Радиоинтерферометрия — это метод наблюдения астрономических объектов с использованием нескольких радиотелескопов, объединённых в интерферометрическую сеть. Принцип метода основан на измерении когерентных свойств электромагнитного излучения, что позволяет существенно повысить угловое разрешение по сравнению с одиночными антеннами. В контексте изучения чёрных дыр радиоинтерферометрия является ключевым инструментом для получения изображений окрестностей горизонта событий, формирования карт аккреционных дисков и изучения джетов.
Когерентное сложение сигналов Основная идея радиоинтерферометрии заключается в комбинировании сигналов с нескольких антенн таким образом, чтобы учитывать фазу электромагнитных волн. Рассмотрим две антенны, принимающие радиоволны с источника на небесной сфере. Разность фаз между сигналами пропорциональна разности длин пути до антенн и позволяет восстановить пространственную структуру источника.
Математически интенсивность интерференционного сигнала I(u, v) связана с распределением яркости источника B(l, m) через двумерное преобразование Фурье:
I(u, v) = ∬B(l, m)e−2πi(ul + vm) dl dm
где u, v — компоненты базиса, измеренные в длинах волн, а l, m — координаты на небесной сфере.
Базис интерферометра и разрешение Разрешающая способность системы определяется максимальной базой D между антеннами:
$$ \theta \approx \frac{\lambda}{D} $$
где λ — длина волны радиосигнала. Для интерферометров типа VLBI (Very Long Baseline Interferometry) базы достигают тысяч километров, что позволяет получать микросекундные угловые разрешения, достаточные для наблюдения горизонтов событий сверхмассивных чёрных дыр.
Чувствительность Чувствительность интерферометра определяется эффективной площадью антенн Aeff, системой шумов Tsys и временем интегрирования τ:
$$ \sigma = \frac{2 k_B T_\text{sys}}{A_\text{eff} \sqrt{2 \Delta \nu \tau}} $$
где Δν — ширина принимаемого спектра, kB — постоянная Больцмана.
Коэффициент заполнения базы Для реконструкции точного изображения важна плотность выборки в пространстве u, v. Недостаток данных приводит к артефактам и неопределённости в реконструированном изображении.
Калибровка фаз и амплитуд Сигналы с разных антенн подвержены различным фазовым сдвигам, вызванным атмосферой, инструментальными задержками и дрейфом частоты. Калибровка производится с помощью наблюдения известных квазаров и использования методов самокалибровки.
1. Изображение горизонта событий Радиоинтерферометрия позволила проекту Event Horizon Telescope (EHT) получить первое изображение тени сверхмассивной чёрной дыры M87*. В этом случае критическим является сочетание очень длинной базы с высокочувствительными антеннами, работающими на миллиметровых длинах волн (λ ∼ 1.3 мм), что минимизирует влияние межзвёздной дисперсии и атмосферы.
2. Изучение аккреционных дисков С помощью интерферометрии удаётся измерять размеры, форму и ориентацию аккреционных дисков вокруг чёрных дыр. Изменения яркости по времени позволяют строить карты движения газа, оценивая скорость вращения и градиенты температуры.
3. Исследование релятивистских джетов Радиоинтерферометрия с высоким разрешением позволяет наблюдать коллимацию и ускорение джетов вблизи горизонта событий. Моделирование потоков плазмы, исходя из интерферометрических данных, даёт возможность тестировать модели магнитной аккреции и релятивистской МHD.
Синхронизация времени Каждая антенна использует атомные часы (например, цезиевые или водородные масеры) с точностью до наносекунд. Это критично для точного измерения фазового сдвига сигналов, получаемых на расстоянии тысяч километров.
Передача и корреляция сигналов Сырые данные записываются локально и затем обрабатываются в центральном корреляторе, где осуществляется суммирование сигналов с учётом временных задержек и фазовых сдвигов.
Проблемы интерференции и шумов Атмосферные турбуленции, ионосферные возмущения и инструментальные шумы требуют сложных моделей коррекции. Особенно важна фазовая стабилизация для длинных баз и коротких волн.