Interferometrie

Als zelfs de grootste telescoop ter wereld te klein is, kan interferometrie er een schepje bovenop doen

Als we het over de grootte van een optische telescoop hebben, zoals de telescopen die je aantreft op de ESO-sterrenwacht op Paranal, doelen we in feite op de middellijn van diens hoofdspiegel. Hoe groter de spiegelmiddellijn, des te detailrijker zijn de beelden die je ermee kunt maken. Weliswaar tast de aardatmosfeer de beeldkwaliteit aan, maar dat laat zich deels weer rechtzetten door gebruik te maken van adaptieve optiek. Maar zelfs gezien door de grootste telescopen van dit moment zien veel astronomische objecten eruit als een klein stipje in de ruimte. Om bijvoorbeeld details te kunnen zien op een van onze naburige sterren, zouden we een telescoop nodig hebben met een spiegel van anderhalve kilometer!

De constructie van spiegels die groter zijn dan een paar meter is zowel heel duur als heel moeilijk, omdat het eigen gewicht van de spiegel ervoor zorgt dat deze doorbuigt en vervormt ten gevolge van de zwaartekracht. Het plaatsen van een actief optisch systeem onder de spiegel, waarmee dat doorbuigen kan worden tegengegaan, heeft telescoopontwerpers de mogelijkheid gegeven om de sprong te maken van telescopen van de 4-meter klasse, zoals de NTT, naar de huidige generatie van 8- en 10-meter telescopen, zoals de VLT. Door de hoofdspiegel te segmenteren, kan de grens zelfs naar enkele tientallen meters opschuiven. De geplande ELT krijgt een hoofdspiegel met een middellijn van 39 meter. Maar zelfs die is nog te klein om details op het oppervlak van een nabije ster te zien!

In de radioastronomie zijn kleine details zelfs nóg moeilijker waarneembaar. Bij dezelfde omvang heeft een radiotelescoop een duizend keer kleinere resolutie dan een telescoop voor zichtbaar licht. Dat komt simpelweg doordat radiogolven zoals die bijvoorbeeld met ALMA worden waargenomen een veel langere golflengte hebben – ongeveer een millimeter – dan de golven die met optische telescopen worden waargenomen. Deze laatste hebben golflengten van ongeveer een duizendste millimeter oftewel 1 micrometer. Hoe langer de golflengte, des te lager en slechter is de resolutie die je kunt bereiken. Om net zulke kleine details te kunnen onderscheiden als de VLT, moet een enkelvoudige radioschotel een middellijn van enkele kilometers hebben.

Het grote verlangen naar een hogere beeldresolutie bracht astronomen op het spoor van een nieuwe technologie, interferometrie geheten, die in 1946 voor het eerst werd toepast bij radiowaarnemingen van de zon.

 


Overzicht van het Paranal-platform. De drie basislijnen die voor VLTI-waarnemingen worden gebruikt zijn met rood aangegeven. Afbeelding: ESO


Licht verzameld met drie VLT-hulptelescopen wordt door middel van interferometrie met gecombineerd. Op die manier kunnen astronomen de beeldscherpte evenaren van reusachtige telescoop met een middellijn die gelijk is aan de grootste afstand tussen de gebruikte telescopen. Afbeelding: ESO

 

Hoe die interferometrie werkt? Een interferometer combineert het licht dat met twee of meer telescopen is opgevangen. Op die manier krijgen astronomen details van een object te zien alsof dit wordt waargenomen met een spiegel of schotelantenne met een middellijn van honderden meters. De afstand tussen twee telescopen vormt een zogeheten basislijn: dat is in feite de middellijn van de denkbeeldige telescoop die met behulp van de interferometrie wordt verkregen. Wanneer meer dan twee telescopen worden gebruikt, dan vormt de afstand tussen elk tweetal telescopen een andere basislijn, en komt de effectieve middellijn van de telescoop overeen met de langste basislijn. Hoe meer verschillende basislijnen zo’n ‘array’ van telescopen heeft, des te meer informatie kunnen we over een object verkrijgen. Elke afzonderlijke basislijn levert als het ware een ander stukje op van de informatiepuzzel die het complete beeld oplevert. In muzikale termen: als het beeld van een astronomisch object het complete lied is, dan stellen de basislijnen de afzonderlijke noten van het lied voor. Hoe meer basislijnen er beschikbaar zijn, des te meer noten krijgen we, en des te completer is onze versie van het lied.

