Interferometri

Når selv Verdens største teleskoper er for små, kan interferometrien bringe os videre

Når talen falder på størrelsen for et optisk teleskop, som for eksempel de, der befinder sig på ESOs Paranal observatorium, så mener vi diameteren af primærspejlet. Jo større spejlet er, des højere er opløsningsevnen - det vil sige, des bedre kan teleskopet se fine detaljer. Atmosfæren er forstyrrende, men adaptiv optik kan delvist kompensere for det. Alligevel ser mange astronomiske objekter selv med de største teleskoper blot ud som en lille klat. For at kunne se detaljer på overfladen af en af de nære stjerner skulle vi for eksempel have et teleskopspejl med en diameter på over 1,5 kilometer!

Spejle, som er større end nogle få meter i diameter er både dyre og svære at fremstille. Spejlets egen vægt får det til at afbøje, og derfor bliver det deformeret på grund af tyngdekraften. Et aktivt optisk system under spejlet kan kompensere for dette, og det betyder, at teleskopdesignerne har kunnet gå fra teleskoper i 4-meterklassen, som for eksemple NTT, til de nuværende 8 - 10 optiske spejle, som for eksempel VLT. Spejle, som er sammensat af mange mindre komponenter kan øge mulighederne til ihvertfald nogle få gange ti meter. Det planlagte E-ELT får et spejl, som er 39 meter i diameter. Men det er stadig alt for småt til at se detaljer på overfladen af bare en af de nærmeste stjerner.

Indenfor radioastronomien er det endnu sværere at opløse i de fine detaljer. Med samme diameter vil et radioteleskop have en opløsninger som er 1000 gange dårligere end et teleskop til synligt lys. Det er simpelthen fordi bølgelængderne for de radiobølger, som for eksempel ALMA observerer - omkring 1 millimeter - er meget større end det, som ses med optiske teleskoper (synligt lys har bølgelængder på omkring en tusindedel millimeter, eller 1 my). Jo længere bølgelængde, des lavere og værre opløsning får man. For at få samme opløsning som VLT skulle en enkelt radioastronomisk reflektor være adskillige kilometer i diameter.

Astronomerne hungrer bare efter stadigt bedre opløsning, og det har ført til anvendelsen af en ny teknik, som kaldes interferometri. Det blev første gang brugt i 1946 til at observere Solen i radiobølgeområdet.


Paranalbjergets top med tre af de basislinier (markeret med rødt), som bruges til VLTI-observationer. Kilde: ESO


Lys opfanges af tre VLT hjælpeteleskoper og samles ved hjælp af interferometri. Det giver astronomerne et billede, som er lige så skarpt som hvis det kom fra et kæmpeteleskop med en diameter svarende til den største afstand imellem teleskoperne. Kilde: ESO

Men hvordan virker interferometri så? Et interferometer kombinerer lyset fra to eller flere teleskoper, og det gør det muligt for astronomerne at se detaljer i et objekt som om informationerne kom fra spejle eller antenner, som var flere hundrede meter i diameter. Alle de enkelte teleskoper skal pege mod det samme objekt. Afstanden imellem to teleskoper danner en basislinie, som i praksis svarer til diameteren i det virtuelle teleskop, som interferometrimetoden skaber. Når lyset fra adskillige teleskoper samles, udgør afstanden imellem hvert af teleskoperne parvist forskellige basislinier, og den effektive teleskopdiameter bliver så den største afstand i hele anlægget. Jo flere basislinier, man har i brug, des mere information kan der indhentes om et objekt, fordi hver individuel basislinie giver sin del til det puslespil, som et helt billede udgør. Man kan sammenligne det med musik: Billedet af et astronomisk objekt svarer til en hel sang. Hver basislinie svarer så til de noder, som udgør melodien. Jo flere basislinier, des flere noder, og des bedre kan vi høre melodien.

Jorden roterer jo, så der ud over vil retningen for de forskellige basislinier ændre sig i forhold til det objekt, man observerer. Det betyder, at der kan indhentes endnu mere information. Jo flere teleskoper vi bruger, des flere basislinier har vi, og det gælder både for interferometri i optisk astronomi og radioastronomi.

Ved at kombinere de fire Unit Teleskoper i VLT får vi seks basislinier. Det er det, der er årsagen til, at teleskoperne er anbragt på den lidt underlige måde på bjergtoppen. Længder og retninger for alle seks basislinier er forskellige. I princippet kan man med UTerne opny en opløsningsevne svarende til et teleskop, som ville have en spejldiameter på 130 meter, svarende til den længste mulige basislinie. VLT Interferometeret (VLTI) kan også medtage fire 1,8 meter Støtteteleskoper (Auxiliary Telescopes; AT). De kan flyttes rundt på platformen, og kan dermed give flere informationer om objektet. Med ATerne til hjælp kan VLTI udvides endnu mere, så anlægget svarer til en teleskopdiameter på 200 meter, og med mange flere mulige basislinier. Det svarer til en forbedring på op til 25 gange mere end et enkelt at UT teleskoperne i VLT kan levere.

Med VLTI kan astronomerne studere himmelobjekter i hidtil ukendte detaljer. Det er muligt at se detaljer på overfladen af nogle stjerner, og at studere området tæt på et sort hul. VLTI har givet astronomerne et af de skarpeste billeder nogensinde af en stjerne, med en opløsningsevne på kun 4 millibusekunder. Det svarer til at kunne se hovedet på en skrue på 300 kilometers afstand.


