Interferometria

  1. Mi az interferometria? Erről a lapról megtudhatja...
  2. Miért akarunk nagyobb távcsöveket építeni?
  3. Milyen kihívásokkal jár a nagyobb távcsövek építése?
  4. Miért használunk interferometriát?
  5. Hogyan használ az ESO interferometriát?
  6. Milyen hatással van a megfigyelt fény hullámhossza az interferométerre?
  7. Hogyan határozza meg a végső képet az antennák száma és helyzete?
  8. Hogyan néz ki valójában az interferencia?
  9. Hogyan rekonstruáljuk a megfigyek objektumot a csíkmintázatból?
  10. Mi az Eseményhorizont Távcső által használt technika, a nagyon hosszú bázisvonalú interferometria?
  11. Milyen kiemelkedő tudományos eredményeket ért el az ESO interferometriával?

Mi az interferometria? Erről a lapról megtudhatja...

  • hogy az interferometria a csillagászatban gyakran alkalmazott technika, amelynek segítségével olyan részleteket is megpillanthatunk, amiket napjaink legnagyobb távcsöveivel sem látnánk. Két vagy több távcső által összegyűjtött fényből sokkal részletesebb képet alkothatunk egy égi objektumról, mint amilyenre egyetlen távcsővel képesek volnánk. Ily módon a távcsövek egyetlen, hatalmas, sokkal nagyobb átmérőjű „virtuális” teleszkópként, vagyis interferométerkén tműködnek,  mint egy valódi távcső.

  • hogy az interferometriát a legkülönbözőbb csillagászati objektumok vizsgálatára használják a hideg gázfelhőktől az exobolygókon és a csillagok felszínén át egészen a fekete lyukak környezetéig.

  • hogyan játszik szerepet az ESO két interferometriás projektben: az ESO Nagyon Nagy Távcsövének Interferométerével (VLTI) és az ALMA milliméteres/szubmilliméteres távcsőrendszerrel.

Top

Miért akarunk nagyobb távcsöveket építeni? 

A Világegyetem megértésének elmélyítése érdekében a csillagászoknak a kozmikus objektumok egyre finomabb részleteit kell észlelniük. Ezt elérhetjük úgy is, hogy megnöveljük egy teleszkóp főtükrének méretét: minél nagyobb a tükör átmérője, annál jobb a felbontása – vagyis annál jobban el tudja különíteni az apró részleteket. A csillagászok nagyobb felbontás utáni vágya vezetett az interferometria alkalmazásához. 

Top

Milyen kihívásokkal jár a nagyobb távcsövek építése?

A néhány méternél nagyobb tükrök készítése nem csak drága, de műszaki kihívás is. A legnagyobb megoldandó probléma az, hogy a tükör a saját súlya alatt a gravitáció hatására 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 8–10 méter osztályú teleszkópokat. Szegmentált tükrök használatával pedig a mérethatár néhányszor 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 ezerszer rosszabb, mint egy optikai teleszkópé, egész egyszerűen azért, mert az ALMA által is észlelt rádióhullámok hullámhossza sokkal nagyobb, mint az optikai teleszkópok által vizsgált sugárzásé, ennélfogva rosszabb az elérhető felbontás. A VLT felbontásának eléréséhez egy egyedi rádióantennának több kilométer átmérőjűnek kellene lennie.

Top

Miért használunk interferometriát? 

Tekintettel arra, hogy az előállítható tükrök és antennák átmérőjét illetően korlátozottak a lehetőségeink, a csillagászok az interferometriához fordultak: két vagy több távcső összekapcsolásával egy „virtuális” műszert hoznak létre, amit interferométernek nevezünk. Úgy működik, mintha egyetlen teleszkóp lenne, amelynek átmérője megegyezik az egyes távcsövek közötti távolsággal (vagyis a bázisvonallal).

Az interferometria egyik hátránya, hogy a távcsőrendszer különálló tükrei/antennái kevesebb fényt fognak be, mintha egyetlen, ugyanekkora teleszkópot használnánk – olyan, mintha a virtuális távcső fénygyűjtő felületén rések lennének. Ezért az interferometria akkor a leghatékonyabb módszer, ha fényes forrásokat figyelünk meg, illetve ha nagyon apró részleteket szeretnénk megfigyelni egy objektumon.

