We are searching data for your request:
Upon completion, a link will appear to access the found materials.
Der BBC-Artikel Event Horizon Telescope ready to image black hole beschreibt das Event Horizon Telescope, eine koordinierte Beobachtungstechnik mit mehreren Radioteleskop-Arrays auf der ganzen Welt, die eine synthetische Öffnung mit einer erdgroßen Basislinie bilden.
$$frac{lambda}{r_{Erde}} sim frac{r_{Sag A*}}{D_{Sag A*}} sim 10^{-11}$$
… wenn man 1 Millimeter für $lambda$ einsteckt, und mit $r_{Sag A*}$ und $D_{Sag A*}$ den Radius und die Entfernung von Erde zu Schütze A*, dem Schwarzen Loch im Zentrum der Milchstraße von 20 Millionen km bzw. 26.000 Lichtjahren. (Werte aus dem Artikel entnommen).
Die Gleichung, die ich geschrieben habe, zeigt, dass die Millimeterwellenlängen-Interferometrie mit einer erdgroßen Basislinie die Möglichkeit hat, die Existenz einer Struktur mit der Skala des Ereignishorizonts des Schwarzen Lochs aufzulösen.
Meine Frage ist Wie implementiert das Event Horizon Telescope die Interferometrie? Es wäre sicherlich unmöglich, alle Signale an einer zentralen Stelle zusammenzuführen und dort die Störung in Echtzeit als herunterkonvertierte analoge Signale durchzuführen, und dies mit dedizierten, synchronisierten digitalen Glasfaserleitungen ziemlich schwierig/teuer. Werden die riesigen Datenmengen als IP-Pakete über das Internet an einen zentralen Korrelator (numerisches Interferometer) gesendet?
Der Artikel erwähnt Atomuhren und viele Festplatten, und ich habe eine Ahnung, dass diese etwas damit zu tun haben.
über: "Das endgültige EHT-Array wird 12 weit auseinander liegende Funkeinrichtungen haben". Von BBC.
Vorausgesetzt ich verstehe deine Frage:
Wie eigentlich im Artikel erwähnt, werden alle gesammelten Daten auf Festplatten gespeichert, mit einer Atomuhr versehen und dann an einen zentralen Ort geflogen, an dem die Interferometrie tatsächlich stattfindet.
Weiterlesen:
Ergänzende grafische Darstellung für die akzeptierte Antwort aus Tweet:
Fragen Sie Ethan: Wie ermöglicht uns die Interferometrie mit sehr langer Basislinie, ein Schwarzes Loch abzubilden?
HD 163296 ist repräsentativ für eine typische protoplanetare Scheibe, die von der DSHARP-Kollaboration betrachtet wird. Es. [+] hat eine zentrale protoplanetare Scheibe, äußere Emissionsringe und Lücken dazwischen. Es sollte mehrere Planeten in diesem System geben, und man kann ein seltsames Artefakt im Inneren des zweiten Rings vom äußersten Ring identifizieren, das ein verräterisches Zeichen für einen störenden Planeten sein könnte. Der Maßstabsbalken rechts unten beträgt 10 AE, was einer Auflösung von nur wenigen Millibogensekunden entspricht. Dies kann nur durch VLBI erreicht werden.
S. M. Andrews et al. und die DSHARP-Kollaboration, arXiv:1812.04040
Das Event Horizon Telescope hat erreicht, was kein anderes Teleskop oder Teleskop-Array jemals geschafft hat: den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs direkt abzubilden. Ein Team von mehr als 200 Wissenschaftlern, das Daten von acht unabhängigen Teleskopeinrichtungen auf fünf Kontinenten verwendet, hat sich zusammengeschlossen, um diesen monumentalen Triumph zu erzielen. Während es viele Beiträge und Mitwirkende gibt, die es verdient haben, hervorgehoben zu werden, gibt es eine grundlegende physikalische Technik, von der alles abhing: Very-Long-Baseline-Interferometrie oder VLBI. Patreon-Unterstützer Ken Blackman möchte wissen, wie das funktioniert und wie es diese bemerkenswerte Leistung ermöglicht hat, und fragt:
[Das Event Horizon Telescope] verwendet VLBI. Was ist also Interferometrie und wie wurde sie vom [Event Horizon Telescope] eingesetzt? Es scheint, als ob es ein wichtiger Bestandteil bei der Erstellung des Bildes von M87 war, aber ich habe keine Ahnung, wie oder warum. Aufklären wollen?
Jedes Spiegelteleskop basiert auf dem Prinzip, einfallende Lichtstrahlen über eine große . [+] Primärspiegel, der dieses Licht auf einen Punkt fokussiert, wo es dann entweder in Daten zerlegt und aufgezeichnet oder zur Konstruktion eines Bildes verwendet wird. Dieses spezielle Diagramm veranschaulicht die Lichtwege für ein Herschel-Lomonosov-Teleskopsystem.
Wikimedia Commons-Benutzer Eudjinnius
Für ein einzelnes Teleskop ist alles relativ einfach. Licht kommt als eine Reihe paralleler Strahlen herein, die alle von derselben entfernten Quelle stammen. Das Licht trifft auf den Hauptspiegel des Teleskops und wird auf einen einzigen Punkt fokussiert. Wenn Sie einen zusätzlichen Spiegel (oder eine Reihe von Spiegeln) entlang des Lichtwegs platzieren, ändern sie diese Geschichte nicht, sondern ändern nur, wo das Licht auf einen Punkt konvergiert.
Alle diese Lichtstrahlen kommen gleichzeitig an diesem Endpunkt an, wo sie dann entweder zu einem Bild kombiniert oder als Rohdaten gespeichert und zu einem späteren Zeitpunkt zu einem Bild verarbeitet werden können. Das ist die ultra-einfache Version eines Teleskops: Licht kommt von einer Quelle, wird auf einen kleinen Bereich fokussiert und aufgezeichnet.
Ein kleiner Ausschnitt aus dem Karl Jansky Very Large Array, einem der größten und leistungsstärksten der Welt. [+] Anordnungen von Radioteleskopen. Wenn die einzelnen Gerichte nicht richtig miteinander synchronisiert sind, erreichen sie keine höhere Auflösung als ein einzelnes Gericht.
Aber was ist, wenn Sie nicht ein einzelnes Teleskop haben, sondern mehrere Teleskope, die in einer Art Array miteinander vernetzt sind? Sie könnten denken, dass Sie das Problem einfach auf ähnliche Weise angehen und das Licht von jedem Teleskop so fokussieren könnten, wie Sie es bei einem Einschalenteleskop tun würden. Das Licht würde immer noch in parallelen Strahlen ankommen, jeder Hauptspiegel würde dieses Licht immer noch auf einen einzigen Punkt fokussieren. Die Lichtstrahlen jedes Teleskops kommen gleichzeitig am Endpunkt an, alle diese Daten können dann gesammelt und gespeichert werden.
Das könntest du natürlich machen. Aber das würde Ihnen nur zwei unabhängige Bilder geben. Sie könnten sie kombinieren, aber das würde die Daten nur mitteln. Es wäre, als ob Sie Ihr Ziel mit einem einzigen Teleskop zu zwei verschiedenen Zeiten beobachten und die Daten zusammenzählen würden.
Das Quadratkilometer-Array wird nach seiner Fertigstellung aus einem Array von Tausenden von Funkgeräten bestehen. [+] Teleskope, die weiter ins Universum zurückblicken können als jedes Observatorium, das irgendeine Art von Stern oder Galaxie vermessen hat.
