Wenn Astronomen von einem optischen Teleskop sprechen, erwähnen sie oft die Größe seines Spiegels. Denn je größer Ihr Spiegel ist, desto schärfer kann Ihre Sicht auf den Himmel sein. Es ist als Auflösungsvermögen bekannt und beruht auf einer Eigenschaft des Lichts, die als Beugung bekannt ist. Wenn Licht durch eine Öffnung wie die Öffnung des Teleskops fällt, neigt es dazu, sich auszubreiten oder zu beugen. Je kleiner die Öffnung, desto mehr Licht breitet sich aus und Ihr Bild wird unschärfer. Aus diesem Grund können größere Teleskope ein schärferes Bild aufnehmen als kleinere.
Die Beugung hängt nicht nur von der Größe Ihres Teleskops ab, sondern auch von der Wellenlänge des beobachteten Lichts. Je länger die Wellenlänge ist, desto mehr Licht wird für eine bestimmte Öffnungsgröße gebeugt. Die Wellenlänge des sichtbaren Lichts ist sehr klein und weniger als ein Millionstel Meter lang. Aber Radiolicht hat eine Wellenlänge, die tausendmal länger ist. Wenn Sie Bilder aufnehmen möchten, die so scharf sind wie die von optischen Teleskopen, benötigen Sie ein Radioteleskop, das tausendmal größer ist als ein optisches. Glücklicherweise können wir dank einer als Interferometrie bekannten Technik so große Radioteleskope bauen.
Um ein hochauflösendes Radioteleskop zu bauen, können Sie nicht einfach eine riesige Funkschüssel bauen. Sie würden ein Gericht mit einem Durchmesser von mehr als 10 Kilometern benötigen. Selbst die größte Funkschüssel, Chinas FAST-Teleskop, hat einen Durchmesser von nur 500 Metern. Anstatt eine einzelne große Schüssel zu bauen, bauen Sie Dutzende oder Hunderte kleinerer Gerichte, die zusammenarbeiten können. Es ist ein bisschen so, als würde man nur Teile eines großen Spiegels anstelle des Ganzen verwenden. Wenn Sie dies mit einem optischen Teleskop tun würden, wäre Ihr Bild nicht so hell, aber fast so scharf.
Aber es ist nicht so einfach, viele kleine Antennengeschirr zu bauen. Bei einem einzelnen Teleskop tritt das Licht eines entfernten Objekts in das Teleskop ein und wird vom Spiegel oder der Linse auf einen Detektor fokussiert. Das Licht, das gleichzeitig das Objekt verlassen hat, erreicht gleichzeitig den Detektor, sodass Ihr Bild synchron ist. Wenn Sie eine Reihe von Funkschüsseln mit jeweils eigenem Detektor haben, erreicht das Licht Ihres Objekts einige Antennendetektoren früher als andere. Wenn Sie nur alle Ihre Daten kombinieren würden, hätten Sie ein Durcheinander. Hier kommt die Interferometrie ins Spiel.
Jede Antenne in Ihrem Array beobachtet dasselbe Objekt und markiert dabei jeweils sehr genau den Zeitpunkt der Beobachtung. Auf diese Weise haben Sie Dutzende oder Hunderte von Datenströmen mit jeweils eindeutigen Zeitstempeln. Über die Zeitstempel können Sie alle Daten wieder synchronisieren. Wenn Sie wissen, dass Schale B 2 Mikrosekunden nach Schale A erhält, wissen Sie, dass Signal B 2 Mikrosekunden vorwärts verschoben werden muss, um synchron zu sein.
Die Mathematik dafür wird wirklich kompliziert. Damit die Interferometrie funktioniert, müssen Sie den Zeitunterschied zwischen den beiden Antennenschalen kennen. Für 5 Gerichte sind das 15 Paare. Aber die VLA hat 27 aktive Gerichte oder 351 Paare. ALMA hat 66 Gerichte, was 2.145 Paare ergibt. Nicht nur das, wenn sich die Erde dreht, ändert sich die Richtung Ihres Objekts relativ zu den Antennenschalen, was bedeutet, dass sich die Zeit zwischen den Signalen ändert, wenn Sie Beobachtungen machen. Sie müssen alles im Auge behalten, um die Signale zu korrelieren. Dies geschieht mit einem speziellen Supercomputer, der als Korrelator bekannt ist. Es wurde speziell für diese eine Berechnung entwickelt. Es ist der Korrelator, mit dem Dutzende von Antennenschalen als ein einziges Teleskop fungieren können.
Es hat Jahrzehnte gedauert, um die Radiointerferometrie zu verfeinern und zu verbessern, aber es ist ein gängiges Werkzeug für die Radioastronomie geworden. Von der Einweihung der VLA im Jahr 1980 bis zum ersten Licht der ALMA im Jahr 2013 hat uns die Interferometrie außerordentlich hochauflösende Bilder geliefert. Die Technik ist jetzt so leistungsfähig, dass damit Teleskope auf der ganzen Welt angeschlossen werden können.
2009 einigten sich Funkobservatorien auf der ganzen Welt darauf, gemeinsam an einem ehrgeizigen Projekt zu arbeiten. Sie verwendeten Interferometrie, um ihre Teleskope zu kombinieren und ein virtuelles Teleskop zu erstellen, das so groß wie ein Planet ist. Es ist als Event Horizon Telescope bekannt und gab uns 2019 unser erstes Bild eines Schwarzen Lochs.
Mit Teamwork und Interferometrie können wir jetzt eines der mysteriösesten und extremsten Objekte im Universum untersuchen.
