VLBI — największy radioteleskop świata

W ostatnich latach stało się możliwe prowadzenie szczegółowych badań najpotężniejszych zjawisk emisji promieniowania we Wszechświecie. Zjawiska te w postaci wybuchów o niezwykłej mocy związane są z jądrami masywnych galaktyk i kwazarami. Przesunięcia linii w optycznych widmach kwazarów osiągają wartość z=3,78, co odpowiada odległościom wielu miliardów lat świetlnych. Z całą pewnością są to obecnie najdalsze obserwowane skupiska świecącej materii we Wszechświecie. Nasza Galaktyka (lub np. M31) widziana z tak olbrzymiej odległości miałaby zaledwie 2,5 sek. łuku, a jej jasność widoma byłaby 23^m. To porównanie pozwala wyobrazić sobie trudności obserwacyjne, jakie towarzyszą badaniu tych odległych i wciąż tajemniczych obiektów, a fakt, iż większość badanych obecnie kwazarów ma jasności widome 13^m–19^m, świadczy o tym, jak potężnymi są one źródłami energii.

Przy fotografowaniu słabych obiektów wymagane są bardzo długie czasy ekspozycji. Drgania atmosfery powodują istotne ograniczenia zdolności rozdzielczej otrzymywanych obrazów. Na ogół najdrobniejsze szczegóły obrazów optycznych bardzo odległych obiektów mają rozmiary kątowe kilku sekund łuku. Techniki przetwarzania takich obrazów, pomimo ogromnego przełomu dokonanego w ostatnich latach, nie są jeszcze na tyle doskonałe, aby stosować je w badaniach najdalszych kwazarów i galaktyk. Z pomocą przychodzi tu radioastronomia. Jest to dział astronomii stosunkowo młody. Jego początki w 1931 roku dał Karl Jansky publikując w postaci map mocy promieniowania radiowego Drogi Mlecznej rezultaty swoich prac. Po drugiej wojnie światowej kilku młodych naukowców, którzy podczas wojny opracowali radar, wykorzystało swoje doświadczenia w nowej wówczas jeszcze dziedzinie nauki — w radioastronomii. Powstały dwa dynamicznie rozwijające się ośrodki — obydwa w W. Brytanii. Pierwszy w Cambridge kierowany przez profesora Martina Ryle'a, drugi w Jodrell Bank prowadzony przez profesora Bernarda Lovella. W ciągu kilku lat odkryto wiele źródeł promieniowania radiowego, które nazwano wówczas radiogwiazdami, oraz analizowano promieniowanie Galaktyki i Słońca.

Rys. 1a i 1b Schematyczne rysunki wyjaśniające zasadę działania interferometrów radiowego i optycznego.

