電波望遠鏡如何聯手工作?

原文參考：http://www.eso.org/public/usa/outreach/first-picture-of-a-black-hole/blog/

你能想像，耳中聽到的音樂只剩貝斯聲嗎？或者，眼睛只看得到單一一種顏色？其實，我們每天都在體驗和這很接近的事情－－因為人的眼睛只能感應電磁波譜上非常小的一部分，而這部份我們稱之為可見光。電磁波在本質特色上和可見光一模一樣，其範圍則較可見光大出許多，譬如說電波，它的波長比眼睛能看得到的可見光波長長很多。電波波長的範圍是從1毫米到10公尺，相較之下，可見光的波長是數百奈米，1奈米相當於一張紙的1萬分之一那麼薄！

人沒辦法直接看得見電波，但1867年時，馬克斯威爾預告了電波的存在，到19世紀末時，科學家已開發出能在電磁波譜的電波波段偵測和傳送電磁波的儀器，之後的數十年，人類更發現，這些儀器設備不只可用來通訊，甚至指向太空也好有用處，突然間，人類能看得到以前從未得見的宇宙各種樣貌。

第一次偵測到從天體發出來的電波，是1932年，顏斯基（英文名：Karl Jansky）觀測到銀河系發出的輻射。然後1964年，天文學家取得有關宇宙微波背景的驚人發現，這獲得了諾貝爾物理獎。接著在1967年，喬絲琳·貝爾（英文名Jocelyn Bell Burnell）藉一組電波天線陣列，觀測到第一個脈衝星，再度成為一個摘得諾貝爾桂冠的重要發現。此後的天文新發現接二連三，太多了，目不暇給。

電波望遠鏡如何聯手工作?

為了能夠偵測到星體的訊號，每個電波望遠鏡至少需要一座天線及一具接收機。由於電波頻段範圍很大，要偵測到不同的波長，電波天線在大小和形狀上，各有乾坤。

大部分電波望遠鏡的天線如果工作波長短於1公尺，天線形狀是拋物面的碟形。這種有曲度的反射面，能讓入射電波集中在焦點上。波長更短的電波對天線碟面的完美度有極嚴格的要求，ALMA和VLBI網絡（EHT和GMVA）要收集的毫米波就是屬於波長較短的電波，如果天線碟的拋物面有任何一點翹曲、凹凸，都將使這些短短小小的波偏離焦點，結果將導致丟失重要資料。

除了主碟面，大多數電波望遠鏡都有次反射器，用來把集中的電波發送到接收機上，然後接收機按它所想取得的頻率去選擇、偵測、並放大電波。接收機會先透過類比格式傳送這些信號，然後再轉換成數位信號、饋入電腦。接下來天文學家會拼接這些信號，把他們變成一張由電波訊號明亮度轉換而得的天空地圖。

無論天體位置是遙遠或鄰近的宇宙，只要有需要去偵測極暗天體所發出來的訊號，電波望遠鏡就必須長達數小時的一直指向單點，才能採集到足夠電波訊號。這和晚上拍夜景照片需用到長時間曝光模式，讓相機快門長時間開啟的道理相同。在電腦上將這些訊號結合起來之後，無論是恆星、星系、星雲、或超大質量黑洞──各種天文現象發出的輻射，天文學家都可以分析。

電波的波長太長，一直是電波天文學的難題，因為這個因素，要取得觀測天體的高解析度，成了極困難的事。即使我們動用最大的單口徑電波望遠鏡來觀測波長最短的電波，結果，所得到的解析力也只不過比肉眼視力的解析度稍微好一點點。計算單口徑望遠鏡的解析力（也就是影像細節豐富的程度），算法是電波波長除以天線直徑，得到的比值越小，角解析力就越好，能看到的細節更多。望遠鏡直徑越大，解析力越好，因此電波望遠鏡的體型往往比觀測可見光或其他波長更短的望遠鏡來得更巨大許多。

電磁波譜上波長最長、長到數公尺之長的電波，為天文研究帶來一個最特別的挑戰－－單口徑天線很難為這麼長的電波取得良好解析度。在所有可動式天線碟中，最大的，是綠堤望遠鏡（英文名：Green Bank Telescope），此天線碟直徑有一百公尺。如果把天線做成是不會轉動的，甚至有辦法還可以做得比綠堤望遠鏡更大。當今世界上最大的一座電波天線碟，是2016年剛完工，位於中國貴州省的500米口徑球面電波望遠鏡（英文名簡稱為FAST），利用了當地天然窪地地形來建造的一個固定式碟面天線。這個望遠鏡可觀測的最長波長達到了4.3公尺，在FAST完工以前，曾保有「最大望遠鏡」頭銜50年之久的阿雷希博望遠鏡，口徑則為300公尺（自從口徑500公尺的FAST在2016年完工後，阿雷希博退居第二名）。

再要建造比FAST更大的天線是辦不到的，這意味著以可觀測波長來說，我們幾乎已經到頂了。不過，仍有進步空間的是角解析力，如果打開這扇門，迎接我們的將會是「能用最精細的細節去研究低能量宇宙」，又一番新境界。

將會幫助我們開啟這扇門的是「干涉技術法」，這個重要的技術已經得過諾貝爾獎了，它的原理是，如果將散布於一塊廣大面積上的訊號組合相連，則許多天線會像一座巨無霸望遠鏡似的，讓我們運作－－即一個陣列式望遠鏡。新穎的陣列現在通常會把訊號以數位形式透過光纖集中在中央的位置，然後透過一台叫做「相關器」（＝具有專門用途的超級電腦）來處理訊號。

位在阿塔卡瑪沙漠查南脫高原上的阿塔卡瑪大型毫米及次毫米波陣列望遠鏡（ALMA）就是一個陣列式望遠鏡。ALMA，總共有66座高精度的天線，這個陣列完全伸展的最寬距離達到了16公里，66個天線以像是一座干涉儀的方式在一起工作。干涉儀的解析力不取決於單個天線的直徑，而取決於天線間的最大間隔。挪動天線讓它們彼此的間距越遠，解析力就越高。

來自天線的信號，是由ALMA的相關器來合併、處理。在多天線的協同工作之下，ALMA的最高解析力甚至比可見光波段的哈伯太空望遠鏡更好。這是拜「天線之間距離可以拉長那麼遠」之賜，它增加了干涉儀的解析力，而能偵測到更細微的細節。

在幾公里長的基線上讓多個天線相連，這種技術能力，對取得非常高的解析力和圖像裡的高精密度細節，非常重要。這讓天文學家有機會得以超越ALMA陣列去進一步發展規模更大的陣列，例如，使來自地球各地區的電波望遠鏡之信號都能相結合，天線的間距可以成為和地球一樣大，甚至，如果有一座太空型的天線－－譬如Spektr-R－－的話，甚至能形成一個比地球還大的天線。

這樣，望遠鏡不需要實際相連，反倒是只要讓每個望遠鏡所記錄的信號隨後在相關器中可「重播」就好，這種稱為特長基線干涉法（VLBI）的技術，能提供精湛的角解析力，為驚人的新發現準備好一條大馬路，讓大家踩下油門就可以直奔目標啦，包括讓我們準備好可以去仔細觀察銀河系中心的超大質量黑洞！

這是事件視界望遠鏡和全球毫米波特長基線陣列計畫系列介紹的第四篇。下次，我們將討論「如何建立一個和地球一樣大的電波望遠鏡」。