SKA Projektentwicklungsbüro und Swinburne Astronomy Productions
Das hilft Ihnen nicht bei Ihrem großen Problem, nämlich dass Sie die entscheidende verbesserte Auflösung benötigen, die mit der Verwendung eines Netzwerks von Teleskopen verbunden ist, die mit VLBI verbunden sind. Wenn Sie mehrere Teleskope erfolgreich mit der VLBI-Technik verbinden, können Sie ein Bild erhalten, das die Lichtsammelkraft der einzelnen Teleskopschüsseln addiert, aber (optimal) mit der Auflösung des Abstands zwischen den Teleskopschüsseln.
Diese Technik wurde bekanntlich viele Male verwendet, nicht nur für die Abbildung eines Schwarzen Lochs und nicht einmal mit Radioteleskopen allein. Tatsächlich wurde das vielleicht spektakulärste Beispiel für VLBI vom Large Binocular Telescope verwendet, das über zwei 8-Meter-Teleskope verfügt, die zusammen montiert sind und sich mit einer Auflösung von a . verhalten
23-Meter-Teleskop. Infolgedessen kann es Merkmale auflösen, die keine einzelne 8-Meter-Schüssel kann, wie zum Beispiel ausbrechende Vulkane auf Io, während es eine Sonnenfinsternis von einem anderen Jupitermond erfährt.
Die Bedeckung des Jupitermondes Io mit seinen ausbrechenden Vulkanen Loki und Pele, wie von . [+] Europa, das in diesem Infrarotbild unsichtbar ist. Das Large Binocular Telescope konnte dies dank der Technik der Interferometrie.
Der Schlüssel zum Freisetzen dieser Art von Macht besteht darin, dass Sie in der Lage sein müssen, Ihre Beobachtungen zu den gleichen Zeitpunkten zusammenzustellen. Die an den Teleskopen ankommenden Lichtsignale kommen nach leicht unterschiedlichen Lichtlaufzeiten an, aufgrund der unterschiedlichen Entfernung, mit Lichtgeschwindigkeit, die das Signal benötigt, um vom Quellobjekt zu den unterschiedlichen Detektoren/Teleskopen zu gelangen Erde.
Sie müssen die Ankunftszeit der Signale an den verschiedenen Teleskopstandorten auf der ganzen Welt kennen, um sie zu einem einzigen Bild zusammenfügen zu können. Nur durch die Kombination von Daten, die der gleichzeitigen Betrachtung derselben Quelle entsprechen, können wir die maximale Auflösung erreichen, die ein Netzwerk von Teleskopen bieten kann.
Dieses Diagramm zeigt die Position aller Teleskope und Teleskoparrays, die bei der Veranstaltung 2017 verwendet wurden. [+] Horizon Telescope Beobachtungen von M87. Nur das Südpolteleskop konnte M87 nicht abbilden, da es sich im falschen Teil der Erde befindet, um das Zentrum dieser Galaxie jemals zu sehen. Jeder dieser Orte ist unter anderem mit einer Atomuhr ausgestattet.
In der Praxis nutzen wir dazu Atomuhren. An jedem der 8 Standorte weltweit, an denen das Event Horizon Telescope Daten aufnimmt, befindet sich eine Atomuhr, die es uns ermöglicht, die Zeit auf wenige Attosekunden (10 -18 s) genau zu halten. Es bestand auch die Notwendigkeit, spezielle Computerausrüstung (sowohl Hardware als auch Software) zu installieren, um die Korrelation und Synchronisation der Beobachtungen zwischen den verschiedenen Stationen auf der ganzen Welt zu ermöglichen.
Sie müssen dasselbe Objekt zur gleichen Zeit mit derselben Frequenz beobachten und gleichzeitig mit einem richtig kalibrierten Teleskop Dinge wie atmosphärisches Rauschen korrigieren. Es ist eine arbeitsintensive Aufgabe, die enorme Präzision erfordert. Aber wenn Sie dort ankommen, ist die Auszahlung erstaunlich.
Die protoplanetare Scheibe um den jungen Stern HL Tauri, fotografiert von ALMA. Die Lücken in der . [+] Scheibe zeigt das Vorhandensein neuer Planeten an. Dieses System ist bereits Hunderte Millionen Jahre alt, und die Planeten dort nähern sich wahrscheinlich ihren Endstadien und Umlaufbahnen. Diese Auflösung ist nur durch den Einsatz von VLBI durch ALMA möglich.
Das obige Bild sieht vielleicht so aus, als hätte es nichts mit einem Schwarzen Loch zu tun, aber es ist tatsächlich eines der berühmtesten Bilder des leistungsstärksten einzelnen Arrays von Radioteleskopen da draußen: ALMA. ALMA steht für Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array und besteht aus 66 unabhängigen Radioschüsseln, die auf einen Abstand von 150 Metern bis zu 16 Kilometern eingestellt werden können.
Die Lichtsammelkraft wird nur durch die Fläche der einzelnen Gerichte bestimmt, die sich nicht verändern. Die erreichbare Auflösung wird jedoch durch den Abstand zwischen den Schalen bestimmt. Auf diese Weise können Auflösungen von wenigen Millibogensekunden oder Auflösungen von 1/300.000stel Grad erreicht werden.
Die Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array (ALMA) gehören zu den leistungsstärksten Funkgeräten. [+] Teleskope auf der Erde. Diese Teleskope können langwellige Signaturen von Atomen, Molekülen und Ionen messen, die für kürzere Wellenlängen-Teleskope wie Hubble nicht zugänglich sind, aber auch Details von protoplanetaren Systemen und möglicherweise sogar fremde Signale, die selbst Infrarot-Teleskope nicht sehen können. Es war die wichtigste Ergänzung des Event Horizon Telescope.
Aber so beeindruckend ALMA auch ist, das Event Horizon Telescope geht noch weiter. Mit Basislinien zwischen den Stationen, die sich dem Durchmesser der Erde nähern – mehr als 10.000 km – kann es Objekte so klein wie etwa 15 Mikrobogensekunden auflösen. Diese unglaubliche Verbesserung der Auflösung ermöglichte es, den Ereignishorizont des Schwarzen Lochs (der einen Durchmesser von 42 Mikrobogensekunden hat) im Zentrum der Galaxie M87 abzubilden.
Der Schlüssel zum Erhalten dieses Bildes und zur Durchführung dieser hochauflösenden Beobachtungen im Allgemeinen besteht darin, jedes der Teleskope mit Beobachtungen zu synchronisieren, die zeitlich absolut übereinstimmen. Dies zu verwirklichen ist konzeptionell einfach, erforderte jedoch eine monumentale Innovation, um dies in die Praxis umzusetzen.
Im VLBI werden die Funksignale an jedem der einzelnen Teleskope aufgezeichnet, bevor sie an versandt werden. [+] ein zentraler Ort. Jeder empfangene Datenpunkt wird neben den Daten mit einer extrem genauen Hochfrequenz-Atomuhr versehen, um den Wissenschaftlern zu helfen, die Beobachtungen korrekt zu synchronisieren.
