Interferometri
- Vad är interferometri? På denna sida får du lära dig...
- Varför vill vi bygga större teleskop?
- Vilka tekniska utmaningar uppstår med stora teleskop?
- Varför använder vi interferometri?
- Hur använder ESO interferometri?
- Hur påverkar det observerade ljusets våglängd interferometern?
- Hur bestämmer antalet antenner och deras placering den slutliga bilden?
- Hur ser interferens ut egentligen?
- Hur rekonstrueras det observerade objektet från fransmönstret?
- Vad är långbasinterferometri, den teknik som används med Event Horizon-teleskopet?
- Vilka vetenskapliga höjdpunkter har ESO uppnått med interferometri?
Vad är interferometri? På denna sida får du lära dig...
- att interferometri är en teknik som ofta används inom astronomin för att se detaljer som inte ens de största teleskopen i dag kan upplösa. Ljuset från två eller flera teleskop kombineras för att skapa en bild av ett objekt med mycket finare detaljer än vad som är möjligt med ett enskilt teleskop. På detta sätt fungerar de samverkande teleskopen som ett gigantiskt "virtuellt" teleskop, eller en interferometer, med en diameter som är mycket större än något enskilt teleskop.
- att interferometri används för att studera alla typer av asronomiska objekt, från kalla gasmoln till exoplaneter, detaljer på stjärnornas ytor och till och med omgivningen runt svarta hål .
- hur ESO bidrar till två stora interferometriprojekt: ESO:s Very Large Telescope Interferometer (VLTI) och Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).
Varför vill vi bygga större teleskop?
För att fördjupa förståelsen av universum måste astronomerna se allt finare detaljer i de astronomiska objekten. Detta kan uppnås genom att öka storleken på ett teleskops primärspegel: ju större spegeldiametern är, desto högre är upplösningen - det vill säga desto bättre är förmåga att urskilja små detaljer. Jakten på ännu bättre upplösning är anledningen till användningen av interferometri inom astronomin.
Vilka tekniska utmaningar uppstår med stora teleskop?
Att bygga speglar som är större än några meter i diameter är mycket dyrt och en svår teknisk utmaning. Huvudproblemet som måste lösas är att spegelns egen vikt deformerar spegelns yta på grund av gravitationen.
Användningen av aktiv optik under spegeln för att kontrollera och kompensera deformationerna har gjort det möjligt att öka spegeldiametern från cirka 4 meter, som i ESO:s New Technology Telescope (NTT), till den nuvarande 8- till 10-metersgenerationen av optiska teleskop, som Very Large Telescope (VLT). Genom att använda segmenterade speglar med aktiv optik kommer det planerade ESO:s Extremely Large Telescope (ELT) att hafå en spegel som är 39 meter i diameter. Men även denna är fortfarande för liten för att se detaljerna på ytan av ens en närliggande stjärna!
Inom radioastronomin är det ännu svårare att upplösa små detaljer. Vid en motsvarande diameter har ett radioteleskop en upplösning som är 1000 gånger sämre än ett teleskop för synligt ljus. Detta beror helt enkelt på att radiovågor, som observeras med ALMA, har en mycket längre våglängd än synligt ljus, och därför ger observationer med lägre upplösning. För att nå samma upplösning som VLT skulle ett radioteleskop behöva ha en diameter på flera kilometer.
Vad används interferometri till?
På grund av storleksgränsen för de speglar och antenner vi kan producera använder astronomer interferometri genom att kombinera två eller flera teleskop och på så sätt skapa ett "virtuellt" instrument, en så kallad interferometer. En sådan fungerar som ett enda teleskop med en diameter som motsvarar avståndet mellan de individuella teleskopen (den så kallade baslinjen).
En nackdel med interferometri är att en mycket mindre mängd ljus kan samlas in med de separata speglarna/antennerna än om ett teleskop lika stort som baslinjen hade använts - man kan likna det vid luckor i det virtuella teleskopets ljusinsamlande yta. Detta betyder att interferometri fungerar bäst för att studera ljusa objekt, men tekniken är också idealisk för att se mycket små detaljer på dessa objekt.
Hur används interferometri på ESO?
ESO använder interferometri i två vetenskapliga flaggskeppsprojekt: VLTI och ALMA.
