Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) vergrößert seine Leistungsfähigkeit und seine Möglichkeiten durch die Verbindung mit anderen Teleskopen. Diese sind in Europa und Nordamerika angesiedelt und arbeiten ebenfalls im Millimeter-Wellenlängenbereich. Dabei werden Beobachtungen mit einer Interferometrietechnik mit sehr langen Basislinien (engl.: very long baseline interferometry (VLBI)) durchgeführt.

Bei der VLBI werden Daten von zwei oder mehr Teleskopen kombiniert, wodurch ein einzelnes, virtuelles Teleskop entsteht, dessen Durchmesser der geografischen Distanz zwischen den beiden Teleskopen entspricht. Bei den neusten dieser Experimente mit ALMA und den anderen Teleskopen reicht der Durchmesser an die Größe der Erde heran, wodurch eine herausragend gute Auflösung erreicht wird.

Die Experimente sind ein entscheidender Schritt für die Integration von ALMA in das Event Horizon Telescope (EHT). Das EHT wird ein globales Netzwerk von Teleskopen im Millimeter-Wellenlängenbereich sein, das das supermassereiche Schwarze Loch im Zentrum der Milchstraße detaillierter als es bisher möglich untersuchen wird.

Bevor ALMA sich an den VLBI-Beobachtungen beteiligen konnte, musste es zunächst in ein Instrument umgewandelt werden, das als Phased Array [1] bezeichnet wird. Bei dieser neuen Version von ALMA arbeiten die 66 Antennen wie eine einzelne Radioantennenschüssel mit einem Durchmesser von 85 Metern. In dem noch viel größeren VLBI-Teleskop stellt diese Antenne dann wiederum nur ein Element dar.

Der erste Test von ALMA als VLBI-Element fand am 13. Januar 2015 statt. Dabei wurde ALMA mit dem Atacama Pathfinder Experiment Telescope (APEX), das etwa zwei Kilometer vom Zentrum des ALMA-Arrays entfernt ist, erfolgreich verbunden.

Am 30. März 2015 wurde ALMA mit dem sehr viel weiter entfernten 30-Meter Radioteleskop in der Sierra Nevada im Süden Spaniens vom Institut de Radioastronomie Millimetrique’s (IRAM) verbunden. Sie haben gleichzeitig den hellen Quasar 3C 273 [2] beobachtet. Die Daten wurden zu einer einzigen Beobachtung kombiniert, die dann eine Auflösung von 34 Mikrobogensekunden erreicht. Übertragen auf eine Beobachtung auf dem Mond von der Erde aus, entspricht diese Auflösung einem Abstand von weniger als zehn Zentimetern. Bei der Entfernung des Quasars von 2,5 Milliarden Lichtjahren entspricht das einem Abstand von weniger als einem halben Lichtjahr.

Die aktuellste VLBI-Beobachtung fand am 1.-3. August 2015 mit sechs der Antennen des Very Long Baseline Array (VLBA) [3] des National Radio Astronomy Observatory (NRAO) statt. Dieses kombinierte Instrument hat ein erdgroßes, virtuelles Teleskop geformt und den Quasar 3C 454.3 beobachtet. Der Quasar ist einer der am hellsten leuchtenden Radiosignale am Himmel, obwohl er sich in einer Entfernung von 7,8 Milliarden Lichtjahren befindet. Die Daten wurden zunächst am NRAO und dem MIT-Haystack in den Vereinigten Staaten verarbeitet. Die weitere Analyse wurde am Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR) in Bonn durchgeführt.

Die neusten Beobachtungen sind ein weiterer Schritt in Richtung globaler interferometrischer Beobachtungen mit ALMA im Rahmen des Global mm-VLBI Array und des Event Horizon Telescope, bei denen ALMA das größte und empfindlichste Element darstellt. Wenn ALMA sich dem Millimeter-VLBI anschließt, wird dies die Empfindlichkeit und Möglichkeiten des bisher bestehenden VLBI-Arrays um etwa eine Größenordnung steigern.

Endnoten

[1] Die folgenden Gruppen und Institutionen waren am ALMA Phasing Project beteiligt: National Radio Astronomy Observatory (USA), Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics (Taiwan), National Astronomical Observatory of Japan, Smithsonian Astrophysical Observatory (USA), MIT Haystack (USA), MPIfR (Bonn, Deutschland), Onsala Space Observatory (Schweden), Universidad de Concepcion (Chile) und das Joint ALMA Observatory.

[2] Die Beobachtungen im März wurden während einer Beobachtungskampagne des EHT bei einer Wellenlänge von 1,3 Millimeter durchgeführt.

[3] Das VLBA ist eine Anlage aus zehn Antennen, die über die Vereinigten Staaten von Hawaii bis nach St. Croix verteilt sind. Für diese Beobachtung wurden sechs Antennen bei einer Beobachtungswellenlänge von 3 Millimetern verwendet.

Quelle: ESO