Public Domain / Wikipedia-Benutzer Rnt20
Der entscheidende Fortschritt kam 1958, als der Wissenschaftler Roger Jennison eine heute berühmte Veröffentlichung schrieb: Eine phasenempfindliche Interferometertechnik zur Messung der Fourier-Transformationen von räumlichen Helligkeitsverteilungen kleiner Winkelausdehnung. Das klingt wie ein Bissen, aber so können Sie es auf einfache Weise verstehen.
- Stellen Sie sich vor, Sie haben drei Antennen (oder Radioteleskope), die alle miteinander verbunden und durch bestimmte Entfernungen voneinander getrennt sind.
- Diese Antennen empfangen Signale von einer entfernten Quelle, wo die relativen Ankunftszeiten der verschiedenen Signale berechnet werden können.
- Wenn Sie die verschiedenen Signale miteinander mischen, stören sie sich gegenseitig, sowohl aufgrund von echten Effekten als auch aufgrund von Fehlern.
- Was Jennison Pionierarbeit leistete – und heute noch in Form der Selbstkalibrierung verwendet wird – war die Technik, die echten Effekte richtig zu kombinieren und die Fehler zu ignorieren.
Dies ist heute als Apertursynthese bekannt und das Grundprinzip ist seit über 60 Jahren gleich geblieben.
Im April 2017 wurden alle 8 Teleskope/Teleskop-Arrays mit dem Event Horizon verbunden. [+] Teleskop zeigte auf Messier 87. So sieht ein supermassereiches Schwarzes Loch aus, bei dem der Ereignishorizont deutlich sichtbar ist. Nur durch VLBI konnten wir die erforderliche Auflösung erreichen, um ein solches Bild zu erstellen.
Event Horizon Telescope Zusammenarbeit et al.
Das Fantastische an dieser Technik ist, dass sie auf buchstäblich jeden Wellenlängenbereich angewendet werden kann. Im Moment misst das Event Horizon Telescope Radiowellen einer bestimmten Frequenz, aber es könnte theoretisch mit einer Frequenz zwischen drei und fünf Mal so hoch arbeiten. Da die Auflösung Ihres Teleskops davon abhängt, wie viele Wellen über den Durchmesser Ihres Teleskops (oder die Basislinie) passen, bedeutet der Wechsel zu höheren Frequenzen kürzere Wellenlängen und eine höhere Auflösung. Wir könnten die fünffache Auflösung erreichen, ohne eine einzige neue Schüssel bauen zu müssen.
Das erste Schwarze Loch ist vielleicht erst vor wenigen Tagen angekommen, aber wir blicken bereits in die Zukunft. Der erste Ereignishorizont ist wirklich nur der Anfang. Darüber hinaus sollte das Event Horizon Telescope eines Tages in der Lage sein, Merkmale entfernter Blazare und anderer heller Radioquellen aufzulösen, sodass wir sie wie nie zuvor verstehen können. Willkommen in der Welt von VLBI, wo Sie, wenn Sie ein höher auflösendes Teleskop wünschen, nur die vorhandenen weiter auseinander bewegen müssen!
Event-Horizon-Teleskop-Bilder eines mit Schwarzen Löchern angetriebenen Jets
Etwas lauert im Herzen von Quasar 3C 279. Vor einem Jahr veröffentlichte die Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration das erste Bild eines Schwarzen Lochs in der nahegelegenen Radiogalaxie M 87. Nun hat die Kollaboration neue Informationen aus den EHT-Daten extrahiert auf dem fernen Quasar 3C 279: Sie beobachteten das feinste Detail, das jemals in einem Jet eines supermassiven Schwarzen Lochs gesehen wurde. Neue Analysen unter der Leitung von Jae-Young Kim vom Max-Planck-Institut für Radioastronomie in Bonn ermöglichten es der Zusammenarbeit, den Jet bis zu seinem Startpunkt zurückzuverfolgen, nahe dem Ort, an dem stark veränderliche Strahlung aus dem gesamten elektromagnetischen Spektrum entsteht.
Die EHT-Kollaboration extrahiert weiterhin Informationen aus den bahnbrechenden Daten, die in ihrer globalen Kampagne im April 2017 gesammelt wurden. Ein Ziel der Beobachtungen war eine 5 Milliarden Lichtjahre entfernte Galaxie im Sternbild Jungfrau, die Wissenschaftler als Quasar klassifizieren, weil eine ultra-leuchtende Quelle von Energie in seinem Zentrum leuchtet und flackert, während Gas in ein riesiges Schwarzes Loch fällt. Das Ziel, 3C 279, enthält ein Schwarzes Loch, das etwa eine Milliarde Mal massereicher ist als unsere Sonne. Zwei feuerwehrschlauchartige Plasmastrahlen brechen aus dem Schwarzen Loch und dem Scheibensystem mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit aus: eine Folge der enormen Kräfte, die freigesetzt werden, wenn Materie in die immense Schwerkraft des Schwarzen Lochs herabsinkt.
Um das neue Bild aufzunehmen, verwendet das EHT eine Technik namens Very Long Baseline Interferometry (VLBI), die Radioschüsseln auf der ganzen Welt synchronisiert und verbindet. Durch die Kombination dieses Netzwerks zu einem riesigen virtuellen erdgroßen Teleskop ist das EHT in der Lage, Objekte mit einer Größe von nur 20 Mikrobogensekunden am Himmel aufzulösen – das Äquivalent dazu, dass jemand auf der Erde eine Orange auf dem Mond identifiziert. Die an allen EHT-Standorten weltweit erfassten Daten werden zu speziellen Supercomputern am MPIfR in Bonn und am Haystack-Observatorium des MIT transportiert und dort zusammengeführt. Der kombinierte Datensatz wird dann von einem Expertenteam sorgfältig kalibriert und analysiert, was es den EHT-Wissenschaftlern ermöglicht, Bilder mit den feinsten Details von der Erdoberfläche zu erzeugen.
Für 3C279 kann das EHT Merkmale messen, die feiner als ein Lichtjahr sind, sodass Astronomen dem Jet bis zur Akkretionsscheibe folgen und den Jet und die Scheibe in Aktion sehen können. Die neu analysierten Daten zeigen, dass der normalerweise gerade Jet an seiner Basis eine unerwartet verdrehte Form hat und Merkmale senkrecht zum Jet aufdecken, die als die Pole der Akkretionsscheibe interpretiert werden könnten, an der die Jets ausgestoßen werden. Die feinen Details in den Bildern ändern sich über aufeinanderfolgende Tage, möglicherweise aufgrund der Rotation der Akkretionsscheibe und der Zerkleinerung und des Eindringens von Material, Phänomene, die von numerischen Simulationen erwartet, aber noch nie zuvor beobachtet wurden.
Jae-Young Kim, Leiter der Analyse, ist begeistert und zugleich verwirrt: „Wir wussten, dass man jedes Mal, wenn man ein neues Fenster zum Universum öffnet, etwas Neues finden kann. Hier, wo wir erwartet hatten, den Bereich zu finden, in dem sich der Strahl bildet, indem wir auf das schärfste Bild gehen, finden wir eine Art senkrechte Struktur. Das ist, als würde man eine ganz andere Form finden, indem man die kleinste Matroschka-Puppe öffnet.” Darüber hinaus hat die Tatsache, dass sich die Bilder so schnell ändern, auch Astronomen überrascht. “Relativistische Jets zeigen scheinbar schnellere Bewegungen als Licht, als optische Täuschung, aber dies ist, senkrecht zur Erwartung, neu und erfordert eine sorgfältige Analyse.”