Top

Hogyan használ az ESO interferometriát? 

Az ESO két zászlóshajó-projektben használja az interferometriát: a VLTI-ben és az ALMA-ban.

  • VLTI: az ESO VLTI műszerével a csillagászok számos kutatási területet vizsgálhatnak a csillagászatban, és részleteket találhatnak a csillagok felszínén. Ezzel az interferométerrel készítették el a csillagászok egy csillag eddigi legélesebb képét is, mégpedig olyan felbontással, mintha egy csavarfejet fotóznánk le 300 kilométer távolságból!
    A VLTI közeli és középinfravörös hullámhosszakon dolgozik, és vagy a négy 8,2 méteres távcsőegység (UT) fényét egyesíti, vagy a négy 1,8 méteres kiegészítő teleszkópét (AT):
    • A VLT négy távcsőegységét (UT-k) használva hat bázisvonalunk van, amelyek hossza és iránya mind-mind különböző. Ezért olyan furcsa a távcsövek elrendezése a platformon. Az UT-kkal elérhető felbontás egy legfeljebb 130 méter átmérőjű teleszkópnak felel meg. Ez a leghosszabb elérhető bázisvonal; 16-szor nagyobb egyetlen távcsőegységnél.
    • A kiegészítő teleszkópok 30 különböző helyre is áthelyezhetők a VLT platformja mentén, hogy még több információhoz jussunk a megfigyelt objektumról. Ez sokkal több bázisvonalat jelent, és ennek köszönhetően a VLTI felbontása a lehető legjobbá válik. A legnagyobb felbontás egy 200 méter átmérőjű távcsőének felel meg. (Jelenleg a VLTI legfeljebb 140 méteres bázisvonalakkal dolgozik.) Ez legfeljebb 25-szörös javulást jelent egyetlen távcsőegységen.
  • ALMA: a nemzetközi ALMA projekt, amelyben az ESO is partner, a milliméteres és szubmilliméteres hullámhosszokon vizsgálja a Világegyetemet. Ezeket a hullámhosszakat olyan hideg objektumok bocsátják ki, mint például a gázfelhők – amelyek csak néhány tíz fokkal vannak az abszolút nulla felett –, illetve a Világegyetem legkorábbi és legtávolabbi galaxisai. A csillagászok az ALMA segítségével a molekuláris gázfelhőket, a csillagokat, a bolygórendszereket, a galaxisokat és magát az életet vizsgálják.
    Az ALMA akár 66 antennát és 1225 bázisvonalat kombinálhat, és az antennák között akár 16 kilométer is lehet a távolság. Az ALMA így messze a legnagyobb felbontást kínálja a rádiócsillagászoknak, tízszer jobbat, mint amilyent a NASA/ESA Hubble-űrteleszkópja elért.

Top

Milyen hatással van a megfigyelt fény hullámhossza az interferométerre? 

Ahogy fent írtuk, a hosszú hullámhosszok esetében nagyobb távcsövek szükségesek ahhoz, hogy olyan felbontású képeket készítsünk, mint a rövid hullámhosszok esetében. Ugyanez vonatkozik az interferométerekre is. Ennek köszönhető, hogy a közeli infravörösben vizsgálódó VLTI tipikus bázisvonalai néhányszor tíz méter hosszúak, míg a kozmoszt a rádióhullámok tartományában vizsgáló ALMA bázisvonalai akár néhány kilométeresek is lehetnek.

Másrészről a hosszú hullámhosszokat könnyebb kombinálni. Ennek az az oka, hogy a jelenlegi technológiánk a rádióhullámok digitalizálásához elég fejlett, de az infravörös jelekhez nem. Míg a rádióhullámok interferenciáját számítógépen elektronikusan fel tudjuk dolgozni, az infravörös jeleket fizikailag kell egymáshoz rendelni, ami kifejezetten erre a célra készített, összetett műszereket igényel. Ez az oka annak, hogy először a rádióinterferometriát fejlesztették ki, és ezért dolgozza fel az ALMA és a VLTI eltérő módon a jeleket.