- VLTI: med ESO:s VLTI kan astronomer undersöka många forskningsfält inom astronomi och kan urskilja detaljer på stjärnors ytor. Med hjälp av denna interferometer har astronomer tagit en av de skarpaste bilderna någonsin av en stjärna med en upplösning som motsvarar huvudet på en skruv på ett avstånd av 300 kilometer!
VLTI undersöker universum i nära och mellaninfraröda våglängder och kombinerar ljuset från antingen de fyra 8,2-meters huvudteleskopen eller de fyra 1,8-meters hjälpteleskopen i VLT:- Huvudteleskopen kan bilda sex baslinjer med olika längder och orienteringar - detta är anledningen till det märkliga arrangemanget av teleskopen på VLT-plattformen. Detta ger en maximal upplösning som motsvarar ett teleskop 130 meter i diameter. Detta motsvarar dess största tillgängliga baslinje, 16 gånger större än ett enskilt huvudteleskop.
- Hjälpteleskopen kan flyttas till 30 olika positioner på VLT-plattformen för att erhålla mer information om det observerade objektet. Detta ger ett mycket större antal möjliga baslinjer och gör det möjligt för VLTI att uppnå en maximal upplösning som motsvarar ett teleskop med 200 meters diameter (för närvarande används VLTI med baslinjer upp till 140 m). Detta är en förbättring med upp till 25 gånger jämfört med ett enda huvudteleskop.
- ALMA: ALMA, ett internationellt projekt där ESO är en partner, studerar universum i millimeter- och submillimetervåglängder. Strålning med dessa våglängder sänds ut av kalla föremål som gasmoln - bara några tiotals grader över absoluta nollpunkten - och av några av de tidigaste och mest avlägsna galaxerna i universum. Astronomerna använder ALMA för att studera molekylära gasmoln, byggstenarna i stjärnor, planetsystem, galaxer och möjligheter till liv..
ALMA kan kombinera upp till 66 antenner med 1225 baslinjer med ett maximalt avstånd av 16 kilometer mellan antennerna. Således har ALMA den överlägset högsta tillgängliga upplösningen inom radioastronomin, upp till tio gånger bättre än den som uppnås vid synliga våglängder av NASA/ESA:s Hubbleteleskop.
|
Hur påverkar ljusets våglängd interferometern?
Som vi förklarade ovan kräver långa våglängder större teleskop för att producera bilder med samma upplösning som vid korta våglängder. Detsamma gäller interferometrar. Det är därför de typiska baslinjerna för VLTI, som observerar i nära infrarött, är några tiotals meter långa, medan de vid ALMA, som studerar kosmos i radiovåglängder, sträcker sig över flera kilometer.
Å andra sidan är längre våglängder lättare att kombinera. Anledningen är att vår nuvarande teknik är tillräckligt avancerad för att digitalisera radiovågor, men ännu inte infraröda signaler. Medan interferometrisk kombination av radiovågor kan utföras elektroniskt på datorer, måste infraröda signaler kombineras fysiskt med varandra, vilket kräver dedikerade, komplexa faciliteter. Det är anledningen till att radiointerferometri utvecklades först, och varför ALMA och VLTI kombinerar sina signaler på väldigt olika sätt.
När det gäller ALMA kombineras radiovågor digitalt inuti en kraftfull dator som kallas korrelator. Men även superdatorer som ALMA-korrelatorn är inte kapabla att nå den precisionsnivå som krävs för att framgångsrikt kombinera signaler i den infraröda domänen. Det tog decennier att utveckla ett tillförlitligt system för infraröd interferometri, som det som nu används vid VLTI.
|
Istället för en superdator använder VLTI ett system av underjordiska tunnlar, så kallade fördröjningslinjer (delay lines). När ljusvågorna från det observerade astronomiska objektet färdas genom rymden och jordens atmosfär anländer de till varje teleskop vid lite olika tidpunkter. Dessa fördröjningslinjer adderar en extra distans till den väg som de tidigast ankommande vågorna färdas. Detta introducerar kompenserande tidsfördröjningar som säkerställer att alla vågor från objektet kombineras korrekt. Denna fördröjning uppnås med ett system av vagnar med speglar som rör sig längs skenor med samma längd som VLTI:s maximala baslinje. Genom att noggrant placera dessa vagnar kan de inkommande signalerna finjusteras med en häpnadsväckande precision av 1/1000 mm.
|
Hur påverkar antalet antenner och deras placering den slutliga bilden?
