天文学在分辨率大战中的秘密武器：干涉测量法

目前，最清晰的光学图像来自哈勃太空望远镜。基于地面的技术可以使图像清晰度提高 100 倍以上。

 

当人眼仰望夜空时，我们能看到的却是极其有限的。我们允许光线通过的眼睛瞳孔的最大直径只能达到 7 毫米（0.28 英寸）左右，这限制了我们眼睛可以收集的光量，因此限制了我们敏感的物体的微弱。因为我们只能看到可见光（光学）光，所以我们能看到的最大分辨率是由可以穿过瞳孔直径的波长数量决定的。这就是为什么北斗七星手柄中的第二颗恒星 Mizar 和 Alcor 可以被肉眼视为两个单独的光点，但位于夏季大三角内的双星 Albireo 需要双筒望远镜或望远镜才能分辨成两颗独立的恒星。

传统上，改善宇宙观的最简单方法是建造更大孔径的仪器：具有更大收集面积的望远镜。这为它们提供了更多的聚光能力和更高的分辨率，因为更大的望远镜在相同的观测时间内收集了更多的光，而且相同类型的光的更多波长可以穿过望远镜的直径，从而产生更清晰的图像。然而，更大的望远镜更昂贵，并且制造仪器更具挑战性，因为目前只有两台大于 ~12 米的光学望远镜正在建造中。

然而，一种称为干涉测量的技术提供了两全其美的优势：我们可以构建一组较小的望远镜并将它们同步在一起，从而产生具有以下特性的图像：

• 阵列中所有望远镜的聚光能力加在一起，
• 但分辨率取决于望远镜之间的距离，而不是任何单个望远镜本身的大小。

近年来，当这项技术应用于射电天文学时，我们带来了黑洞事件视界的第一张图像。现在，在 2020 年代中期，天文学家正在寻求用光学望远镜阵列做类似的事情。如果成功，它可以产生比我们最好的太空光学望远镜哈勃望远镜拍摄到的任何图像都清晰数百倍的图像。方法如下。

 

我们首先要明白的是：从宇宙中的每个发光光源，光子都以光速向外全方位传播。如果你在太空中的单个位置有一台望远镜，这些光子在传播相同的时间后到达该望远镜：每个光子的光传播时间是相同的。但是，如果你在太空中的两个不同位置都有望远镜，那不一定会是这种情况。光从光源传播到“点 A”所需的时间可能与从光源传播到“点 B”所需的时间不同，即使点 A 和 B 相对较近。

例如，如果你有两台望远镜相距一定距离（比如 300 米），那么发射的光从“B 点”到达“A 点”之间可能存在多达一微秒的时间延迟：光传播 300 米所需的时间。对于长时间保持不变的特征，如恒星、星系、星云和其他非瞬态特征，这并没有太大区别，因为你在任何特定时刻看到的不会与之前或之后一微秒发生的事情完全不同，但对于发生在特定时刻的事件， 就像超新星的爆炸或两颗黑洞或中子星的合并一样，同步不同望远镜之间的计时非常重要。

 

除了 “计时 ”到达信号之外，我们还需要注意另一件事：解析我们想要观察的天体。如果您拥有的只是一个点状探测器，那么即使是足够强大的信号也可能导致您检测到它;如果到达的光线具有足够的强度，您可以用仪器 “看到” 它。但是，您将无法解析该对象;它只会在 Point-like 乐器中显示为一个 Point。你可以了解那束光的能量是什么，它的波长是什么，以及它来自什么方向。但是你无法测量发光光源本身的物理特性：不是它的大小，不是它的形状，不是它的物理范围，也不是该光源的不同组件是否包含不同的颜色或亮度。单个点无法告诉您该信息。

但是大面积探测器，如碟形天线（或者通常为望远镜上的主镜），可以为您提供这些信息。现在，光芒不仅仅是照射到一个点，而是照射到一个区域。光：

• 离开源头，
• 以球形方式展开，
• 被大面积镜子反射，
• 并变得专注到一定程度。

 

如果那个源真的是点状的，就像一颗遥远的恒星是点状的一样，那么点状探测器和大面积探测器将看到相同的特征。但是，如果你的光源由多个光点组成（如星团或多星系统），或者是一个扩展光源（如星系或星云），那么来自每个光源的光将聚焦到略有不同的位置。

 