Daarbij komt nog dat de oriëntaties van de verschillende basislijnen ten opzichte van het waargenomen object veranderen ten gevolge van de draaiing van de aarde. Dat levert nog meer informatie op. Dus: hoe meer telescopen we gebruiken, des te meer basislijnen en informatie levert dat op. Dat geldt zowel voor optische als voor radio-interferometrie.

De combinatie van de vier Unit Telescopes van de VLT levert ons zes basislijnen op. Dat is ook de reden voor de vreemde opstelling van de telescopen op het platform: de lengtes en oriëntaties van de zes basislijnen zijn allemaal verschillend. In principe kunnen de vier Unit Telescopes tezamen de resolutie evenaren van een telescoop met een middellijn van 130 meter, wat overeenkomt met de grootst beschikbare basislijn. De VLT Interferometer (VLTI) kan ook gebruik maken van vier 1,8-meter hulptelescopen (AT’s) die stuk voor stuk verplaatsbaar zijn om nog meer informatie over het object te kunnen verzamelen. Samen met deze hulptelescopen kan de VLTI de beeldresolutie evenaren van een telescoop met een middellijn van 200 meter en een veel groter aantal basislijnen creëren. Dat levert in termen van beeldscherpte een verbetering met een factor 25 op ten opzichte van een afzonderlijke VLT Unit Telescope.

De VLTI stelt astronomen in staat om hemelobjecten ongekend gedetailleerd te bestuderen. Hiermee is het mogelijk op details te zien op de oppervlakken van sterren en laat zich zelfs de naaste omgeving van een zwart gat bestuderen. Dankzij de VLTI hebben astronomen een van de scherpste beelden verkregen die ooit van een ster zijn gemaakt, Daarbij is een resolutie van slechts 4 milliboogseconden bereikt: vergelijkbaar met de kop van een schroef op een afstand van 300 kilometer!

 


ALMA-array vanuit de lucht gezien.
Foto: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO


De ALMA-correlator met zijn vele lichtjes.
Foto: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña

 

In de radio-interferometrie loopt ALMA voorop. De array beschikt over maximaal 66 antennes en 1225 basislijnen, waarvan de langste een lengte van 16 kilometer heeft. Daarmee heeft ALMA verreweg de hoogste resolutie van alle instrumenten waarover radioastronomen kunnen beschikken – tot wel tien keer zo hoog zelfs als de resolutie van de Hubble-ruimtetelescoop van NASA en ESA!

Elke telescoop die deel uitmaakt van een interferometer neemt hetzelfde hemelobject waar, en stuk voor stuk ontvangen ze een beetje van het licht dat deze uitzendt. Interferometrie werkt echter alleen als het licht dat de verschillende telescopen ontvangen op de juiste manier wordt samengevoegd. Om terug te komen op onze muzikale analogie: de verschillende muzieknoten die we verzamelen moeten in de juiste volgorde worden geplaatst om het complete lied te kunnen reproduceren. Door de manier waarop de lichtgolven van het object zich zowel door de ruimte als door de aardatmosfeer verplaatsen, bereiken zij elke telescoop op een iets ander moment. Dus bij het combineren van de lichtbundels heeft een interferometer een systeem nodig dat deze kleine tijdsverschillen corrigeert, zodat alle lichtbundels gelijktijdig bij de uiteindelijke detector aankomen. In het geval van ALMA worden radiogolven op elektronische wijze gecombineerd in het inwendige van zogeheten correlator – een krachtige computer. Langere golflengten laten zich gemakkelijker combineren, vandaar dat radio-interferometrie lang vóór de optische interferometrie werd ontwikkeld.

