Interferometrie
- Wat is interferometrie? Op deze pagina leert u…
- Waarom willen we grotere telescopen bouwen?
- Welke technische uitdagingen leveren grote telescopen op?
- Waarom gebruiken we interferometrie?
- Hoe maakt ESO gebruik van interferometrie?
- Hoe beïnvloedt de golflengte van het waargenomen licht de interferometer?
- Hoe bepalen het aantal en de plaats van de antennes het uiteindelijke beeld?
- Hoe ziet interferentie er eigenlijk uit?
- Hoe reconstrueer je het waargenomen object uit het interferentiepatroon?
- Wat is Very Longe Baseline Interferometry, de techniek die door de Event Horizon Telescope is gebruikt?
- Wat zijn de wetenschappelijke hoogtepunten die met ESO-interferometrie zijn bereikt?
Wat is interferometrie? Op deze pagina leert u…
- Dat interferometrie een veelgebruikte astronomische techniek is, waarmee we details kunnen waarnemen die we zelfs met de grootste telescopen van nu niet kunnen onderscheiden. Het licht van twee of meer telescopen wordt gecombineerd om een opname van een hemellichaam te maken die veel meer details laat zien dan wat mogelijk zou zijn de telescopen afzonderlijk. Op die manier fungeren de verschillende telescopen als één grote ‘virtuele’ telescoop, of interferometer, met een diameter die veel groter is dan die van de gebruikte telescopen.
- Dat interferometrie wordt gebruikt om allerlei soorten hemellichamen te bestuderen van koude gaswolken, tot exoplaneten, details op de oppervlakken van sterren, en zelfs de omgevingen van zwarte gaten.
- Hoe ESO een rol speelt in twee interferometrie-projecten: ESO’s Very Large Telescope Interferometer (VLTI) en de Atacama Large Millimetre/submillimetre Array (ALMA).
Waarom willen we grotere telescopen bouwen?
Om ons begrip van het heelal te verdiepen, moeten astronomen steeds fijnere details van kosmische objecten kunnen vastleggen. Dit kan worden bereikt door de hoofdspiegel van een telescoop groter te maken: hoe groter de diameter van de spiegel, des te hoger de resolutie – dat wil zeggen: hoe beter het vermogen om fijne details te onderscheiden. De honger naar nog betere resoluties is de reden voor het gebruik van interferometrie in de astronomie.
Welke technische uitdagingen leveren grote telescopen op?
Het bouwen van spiegels met een diameter van meer dan een paar meter is zowel duur als een technische uitdaging. Het belangrijkste probleem is dat de spiegel onder zijn eigen gewicht doorzakt en onder invloed van de zwaartekracht vervormt.
Het gebruik van actieve optiek onder de spiegel, om deze vervormingen te corrigeren heeft de sprong mogelijk gemaakt van telescopen met een spiegeldiameter van ongeveer 4 meter, zoals ESO’s New Technology Telescope (NTT), naar de huidige generatie optische telescopen van 8 tot 10 meter, zoals de Very Large Telescope (VLT). De plande Extremely Large Telescope (ELT) van ESO, die gebruikmaakt van gesegmenteerde spiegels met actieve optiek, zal een hoofdspiegel met een diameter van 39 meter hebben. Maar zelfs dat is nog te klein om de details op het oppervlak van zelfs maar een nabije ster te kunnen zien!
In de radioastronomie laten fijne details zich nog moeilijker onderscheiden. Bij een gelijke diameter heeft een radiotelescoop een duizend maal slechtere resolutie dan een telescoop die zichtbaar licht opvangt. Dit komt doordat radiogolven, zoals die bijvoorbeeld met ALMA worden waargenomen, een veel langere golflengte hebben dan zichtbaar licht, en daardoor minder detailrijke waarnemingen opleveren. Om net zoveel details als de VLT te kunnen onderscheiden, zou een enkelvoudige radioschotel een diameter van enkele kilometers moeten hebben.
Waarom gebruiken we interferometrie?
Omdat spiegels en radioschotels beperkte afmetingen hebben, zoeken astronomen hun toevlucht tot de interferometrie, waarbij twee of meer telescopen worden gecombineerd tot een ‘virtueel’ instrument, dat interferometer wordt genoemd. Deze bootst een telescoop na met een diameter die overeenkomt met de afstand tussen de afzonderlijke telescopen (de zogeheten basislijn).
Een nadeel van interferometrie is dat er minder licht wordt opgevangen door de afzonderlijke spiegels of antennes van de array, dan wanneer één telescoop zou worden gebruikt die even groot is als de array – het is alsof er gaten zitten in het licht-verzamelende oppervlak van de virtuele telescoop. Dit betekent dat interferometrie het beste werkt bij het waarnemen van heldere hemelbronnen. De techniek is ideaal voor het onderscheiden van zeer kleine details op deze objecten.
