Када астрономи говоре о оптичком телескопу, они често спомињу величину огледала. То је зато што је ваше огледало веће, ваш поглед на небо може бити оштрији. Познато је као раздвајање снаге, а то је због својства светлости познатог као дифракција. Када светлост прође кроз отвор, као што је отварање телескопа, имаће тенденцију да се шири или дифрактује. Што је отвор мањи, то се више светлости чини вашу слику замућенијом. Због тога већи телескопи могу да снимају оштрију слику од мањих.
Дифракција не зависи само од величине вашег телескопа, већ зависи и од таласне дужине светлости коју посматрате. Што је таласна дужина већа, више светлости се различи за дату величину отвора. Таласна дужина видљиве светлости је врло мала, дужина мања од милион метра. Али радио светлост има таласну дужину која је хиљаду пута дужа. Ако желите да снимите слике оштре као слике оптичких телескопа, потребан вам је радиотелескоп који је хиљаду пута већи од оптичког. Срећом, можемо да направимо овако велике телескопе захваљујући техници познатој као интерферометрија.
Да бисте направили радио-телескоп високе резолуције, не можете једноставно да направите огроман радио апарат. Требало би вам јело преко 10 километара. Чак је и највеће радио посуђе, кинески ФАСТ телескоп, пре свега 500 метара. Дакле, уместо да направите једну велику посуду, направите десетине или стотине мањих посуђа која могу радити заједно. То је помало попут употребе само делова великог великог огледала уместо целе ствари. Да сте то урадили оптичким телескопом ваша слика не би била тако светла, али би била скоро једнако оштра.
Али то није тако једноставно као што се прави пуно антена. Једним телескопом светлост из удаљеног предмета улази у телескоп и фокусира се огледало или сочиво на детектор. Светлост која је истовремено напустила предмет доспева у детектор, тако да је слика синхронизована. Када имате низ радио антена, сваки са својим детектором, светлост са вашег објекта ће до неких антенских детектора стићи пре других. Ако бисте само комбиновали све своје податке, настао би неред. Овде долази интерферометрија.
Свака антена у вашем низу посматра исти објект, а као што то чине, свака тачно означава време посматрања. На овај начин имате десетине или стотине токова података, сваки са јединственим временским жицама. С временских ознака можете све податке вратити у синхронизацију. Ако знате да тањур Б добија једну 2 микросекунде након тањура А, знате да сигнал Б мора бити помакнут према напријед за 2 микросекунде да би био синкронизиран.
Математика за ово постаје стварно компликована. Да би интерферометрија деловала, морате знати временску разлику између сваког пара антене. За 5 јела која су 15 пара. Али ВЛА има 27 активних јела или 351 пар. АЛМА има 66 јела, што чини 2.145 парова. И не само то, док се Земља окреће у правцу померања вашег објекта у односу на антенску посуду, што значи и време између сигнала који се мења током праћења. Морате да пратите све то да бисте повезали сигнале. То се ради са специјализованим суперрачунаром познатим као корелатор. Посебно је дизајниран да ово уради једно рачунање. То је корелатор који омогућава на десетине антенских антена да делују као један телескоп.
Прошле су деценије да би се побољшала и побољшала радио интерферометрија, али је постала уобичајено средство за радио астрономију. Од инаугурације ВЛА 1980. до првог светла АЛМА у 2013., интерферометрија нам је дала изузетно високе резолуције. Техника је сада толико моћна да се може користити за повезивање телескопа широм света.
2009. године радио опсерваторије широм света пристале су да раде заједно на амбициозном пројекту. Користили су интерферометрију да комбинују своје телескопе да би направили виртуелни телескоп велик као планета. Познат је као Евент Хоризон телескоп, а 2019. године дао нам је прву слику црне рупе.
Помоћу тимског рада и интерферометрије сада можемо проучавати један од најтајанственијих и најекстремнијих објеката у свемиру.
