Kiedy astronomowie mówią o teleskopie optycznym, często wspominają o wielkości jego lustra. To dlatego, że im większe twoje lustro, tym ostrzejszy może być widok nieba. Jest znany jako moc rozdzielcza i wynika z właściwości światła zwanej dyfrakcją. Kiedy światło przechodzi przez otwór, taki jak otwór teleskopu, będzie miał tendencję do rozszerzania się lub dyfrakcji. Im mniejszy otwór, tym bardziej rozprasza światło, przez co obraz jest bardziej rozmazany. Dlatego większe teleskopy mogą uchwycić ostrzejszy obraz niż mniejsze.
Dyfrakcja nie zależy tylko od wielkości twojego teleskopu, zależy również od długości fali światła, którą obserwujesz. Im większa długość fali, tym więcej światła dyfrakuje dla danego rozmiaru otworu. Długość fali światła widzialnego jest bardzo mała, o długości mniejszej niż jedna milionowa metra. Ale światło radiowe ma długość fali tysiąc razy dłuższą. Jeśli chcesz uchwycić obrazy tak ostre jak te z teleskopów optycznych, potrzebujesz teleskopu radiowego, który jest tysiąc razy większy niż optyczny. Na szczęście możemy budować tak duże radioteleskopy dzięki technice znanej jako interferometria.
Aby zbudować radioteleskop o wysokiej rozdzielczości, nie można po prostu zbudować ogromnej anteny radiowej. Potrzebujesz naczynia o średnicy ponad 10 kilometrów. Nawet największa antena radiowa, chiński teleskop FAST, ma tylko 500 metrów średnicy. Zamiast budować jedno duże naczynie, budujesz dziesiątki lub setki mniejszych naczyń, które mogą ze sobą współpracować. To trochę tak, jakby używać tylko części wielkiego, dużego lustra zamiast całości. Gdybyś to zrobił za pomocą teleskopu optycznego, twój obraz nie byłby tak jasny, ale byłby prawie tak ostry.
Ale to nie jest tak proste, jak budowanie wielu małych anten. Za pomocą jednego teleskopu światło z odległego obiektu dostaje się do teleskopu i jest skupiane przez lustro lub soczewkę na detektorze. Światło, które jednocześnie opuściło obiekt, dociera do detektora w tym samym czasie, więc obraz jest zsynchronizowany. Kiedy masz szereg anten radiowych, każda z własnym detektorem, światło z twojego obiektu dociera do niektórych detektorów antenowych wcześniej niż inne. Jeśli po prostu połączysz wszystkie swoje dane, będziesz miał pomieszany bałagan. W tym miejscu pojawia się interferometria.
Każda antena w twoim układzie obserwuje ten sam obiekt i każda z nich bardzo precyzyjnie wyznacza czas obserwacji. W ten sposób masz dziesiątki lub setki strumieni danych, każdy z unikalnymi znacznikami czasu. Na podstawie znaczników czasu możesz zsynchronizować wszystkie dane. Jeśli wiesz, że antena B dostaje się o 2 mikrosekundy za anteną A, wiesz, że sygnał B musi być przesunięty do przodu o 2 mikrosekundy, aby był zsynchronizowany.
Matematyka jest bardzo skomplikowana. Aby interferometria zadziałała, musisz znać różnicę czasu między każdą parą anten antenowych. Na 5 potraw, czyli 15 par. Ale VLA ma 27 aktywnych naczyń lub 351 par. ALMA ma 66 potraw, co daje 2145 par. Mało tego, gdy Ziemia obraca się, kierunek obiektu przesuwa się względem anten, co oznacza, że czas między sygnałami zmienia się podczas dokonywania obserwacji. Musisz to wszystko śledzić, aby skorelować sygnały. Odbywa się to za pomocą specjalistycznego superkomputera zwanego korelatorem. Jest specjalnie zaprojektowany do wykonania tego jednego obliczenia. Jest to korelator, który pozwala dziesiątkom anten antenowych działać jak pojedynczy teleskop.
Udoskonalenie i udoskonalenie interferometrii radiowej zajęło dziesięciolecia, ale stało się powszechnym narzędziem radioastronomii. Od inauguracji VLA w 1980 r. Po pierwsze światło ALMA w 2013 r. Interferometria dała nam obrazy o wyjątkowo wysokiej rozdzielczości. Technika jest teraz tak potężna, że można ją wykorzystać do łączenia teleskopów na całym świecie.
W 2009 roku obserwatoria radiowe na całym świecie zgodziły się współpracować przy ambitnym projekcie. Użyli interferometrii, aby połączyć swoje teleskopy w celu stworzenia wirtualnego teleskopu wielkości planety. Jest znany jako Event Horizon Telescope, aw 2019 roku dał nam nasz pierwszy obraz czarnej dziury.
Dzięki pracy zespołowej i interferometrii możemy teraz badać jeden z najbardziej tajemniczych i ekstremalnych obiektów we wszechświecie.
