Интерферометрия

Если даже крупнейший телескоп мира оказывается недостаточно большим, на помощь приходит интерферометрия

Когда мы говорим о размерах оптического телескопа, такого, какие установлены в обсерватории ESO на Паранале, мы прежде всего имеем в виду диаметр его главного зеркала. Чем больше зеркало, тем выше его разрешающая сила — то есть, тем лучше его способность выявлять тонкие детали изображений. Земная атмосфера снижает эту способность, но адаптивная оптика может частично компенсировать вредное влияние атмосферной турбулентности. Однако даже для самых больших современных телескопов многие астрономические объекты все равно выглядят крохотными точками. Например, чтобы разглядеть детали на поверхности одной из соседних с нами звезд, нам понадобился бы телескоп с главным зеркалом диаметром более 1.5 километров!

Изготовлять зеркала диаметром более нескольких метров и очень дорого и технически трудно: собственный вес такого зеркала приводит к внутренним напряжениям в его толще и деформациям его поверхности. Использование систем активной оптики в оправе зеркала позволило управлять его формой и компенсировать изгибы поверхности. Это привело к скачку от телескопов 4-метрового класса, таких, как NTT, к современному поколению 8- и 10-метровых оптических телескопов, таких, как VLT. С применением сегментированных зеркал предельный размер зеркала оказалось возможным увеличить до нескольких десятков метров. У строящегося ELT зеркало будет иметь диаметр 39 метров. И все же, даже этого недостаточно, чтобы разглядеть детали поверхности даже самой близкой звезды!

Еще труднее добиться разрешения мелких деталей структуры в радиоастрономии. При эквивалентном диаметре "зеркала" радиотелескоп имеет разрешение в 1000 раз хуже, чем у оптического телескопа -- просто потому, что радиоволны, такие, например, какие регистрируются антеннами ALMA, значительно длиннее (длиной около 1 миллиметра) световых волн (у них длина составляет около одной тысячной доли миллиметра, или 1 микрометр). А чем длиннее волна, тем ниже разрешение, которые вы можете получить и тем хуже качество изображений. Чтобы регистрировать детали такого же углового размера, какие различимы на VLT, нужна была бы индивидуальная радиоантенна в форме "тарелки" диаметром в несколько километров.

Потребность астрономов получать высокое разрешение привела к разработке новой техники наблюдений: интерферометрии. В радиодиапазоне такая техника впервые была применена в наблюдениях Солнца в 1946 г.

Вид наблюдательной платформы на Паранале с тремя базами (обозначены красным), используемыми при наблюдениях в режиме VLTI. Предоставлено: ESO

Световые сигналы, принятые тремя вспомогательными телескопами VLT и скомбинированные с применением техники интерферометрии, позволяют астрономам получать изображения с такой же четкостью, какая могла бы быть достигнута с применением гигантского телескопа с диаметром зеркала, равным наибольшему расстоянию между вспомогательными телескопами. Предоставлено: ESO 

Как же работает интерферометрия? Интерферометр складывает световые потоки от двух или более телескопов, что позволяет астрономам регистрировать детали изображения объекта, доступные зеркалу или антенне диаметром в сотни метров. Расстояние между двумя телескопами иногда называется разнесением или длиной базы. Эта длина и является эффективным диаметром “виртуального” интерферометрического телескопа. Когда используется свет, собираемый несколькими телескопами, каждая пара разнесенных телескопов создает отдельную базу, и эффективный диаметр такого составного телескопа соответствует длине наибольшей из них. Чем больше баз используется, тем больше информации мы получаем из наблюдений объекта, так как вдоль каждой из баз можно построить профиль изображения, объединяя которые, получим полное изображение. Можно представить этот процесс в музыкальных терминах: каждая база дает нам несколько нот мелодии, собирая которые воедино, мы получим всю песню. И чем больше у нас будет баз, тем больше будет и нот, и тем полнее будет звучать мелодия песни.

Более того, по мере вращения Земли ориентация баз относительно наблюдаемого объекта будет меняться, что принесет нам новую информацию о других профилях изображения. В общем, чем больше телескопов мы будем использовать в этом режиме, тем больше у нас будет баз и тем больше информации мы соберем. Это происходит при интерферометрии как в оптическом, так и в радиодиапазоне.

Комбинация четырех Основных телескопов VLT ("юнитов" или UT) дает нам шесть баз. Это объясняет специфическое взаимное расположение телескопов на платформе: длина и ориентация каждой из шести баз разная. В принципе "юниты" могут реализовать разрешение, эквивалентное разрешению телескопа с зеркалом диаметром 130 метров -- такова самая длинная база в системе. Но интерферометр VLT (VLTI) может, кроме того, включать в свой состав четыре 1.8-метровых вспомогательных телескопа (AT), которые могут перемещаться по платформе, чтобы получить базу нужной ориентации. С учетом AT максимальное разрешение VLTI становится еще больше: оно может быть эквивалентно разрешению телескопа с диаметром зеркала 200 метров, да и количество возможных баз теперь намного больше. Таким способом разрешающую способность индивидуального "юнита" можно улучшить в 25 раз.

Использование VLTI позволяет астрономам изучать космические объекты с беспрецедентной четкостью. Становится возможным регистрировать детали поверхностей звезд и даже исследовать окрестности черной дыры. На VLTI получено одно из самых четких в истории астрономии изображений звезды: с угловым разрешением всего в 4 миллисекунды дуги! Это эквивалентно получению изображения головки винтика с расстояния в 300 километров.

