干涉量度分析法：揭開宇宙交響曲的序幕

梁炳鑫

光學天文望遠鏡，例如歐洲南方天文臺所屬的帕瑞納天文臺望遠鏡，其尺寸通常指的是主鏡面直徑。鏡面直徑越大，分辨率越高，就意味著捕捉細節的能力更強。大氣層會對分辨率產生干擾，但適應性光學儀器可以對這種干擾進行部分補償。然而，即使是用今天世界上最大的天文望遠鏡，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節，必須使用1.5千米口徑的望遠鏡。

口徑超過幾米的望遠鏡，鏡面制造起來成本高、難度大，因為鏡面自身的重量會導致鏡面塌陷變形。用鏡面下方的主動光學系統可以對鏡面彎折進行控制和補償，這意味著制造望遠鏡的能力可以從4米口徑級別提升至當前的8米至10米口徑級別，前者的代表是新技術望遠鏡（NTT）， 后者的代表是甚大望遠鏡（VLT）。通過多鏡面拼接，天文望遠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。

而對射電天文學來說，獲得高分辨率更加困難。相同口徑下，射電望遠鏡的分辨率只有可見光望遠鏡的千分之一，這是由于射電望遠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，射電望遠鏡的口徑需要達到數千米。

出于對高分辨率圖像的渴求，天文學家研發了一項新技術——干涉量度分析法。1946年，這一技術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鏡的光線合成，產生的效果就像是使用了數百米口徑的望遠鏡或者天線一樣，使天文學家可以看清天體的細節。兩臺望遠鏡之間的距離，也就是它們的間隔構成基線，而基線其實就代表了干涉儀合成的虛擬望遠鏡的直徑。如果采用數臺望遠鏡，則每兩臺之間形成一條基線，虛擬望遠鏡的有效直徑是這組基線當中最長一條的長度。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，基線相對所觀測天體的角度會產生變化，而這一變化會讓我們獲得更多信息。因此，我們使用的望遠鏡越多，構成的基線就越多，最終我們獲得的信息也就越多，對光學望遠鏡和射電望遠鏡來說都是如此。

VLT的四個望遠鏡單元（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可以達到相當于130米口徑望遠鏡的觀測精度，也就是說，它們之間最長的基線是130米。甚大望遠鏡干涉儀（VLTI）還具有四臺1.8米口徑的輔助望遠鏡，這四臺輔助望遠鏡可以在平臺上移動，幫助獲取更多天體信息。有了輔助望遠鏡，VLTI的最大分辨率相當于200米口徑的望遠鏡，并且基線的數量會大幅度

增加。這樣一來，整臺望遠鏡的分辨率比一個單獨的UTs高出25倍。

VLTI使天文學家能夠以前所未有的精度來研究天體的細節。使用VLTI，天文學家能夠看到恒星表面的細節，甚至能夠研究黑洞周圍的環境。VLTI使天文學家獲得了有史以來最清晰的恒星圖像，空間分辨率達到了4毫秒。這一精度相當于在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/亞毫米波陣列望遠鏡（ALMA）正在引導一場全新的革命。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到1 6千米……想想看！ALMA具有迄今無線電天文學中最高的分辨率，比哈勃空間望遠鏡高出10倍。

干涉量度分析中使用的所有望遠鏡觀測的是同一個天體，每臺望遠鏡接收來自該天體的不同光信號。只有將這些望遠鏡收到的信號成功擬合，干涉量度分析才起作用。回想一下我們之前做的音樂比喻，只有將收集到的音符組合起來才能獲得一首完整的歌。然而，天體發出的光經過外太空和地球大氣層到達各個望遠鏡的時間稍有差異，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“相關儀”的具有強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到擬合近紅外區信號所需的精度。近紅外區干涉量度分析法是科學家耗費了幾十年時間發展出的一套可靠的系統，被運用在VLTI上。它并沒有采用超級計算機來進行時間補償，而是使用了一套被稱為“延遲線”的地下管道系統。這些延遲線讓較早到達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。通過仔細調整這些托架的位置，信號可以被精確調整，以1/1000毫米的驚人精度輸入干涉儀。

那么，經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毫無波瀾的池塘，每顆石子產生一套漣漪。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）下進行觀測，甚至是像光譜學那樣在全部波長范圍內進行觀測。

早期，干涉量度分析法只能用數量有限的基線來揭示所觀測天體是單源、雙源還是復雜結構，想獲得實際圖像是不可能的?，F在，超高復雜度的干涉儀，例如ALMA使用的干涉儀，結合數學分析，可以獲得高分辨率圖像，細節與使用數百米口徑的望遠鏡或者數千千米的天線相同。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。