Interferometria

Kun jopa maailman suurin teleskooppi on liian pieni, interferometrialla voi päästä pitemmälle

Kun puhutaan ESO:n Paranalin observatoriolla olevien kaltaisten näkyvää valoa havaitsevien teleskooppien koosta, tarkoitetaan varsinaisesti niiden pääpeilien halkaisijaa. Mitä suurempi peilin halkaisija, sitä suurempi on sen kulmaerotuskyky, resoluutio, eli sitä parempi on sen kyky havaita pieniä yksityiskohtia. Ilmakehä huonontaa tätä kykyä, mutta adaptiivinen optiikka kykenee osittain korjaamaan tämän. Jopa tämän päivän suurimmilla teleskoopeilla monet tähtitieteelliset kohteet näyttävät kuitenkin yhä vain pieniltä pisteiltä avaruudessa. Nähdäksemme esimerkiksi yksityiskohtia jonkin naapuritähtemme pinnalta tarvitsisimme teleskoopin, jonka peilin halkaisija pitäisi olla vähintään 1.5 kilometriä!

Halkaisijaltaan muutamaa metriä suurempien peilien valmistaminen on sekä kallista että hankalaa, sillä peilin oma paino saa sen roikkumaan ja vääristymään painovoiman vaikutuksesta. Aktiivisen optiikan järjestelmän käyttäminen peilin alla sen vääntymiä korjaamassa on merkinnyt, että teleskooppien suunnittelijat ovat voineet hypätä NTT:n kaltaisista neljän metrin kokoluokan teleskoopeista nykyiseen, VLT:n kaltaiseen 8 ja 10 metrin optisten teleskooppien sukupolveen. Paloista koottavia peilejä käyttäen voidaan kokorajaa puskea jokusiin kymmeniin metreihin. Suunnitteilla olevaan ELT -teleskooppiin tulee halkaisijaltaan 39 metrin peili. Tämä on yhä silti liian pieni, jotta näkisimme yksityiskohtia läheisenkään tähden pinnalta!

Radiotähtitieteessä pieniä yksityiskohtia on jopa vielä vaikeampi erottaa. Vastaavanhalkaisijaisen radioteleskoopin resoluutio on 1000 kertaa huonompi kuin näkyvän valon teleskoopeilla yksinkertaisesti siksi, että ALMA:n havaitseman kaltaiset radioaallot ovat paljon pitempiä — yhden millimetrin luokkaa — kuin näkyvän valon teleskoopeilla, joiden havaitsemat allonpituudet ovat noin tuhannesosa millimetristä eli yksi mikrometri. Mitä pitempi aallonpituus on, sitä huonompi resoluutio on mahdollista saavuttaa. VLT:n näkemien piirteiden havaitsemiseksi yksittäisen radiolautasantennin halkaisijan pitäisi olla useita kilometrejä.

Tähtitieteilijöiden halu saavuttaa parempi resoluutio johti uuden interferometriaksi kutsutun teknologian käyttöönottoon. Ensimmäiseksi sitä käytettiin Auringon havaitsemiseen radioaallonpituuksilla vuonna 1946.

Kuinka interferometria sitten toimii? Interferometri yhdistää valon kahdelta tai useammalta teleskoopilta. Siten tähtitieteilijöiden on mahdollista havaita kohteesta yksityiskohtia aivan kuin niitä havaittaisiin peileillä tai lautasantenneilla, joiden halkaisija on satoja metrejä. Kahden teleskoopin välinen etäisyys muodostaa perusviivan, joka on käytännöllisesti katsoen interferometrialla muodostetun "virtuaalisen" teleskoopin halkaisija. Kun käytetään usean teleskoopin valoa, jokainen teleskooppien pari muodostaa oman erillisen perusviivansa ja teleskoopin tehollinen halkaisija vastaa suurinta teleskooppien välillä olevaa etäisyyttä. Mitä useampaa perusviivaa käytetään, sitä enemmän tietoa saamme kohteesta, sillä jokainen erillinen perusviiva paljastaa erillisen osan tiedon palapelistä, joka muodostaa koko kuvan. Tätä voi ajatella musiikin termein: jos kuva tähtitieteellisestä kohteesta edustaa koko laulua, jokainen perusviiva edustaa yhtä laulun muodostavista erillisistä nuoteista. Mitä enemmän perusviivoja meillä on, sitä enemmän nuotteja meillä on ja sitä täydellisempi versio koko laulusta meillä on.

