Interferometri
- Hvad er interferometri? På disse sider fortæller vi om...
- Hvorfor ønsker vi at bygge større teleskoper?
- Hvilke tekniske udfordringer har de store teleskoper?
- Hvorfor bruger man interferometri?
- Hvordan anvender ESO interferometri?
- Hvordan påvirker bølgelængden af det observerede lys interferometeret?
- Hvordan påvirker antallet og positionerne for antennerne det endelige billede?
- Hvordan ser interferens ud i virkeligheden?
- Hvordan danner man billedet af et observeret objekt ud fra et diffraktionsmønster?
- Hvad er "very long baseline interferometry", altså den teknik, som blandt andet bruges af Event Horizon Telescope?
- Hvilke highlights har ESO opnået indenfor interferometri?
Hvad er interferometri? På disse sider fortæller vi om...
- at interferometri er en teknik, som ofte anvendes i astronomien, og som gør det muligt at se detaljer, som selv de største teleskoper ikke kan skelne idag. Lyset fra to eller flere teleskoper kombineres for at kunne skabe et billede af et himmelobjekt med meget finere detaljer end hvad der ville have været muligt med hvert enkelt at teleskoperne. På denne måde fungerer teleskoperne tilsammen som et kæmpe "virtuelt" teleskop; et interferometer, med en diameter, som er meget større end noget eksisterende teleskop - og det er den samlede diameter af et teleskop, som bestemmer opløsningsevnen.
- at interferometri bruges til at studere alle mulige slags himmelobjekter, fra kolde gasskyer, til exoplaneter, detaljer på overfladen af stjerner, og selv omgivelserne omkring sorte huller.
- at ESO spiller en vigtig rolle i to interferometriprojekter: ESOs Very Large Telescope Interferometer (VLTI) og Atacama Large Millimetre/submillimetre Array (ALMA).
Hvorfor vil vi gerne bygge større teleskoper?
Astronomerne har brug for at kunne se finere og finere detaljer på objekterne i rummet, fordi vi dermed vil kunne opnå en dybere forståelse af Universet. Man kan nå til finere detaljer ved at øge størrelsen af et teleskops primærspejl; jo større diameter, des højere bliver opløsningsevnen - det vil sige des bedre kan man skelne fine detaljer. Trangen til stadigt bedre opløsning er grunden til, at man bruger interferometri i astronomien.
Hvilke tekniske udfordringer giver de store teleskoper?
Det er både dyrt og en teknisk udfordring at bygge spejle, som er mere end nogle få meter i diameter. Det største problem er, at spejlets egen vægt får det til at bøjes og blive deformeret på grund af tyngdekraften.
Hvis man bruger aktiv optik under spejlet for at kontrollere og kompensere for deformationerne, kan man tage springet fra teleskoper med spejldiametre på omkring 4 meter, som ESOs New Technology Telescope (NTT) til nutidens generation af 8- til 10- meter spejle, som for eksempel de, som er monteret i Very Large Telescope (VLT). Med spejle, som er opdelt, og som også har aktiv optik får EOSs planlagte Extremely Large Telescope (ELT) et samlet hovedspejl med en diameter på 39 meter, og det kommer til at bestå af 798 delspejle, men det er stadig for lidt til at kunne se detaljer på overfladen af selv en af de nære stjerner!
I radioastronomien er det endnu sværere at opnå de finere detaljer. Hvis diameteren er den samme, vil et radioteleskop have en opløsningsevne, som er 1000 gange dårligere end et teleskop, som observerer i synligt lys. Det skyldes simpelthen at radiobølger, som for eksempel dem, som ALMA observerer, har en meget større bølgelængde end dem for det synlige lys, og derfor forringes opløsningen tilsvarende. For at få samme detaljer som VLT giver, ville det kræve en radioparabol med en diameter på adskillige kilometer.
Hvorfor bruger vi interferometri?
Da der er grænser for diametrene for de spejle og antenner, vi kan fremstille, tyr astronomerne derfor til interferometri, ved at kombinere to eller flere teleskoper i et "virtuelt" instrument; det, som kaldes et interferometer. Det fungerer som om det var et enkelt teleskop med en diameter svarende til afstanden imellem de individuelle teleskoper (det, som kaldes baseline).
