Ko astronomi govorijo o optičnem teleskopu, pogosto omenjajo velikost njegovega ogledala. To je zato, ker večje kot je vaše ogledalo, bolj je lahko pogled na nebesa. Znano je kot ločitvena moč, posledica svetlobe pa je znana kot difrakcija. Ko svetloba prehaja skozi odprtino, kot je na primer odprtina teleskopa, se bo navadno širila ali razpršila. Manjša je odprtina, bolj se širi svetloba, zaradi česar je vaša slika bolj zamegljena. Zato lahko večji teleskopi posnamejo ostrejšo sliko kot manjši.
Difrakcija ni odvisna samo od velikosti vašega teleskopa, ampak tudi od valovne dolžine svetlobe, ki jo opazujete. Čim daljša je valovna dolžina, tem več svetlobe za dano velikost odprtine. Valovna dolžina vidne svetlobe je zelo majhna, dolga je manj kot milijon metra. Toda radijska svetloba ima valovno dolžino, ki je tisočkrat daljša. Če želite posneti slike tako ostre kot slike optičnih teleskopov, potrebujete radijski teleskop, ki je tisočkrat večji od optičnega. Na srečo lahko tako velike radijske teleskope zgradimo zahvaljujoč tehniki, znani kot interferometrija.
Če želite zgraditi radijski teleskop z visoko ločljivostjo, ne morete preprosto sestaviti velike radijske posode. Potreboval bi posodo, ki je večja od 10 kilometrov. Tudi največji radijski krožnik, kitajski teleskop FAST, je le 500 metrov. Tako namesto, da sestavite en sam velik krožnik, sestavite desetine ali stotine manjših jedi, ki lahko delajo skupaj. Nekoliko je podobno, da namesto celotne stvari uporabljate le dele velikega velikega ogledala. Če bi to storili z optičnim teleskopom, slika ne bi bila tako svetla, ampak bi bila skoraj tako ostra.
Vendar pa ni tako preprosto, kot je sestaviti veliko majhnih antenskih posod. Z enim teleskopom svetloba oddaljenega predmeta vstopi v teleskop in ga ogledalo ali leča usmeri na detektor. Luč, ki je hkrati zapustila predmet, doseže detektor hkrati, zato je vaša slika sinhronizirana. Ko imate niz radio posod, vsak s svojim detektorjem, bo svetloba iz vašega predmeta prišla do nekaterih antenskih detektorjev prej kot pri drugih. Če bi le združili vse svoje podatke, bi se vam zmešalo. Tukaj pride interferometrija.
Vsaka antena v vašem nizu opazuje isti objekt in tako kot vsaka posebej označi čas opazovanja. Tako imate na desetine ali stotine pretokov podatkov, vsak z edinstvenimi časovnimi žigi. Po časovnih žigah lahko vse podatke vrnete v sinhronizacijo. Če veste, da posoda B dobi eno samo 2 mikrosekundi po krožniku A, veste, da je signal B treba premakniti za 2 mikrosekundi, da se sinhronizira.
Matematika za to postane res zapletena. Da interferometrija deluje, morate poznati časovno razliko med posameznimi antenami. Za 5 jedi s 15 pari. Toda VLA ima 27 aktivnih jedi ali 351 parov. ALMA ima 66 jedi, kar predstavlja 2.145 parov. Ne samo to, ko se Zemlja vrti v smeri, ko se predmet premika glede na antensko posodo, kar pomeni, da se čas opazovanja spreminja, ko opazujete. Če želite povezati signale, morate vse to spremljati. To se naredi s specializiranim superračunalnikom, poznanim kot korelator. Zasnovan je posebej za to en izračun. Korelator omogoča, da več deset antenskih antenov deluje kot en sam teleskop.
Desetletja so bila potrebna za izboljšanje in izboljšanje radijske interferometrije, vendar je postalo običajno orodje za radio astronomijo. Od ustanovitve VLA leta 1980 do prve luči ALMA leta 2013 nam je interferometrija dala izjemno visoke ločljivosti. Tehnika je zdaj tako močna, da jo je mogoče uporabljati za povezavo teleskopov po vsem svetu.
Leta 2009 so radijski observatoriji po vsem svetu privolili v ambiciozen projekt. Z interferometrijo so združili svoje teleskope in ustvarili navidezen teleskop, velik kot planet. Znan je kot teleskop Event Horizon, leta 2019 pa nam je dal prvo sliko črne luknje.
Z timskim delom in interferometrijo lahko zdaj preučujemo enega najbolj skrivnostnih in skrajnih predmetov v vesolju.