ALMA с высоты птичьего полета. Фото: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO

Коррелятор ALMA. Фото: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña 

В области радиоинтерферометрии такая же революция в области получения изображений происходит на ALMA. Здесь имеется возможность комбинировать до 66 антенн, получая при этом 1225 баз, а максимальное расстояние между антеннами составляет 16 километров… Нетрудно подсчитать, что с ALMA получается такое высокое разрешение, какого еще никогда не достигали в радиоастрономии -- вдесятеро лучше, чем реализуемое на Космическом телескопе Хаббла NASA/ESA.

Каждый телескоп, участвующий в интерферометрических наблюдениях, наблюдает один и тот же астрономический объект, и каждому достается некоторое количество света, излучаемого этим объектом. Однако, интерферометрия даст результат только в том случае, если сложение сигналов, полученных каждым из телескопов, происходит правильным образом. Возвращаясь к нашей музыкальной аналогии, мы должны не только собрать с каждого телескопа нужные нам ноты, но еще и составить их в правильном порядке, чтобы в результате получилась мелодия песни. Однако, так как световые волны от объекта, распространяясь в космосе и в земной атмосфере, попадают в каждый телескоп чуть различными путями, то и приходят они на каждый приемник чуть в разное время. Поэтому для правильного сложения этих сигналов в интерферометре должна быть предусмотрена система компенсации этих крошечных временных разностей -- все лучи должны прийти в точку сложения точно в одно и то же время. На ALMA радиоволны складываются электронным методом, внутри мощного компьютера, называемого коррелятором. Чем больше длина волны, тем легче проводить такую корреляцию, чем и объясняется тот факт, что радиоинтерферометрия появилась значительно раньше оптической.

С более короткими оптическими волнами, которые принимаются на VLT, все по-другому и гораздо сложнее. Даже такие суперкомпьютеры, как коррелятор ALMA, просто не успевают достичь уровня точности, необходимого для правильного сложения сигналов в инфракрасном диапазоне. Разработка надежных систем сложения инфракрасных потоков, таких, как используемая сейчас на VLTI, заняла несколько десятков лет. В оптической и инфракрасной интерферометрии вместо суперкомпьютеров используется система подземных туннелей, в которых свет идет вдоль так называемых линий задержки. Эти линии вносят в путь чуть раньше пришедшего сигнала мельчайшие дополнительные удлинения, что и дает необходимую компенсацию времени его прихода. Только так  и удается добиться правильного сложения всех световых волн от объекта. Технически задержки вносятся системой кареток, несущих зеркала; каретки движутся по рельсам с той же длиной пути, что и длина максимальной базы. Тщательнейшее позиционирование кареток и позволяет производить тонкую настройку принимаемых сигналов, так, что они попадают на приемник с поразительной точностью в 1/1000 мм.

 VLTI: вид с воздуха с отмеченным положением туннелей. Фото: ESO

Техник-механик Хуан Пабло Энрикес (Juan Pablo Henríquez) регулирует линии задержки VLTI (Очень Большого Телескопа-Интерферометра). Фото: ESO/Max Alexander 

Как же выглядит сигнал после сложения? Признаться, не очень эффектно. Представьте идеально спокойную поверхность пруда, в который недалеко друг от друга упало два камушка. От каждого из них будет расходиться система кольцевых волн, которые будут накладываться друг на друга. В точках, где встретятся два гребня волн или две впадины между ними, высота волны (или глубина впадины) удвоится. А если гребень одной волны встретится с впадиной другой, они погасят друг друга. Точно такая же картина наблюдается, когда друг на друга накладываются две электромагнитных (световых) волны. Это явление и называется интерференцией волн. 

На этом фото сотрудник ESO, французский астроном Жан-Батист Ле Букэн (Jean-Baptiste Le Bouquin) демонстрирует, как складываются (интерферируют) волны на воде, усиливая друг друга. Фото: ESO/M. Alexander

Полученное на ALMA изображение протопланетного диска вокруг звезды HL Тельца. Фото: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) 

Получаемая при сложении волн интерференционная картина похожа на систему темных и светлых полос (они тоже называются интерференционными), которая получается в известном из курса физики опыте с двойной щелью. Расстояние между полосами и контраст между нами зависит от размера и формы наблюдаемого объекта. Более того, интерференционная картина может наблюдаться на разных длинах волн (в разных цветах), или даже на всем диапазоне спектра, как при спектроскопии.

На заре интерферометрии при ограниченном числе баз интерферометрические наблюдения позволяли только определить, является ли объект точечным, двойным или протяженным источником, но о построении изображений нечего было и думать. Сейчас использование столь сложных интерферометров, как ALMA, оснащенных сложнейшими компьютерными системами и применяющих изощренные математические методы обработки, позволяет астрономам получать почти столь же подробные изображения, как те, что можно было бы получить с полноразмерными зеркалами диаметром в сотни метров или с гигантскими антеннами размером в несколько километров. Еще раз возвращаясь к нашей аналогии с нотами, можно сказать, что интерферометрия поистине выявляет для нас гармонию Вселенной.

Выдающиеся научные результаты, полученные при помощи интерферометрии

  • С приемником MIDI разрешен диск звезды WOH G64 и обнаружено, что он не настолько большой, каким считался до этого! (eso0815)
  • На VLTI зарегистрирован экзо-зодиакальный свет с приемников PIONIER (eso1435)
  • Революционное изображение, полученное на ALMA: образование планет (eso1436)
  • На VLTI обнаружена пыль в совершенно неожиданных местах: над и под плоскостью диска вокруг сверхмассивной черной дыры в активной галактике (eso1327)
  • На VLTI зарегистрирован очень малый компонент в протопланетном диске вокруг звезды T Cha (eso1106)

Дополнительные изображения

  • Другие изображения, связанные с применением интерферометрии в ESO
  • ESOcast 13: Интерферометр VLT дает более четкий вид Вселенной’. Замечательный видео-обзор описанных нами методов.

 

The principle of interferometry

The VLTI tunnels.

Using interferometry