Интерферометрия

  1. Что такое интерферометрия? На этой странице вы узнаете, что...
  2. Зачем нам нужны телескопы всё больших и больших размеров?
  3. Какие технические трудности возникают при строительстве и использовании больших телескопов?
  4. Зачем мы используем интерферометрию?
  5. Как интерферометрия применяется в ESO?
  6. Как влияет на работу интерферометра длина волны наблюдаемого света?
  7. Какую роль играют в построении окончательного изображения количество и положение антенн?
  8. Как на практике выглядит интерференция?
  9. Как мы восстанавливаем вид наблюдаемого объекта из картины интерференционных полос?
  10. Что такое интерферометрия со сверхдлинной базой -- метод, используемый Телескопом Горизонта Событий?
  11. Каковы некоторые из научных достижений ESO, полученные с помощью интерферометрии?

Что такое интерферометрия? На этой странице вы узнаете, что ...

  • ... интерферометрия -- это часто применяемый в астрономии метод, позволяющий нам различать в изображении настолько мелкие детали, что их не могут зарегистрировать даже самые большие телескопы. Свет, собранный двумя или ещё большим числом телескопов, объединяется и в результате создаётся изображение небесного объекта, гораздо более детальное, чем то, которое могло бы быть получено с каждым из этих телескопов в отдельности. Объединённые таким образом телескопы работают как интерферометр -- единый гигантский “виртуальный” телескоп с диаметром главного зеркала, значительно превосходящим диаметр зеркала любого реально существующего телескопа. 
  • ... интерферометрия используется для изучения всех видов небесных объектов -- облаков холодного газаэкзопланет, деталей поверхностей звёзд и даже окрестностей чёрных дыр.  
  • ... ESO играет ведущую роль в двух интерферометрических проектах: Очень Большом телескопе-интерферометре ESO (VLTI) и Атакамской Большой миллиметровой / субмиллиметровой антенной решётке (ALMA).

Вверх

Зачем нам нужны телескопы всё больших и больших размеров? 

Чтобы углубить понимание Вселенной, астрономам необходимо различать всё более мелкие детали космических объектов. Этого можно добиться, увеличивая размеры главного зеркала телескопа: чем больше его диаметр, тем выше разрешение — способность телескопа получать изображения с деталями малых угловых размеров. Стремление к всё более высокому разрешению -- причина использования интерферометрии в астрономии.

Вверх

Какие технические трудности возникают при строительстве и использовании больших телескопов?

Изготовить зеркало диаметром более нескольких метров очень дорого и технически сложно. Главная проблема в том, что зеркало под тяжестью собственного веса прогибается и деформируется. 

Использование активной оптики -- вмонтированных в оправу главного зеркала механизмов управления его формой, компенсирующих деформации зеркала -- позволило сделать скачок от зеркал диаметром около 4 метров, как у Телескопа Новой Технологии ESO (NTT), к современному поколению оптических телескопов с 8-10-метровыми зеркалами, как у Очень Большого телескопа (VLT). А строящийся Чрезвычайно Большой телескоп ESO (ELT) будет иметь сегментированное зеркало с активной оптикой диаметром 39 метров. Однако, и этого недостаточно, чтобы различить детали поверхности даже ближайших звёзд!

Ещё труднее получать детальные изображения в радиоастрономии. При том же диаметре зеркала радиотелескоп будет иметь разрешение в тысячу раз хуже, чем телескоп оптический. Ведь радиоволны, например, принимаемые антеннами ALMA, гораздо длиннее, чем волны видимого света, а значит, и разрешение в радиодиапазоне во столько же раз ниже. Чтобы получать столь же мелкие детали изображений, как на VLT, радиоантенна должна была бы иметь диаметр в несколько километров.

Вверх

Зачем мы используем интерферометрию? 

Технические возможности ограничивают предельные диаметры зеркал и антенн. Поэтому астрономы и обращаются к интерферометрии: объединению двух или более телескопов, при котором образуется “виртуальный” инструмент, называемый интерферометром. Он имеет такое же разрешение, какое имел бы телескоп с диаметром главного зеркала, равным расстоянию между используемыми телескопами (это расстояние называется базой). 