Bilderna som en interferometer kan producera beror på geometrin och i synnerhet antalet baslinjer och deras konfiguration.
Vad händer om geometrin på antennerna förändras? Det här exemplet visar hur Mona Lisa skulle se ut om den observerades av en interferometer med radioantenner placerade i olika konfigurationer.
Så här skulle Mona Lisa se utom den observerades med antenner i olika orienteringar. När antennerna är uppställda kan de bara urskilja detaljer i ena riktningen. Att använda baslinjer i flera vinklar ger en mer komplett bild med liknande upplösning i alla riktningar.
Credit: ESO/J. C. Muñoz-Mateos. Simulation done with friendlyVRI (C. R. Purcell & R. Truelove).
|
När antennerna är placerade i en horisontell linje kan endast horisontella detaljer i bilden detekteras, och när antennerna är placerade i en vertikal linje kan vertikala detaljer i bilden ses.
För att skapa en bättre bild krävs en kombination av observationer i alla riktningar. Detta kan uppnås antingen genom att fysiskt flytta teleskopen eller genom att utnyttja jordens rotation. När jorden roterar förändras orienteringen av de olika baslinjerna i förhållande till det observerade objektet. Som ett resultat registreras mer information och data. Denna teknik är avgörande för VLTI eftersom den består av endast fyra teleskop och därför har väldigt få baslinjer.
Inom interferometrin bestäms upplösningen inte på storleken på teleskopets spegel eller antenn, utan på baslinjens längd. Ju längre den är, desto högre upplösning fås av det observerade objektet.
Exemplet nedan visar att fler och fler detaljer i Mona Lisa avslöjas allt eftersom antennerna i placeras längre och längre ifrån varandra. Men en punkt nås där endast mycket fina detaljer kan ses; större aspekter av bilden (som skillnaden mellan himlen och Mona Lisa) går förlorade eftersom deras interferensmönster tvättas ut.
Så här skulle Mona Lisa se ut om den observerades med antenner med olika separationer. Ju längre baslinjerna är, desto finare mindre detaljer kan upplösas. När antennerna är kraftigt separerade (högra panelen) kan diffusa större strukturer inte längre ses.
Credit: ESO/J. C. Muñoz-Mateos. Simulation done with friendlyVRI (C. R. Purcell & R. Truelove).
|
Av denna anledning består ALMA av en mindre, central kompakt konfiguration – som avslöjar de storskaliga mönstren i en bild – och av mer avlägsna antenner som kan placeras upp till 16 km från varandra – som avslöjar de finare detaljerna. Andra interferometrar använder liknande principer.
Att lägga till fler antenner eller speglar till en interferometer har därför två effekter. Den första är att öka antalet baslinjer och därmed antalet olika separationer mellan par av element i konfigurationen, vilket avslöjar detaljer i olika skalor. Den andra är att introducera nya vinklar och orienteringar för dessa baslinjer, vilket också hjälper till att skapa en mer komplett bild.
Hur ser interferens ut egentligen?
När två eller fler vågor möts kan de kombineras för att skapa en sammanlagd våg. Detta fenomen kallas interferens och är den princip som interferometri bygger på.
Ett verkligt exempel på interferens kan ses som vågor på en vattenyta. Föreställ dig en helt stilla vattenyta som du släpper två småstenar i, sida vid sida. Varje sten producerar ett expanderande system av cirkulära vågor som vid något tillfälle kommer att börja överlappa varandra. Där två vågtoppar eller dalar i vågorna möts fördubblas våghöjden –– vi kallar detta konstruktiv interferens. Men om toppen i en våg möter en vågdal tar vågorna ut varandra – så kallad destruktiv interferens.
Inom astronomin utnyttjas interferensen mellan ljusvågor istället för vattenvågor. De kombinerade ljusvågorna kallas interferensfransar.
Följande illustration visar på ett schematiskt sätt hur två stjärnor av olika skenbar storlek på himlen (vänster) kommer att se ut när de observeras med ett enda teleskop (mitten) och med en interferometer som VLTI, som bildar interferensfransar (höger). De ljusa och mörka banden i fransmönstret är resultatet av konstruktiv respektive destruktiv interferens. Skillnaden mellan stjärnorna är liten när man observerar stjärnan genom ett teleskop, men fransmönstren från interferometern är ganska olika.