“Dieses Ergebnis ist ein wahr gewordener Traum für jeden, der sich mit dem Start von Jets beschäftigt”, sagt Violette Impellizzeri, leitende Astronomin für ALMA VLBI-Beobachtungen. “Ich freue mich besonders, diese Beobachtungen unterstützt zu haben – Ich habe in dieser Gruppe promoviert und wir haben bereits vor 15 Jahren hart daran gearbeitet, den Jet-Fußpunkt zu lösen. Mit Hilfe von ALMA und allen anderen Teleskopen im Array kommt das EHT wirklich ans Ziel!”
Aufgrund dieser schnellen Bewegung scheint sich der Jet in 3C 279 mit etwa 20-facher Lichtgeschwindigkeit zu bewegen. “Diese außergewöhnliche optische Täuschung entsteht, weil das Material auf uns zurast, genau das Licht jagt, das es aussendet und es so aussehen lässt, als ob es sich schneller bewegt, als es ist, erklärt Dom Pesce, Postdoktorand am CfA. Die unerwartete Geometrie deutet auf das Vorhandensein von Wanderstößen oder Instabilitäten in einem gebogenen, rotierenden Jet hin, was auch die Emission bei hohen Energien wie Gammastrahlen erklären könnte.
Anton Zensus, Direktor am MPIfR und Vorsitzender des EHT Collaboration Board, betont die Errungenschaft als globale Anstrengung: “Im vergangenen Jahr konnten wir das erste Bild des Schattens eines Schwarzen Lochs präsentieren. Jetzt sehen wir unerwartete Veränderungen in der Form des Jets in 3C 279, und wir sind noch nicht fertig. Wir arbeiten an der Analyse von Daten aus dem Zentrum unserer Galaxie in Sgr A* und von anderen aktiven Galaxien wie Centaurus A, OJ 287 und NGC 1052. Wie wir letztes Jahr gesagt haben: Dies ist erst der Anfang.“ 8221
Das EHT-Array wird ständig verbessert, erklärt Shep Doeleman, Gründungsdirektor von EHT. “Diese neuen Quasar-Ergebnisse zeigen, dass die einzigartigen EHT-Fähigkeiten ein breites Spektrum wissenschaftlicher Fragen beantworten können, die nur zunehmen werden, wenn wir weiterhin neue Teleskope in das Array aufnehmen. Unser Team arbeitet jetzt an einem EHT-Array der nächsten Generation, das den Fokus auf Schwarze Löcher deutlich schärfen und es uns ermöglichen wird, die ersten Schwarzen-Loch-Filme zu drehen.”
Gelegenheiten zur Durchführung von EHT-Beobachtungskampagnen gibt es einmal im Jahr im frühen nördlichen Frühling, aber die Kampagne im März/April 2020 musste als Reaktion auf den weltweiten Ausbruch von CoViD-19 abgesagt werden. Michael Hecht, Astronom vom MIT/Haystack Observatory und stellvertretender Projektleiter des EHT, schloss bei der Ankündigung der Absage: “Wir werden uns nun voll und ganz der Fertigstellung der wissenschaftlichen Publikationen aus den Daten von 2017 widmen und uns mit der Analyse der gewonnenen Daten befassen das erweiterte EHT-Array im Jahr 2018. Wir freuen uns auf Beobachtungen mit dem auf elf Observatorien erweiterten EHT-Array im Frühjahr 2021”.
Zusätzliche Information
Die internationale Kollaboration Event Horizon Telescope kündigte am 10. April 2019 die allererste Aufnahme eines Schwarzen Lochs im Herzen der Radiogalaxie Messier 87 an, indem sie ein virtuelles erdgroßes Teleskop erstellte. Unterstützt durch erhebliche internationale Investitionen verbindet das EHT bestehende Teleskope mit neuartigen Systemen und schafft so ein neues Instrument mit der höchsten bisher erreichten Winkelauflösung.
Die Teleskope, die zu diesem Ergebnis beigetragen haben, waren: das Atacama Large Millimeter/submillimeter Telescope (ALMA), der Atacama Pathfinder EXplorer (APEX), das Greenland Telescope (seit 2018), das IRAM 30-Meter-Teleskop, das IRAM NOEMA Observatory (voraussichtlich 2021) , das Kitt Peak Telescope (voraussichtlich 2021), das James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), das Large Millimeter Telescope (LMT), das Submillimeter Array (SMA), das Submillimeter Telescope (SMT) und das South Pole Telescope (SPT).
Das EHT-Konsortium besteht aus 13 Stakeholder-Instituten Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, University of Arizona, University of Chicago, East Asian Observatory, Goethe-Universität Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max-Planck- Institut für Radioastronomie, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics, Radboud University und das Smithsonian Astrophysical Observatory.
- Animation, die einen Zoom in 3C 279 und die Jet-Bewegungen innerhalb einer Woche zeigt [Film, 7Mb, mp4]
- Abbildung 1 im Hochformat [PNG, 400 kb] [JPG, 200 kb]
- Diagramm des EHT-Netzwerks, das für die Beobachtungen 2017 verwendet wurde [JPEG, 2.9 Mb]
Das Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), eine internationale Astronomieeinrichtung, ist eine Partnerschaft der European Organization for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO), der US National Science Foundation (NSF) und den National Institutes of Natural Sciences ( NINS) von Japan in Zusammenarbeit mit der Republik Chile. ALMA wird von der ESO im Namen ihrer Mitgliedstaaten, von der NSF in Zusammenarbeit mit dem National Research Council of Canada (NRC) und dem Ministerium für Wissenschaft und Technologie (MOST) und von NINS in Zusammenarbeit mit der Academia Sinica (AS) in Taiwan finanziert und das Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).
Bau und Betrieb von ALMA werden von der ESO im Namen ihrer Mitgliedstaaten vom National Radio Astronomy Observatory (NRAO), verwaltet von Associated Universities, Inc. (AUI), im Namen von Nordamerika und vom National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ .) geleitet ) im Namen Ostasiens. Das Joint ALMA Observatory (JAO) sorgt für die einheitliche Leitung und Verwaltung des Baus, der Inbetriebnahme und des Betriebs von ALMA.
Bild und Video
Illustration der Multiwellenlängen-3C-279-Jetstruktur im April 2017. Die Beobachtungsepochen, Arrays und Wellenlängen sind auf jedem Panel vermerkt. Anerkennung: J. Y. Kim (MPIfR), Boston University Blazar Program (VLBA und GMVA) und Event Horizon Telescope Collaboration. Gemeinschaft
Kreis der Universitäts-Astrobiologie
Der Circle of University Astrobiology (CiAsU) an der Universität von Puerto Rico, Campus Río Piedras, ist eine Studentenorganisation sowohl für naturwissenschaftliche als auch für nicht-naturwissenschaftliche Studiengänge mit Interesse an Astrobiologie. Auf unserem Campus veranstalten wir mehrere Projekte wie Mikrometeoritenjagden und Geotagging von Campus-Flora sowie Aktivitäten wie Vorträge von Astrobiologen und unsere berühmte Quantum Poetry Night. Als Vizepräsident von CiAsU helfe ich bei der Organisation der Gruppe und leite ein Projekt, in dem wir die Geschichte des ersten astronomischen Observatoriums von Puerto Rico aufdecken, das verlassen ist und das wir hoffen, restauriert zu werden. Lesen Sie hier mehr über diese Initiative und besuchen Sie uns auf Facebook und Instagram!
