干涉量度分析法：揭開宇宙交響曲的序幕

梁炳鑫

光學(xué)天文望遠(yuǎn)鏡，例如歐洲南方天文臺所屬的帕瑞納天文臺望遠(yuǎn)鏡，其尺寸通常指的是主鏡面直徑。鏡面直徑越大，分辨率越高，就意味著捕捉細(xì)節(jié)的能力更強(qiáng)。大氣層會對分辨率產(chǎn)生干擾，但適應(yīng)性光學(xué)儀器可以對這種干擾進(jìn)行部分補償。然而，即使是用今天世界上最大的天文望遠(yuǎn)鏡，很多天體看起來仍然只是太空中的一個小點，如果想要看清一顆與我們鄰近的恒星的表面細(xì)節(jié)，必須使用1.5千米口徑的望遠(yuǎn)鏡。

口徑超過幾米的望遠(yuǎn)鏡，鏡面制造起來成本高、難度大，因為鏡面自身的重量會導(dǎo)致鏡面塌陷變形。用鏡面下方的主動光學(xué)系統(tǒng)可以對鏡面彎折進(jìn)行控制和補償，這意味著制造望遠(yuǎn)鏡的能力可以從4米口徑級別提升至當(dāng)前的8米至10米口徑級別，前者的代表是新技術(shù)望遠(yuǎn)鏡（NTT）， 后者的代表是甚大望遠(yuǎn)鏡（VLT）。通過多鏡面拼接，天文望遠(yuǎn)鏡的口徑可以提升至幾十米，比如目前尚在籌建中的極大望遠(yuǎn)鏡（ELT）的口徑就是39米。然而即使如此，想要看清鄰近恒星的表面仍然是不可能的。

而對射電天文學(xué)來說，獲得高分辨率更加困難。相同口徑下，射電望遠(yuǎn)鏡的分辨率只有可見光望遠(yuǎn)鏡的千分之一，這是由于射電望遠(yuǎn)鏡接收的無線電波長大約為1毫米，而可見光波長在1微米左右，只有無線電波長的千分之一。波長越長，望遠(yuǎn)鏡的分辨率越低。要捕捉到跟VLT分辨率相同的圖像，射電望遠(yuǎn)鏡的口徑需要達(dá)到數(shù)千米。

出于對高分辨率圖像的渴求，天文學(xué)家研發(fā)了一項新技術(shù)——干涉量度分析法。1946年，這一技術(shù)首次被用來通過無線電波觀測太陽。

干涉量度分析法的工作原理是怎樣的呢？干涉儀將來自若干望遠(yuǎn)鏡的光線合成，產(chǎn)生的效果就像是使用了數(shù)百米口徑的望遠(yuǎn)鏡或者天線一樣，使天文學(xué)家可以看清天體的細(xì)節(jié)。兩臺望遠(yuǎn)鏡之間的距離，也就是它們的間隔構(gòu)成基線，而基線其實就代表了干涉儀合成的虛擬望遠(yuǎn)鏡的直徑。如果采用數(shù)臺望遠(yuǎn)鏡，則每兩臺之間形成一條基線，虛擬望遠(yuǎn)鏡的有效直徑是這組基線當(dāng)中最長一條的長度。干涉儀使用的基線越多，我們獲得的信息就越多，因為每條基線都可以揭示出一部分信息，就像拼圖中的一小塊，共同構(gòu)成一幅整體圖景。也可以通過音樂來理解這一概念：如果天體圖像是一首歌，則每條基線代表一個音符?；€越多，音符就越多，這首歌也就越完整。

除此之外，隨著地球自轉(zhuǎn)，基線相對所觀測天體的角度會產(chǎn)生變化，而這一變化會讓我們獲得更多信息。因此，我們使用的望遠(yuǎn)鏡越多，構(gòu)成的基線就越多，最終我們獲得的信息也就越多，對光學(xué)望遠(yuǎn)鏡和射電望遠(yuǎn)鏡來說都是如此。

VLT的四個望遠(yuǎn)鏡單元（UTs）組合起來可以提供六條基線，六條基線的長度和朝向都不同，這也就是該觀測平臺的UTs排列方式如此奇怪的原因。理論上，這些UTs可以達(dá)到相當(dāng)于130米口徑望遠(yuǎn)鏡的觀測精度，也就是說，它們之間最長的基線是130米。甚大望遠(yuǎn)鏡干涉儀（VLTI）還具有四臺1.8米口徑的輔助望遠(yuǎn)鏡，這四臺輔助望遠(yuǎn)鏡可以在平臺上移動，幫助獲取更多天體信息。有了輔助望遠(yuǎn)鏡，VLTI的最大分辨率相當(dāng)于200米口徑的望遠(yuǎn)鏡，并且基線的數(shù)量會大幅度

