分散的望远镜怎样拼出图像

天线之间的距离也能帮助分辨细节

设想两颗星靠得很近，射电望远镜里只剩一个模糊亮点。把天线做大，通常能分得更清：宽大的接收口径允许我们比较电波在较远位置的差别。另一个办法，是在远处再放一台望远镜，把两处录下的信号拿来比较。天线之间的距离叫基线，它也给出了比较电波的空间跨度。

两台天线不必把电波送进同一面镜子。它们各自记录快速变化的电信号，再按传播时间对齐。相关器把对齐的信号相乘、取平均。来自选定方向的电波能对上；换一个方向，两个波在周期里的位置就会错开。这个位置叫相位。

基线越长，天空方向只变一点，相位就能变很多。长基线因而对细小的角度差别更敏感。真正收集电波的仍是那几面天线，天线面积与接收机噪声决定我们能测多暗的源。远距离带来精细的角分辨能力，两者回答的是不同问题。

想象在天空上盖一张透明纸，纸上画着明暗相间的条纹。把亮条纹下面的光加起来，再减去暗条纹下面的光。接着把条纹平移四分之一个周期，再算一次。两个数合在一起，就是一个复可见度。它同时保存信号有多强，以及条纹挪到哪里最合适。

天空只有一个亮点时，各种条纹通常都能测到很强的信号。换成两个亮点，两个点落在条纹的什么位置就很重要：它们可能相互加强，也可能抵消。一个铺开的星盘会跨过许多明暗条纹，长基线上的信号往往变弱。两台望远镜各自都没拍清星盘，合起来却已经测到了它的大小。

转动基线，条纹也跟着转。拉长基线，条纹间距变小。只沿东西方向摆天线，便很难分辨南北方向的结构。我们得换几个方向和长度，才能把那些原先给出同样答案的形状分开。

望远镜固定在地面上，地球却一直在转。同一条基线垂直投影到光源方向时，长度与朝向都会随时间改变。把这些投影画在一张图上，一对天线就能留下一段弧线。这张图叫空间频率平面，记录阵列已经测过哪些条纹。

多观测几个小时的价值，除了减小随机噪声，还在于阵列换了角度继续看。新加一台望远镜也很划算：它会与原有每一台组成新的一对。四台有六对；加到五台，立刻多出四对。

不过，拼接这些观测时得关心天空变没变。光源如果变得比地球转动还快，把整夜信号当成同一个静止形状，就会混合时间变化与空间结构。动态成像于是拟合一连串图像，并明确说明相邻画面允许怎样变化。

真实阵列只能测到很少一部分条纹。直接把已有信号相加，会得到一幅“脏图”。名字有点奇怪，却很贴切：天空中的每个亮点都被阵列自己的模糊图案拖出一圈旁瓣。旁边冒出的亮斑、暗斑，可能只是采样留下的影子。脏图出现负值，也不需要天空真的发出负亮度。

接下来，成像程序寻找能产生这些观测信号的正亮度分布。候选图像往往不止一幅。偏好平滑，就更愿意让亮度缓慢变化；偏好集中，就更愿意把光留在中心。采样稀疏时，这些选择会改变肉眼看得见的结构。把几种重建摆在一起，便能看清观测究竟决定了多少。

2019 年事件视界望远镜的 M87 成像论文，把这样的比较做得很细。不同团队使用独立方法，拿已知形状的模拟源练习，又大范围改变成像设置。多种方法都保留了环形尺度结构，这成为结果可信的一部分。照片背后，还有一整套标定、模拟检验和模型比较。

大气会让每台望远镜的相位乱跑，三角形却能留下一个特别稳健的量。沿同一方向绕三台望远镜走一圈，把三条边的信号相乘。每台天线带来的相位误差，一次相加、一次相减，正好抵消。剩下的角度叫闭合相位。它让分散在各地的望远镜，在大气不够安静时仍能读到光源的不对称性。