Jedną z podstawowych trudności w badaniacji radioastronomicznych było uzyskanie dużej zdolności rozdzielczej. Wiemy, że dla teleskopu optycznego kątowe rozmiary obrazu dyfrakcyjnego gwiazdy powstającego w ognisku są równe 120/D_cm sekund łuku (D — średnia teleskopu wyrażona w cm). Te same prawa optyki decydują o zdolności rozdzielczej radioteleskopu. I tak aby dorównać oku na fali o długości 1 metra jest potrzebny instrument o średnicy aż 3,5 km! Z tego powodu radioastronomowie zmuszeni zostali do poszukiwań i rozwijania nowych technik odbioru fal radiowych. Przesunięcie zainteresowania w stronę fal krótszych, np. do 1 cm, pozwala zmniejszyć wymaganą średnicę anteny do 35 metrów. Budowa dużych anten parabolicznych pracujących na falach centymetrowych jest jednak bardzo kosztowna i nie daje możliwości wykonania dostatecznie dokładnych pomiarów pozycji obiektu radiowego. Profesor Martin Ryle, laureat nagrody Nobla w dziedzinie nauk fizycznych z 1974 roku, opracował metodę, która wprowadziła całkowitą rewolucję w dotychczasowych badaniach — interferometrię radiową. Zasada działania interferometru radiowego jest analogiczna jak znanego w optyce interferometru Michelsona. Schematyczne rysunki 1a i 1b przedstawiają interferometr radiowy i odpowiadający mu interferometr optyczny. Gdybyśmy w naszym teleskopie optycznym lub lornetce umieścili przesłonę z dwoma małymi otworkami (szczelinami) w odległości d, to w ognisku, gdzie normalnie powstaje obraz oglądanego przedmiotu, zobaczymy prążki interferencyjne. Interferometrowi radiowemu pracującemu na fali 1 m o bazie d = 10 km odpowiadają dwa małe otwory w przysłonie obiektywu teleskopu oddalone o 5,6 mm. Gdybyśmy zbudowali wiele anten i połączyli je razem, to byłoby to równoważne dodaniu takiej samej liczby otworków w naszej optycznej przysłonie. Powstający w ognisku obraz byłby teraz dokładniejszy. Tę drogę „tworzenia” dużych anten nazywa się syntezą apertury (apertura — miara wielkości powierzchni zbierającej). Ryle i jego współpracownicy zbudowali nowe instrumenty działające właśnie na tej zasadzie stosowane obecnie powszechnie w badaniach radioastronomicznych. Syntezę apertury zrealizować można za pomocą tylko dwu anten lub inaczej mówiąc jednego interferometru. Warunkiem jest jednak możliwość przemieszczania jednej z nich w stosunku do drugiej (nieruchomej) w taki sposób, aby otrzymać różne długości bazy d. Dla każdej zmienianej teraz skokowo bazy d rejestrujemy obraz interferencyjny, po czym, gdy posiadamy dostatecznie gęste wypełnienie apertury D, dodajemy w komputerze wszystkie otrzymane obrazy interferencyjne do siebie. Rezultatem jest ostateczny obraz o dużej zdolności rozdzielczej w jednym kierunku. O rozdzielczości w drugim decyduje średnica pojedynczej antenty — a. Syntetyzowany tą drogą radioteleskop ma wymiary D · a. Naturalnym rozszerzeniem byłoby takie umieszczenie ruchomego elementu interferometru, aby otrzymać dwuwymiarową syntezę. Przypadek taki ilustruje rysunek 3a. Dwuwymiarowej syntezie apertury towarzyszą jednak ogromne trudności techniczne. Profesor Ryle zaproponował rozwiązanie genialne — super syntezę apertury. Do pracy przy przestawianiu anten „zatrudniono” Ziemię. Dwie anteny interferometru o zmiennej bazie (jak na rys. 2) obserwują przez 12 godzin ten sam obiekt na niebie. W tym czasie patrząc z kierunku źródła fal radiowych, anteny zataczają pół obrotu jak pokazano na rys. 3b. Dla deklinacji 90° będzie to pół okręgu, dla innych deklinacji wycinek elipsy, dla równika odcinek. Prowadząc takie obserwacje co kilka minut rejestrujemy aktualny obraz interferencyjny. W praktyce obraz taki jest bardzo prosty i dlatego wystarczy notować tylko dwie wielkości: amplitudę i fazę prążków interferencyjnych. W celu przeprowadzenia następnych 12-to godzinnych ciągów obserwacyjnych przesuwa się antenę A₂ do nowej pozycji itd. Końcowym etapem jest otrzymanie danych w formie amplitud i faz wewnątrz koła (lub elipsy) o średnicy D. Ciekawą własnością tych danych jest ich osiowa symetria względem centrum. Wystarczy posiadać informację zebraną z połowy takiego koła (elipsy), czyli jak to czynimy prowadząc obserwacje jedynie przez 12 godzin, aby odtworzyć drugą, brakującą część. Teraz pozostaje ważny proces sumowania zebranej informacji. Do tego celu wykorzystuje się duże komputery. Dokonują one matematycznej operacji zwanej odwrotną transformacją Fouriera. Ostatecznie otrzymujemy mapę radiową dużego obszaru nieba, takiego jaki widzi pojedyncza antena interferometru, ale za to ze zdolnością rozdzielczą i czułością odpowiadającą radioteleskopowi o średnicy D (patrz rys. 3b). Operacją równoważną do transformacji Fouriera jest sumowanie, przez obiektyw lub lustro teleskopu, w ognisku amplitud i faz padającej równoległej wiązki światła.