Недостаток интерферометра в том, что составляющие его зеркала или антенны собирают меньше света, чем собрал бы единый телескоп с диаметром зеркала, равным базе — как будто в светособирающей поверхности виртуального телескопа есть огромные пробелы. Отсюда ясно, что методами интерферометрии лучше всего наблюдать яркие небесные объекты, в изображениях которых необходимо различить мелкие детали.

Вверх

Как интерферометрия применяется в ESO? 

В ESO осуществляются два крупнейших научных интерферометрических проекта: VLTI и ALMA. 

  • VLTI: астрономы используют VLTI ESO во многих областях астрономических исследований. Эта техника позволяет различать детали поверхности звёзд. С интерферометром VLTI удалось получить одно из наиболее детальных в истории астрономии изображений звезды -- при таком разрешении можно было бы разглядеть шляпку гвоздя на расстоянии в 300 километров!

    VLTI исследует Вселенную в ближней и средней инфракрасной области спектра. Он складывает потоки от любой комбинации либо из четырёх 8.2-метровых "юнитов" -- Основных телескопов (UT), либо из четырёх 1.8-метровых Вспомогательных телескопов (AT) комплекса VLT: 
    • UT могут образовывать шесть баз различной длины и ориентации. Именно этим объясняется причудливое расположение "юнитов" на платформе VLT. Таким образом, при наибольшей возможной базе достигается максимальное разрешение, эквивалентное разрешению телескопа с диаметром главного зеркала 130 метров -- в 16 раз выше, чем у отдельного "юнита".
    • AT могут перемещаться, занимая до 30 различных положений на платформе VLT, чтобы получить максимальное количество информации о наблюдаемом объекте. Таким образом обеспечивается гораздо большее число возможных баз, а максимальное возможное разрешение VLTI эквивалентно разрешению отдельного телескопа с диаметром зеркала 200 метров (в настоящее время VLTI работает с базами до 140 м). Это даёт выигрыш в разрешении до 25 раз по сравнению с отдельным "юнитом".
  • ALMA: международный проект ALMA, партнёром которого является ESO, изучает Вселенную на миллиметровых и субмиллиметровых волнах. Такие волны излучаются холодными объектами, например, облаками газа с температурой всего на несколько десятков градусов выше абсолютного нуля, а также некоторыми из наиболее ранних и далёких галактик во Вселенной. Астрономы используют ALMA для исследования молекулярных газовых облаков -- "строительных кирпичиков", из которых образуются звёзды, планетные системы, галактики и в конечном счёте, жизнь.

    ALMA может складывать сигналы от любой комбинации из 66 антенн с 1225 базами и максимальным расстоянием между антеннами до 16 километров. Таким образом, ALMA обеспечивает намного более высокое разрешение, чем когда-либо достигавшееся в радиоастрономии, и в десять раз более высокое, чем то, которое достигается в оптических лучах Космическим телескопом Хаббла NASA/ESA.

Вверх

Как влияет на работу интерферометра длина волны наблюдаемого света? 

Как сказано выше, чтобы получить на длинных волнах то же разрешение, что и на коротких, требуется телескоп с зеркалом во столько же раз большего диаметра, во сколько раз больше длина волны. Этот принцип соблюдается и в интерферометрах. Поэтому базы VLTI, который работает в ближней инфракрасной области, имеют длину в несколько десятков метров, а базы ALMA, который исследует космос на миллиметровых волнах -- в несколько километров.

С другой стороны, более длинные волны легче складывать. Дело в том, что современные цифровые технологии хорошо приспособлены для оцифровки радиоволн, но не инфракрасных сигналов. Поэтому интерференция радиоволн может быть выполнена в электронном виде на компьютерах, а инфракрасные сигналы приходится складывать физически, что требует чрезвычайно сложных технических приспособлений. Поэтому радиоинтерферометрия появилась раньше оптической. ALMA и VLTI суммируют потоки очень по-разному.