Teilnahme der Gemeinschaft an PHL-Beobachtungen
Das Planetary Habitability Laboratory lädt Studenten und Gemeindemitglieder ein, an unseren Beobachtungen am Arecibo-Observatorium teilzunehmen. Als PHL-Beobachter helfe ich, interessierte Menschen zu unseren Beobachtungen zu bringen, biete ihnen Vorträge über unsere Projekte und die Funktionsweise des Teleskops, gebe ihnen Führungen durch den Kontrollraum und zeige ihnen, wie das Teleskop in Echtzeit bedient wird. Wenn Sie in Puerto Rico sind und an einer Teilnahme interessiert sind, schreiben Sie mir eine E-Mail!
Wissenschaftspolitisches Aktionsnetzwerk von Puerto Rico
Das Puerto Rico Science Policy Action Network (PR-SPAN) ist ein Zusammenschluss puerto-ricanischer Wissenschaftler, die sich auf lokaler, bundesstaatlicher und bundesstaatlicher Ebene für eine evidenzbasierte Politik einsetzen. Als PR-SPAN-Botschafter helfe ich bei der Redaktion und Vorbereitung des monatlichen PR-SPAN-Newsletters und trage dazu bei, mich direkt bei politischen Entscheidungsträgern einzusetzen. Sehen Sie hier einige unserer Updates!
Hirte S. Doeleman
Sheperd S. Doeleman ist Astrophysiker am Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian und Gründungsdirektor des Event Horizon Telescope (EHT), einer synchronisierten globalen Anordnung von Radioobservatorien zur Untersuchung der Natur von Schwarzen Löchern. Er ist außerdem Harvard Senior Research Fellow und Projekt-Co-Leiter von Harvards kürzlich gegründeter Black Hole Initiative (BHI). Das BHI ist ein einzigartiges interdisziplinäres Programm an der Universität, das die Disziplinen Astronomie, Physik, Mathematik, Philosophie und Wissenschaftsgeschichte zusammenführt, um die Schwarzlochwissenschaft als neues Studiengebiet zu definieren und zu etablieren.
Als eines der Gründungsmitglieder des BHI leitet Doeleman ein Team, das supermassereiche Schwarze Löcher mit ausreichender Auflösung untersucht, um den Ereignishorizont selbst direkt zu beobachten. Mit Methoden der Very Long Baseline Interferometry (VLBI) beobachten die EHT-Teleskopnetze astronomische Radioquellen bei 1,3 Millimeter (mm) Wellenlänge. Zu diesen Quellen gehören die supermassiven Schwarzen Löcher in den Zentren unserer eigenen Milchstraße, genannt Sagittarius A* (SgrA*), sowie in Messier 87 (M87), der überriesen elliptischen Galaxie im Sternbild Jungfrau.
Doeleman ist Guggenheim Fellow (2012) und erhielt das DAAD-Stipendium für Forschung am Max-Planck-Institut für Radioastonomie. Er ist als Peer Reviewer für die Astrophysikalisches Journal, Wissenschaft, und Natur, unter anderen. Doeleman leitet und leitet Forschungsprogramme, die durch Zuschüsse der National Science Foundation, des National Radio Astronomy Observatory (NRAO) ALMA-NA Development Fund, des Smithsonian Astrophysical Observatory, der MIT International Science & Technology Initiatives (MISTI), der Gordon and Betty Moore Foundation und der John Templeton Foundation. Er hat am MIT gelehrt und betreut Studenten und Postdoktoranden am MIT und in Harvard.
Doeleman erhielt seinen B.A. 1986 vom Reed College und ging kurz darauf für ein Jahr in die Antarktis, wo er mehrere weltraumwissenschaftliche Experimente an der McMurdo-Station auf dem Ross-Schelfeis durchführte. Mit einer Wertschätzung für die Herausforderungen und Belohnungen instrumentaler Arbeit unter schwierigen Umständen kehrte er zurück, um einen Ph.D. in Astrophysik am MIT. Nachdem er als DAAD-Stipendiat das Max-Planck-Institut besucht hatte, kehrte er 1995 für ein Postdoktorandenstipendium ans MIT zurück, zuletzt als stellvertretender Direktor des MIT Haystack Observatory.
Doelemans Interessen konzentrieren sich auf Probleme in der Astrophysik, die ein ultrahohes Auflösungsvermögen erfordern – die Fähigkeit, feine Details kosmischer Objekte zu beobachten. Seine Forschung verwendet die Technik der Very Long Baseline Interferometry (VLBI), bei der weit voneinander entfernte Radioschüsseln zu einem erdgroßen virtuellen Teleskop kombiniert werden. Er hat diese Technik verwendet, um die Atmosphären von sterbenden Sternen sowie von Sternen, die gerade geboren werden, zu studieren. Seine Gruppe am MIT leistete Pionierarbeit bei der Entwicklung von Instrumenten, die es VLBI ermöglichen, das größtmögliche Auflösungsvermögen von der Erdoberfläche aus zu erreichen. Er führte die ersten globalen Experimente mit diesen neuen Systemen durch, bei denen die Größe des supermassereichen Schwarzen Lochs im Zentrum der Milchstraße und in der Galaxie M87 erfolgreich gemessen wurde. Heute leitet er das internationale Projekt Event Horizon Telescope, dessen Ziel es ist, den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs abzubilden, die Grenze, an der die Schwerkraft so stark ist, dass selbst Licht nicht entweichen kann. Dieses Projekt befasst sich mit mehreren grundlegenden Fragen zum Universum: Existieren Ereignishorizonte? Gilt Einsteins Gravitationstheorie in der Nähe eines Schwarzen Lochs? Wie beeinflussen Schwarze Löcher die Entwicklung von Galaxien?
Astronomen hoffen, mit Innovationen aus der subatomaren Welt atemberaubend große Anordnungen optischer Observatorien bauen zu können
Vor einigen Jahren führten Forscher mit dem radiobasierten Event Horizon Telescope (EHT) eine außergewöhnliche Beobachtung durch, von der die meisten anderen Astronomen noch immer träumen. Das EHT-Team gab im April 2019 bekannt, dass es den Schatten eines supermassiven Schwarzen Lochs in einer nahegelegenen Galaxie erfolgreich abgebildet hat, indem es Beobachtungen von acht verschiedenen Radioteleskopen kombiniert hat, die über unseren Planeten verteilt sind. Diese Technik, Interferometrie genannt, verlieh dem EHT effektiv die Auflösung oder die Fähigkeit, Quellen am Himmel zu unterscheiden, eines erdgroßen Teleskops. Bei den optischen Wellenlängen, die den wunderschönen Bildern des Hubble-Weltraumteleskops und vieler anderer berühmter Einrichtungen zugrunde liegen, können heutige Interferometer nur Licht von Instrumenten kombinieren, die höchstens einige hundert Meter voneinander entfernt sind. Dies könnte sich ändern, wenn Astronomen Quantenphysiker um Hilfe bitten, optische Teleskope zu verbinden, die Dutzende, sogar Hunderte von Kilometern voneinander entfernt sind.
Solche optischen Interferometer würden auf Fortschritte auf dem Gebiet der Quantenkommunikation angewiesen sein – insbesondere auf die Entwicklung von Geräten, die die empfindlichen Quantenzustände von Photonen speichern, die an jedem Teleskop gesammelt werden. Diese Geräte, die als Quantenfestplatten (QHDs) bezeichnet werden, würden physisch an einen zentralen Ort transportiert, an dem die Daten von jedem Teleskop abgerufen und mit den anderen kombiniert werden, um gemeinsam Details über ein entferntes Himmelsobjekt zu enthüllen.
