عندما يتحدث الفلكيون عن تلسكوب بصري ، غالبًا ما يذكرون حجم مرآته. وذلك لأنه كلما كانت المرآة أكبر ، كلما كانت رؤيتك للسماء أكثر وضوحًا. تُعرف بالقدرة المُحَلَّة ، وهي تُعزى إلى خاصية الضوء المعروفة باسم الحيود. عندما يمر الضوء عبر فتحة ، مثل فتحة التلسكوب ، يميل إلى الانتشار أو الحيود. كلما كانت الفتحة أصغر ، زاد انتشار الضوء مما يجعل صورتك أكثر ضبابية. هذا هو السبب في أن التلسكوبات الأكبر يمكنها التقاط صورة أكثر وضوحًا من التلسكوبات الأصغر.
لا يعتمد الحيود على حجم التلسكوب فحسب ، بل يعتمد أيضًا على طول موجة الضوء الذي تلاحظه. كلما طال طول الموجة ، زاد تشتت الضوء لحجم فتح معين. الطول الموجي للضوء المرئي صغير جدًا ، يقل طوله عن مليون متر. لكن ضوء الراديو له طول موجي أطول ألف مرة. إذا كنت ترغب في التقاط صور حادة مثل تلك الموجودة في التلسكوبات البصرية ، فأنت بحاجة إلى تلسكوب لاسلكي أكبر ألف مرة من التلسكوب البصري. لحسن الحظ ، يمكننا بناء مقاريب لاسلكية بهذا الحجم بفضل تقنية تعرف باسم قياس التداخل.
لبناء تلسكوب راديو عالي الدقة ، لا يمكنك ببساطة إنشاء طبق راديو ضخم. ستحتاج إلى طبق يزيد عرضه عن 10 كيلومترات. حتى أكبر طبق راديو ، وهو تلسكوب FAST الصيني ، يبلغ عرضه 500 متر فقط. لذا بدلاً من بناء طبق كبير واحد ، يمكنك بناء عشرات أو مئات الأطباق الصغيرة التي يمكن أن تعمل معًا. إنه يشبه إلى حد ما استخدام أجزاء فقط من مرآة كبيرة كبيرة بدلاً من كل شيء. إذا فعلت ذلك باستخدام تلسكوب بصري ، فلن تكون الصورة ساطعة ، ولكنها ستكون حادة تقريبًا.
لكنها ليست بسيطة مثل بناء الكثير من أطباق الهوائي الصغيرة. باستخدام تلسكوب واحد ، يدخل الضوء من جسم بعيد إلى التلسكوب ويتم تركيزه بواسطة المرآة أو العدسة على كاشف. يصل الضوء الذي ترك الكائن في نفس الوقت إلى الكاشف في نفس الوقت ، بحيث تكون صورتك متزامنة. عندما يكون لديك مجموعة من الأطباق الراديوية ، لكل منها جهاز كشف خاص بها ، سيصل الضوء من جسمك إلى بعض أجهزة الكشف عن الهوائي في وقت أقرب من غيرها. إذا جمعت للتو جميع بياناتك ، فستكون لديك فوضى مختلطة. هذا هو المكان الذي يأتي فيه قياس التداخل.
يلاحظ كل هوائي في الصفيف الخاص بك نفس الشيء ، وكما يفعلون ، فإن كل علامة تحدد وقت المراقبة بدقة شديدة. بهذه الطريقة يكون لديك عشرات أو مئات من تدفقات البيانات ، لكل منها طوابع زمنية فريدة. من الطوابع الزمنية ، يمكنك إعادة مزامنة جميع البيانات. إذا كنت تعلم أن الطبق B يحصل على 2 ميكروثانية واحدة بعد الطبق A ، فأنت تعلم أنه يجب تحويل الإشارة B إلى الأمام 2 ميكروثانية لتكون متزامنة.
الرياضيات لهذا تصبح معقدة حقًا. لكي يعمل قياس التداخل ، يجب عليك معرفة فرق الوقت بين كل زوج من أطباق الهوائي. لخمسة أطباق 15 زوجا. لكن VLA به 27 طبقًا نشطًا أو 351 زوجًا. يحتوي ALMA على 66 طبقًا ، مما يجعل 2145 زوجًا. ليس ذلك فحسب ، فبينما تدور الأرض اتجاه جسمك يتغير بالنسبة لأطباق الهوائي ، مما يعني أن الوقت بين الإشارات يتغير أثناء قيامك بالملاحظات. عليك تتبع كل ذلك من أجل ربط الإشارات. ويتم ذلك باستخدام حاسوب خارق متخصص يعرف باسم "إرتباط". وهي مصممة خصيصًا لإجراء هذا الحساب. هو الارتباط الذي يسمح لعشرات من أطباق الهوائي بدور التلسكوب الواحد.
لقد استغرق الأمر عدة عقود لتحسين وتحسين قياس التداخل الراديوي ، ولكنه أصبح أداة شائعة لعلم الفلك الراديوي. من افتتاح VLA في عام 1980 إلى الضوء الأول لـ ALMA في عام 2013 ، أعطانا قياس التداخل صورًا عالية الدقة بشكل غير عادي. أصبحت هذه التقنية الآن قوية للغاية بحيث يمكن استخدامها لتوصيل التلسكوبات في جميع أنحاء العالم.
في عام 2009 ، وافقت المراصد الإذاعية في جميع أنحاء العالم على العمل معًا في مشروع طموح. استخدموا قياس التداخل لدمج تلسكوباتهم لإنشاء تلسكوب افتراضي كبير مثل كوكب. يُعرف باسم تلسكوب Event Horizon ، وفي عام 2019 قدم لنا أول صورة لنا لثقب أسود.
من خلال العمل الجماعي والقياس التداخلي ، يمكننا الآن دراسة أحد أكثر الأشياء الغامضة والمتطرفة في الكون.
