Als astronomen het hebben over een optische telescoop, noemen ze vaak de grootte van de spiegel. Dat komt omdat hoe groter je spiegel is, hoe scherper je zicht op de hemel kan zijn. Het staat bekend als oplossend vermogen en is te wijten aan een eigenschap van licht die bekend staat als diffractie. Wanneer licht door een opening gaat, zoals de opening van de telescoop, zal het de neiging hebben zich te verspreiden of te buigen. Hoe kleiner de opening, hoe meer het licht zich verspreidt, waardoor uw afbeelding waziger wordt. Daarom kunnen grotere telescopen een scherper beeld vastleggen dan kleinere.
Diffractie hangt niet alleen af van de grootte van uw telescoop, het hangt ook af van de golflengte van het licht dat u waarneemt. Hoe langer de golflengte, hoe meer licht diffracteert bij een gegeven openingsmaat. De golflengte van zichtbaar licht is erg klein, minder dan een miljoenste meter lang. Maar radio-licht heeft een golflengte die duizend keer langer is. Wil je beelden zo scherp vastleggen als die van optische telescopen, dan heb je een radiotelescoop nodig die duizend keer groter is dan een optische. Gelukkig kunnen we grote radiotelescopen bouwen dankzij een techniek die bekend staat als interferometrie.
Om een radiotelescoop met hoge resolutie te bouwen, kun je niet zomaar een enorme radioschotel bouwen. Je hebt een gerecht nodig met een diameter van meer dan 10 kilometer. Zelfs de grootste radioschotel, de FAST-telescoop van China, is slechts 500 meter breed. Dus in plaats van een enkele grote schaal te bouwen, bouw je tientallen of honderden kleinere gerechten die samen kunnen werken. Het lijkt een beetje op het gebruik van alleen delen van een grote spiegel in plaats van het hele ding. Als je dit met een optische telescoop zou doen, zou je afbeelding niet zo helder zijn, maar bijna net zo scherp.
Maar het is niet zo eenvoudig als het bouwen van veel kleine antenneschotels. Met een enkele telescoop komt het licht van een ver verwijderd object de telescoop binnen en wordt door de spiegel of lens gefocust op een detector. Het licht dat tegelijkertijd het object verliet, bereikt tegelijkertijd de detector, dus uw beeld is synchroon. Wanneer u een reeks radioborden heeft, elk met hun eigen detector, zal het licht van uw object sommige antennedetectoren eerder bereiken dan andere. Als je alleen al je gegevens zou combineren, zou je een warboel hebben. Dit is waar interferometrie binnenkomt.
Elke antenne in uw array observeert hetzelfde object en terwijl ze dat doen, markeren ze elk zeer nauwkeurig de tijd van de waarneming. Op deze manier heb je tientallen of honderden datastromen, elk met unieke tijdstempels. Vanaf de tijdstempels kunt u alle gegevens weer synchroon zetten. Als je weet dat schotel B een enkele 2 microseconden krijgt na schotel A, weet je dat signaal B 2 microseconden vooruit moet worden geschoven om synchroon te lopen.
De wiskunde hiervoor wordt echt ingewikkeld. Om interferometrie te laten werken, moet u het tijdsverschil tussen elk paar antenneschotels kennen. Voor 5 gerechten zijn dat 15 paren. Maar de VLA heeft 27 actieve gerechten of 351 paren. ALMA heeft 66 schalen, goed voor 2.145 paar. Niet alleen dat, terwijl de aarde draait, verschuift de richting van je object ten opzichte van de antenneschotels, wat betekent dat de tijd tussen de signalen verandert als je observaties maakt. Je moet het allemaal bijhouden om de signalen te correleren. Dit wordt gedaan met een gespecialiseerde supercomputer die bekend staat als een correlator. Het is speciaal ontworpen om deze berekening uit te voeren. Het is de correlator die tientallen antenneschotels als één telescoop laat werken.
Het heeft tientallen jaren geduurd om radio-interferometrie te verfijnen en te verbeteren, maar het is een veelvoorkomend hulpmiddel geworden voor radioastronomie. Van de inauguratie van de VLA in 1980 tot het eerste licht van ALMA in 2013, interferometrie heeft ons beelden van buitengewoon hoge resolutie opgeleverd. De techniek is nu zo krachtig dat hij gebruikt kan worden om telescopen over de hele wereld aan te sluiten.
In 2009 kwamen radio-observatoria over de hele wereld overeen om samen te werken aan een ambitieus project. Ze gebruikten interferometrie om hun telescopen te combineren tot een virtuele telescoop zo groot als een planeet. Het staat bekend als de Event Horizon-telescoop en in 2019 gaf het ons onze eerste afbeelding van een zwart gat.
Met teamwork en interferometrie kunnen we nu een van de meest mysterieuze en extreme objecten in het universum bestuderen.
