Femhundra meter Aperture Spherical Telescope (FAST) har precis byggts färdigt i den sydvästra provinsen Guizhou. Kredit:FAST
När astronomer talar om ett optiskt teleskop, de nämner ofta storleken på dess spegel. Det beror på att ju större din spegel, desto skarpare kan din syn på himlen vara. Det är känt som upplösningskraft, och det beror på en egenskap hos ljus som kallas diffraktion. När ljus passerar genom en öppning, som öppningen av teleskopet, det tenderar att breda ut sig eller diffraktera. Ju mindre öppning, ju mer ljuset sprider sig, gör din bild suddigare. Det är därför större teleskop kan fånga en skarpare bild än mindre.
Diffraktion beror inte bara på storleken på ditt teleskop, det beror också på ljusets våglängd du observerar. Ju längre våglängd, desto mer ljus diffrakterar för en given öppningsstorlek. Våglängden för synligt ljus är mycket liten, mindre än 1 miljondels meter lång. Men radioljus har en våglängd som är tusen gånger längre. Om du vill ta bilder lika skarpa som de från optiska teleskop, du behöver ett radioteleskop som är tusen gånger större än ett optiskt. Lyckligtvis, vi kan bygga så här stora radioteleskop tack vare en teknik som kallas interferometri.
Att bygga ett högupplöst radioteleskop, du kan inte bara bygga en enorm radioskål. Du skulle behöva ett fat som är mer än 10 kilometer tvärs över. Även den största radioskålen, Kinas FAST teleskop, är bara 500 meter över. Så istället för att bygga ett enda stort fat, du bygger dussintals eller hundratals mindre rätter som kan fungera tillsammans. Det är lite som att bara använda delar av en jättestor spegel istället för hela. Om du gjorde detta med ett optiskt teleskop, din bild skulle inte vara lika ljus, men det skulle vara nästan lika skarpt.
Ljus från ett avlägset föremål träffar en antenn före en annan. Kredit:ESO
Men det är inte så enkelt som att bygga massor av små antennplattor. Med ett enda teleskop, ljuset från ett avlägset föremål kommer in i teleskopet och fokuseras av spegeln eller linsen på en detektor. Ljuset som lämnade föremålet samtidigt når detektorn samtidigt, så din bild är synkroniserad. När du har en rad radiorätter, var och en med sin egen detektor, ljuset från ditt objekt kommer att nå vissa antenndetektorer tidigare än andra. Om du bara kombinerade all din data skulle du få en rörig röra. Det är här interferometri kommer in.
Varje antenn i arrayen observerar samma objekt, och när de gör, markerar de var och en mycket exakt tidpunkten för observationen. Den här vägen, du har dussintals eller hundratals dataströmmar, var och en med unika tidsstämplar. Från tidsstämplarna, du kan synkronisera all data tillbaka. Om du vet att maträtt B får en enda 2 mikrosekunder efter maträtt A, du vet att signal B måste flyttas framåt 2 mikrosekunder för att vara synkroniserad.
Korrelatordatorn vid ALMA Observatory. Kredit:ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña
Matematiken för detta blir riktigt komplicerad. För att interferometri ska fungera, du måste känna till tidsskillnaden mellan varje par antennplattor. För 5 rätter är det 15 par. Men VLA har 26 aktiva rätter eller 325 par. ALMA har 66 rätter, vilket ger 2, 145 par. Inte bara det, när jorden roterar ändras riktningen på ditt objekt i förhållande till antennskivorna, vilket innebär att tiden mellan signalerna ändras när du gör observationer. Du måste hålla reda på allt för att korrelera signalerna. Detta görs med en specialiserad superdator känd som en korrelator. Den är speciellt utformad för att göra den här beräkningen. Det är korrelatorn som låter dussintals antennskivor fungera som ett enda teleskop.
Event Horizon Telescope (EHT) – en uppsättning av åtta markbaserade radioteleskop i planetskala som skapats genom internationellt samarbete – designades för att ta bilder av ett svart hål. I samordnade presskonferenser över hela världen, EHT-forskare avslöjade att de lyckades, avslöjar det första direkta visuella beviset på det supermassiva svarta hålet i centrum av Messier 87 och dess skugga. Skuggan av ett svart hål som ses här är det närmaste vi kan komma en bild av själva det svarta hålet, ett helt mörkt föremål från vilket ljus inte kan fly. Det svarta hålets gräns – händelsehorisonten som EHT har fått sitt namn från – är cirka 2,5 gånger mindre än skuggan den kastar och mäter knappt 40 miljarder km tvärs över. Även om detta kan låta stort, den här ringen är bara cirka 40 mikrobågsekunder tvärs över — vilket motsvarar att mäta längden på ett kreditkort på månens yta. Även om teleskopen som utgör EHT inte är fysiskt anslutna, de kan synkronisera sina inspelade data med atomklockor - vätemasrar - som exakt tar tid på sina observationer. Dessa observationer samlades in vid en våglängd på 1,3 mm under en global kampanj 2017. Varje teleskop i EHT producerade enorma mängder data – ungefär 350 terabyte per dag – som lagrades på högpresterande heliumfyllda hårddiskar. Dessa data flögs till högt specialiserade superdatorer - kända som korrelatorer - vid Max Planck Institute for Radio Astronomy och MIT Haystack Observatory för att kombineras. De omvandlades sedan mödosamt till en bild med hjälp av nya beräkningsverktyg som utvecklats av samarbetet. Kredit:Event Horizon Telescope Collaboration
Det har tagit decennier att förfina och förbättra radiointerferometri, men det har blivit ett vanligt verktyg för radioastronomi. Från invigningen av VLA 1980 till ALMAs första ljus 2013, interferometri har gett oss utomordentligt högupplösta bilder. Tekniken är nu så kraftfull att den kan användas för att koppla samman teleskop över hela världen.
År 2009, radioobservatorier över hela världen enades om att arbeta tillsammans i ett ambitiöst projekt. De använde interferometri för att kombinera sina teleskop för att skapa ett virtuellt teleskop lika stort som en planet. Det är känt som Event Horizon Telescope, och 2019, det gav oss vår första bild av ett svart hål.
Med lagarbete och interferometri, vi kan nu studera ett av de mest mystiska och extrema objekten i universum.
