Interferometriahavainnot perustuvat interferenssi-ilmiöön, eli kahden tai useamman aaltorintaman yhdistämiseen ja havaitsemiseen (hauska esimerkki Youngin kaksoisrakokokeesta, mikä on myös radiointerferometriatekniikan taustalla, löytyy täältä). Yksi interferometripari mittaa säteilylähteen kirkkausjakautuman fourier-muunnoksen yhden komponentin, ja koko syntyvästä interferenssikuviosta saadaan tieto alkuperäisen säteilylähteen kirkkausjakautumasta. Interferometri pyritään suunnittelemaan siten, että käytössä on mahdollisimman monta interferometri-elementtiä eli teleskooppia. On mahdotonta saavuttaa optimitilannetta, jossa tämä keinotekoinen apertuuri olisi täydellinen (eli käytössä olisi täysi aukko). Siksi antenniverkosto suunnitellaan siten, että interferometrin elementit (yksittäiset teleskoopit) sijaitsevat vaihtelevilla etäisyyksillä toisistaan, eli niiden väliset ns. kantaviivat, baselines, ovat siis eri mittaisia. Tällöin aukko saadaan täytettyä mahdollisimman tehokkaasti. Yksittäisillä interferometreilla (esim. VLA) teleskooppien etäisyyksiä voidaan muuttaa siirtämällä joitakin antenneja paikasta toiseen kiskoja pitkin. Laajemmassa, jopa maapallon laajuisessa, pitkäkantainterferometriassa (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) käytetään hyväksi maapallon pyörimisliikettä, joka muuttaa kantaviivojen projektiota.
VLBI-linkkejä:
Lisätietoja VLBI-havaintomenetelmästä:
VLBI-havainnoissa yksittäiset VLBI-asemat tallettavat havaitsemansa datan magneettinauhoille tai kovalevyille, ja kaikkien asemien tallenteista korreloidaan signaali VLBI-korrelaattoriasemalla (joita on maailmassa vain muutama). Pian lienee mahdollista jo siirtää havaintodata suoraan teleskoopilta korrelaattorille internetin kautta. Tämän jälkeen kunkin havaintoprojektin tutkjat työstävät datan edelleen karttamuotoon VLBI-datankäsittelyohjelmilla. VLBI-karttojen työstämisessä on lukuisia melko monimutkaisia vaiheita, joten varsinaista tulosta, eli VLBI-karttaa, saamiseen menee yleensä varsin pitkä aika itse havaintotapahtumasta.
Interferometriatekniikalla saadaan parannettua havaintojen resoluutiota, sillä teleskoopin kulmaerotuskyky on suoraan verrannollinen aallonpituuteen ja kääntäen verrannollinen teleskoopin halkaisijaan. Koska yksittäisen radioteleskoopin kokoa ei voi kasvattaa rajatta, interferometrian avulla kasvatetaan "virtuaaliteleskoopin" kokoa. Nykyisissä VLBI-havainnoissa voidaan käyttää hyväksi paitsi koko maapallon laajuista verkostoa, myös satelliitissa Maata kiertävää radioteleskooppia, kuten japanilaisessa VSOP-projektissa on tehty. Tällöin virtuaaliteleskoopin koko kasvaa vielä maapallon kokoakin suuremmaksi.
Aallonpituuden pienentäminen eli havaintotaajuuden kasvattaminen siis myöskin parantaa havaintojen resoluutiota. Lisäksi esim. kvasaarihavainnoissa pyritään tekemään havaintoja korkeammilla radiotaajuuksilla, koska radiopurkaukset alkavat näkyä ensiksi juuri korkeilla taajuuksilla (ks. kvasaariluento). Käytännössä interferometriatekniikka muuttuu vaikeammaksi aallonpituuden pienentyessä. Suurin osa VLBI-havainnoista tehdään 22 GHz tai sitä pienemmillä taajuuksilla, tosin 43 GHz alkaa olla myöskin varsin yleinen taajuus VLBI-havainnoissa, ja millimetriverkoston asemat havaitsevat myös 3 mm aallonpituudella (83-95 GHz). Vieläkin korkeammilla taajuuksilla on tehty VLBI-kokeiluja.
The Atacama Large Millimeter Array ALMA, Euroopan Eteläisen Observatorion (ESO) ja NRAO:n (USA) yhteishanke (2005->).
Square Kilometer Array SKA, vasta suunnitteluvaiheessa oleva projekti. SKA-interferometrin liittyvä hyvä yleistajuinen artikkeli.
Japanin seuraava avaruus-VLBI-hanke VSOP2.
Infra-Red Space Interferometer Darwin, ESA.
Optista interferometriaa satelliiteista: Double Interferometer for Visual Astrometry DIVA, Space Interferometry Mission SIM, NASA, Terrestrial Planet Finder TPF, NASA.
Röntgeninterferometriaa satelliiteista: MAXIM (sisältää tietoa mm.
röntgen-interferometriasta!).
Tämä sivu on päivitetty viimeksi: 2006-12-11 / mtt
Takaisin luentosivulle.