Diese Technik erinnert an das ikonische Doppelspaltexperiment, das erstmals 1801 vom Physiker Thomas Young durchgeführt wurde, bei dem Licht auf eine undurchsichtige Barriere fällt, die zwei Schlitze hat, durch die es hindurchtreten kann. Das Licht rekombiniert auf der anderen Seite der Barriere und erzeugt ein Interferenzmuster aus hellen und dunklen Streifen, auch Interferogramm genannt. Dies funktioniert auch dann, wenn einzelne Photonen nacheinander durch die Schlitze rieseln: Mit der Zeit wird sich das Interferenzmuster dennoch herausbilden.
„Wenn wir zwei Teleskope haben, die sich wie Youngs Schlitze verhalten, und wir in der Lage sind, ein Interferogramm auf einer Lichtquelle wie einem Stern am Himmel zu erhalten, sagt das Interferogramm eine Menge Dinge über die Quelle aus.“ says astronomer Jonathan Bland-Hawthorn of the University of Sydney, whose team is proposing the use of quantum hard drives to build optical interferometers. Such instruments could one day help astronomers measure the sizes and intrinsic motions of stars and galaxies with greater precision, a crucial ingredient in our understanding of the evolution of the cosmos.
Although radio astronomers have already built impressive interferometers such as the EHT, that is mainly because interferometry is easier to achieve in radio than at optical frequencies in three important ways: First, radio antennas are cheaper to build than optical telescopes, so one can construct large numbers of them (to increase the signal collecting area and hence sensitivity) and spread them apart (to increase resolution). Second, astronomical objects emit powerful radio waves, making it simpler to record these signals at individual antennas for subsequent correlation. Optical sources, however, are usually much, much fainter—so faint, in fact, that telescopes often must accumulate a celestial target’s light literally one photon at a time, turning interference into a quantum-mechanical phenomenon. Third, Earth’s atmosphere distorts optical light, leaving telescopes little time in which to collect the photons before the overlying layers of turbulent air disrupt their phase or coherence.
Such constraints have limited the baselines of optical interferometers—that is, the longest separations between any linked telescopes. For example, the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) is an array of six one-meter optical telescopes operating at Mount Wilson Observatory in California, and it boasts a maximum baseline of 330 meters. And the European Southern Observatory’s GRAVITY interferometer, which connects four 8.2-meter telescopes at Paranal Observatory in Chile, has a maximum baseline of 130 meters. “The most impressive interferometer of any kind in the world is the ESO Gravity instrument,” Bland-Hawthorn says. “Now imagine ESO Gravity [with a baseline of] over a kilometer, three kilometers or 10 kilometers.”
With conventional optics technology, such concepts would remain elusive. The photons collected by each telescope have to be sent via optical fibers to some location where they can be combined. Also, photons from some telescopes may have to be kept in abeyance in “delay lines,” often involving optical fibers, to ensure that the light from all telescopes has traveled the same distance. If the transmission or delay lines get too long—which occurs well short of kilometer scales—the photons are eventually absorbed or scattered, making interference impossible.
It is impossible, at least, without a helping hand from quantum physics. In 2011 Daniel Gottesman of the Perimeter Institute for Theoretical Physics in Ontario and his colleagues suggested putting a source of entangled photons midway between two distant telescopes. The source sends one of a pair of entangled photons to each telescope, where is the particles are made to interfere with another photon received from a celestial target. The interference measurements in each telescope can be recorded and later used to reconstruct an interferogram. Although this may sound simple in principle, longer baselines for optical interferometry would require quantum repeaters—expensive and complex custom-built devices for distributing entanglement over great distances that are the antithesis of off-the-shelf tech.
Now Bland-Hawthorn has teamed up with quantum technologist John Bartholomew of the University of Sydney and Matthew Sellars of the Australian National University in Canberra to design optical interferometers that avoid the use of entangled photons and quantum repeaters. The basic idea is simple: Consider two eight-meter telescopes separated by tens of kilometers. The quantum states of the photons collected by each telescope—meaning the amplitude and phase of light as a function of time—are stored in quantum hard drives. Astronomers would physically transport these QHDs—by road, rail or air—to one location, where the quantum states would be read out and made to interfere, generating an interferogram.
Bartholomew and his colleagues have been working together on QHDs that could one day be used to build such an interferometer. In 2015 the group argued that photonic states could be stored in the nuclear spin states of certain ions in a crystal of europium-doped yttrium orthosilicate (or, more simply, Eu:YSO). In theory, in a crystal kept at a frosty temperature of two kelvins, the spin states should remain coherent for up to a month and a half, Bartholomew says. In a lab-based demonstration, his team managed a more modest but still impressive result, showing it could keep the spin states coherent for six hours. “We used to joke about putting the memory system in the back of a Toyota Corolla and driving down the highway,” he says. “You’d be able to go quite a distance.”
But the 2015 experiment did not store photonic states in the spin states and retrieve them later. It merely demonstrated that the spin states remained coherent for hours. In a December 2020 preprint study, Chuan-Feng Li of the University of Science and Technology of China and his colleagues reported using Eu:YSO crystals to store the coherent states of photons and retrieve them after an hour, verifying their fidelity via interference experiments. “It is a great idea to connect distant optical telescopes via QHDs,” Li says. “It should be feasible to do so using the quantum memories based on Eu:YSO that we are working on. The QHD can be transported by trucks and helicopters.”
Nora Tischler, a quantum physicist at Free University Berlin, who was not involved with any of this work, is also impressed by the idea of using QHDs to build optical interferometers. “Even though the proposal is technically very demanding, it is worth noting that this can take advantage of already (and independently) existing developments and efforts,” she says. “The quantum community is working hard to optimize quantum memories as part of the effort to build future quantum networks.” These memories could form the basis of quantum hard drives.
Bartholomew says that the next step is to ensure that QHDs are resilient against the vibrations and accelerations they would experience during transport. “The impact of those forces on the quantum storage needs to be characterized,” he says. “But the reason for optimism is that these nuclear spin states are very insensitive to those types of perturbations.”
Even so, there is no guarantee the technique will be a practical success. And it has a competitor. In 2019 Johannes Borregaard, now at Delft University of Technology in the Netherlands, and his colleagues augmented Gottesman’s 2011 solution by designing a method to compress the information being received by telescopes, keeping only the relevant photons and discarding the rest. This would then require interactions with far fewer entangled photon pairs, which are difficult to produce at rates necessary for interferometry if the incoming information at the telescopes is not first compressed. And even with compression, longer baselines would still warrant quantum repeaters. Borregaard says it is still unclear whether QHDs or a combination of entangled photons and quantum repeaters will be the first to solve the problem of optical interferometry. “Both of them are challenging,” he says.
Even if the quantum side of the equation can be solved, astronomer John Monnier, an expert in optical and infrared interferometry at the University of Michigan, is circumspect. Optical interferometers with longer and longer baselines will be observing smaller and fainter objects, meaning fewer photons per unit of time. To counter the atmosphere’s deleterious effects, astronomers always have the very expensive option of making telescopes bigger—or the extraordinarily expensive one of putting them in space, where there is no atmosphere at all. Alternatively, they can use adaptive optics, which involves using the light of a bright reference object that is close in the sky to the star or galaxy being observed to correct for the atmosphere’s blurring effects. But unlike in radio astronomy, where luminous sources are relatively abundant, in optical wavelengths, “it’s super rare to find a bright object [close to] whatever you want to study,” Monnier says.
