Interferometria

Ha a világ legnagyobb távcsöve is túl kicsi, segít az interferometria

Amikor az optikai távcsövek, például az ESO Paranal Obszervatóriumában Obszervatóriumában működők méretéről beszélünk, akkor valójában a főtükrük átmérőjére gondolunk. Minél nagyobb a tükör átmérője, annál nagyobb a felbontása, azaz annál inkább képes a finomabb részletek megmutatására. A légkör rontja ezt a képességet, ezt azonban az adaptív optika részben ellensúlyozhatja. De még a ma rendelkezésünkre álló legnagyobb teleszkópokkal is a legtöbb csillagászati objektum mindössze apró pontnak tűnik az űrben. Ahhoz például, hogy a legközelebbi csillagok felszínén részleteket figyelhessünk meg, több mint 1,5 kilométer átmérőjű tükörrel szerelt teleszkópra lenne szükségünk!

A néhány méternél nagyobb tükrök készítése nem csak drága, de bonyolult is, mivel a gravitációs hatások miatt a tükör saját súlya alatt deformálódik. A tükör mögött alkalmazott, a deformációkat ellenőrző és kompenzáló aktív optikai rendszer lehetővé tette a távcsőtervezőknek, hogy elrugaszkodjanak az NTT-hez hasonló 4 méteres osztályú távcsövektől, és megépítsék a VLT- hez hasonló, jelenleg 8 és 10 méter osztályú teleszkópokat. Szegmentált tükrök használatával pedig a mérethatár néhány tíz méterig is kitolható. A tervezés alatt álló ELT tükrének átmérője 39 méter lesz. De sajnos még ez is nagyon kicsi, hogy részleteket láthassunk vele akár csak a legközelebbi csillagok felszínén is!

A rádiócsillagászoknak még nehezebb dolguk van a finom részletek feloldását illetően. Ugyanakkora átmérő esetén egy rádiótávcső felbontása 1000-szer rosszabb, mint egy optikai teleszkópé, egész egyszerűen azért, mert az ALMA által is észlelt rádióhullámok hullámhossza sokkal nagyobb – 1 milliméter körüli –, mint az optikai teleszkópok által észlelt sugárzásé, amelynek hullámhossza 1 ezred milliméter – másként 1 mikrométer – körül van. Minél nagyobb a hullámhossz, annál rosszabb az elérhető felbontás. A VLT felbontásának eléréséhez egy egyedi rádióantennának több kilométer átmérőjűnek kellene lennie.

A csillagászok nagyobb felbontás utáni vágya vezetett az új technológia, az interferometria alkalmazásához, amelyet 1946-ban használtak először a Nap rádiótartományban történő megfigyeléséhez.

 


A Paranal-platform rajza a VLTI-megfigyelésekhez használt bázisvonalak közül három megjelölésével (vörös vonalak). Forrás: ESO


A VLT három kiegészítő teleszkópjával összegyűjtött és az interferometria nevű technológiával összekombinált fény lehetővé teszi, hogy a csillagászok olyan éles képet kaphassanak, mint amilyet a távcsövek közötti legnagyobb távolságnak megfelelő átmérőjű óriásteleszkóp szolgáltathatna. Forrás: ESO

 

Hogyan működik az interferometria? Az interferométer két vagy több teleszkópból származó fényt kombinál, lehetővé téve így, hogy a csillagászok olyan részleteket pillanthassanak meg egy objektumon, amelyeket csak több száz méter átmérőjű tükrökkel vagy antennákkal észlelhetnének. A két távcső közötti, szeparációnak is nevezett távolság a bázisvonal, amely lényegében az interferométer által alkotott “virtuális” teleszkóp átmérője. Ha több távcsőtől származó fényt használnak, minden teleszkóppár közötti szeparáció külön bázisvonal lesz, az effektív távcsőátmérő pedig az elemek közötti távolságok legnagyobbikának felel meg. Minél több bázisvonalunk van, annál több információt tudunk összegyűjteni egy objektumról, mivel minden bázisvonal a puzzle egy újabb darabjával járul hozzá a teljes képhez. Ezt zenei hasonlattal is megvilágíthatjuk: ha egy csillagászati objektum képe a komplett zenemű, mindegyik bázisvonal egy-egy, a darabot felépítő hang. Minél több a bázisvonalunk, annál több hangunk van, és annál jobban hasonlít a mű az eredetileg megkomponáltra.