如果您的望远镜镜与不同光源的角度分离（或扩展物体的角度大小）相比足够大，您将能够分辨原始光源中存在的多个分离特征。对于单碟望远镜，两者之间存在简单的关系：

• 您可以实现的角度分辨率，
• 主镜（聚光镜）的直径，
• 以及您正在观察的光的波长。

如果您的光源角度较小或由距离较近的点组成，则更难分辨单个分量，就像使用较小直径的镜子或较长波长的光进行观察会降低分辨率一样。这很糟糕：当你没有足够的分辨率时，一切都在你的乐器中看起来只是一个模糊的、未解析的、单一的点。

您可以通过建造越来越大的望远镜，或者使您的望远镜对较短波长的光敏感，或者通过在物理上更靠近您试图观察的光源来克服这个问题。然而，第一个选项通常受到成本的限制，第二个选项受到地球大气窗口和物体发出的光类型的限制，而第三个选项实际上只对我们太阳系内的物体有用。对于星际或星系外天体，用目前的技术无法明显改变观察者与源之间的距离。

 

那么，想象一下，您拿着您敢于想象建造的最大望远镜，不受成本或资源的限制。更大的望远镜将为您提供更好的分辨率，因为更大直径的望远镜可以容纳更多波长的相同类型光。较大的望远镜也会给你更多的聚光能力，因为你可以收集的光量与望远镜的面积或半径（或直径）的平方成正比。在这两个方面都越大越好，即使你想象的望远镜无法建造。“太贵了”，你会反对，而这种反对对于大多数望远镜来说是合理的，这些望远镜的大小从大约 100 米到地球大小（或更远）。

但我们还没有结束。

我之所以想让你想象一个巨大的望远镜，是因为现在我想让你想象一件如果它是真的，你永远不会做的事情：破坏它。想象一下，你有能力把你非常大的望远镜镜子的大部分变暗，就像你用那面镜子制作面具一样。显然，您将无法从这些位置接收光线。因此，您能够看到的亮度限制会降低;随着你遮罩了越来越多的镜子，随着你降低它的聚光能力，越来越暗的物体会从视野中消失。但是，只要您在整个镜子本身（包括边缘）中留下“好点”，您的分辨率就不会降低;它仍然会为您提供完整的、未遮罩的镜子的分辨率。

 

这就是不仅建造单个望远镜，而且建造一系列望远镜的原理：它在光学上与单镜望远镜几乎相同，后者只是应用了一个巨大的但不完整的掩模。在上面，LBTO（或大型双筒望远镜天文台）正是以这种方式运行的。两个直径为 8.4 米的镜子安装在同一个支撑结构上，但边到边基线为 23 米，它已经做了一些了不起的事情：为我们提供了有史以来从没有实际飞到木星本身的望远镜/相机获得的木星月球木卫一的最高分辨率图像。

然而，你必须非常非常小心地处理如何将来自一系列望远镜的数据组合成一个图像。简单地执行以下作的诱惑很强：

• 建造一个望远镜阵列，
• 像单碟望远镜一样聚焦来自每个望远镜的光线，
• 让每个主镜聚焦光线，收集和存储数据，
• 然后合并这些图像中的数据以生成单个图像。

如果这是您遵循的程序，尽管可能很诱人，但您只会平均您的数据。事实上，你得到的数据并不比用单个望远镜在不同时间的“数组”上获取数据好，然后只是将所有数据共同添加在一起。您根本不会获得您希望的分辨率改进，而只会 “看到” 单个菜品能够看到的内容。

 

那么，您如何才能解锁一系列望远镜的真正力量，并获得望远镜之间距离分辨率的“圣杯”呢？

 

关键是超长基线干涉测量技术（简称 VLBI），特别是能够将来自不同望远镜的观测结果放在一起，这些望远镜对应于与被成像源完全相同的时刻。请记住，由于光源与地球上望远镜所在的各个点之间的距离不同，光信号以独特的光传播时间将光源与每个单独的望远镜/碟形天线分开。您必须知道信号到达作为阵列一部分的每个不同望远镜位置的时间，以便成功地将数据组合成一张图像。

对于事件视界望远镜来说，全球射电望远镜阵列成功地对从地球上看到的两个最大直径黑洞的事件视界进行了成像——室女座星系团中心的 M87* 和银河系中心的人马座 A*——实现这一目标的方法是使用原子钟。在地球上的八个望远镜（或望远镜阵列）位置中，每一个位置都放置了一个原子钟，使我们能够将时间精确到阿秒，即 10^-18 秒：比后续波长的（可见）光之间到达时间的飞秒差异精确数千倍。通过观察：