Az ALMA esetében a rádióhullámokat a korrelátor elnevezésű nagy teljesítményű számítógépben digitálisan kombinálják. Még az ALMA korrelátorához hasonló szuperszámítógépek sem képesek elérni a pontosság olyan szintjét, amilyen 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. Attól függően azonban, hogy az objektumtól származó fényhullámok hogyan haladtak át a világűrön és a Föld légkörén, kissé különböző időpontokban érik el az egyes teleszkópokat. 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.

Hogyan határozza meg a végső képet az antennák száma és helyzete? 

Az interferométer által nyújtott kép függ a távcsövek elhelyezésétől, főként pedig a bázisvonalak számától és elrendezésétől.

Mi történik, ha változtatunk a távcsövek elrendezésén? A következő képen láthatjuk, hogyan nézne ki a Mona Lisa, ha különböző elrendezésekben felállított rádióantennákból álló interferométerrel néznénk.

Amikor az antennákat egy vízszintes vonal mentén helyezzük el, a képnek csak a vízszintes részleteit érzékelik. Ugyanez a helyzet akkor is, ha egy függőleges vonal mentén helyezzük el azokat: ilyenkor a képnek csak a függőleges részleteit látjuk.

Ahhoz, hogy jobb képet kapjunk, kombinálnunk kell nemcsak a vízszintes és függőleges, de minden más irányt is. Ezt elérhetjük azzal, ha fizikailag mozgatjuk a teleszkópokat, vagy ha felhasználjuk a Föld forgását. A Föld forgása miatt a különböző bázisvonalaknak az objektumhoz viszonyított helyzete is változik, ami még több információ begyűjtését eredményezi. Ez a technika a VLTI esetében fontos, mivel azt csupán négy távcső alkotja, így kevés bázisvonal adódik.

Az interferometriában a felbontás nem a távcsőtükör vagy antenna méretén múlik, hanem a bázisvonal értékén. Minél hosszabb a bázisvonalunk, annál nagyobb lesz a megfigyelt objektum felbontása.

A következő példán láthatjuk, hogy minél távolabb helyezzük egymástól az ALMA antennarendszer antennáit, annál több részletet kapunk a Mona Lisán. Elérkezik azonban egy pont, ahol csak a nagyon finom részletek láthatók, míg a kép nagyobb jellegzetességei (mint az ég és a hölgyalak közti különbség) elvesznek, mert az interferenciamintázataik elmosódnak.

Éppen ezért áll az ALMA egy kisebb, központi antennacsoportból – amely a kép nagyobb struktúráit szolgáltatja –, valamint több antennából, amelyeket akár 16 kilométeres távolságban is el lehet helyezni egymástól – ezek szolgáltatják a finomabb részleteket. Más interferométerek hasonló elven működnek.

További antennákkal vagy tükrökkel ellátni egy interferométert ezért két hatással is jár. Az első az, hogy növelhetjük a bázisvonalak, ennélfogva az antennapárok különböző elválasztásainak számát, ami különböző léptékű részletek feltárását teszi lehetővé. A másik pedig az, hogy a bázisvonalakat új szögekben és tájolásokban rendezhetjük el, ami szintén segít a teljesebb kép elkészítésében

Top

Hogy néz ki valójában az interferencia? 

Ha két vagy több hullám találkozik, létrehozhatnak egy nagyobb hullámot. Ezt a jelenséget hívják interferenciának, és erre az elve épül az interferometria.

A mindennapi életben az interferenciát a víz felszínén úszó hullámokként láthatjuk. Képzeljük el egy tó teljesen nyugodt felszínét, majd azt, ahogy 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 – ezt hívjuk konstruktív interferenciának. Ha azonban hullámhegy hullámvölggyel találkozik, azok kiolthatják egymást – ezt destruktív interferenciának hívjuk

A csillagászat vízhullámok helyett fényhullámokban vizsgálja az interferenciát. A kombinált fényhullámokat interferenciacsíkoknak nevezzük.