增加。這樣一來，整臺望遠(yuǎn)鏡的分辨率比一個單獨的UTs高出25倍。

VLTI使天文學(xué)家能夠以前所未有的精度來研究天體的細(xì)節(jié)。使用VLTI，天文學(xué)家能夠看到恒星表面的細(xì)節(jié)，甚至能夠研究黑洞周圍的環(huán)境。VLTI使天文學(xué)家獲得了有史以來最清晰的恒星圖像，空間分辨率達(dá)到了4毫秒。這一精度相當(dāng)于在30萬千米之外能夠挑出一顆螺絲釘！

在無線電干涉量度分析方面，阿塔卡馬毫米/亞毫米波陣列望遠(yuǎn)鏡（ALMA）正在引導(dǎo)一場全新的革命。它擁有使用66根天線形成1225條基線的能力，而兩根天線之間的最長距離可以達(dá)到1 6千米……想想看！ALMA具有迄今無線電天文學(xué)中最高的分辨率，比哈勃空間望遠(yuǎn)鏡高出10倍。

干涉量度分析中使用的所有望遠(yuǎn)鏡觀測的是同一個天體，每臺望遠(yuǎn)鏡接收來自該天體的不同光信號。只有將這些望遠(yuǎn)鏡收到的信號成功擬合，干涉量度分析才起作用?；叵胍幌挛覀冎白龅囊魳繁扔鳎挥袑⑹占降囊舴M合起來才能獲得一首完整的歌。然而，天體發(fā)出的光經(jīng)過外太空和地球大氣層到達(dá)各個望遠(yuǎn)鏡的時間稍有差異，因此，為了將各部分光擬合，每臺干涉儀都需要一套系統(tǒng)來補償這些微小的時間差異。對ALMA來說，這項工作是在被稱為“相關(guān)儀”的具有強(qiáng)大計算能力的電腦中完成的，無線電波被擬合為電子信號。波長越長，信號擬合就越容易，這也就是無線電干涉量度分析比光干涉量度分析發(fā)展早很多的原因。

較短的波長，例如VLT觀測的波長，處理起來完全不同，即使是ALMA使用的超級電腦也無法達(dá)到擬合近紅外區(qū)信號所需的精度。近紅外區(qū)干涉量度分析法是科學(xué)家耗費了幾十年時間發(fā)展出的一套可靠的系統(tǒng)，被運用在VLTI上。它并沒有采用超級計算機(jī)來進(jìn)行時間補償，而是使用了一套被稱為“延遲線”的地下管道系統(tǒng)。這些延遲線讓較早到達(dá)的光波走過一段額外的距離，用補償性的時間延遲保證觀測對象的所有光波可以正確擬合。延遲具體是由若干裝載有鏡面的托架完成的，這些托架可以沿軌道移動，而軌道的長度等于最長基線的長度。通過仔細(xì)調(diào)整這些托架的位置，信號可以被精確調(diào)整，以1/1000毫米的驚人精度輸入干涉儀。

那么，經(jīng)過擬合的光信號看上去是怎樣的呢？其實可能并不奇特。想象把兩塊石子扔進(jìn)毫無波瀾的池塘，每顆石子產(chǎn)生一套漣漪。在某處，兩套漣漪開始重疊，水波的波峰或波谷相疊加都會使波的幅度加倍，而波峰和波谷相疊加就會發(fā)生抵消。如果把水波換成光波（也就是一種無線電波），這兩套漣漪之間的相互作用就叫作干涉。

這套干涉圖樣與雙縫實驗中產(chǎn)生的干涉條紋類似，干涉條紋的分離度和對比度取決于所觀測天體的大小和形狀。另外，干涉圖樣還可以在不同波長（也就是顏色）下進(jìn)行觀測，甚至是像光譜學(xué)那樣在全部波長范圍內(nèi)進(jìn)行觀測。

早期，干涉量度分析法只能用數(shù)量有限的基線來揭示所觀測天體是單源、雙源還是復(fù)雜結(jié)構(gòu)，想獲得實際圖像是不可能的?，F(xiàn)在，超高復(fù)雜度的干涉儀，例如ALMA使用的干涉儀，結(jié)合數(shù)學(xué)分析，可以獲得高分辨率圖像，細(xì)節(jié)與使用數(shù)百米口徑的望遠(yuǎn)鏡或者數(shù)千千米的天線相同。如果把這些圖像比作音符，那么干涉量度分析法正在為我們揭開宇宙交響曲的序幕。