Rys. 2 Jednowymiarowa synteza apertury.

Dzięki zastosowaniu na początku lat 70-tych super syntezy po raz pierwszy udało się uzyskać zdolność rozdzielczą równą 1 sek. łuku, a więc porównywalną z teleskopami optycznymi. W tej chwili pracuje wiele instrumentów radiowych, których idea działania oparta jest na metodzie odtwarzania obrazów z obserwacji interferometrami radiowymi. Do największych i najważniejszych zaliczyć trzeba: radioteleskop jednomilowy oraz 5-cio kilometrowy w Cambridge w Anglii, 14-to elementowy system antenowy w Westerbork — Holandia, VLA („Very Large Array”) — 27 ruchomych anten w USA (patrz zdjęcia na drugiej i trzeciej stronie okładki). Anteny w wymienionych tu radioteleskopach są połączone za pomocą kabli wysokiej częstotliwości, falowodów lub radiolinii. Te właśnie połączenia ograniczają głównie dalsze powiększanie baz. Dodatkowe bardzo poważne problemy pojawiają się dla d/λ > 10⁵ na skutek zmiennego wpływu troposfery i jonosfery. Są to nieskorelowane, przypadkowe przesunięcia faz (opóźnienia) sygnałów odbieranych przez pojedyncze elementy interferometru. Efektywnie powodują one, podobnie jak w teleskopach optycznych scyntylacje, rozmycie szczegółów obrazu. W celu dalszej poprawy zdolności rozdzielczych konieczne jest umieszczenie anten w odległościach setek i tysięcy kilometrów, oraz usunięcie wpływu atmosfery. Oczywiście tak odległe anteny nie mogą być połączone za pomocą wspomnianych wyżej technik. Konieczne jest wprowadzenie nowych rozwiązań.

Rys. 3a Idea syntezy dwuwymiarowej, 3b Super synteza apertury.

Istotną sprawą jest wzajemna czasowa synchronizacja sygnałów. Inaczej mówiąc opóźnienie geometryczne dcosθ (rys. 1) oraz instrumentalne obu anten muszą być, skompensowane i wyrównane tak, aby te same sygnały pochodzące z czoła fali płaskiej dotarły równocześnie lub prawie równocześnie do korelatora. Wymagane dokładności synchronizacji wynoszą ułamek mikrosekundy! Warunki te w instrumentach do syntezy apertury są spełniane przez wprowadzenie zmiennych, regulowanych opóźnień na kablach w jednej z gałęzi interferometru oraz przez użycie jednego wspólnego oscylatora lokalnego. W latach 60-tych pojawiły się seryjnie produkowane zegary atomowe. Ich użycie umożliwiło realizację interferometru z niezależną rejestracją sygnału. Długość bazy takiego interferometru jest ograniczona jedynie rozmiarami Ziemi. Przykład interferometru radiowego z niezależną rejestracją sygnałów pokazuje rys. 4.