Hoe maakt ESO gebruik van interferometrie?
ESO maakt gebruik van interferometrie bij twee van haar wetenschappelijke paradepaardjes: de VLTI en ALMA.
- VLTI: met ESO’s VLTI kunnen astronomen vele astronomische onderzoeksterreinen verkennen en details op de oppervlakken van sterren onderscheiden. Met behulp van deze interferometer hebben astronomen een van de scherpste opnamen verkregen die ooit van een ster zijn gemaakt: met de bereikte resolutie zou je een schroefkop van een afstand van driehonderd kilometer kunnen onderscheiden!
De VLTI verkent het heelal op nabij- en middel-infrarode golflengten en combineert het licht van ofwel de vier 8,2-meter hoofdtelescopen (UT’s) of van de vier 1,8-meter hulptelescopen (AT’s) van de VLT:- De UT’s kunnen zes basislijnen vormen, alle van verschillende lengte en oriëntatie – dit verklaart de merkwaardige opstelling van de vier telescopen op het VLT-platform. Dit levert een maximaal mogelijke resolutie op die overeenkomt met die van een 130-meter telescoop. Deze resolutie wordt bereikt bij de grootste beschikbare basislijn en is zestien maal zo groot als die van één UT.
- De AT's kunnen naar dertig verschillende locaties langs het VLT-platform worden verplaatst om meer informatie over het waargenomen hemelobject te verkrijgen. Dit levert een veel groter aantal mogelijke basislijnen op en stelt de VLTI in staat om een maximaal mogelijke resolutie te bereiken die overeenkomt met die van een telescoop met een diameter van tweehonderd meter (momenteel wordt de VLTI gebruikt met basislijnen tot 140 meter). Dit is een verbetering met een factor 25 ten opzichte van één enkele UT.
- ALMA: ALMA, een internationaal project waaraan ESO als partner deelneemt, bekijkt het heelal op millimeter- en submillimetergolflengten. Straling van deze golflengten wordt uitgezonden door koele objecten zoals gaswolken – waarvan de temperatuur slecht enkele tientallen graden boven het absolute nulpunt ligt – en door enkele van de vroegste en verste sterrenstelsels in het heelal. Astronomen gebruiken ALMA om moleculaire gaswolken te onderzoeken – het ‘bouwmateriaal’ van sterren, planetenstelsels, sterrenstelsels en het leven zelf.
ALMA kan maximaal 66 antennes met elkaar combineren, met 1225 verschillende basislijnen en een maximale onderlinge afstand van 16 kilometer. Hierdoor heeft ALMA verreweg de hoogste resolutie die in de radioastronomie beschikbaar is: tot wel tien keer beter dan op zichtbare golflengten met de Hubble-ruimtetelescoop van NASA en ESA wordt bereikt.
Hoe beïnvloedt de golflengte van het waargenomen licht de interferometer?
Zoals wij hierboven hebben uitgelegd, zijn voor lange golflengten grotere telescopen nodig om beelden met dezelfde resolutie te produceren als voor korte golflengten. Dat geldt ook voor interferometers. Daarom zijn de basislijnen van de VLTI, die in het nabij-infrarood waarneemt, slechts enkele tientallen meters lang, terwijl die van ALMA, die de kosmos op radiogolflengten onderzoekt, enkele kilometers lang zijn.
Anderzijds laten langere golflengten zich gemakkelijker combineren. Dat komt doordat onze huidige technologie ver genoeg gevorderd is om radiogolven te digitaliseren, maar infraroodsignalen nog niet. Terwijl de interferentie van radiogolven elektronisch op computers kan worden uitgevoerd, moeten infraroodsignalen dus fysiek met elkaar worden gecombineerd, waar speciale, ingewikkelde apparatuur voor nodig is. Dit is de reden waarom de radio-interferometrie als eerste werd ontwikkeld, en waarom ALMA en de VLTI hun signalen op zeer verschillende manieren combineren.
In het geval van ALMA worden radiogolven digitaal gecombineerd in een krachtige computer die correlator wordt genoemd. Maar zelfs supercomputers zoals de ALMA-correlator zijn niet in staat het precisieniveau te bereiken dat nodig is om signalen in het infrarode bereik met goed gevolg te combineren. Het heeft tientallen jaren geduurd om een betrouwbaar systeem voor infrarood-interferometrie te ontwikkelen, zoals het systeem dat bij de VLTI wordt gebruikt.
