天文学者が光学望遠鏡について話すとき、彼らはしばしばその鏡のサイズに言及します。それは、鏡が大きいほど、天国の視界がよりシャープになるからです。これは解像力と呼ばれ、回折と呼ばれる光の特性によるものです。光が望遠鏡の開口部などの開口部を通過するとき、光は広がりまたは回折する傾向があります。開口部が小さいほど、光が広がり、画像がぼやけます。これが、大きな望遠鏡が小さな望遠鏡よりも鮮明な画像をキャプチャできる理由です。
回折は望遠鏡のサイズだけでなく、観察する光の波長にも依存します。波長が長いほど、特定の開口部サイズでより多くの光が回折します。可視光の波長は非常に短く、長さは100万分の1メートル未満です。しかし、無線光の波長は1000倍長くなります。光学望遠鏡と同じくらい鮮明な画像をキャプチャするには、光学望遠鏡の1000倍の大きさの電波望遠鏡が必要です。幸い、干渉法と呼ばれる技術のおかげで、これほど大きな電波望遠鏡を構築できます。
高解像度の電波望遠鏡を構築するには、巨大なラジオ皿を単純に構築することはできません。直径10 km以上の皿が必要です。最大のラジオアンテナである中国のFAST望遠鏡でさえ、直径はわずか500メートルです。したがって、1つの大きな皿を作成する代わりに、一緒に機能する数十または数百の小さな皿を作成します。それは全体ではなく、大きな大きな鏡の一部だけを使用するようなものです。光学望遠鏡でこれを行った場合、画像はそれほど明るくはありませんが、ほとんど同じくらい鮮明になります。
しかし、アンテナアンテナをたくさん作るほど簡単ではありません。単一の望遠鏡では、遠くの物体からの光が望遠鏡に入り、ミラーまたはレンズによって検出器に集束されます。同時に物体から出た光は同時に検出器に到達するため、画像は同期しています。独自の検出器を備えたラジオ皿の配列がある場合、オブジェクトからの光は、いくつかのアンテナ検出器に他より早く到達します。すべてのデータを組み合わせただけでは、ごちゃごちゃした混乱になります。これが干渉計の出番です。
アレイ内の各アンテナは同じオブジェクトを観測し、観測する時刻を非常に正確にマークします。この方法では、数十または数百のデータストリームがあり、それぞれに一意のタイムスタンプがあります。タイムスタンプから、すべてのデータを同期させることができます。ディッシュBがディッシュAの後に2マイクロ秒を取得することがわかっている場合、信号Bを2マイクロ秒前にシフトして同期させる必要があることがわかります。
このための計算は非常に複雑になります。干渉法が機能するためには、アンテナアンテナの各ペア間の時間差を知っている必要があります。 15ペアの5皿に。しかし、VLAには27のアクティブなディッシュまたは351ペアがあります。 ALMAには66の皿があり、2,145ペアになります。それだけでなく、地球が回転すると、オブジェクトの方向がアンテナディッシュに対してシフトします。つまり、観測を行うと、信号間の時間が変化します。信号を相互に関連付けるには、そのすべてを追跡する必要があります。これは、コリレーターと呼ばれる特殊なスーパーコンピューターで行われます。これは、この1つの計算を行うように特別に設計されています。数十のアンテナ皿を単一の望遠鏡として機能させるのは相関器です。
電波干渉法を改良するために数十年を要しましたが、電波天文学の一般的なツールになっています。 1980年にVLAが発足してから2013年にALMAが最初に登場するまで、干渉計は非常に高解像度の画像を提供してくれました。現在、この技術は非常に強力であるため、世界中の望遠鏡を接続するために使用できます。
2009年、世界中の電波観測所が野心的なプロジェクトに協力することで合意しました。彼らは干渉計を使用して望遠鏡を組み合わせ、惑星と同じ大きさの仮想望遠鏡を作成しました。それはイベントホライズン望遠鏡として知られ、2019年にブラックホールの最初の画像を与えてくれました。
チームワークと干渉法により、宇宙で最も神秘的で極端な物体の1つを研究できるようになりました。
