van. de tien vaste een interferometerer zijn dus 20 interferometers
in totaal. Het apertuurvlak van ongeveer 1600 m diameter wordt in
een twaalfurige waarneemperiode belegd met een twintigtal ringen.
Met stapjes van 18 m is de volle apertuur in 4 perioden van 12 uur
gesynthetiseerd met, op een golflengte van 21 cm, een scheidend
vermogen 22" X 22" cosec 8 en een beeldveld van o,6° - 0,7°
(8 is declinatie van het waargenomen objekt).
Het resultaat van de bewerking met de computer is een contour-
kaart van de stralingshelderheid over het waargenomen gebied.
Uit hetgeen onder 2 is gezegd blijkt dat de fase van de inter-
ferentiestrepen afhankelijk is van de relatieve looptijdverschillen
in de twee wegen van bron via de beide antennes en ontvanger
tot aan het punt van vermenigvuldiging. Het interferentiepatroon
van formule (1) met o is een cosinusfunctie, waarvan het
zgn. centrale maximum zich bevindt in de richting van de normaal
op de basislijn. Daarbij is aangenomen dat de weglengteverschillen
in antennes en ontvanger nul zijn.
Men kan het tijdstip vaststellen waarop een radiobron door
de centrale interferentiestreep van het interferentiepatroon loopt.
Als nu de richting van de basislijn en dus die van de normaal
bekend is, is de positie van de radiobron aan de hemel te bepalen.
Dit is een basismeting in de sterrenkunde. Klaarblijkelijk is de
nauwkeurigheid volledig bepaald door de nauwkeurigheid waarmee
de oriëntatie van de basislijn op aarde bekend is. De diameter
van een bron, en dus de struktuur van de helderheidsverdeling
over een uitgebreid objekt wordt bepaald uit het verloop van de
amplitude van het ontvangen signaal met de afstand tussen de
interferometer elementen. Dus moet ook de lengte van D zeer
nauwkeurig bekend zijn.
Voor een optimale meting van de amplitude en fase van het
interferogram, dat altijd „vervuild" is door ongewenste, maar
onvermijdelijke ruissignalen, is een nauwkeurige kennis van de
interferentieperiode, en dus van de lengte D, ook vereist.
Het is dus noodzakelijk voor de goede werking van een interfero
meter, en dus van een synthese-telescoop, een zeer nauwkeurige
kennis te bezitten van de basislijnparameters: lengte en oriëntatie
van de basislijn.
Dit is in Westerbork geprobeerd te bereiken. Het is voordelig
alle 12 telescopen op precies één lijn, liefst O-W te plaatsen en
de vaste telescopen op precies gelijke afstanden van elkaar. Dit
vereenvoudigt de waarneming en verwerking en spaart computertij d
die iedere dag terugkeert.
Daartoe is een referentielijn, vaak genoemd schaduwlijn, vast
gelegd d.m.v. drie hoofdpijlers en 12 tussenpalen. De laatste
staan ter hoogte van de individuele telescopen. De lijn loopt
nauwkeurig O-W en is werkelijk recht; m.a.w. het is een raaklijn
aan het niveauvlak van de aardgravitatie.
212