Lisäksi Maapallon pyöriessa eri perusviivojen suuntaus suhteessa havaittavaan kohteeseen muuttuu, minkä seurauksena siitä saadaan havaittua lisää tietoa. Mitä useampia teleskooppeja me käytämme, sitä enemmän perusviivoja ja tietoa saamme kasaan. Näin on sekä näkyvän valon että radioaallonpituuksien interferometriassa.

Yhdistämällä VLT:n neljä yksikköteleskooppia saamme kuusi perusviivaa. Tämä on syynä teleskooppien outoon asetteluun tasanteella: kaikkien kuuden perusviivan pituudet ja suunnat ovat erilaisia. Periaatteessa yksikköteleskoopeilla saavutetaan resoluutio, joka vastaa halkaisijaltaan 130 metrin teleskooppia, joka siten vastaa pisintä käytettävissä olevaa perusviivaa. VLT:n interferometri (VLTI) voi käyttää myös neljää 1.8 metrin aputeleskooppia, joita voidaan siirtää tasanteella lisätietojen saamiseksi kohteesta. Aputeleskooppeja käyttäen VLTI pääsee vieläkin pitemmälle ja sen suuri resoluutio vastaa yksittäistä halkaisijaltaan 200 metrin teleskooppia sekä paljon suurempaa määrää mahdollisia perusviivoja. Tämä on 25 kertainen parannus yksittäisen VLT:n yksikköteleskoopin resoluutioon verrattuna.

VLTI:n avulla tähtitieteilijät kykenevät tutkimaan taivaan kohteita ennennäkemättömän tarkasti. On mahdollista nähdä yksityiskohtia tähtien pinnoilta ja jopa tutkia mustan aukon lähiympäristöä. VLTI:n avulla tähtitieteilijät ovat ottaneet yhden kaikkien aikojen tarkimmista kuvista tähdestä. Kuvan kulmaerotuskyky oli vain 4 millikaarisekuntia. Tämä vastaa ruuvinkannan näkemistä 300 kilometrin etäisyydeltä!

Radiointerferometrian alalla ALMA johtaa omaa vallankumoustaan. Sen 66 antennia voidaan yhdistää 1225 eri perusviivaa käyttäen ja sen antennien suurin etäisyys on 16 kilometriä. Laske vaikka itse! ALMA:n resoluutio on ylivoimaisesti suurin radiotähtitieteilijöiden käytettävissä oleva, jopa kymmenen kertaa parempi kuin mikä saavutetaan NASA:n ja ESA:n Hubble-avaruusteleskoopilla.

Jokainen interferometriaan osallistuva teleskooppi havaitsee samaa tähtitieteellistä kohdetta ja jokainen taltioi osan sen lähettämästä valosta. Interferometria toimii kuitenkin vain, jos jokaisen teleskoopin näkemä valo yhdistetään onnistuneesti. Viitaten jälleen musikaaliseen vertaukseen, meidän pitää kerätä yksittäisiä nuotteja ja yhdistää ne järjestyksessä, jotta saamme aikaiseksi koko laulun. Valoaallot saapuvat jokaiseen teleskooppiin hieman eri aikoina, johtuen niiden tavasta edetä kohteesta sekä avaruuden että Maan ilmakehän halki. Kun säteet yhdistetään, jokainen interferometri tarvitsee järjestelmän kompensoimaan näitä pieniä aikaeroja, jotta voidaan taata, että kaikki valonsäteet saapuvat havaintolaitteelle samanaikaisesti. ALMA:n tapauksessa radioaallot yhdistetään sähköisesti tehokkaassa korrelaattoriksi kutsutussa tietokoneessa. Pitemmät aallonpituudet on helpompi yhdistää, mistä syystä radiointerferometria kehittyi kauan ennen näkyvän valon interferometriaa.