En ulempe ved interferometri er, at der indsamles en mindre mængde lys tilsammen fra de enkelte spejle eller antenner i anlægget, end hvis man havde brugt et helt kæmpeteleskop. Det svarer til, at man bruger et virtuelt teleskop, hvor der hovedsageligt er huller i overfladen, så der ikke i hullerne opsamles lys. Det betyder, at interferometri virker bedst når man observerer klare himmelfænomener, hvor man så kan se meget små detaljer.
Hvordan bruger ESO interferometri?
ESO bruger interferometri ved to af organisationens flagskibe: VLTI og ALMA.
- VLTI: med ESOs VLTI kan astronomerne arbejde indenfor mange forskningsområder i astronomien, og de kan skelne detaljer på overfladen af nogle stjerner. Med VLTIs interferometer har forskerne optaget et af de skarpeste billeder nogensinde af en stjerne, med en opløsning, som svarer til at kunne skelne hovedet af et søm på 300 kilometers afstand!
- VLTI observerer Universet i nær- og melleminfrarøde bølgelængder, og under brugen kombineres lyset enten fra de fire 8,2 meter Unit Teleskoper (UTs) eller fra de fire 1,8 meter Auxiliary Telescopes (ATs) på VLT:
- UT'erne kan kobles sammen til seks forskellige baselines, som alle har forskellig længde og orientering. Det er derfor teleskoperne er anbragt på den lidt underlige måde på bjergtoppen, hvor VLT står. Det giver en størst mulig opløsning svarende til et teleskop med en diameter på 130 meter ved den længste baseline, som er 16 gange større end diameteren af et enkelt af UT'erne.
- AT'erne kan flyttes rundt til 30 forskellige positioner på VLT-platformen for at kunne give så meget information som muligt om det himmelobjekt, som observeres. Det giver mange flere mulige baselines, og det kan give VLTI en største mulige opløsning, som svarer til et teleskop med en diameter på 200 meter (i øjeblikket kan VLTI fungere med baselines op til 140 meter). Det er en forbedring på op til 25 gange hvad man kan opnå med et enkelt UT.
- ALMA: ALMA er et internationalt projekt, som ESO er medlem af. Herfra studeres Universet i bølgelængder i millimeter- og submillimeterområderne. Det er bølgelængder, som udsendes af kølige objekter, som for eksempel gasskyer - hvis temperaturer blot er nogle få grader over det absolutte nulpunkt - og af nogle af de tidligste og fjerneste galakser i Universet. Astronomerne bruger ALMA til at studere molekylskyer, som er byggeklodser til stjerner, planetsystemer, galakser og selve livet.
- ALMA kan kombinere op til 66 antenner, med 1225 baselines, og en størst mulig afstand på 16 kilometer imellem de yderste antenner. Dermed har ALMA den største opløsning, som kan opnås i radioastronomi; en opløsning som er op til ti gange bedre end den, man kan opnå i synligt lys med NASA/ESA Hubble Space Telescope.
Hvordan påvirker bølgelængden af det observerede lys interferometeret?
Som forklaret ovenfor kræver lange bølgelængder større teleskoper for at kunne frembringe billeder med den samme opløsning som kortere bølgelængder. Det samme gælder for interferometre. Derfor er de typiske baselines for VLTI, som observerer i nær-infrarødt lys, nogle få gange ti meter, mens baselines ved ALMA, som observerer i radiobølgeområdet, er nogle kilometer.
På den anden side er længere bølgelængder lettere at kombinere. Grunden er, at vores nuværende teknologi er tilstrækkelig avanceret til at digitalisere radiobølger, men endnu ikke infrarøde signaler. Så selvom interferens med radiobølger kan udføres elektronisk på computere, er det stadig nødvendigt fysisk at kombinere infrarødt lys, og hertil kræves specialbyggede ret komplicerede anlæg. Derfor var radiointerferometri den første teknik, som er udviklet, og derfor kombinerer ALMA og VLT deres signaler på forskellig måde.
Ved ALMA kombineres radiobølger digitalt i en meget kraftig computer, kaldet en correlator. Men selv supercomputere som ALMAs correlator kan ikke opnå tilstrækkelig præcision til at kombinere signaler i det infrarøde område. Det har taget årtier at udvikle et pålideligt system til infrarød interferometri, som det, der anvendes ved VLT.
