Kui astronoomid räägivad optilisest teleskoobist, mainivad nad sageli selle peegli suurust. Põhjus on selles, et mida suurem on teie peegel, seda teravamaks taevavaade võib olla. Seda nimetatakse lahutusjõuks ja see on tingitud valguse omadusest, mida nimetatakse difraktsiooniks. Kui valgus läbib ava, näiteks teleskoobi ava, kaldub see laiali või hajub. Mida väiksem on ava, seda rohkem valgus levib, muutes teie pildi hägusemaks. Seetõttu suudavad suuremad teleskoobid saada teravamat pilti kui väiksemad.
Difraktsioon ei sõltu ainult teie teleskoobi suurusest, see sõltub ka teie vaadeldava valguse lainepikkusest. Mida pikem on lainepikkus, seda rohkem valguse hajub antud ava suuruse korral. Nähtava valguse lainepikkus on väga väike, pikkus alla meetri meetrist. Raadiovalguse lainepikkus on aga tuhat korda pikem. Kui soovite jäädvustada sama teravaid pilte kui optiliste teleskoopide puhul, vajate raadioteleskoopi, mis on tuhat korda suurem kui optiline. Õnneks suudame tänu interferomeetriale tuntud tehnikale ehitada nii suured raadioteleskoobid.
Kõrge eraldusvõimega raadioteleskoobi ehitamiseks ei saa lihtsalt ehitada tohutut raadioteekit. Teil oleks vaja rohkem kui 10 kilomeetri pikkust rooga. Isegi suurim raadiosaatja, Hiina FAST-teleskoop, on ainult 500 meetri kaugusel. Nii et ühe suure taldriku ehitamise asemel ehitate kümneid või sadu väiksemaid nõusid, mis koos töötavad. See sarnaneb sellega, et kogu asja asemel kasutatakse ainult suure suure peegli osi. Kui teeksite seda optilise teleskoobiga, poleks teie pilt nii ere, kuid see oleks peaaegu sama terav.
Kuid see pole nii lihtne, kui ehitada palju väikeseid antennianumaid. Ühe teleskoobiga siseneb kaugelt esemelt pärit valgus teleskoobi sisse ja peegel või lääts fokuseerib detektorile. Objektist samal ajal väljunud tuli jõuab detektorisse samal ajal, nii et teie pilt on sünkroonis. Kui teil on hulgaliselt raadiosaateid, millel kõigil on oma detektor, jõuab teie objektist tulev valgus mõnede antennidetektoriteni kiiremini kui teised. Kui ühendaksite lihtsalt kõik oma andmed, oleks teil segadus. Siin tuleb sisse interferomeetria.
Iga teie massiivi antenn jälgib sama objekti ja nagu nad seda teevad, tähistavad nad igaüks vaatluse aega väga täpselt. Nii on teil kümneid või sadu andmevooge, igaühel kordumatu ajatempel. Ajatemärkidest saate kõik andmed uuesti sünkroonida. Kui teate, et tassi B saab pärast tassi A üks kord 2 mikrosekundit, siis teate, et signaali B tuleb sünkroonimiseks nihutada 2 mikrosekundit edasi.
Selle jaoks on matemaatika väga keeruline. Interferomeetria toimimiseks peate teadma antennide iga paari vahelist ajalist erinevust. 5 roa jaoks, mis on 15 paari. Kuid VLA-s on 27 aktiivset rooga või 351 paari. ALMA-s on 66 rooga, mis teeb kokku 2145 paari. Mitte ainult see, et kui Maa pöörleb, siis teie objekti suund antenni tasside suhtes nihkub, mis tähendab, et signaalide vaheline aeg muutub vaatluste tegemise ajal. Signaalide korrelatsiooniks peate seda kõike jälgima. Seda tehakse spetsialiseeritud superarvuti abil, mida nimetatakse korrelaatoriks. See on spetsiaalselt loodud selle ühe arvutuse tegemiseks. Just korrelaator võimaldab kümnetel antenniantennidel ühe teleskoobina toimida.
Raadiointerferomeetria täpsustamine ja parendamine on võtnud aastakümneid, kuid sellest on saanud raadioastronoomia levinud tööriist. Alates VLA avamisest 1980. aastal kuni ALMA esimese tuleni 2013. aastal on interferomeetria andnud meile erakordselt kõrge eraldusvõimega pilte. See tehnika on nüüd nii võimas, et seda saab kasutada teleskoopide ühendamiseks kogu maailmas.
2009. aastal leppisid raadiovaatluskeskused kogu maailmas kokku, et teevad koostööd ambitsioonika projekti nimel. Nad kasutasid oma teleskoopide ühendamiseks interferomeetriat, et luua planeedil sama suur virtuaalne teleskoop. Seda tuntakse kui Event Horizon teleskoopi ja 2019. aastal andis see meile oma esimese pildi mustast august.
Meeskonnatöö ja interferomeetria abil saame nüüd uurida universumi ühte salapärasemat ja äärmuslikumat objekti.
