V-kosmose.com

Телескоп размером с планету. Принципы функционирования и важность интерферометрии для астрономии

Фото: https://www.universetoday.com/

Когда ученые говорят об оптическом телескопе, то часто упоминают размер его зеркала. Чем больше зеркало, тем острее взгляд в небеса. Это разрешающая способность, осуществляющаяся за счет свойств света – дифракции.

Когда свет проходит сквозь отверстие, то распространяется или рассеивается. Чем меньше отверстие, тем больше света распространяется, из-за чего снимки получаются размытыми. Поэтому крупные телескопы получают более качественные снимки.

Дифракция зависит не только от размера телескопа, но и от длины наблюдаемых волн света. Чем больше длина волны, тем больше света дифрагирует для конкретного размера отверстия. Например, у видимого света малая длина волны – меньше одной миллионной метра. А вот у радио-света она в тысячу раз длиннее.

Чтобы получать четкие изображения, нужно создать радиотелескоп, который будет в тысячу раз больше оптического. К счастью, этого эффекта добиваются за счет метода интерферометрии.

Сферический китайский телескоп FAST с апертурой в 500 м. Фото: FAST

Чтобы создать радиотелескоп с высоким разрешением, нужно раздобыть тарелку с шириной в 10 км. Вот только даже самый большой такой инструмент FAST (китайский телескоп) достигает ширины всего в 500 км. Поэтому ученые создают не одно, а десятки и сотни небольших тарелок, которые функционируют вместе.

Но это не так просто, как собрать много маленьких антенн. В одном телескопе свет от удаленного объекта попадает в телескоп и фокусируется зеркалом или линзой на детектор. Свет, покинувший объект, одновременно падает на детектор, поэтому изображение синхронизируется. При наличии набора радиоприемников, у каждого из них есть собственный детектор, где свет на одном оказывается раньше, чем на другом. Если объединить все данные, то получим хаос, а не четкое изображение. Вот здесь и используют магию интерферометрии.

Каждая антенна в массиве наблюдает один объект и точно отмечает время обзора. Поэтому получаем десятки/сотни потоков данных с уникальными временными метками. За счет этого получается синхронизировать все сведения. Если тарелка В получает 3 микросекунды после тарелки А, то сигнал первой нужно сдвинуть вперед на 3 микросекунды для синхронизации.

Первое в мире изображение горизонта событий черной дыры эллиптической галактики М87, полученное с помощью телескопа Event Horizon в 2019 году. Фото: Event Horizon Telescope Collaboration

Чтобы интерферометрия функционировала, нужно знать разницу во времени между каждым датчиком на тарелках. Для 5 тарелок это 15 пар. У Очень Большого Телескопа есть 26 активных тарелок или 325 пар. ALMA может похвастаться 66 тарелками, что составляет 2145 пар.

И на этом сложности вычисления не заканчиваются, ведь наша планета вращается, а направление объекта смещается относительно антенн, что приходится учитывать в расчетах. Для этого используют специальный суперкомпьютер (коррелятор), предназначенный для столь сложных вычислений.

Пришлось потратить десятки лет, чтобы улучшить радиоинтерферометрию. Зато этот метод стал незаменимым для астрономов. Именно с его помощью удается получать снимки космических объектов и явлений в высоком разрешении.

Более того, техника настолько мощная, что с ее помощью можно объединять телескопы по всей Земле. В 2009 году радиообсерватории по всему миру договорились о совместной работе. С помощью интерферометрии они объединили телескопы, чтобы создать виртуальный прибор размером с планету! Речь идет о телескопе Event Horizon, который в 2019 году предоставил первый снимок горизонта событий черной дыры.