В случае ALMA радиоволны суммируются в цифровой форме в мощном компьютере, называемом коррелятором. Но даже такие суперкомпьютеры, как коррелятор ALMA, неспособны достичь уровня точности, необходимого для успешного суммирования сигналов в инфракрасной области. На постройку надёжной системы инфракрасной интерферометрии, как та, что используется на VLTI, ушли десятилетия. 

Вместо суперкомпьютера в VLTI используется система подземных туннелей -- так называемых линий задержки. Световые волны, которые, распространяясь от наблюдаемого космического объекта, проходят через космическое пространство и земную атмосферу, приходят на зеркала каждого из телескопов в немного отличающиеся друг от друга моменты времени. Линии задержки добавляют дополнительные отрезки в пути тех световых волн, которые иначе пришли бы раньше других. Компенсирующие разность хода волн временные задержки обеспечивают правильное сложение всех волн в единый сигнал. Технически эти задержки вносятся системой кареток с зеркалами, перемещающихся по рельсовым путям той же длины, что и максимальная база VLTI. С микроскопическим шагом позиционируя эти каретки, можно обеспечить тонкую настройку поступающих световых волн до невероятной точности в 1/1000 мм.

 

Какую роль играют в построении окончательного изображения количество и положение антенн? 

Изображения, которые строит интерферометр, зависят от геометрии антенной решётки, в частности, от количества и расположения баз. 

Что происходит, если вы меняете форму решётки? Вот, например, как выглядело бы построенное интерферометром изображение Моны Лизы при различных конфигурациях антенн.

Когда антенны выстроены в горизонтальную прямую, можно различить только горизонтальные детали изображения. Соответственно, когда антенны размещены вдоль вертикали, вы увидите только вертикальные детали. 

Чтобы создать лучшее изображение, требуется комбинация не только горизонтальных и вертикальных, но и других направлений. Этого можно добиться, либо физически перемещая телескопы, либо используя врещение Земли. Когда Земля поворачивается вокруг своей оси, ориентация различных баз относительно наблюдаемого объекта меняется. В результате мы получаем больше информации о нём. Эта методика имеет принципиальное значение при наблюдениях с VLTI, так как он располагает всего четырьмя телескопами, из которых можно составить всего несколько баз.

Разрешение, получаемое интерферометром, зависит не от размеров зеркала или антенны телескопа, а от размера базы: оно тем выше, чем длиннее база. 

Из приведённого примера мы видим, как по мере всё большего удаления антенн решётки ALMA друг от друга в изображении Моны Лизы проявляется всё больше и больше подробностей. Однако, в какой-то момент достигается такое удаление, при котором видны только очень мелкие детали, а крупномасштабные особенности изображения (такие, как граница между лицом и фоном неба) теряются вследствие размывания интерференционной картины.

Вот почему ALMA состоит из компактной центральной решётки меньшего размера — которая обеспечивает крупномасштабные аспекты изображения в целом — и отдельных антенн, которые могут быть разнесены на расстояния до 16 километров, обеспечивая разрешение мелких деталей. На подобных же принципах строятся и другие интерферометры. 

Таким образом, добавляя к интерферометру новые антенны или зеркала, мы достигаем двух целей. Во-первых, мы увеличиваем число баз, а следовательно и количество возможных расстояний между парами элементов решётки, и это даёт возможность выявлять детали на различных масштабах. Во-вторых, мы создаём новые углы между базами и новые ориентации баз, что позволяет построить более полное изображение.

Вверх

Как на практике выглядит интерференция? 

Когда две или больше волн встречаются друг с другом, они складываются и образуют одну результирующую волну. Это явление называется интерференцией, и на этом принципе строится интерферометрия. 