Hur rekonstrueras det observerade objektet från interferensmönstret?
Bredden och ljusstyrkan på fransarna beror huvudsakligen på tre faktorer: interferometerns baslinje, våglängden för de två ljusvågorna som kombineras och objektets skenbara storlek på himlen. De två första är kända, vilket gör att vi kan beräkna föremålets storlek.
Med väldigt få baslinjer är det inte möjligt att rekonstruera en bild av ett objekt; man kan bara sluta sig till några grundläggande geometriska egenskaper, såsom diametern på en stjärna eller om den har en följeslagare. Att lägga till fler baslinjer med olika separationer och orienteringar möjliggör en mer trogen rekonstruktion av objektets form.
Vad är långbasinterferometri, tekniken som används med Event Horizon-teleskopet?
I långbasinterferometri (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) kombineras signalerna från radioteleskop som är placerade hundratals eller tusentals kilometer från varandra. På så sätt blir baslinjerna de största som är möjliga på jorden i syfte att skapa ett "virtuellt" teleskop som är lika stort som hela planeten.
Denna teknik ökar den upplösning som kan uppnås med radiointerferometrar, såsom ALMA, hundratals gånger. Det gör det möjligt för astronomer att förbättra detaljskärpan så extremt att de kan observera skuggan av supermassiva svarta hål som lurar i galaxers centra.
Detta är det slutliga målet för Event Horizon Telescope (EHT), ett nätverk av 11 radioteleskop utspridda över hela världen - från Grönland till Sydpolen, inklusive ALMA och APEX i de chilenska Anderna. EHT är ett internationellt samarbete med över 300 forskare från nästan 80 institutioner runt om i världen.
De primära målen för EHT är de två skenbart största supermassiva svarta hålen på himlen: Sgr A* i hjärtat av Vintergatan och i kärnan av galaxen M87. EHT-nätverket observerar de radiovågor som sänds ut av gasskivan vid händelsehorisonten på de två svarta hålen, en process som gjorde det möjligt för astronomer att ta den första bilden någonsin av ett svart hål (det supermassiva svarta hålet i M87).
Eftersom EHT-antennerna är spridda över flera kontinenter kan deras signaler inte kombineras och analyseras på plats, som för ALMA. Istället måste signalerna registreras och sammanföras fysiskt för att analyseras efter att observationerna har utförts.
EHT sträcker sig över hela planeten. Betyder det att vi har uppnått de längsta möjliga baslinjerna och därmed nått en gräns för hur skarpt vi kan undersöka objekten kosmos? Svaret är nej, eftersom rymdbaserad VLBI redan utnyttjar radiosatelliter som erbjuder ännu längre baslinjer än jordens storlek.
Planeten jorden kommer är alltså inte den slutliga gränsen för interferometrin utan helt enkelt bara början.
Vilka vetenskapliga höjdpunkter har ESO uppnått med interferometri?
VLTI:s vetenskapliga höjdpunkter:
- Första direkta observationen av en exoplanet med optisk interferometri
- Högst upplösta bilden av stjärnsystemet Eta Carinae (eso1637).
- Detektion av exo-zodiakalt ljus (eso1435).
- Bästa bilden någonsin av en stjärnas yta och atmosfär (eso1726).
- Skarpaste vyn av en stoftskiva runt en åldrande stjärna (eso1608).
- Detektion av en mycket liten följeslagare i den protoplanetära skivan runt stjärnan T Cha (eso1106).
- Detektion av relativistiska effekter hos stjärnor som kretsar kring det supermassiva svarta hålet i Vintergatans centrum.
ALMA:s vetenskapliga höjdpunkter:
- Revolutionerande bilder av planetbildning.
- Utomordentligt detaljerad observation av en Einsteinring.
- Detektion av komplexa organiska molekyler - kolbaserade, prebiotiska strukturer, nödvändiga för att bygga liv - i avlägsna protoplanetära skivor.
- Första otvetydiga detektionen av en månbildande skiva runt en exoplanet.
- Den första bilden av ett svart hål.