Bij VLTI wordt gebruik gemaakt van een systeem van ondergrondse tunnels – zogeheten vertragingslijnen – in plaats van een supercomputer. Omdat de lichtgolven van het waargenomen hemelobject zowel door de ruimte als door de aardatmosfeer reizen, komen zij bij elke telescoop op een iets ander tijdstip aan. De vertragingslijnen voegen een extra afstand toe aan de wegen die de vroegst aankomende golven hebben afgelegd. Dat resulteert in compenserende tijdsvertragingen die ervoor zorgen dat alle lichtgolven van het object correct worden gecombineerd. De vertraging wordt bereikt met een systeem van meerdere sledes met spiegels die langs rails bewegen die even lang zijn als de maximale basislijn van de VLTI. Door deze sledes zorgvuldig te positioneren, kunnen de binnenkomende signalen tot op éénduizendste millimeter nauwkeurig worden bijgesteld – een verbluffende precisie.
Hoe bepalen het aantal en de plaats van de antennes het uiteindelijke beeld?
De beelden die een interferometer kan produceren zijn afhankelijk van de configuratie van de array, en met name van het aantal en de opstelling van de basislijnen.
Wat er gebeurt als je de vorm van de array verandert? Dit voorbeeld laat zien hoe de Mona Lisa eruit zou zien als zij werd bekeken door een interferometer bestaande uit radioantennes die in verschillende configuraties zijn geplaatst.
Wanneer de antennes in een horizontale rij worden geplaatst, kunnen alleen horizontale details van het beeld worden vastgelegd. En met antennes die in een verticale rij worden geplaatst, zijn alleen verticale details van het beeld te zien.
Om een duidelijker beeld te verkrijgen heb je een combinatie van niet alleen horizontale en verticale, maar van álle richtingen nodig. Dit kan worden bereikt door de telescopen fysiek te verplaatsen, of door gebruik te maken van de draaiing van de aarde. Doordat de aarde draait, verandert de oriëntatie van de verschillende basislijnen ten opzichte van het waargenomen object vanzelf. Op die manier worden meer informatie en gegevens verkregen. Deze techniek is van cruciaal belang bij het gebruik van de VLTI, omdat deze slechts uit vier telescopen bestaat en dus maar weinig basislijnen heeft.
Bij interferometrie hangt de resolutie niet af van de grootte van de spiegel of de antenne van de telescoop, maar van de lengte van de basislijn. Hoe langer de basislijn, des te hoger is de resolutie van het waargenomen object.
Het voorbeeld hieronder laat zien dat, naarmate de antennes in de ALMA-array verder uit elkaar worden geplaatst, steeds meer details in de Mona Lisa zichtbaar worden. Er wordt echter een punt bereikt waarop alleen nog zeer fijne details te zien zijn; grotere facetten van het beeld (zoals het onderscheid tussen hemel en vrouw) gaan verloren, omdat hun interferentiepatronen vervagen.
Dat is waarom ALMA bestaat uit een relatief kleine, centrale compacte array, die de grote lijnen van een beeld vastlegt, en antennes die tot zestien kilometer uit elkaar kunnen worden geplaatst, zodat ook de fijnere details zichtbaar zijn. Andere interferometers hebben een vergelijkbare opzet.
Het toevoegen van meer antennes of spiegels aan een interferometer-array heeft dus twee gevolgen. Het eerste gevolg is dat het aantal basislijnen toeneemt, en daarmee ook het aantal verschillende onderlinge afstanden tussen de elementen van de array, waardoor details op verschillende schalen zichtbaar worden. Het tweede gevolg is dat de basislijnen op meer manieren kunnen worden georiënteerd, wat eveneens helpt om een vollediger beeld te produceren.
Hoe ziet interferentie er eigenlijk uit?
Wanneer twee of meer golven elkaar ontmoeten, kunnen zij elkaar versterken of uitdoven. Dit verschijnsel wordt interferentie genoemd en is het principe waarop interferometrie is gebaseerd.
Een alledaags voorbeeld van interferentie zijn de rimpelingen op een wateroppervlak. Stel je een volmaakt rustige vijver voor en gooi daar in gedachten twee kiezelstenen in. Beide stenen veroorzaken een zich uitbreidend stelsel van cirkelvormige rimpelingen, en op een zeker moment zullen deze rimpelingen elkaar beginnen te overlappen. Waar twee pieken (of dalen) van de rimpelingen elkaar ontmoeten, verdubbelt de hoogte (of diepte) van de golf – dat noemen we constructieve interferentie. Als echter de top van de ene golf het dal van een andere golf ontmoet, heffen de twee elkaar op – dit heet destructieve interferentie.
Bij astronomische interferentie gaat het niet om watergolven, maar om lichtgolven. De gecombineerde lichtgolven worden interferentiebanden genoemd.
De volgende illustratie laat schematisch zien hoe twee sterren van verschillende schijnbare grootte (links) eruit zullen zien wanneer ze worden waargenomen met een enkelvoudige telescoop (midden) en met een interferometer zoals de VLTI, die de interferentiebanden vormt (rechts). De heldere en donkere banden zijn het resultaat van respectievelijk constructieve en destructieve interferentie. Wanneer de ster door één telescoop wordt waargenomen, is er weinig verschil te zien, maar de interferentiepatronen zoals de interferometer die vastlegt verschillen sterk.