Zegary atomowe są zasadniczym elementem wyposażenia każdej stacji. Synchronizują one fazowo częstotliwość oscylatora lokalnego (a tym samym określają i stabilizują częstotliwość sygnałów odbieranych) oraz synchronizują do czasu uniwersalnego zapis sygnałów na magnetowidach. W każdej sekundzie rejestruje się 4 miliony bitów informacji (próbek sygnałów) wraz z dokładnym momentem czasu. Nagrane taśmy są przewożone następnie do centralnego procesora — wyspecjalizowanego komputera, gdzie odtwarza się je równocześnie na takich samych magnetowidach. Komputer synchronizuje szybkości obu urządzeń i ustawia te same momenty obserwacji, następnie dokonuje przesunięć ciągów danych przed korelacją tak, aby spełnić wymóg równoczesnego dotarcia tych samych sygnałów do korelatora. Na wyjściu korelatora (który jest jednym z elementów procesora) pojawiają się prążki interferencyjne. Co 1 sekundę rejestruje się ich amplitudę i fazę. Taką zespoloną informację nazywamy funkcją widzialności listków interferencyjnych, natomiast interferometrię o niezależnej rejestracji sygnałów w oparciu o zegary atomowe i korelację po obserwacji nazywa się techniką VLBI (ang. Very Long Baseline Interferometry — interferometria na, bardzo długich bazach). Po raz pierwszy technikę tę zastosowali równolegle radioastronomowie kanadyjscy i amerykańscy w roku 1967. Grupy te użyły nieco odmiennego sposobu rejestracji sygnałów — Kanadyjczycy analogową rejestrację danych, Amerykanie rejestrację cyfrową. Ta druga metoda upowszechniła się i stała się obecnie standardem międzynarodowym.

Rys. 4 Interferometr z niezależną rejestracją sygnałów — podstawowy element współczesnego VLBI.

Opracowanie pierwszych rezultatów VLBI polegało na oszacowaniu rozmiarów kątowych źródła i ilości energii odbieranej interferometrem VLBI dla różnych długości baz. W tym, raczej pionierskim okresie VLBI, wykorzystywano jedynie amplitudy listków interferencyjnych a więc połowę dostępnej informacji. Faza na skutek wpływu atmosfery oraz drobnych nierówności chodu zegarów atomowych nie mogła być użyta tak, jak to dzieje się w tworzeniu obrazów metodą syntezy apertury. Opracowanie materiału obserwacyjnego polegało na takim modelowaniu wstępnie wydedukowanej ogólnej struktury radiożródła, aby uzyskać najlepszą zgodność teoretycznie wyliczanej funkcji widzialności listków z obserwowanymi amplitudami listków interefencyjnych.

Przełamanie impasu w metodach rekonstrukcji obrazów z niepełnej informacji, a więc zbieranej za pomocą niewielkiej liczby anten znajdujących się w znacznej od siebie odległości, nastąpiło w latach 70-tych. Alan Rogers z Haystack Observatory a następnie Peter Wilkinson z Jodrell Bank i Anthony Readhead z Owens Valley Observatory w Kalifornii opracowali metodę otrzymywania tzw. map hybrydowych. Zasadniczą ideą jest wykorzystanie razem amplitud i faz. Jeśli przeprowadzimy równoczesne obserwacje VLBI za pomocą trzech radioteleskopów, a następnie odtworzymy równocześnie trzy zapisy w specjalnym wielostacyjnym procesorze, to jest możliwe usunięcie wspomnianych uprzednio błędów fazy. Dla źródła punktowego (fazy astronomiczne równe zeru) suma faz obserwowanych prążków interferencyjnych na dwu bazach równa jest fazie na bazie zamykającej (trzeciej) i to niezależnie od czasu obserwacji. Dla 4 stacji mamy trzy niezależne trójkąty i trzy niezależne wielkości nazywane zamkniętymi fazami. Współczesne obserwacje VLBI prowadzone są równocześnie przez wiele stacji (radioteleskopów) i co za tym idzie, otrzymujemy dużą liczbę interferometrów, a więc mamy odpowiednio dużo amplitud listków oraz zamkniętych faz. Te informacje z powodzeniem wystarczą, aby zastosować transformację Fouriera. Niemniej obliczenia są nadal bardzo skomplikowane i są prowadzone kolejnymi krokami (procesy iteracyjne). Za każdym krokiem dają one coraz lepsze dopasowanie do danych obserwacyjnych i coraz lepsze przybliżenie prawdziwego obrazu radioźródła. Na ogół kilkanaście iteracji wystarcza dla otrzymania ostatecznego rozwiązania. Odtworzenie obrazu radiowego na podstawie ograniczonej informacji pochodzącej z bardzo wąskich pasków na płaszczyźnie apertury prowadzi do ogromnych deformacji charakterystyki kierunkowej wypadkowej (syntetyzowanej) anteny. Silny poziom listków bocznych takiej charakterystystyki (w optyce pierścieni dyfrakcyjnych) i ich asymetria usuwane są w procesie zwanym z angielskiego CLEAN (czyszczenie). W każdym miejscu mapy radiowej radioźródła odejmuje się uprzednio wyliczoną wiązkę instrumentalną tak, aby usunąć jej wpływ na całej mapie. Proces taki nazywamy rozwiązywaniem splotu, po czym zastępujemy ją wiązką czystą, pozbawioną listków bocznych, ale o tej samej co odjęta amplitudzie. Metoda ta jest równoważna wypełnieniu interpolowanymi danymi pustych miejsc na płaszczyźnie apertury pomiędzy elipsami baz.