Ráadásul a Föld forgása miatt a különböző bázisvonalaknak az objektumhoz viszonyított helyzete is változik, ami még több információ begyűjtését eredményezi. Azaz minél több távcsövet használunk, annál több a bázisvonalunk, és annál több információt gyűjthetünk. Ez igaz mind az optikai, mind a rádió tartományban végzett interferometria esetén.

A VLT négy távcsőegységét (UT-k) használva hat bázisvonalunk van. Ezért olyan furcsa a távcsövek elrendezése a platformon: a hat bázisvonal hossza és iránya mind-mind különböző. Elvben az UT-kkal elérhető felbontás egy 130 méter átmérőjű teleszkópénak felel meg, ekkora a leghosszabb elérhető bázisvonal. A VLT Interferométer (VLTI) négy 1,8 méteres kiegészítő teleszkópot (AT-k) is használhat, amelyek mozgathatók a platformon, így több információ nyerhető az adott objektumról. Az AT-kkal a VLT felbontása még jobb lehet, a legnagyobb felbontás egy 200 méter átmérőjű távcsőének felel meg, és a bázisvonalak száma is sokkal nagyobb. Ez az egyedi távcsőegységek felbontásához képest 25-szörös javulást jelent.

A VLTI az égi objektumok korábban elképzelhetetlen részletességű vizsgálatát teszi lehetővé a csillagászok számára. Részleteket láthatunk a csillagok felszínén, de akár egy fekete lyuk közvetlen környezetét is tanulmányozhatjuk. A VLTI-vel készíthették el a csillagászok egy csillag eddigi legélesebb képét is, amelynek térbeli felbontása 4 milliívmásodperc. Ez olyan, mintha egy csavar fejét 300 kilométer távolságból is látnánk!

 


Az ALMA antennarendszer a levegőből. Forrás: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO


Az ALMA-korrelátor villódzó fényei. Forrás: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña

 

A rádióinterferometriában az ALMA saját forradalmának élharcosa. Az akár 66 antenna és 1225 bázisvonal kombinálásában rejlő lehetőségekkel és az antennák közötti 16 kilométeres legnagyobb távolsággal… Nos, tényleg túlszárnyalhatatlan! Az ALMA messze a legnagyobb felbontást kínálja a rádiócsillagászoknak, tízszer jobbat, mint amit a NASA/ESA Hubble-űrteleszkóp elért.

Az interferometriába bevont mindegyik teleszkóp ugyanazt a csillagászati objektumot észleli, mindegyik felfog valamennyit az általa kibocsátott fényből. Az interferometria azonban csak akkor működik, ha az egyes teleszkópok által detektált fényt a megfelelő módon kombinálják. Ismét csak a zenei analógiánkra utalva, össze kell gyűjtenünk az egyedi zenei hangokat, és egyesíteni kell azokat annak érdekében, hogy magát a dalt is magunkévá tegyük. Attól függően azonban, hogy az objektumtól származó fényhullámok hogyan haladtak át a világűrön és a Föld légkörén, kicsit különböző időpontokban érik el az egyes teleszkópokat. A nyalábok kombinálásánál tehát minden interferométernek szüksége van egy olyan rendszerre, amely kompenzálja ezeket kicsiny időeltéréseket annak biztosításához, hogy minden fénynyaláb ugyanabban az időpillanatban érje el a detektort. Az ALMA esetében a rádióhullámokat a korrelátor elnevezésű nagy teljesítményű számítógépben digitálisan kombinálják. A nagyobb hullámhosszúságú nyalábokat egyszerűbb kombinálni, ez az oka annak, hogy a rádióinterferometria kifejlesztése jóval megelőzte az optikaiét.