ALMA anlægget fra luften. Kilde: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO

(wingsforscience.com)/ESO


Lysene gløder på ALMA korrelatoren. Kiled: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña

Indenfor radioastronomi er det ALMA, som er i gang med at revolutionere området. Potentialet er at kunne kombinere 66 antenner med 1225 basislinier og en maksimumafstand imellem antennerne på 16 kilometer. Man kan jo selv regne lidt på mulighederne! ALMA har så langt den største opløsningsevne indenfor radioastronomien, og den er op til ti gange bedre, end hvad man kan opnå i det optiske område med Hubble rumteleskopet.

Hvert teleskop i interferometeranlægget observerer det samme astronomiske objekt samtidigt, og hvert af dem fanger noget af det lys, som objektet udsender. Interferometriprincippet fungerer dog kun, hvis man har held til at kombinere alt det lys, som de individuelle teleskoper eller antenner modtager. Hvis vi igen går tilbage til musikanalogien, så skal vi ikke blot indsamle de enkelte noder, men vi skal også sætte dem i den rigtige rækkefølge for at kunne høre melodien. Det er dog ikke helt nemt. Lysbølgerne rejser igennem rummet og ned igennem atmosfæren så de ankommet til hvert teleskop på lidt forskudt tidspunkter. Når man kombinerer alle lysstrålerne er det nødvendigt med et system, som kan korrigere for disse bittesmå tidsforskelle, så alt lyset ankommer til detektoren på samme tid; i fase siger man. I tilfældet med ALMA kombineres radiobølgerne elektronisk i et meget kraftigt computeranlæg, som kaldes en korrelator. De lange bølgelængder, som i radioastronomi er lettere at kombinere, og derfor blev radiointerferometri udviklet længe før optisk interferometre kunne lade sig gøre.

Med de kortere bølgelængder, som for eksempel det lys, som VLT observerer, er det en helt anden historie. Selv supercomputere som den ved ALMA kan ikke opnå en tilstrækkelig nøjagtighed til med held at kombinere signaler i det infrarøde område. Det tog flere årtier at udvikle et pålideligt system indenfor infrarød interferometri. som det, der er i brug ved VLTI. Istedet for en supercomputer bruger man i optisk og infrarød interferometri et system af underjordiske tunneler. Det kaldes "delay lines". I delay lines kan man øge en lille smule på den vejlængde, som de tidligst ankomne lysbølger får. Det giver den nødvendige forsinkelse til at sikre, at alle lysbølgerne fra objektet kan kombineres korrekt. Man gør det med et system af spejle på vogne, som kan flyttes langs skinner med samme længde som den maksimale basislinie. Ved omhyggelig at anbringe vognene kan det indkomne signal finjusteres, så det samlede lys sendes ind i måleinstrumenterne med en nøjagtighed på 1/1000 mm.


Luftbillede af VLTI, hvor tunnelerne er indtegnet. Kilde: ESO


Juan Pablo Henríquez, som er tekniker, i gang med at justere delaylines i VLTI (Very Large Telescope Interferometer). Kilde: ESO/Max Alexander

 

Hvordan ser det kombinerede lys så ud? Faktisk ikke af så meget. Man kan forestille sig en helt stille vandoverflade på en dam, og så kaster man to småsten i ved siden af hinanden. Hver sten giver et system af cirkulære bølger, og på et tidspunkt vil de to sæt bølger overlape. Hvor to bølgetoppe mødes, fordobles bølgehøjden. Hvis det er en top og en dal, som mødes vil de udligne hinanden. Vekselvirkningen imellem de to sæt bølger er det, vi kalder interferens.

Så bytter vi vandoverfladen ud med lys (som er en elektromagnetisk bølge).


På dette billede viser den franske ESO astronom Jean-Baptiste Le Bouquin hvordan bølger - ikke af lys men af vand - kan kombineres eller interferere til større bølger eller mindre.

Kilde: ESO/M. Alexander


ALMA billede af den protoplanetære skive omkring HL Tauri. Kilde: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

Et sådant interferensmønster er magen til det mønster af lyse og mørke striber, som kan ses, hvis man udfører et eksperiment med en dobeltspalte. Afstanden og kontrasten imellem striberne afhænger af størrelsen og formen på det objekt, som man observerer. Desuden kan man observere interferensmønsteret ved forskellige bølgelængder (farver) eller over et helt bølgelængdeområde som ved spectroskopi

.

I interferometriens ungdom kunne man med det begrænsede antal basislinier kun afgøre om et objekt var en enkeltkilde, en dobbelt eller flere dobbelte. Et faktisk billede var utænkeligt. Nu kan man med meget avancerede interferometre som for eksempel ALMA, og koblet med en massiv dosis matematik, skabe billeder, som er næsten lige så detaljerede som hvis man havde et helt spejl flere hundrede meter i diameter eller en kæmpeantenne med adskillige kilometer i diameter. Igen med musikanalogien: så kan vi med interferometri lytte til selve Universets harmoni.

Vigtige videnskabelige opdagelser med Interferometri

MIDI opløser størrelsen af stjernen WOH G64, og opdager, at den ikke er så stor, som hidtil antaget (eso0815).

VLTI opdager exo-zodiakallys med PIONIER (eso1435

Epokegørende ALMA billede viser planetdannelse (eso1436).

VLTI finder støv uventede steder over og under den skive, som omgiver et supertungt sort hul i en aktiv galakse (eso1327).

VLTI finder en meget lille ledsager i den protoplanetariske skive omkring stjernen T Cha (eso1106).

Flere billeder