Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Идея интерферометрии состоит в том, что совместная обработка сигналов с двух радиотелескопов, разнесенных на расстояние r (так называемая база интерферометра), приводит к угловому разрешению, которое обратно пропорционально этому расстоянию, т. е. вся система работает как телескоп размера r (c пределом углового разрешения ~λ/r). Для эффективного применения лучше, если одновременно будет работать несколько антенн (причем расположенных не на одной прямой), поскольку разрешение интерферометра из двух телескопов максимально в направлении отрезка, соединяющем инструменты, и к тому же по мере увеличения количества антенн повышается чувствительность и может расширяться общая диаграмма направленности. Поэтому в мире существует несколько радиотелескопов, состоящих из большого числа антенн, разделенных расстояниями от десятков и сотен метров до километров. Современными примерами таких инструментов являются установки VLA (Very Large Array, Очень большая антенная решетка) американской Национальной радиоастрономической обсерватории в Нью-Мексико и ALMA, международный научный проект в пустыне Атакама в Чили.

Для повышения углового разрешения проводятся интерферометрические наблюдения.

Угловое разрешение интерферометра можно увеличить еще больше, если использовать в единой сети несколько фокусирующих антенн, разделенных расстояниями в сотни и тысячи километров, – такой метод называется интерферометрией со сверхдлинной базой. Примерами таких систем являются американская VLBA (Very Long Baseline Array, Антенная решетка со сверхдлинными базами) и международный проект Event Horizon Telescope. С последним ученые связывают надежды на наиболее детальные исследования непосредственных окрестностей сверхмассивных черных дыр в центре нашей Галактики и галактики М87.

Размер наземных интерферометров со сверхдлинной базой ограничен диаметром нашей планеты. Но можно добиться еще большего углового разрешения, если размещать аппараты в космосе. Правда, с этим связано много проблем. Во-первых, космическая антенна не может быть очень большой, поэтому чувствительность интерферометра будет ограничена размером космического телескопа. Во-вторых, высокое угловое разрешение достигается преимущественно в направлении линии, соединяющей инструменты. Соответственно, если лишь одна из антенн в системе находится в космосе, то трудно за короткое время покрыть наблюдениями с высоким разрешением большую площадь. В-третьих, угловое разрешение зависит и от длины волны, а реализовать интерферометр в миллиметровом и субмиллиметровом диапазонах с участием космического телескопа крайне трудно.

Наибольшее угловое разрешение в астрономии достигается при использовании радиоинтерферометров со сверхдлинной базой.

На сегодняшний день было предпринято несколько попыток создания космических радиоинтерферометров, все они работали на длинах волн более 1 см: японский проект VSOP (1997–2003 гг.) с 8-метровой антенной и российский проект «Радиоастрон» (спутник «Спектр-Р» запущен в 2011 г. и продолжает работать и в настоящее время) с 10-метровой антенной. На сегодняшний день «Радиоастрону» принадлежит рекорд углового разрешения среди всех астрономических приборов, работающих в разных диапазонах спектра. На своих рабочих частотах «Радиоастрон» достиг рекордного углового разрешения, недоступного наземным интерферометрам.

При радионаблюдениях невозможно быстро строить детальные изображения источников, поскольку обычно на поле зрения телескопа приходится очень мало чувствительных элементов приемника. Поэтому для получения изображений необходимо или много наблюдений одной области, или использование сложных методик (например, метод апертурного синтеза).

Другой проблемой радиоастрономии традиционно считалось небольшое поле зрения инструментов. Это затрудняет поиск вспыхивающих и быстропеременных источников без триггеров в других диапазонах спектра (если они не наблюдаются одновременно вне радиодиапазона). В последние годы технический прогресс позволил существенно продвинуться в направлении быстрых обзоров неба с достаточной чувствительностью, особенно на низких частотах. Примером является проект LOFAR (LOw Frequency ARray, Низкочастотная [антенная] решетка), созданный в начале XXI в. в Европе. Установка состоит из множества станций, раскиданных по всему континенту. Обработка данных с них проводится на суперкомпьютере и позволяет выполнять быстрые обзоры неба в диапазоне 10–240 МГц.