A következő illusztráció azt mutatja, hogy két csillag, amelyek látszó mérete eltér a Földről nézve (balra), milyennek látszik, ha egyetlen távcsővel nézzük (középen), illetve ha a VLTI-hez hasonló interferométerrel vizsgáljuk, amely az interferenciacsík-mintázatot létrehozza (jobbra). A csíkmintázatban látható világos és sötét sávok a konstruktív és a dekonstruktív interferencia eredményei. Amikor a csillagokat egyetlen távcsővel vizsgáljuk, alig van különbség, de az interferométerrel kapott csíkmintázatok egészen eltérőek

Top

Hogyan rekonstruáljuk a megfigyelt objektumot a csíkmintázatból?  

A csíkok szélessége és fényessége alapvetően három tényezőtől függ: az interferométer bázisvonalától, a két kombinált fényhullám hullámhosszától, valamint az objektum látszó méretétől a Földről nézve. Az első kettő ismert, ami lehetővé teszi az objektum méretének kiszámítását.

Ha nagyon kevés bázisvonalunk van, lehetetlen rekonstruálni egy objektum képét; a csillagászok csak néhány alapvető geometriai tulajdonságra következtethetnek, így például a csillag átmérőjére vagy arra, hogy van-e kísérője. Több különböző bázisvonal hozzáadásával különböző szeparációkkal és tájolásokkal pontosabban rekonstruálhatjuk az objektumot.

Top

Mi az Eseményhorizont Távcső által használt technika, a nagyon hosszú bázisvonalú interferometria? 

A nagyon hosszú bázisvonalú interferometria (Very-Long-Baseline Interferometry, VLBI) során egymástól több száz vagy több ezer kilométerre lévő rádióteleszkópok adatait kombinálják. A Földön elérhető legnagyobb hosszúságúra nyújtva a bázisvonalakat egy akkora „virtuális” teleszkópot hoznak létre, mint maga a bolygó.

Ily módon az ALMA antennarendszerhez hasonló rádióinterferométerek által elérhető felbontás a több százszorosára nő. Ez lehetővé teszi, hogy a csillagászok élesebb részletekben vizsgálják a kozmoszt egészen olyan szélsőségekig, mint a galaxisok szívében megbújó szupernagy tömegű fekete lyukak árnyéka.

Végeredményben éppen ez az Eseményhorizont Távcső (EHT) célja, amely egy 11 rádióteleszkópból álló nemzetközi hálózat – Grönlandtól a Déli-sarkig, beleértve az ALMA-t és az APEX-et is a chilei Andokban. A nemzetközi együttműködést a világ különböző tájain működő legalább 80 intézmény több mint 300 kutatója alkotja.

Az EHT elsődleges célpontjai a két legnagyobb szupernagy tömegű fekete lyuk a Földről nézve: a Tejútrendszer szívében lévő Sgr A* és egy másik az M87 galaxis magjában. Az EHT hálózat a két fekete lyuk eseményhorizontját körülvevő gázkorong által kibocsátott rádióhullámokat figyeli. Ezzel az eljárással sikerült a csillagászoknak első alkalommal képet alkotniuk egy fekete lyukról (az M87 szupernagy tömegű fekete lyukáról).

Mivel az EHT antennái több kontinensen helyezkednek el, az adatokat nem lehet a helyszínen kombinálni és elemezni, ahogy az ALMA esetében. Ehelyett rögzítik, majd a megfigyelések befejeződése után elemzik azokat. 

Az EHT behálózza az egész bolygót – elértük-e már vajon a lehető leghosszabb bázisvonalat, határt szabva ezzel annak, hogy milyen részletesen figyelhetjük meg a kozmoszt? A válasz: nem, hiszen az űr-VLBI már a Föld nagyságánál is hosszabb bázisvonalakat kínáló rádióműholdakkal működik.

Bolygónk nem az interferometria végső határa, hanem épp csak a kezdet.

Top

Milyen kiemelkedő tudományos eredményeket ért el az ESO interferometriával?

A VLTI tudománnyos eredményei:

Az ALMA tudományos eredményei:

Top