Hoe reconstrueer je het waargenomen object uit het interferentiepatroon?
De breedte en de helderheid van de interferentiebanden worden grotendeels door drie factoren bepaald: de basislijn van de interferometer, de golflengte van de beide lichtgolven die worden gecombineerd en de schijnbare grootte van het object aan de hemel, gezien vanaf de aarde. Doordat de eerste twee bekend zijn, kunnen we in elk geval de grootte van het object berekenen.
Met heel weinig basislijnen is het echter niet mogelijk om een beeld van een object te reconstrueren. Astronomen kunnen dan alleen een aantal geometrische eigenschappen van het object vaststellen, zoals de diameter van een ster of de vraag of deze een begeleider heeft. Om een nauwkeurigere reconstructie van het object te kunnen maken, moeten meer basislijnen met andere tussenafstanden en oriëntaties aan de interferometer worden toegevoegd.
Wat is Very Longe Baseline Interferometry, de techniek die door de Event Horizon Telescope is gebruikt?
Very-Long-Baseline Interferometry (VLBI) combineert de signalen die worden opgevangen door radiotelescopen die honderden of duizenden kilometers uit elkaar staan. Daarbij worden de basislijnen uitgerekt tot de maximale lengte die op aarde mogelijk is om een ‘virtuele’ telescoop ter grootte van onze planeet te creëren.
Op die manier wordt de resolutie van radio-interferometers, zoals ALMA, honderden keren vergroot en kunnen astronomen de kosmische objecten – zoals de schaduwen van de superzware zwarte gaten die zich in de kernen van verre sterrenstelsels verschuilen – nog gedetailleerder bestuderen.
Dat is het uiteindelijke doel van de Event Horizon Telescope (EHT), een netwerk van elf radiotelescopen verspreid over de hele wereld – van Groenland tot Antarctica, met inbegrip van ALMA en APEX in de Chileense Andes – dat wordt beheerd door een internationale samenwerking van meer dan driehonderd wetenschappers uit bijna tachtig instituten uit alle windstreken.
De belangrijkste onderzoeksobjecten van de EHT zijn de twee superzware zwarte gaten die vanaf de aarde gezien het grootst lijken: Sgr A* in het hart van ons eigen Melkwegstelsel en het zwarte gat in de kern van het sterrenstelsel M87. Het EHT-netwerk kijkt naar de radiogolven die door de gasschijf rond de waarnemingshorizon van deze twee zwarte gaten worden uitgezonden – een proces dat astronomen in staat heeft gesteld om de allereerste opname van een zwart gat te maken (het superzware zwarte gat in M87).
Omdat de EHT-antennes op verschillende continenten staan, kunnen hun signalen niet ter plaatse worden gecombineerd en geanalyseerd, zoals bij ALMA. In plaats daarvan moeten de signalen worden opgenomen en samengebracht om te worden geanalyseerd nadat de waarnemingen zijn uitgevoerd.
Hebben we, nu de EHT zich over de hele planeet uitstrekt, de langst mogelijke basislijnen bereikt en daarmee een grens gesteld aan hoe scherp we naar de kosmos kunnen kijken? Het antwoord is nee, omdat VLBI ook met radiosatellieten in de ruimte mogelijk is. Op die manier is het mogelijk om met basislijnen te werken die langer zijn dan de aarde groot is.
Onze planeet zal niet de ultieme grens van de interferometrie zijn, maar slechts het begin.
Wat zijn de wetenschappelijke hoogtepunten die met ESO-interferometrie zijn bereikt?
Wetenschappelijke hoogtepunten van de VLTI:
- De eerste directe waarneming van een exoplaneet door middel van optische interferometrie.
- De meest detailrijke opname van het stersysteem Eta Carinae (eso1637).
- De detectie van 'exo-zodiakaal' licht (eso1435).
- De beste afbeelding ooit van het oppervlak en de atmosfeer van een ster (eso1726).
- De scherpste opname ooit van een stofschijf rond een oude ster (eso1608).
- De detectie van een heel kleine begeleider in de protoplanetaire schijf rond de ster T Cha (eso1106).
- De detectie van relativistische effenten bij sterren die om het superzware zwarte gat in het centrum van het Melkwegstelsel draaien.
Wetenschappelijke hoogtepunten van ALMA:
- Een revolutionaire opname van de geboorte van planeten.
- Een ongekend scherp beeld van een Einsteinring.
- De detectie van complexe organische moleculen — bouwstenen van het leven — in verre protoplanetaire schijven.
- De eerste duidelijke detectie van een maan-vormende schijf rond een exoplaneet.
- De eerste opname van een zwart gat.