Når astronomer snakker om et optisk teleskop, nevner de ofte størrelsen på speilet. Det er fordi jo større speilet ditt er, desto skarpere kan du se på himmelen. Det er kjent som å løse makt, og det skyldes en egenskap av lys kjent som diffraksjon. Når lys passerer gjennom en åpning, for eksempel åpningen av teleskopet, vil det ha en tendens til å spre seg eller diffrahere. Jo mindre åpning, jo mer sprer lyset seg, slik at bildet blir uskarpt. Dette er grunnen til at større teleskoper kan ta et skarpere bilde enn mindre.
Diffraksjon avhenger ikke bare av størrelsen på teleskopet ditt, det avhenger også av bølgelengden på lyset du observerer. Jo lengre bølgelengde, desto mer lys avleder for en gitt åpningsstørrelse. Bølgelengden til synlig lys er veldig liten, mindre enn en milliondel meter. Men radiolys har en bølgelengde som er tusen ganger lenger. Hvis du vil ta bilder så skarpe som på optiske teleskoper, trenger du et radioteleskop som er tusen ganger større enn et optisk. Heldigvis kan vi bygge radioteleskoper så store takket være en teknikk kjent som interferometri.
For å bygge et høyoppløselig radioteleskop kan du ikke bare bygge en stor radioskål. Du trenger en rett mer enn 10 kilometer. Selv den største radioskålen, Kinas FAST-teleskop, ligger bare 500 meter over. Så i stedet for å bygge en eneste stor rett, bygger du dusinvis eller hundrevis av mindre retter som kan fungere sammen. Det er litt som å bruke bare deler av et stort stort speil i stedet for hele greia. Hvis du gjorde dette med et optisk teleskop, ville ikke bildet ditt være så lyst, men det ville være nesten like skarpt.
Men det er ikke så enkelt som å bygge mange små antenneretter. Med et enkelt teleskop kommer lyset fra et fjernt objekt inn i teleskopet og blir fokusert av speilet eller linsen mot en detektor. Lyset som forlot objektet samtidig når detektoren samtidig, slik at bildet ditt er synkronisert. Når du har en rekke radiofat, hver med sin egen detektor, vil lyset fra objektet ditt nå noen antennedetektorer raskere enn andre. Hvis du nettopp kombinerte alle dataene dine, ville du få et virvarlig rot. Det er her interferometri kommer inn.
Hver antenne i arrayet ditt observerer det samme objektet, og som de gjør, markerer de hver observasjonstidspunkt veldig presist. På denne måten har du dusinvis eller hundrevis av datastrømmer, hver med unike tidsstempler. Fra tidstempelene kan du sette alle dataene i synk. Hvis du vet at parabol B får et enkelt 2 mikrosekunder etter rett A, vet du at signal B må flyttes fremover 2 mikrosekunder for å være i synk.
Regnestykket for dette blir veldig komplisert. For at interferometri skal fungere, må du kjenne til tidsforskjellen mellom hvert par antenneretter. For 5 retter som er 15 par. Men VLA har 27 aktive retter eller 351 par. ALMA har 66 retter, noe som gjør for 2.145 par. Ikke bare det, når jorden roterer objektets retning i forhold til antenneskålene, noe som betyr at tiden mellom signalene endres når du gjør observasjoner. Du må følge med på alt for å korrelere signalene. Dette gjøres med en spesialisert superdatamaskin kjent som en korrelator. Den er spesielt designet for å gjøre denne beregningen. Det er korrelatoren som lar dusinvis av antenneretter fungere som et enkelt teleskop.
Det har tatt flere tiår å foredle og forbedre radiointerferometri, men det har blitt et vanlig verktøy for radioastronomi. Fra innvielsen av VLA i 1980 til ALMAs første lys i 2013, har interferometri gitt oss ekstraordinære bilder med høy oppløsning. Teknikken er nå så kraftig at den kan brukes til å koble teleskoper over hele verden.
I 2009 ble radioobservatorier over hele verden enige om å samarbeide om et ambisiøst prosjekt. De brukte interferometri for å kombinere teleskopene sine for å lage et virtuelt teleskop så stort som en planet. Det er kjent som Event Horizon Telescope, og i 2019 ga det oss vårt første bilde av et svart hull.
Med teamarbeid og interferometri kan vi nå studere en av de mest mystiske og ekstreme objektene i universet.
