Als astronomen praten over een optische telescoop, ze noemen vaak de grootte van de spiegel. Dat komt omdat hoe groter je spiegel, hoe scherper je zicht op de hemel kan zijn. Het staat bekend als oplossend vermogen, en het is te wijten aan een eigenschap van licht die bekend staat als diffractie. Als licht door een opening gaat, zoals het openen van de telescoop, het zal de neiging hebben zich uit te spreiden of te buigen. Hoe kleiner de opening, hoe meer het licht zich verspreidt, waardoor uw afbeelding waziger wordt. Daarom kunnen grotere telescopen een scherper beeld vastleggen dan kleinere.

Diffractie is niet alleen afhankelijk van de grootte van uw telescoop, het hangt ook af van de golflengte van het licht dat je waarneemt. Hoe langer de golflengte, hoe meer lichtdiffract bij een gegeven openingsgrootte. De golflengte van zichtbaar licht is erg klein, minder dan 1 miljoenste van een meter lang. Maar radiolicht heeft een golflengte die duizend keer langer is. Als u beelden wilt vastleggen die net zo scherp zijn als die van optische telescopen, je hebt een radiotelescoop nodig die duizend keer groter is dan een optische. Gelukkig, we kunnen zulke grote radiotelescopen bouwen dankzij een techniek die interferometrie wordt genoemd.

Om een ​​radiotelescoop met hoge resolutie te bouwen, je kunt niet zomaar een enorme radioschotel bouwen. Je hebt een schotel nodig van meer dan 10 kilometer doorsnede. Zelfs de grootste radioschotel, China's SNELLE telescoop, is slechts 500 meter breed. Dus in plaats van een enkele grote schotel te bouwen, je bouwt tientallen of honderden kleinere gerechten die kunnen samenwerken. Het is een beetje alsof je alleen delen van een hele grote spiegel gebruikt in plaats van het hele ding. Als je dit met een optische telescoop hebt gedaan, je afbeelding zou niet zo helder zijn, maar het zou bijna net zo scherp zijn.

Maar het is niet zo eenvoudig als het bouwen van veel kleine antenneschotels. Met een enkele telescoop het licht van een ver object komt de telescoop binnen en wordt door de spiegel of lens op een detector gefocusseerd. Het licht dat tegelijkertijd het object verliet, bereikt tegelijkertijd de detector, zodat je afbeelding synchroon loopt. Als je een reeks radioschotels hebt, elk met hun eigen detector, het licht van uw object zal sommige antennedetectoren eerder bereiken dan andere. Als je al je gegevens zou combineren, zou je een warboel hebben. Dit is waar interferometrie om de hoek komt kijken.

Elke antenne in de array observeert hetzelfde object, en terwijl ze dat doen, markeren ze elk het tijdstip van de waarneming heel precies. Op deze manier, je hebt tientallen of honderden datastromen, elk met unieke tijdstempels. Van de tijdstempels, u kunt alle gegevens weer synchroniseren. Als je weet dat schotel B een enkele 2 microseconden na schotel A krijgt, je weet dat signaal B 2 microseconden vooruit moet worden verschoven om synchroon te zijn.

De wiskunde hiervoor wordt echt ingewikkeld. Om interferometrie te laten werken, je moet het tijdsverschil tussen elk paar antenneschotels weten. Voor 5 gerechten is dat 15 paar. Maar de VLA heeft 26 actieve schotels of 325 paar. ALMA heeft 66 gerechten, wat zorgt voor 2, 145 paar. Niet alleen dat, als de aarde draait, verschuift de richting van je object ten opzichte van de antenneschotels, wat betekent dat de tijd tussen de signalen verandert als u waarnemingen doet. Je moet het allemaal bijhouden om de signalen te correleren. Dit wordt gedaan met een gespecialiseerde supercomputer die bekend staat als een correlator. Het is speciaal ontworpen om deze ene berekening uit te voeren. Het is de correlator die tientallen antenneschotels als één telescoop laat fungeren.

Het heeft tientallen jaren geduurd om radio-interferometrie te verfijnen en te verbeteren, maar het is een algemeen hulpmiddel geworden voor radioastronomie. Van de inhuldiging van de VLA in 1980 tot het eerste licht van ALMA in 2013, interferometrie heeft ons beelden met een buitengewoon hoge resolutie opgeleverd. De techniek is nu zo krachtig dat het kan worden gebruikt om telescopen over de hele wereld aan te sluiten.

In 2009, radio-observatoria over de hele wereld kwamen overeen om samen te werken aan een ambitieus project. Ze gebruikten interferometrie om hun telescopen te combineren tot een virtuele telescoop zo groot als een planeet. Het staat bekend als de Event Horizon Telescope, en anno 2019, het gaf ons ons eerste beeld van een zwart gat.

Met teamwork en interferometrie, we kunnen nu een van de meest mysterieuze en extreme objecten in het universum bestuderen.