När astronomer pratar om ett optiskt teleskop, nämner de ofta storleken på dess spegel. Det beror på att ju större din spegel, desto skarpare kan du se på himlen. Det är känt som att lösa kraften, och det beror på en ljusegenskap som kallas diffraktion. När ljus passerar genom en öppning, såsom teleskopets öppning, tenderar det att spridas ut eller diffrahera. Ju mindre öppningen, desto mer sprids ljuset vilket gör din bild mer suddig. Det är därför större teleskop kan fånga en skarpare bild än mindre.
Diffraktion beror inte bara på storleken på ditt teleskop, det beror också på våglängden för ljus du observerar. Ju längre våglängd, desto mer ljus diffraherar för en viss öppningsstorlek. Våglängden för synligt ljus är mycket liten, mindre än en miljondels meter lång. Men radioljuset har en våglängd som är tusen gånger längre. Om du vill ta bilder så skarpa som för optiska teleskop, behöver du ett radioteleskop som är tusen gånger större än ett optiskt. Lyckligtvis kan vi bygga radioteleskop så stora tack vare en teknik som kallas interferometri.
För att bygga ett högupplöst radioteleskop kan du inte bara bygga en enorm radioskiva. Du skulle behöva en maträtt mer än 10 kilometer. Till och med den största radioskålen, Kinas FAST-teleskop, ligger bara 500 meter över. Så istället för att bygga en enda stor skål bygger du dussintals eller hundratals mindre rätter som kan fungera tillsammans. Det är lite som att bara använda delar av en stor stor spegel istället för det hela. Om du gjorde detta med ett optiskt teleskop skulle din bild inte vara lika ljus, men den skulle vara nästan lika skarp.
Men det är inte så enkelt som att bygga massor av små antenndiskar. Med ett enda teleskop kommer ljuset från ett avlägset objekt in i teleskopet och fokuseras av spegeln eller linsen på en detektor. Ljuset som lämnade objektet samtidigt når detektorn samtidigt, så din bild är synkroniserad. När du har en rad radier, var och en med sin egen detektor, kommer ljuset från ditt objekt att nå några antenndetektorer förr än andra. Om du bara kombinerade alla dina uppgifter skulle du ha ett trassligt röran. Det är här interferometri kommer in.
Varje antenn i din array observerar samma objekt, och som de gör, markerar de varje observations tid mycket exakt. På det här sättet har du dussintals eller hundratals dataströmmar, var och en med unika tidsstämplar. Från tidstämplarna kan du sätta tillbaka all data i synk. Om du vet att skålen B får ett enda 2 mikrosekunder efter skålen A, vet du att signal B måste flyttas framåt 2 mikrosekunder för att synkronisera.
Matte för detta blir riktigt komplicerat. För att interferometri ska fungera måste du veta tidsskillnaden mellan varje par antennfat. För 5 rätter som är 15 par. Men VLA har 27 aktiva rätter eller 351 par. ALMA har 66 rätter, vilket gör för 2 145 par. Inte bara det, när jorden roterar objektets riktning förskjuts relativt antennfat, vilket innebär att tiden mellan signalerna ändras när du gör observationer. Du måste hålla reda på allt för att korrelera signalerna. Detta görs med en specialiserad superdator känd som korrelator. Den är specifikt utformad för att göra denna beräkning. Det är korrelatorn som låter dussintals antenndiskar fungera som ett enda teleskop.
Det har tagit decennier att förfina och förbättra radiointerferometri, men det har blivit ett vanligt verktyg för radioastronomi. Från invigningen av VLA 1980 till ALMAs första ljus 2013, har interferometri gett oss extremt högupplösta bilder. Tekniken är nu så kraftfull att den kan användas för att ansluta teleskop över hela världen.
2009 övervakade radioobservatorier över hela världen att arbeta tillsammans om ett ambitiöst projekt. De använde interferometri för att kombinera sina teleskop för att skapa ett virtuellt teleskop så stort som en planet. Det är känt som Event Horizon Telescope, och 2019 gav det oss vår första bild av ett svart hål.
Med teamarbete och interferometri kan vi nu studera ett av de mest mystiska och extrema objekt i universum.