I stedet for en supercomputer bruger VLT et system af underjordiske tunneler - det, som kaldes delay lines. På deres vej fra det observerede kosmiske objekt rejser lysbølgerne både igennem rummet og igennem Jordens atmosfære, og de når frem til hvert af teleskoperne på forskellige tidspunkter. Med delay lines kan man tilføje lidt ekstra afstand for de bølgefronter, som ankommer tidligst. Det forsinker dem en smule, og dermed kan man bevirke, at alle bølger ankommer samtidigt til detektoren i den rette kombination. Forsinkelserne opnås med et system af adskillige "vogne" med spejle, som kan flyttes langs skinner med samme længde som den maksimale baseline for VLT. Ved omhyggeligt at placere vognene kan de indkomne lyssignaler finjusteres til en forbavsende præcision på 1/1000 millimeter.
Hvordan påvirker antallet af antenner og deres positioner det endelige billede?
De billeder, som et interferometer kan skabe er afhængige af antenneopsætningens geometri; her især antallet af antenner og retningen af baselines.
Hvad sker der, hvis man ændrer opstillingen? Eksemplet her viser, hvad Mona Lisa ville blive til, hvis man så på maleriet med et interferometer bestående af radioantenner anbragt i forskellige konfigurationer.
Når antennerne står på en horisontal linie kan man kun opfange horisontale linier i billedet. På samme måde, hvis antennerne anbringes i en lodret linie. Så ser man kun de lodrette detaljer i billedet.
For at få et bedre billede er det nødvendigt med en kombination, hvor ikke blot lodrette og vandrette linier, men alle retninger bruges. Det kan man opnå ved enten at flytte teleskoperne fysisk eller ved at udnytte Jordens rotation. Når Jorden snurrer rundt, vil orienteringen af de forskellige baselines i forhold til det observerede objekt ændre sig. Som følge af det kan der opnås mere information og flere data. Det er en afgørende teknik, når vi bruger VLTI, for det består af bare fire teleskoper, så der er kun nogle få baselines mulige.
Ved interferometri afhænger opløsningsevnen ikke af størrelsen af teleskopets spejl eller antennen, men af længden af baselines. Jo større baseline i des højere opløsning ser man det observerede objekt.
Eksemplet herunder viser, at man får flere og flere detaljer i Mona Lisa des længere antennerne i ALMA fjernes fra hinanden. Imidlertid når man til et punkt, hvor der kun kan ses meget fine detaljer. Billedets større områder (som her for eksempel overgangen imellem himlen og kvinden) går tabt, fordi interferensmønstrene bliver udvaskede.
Derfor består ALMA af et mindre centralt område, hvor antennerne står tæt - for at kunne vise de større detaljer i et billede - og antenner, som kan anbringes op til 16 km fra hinanden for at give de finere detaljer. I andre interferometre bruges lignende principper.
Hvis man tilføjer flere antenner eller spejle til et interferometer, har det derfor to virkninger. For det første får man flere baselines, og dermed får man flere forskellige afstande imellem par af modtagere i opstillingen - og så også detaljer i forskellige størrelsesordener. For det andet får man nye vinkler og orienteringer af disse baselines, og det hjælper til med at producere et mere fuldstændigt billede.
Hvordan ser interferens ud i virkeligheden?
Når to eller flere bølger mødes, kan de kombineres til at danne en kombinationsbølge. Det fænomen kaldes interferens, og det er det princip, som interferometri er bygget på.
Et eksempel på interferens i den virkelige verden er krusninger på en vandoverflade. Man kan forestille sig en helt stille dam, hvor man så kaster to småsten i side om side. Hver sten danner et system af cirkulære bølger, som breder sig ud, og på et tidspunkt vil de to bølgesystemer begynde at overlappe. Der, hvor to bølgetoppe eller to bølgebunde mødes, vil bølgehøjden fordobles - ved det, man kalder konstruktiv interferens. Men hvis toppen af en bølge møder bunden af en anden, vil de udligne hinanden i det, som kaldes destruktiv interferens.
Istedet for bølger i vand sker interferens i astronomien i lysbølger. Kombinationen af lysbølgerne kaldes interferensringe.
Den nedenstående tegning viser skematisk hvordan to stjerner af forskellig tilsyneladende størrelse, som ses fra Jorden (til venstre) vil se ud, hvis de observeres med et enkeltteleskop (i midten) og med et interferometer som for eksempel VLTI, som danner interferensringene (til højre). De lyse og mørke bånd i mønsteret stammer fra konstruktiv og destruktiv interferens. Der er ikke så meget forskel, hvis man observerer stjernen med et teleskop, men randmønstrene fra interferometeret er ganske anderledes.
