos en AGGO
AGGO dispone de tres estaciones meteorológicas automáticas que en forma contínua miden en superficie los siguientes parámetros:
Debido a las observaciones gravimétricas que se efectúan en AGGO, además de las variables atmosféricas, es necesario determinar parámetros del suelo. Es por eso que en AGGO también se miden a distintas profundidades en forma contínua los siguientes parámetros:
Figura 1: Estación meteorológica de la torre de agua
Figura 2: Estación meteorológica sobre contenedor.
Figura 3: Estación meteorológica por proyecto con el GFZ.