Самый распространённый пример интерференции -- рябь на поверхности воды. Представьте себе идеально ровную поверхность воды в пруду, и подумайте о том, что будет, если в воду друг рядом с другом упадут два камешка. Каждый из них породит расширяющуюся по кругу систему волн, которые тут же начнут накладываться друг на друга. Там, где сойдутся два гребня волны или две впадины, их высота или глубина удвоятся –– это называется конструктивной интерференцией. А если гребень одной волны встретится с впадиной другой, они погасят друг друга –– это  деструктивная интерференция.

В астрономии используется интерференция световых волн. Накладывающиеся световые волны создают картину интерференционных полос.

Нижеприведённая иллюстрация схематически показывает, как две звезды различного видимого размера на небе Земли (слева) будут выглядеть при наблюдении в единичный телескоп (в центре) и при использовании интерферометра, например, VLTI -- с образованием интерференционных полос (справа). Яркие и тёмные полосы в интерференционной картине -- результат конструктивной и деструктивной интерференции, соответственно. При наблюдении звёзд в единичный телескоп разница между изображениями невелика, зато интерференционные картины выглядят заметно отличающимися.

Вверх

Как мы восстанавливаем вид наблюдаемого объекта из картины интерференционных полос?  

Ширина и яркость интерференционных полос зависит в основном от трёх факторов: базы интерферометра, длины волны складываемых световых волн и видимого углового размера объекта на небе Земли. Первые две величины известны, что позволяет нам вычислить размер объекта.

Если число баз мало, восстановить полное изображение объекта невозможно; астрономы могут только вывести из полученных данных некоторые его основные геометрические параметры, такие, как диаметр звезды или наличие второго компонента системы. Добавление новых баз различных длин и ориентаций позволит более надёжно реконструировать форму объекта.

Вверх

Что такое интерферометрия со сверхдлинной базой  -- метод, используемый Телескопом Горизонта Событий? 

В интерферометрии со сверхдлинной базой (VLBI) складываются сигналы от радиотелескопов, расположенных в сотнях или тысячах километров друг от друга. Базы таких интерферометров достигают предельных возможных на Земле длин. Таким образом, создаётся “виртуальный” телескоп размером со всю нашу планету. 

Это увеличивает разрешение, достижимое с такими радиоинтерферометрами, как ALMA, в сотни раз, что позволяет астрономам разглядеть в космосе крайне малые структурные детали -- например, тень от сверхмассивной чёрной дыры, притаившейся в ядре галактики.

Именно это и было целью создания Телескопа Горизонта Событий (EHT), сети из 11 радиотелескопов, разбросанных по всему земному шару, от Гренландии до Южного полюса. В эту сеть вошли ALMA и радиотелескоп APEX в Чилийских Андах. В международную коллаборацию EHT входит более 300 учёных из почти 80 институтов по всему миру. 

Главные "мишени" EHT -- две гигантских сверхмассивных чёрных дыры, наиболее удобных для наблюдений с Земли. Это объект Sgr A* в центре Млечного Пути и чёрная дыра в ядре галактики M87. Сеть EHT принимает радиоволны, излучаемые газовыми дисками вокруг горизонта событий этих чёрных дыр. В результате астрономам удалось получить первое в истории изображение чёрной дыры -- сверхмассивного объекта в M87. 

Так как антенны EHT разбросаны по разным континентам, принимаемые ими сигналы нельзя складывать и анализировать на месте, как, например, на ALMA. Сигналы приходится записывать и затем объединять для последующего анализа уже после окончания наблюдений. 

Раз сеть EHT растянулась на всю планету, значит ли это, что мы построили самые длинные из возможных интерферометрических баз, и тем самым достигли предела детализации изображений космических тел? Ответ на этот вопрос отрицательный -- уже работают космические VLBI, в которых радиоантенны выведены в космос и образуют базы с длиной, превосходящей размеры Земли. 

Наша планета -- не последний рубеж развития интерферометрии, а лишь его начало.  

Вверх

Каковы некоторые из научных достижений ESO, полученные с помощью интерферометрии?

Научные вершины VLTI:

Научные вершины ALMA:

Вверх