VLT:n havaitsemien kaltaiset lyhyemmät aallonpituudet ovat täysin eri juttu. Jopa ALMA-korrelaattorin kaltaiset supertietokoneet ovat yksinkertaisesti riittämättömiä infrapuna-aallonpituusalueen signaalien onnistuneeseen yhdistämiseen vaadittavan tarkkuuden tason saavuttamiseksi. Kesti vuosikymmeniä kehittää VLTI:ssä käytettävän kaltainen luotettava järjestelmä infrapunainterferometriaan. Supertietokoneen sijaan optisen ja infrapula-aallonpituusalueen interferometria käyttää järjestelmää maanalaisia tunneleita, jotka tunnetaan viivästyslinjoina. Nämä viivästyslinjat lisäävät hieman lisää pituutta varhaisempien saapuvien aaltojen kulkureittiin ja siten saavat aikaan kompensoivan aikaviiveen, jolla varmistetaan, että kaikki kohteesta saapuvat valoaallot voidaan yhdistää oikein. Tämä saavutettiin järjestelmällä, jossa on useita kuljettimia, joilla peilejä voidaan liikuttaa pisimmän perusviivan mittaisia raiteita pitkin. Näiden kuljettimien huolellisella sijoittamisella sisääntulevat signaalit voidaan hienosäätää saapumaan havaintolaitteeseen ällistyttävällä 1/1000 millimetrin tarkkuudella.

Miltä yhdistetty valo sitten näyttää? Ei oikeastaan kovinkaan mielikuvitukselliselta. Kuvittele täysin tyypi lampi ja sitten kaksi pientä kiveä pudotettavan siihen vieri viereen. Kumpikin kivi tuottaa laajenevan pyöreiden aaltojen järjestelmän ja jossakin kohtaa kaksi aaltosarjaa alkavat mennä päällekkäin. Missä aaltojen kaksi aallonharjaa kohtaavat, aaltojen korkeus kaksinkertaistuu. Jos yhden aallon harja kohtaa toisen aallon pohjan, ne kuitenkin kumoavat toisensa. Jos me vaihdamme veden valoon (joka on sähkömagneettinen aalto), kahden aaltosarjan vuorovaikutus tunnetaan interferenssinä.

Tällainen interferenssikuvio on samanlainen kuin vaaleiden ja tummien raitojen kuvion, jonka voi nähdä tekemällä kaksoisrakokokeen. Raitojen välimatka ja kirkkausero riippuu havaittavan kohteen koosta ja muodosta. Lisäksi interferenssikuvion voi nähdä eri aallonpituuksilla (eri väreissä) tai jopa kautta kaikkien aallonpituuksien käyttämällä spektroskopiaa.

Interferometrian varhaisina aikoina perusviivojen rajoitettu määrä paljasti vain oliko kohde yksittäinen valonlähde, kaksoislähde tai laajempi kokonaisuus, mutta varsinaisesta kuvasta ei voinut unelmoidakaan. Nykyään pitkälle kehitettyjen, ALMA:n kaltaisten interferometrien käyttö yhdistettynä reiluun määrään matematiikkaa takaa tähtitieteilijöille tavan tuottaa yhtä yksityiskohtaisia kuvia kuin saataisiin satojen metrien läpimittaisella peilillä tai useita kilometrejä leveällä jättiläislautasantennilla. Jos ajatellaan jälleen laulun nuotteja, voidaan sanoa, että interferometria on todella paljastamassa maailmankaikkeuden harmoniaa.

Interferometriatieteen huipputuloksia

• MIDI näki tähden WOH G64 niin selvästi, että sen huomattiin olevan aikaisemmin kuviteltua pienemmän! (eso0815)
• VLTI havaitsi aurinkokunnan ulkopuolisen eläinratavalon käyttäen PIONIER-havaintolaitetta (eso1435)
• Vallankumouksellinen ALMA:n kuva paljasti planeettojen luontiprosessin (eso1436)
• VLTI löysi tomua odottamattomista paikoista aktiivisen galaksin supermassiivista mustaa aukkoa ympäröivän kiekon tason ylä- ja alapuolella (eso1327)
• VLTI havaitsi hyvin pienen kumppanin tähteä T Cha ympäröivässä protoplanetaarisessa kiekossa (eso1106)

Lisää kuvia

• Lisää ESO:n interferometriaan liittyviä kuvia
• ‘ESOcast 13: A sharper view of the Universe with the VLT Interferometer’ (Terävämpi kuva maailmankaikkeudesta VLT:n interferometriä käyttäen) antaa mainion videomuotoisen kuvauksen tässä kuvailluista menetelmistä.