Współczesne badania metodami VLBI pozwalają uzyskać rozdzielczość map radiowych 0,''0004! Jest ona najwyższą osiągniętą kiedykolwiek w badaniach astronomicznych. Odpowiada teoretycznej zdolności rozdzielczej teleskopu optycznego o średnicy 300 m. Taka ostrość obrazów umożliwia „zobaczenie” przekroju włosa z odległości ok. 50 km lub piłkę futbolową na Księżycu. W centrum Galaktyki obserwować można obiekty o rozmiarach 5 jednostek astronomicznych, w M31 — 250 j.a., a w najdalszych kwazarach metodami VLBI badać można aktywne jądra i strumienie wyrzucanej z nich materii posiadającej rozmiary zaledwie kilku lat świetlnych. Gdyby założyć, iż kwazary posiadają materię świecącą rozłożoną jak w Galaktyce, w promieniu 15 kpc, to obserwowane przez VLBI fragmenty stanowią 1/10000 część obrazu optycznego. Teleskop orbitalny (Space Telescope), którego umieszczenie na orbicie ma nastąpić za dwa lata, pozwoli otrzymać obrazy optyczne o zdolności rozdzielczej 0,04 sekundy łuku. Dopiero zastosowanie technik interferometrii optycznej może dać w przyszłości porównywalną do VLBI rozdzielczość. Nie ma tu mowy — oczywiście o jakiejkolwiek formie konkurencji. Wyniki obydwu metod będą równie ważne i będą wzajemnie służyć poznawaniu zagadek Wszechświata.

VLBI jest przykładem burzliwego rozwoju współczesnych badań naukowych. Pojedyncze kraje nie mają możliwości z powodu ograniczonych funduszy i rozmiarów własnych terytoriów prowadzić tych awangardowych badań. Konieczne jest utworzenie sieci dużej liczby radioteleskopów rozsianych po całym globie prowadzących równoczesne, ściśle ze sobą zsynchronizowane obserwacje. W ten sposób pojedyncze anteny stają się składowymi dużego radioteleskopu mającego średnicę bliską średnicy Ziemi. Ze względów praktycznych, np. na skutek ograniczeń spowodowanych czasem widoczności źródła równocześnie we wszystkich obserwatoriach, celowe jest użycie mniejszej liczby anten. Nie zawsze potrzebne są najwyższe zdolności rozdzielcze. W takich sytuacjach wystarcza kontynentalne VLBI.

Do najważniejszych wyników otrzymanych z badań VLBI zaliczyć należy: 1 — otrzymanie obrazu kosmicznych maserów cząstek OH, SiO i H₂O związanych z protogwiazdami, obszarami formacji gwiazd i otoczkami gwiazd późnych typów. W strukturach tych wyróżnić można szczegóły o wymiarach jednostki astronomicznej i obserwować ich dynamikę; 2 — otrzymanie obrazów jąder kwazarów i radiogalaktyk; 3 — odkrycie względnego ruchu składników w kwazarach z pozornymi prędkościami nadświetlnymi (do 45 c!) będącymi wynikiem efektów relatywistycznych; 4 — stwierdzenie dużej zmienności w strukturach radioźródeł.