It is possible that in the future, optical interferometers with large baselines will also employ the kind of adaptive optics used by individual telescopes today, which involves firing powerful lasers to create artificial reference stars, or guide stars, in the sky. But today’s laser guide stars are not suitable for interferometers with baselines of tens of kilometers. Given such constraints, building optical interferometers is going to require more than QHDs, Monnier says. “[QHDs] could be a very interesting piece of a future that also involves some kind of new laser guide star for interferometers or large telescopes.”
If that future comes to pass, Bland-Hawthorn says that a whole new era of optical astronomy will open up, particularly with interferometers using 30-meter and 39-meter telescopes that are being built in Hawaii and Chile, respectively.
Bland-Hawthorn also envisages being able to resolve white dwarfs such as Sirius B and binary systems into their component stars, measure stars’ size and their intrinsic speed across the sky (also called proper motion) with greater precision and resolve, in finer detail, the stars moving around the black hole at our galactic center. “Tracking the stars around the black hole will allow us to probe the general theory of relativity in new way,” Bland-Hawthorn says.
Outside the Milky Way, -he thinks 40-meter-class telescopes connected by QHDs will resolve stars in galaxies out to the Virgo cluster and also measure the proper motions of these galaxies. “This last experiment has key implications for the study of how large-scale structure evolves with cosmic time due to the underlying dark matter and the emergence of dark energy,” Bland-Hawthorn says.
How does the Event Horizon Telescope implement the interferometry? - Astronomie
I've read that you can translate a telescope array to the distance the telescopes are apart. For instance, say you use 10 telescopes in tandem, coast to coast in the US, you essentially get a "United States" sized telescope.
How does this work? What would adding even more telescopes do? By that I mean, if I increased the amount of telescopes to 20, but they were all still in the US, would that increase resolution or some other statistic? What does increasing the distances effective increase (say now they're spread over all of Earth. )?
Thank you for your time. (Ithaca represent!)
This map shows all of the telescopes that were linked to create the Event Horizon Telescope--the telescope that captured the first picture of a black hole. Image courtesy of the EHT Collaboration. This is a very good question, and relevant to the recent release of the first-ever picture of gas near a black hole's event horizon! What you are describing is a technique called "interferometry". You've described it very well--telescopes that are far apart can be linked by this technique to create a "virtual telescope" with a resolution equal to a single telescope with a size equal to the distance between the linked telescopes. First, I'll answer what would happen if you (1) spread the telescopes farther apart, and (2) added more telescopes, then I'll explain why.
If you add more-distant telescopes to the array, you can see smaller details in the resulting image. That's why they used telescopes from all parts of the world to take the picture of the black hole--the black hole is very small and far away and appears extremely tiny, so we need telescopes that are very far from each other.
If you add more telescopes, but don't increase the farthest distance between any pair, you'll acomplish two things. The first is that you will have to stare at the source you're observing for less time, because more telescopes means more light-collecting area, so you collect light faster. The objects we observe with these techniques are often quite dim, meaning the exposure time for the image has to be quite high to collect enough light. The second is that the quality of the image goes up, but in an unintuitive way. The size of the smallest details that you can make out doesn't improve, but the amount of detail you can see goes up. I think I can explain best with a demo.
This is what an image of a single dot would look like if you took an image with just 2 linked telescopes. It doesn't look like a dot at all! This striped pattern is the result of the same physics that cause a pattern of dots when you shine a laser through a double-slit. These images are courtesy of Andrea Isella.
With three linked telescopes, you start seeing all kinds of dots, even though we're only taking a picture of one dot.
With four linked telescopes, there are less of these artificial dots.
With eight linked telescopes you can start to see that the dot in the center (the real dot) is brighter than all the artificial dots.
There are other ways to get rid of the artificial dots too. When you take long exsposures, the Earth will rotate while you are observing your target, which helps a lot. The image below includes the rotation of the Earth over like 6 hours.
A diagram of delay time between telescopes. The green lines connect photons that were emitted at the same time, illustrating the fact that light arrives at the telescope on the right first. The length "L" is directly related to the delay time between telescopes. Image courtesy of Bob Emery. The physics behind this are kind of complicated. The short version is that these arrays of telescopes measure the delay of the arrival of light between pairs of telescopes. If there is no delay, i.e. the light arrives at both telescopes at the same time, that means the line to the source has to be exactly perpindicular to the line between the two telescopes. If the delay time equals the distance between the two telescopes divided by the speed of light, that means that the source must lie on the line that connects the two telescopes. Every angle to the source corresponds to a delay time, so if you can measure this delay time, you can measure the angle to the source. If you use telescopes that are farther away from each other, the delay times are larger and easier to measure, resulting in more precise angles to the source. Combining more than two telescopes requires the use of fancy math, namely Fourier Transforms and Correlation Functions to produce images like the ones I showed above or the first images of the black hole.
Über den Autor
Christopher Rooney
Christopher Rooney is a fourth-year grad student at Cornell and was editor-in-chief of Curious from 2018-2020 (meaning that anything wrong on the website could very likely be his fault). Christopher studies galaxies far, far away trying to find the galaxy where Star Wars took place trying to characterize star-formation at a time in the history of the Universe when stars were being formed extremely quickly. He also works on the detectors used to measure the light from these galaxies.
Down the mouth of a monster: Event Horizon Telescope stares down a blazar's jet
Just one year ago, the amazing Event Horizon Telescope team released the highest-resolution images of a nearby supermassive black hole — well, "nearby" meaning 55 million light years away in the center of the huge galaxy M87 — revealing unprecedented detail in features just outside the Point of No Return.
Around the same time they took that data in April 2017, they also pointed this powerful array of individual radio telescopes at a far more distant galaxy: 3C279. This galaxy is a blazar, blasting out energy across the electromagnetic spectrum, from radio waves to super-high-energy gamma rays. Like M87, the source of its power is a supermassive black hole, one with 800 million times the mass of the Sun.
Mehr schlechte Astronomie
And oh yeah, 3C279 is over 5 billion light years from Earth. Now you can see why we call M87 "nearby."
3C279 is what we generically call an active galaxy, its nucleus generating more energy than the rest of the galaxy combined. Like many of these kinds of overachievers, it's blasting out a pair of jets, vast beams of matter and energy that scream away from the center at brain-frying velocities: Much of this material is moving at 99.5% the speed of light, fast enough to cross our entire solar system in a matter of hours.
And that’s why the Event Horizon Telescope (or EHT) aimed its sharp eye 3C279's way: Astronomers don't really understand how these jets are generated, so we want to peer as closely to their source as possible. The resolution of this telescope is so amazingly sharp that it could see features as small as 0.4 light years across — mind you, this is in an object that’s halfway across the observable Universe!
A jet of material is seen erupting from the core of the galaxy 3C279 (left, top and bottom. The Event Horizon Telescope view of the innermost part (right) reveals a blob of material moving away at nearly the speed of light. Credit: J.Y. Kim (MPIfR), Boston University Blazar Program (VLBA and GMVA), and Event Horizon Telescope Collaboration
The two images on the left are wider field views taken by different radio telescope, with the EHT image on the right. The two blobs represent radio wave emission from the jet. The bottom blob is elongated in the direction the material is moving, as you’d expect. But the top blob, that’s different. Buried somewhere in there, presumably at the center, is the supermassive black hole. But the blob is clearly elongated perpendicularly to the other one, almost at a right angle. That's… weird.
