Interferometria radiowa: Budowanie teleskopu rozmiaru kontynentu

Ograniczenie difrakcyjne pojedynczej anteny

Każdy teleskop ma ograniczenia w odseparowaniu dwóch bliskich punktów na niebie spowodowane przez difrację: światło lub elektromagnetyczne welle o długości fali lambda rozpraszane są przez otwór o średnicy D pod kątem proporcjonalnym do lambda / D. Elektromagnetyczne welle radio są znacznie dłuższe od światła widzialnego, z centymetrów do metrów zamiast setek nanometrów, więc antena radio musi być proporcjonalnie większa niż teleskop optyczny, aby osiągnąć podobne rozdzielczość. 100-metrowa Teleskóp Green Bank obserwujący w długości fali 21 cm nadal rozdziela szczegółów tylko z niewielką dokładnością - około jednego arcminuty. Aby osiągnąć podobną rozdzielczość, jak mały backyardowy teleskop optyczny na długich wavelodach radio, byłaby potrzebna pojedyncza antena kilometry szerokości, co jest niemożliwe do zbudowania, a jeszcze mniej do sterowania.

Dwa dyski, jedno wzorzec interferencyjne

Interferometria uniknie problemu rozmiaru. Skieruj dwa oddzielne dyski, oddalone o odległość B nazywaną podstawowym biegunem, w stronę tej samej źródłowej. Ponieważ źródło nie leży bezpośrednio nad oboma dyskami, falowy front dotyka pierwszego diska przed drugim o małą różnicę drogi. Korrelator łączy dwie sygnały, aby pomierzyć ten mały różnicę długości ścieżki jako przesunięcie fazowego. Gdy źródło wydaje się poruszać przez niebo, to przesunięcie fazowe cyklicznie tworzy wzory interferencyjne, których odstęp zależy tylko od długości podstawowego biegunu B i długosci fali λ, a nie od rozmiaru każdego z indywidualnych dysków.

θ ~ λ / B // rozdzielczość ustanowiona przez podstawowy biegun B, a nie rozmiar diska θ ~ λ / D // rozdzielczość pojedynczego diska ustanowionej przez jego średnicę D Ponieważ B może być tysiące razy większa niż dowolny pojedynczy disk D, rozdzielczość interferometru może być tysiące razy lepsza od tej, jaką każdy z indywidualnych anten mógłby osiągnąć samodzielnie - para dysków działa, dla celów rozdzielczościowych, jak jeden disk o średnicy równa się ich oddaleniu.

theta ~ lambda / B     // angular resolution set by the baseline B, not the dish size
theta ~ lambda / D     // a single dish's resolution, set by its diameter D

Synteza apertywy: wiele par, jedna obraz

Przykładem rzeczywistej zestawienia jest Aparat Karl G. Janskiego Bardzo Dużej Małpy (VLA) w Nowym Meksyku, który posiada 27 dysków, co daje 27 x 26 / 2 = 351 par jednoczesnych linii podstawowych, każda z nich próbkując inną odległość i kierunek. Każdy zestaw pomiarów, nazywany widzibilitością, odpowiada jednej punktowi na mapie przestrzenno-częstotliwościowej nieba zwanej płaszczyzną UV. Przekształceniem Fouriera pełnego zestawu widzibilitości z powrotem w obraz jest synteza apertywy: zestawienie nigdy nie fizycznie wypełnia ogromnej apertywy, ale jego wiele linii podstawowych próbuje wystarczająco dużo częstotliwości przestrzeni równoważnej apertywy do odtworzenia obrazu, jakby to miało miejsce.

Współpraca z Ziemią

Stationarna aranżacja anten próbuje tylko ograniczonego zestawu orientacji podstawy w dowolny moment. Ale ponieważ Ziemia obraca się pod niebem, geometryczna projektanta każdej podstawy, widziana z kierunku źródła, przesuwa się w pełnym krzywiwiejącym się elipsie przez kilka godzin. Odpowiedzialność za syntezę apertury spoczywa na Ziemi, co oznacza, że małoantenna może, podczas nocy, próboć płaszczyzny UV równie gęsto jak znacznie większa aranżacja obserwująca w chwili - zastępując czas za sprzęt.

VLBI: osie wielokilometrowe

Zastosuj tę ideę do maksimum i otrzymasz Interferometrię Radiową Osi Wielokilometrycznych (VLBI): radiowe teleskopy z różnych kontynentów, każdy rejestrujący sygnał ze swoim oddzielnym zegarem atomowym zamiast współdzielonego kabla, który jest późniejszym przetworzony w oprogramowaniu. Osie wypukłe wielokilometryczne oferują rozdzielczość mikroarcysendową - wystarczającą do tego, aby Teleskop Horizontu Zdarzeń (EHT), czyli VLBI rozciągający się po całym świecie, mógł zarysować cień czarnej dziury o supermasowej masie w centrum galaktyki M87, której widoczna wielkość na niebie jest porównywalna z torbą ciasta widzianą z Ziemi na Księżycu.

Często zadawane pytania

Wypróbuj na żywo

Wszystko powyżej działa bezpośrednio w Twojej przeglądarce — otwórz Radio Telescope Array Simulation i zmieniaj parametry podczas działania. Nic nie jest instalowane ani przesyłane na serwer, cały model działa w jednej karcie.