VLBI stało się metodą pozwalającą na prowadzenie badań interdyscyplinarnych. Obserwując dalekie obiekty można precyzyjnie mierzyć prędkość ruchu obrotowego Ziemi, wyznaczyć z dużą dokładnością (do 20 cm) położenie bieguna Ziemi, a także mierzyć długości baz na odległościach wielu tysięcy kilometrów z dokładnością kilku centymetrów. Tymi badaniami zajmują się geodeci, geolodzy i geofizycy. Astrometria radiowa daje obecnie znacznie lepsze rezultaty niż klasyczne metody optyczne. Do celów nawigacji pojazdów kosmicznych stosuje się również VLBI. Dokładność określenia współrzędnych sond kosmicznych wynosi 1 m w odległości Księżyca.

W najbliższym czasie przewiduje się przeprowadzenie eksperymentów VLBI na falach milimetrowych. Pozwoli to jeszcze dziesięciokrotnie poprawić zdolność rozdzielczą obserwacji naziemnych. Istnieją projekty, których realizacja nastąpi jeszcze w tym dziesięcioleciu, umieszczenia dużej anteny na orbicie okcłoziemskiej, współpracującej ze stacjami naziemnymi. Wkrótce będziemy mogli zobaczyć najbliższe otoczenie czarnych dziur odpowiedzialnych za wyzwalanie ogromnych energii w kwazarach i niektórych galaktykach. Być może stanie się realne rozwikłanie pasjonującej zagadki tworzenia galaktyk i ewolucji materii we wczesnych etapach istnienia Wszechświata.

W wielu krajach przywiązuje się ogromną wagę do rozwoju badań metodami VLBI. W USA ruszy niebawem system nazwany VLBA, w Kanadzie, w Australii i w ZSRR projektuje się budowę niezależnych sieci VLBI. W Europie istnieje sieć EVN (ang. European VLBI Network). W jej skład wchodzą: 100 m antena w RFN, 76 m antena w Anglii (patrz zdjęcie na pierwszej stronie okładki), dwanaście 25 m anten w Holandii, 26 m antena w Szwecji, 22 m antena w ZSRR (patrz zdjęcie na drugiej stronie okładki) i 15 m antena w Piwnicach koło Torunia. W budowie są dwie 32 m anteny we Włoszech. Nasz kraj aktywnie włączył się do tych ważnych badań. Toruńscy radioastronomowie w oparciu o udostępnioną dokumentację sami zbudowali terminal VLBI i rozpoczęli już wspólne obserwacje. Polska jest więc jedynym (poza ZSRR) krajem socjalistycznym, który podjął tę ważną i wiodącą w radioastronomii tematykę. Duże nadzieje związane są tu nie tylko z astrofizycznymi aspektami VLBI. Wspólnie z Centrum Badań Kosmicznych PAN prowadzi się prace zmierzające do wykorzystania obserwacji VLBI do badań geodynamicznych.

Współczesna radioastronomia, w szczególności VLBI, jest przykładem zastosowania najnowszych rozwiązań technologicznych: anten, elektroniki, systemów automatycznego sterowania, nowoczesnych metod numerycznych — rekonstrukcji obrazów oraz niespotykanej dotąd w żadnej dyscyplinie nauki w takiej skali partnerskiej współpracy międzynarodowej. Perspektywy dalszego rozwoju tej techniki wskazują, iż będzie ona wioodącą jeszcze przez kilka dziesięcioleci. Utrzymanie się Polski w VLBI w decydującym stopniu zależeć będzie od modernizacji naszej bazy instrumentalnej. Pilnie potrzebna jest budowa większej, np. 32 m anteny. Odpowiednie prace projektowe zostały już podjęte i należy wierzyć, iż przy ogólnym poparciu wszystkich polskich radioastronomów projekt ten będzie zrealizowany.