Hvordan danner man billedet af et observeret objekt ud fra et diffraktionsmønster?
Bredden og lysstyrken for mønsterstriberne afhænger hovedsageligt af tre faktorer: interferometerets baseline, bølgelængden for de to lysbølger, som kombineres og objektets tilsyneladende størrelse på himlen, set fra Jorden. To to første er kendte, og det tillader os at beregne objektets størrelse.
Har man kun få baselines, er det ikke muligt at rekonstruere et billede af et objekt. Astronmerne kan kun udlede nogle grundliggende geometriske værdier, som for eksempel diameteren foe en stjerne, eller om den har en ledsager. Ved at tilføje flere baselines med forskellige afstande og retninger får man mulighed for at rekonstruere objektets facon mere realistisk.
Hvad er Very Long Baseline interferometri, som er den teknik, som bruges i Event Horizon Telescope?
VLBI, altså Very Long Baseline Interferometry kombinerer signaler, som er indsamlet af radioteleskoper, som befinder sig hundreder eller tusinder af kilometer fra hinanden, så man får så lange baselines som det overhovedet er muligt fra Jordens overflade. Dermed danner man et "virtuelt" teleskop af samme størrelse som hele vores planet.
Det forøger den opløsningsevne, som kan opnås med radiointerferometre som for eksempel ALMA med flere hundrede gange. Dermed kan astronomerne se objekter i rummet i finere detaljer; helt ned til at kunne se skyggen af det supertunge sorte hul, som gemmer sig i hjertet af galakserne.
- Og det er målet med Event Horizon Telescope (EHT). Det er et netværk af 11 teleskoper spredt ud over hele verden - fra Grønland til Sydpolen, og det omfatter også ALMA og APEX i Chiles Andesbjerge. Netværket administreres af et internationalt samarbejde imellem mere end 300 forskere fra næsten 80 forskellige institutioner over hele kloden.
EHTs primære mål er de to største supertunge sorte huller, som kan ses fra Jorden: Sgr A* i hjertet af vores egen Mælkevejen, og det tilsvarende i centrum af galaksen M87. Med EHT-netværket observerer man de radiobølger, som udsendes fra gasskiven omkring de to sorte hullers begivenhedshorisont. Det er det forløb, som har gjort det muligt for astronomerne at tage det første billede nogensinde af et sort hul (faktisk skyggen af det supertunge sorte hul i M87).
Antennerne til EHT er spredt ud over kontinenterne, så deres signaler kan ikke kombineres og analyseres mens indsamling sker, som det sker for eksempel med ALMA. Istedet skal signalerne optages og bringes sammen til analyse efter at observationerne er foretaget.
EHT dækker hele vores planet, så dermed har vi skabt de længst mulige baselines. Men sætter det så grænsen for, hvor skarpe billeder, vi kan tage af rummet? Svaret er nej, for rumbaseret VLBI er allerede i gang, med radioteleskoper på satellitter, som dermed kan give os endnu større baselines end selv hele Jorden.
Vores egen planet er ikke den sidste grænse i interferometrien - det er bare begyndelsen.
Hvilke highlights har ESO opnået indenfor interferometri?
VLTIs science highlights
- Den første direkte observation af en exoplanet ved hjælp af optisk interferometri.
- Det skarpeste billede af stjernesystemet Eta Carinae (eso1637).
- Detektering af exo-zodiakalt lys (eso1435).
- Det bedste billede nogensinde af en stjernes overflade og atmosfære (eso1726).
- Skarpeste billede af en støvskive omkring en ældre stjerne (eso1608).
- Detektion af en meget lille ledsager i den protoplanetariske skive omkring stjernen T Cha (eso1106).
- Detection af relativistiske effekter for stjerner, som kredser omkring det supertunge sorte hul i centrum af Mælkevejen.
ALMAs science highlights:
- Revolutionerende billeder af planetdannelser
- Meget detaljerede observationer af en Einsteinring
- Fund af komplekse organiske molekyler — kulstofbaserede, præbiotiske strukturer, som er nødvendige for livets opbygning - i fjerne protoplanetariske skiver.
- Den første klare opdagelse af en skive, som danner en måne omkring en exoplanet
- Det første billede af et sort hul