Kortere golflengten, zoals die van het licht dat met de VLT wordt waargenomen, zijn een heel ander verhaal. Zelfs supercomputers zoals de ALMA-correlator zijn simpelweg niet in staat om de nauwkeurigheid te bereiken die nodig is om de signalen in het infraroodbereik succesvol te kunnen combineren. Het heeft tientallen jaren gekost om een betrouwbaar systeem voor infrarood-interferometrie te ontwikkelen, zoals het systeem van de VLTI. In plaats van een supercomputer wordt bij optische en infrarood-interferometrie gebruik gemaakt van een stelsel van ondergrondse tunnels die delay lines worden genoemd. Deze ‘vertragingstunnels’ voegen een beetje extra afstand toe aan de wegen die de vroegst aankomende lichtgolven hebben afgelegd. De resulterende vertragingen zorgen ervoor dat de lichtgolven op de juiste wijze kunnen worden gecombineerd. Dat wordt bereikt met een systeem van diverse wagentjes, voorzien van spiegels, die kunnen bewegen over rails die dezelfde lengte hebben als de langs mogelijke basislijn. Door deze wagentjes heel nauwkeurig te positioneren, kunnen de binnenkomende lichtsignalen heel precies op elkaar worden afgestemd.

 


Luchtfoto van de VLTI waarop de posities van de ‘vertragingstunnels’ zijn getekend. Foto: ESO


Mecanicien Juan Pablo Henríquez stelt de delay lines van de VLTI bij.
Foto: ESO/Max Alexander

 

Hoe zit dat gecombineerde licht er dan uit? Welnu, stel je een volmaakt rustige vijver voor en beeld je in dat je hier twee steentjes naast elkaar in laat vallen. Elk steentje veroorzaakt een uitdijend stelsel van cirkelvormige rimpelingen. Op enig moment komen die rimpelingen elkaar tegen en gaan ze elkaar overlappen. Waar twee golftoppen of golfdalen elkaar tegenkomen, verdubbelt de hoogte (of diepte) van de golf. Maar waar een top van de ene rimpeling het dal van de andere ontmoet, heffen ze elkaar op. Die interactie tussen de beide reeksen rimpelingen – waarbij je water mag vervangen door licht (een elektromagnetische golf) – heet interferentie.

 


Op deze foto laat de Franse ESO-astronoom Jean-Baptiste Le Bouquin zien hoe golven – geen lichtgolven, maar watergolven – zich met elkaar kunnen combineren, of interfereren, zodat grotere golven ontstaan. Foto: ESO/M. Alexander


ALMA-opname van de protoplanetaire schijf rond de ster HL Tauri.
Foto: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

 

Zo’n interferentiepatroon lijkt op het patroon van lichte en donkere banden (zogeheten fringes) die je te zien krijgt bij een tweespletenexperiment. De afstanden tussen en het contrast van de fringes hangen af van de grootte en de vorm van het waargenomen object. Het interferentiepatroon kan op verschillende golflengten (kleuren) worden waargenomen, of zelfs over een heel golflengtebereik, zoals bij spectroscopie.

In de begintijd van de interferometrie, toen het aantal basislijnen nog beperkt was, kon alleen worden vastgesteld of het waargenomen object een enkelvoudige bron was, een dubbele bron of een dubbele bron van enige afmeting – het verkrijgen van een echt beeld was ondenkbaar. Dankzij zeer geavanceerde interferometers zoals ALMA, en een flinke dosis wiskunde, kunnen de astronomen van nu beelden produceren die bijna net zoveel details laten zien als een opname die verkregen is met een honderden meters grote spiegel of een kilometers grote antenne. Om maar in muzikale sferen te blijven: interferometrie toont ons als het ware de harmonie van het heelal.

Wetenschappelijke hoogtepunten met behulp van interferometrie

  • MIDI heeft duidelijk laten zien dat de ster WOH G64 niet zo groot is als eerder werd gedacht! (eso0815)
  • VLTI detecteert ‘exo-zodiakaal’ licht met behulp van PIONIER (eso1435)
  • Revolutionaire ALMA-opname toont geboorte van planeten (eso1436)
  • VLTI ontdekt stof op onverwachte plekken boven en onder het vlak van de schijf rond het superzware zwarte gat in een actief sterrenstelsel (eso1327)
  • VLTI detecteert een heel kleine begeleider in de protoplanetaire schijf rond de ster T Cha (eso1106)

Meer beeldmateriaal