What you're seeing there is the base of the jet, the place where the particles are being accelerated to very nearly the speed of light. I'd expect it to be aligned with the jet itself, but the fact that’s it's not could be due to many different things. The authors of the paper (of which there are quite a lot) propose many possible reasons.
Did I mention there are a lot of authors to this paper? Credit: Kim et al.
One is that the jet is bent near the base, with a big kink in it. Coincidentally, we are looking almost exactly down the maw of this beast the jet is a mere 2° away from being aimed Recht at us. A small bend in it that happens to go across our line of sight could explain the weird elongations.
Incidentally, because we are looking down along its length and see it foreshortened, the entire jet's physical length is millions of light years. We're only seeing the very innermost part of it in the EHT shot.
The orbiting Chandra X-ray Observatory observed 3C279 some years ago, with a very wide angle view compared to the Event Horizon Telescope: The Chandra image is 50,000 times wider. Credit: NASA/CXC, J.Y. Kim (MPIfR), Boston University Blazar Program (VLBA and GMVA), and Event Horizon Telescope Collaboration
Another possibility — and I love this — is that the jet itself is helical, spiraling away as it moves out like a corkscrew! The sculpting force behind the jet may be an extremely powerful magnetic field embedded in a disk of material swirling around the black hole, called an accretion disk. The magnetic field gets wound up as the material orbits in the disk. As matter is lofted away from the disk it takes the spinning magnetic field with it, creating this vortex. If that’s the case, we may be seeing different blobs of material ejected from the disk, smeared out along the corkscrew, making it look elongated.
Incredibly, this gets even more mind-bending: Over the four days of EHT observations, the material can be seen to physically move:
Holy magnetohydrodynamics! You can actually see that lower blob move away from the galaxy's center over the course of less than a week! Brightness changes in the upper blob may be due to changes in the accretion disk as it whirls madly around the black hole, too.
Reminder: This is happening 50 billion trillion kilometers away.
The eight telescopes across the Earth that comprise the Event Horizon Telescope. Credit: University of Arizona / Dan Merrone
Observations like this will hopefully help astronomers what powers these jets, what focuses them, and how they're coupled to the black hole and the accretion disk. It’s not known if the rapidly spinning black hole powers the jet, or the accretion disk, or both. Sometimes there are powerful flares of gamma rays that erupt from the central source, and then blobs of energy are seen moving up along the jet. How does that work? It may be generating shock waves or turbulence in the jet, but no one really knows.
More observations of 3C279 are planned for EHT, and maybe more clues to this process will be found. Eventually more telescopes will be added to the array, too, increasing its ability to see faint, small sources, even ones billions of light years away. This is just the start for EHT. Imagine what it'll be able to do when it really gets going
The Event Horizon Telescope has Revealed the Magnetic Field Lines Around M87's Central Black Hole
In 2019 astronomers captured the first direct image of a black hole. It was an image of the supermassive black hole at the heart of M87. And when many folks saw it, their reaction was “that’s it?” Which is understandable, given that the image is just a blurry, donut-shaped smudge. It isn’t much to look at. But an astronomical image is a small fraction of the data gathered by astronomers. Recently more of that data has been analyzed, including both the polarization of the light and the magnetic field surrounding the black hole.
Polarization is a basic property of light, just like wavelength or intensity. If you imagine light as a wave that oscillates as it travels through space, then polarization is the orientation of that oscillation. Light waves may oscillate up and down, left and right, or even spiralling clockwise or widdershins. When light comes from hot source, such as the material surrounding a black hole, lots of polarizations are jumbled together so that the light is basically unpolarized. But when light passes through ionized gas, different polarizations interact with the gas more strongly or more weakly. As a result, the light that reaches Earth is polarized. By studying the polarization of light near the M87 black hole, we can learn about the surrounding material.
M51 (Hubble) overlaid by 6cm radio intensity contours and polarization vectors (Effelsberg and VLA) Credit: MPIfR Bonn In the case of radio astronomy, there is also a polarized source of light known as synchrotron radiation. This occurs when electrons are trapped by magnetic field and move along the field lines in tight spirals. The polarization of sychrotron radiation tells us the orientation of the magnetic field lines.
In this latest work, astronomers measured the polarization of light observed near the M87 black hole, and found it had a twisted spiral pattern. This is somewhat expected, because we know the black hole rotates. As it does, it drags nearby space around it. The overall pattern is indicative of the gravitational structure of the black hole.
An image of the M87 black hole with polarization indicated. Credit: EHT Collaboration
But what’s interesting is that most of the light observed isn’t polarized. Only about 15% or so of the light is polarized. Most of the light from near the black hole is unpolarized. That’s unexpected, because ionized gas near the black hole should be highly magnetized, so we’d expect the light reaching us to be strongly polarized. So what gives?
It seems that gas near the black hole ist magnetized, but rather than having a magnetic structure that is large and simple, the magnetization is a chaotic jumble at smaller scales. The scale at which the magnetization has a random-like orientation is smaller than the resolution of the Event Horizon Telescope. So things blur out. All the small scale polarizations blur together to appear unpolarized.
Results like these are important because they give us tremendous insight on the material and magnetic fields near black holes. As we understand more, we will be able to the complex processes that creates active black holes and how they interact with the surrounding galaxy. All of that information is buried in the data, and it’s more than meets the eye.
Referenz: Akiyama, Kazunori, et al. “First M87 Event Horizon Telescope Results. VII. Polarization of the Ring.” Die Briefe des Astrophysikalischen Journals 910.1 (2021): L12.
Optical intensity interferometry with the Cherenkov Telescope Array
With its unprecedented light-collecting area for night-sky observations, the Cherenkov Telescope Array (CTA) holds great potential for also optical stellar astronomy, in particular as a multi-element intensity interferometer for realizing imaging with sub-milliarcsecond angular resolution. Such an order-of-magnitude increase of the spatial resolution achieved in optical astronomy will reveal the surfaces of rotationally flattened stars with structures in their circumstellar disks and winds, or the gas flows between close binaries. Image reconstruction is feasible from the second-order coherence of light, measured as the temporal correlations of arrival times between photons recorded in different telescopes. This technique (once pioneered by Hanbury Brown and Twiss) connects telescopes only with electronic signals and is practically insensitive to atmospheric turbulence and to imperfections in telescope optics. Detector and telescope requirements are very similar to those for imaging air Cherenkov observatories, the main difference being the signal processing (calculating cross correlations between single camera pixels in pairs of telescopes). Observations of brighter stars are not limited by sky brightness, permitting efficient CTA use during also bright-Moon periods. While other concepts have been proposed to realize kilometer-scale optical interferometers of conventional amplitude (phase-) type, both in space and on the ground, their complexity places them much further into the future than CTA, which thus could become the first kilometer-scale optical imager in astronomy.
Höhepunkte
► The large CTA light-collecting area enables also optical astronomy. ► Kilometer-scale optical interferometry resolves stellar surfaces. ► Telescopes connect only through electronic signals, insensitive to atmospheric turbulence or telescopic imperfections. ► Stellar observations are not limited by moonlight.
