Interferometrie
Když i ty největší teleskopy světa jsou příliš malé, může pomoci interferometrie
Když mluvíme o velikosti optického dalekohledu, jako jsou třeba ty na observatoři ESO Paranal, myslíme tím průměr jejich primárního (hlavního) zrcadla. Čím větší je průměr zrcadla, tím větší je jeho rozlišení - tedy, tím větší schopnost rozlišit malé detaily. Atmosféra schopnost rozlišení snižuje, ale adaptivní optika dokáže tohle snížení částečně vykompenzovat. Jenomže i pro největší dnes dostupné dalekohledy se spousta astronomických objektů jeví jaké malé tečky v prostoru. Abychom např. rozlišili detaily na povrchu některé z nejbližších hvězd, potřebovali bychom dalekohled se zrcadlem o průměru 1,5 km!
Stavět zrcadla o průměru větším než pár metrů je jednak drahé, jednak obtížné, protože vlastní váha zrcadla ho prohýbá a deformuje díky gravitaci. Použití systému aktivní optiky pod zrcadlem, který kontroluje a kompenzuje jeho ohyb, umožnilo konstruktérům dalekohledů přejít od dalekohledů 4m třídy (jako je NTT) k současné generaci 8-10m dalekohledů (např. VLT). Použitím segmentových (složených) zrcadel dokážeme velikostní limit posunout o pár desítek metrů - plánovaný ELT bude mít zrcadlo o velikosti 39 m průměru. Ale i tato velikost je příliš malá, abychom viděli podrobnosti na povrchu i té nejbližší hvězdy.
Pro radiovou astronomii je rozlišení jemných detailů ještě těžší. Při stejné velikosti antény a zrcadla má radioteleskop asi tak 1000krát horší rozlišení než optický dalekohled proto, že radiové vlny (jaké měří např. ALMA) jsou mnohem delší - okolo 1 mm - než vlny pozorované optickými přístroji s vlnovou délkou okolo jedné tisíciny milimetru, tedy okolo 1 mikrometru. Čím delší vlnová délka, tím menší (a tudíž horší) rozlišení je možno získat. Aby radioteleskop viděl stejné podrobnosti jako VLT, musel by měřit několik kilometrů.
Touha astronomů po vyšším rozlišení vedla k použití nové technologie, nazvané interferometrie, která byla poprvé použita na radiových vlnových délkách při pozorování Slunce v roce 1946.
Pohled na pozorovací plošinu na Paranalu se třemi základnami (zvýrazněné červeně) používanými pro pozorování s VLTI. Kredit: ESO
Světlo, zachycené třemi pomocnými dalekohledy VLT a zkombinované technikou zvanou interferometrie, poskytuje astronomům tak podrobný obraz, jako by pocházel z dalekohledu o průměru rovném největší vzdálenosti mezi použitými dalekohledy. Kredit:ESO
Jak tedy interferometrie pracuje? Interferometr kombinuje světlo ze dvou nebo více dalekohledů, díky čemuž je možné vidět objekty s takovým rozlišením, jakého by dosáhly zrcadla nebo antény o průměru několika stovek metrů. Vzdálenost mezi dvěma dalekohledy vytváří základnu, která se chová vlastně jako průměr "virtuálního" dalekohledu vytvořeného díky interferometrii. Když se kombinuje světlo několika dalekohledů, každá dvojice vytváří vlastní základnu a výsledný průměr virtuálního dalekohledu odpovídá největší možné z těchto vzdáleností. Čím víc základen používáme, tím více informací získáme o pozorovaném objektu, protože každá základna či konfigurace dalekohledů přidává vlastní informaci do skládačky informací, která posléze vytvoří obrázek. Můžete si to také představit pomocí hudební analogie: jestliže obrázek astronomického objektu odpovídá kompletní písni, pak každá základne představuje individuální noty, ze kterých se píseň skládá. Čím více základen máme, tím víc not dostaneme a tím přesnější je naše verze písně.
Navíc, jak se Země otáčí, orientace různých základen se vzhledem k pozorovanému objektu mění, což přináší další informace. Takže čím více dalekohledů používáme, tím více máme základen a konfigurací a tudíž tím více informací získáme. To platí jak pro optickou, tak pro radiovou interferometrii.
Kombinací čtyř základních dalekohledů (UT) dalekohledu VLT nám dává šest základen. To je důvodem pro zvláštní uspořádání uspořádání dalekohledů na pozorovací plošině: délky a orientace šesti základen se díky němu liší. Principiálně, UT by mohly získat rozlišení ekvivalentní dalekohledu o průměru 130 m, který odpovídá největší vzdálenosti jednotlivých dalekohledů. VLT interferometr (VLTI) používá také čtyři pomocné 1.8m dalekohledy (Auxiliary Telescopes, AT), které se dají přesouvat po plošině a tím získat o pozorovaném objektu více informací. Pomocí AT se VLTI může ještě zvětšit, až do maximálního rozlišení ekvivalentního dalekohledu o průměru 200 m (a taky používá mnohem víc základen). To je 25násobné zlepšení oproti rozlišení jednoho UT (základního dalekohledu) VLT.
VLTI dává astronomům možnost studovat nebeské objekty s nebývalou přesností. Je možné vidět detaily na povrchu hvězd a dokonce studovat okolí černé díry. Díky VLTI pořídíli jeden z vůbec nejostřejších obrazů hvězdy, s úžasným rozlišením 4 úhlové milisekundy. To odpovídá pozorování hlavičky šroubku na vzdálenost 300 kilometrů!
