干涉量度分析法 探索宇宙新篇章

伤我心太深

　　光学天文望远镜，例如欧洲南方天文台所属的帕瑞纳天文台望远镜，其尺寸通常指的是主镜面直径。镜面直径越大，分辨率越高，就意味着捕捉细节的能力更强。大气层会对分辨率产生干扰，但适应性光学仪器可以对这种干扰进行部分补偿。然而，即使是用今天世界上最大的天文望远镜，很多天体看起来仍然只是太空中的一个小点，如果想要看清一颗与我们邻近的恒星的表面细节，必须使用1.5千米口径的望远镜。




　　口径超过几米的望远镜，镜面制造起来成本高、难度大，因为镜面自身的重量会导致镜面塌陷变形。用镜面下方的主动光学系统可以对镜面弯折进行控制和补偿，这意味着制造望远镜的能力可以从4米口径级别提升至当前的8米至10米口径级别，前者的代表是新技术望远镜(NTT)， 后者的代表是甚大望远镜(VLT)。通过多镜面拼接，天文望远镜的口径可以提升至几十米，比如目前尚在筹建中的极大望远镜(ELT)的口径就是39米。然而即使如此，想要看清邻近恒星的表面仍然是不可能的。


　　而对射电天文学来说，获得高分辨率更加困难。相同口径下，射电望远镜的分辨率只有可见光望远镜的千分之一，这是由于射电望远镜接收的无线电波长大约为1毫米，而可见光波长在1微米左右，只有无线电波长的千分之一。波长越长，望远镜的分辨率越低。要捕捉到跟VLT分辨率相同的图像，射电望远镜的口径需要达到数千米。




　　出于对高分辨率图像的渴求，天文学家研发了一项新技术——干涉量度分析法。1946年，这一技术首次被用来通过无线电波观测太阳。

　　干涉量度分析法的工作原理是怎样的呢?干涉仪将来自若干望远镜的光线合成，产生的效果就像是使用了数百米口径的望远镜或者天线一样，使天文学家可以看清天体的细节。两台望远镜之间的距离，也就是它们的间隔构成基线，而基线其实就代表了干涉仪合成的虚拟望远镜的直径。如果采用数台望远镜，则每两台之间形成一条基线，虚拟望远镜的有效直径是这组基线当中最长一条的长度。干涉仪使用的基线越多，我们获得的信息就越多，因为每条基线都可以揭示出一部分信息，就像拼图中的一小块，共同构成一幅整体图景。也可以通过音乐来理解这一概念：如果天体图像是一首歌，则每条基线代表一个音符。基线越多，音符就越多，这首歌也就越完整。




　　除此之外，随着地球自转，基线相对所观测天体的角度会产生变化，而这一变化会让我们获得更多信息。因此，我们使用的望远镜越多，构成的基线就越多，最终我们获得的信息也就越多，对光学望遠镜和射电望远镜来说都是如此。


　　VLT的四个望远镜单元(UTs)组合起来可以提供六条基线，六条基线的长度和朝向都不同，这也就是该观测平台的UTs排列方式如此奇怪的原因。理论上，这些UTs可以达到相当于130米口径望远镜的观测精度，也就是说，它们之间最长的基线是130米。甚大望远镜干涉仪(VLTI)还具有四台1.8米口径的辅助望远镜，这四台辅助望远镜可以在平台上移动，帮助获取更多天体信息。有了辅助望远镜，VLTI的最大分辨率相当于200米口径的望远镜，并且基线的数量会大幅度增加。这样一来，整台望远镜的分辨率比一个单独的UTs高出25倍。


　　VLTI使天文学家能够以前所未有的精度来研究天体的细节。使用VLTI，天文学家能够看到恒星表面的细节，甚至能够研究黑洞周围的环境。VLTI使天文学家获得了有史以来最清晰的恒星图像，空间分辨率达到了4毫秒。这一精度相当于在30万千米之外能够挑出一颗螺丝钉!


　　在无线电干涉量度分析方面，阿塔卡马毫米/亚毫米波阵列望远镜(ALMA)正在引导一场全新的革命。它拥有使用66根天线形成1225条基线的能力，而两根天线之间的最长距离可以达到1 6千米……想想看!ALMA具有迄今无线电天文学中最高的分辨率，比哈勃空间望远镜高出10倍。


　　干涉量度分析中使用的所有望远镜观测的是同一个天体，每台望远镜接收来自该天体的不同光信号。只有将这些望远镜收到的信号成功拟合，干涉量度分析才起作用。回想一下我们之前做的音乐比喻，只有将收集到的音符组合起来才能获得一首完整的歌。然而，天体发出的光经过外太空和地球大气层到达各个望远镜的时间稍有差异，因此，为了将各部分光拟合，每台干涉仪都需要一套系统来补偿这些微小的时间差异。对ALMA来说，这项工作是在被称为“相关仪”的具有强大计算能力的电脑中完成的，无线电波被拟合为电子信号。波长越长，信号拟合就越容易，这也就是无线电干涉量度分析比光干涉量度分析发展早很多的原因。


　　较短的波长，例如VLT观测的波长，处理起来完全不同，即使是ALMA使用的超级电脑也无法达到拟合近红外区信号所需的精度。近红外区干涉量度分析法是科学家耗费了几十年时间发展出的一套可靠的系统，被运用在VLTI上。它并没有采用超级计算机来进行时间补偿，而是使用了一套被称为“延迟线”的地下管道系统。这些延迟线让较早到达的光波走过一段额外的距离，用补偿性的时间延迟保证观测对象的所有光波可以正确拟合。延迟具体是由若干装载有镜面的托架完成的，这些托架可以沿轨道移动，而轨道的长度等于最长基线的长度。通过仔细调整这些托架的位置，信号可以被精确调整，以1/1000毫米的惊人精度输入干涉仪。

　　那么，经过拟合的光信号看上去是怎样的呢?其实可能并不奇特。想象把两块石子扔进毫无波澜的池塘，每颗石子产生一套涟漪。在某处，两套涟漪开始重叠，水波的波峰或波谷相叠加都会使波的幅度加倍，而波峰和波谷相叠加就会发生抵消。如果把水波换成光波(也就是一种无线电波)，这两套涟漪之间的相互作用就叫作干涉。

　　这套干涉图样与双缝实验中产生的干涉条纹类似，干涉条纹的分离度和对比度取决于所观测天体的大小和形状。另外，干涉图样还可以在不同波长(也就是颜色)下进行观测，甚至是像光谱学那样在全部波长范围内进行观测。

　　早期，干涉量度分析法只能用数量有限的基线来揭示所观测天体是单源、双源还是复杂结构，想获得实际图像是不可能的。现在，超高复杂度的干涉仪，例如ALMA使用的干涉仪，结合数学分析，可以获得高分辨率图像，细节与使用数百米口径的望远镜或者数千千米的天线相同。如果把这些图像比作音符，那么干涉量度分析法正在为我们揭开宇宙交响曲的序幕。