A rövidebb hullámhosszak, például a VLT által észleltek esete teljesen más történet. Még az ALMA korrelátorához hasonló szuperszámítógépek sem képesek elérni a pontosságnak azt a szintjét, ami az infravörös tartományban lenne szükséges a sikeres nyalábkombináláshoz. Évtizedeket vett igénybe az infravörös interferometriára megbízhatóan használható, például a VLTI-ben is működő rendszer kifejlesztése. Szuperszámítógép helyett az optikai/infravörös interferometria földalatti alagutak, ún. késleltető utak rendszerét használja. Ezek a késleltető utak egy piciny plusz távolságot adnak hozzá ahhoz az úthoz, amelyet az elsőként beérkezett hullámoknak kell megtenniük, így állítva elő azt a kompenzációs időkésleltetést, ami biztosítja, hogy a fényhullámokat helyesen lehessen kombinálni. Ezt egy olyan rendszerrel érik el, amelyben tükröket hordozó kis kocsikat mozgatnak a leghosszabb bázisvonalnak megfelelő hosszúságú síneken. A kocsik gondos elhelyezésével a bejövő jel finoman hangolható, a berendezés pedig elérheti az ámulatba ejtő 0,001 mm pontosságot.

 


A VLTI a levegőből, megjelölve az alagutak helyét is. Forrás: ESO


Juan Pablo Henríquez technikus a VLTI (Very Large Telescope Interferometer) késleltetési útjait állítja be. Forrás: ESO/Max Alexander

 

Hogyan néznek ki a kombinált nyalábok? Valójában nem túl látványosan. Képzeljük el egy tó teljesen nyugodt felszínét, majd azt, hogy két kavicsot dobunk a tóba, egymáshoz közeli helyekre. Mindkét kavics körhullámok táguló rendszerét hozza létre, és a két hullámsor egy bizonyos ponton elkezd átfedni. Ahol két hullámhegy vagy két hullámvölgy találkozik, a hullám amplitúdója megkétszereződik. Ha azonban hullámhegy hullámvölggyel találkozik, azok kiolthatják egymást. Ha a vizet fényre (elektromágneses hullám) cseréljük, a két hullámsor találkozása az ún. interferencia.

 


A képen Jean-Baptiste Le Bouquin, az ESO francia csillagásza mutatja be, hogyan lehet a hullámokat – jelen esetben nem fény-, hanem vízhullámokat – kombinálni, vagy interferáltatni, hogy nagyobb hullámokat kapjunk. Forrás: ESO/M. Alexander


A HL Tauri körüli protoplanetáris korong ALMA által rögzített képe. Forrás: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

 

Az interferencia-mintázat hasonló a kétréses kísérletben tapasztalható világos és sötét csíkok mintázatához. A csíkok szeparációja és a köztük lévő kontraszt a megfigyelt objektum méretétől és alakjától függ. Az interferencia-mintázat különböző hullámhosszakon (színek), vagy akár egy egész hullámhossz-tartományban is észlelhető, mint a spektroszkópiában.

Az interferometria korai időszakában a korlátozott számú bázisvonal miatt csak annyit lehetett kideríteni, hogy a forrás magányos, kettős, vagy esetleg kiterjedt kettős, a képalkotás elképzelhetetlen volt. Ma az ALMA-hoz hasonló kifinomult interferométerek adataiból jelentős matematikai háttérrel megtámogatva a csillagászok majdnem olyan részletességű képet tudnak előállítani, amely csak több száz méter átmérőjű tükörrel vagy több kilométer széles antennával lenne lehetséges. Újra egy zenedarab hangjaira gondolva azt mondhatjuk, hogy az interferometria valóban felfedi az univerzum harmóniáját.

Interferometriával elért kiemelkedő tudományos eredmények

  • A MIDI egyértelműen felbontotta a WOH G64 csillagot, és kiderült, hogy az nem akkora, mint korábban gondolták! (eso0815)
  • A VLTI a PIONIER műszerrel állatövi fényt detektált egy exobolygó-rendszerben (eso1435)
  • Bolygókeletkezést tárt fel a forradalmi ALMA-felvétel (eso1436)
  • A VLTI nem várt helyeken talált port, egy aktív galaxis centrumában elhelyezkedő szupernagy tömegű fekete lyukat övező akkréciós korong síkja felett és alatt (eso1327)
  • A VLTI egy nagyon kicsiny kísérőt detektált a T Cha csillagot övező protoplanetáris korongban (eso1106)

További képek