Soustava ALMA ze vzduchu. Kredit: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO
Světla na korelátoru ALMA. Kredit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña
V rádiové interferometrii ALMA vede svou vlastní ligu. S možností kombinovat až 66 antén pomocí 1225 základen a s maximální vzdáleností mezi anténami rovnou 16 km... Ano, spočítejte si to sami. ALMA má zdaleka největší rozlišení, o kterém se kdy nějakému radioastronomovi zdálo, které je až desetkrát lepší, než má Hubbleův kosmický dalekohled (NASA/ESA Hubble Space Telescope).
Každý dalekohled používaný pro interferometrii pozoruje ten samý astronomický objekt, a každý zachytí část světla, které ten objekt vysílá. Ale interferometrie pracuje tak, že využívá jenom světlo, které je s ostatními signály úspěšně zkombinováno. Když se vrátíme zpátky k hudební analogii, musíme vybírat jednotlivé noty a zkombinovat je, abychom získali celou píseň. Ale díky tomu, jak se světelné vlny šíří vesmírným prostorem a zemskou atmosférou, přicházejí do každého dalekohledu v trochu jinou dobu. Takže když se jednotlivé signály kombinují, potřebuje interferometr systém, který tyhle droboučké rozdíly vykompenzuje, aby se zajistilo, že v detektoru se zkombinují signály ze stejného časového okamžiku. V případě radioteleskopů ALMA jsou radiové vlny kombinovány elektronicky uvnitř výkonného počítače nazvaného korelátor (correlator). Delší vlnové délky se snadnějí spojují (kombinují), což je důvod, proč se radiová interferometrie rozvinula mnohem dřív než optická.
S kratšími vlnovými délkami, jako s těmi, které pozoruje VLT, se to má jinak. Ani superpočítače jako ALMA korelátor prostě nedosáhnou úrovně přesnosti, kterou potřebuje úspěšné spojování signálů v infračervené oblasti. Trvalo to desetiletí, než se vyvinul spolehlivý systém pro infračervenou interferometrii, který se používá např. na VLTI. Místo superpočítače používá optická a infračervená interferometrie podzemní tunely, kterým se říká zpožďovací dráhy (delay lines). Tyto dráhy přidávají paprskům, které do přístrojů doletěly první, určitou vzdálenost navíc, kterážtvzdálenost zajišťuje správně zkombinování všech signálů. Systém zpožďovacích drah je tvořen zrcadly pohybujícími se po kolejích o délce rovné maximální základně. Pečlivým umístěním zrcadel se přicházející signály vyladí až s úžasnou přesností 1/1000 mm.
Letecký pohled na VLTI s dokreslenými tunely. Kredit: ESO
Juan Pablo Henríquez, technik ladící zpožďovací dráhy VLTI (Very Large Telescope Inteferometer). Kredit: ESO/Max Alexander
A jak vypadá zkombinované světlo? Nic moc, ve skutečnosti. Představte si dokonale klidnou hladinu rybníka, do kterého posléze hodíte dva kamínky. Každý kamínek vytvoří rozšiřující se systém kruhových vlnek, které se v nějakém okamžiku začnou překrývat. Kde se potkají dva vrcholky, výška vlny se zdvojnásobí. Ale pokud se potká vrcholek vlny s minimem ("dolíkem"), vzájemně se zruší. Když vyměníme vodu za světlo (tedy elektromagnetické vlnění), interakce dvou systémů vlnek se nazývá interference.
Na obrázku francouzský astronom ESO Jean-Baptiste Le Bouquin předvádí, jak se vlny - nikoli světelné, ale vodní - mohou kombinovat, neboli interferovat a vytvářet větší vlny. Kredit: ESO/M. Alexander
Obrázek protoplanetárního disku okolo HL Tauri z teleskopu ALMA. Kredit: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)
Interferenční vzor se podobá obrázku vytvořeného světlými a tmavými proužky (interferenční proužky), které je možné vidět třeba při experimentu s dvěma štěrbinami (double slit experiment). Vzdálenost a kontrast proužků závisí na velikosti a tvaru pozorovaného objektu. Navíc, interferenční obraz se dá pozorovat v různých vlnových délkách (barvách) anebo v určitém rozsahu délek, jako při spektroskopii.
V raných dobách interferometrie se díky omezenému počtu základen dalo pouze určit, je-li pozorovaný objekt jednoduchý, dvojitý či složený, ale o skutečném obrazu se nedalo ani uvažovat. Dnes, za použití sofistikovaných interferometrů jako je ALMA, a s použitím pořádné porce matematiky, mohou astronomové získat obrázky skoro tak detailní, jakoby používali opravdové zrcadlo o průměru stovky metrů či gigantickou několik kilometrů velkou anténu. Zpátky k hudbě a notám: zdálo by se, že interferometrie skutečně odhaluje harmonii Vesmíru.
Vědecké úspěchy interferometrie
- MIDI jasně rozlišil hvězdu WOH G64 a zjistil, že není tak velká, jak se myslilo! (eso0815)
- VLTI zachycuje exozodiakální světlo pomocí PIONIERu (eso1435)
- Revoluční snímek ALMA odhaluje planetární vývoj (eso1436)
- VLTI objevil prach na nečekaných místech - nad a pod rovinou disku obklopujícího superhmotnou černou díru v centru aktivní galaxie (eso1327)
- VLTI detekoval velmi malého souputníka v protoplanetárním disku kolem hvězdy T Cha (eso1106)
Další snímky
- Další snímky vztahující se k interferometrii na ESO
- ‘ESOcast 13: Ostřejší pohled na vesmír pomocí interferometru VLT’ skvělý video úvod do metod, které jsou zde popsané.