Když astronomové mluví o optickém dalekohledu, často zmiňují velikost jeho zrcadla. Je to proto, že čím větší je vaše zrcadlo, tím ostřejší bude váš pohled na nebe. Je známá jako rozlišovací schopnost a je to kvůli vlastnosti světla známé jako difrakce. Když světlo prochází otvorem, jako je otvor dalekohledu, bude mít tendenci se rozptylovat nebo rozptylovat. Čím menší je otvor, tím více světla se šíří a obraz je tak rozmazaný. Z tohoto důvodu mohou větší dalekohledy zachytit ostřejší obraz než menší.
Difrakce nezávisí pouze na velikosti vašeho dalekohledu, ale také na vlnové délce světla, kterou pozorujete. Čím delší je vlnová délka, tím více světla se rozptyluje pro danou velikost otvoru. Vlnová délka viditelného světla je velmi malá, kratší než miliontina metru. Ale rádiové světlo má vlnovou délku, která je tisíckrát delší. Pokud chcete zachytit snímky tak ostré jako u optických dalekohledů, potřebujete radioteleskop, který je tisíckrát větší než optický dalekohled. Naštěstí můžeme vytvořit tak velké radioteleskopy díky technice známé jako interferometrie.
Chcete-li vytvořit rádiový dalekohled s vysokým rozlišením, nemůžete jednoduše vytvořit obrovskou rádiovou anténu. Potřebovali byste jídlo přes 10 kilometrů. Dokonce i největší rádiová anténa, čínský dalekohled FAST, je přes 500 metrů. Takže namísto sestavování jediného velkého jídla stavíte desítky nebo stovky menších jídel, které mohou spolupracovat. Je to trochu jako použít pouze části velkého velkého zrcadla místo celé věci. Pokud byste to udělali pomocí optického dalekohledu, váš obraz by nebyl tak jasný, ale byl by téměř stejně ostrý.
Není to však tak jednoduché jako stavět spoustu malých anténních antén. Jediným dalekohledem vstupuje světlo ze vzdáleného objektu do dalekohledu a zaostřuje zrcadlem nebo čočkou na detektor. Světlo, které opustilo objekt současně, dosáhne detektoru současně, takže váš obraz je synchronizován. Když máte řadu rádií, každá s vlastním detektorem, dopadne světlo z vašeho objektu na některé anténní detektory dříve než jiné. Pokud jste právě kombinovali všechna vaše data, měli byste neuspořádaný nepořádek. Zde přichází interferometrie.
Každá anténa ve vašem poli pozoruje stejný objekt a každý z nich velmi přesně vyznačuje čas pozorování. Tímto způsobem máte desítky nebo stovky datových toků, každý s jedinečnými časovými razítky. Z časových razítek můžete vrátit všechna data zpět do synchronizace. Pokud víte, že miska B dostává po misce A jednu 2 mikrosekundy, víte, že signál B musí být posunut o 2 mikrosekundy vpřed, aby byl synchronizován.
Matematika pro toto je opravdu komplikovaná. Aby interferometrie fungovala, musíte znát časový rozdíl mezi každou dvojicí anténních antén. Pro 5 jídel, které mají 15 párů. VLA má ale 27 aktivních jídel nebo 351 párů. ALMA má 66 jídel, což je pro 2 145 párů. Nejen to, jak se Země otáčí ve směru vašeho objektu, se posouvá vzhledem k anténním anténám, což znamená, že čas mezi signály se mění při provádění pozorování. Musíte vše sledovat, abyste mohli korelovat signály. To se provádí pomocí specializovaného superpočítače známého jako korelátor. Je navržen speciálně pro tento jeden výpočet. Je to korelátor, který umožňuje, aby desítky anténních antén fungovaly jako jediný dalekohled.
Trvalo desetiletí, než se zdokonalil a vylepšil radio interferometrie, ale stal se běžným nástrojem pro radioastronomii. Od inaugurace VLA v roce 1980 po první světlo ALMA v roce 2013 nám interferometrie poskytla mimořádně vysoké obrázky s vysokým rozlišením. Tato technika je nyní tak silná, že ji lze použít k propojení dalekohledů po celém světě.
V roce 2009 se rozhlasové observatoře po celém světě dohodly na spolupráci na ambiciózním projektu. Pomocí interferometrie zkombinovali své dalekohledy a vytvořili virtuální dalekohled tak velký jako planeta. Je známá jako Event Horizon Telescope a v roce 2019 nám poskytla náš první obrázek černé díry.
Díky týmové práci a interferometrii můžeme nyní studovat jeden z nejzáhadnějších a nejextrémnějších objektů ve vesmíru.
