Warum wird ein Array von Teleskopen verwendet?

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Um dieses Problem zu verstehen, lohnt es sich zu überlegen, was ein Teleskop (oder ein optisches / Radio-Bildgebungssystem) wirklich tut.

Bei einem einfachen Parabolspiegel wird die Form so gewählt, dass die Gesamtweglänge für alle Strahlen "von unendlich" bis zum Brennpunkt gleich ist. Indem die Weglängen gleich gemacht werden, sind die Signale alle in Phase, wenn sie am Brennpunkt ankommen, was zu einer konstruktiven Interferenz führt. Wir sehen dies als „Lichtblick“ im Brennpunkt. Ich habe dies in dieser früheren Antwort ausführlich erklärt .

"Auflösung" wird dann interpretiert als "wie weit von der Achse entfernt fällt das Signal von einer Punktquelle auf Null ab", was eine andere Art zu sagen ist "wie nahe können zwei Punkte sein und als unterschiedlich angesehen werden" (es ist nicht genau das dasselbe, aber es ist normalerweise "gut genug", diese Konzepte gleichzusetzen). Die Auflösung der einzelnen Komponente spielt keine allzu große Rolle - während ihr Signal "praktisch unverändert" bleibt, wenn sich die Quelle von der Achse entfernt, ändert sich die Phasenbeziehung mit dem Signal des nächsten (kleinen) Elements viel schneller. Während also die Komponenten selbst keine bessere Auflösung erhalten, tut das kombinierte Signal dies.

Dies hat einige Implikationen. Erstens muss jedes Abbildungssystem die Phasenbeziehung zwischen den einfallenden Strahlen viel besser als eine Wellenlänge aufrechterhalten. Aus diesem Grund hat ein optisches Teleskop wirklich glatte Oberflächen, aber eine Radioantenne kann aus einer "grob geformten" Oberfläche hergestellt werden. Zweitens - es bedeutet, dass wir keine kontinuierliche kreisförmige Linse / keinen durchgehenden kreisförmigen Spiegel benötigen, um eine Bildgebung durchzuführen. Jeder Satz von Reflektoren, der dazu führt, dass die detektierten Signale in Phase bleiben, wird sich auf die gleiche Weise verhalten. Je größer die Gesamtfläche, desto mehr Signal wird natürlich erkannt - aber wenn Sie an Winkelauflösung interessiert sind und genügend Signal haben, müssen Sie die Breite Ihrer Optik erhöhen; Sie müssen die Fläche nicht unbedingt vergrößern .

Und so wird es möglich, Teleskope zu erfinden, die ungewöhnliche Formen haben, aber besonders gut in der Auflösung entlang einer bestimmten Achse sind. Dies ist das Prinzip hinter der Interferometrie mit sehr langer Basislinie , aber es funktioniert in jedem Maßstab. Der Schlüssel ist, dass Sie die Phasenbeziehung zwischen den Signalen von verschiedenen Teilen Ihres "Spiegels" innerhalb eines Bruchteils eines Zyklus beibehalten müssen - je besser Sie dies tun, desto größer wird die Auflösung des Systems sein. Bei optischen Wellenlängen wird dies schnell sehr, sehr schwierig - bei den in der Radioastronomie verwendeten Wellenlängen (Meter bis Millimeter) ist es durchaus machbar.

Eine hilfreiche Beschreibung des Prozesses (und der Schwierigkeit, dies optisch zu tun) findet sich im Wikipedia-Artikel zur Blendensynthese, in dem es heißt:

Eine Blendensynthese ist nur möglich, wenn sowohl die Amplitude als auch die Phase des eingehenden Signals von jedem Teleskop gemessen werden. Bei Radiofrequenzen ist dies durch Elektronik möglich, während bei optischen Lichtern das elektromagnetische Feld nicht direkt gemessen und in Software korreliert werden kann, sondern durch empfindliche Optiken weitergeleitet und optisch interferiert werden muss. Eine genaue Korrektur der optischen Verzögerung und der Aberration der atmosphärischen Wellenfront ist erforderlich, eine sehr anspruchsvolle Technologie, die erst in den 1990er Jahren möglich wurde. Aus diesem Grund wird die Bildgebung mit Apertursynthese seit den 1950er Jahren und in der optischen/infraroten Astronomie erst seit dem Jahrzehnt 2000 erfolgreich in der Radioastronomie eingesetzt. Siehe astronomisches Interferometer für weitere Informationen.

Stellen Sie sich vor, Sie schauen in einen großen Spiegel an der Wand. Stellen Sie sich nun vor, der Spiegel besteht aus kleineren, gekachelten Spiegeln. Sie werden immer noch Ihr Spiegelbild sehen. Wenn Sie beginnen, die Kacheln zu entfernen, so dass nur noch wenige übrig sind, können Sie sie immer noch verwenden, um das Bild Ihres Gesichts zu rekonstruieren, das der ursprüngliche Spiegel gegeben hat. Dies geschieht mit einem Interferometer. Astronomen konstruieren ein Bild, das vom "Vollspiegel" (der längsten Basislinie) gemessen wird, basierend auf den Informationen, die sie von einigen Kacheln (einzelnen Antennen) erhalten.