• 同一个对象
• 同时，
• 在相同的波长/频率下，
• 所有这些都对校准和大气噪声进行了适当的校正，

您可以将来自不同望远镜的数据组合在一起，实际上可以为您提供所需的分辨率。

在超长基线干涉测量法 （VLBI） 中，无线电信号在运送到中心位置之前被记录在每个单独的望远镜上。接收到的每个数据点都与数据一起印有一个极其精确的高频原子钟，以帮助科学家正确同步观测结果。对于光学干涉测量，而不是无线电数据，必须在现场组合各种光束，否则将无法充分保留有关电磁信号的必要幅度和相位信息。（来源：公共领域/英文维基百科的 Rnt20）

 

尽管概念简单，但要使这些多望远镜同步成为可能，需要克服巨大的技术挑战。问题在于如何将这些不同的图像合成在一起，这种技术实际上被称为孔径合成。对于射电天文学，包括事件视界望远镜，您只需测量入射信号的振幅和相位，这可以通过电子方式完成。这个问题的理论解决方案其实很古老，可以追溯到 1958 年，当时 Roger Jennison 写了他现在著名的论文：一种用于测量小角度范围空间亮度分布的傅里叶变换的相位敏感干涉仪技术。这是它的要点。

1. 首先，想象一下，你有三个天线（或者，射电望远镜），它们都连接在一起，彼此之间有已知的距离，也来自一个遥远的来源。
2. 然后，假设远距离源发射一个可以被每个天线接收的信号，其中信号在每个不同天线上的相对到达时间是已知的/计算的。
3. 现在，您将需要将这些多个信号混合在一起，当您这样做时，来自每个单独天线的信号将混合在一起：部分是由于实际（物理）效应，但也部分是由于误差源。
4. 通过 Jennison 的开创性流程（至今仍以自校准的形式使用），我们现在能够正确地组合实际效果，同时忽略和过滤掉错误。

值得注意的是，从理论上讲，这项技术可以应用于任何波长，而不应局限于无线电波长。

 

但是，对于也可以从地面观察到的光学和某些近红外波长（如电磁波谱的无线电部分），您无法如此容易地测量入射光的振幅和相位。您不能像使用无线电波那样简单地用电子方式测量它们。相反，电磁场本身必须由足够灵敏的光学系统传播，然后受到光干扰，这需要非常精确的光学延迟和波前像差校正系统。这些最早是在 1990 年代开发的，并应用于 Keck 干涉仪等系统，该系统将两台 10 米望远镜连接起来，以创建基线为 85 米的仪器。

但为什么要止步于此呢？为什么只用两个光学望远镜，或者用适中（小于 100 米）的基线停下来呢？是的，更远的距离更难，使用两个以上的望远镜是一个额外的挑战，但回报也更大：在您尝试成像的物体/源的整个覆盖区域内具有更好的分辨率。这不是什么白日梦，而是一个雄心勃勃的、正在建设中的项目，目前正在建设和开发中：马格达莱纳山脊天文台干涉仪 （MROI），与使用相同技术但（无线电）波长要长得多的甚大阵列仅一步之遥。

 

可以肯定的是，将这项新技术付诸实践存在许多挑战，其中大多数挑战都极具技术性。然而，可以说是拼图中最复杂的部分——光束组合设施，它将把来自任何和所有拟议的（十个）望远镜的数据一起带到可能的（28）个站点——已经完成。基线可以小至 7.8 米或大至 340 米：后者将成为光学天文学的记录。想一想：哈勃太空望远镜，尽管它为世界带来了一切，但它只是一个直径为 2.4 米的单碟望远镜。在 340 米处，MRO 干涉仪可以达到比哈勃望远镜的视图高 142 倍的分辨率。

尽管阵列中每个望远镜的尺寸相对较小（1.4 米），但情况仍然如此。唯一的限制是所讨论的天文源必须足够亮，以便每个单独的望远镜都能够检测到它。只要情况如此，只要干涉仪阵列的所有步骤和阶段都正常工作，那么任何经过适当成像的物体，从具有原行星盘的新生恒星到星系中心的活跃黑洞，都可以以即使是 30 米级望远镜也只能梦想的分辨率进行成像。

为了获得更好的分辨率和卓越的聚光能力，“越大越好”仍然是正确的，但“更小、更模块化且能够进行干涉测量”可以为您提供前所未有的分辨率，尽管以牺牲聚光能力为代价。