HD 163296 ist repräsentativ für eine typische protoplanetare Festplatte, die von der DSHARP-Kollaboration betrachtet wird. Es hat eine zentrale protoplanetare Scheibe, äußere Emissionsringe und Lücken zwischen ihnen. Es sollte mehrere Planeten in diesem System geben, und man kann ein seltsames Artefakt im Inneren des äußersten Rings identifizieren, das ein verräterisches Zeichen für einen störenden Planeten sein könnte. Die Skala rechts unten ist 10 AU, was einer Auflösung von nur wenigen Milliarcsec entspricht. Dies kann nur durch VLBI erreicht werden. (S. M. ANDREWS ET AL. UND DIE DSHARP-ZUSAMMENARBEIT, ARXIV: 1812.04040)

Fragen Sie Ethan: Wie ermöglicht es uns die Interferometrie mit sehr langen Basislinien, ein Schwarzes Loch abzubilden?

Es ist die Technik vom Event Horizon Telescope, die uns das Bild eines Schwarzen Lochs gebracht hat. So funktioniert das.

Das Ereignishorizont-Teleskop hat das erreicht, was kein anderes Teleskop oder Teleskoparray jemals getan hat: Es hat den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs direkt abgebildet. Ein Team von mehr als 200 Wissenschaftlern, die Daten von acht unabhängigen Teleskopeinrichtungen auf fünf Kontinenten verwenden, haben sich zu diesem monumentalen Triumph zusammengeschlossen. Es gibt zwar viele Beiträge und Mitwirkende, die es verdient haben, hervorgehoben zu werden, aber es gibt eine grundlegende physikalische Technik, von der alles abhängt: die Very-Long-Baseline-Interferometrie (VLBI). Patreon-Anhänger Ken Blackman möchte wissen, wie das funktioniert und wie es diese bemerkenswerte Leistung ermöglicht hat:

[The Event Horizon Telescope] verwendet VLBI. Was ist Interferometrie und wie wurde sie vom [Event Horizon Telescope] eingesetzt? Es scheint, als wäre es eine Schlüsselzutat bei der Herstellung des Bildes von M87 gewesen, aber ich habe keine Ahnung, wie oder warum. Möchtest du das erklären?

Sie sind auf; Machen wir das.

Jedes Spiegelteleskop basiert auf dem Prinzip, einfallende Lichtstrahlen über einen großen Primärspiegel zu reflektieren, der das Licht auf einen Punkt fokussiert, wo es entweder in Daten zerlegt und aufgezeichnet oder zur Erstellung eines Bildes verwendet wird. Dieses spezifische Diagramm zeigt die Lichtwege für ein Herschel-Lomonosov-Teleskopsystem. (WIKIMEDIA COMMONS USER EUDJINNIUS)

Für ein einziges Teleskop ist alles relativ einfach. Licht kommt als eine Reihe von parallelen Strahlen herein, die alle von derselben entfernten Quelle stammen. Das Licht trifft auf den Hauptspiegel des Teleskops und wird auf einen einzelnen Punkt fokussiert. Wenn Sie einen zusätzlichen Spiegel (oder einen Spiegelsatz) entlang des Lichtwegs anbringen, ändert dies nichts an der Geschichte. Sie ändern einfach, wo das Licht auf einen Punkt konvergiert.

Alle diese Lichtstrahlen kommen gleichzeitig an diesem Endpunkt an, wo sie entweder zu einem Bild kombiniert oder als Rohdaten gespeichert werden können, um zu einem späteren Zeitpunkt zu einem Bild verarbeitet zu werden. Dies ist die ultra-grundlegende Version eines Teleskops: Licht kommt von einer Quelle, wird in eine kleine Region fokussiert und aufgenommen.

Ein kleiner Ausschnitt aus dem Karl Jansky Very Large Array, einem der weltweit größten und leistungsstärksten Arrays von Radioteleskopen. Wenn die einzelnen Gerichte nicht richtig miteinander synchronisiert sind, erzielen sie keine höhere Auflösung als ein einzelnes Gericht. (JOHN FOWLER)

Aber was ist, wenn Sie kein einziges Teleskop haben, sondern mehrere Teleskope, die in einer Art Array miteinander vernetzt sind? Sie könnten denken, Sie könnten das Problem auf ähnliche Weise lösen und das Licht von jedem Teleskop so fokussieren, wie Sie es für ein Eintellerteleskop tun würden. Das Licht würde immer noch in parallelen Strahlen eintreffen; Jeder Primärspiegel würde das Licht immer noch auf einen einzigen Punkt fokussieren. Die Lichtstrahlen jedes Teleskops erreichen gleichzeitig den Endpunkt. Alle diese Daten können dann gesammelt und gespeichert werden.

Das könntest du natürlich machen. Das würde aber nur zwei unabhängige Bilder ergeben. Sie könnten sie kombinieren, aber das würde die Daten nur mitteln. Es wäre, als würden Sie Ihr Ziel mit einem einzigen Teleskop zu zwei verschiedenen Zeiten beobachten und die Daten addieren.

Das Quadratkilometer-Array wird, wenn es fertiggestellt ist, aus Tausenden von Radioteleskopen bestehen, die in der Lage sind, weiter ins Universum zurückzukehren als jedes Observatorium, das irgendeine Art von Stern oder Galaxie gemessen hat. (SKA PROJECT DEVELOPMENT OFFICE UND SWINBURNE ASTRONOMY PRODUCTIONS)

Das hilft Ihnen bei Ihrem großen Problem nicht weiter, denn Sie benötigen die kritische, verbesserte Auflösung, 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, erhalten Sie ein Bild, bei dem die Lichtsammelkraft der einzelnen Teleskopschalen addiert wird, jedoch (optimal) mit der Auflösung des Abstands zwischen den Teleskopschalen.

Diese Technik wurde schon oft verwendet, nicht nur zur Abbildung eines Schwarzen Lochs und nicht einmal mit Radioteleskopen allein. In der Tat wurde das vielleicht spektakulärste Beispiel für VLBI vom Large Binocular Telescope verwendet, das zwei 8-Meter-Teleskope aufweist, die zusammen montiert sind und sich mit der Auflösung eines ~ 23-Meter-Teleskops verhalten. Infolgedessen kann es Merkmale auflösen, die kein einziges 8-Meter-Gericht kann, wie das Ausbrechen von Vulkanen auf Io, während es eine Sonnenfinsternis von einem anderen Jupitermond erlebt.

Die Bedeckung von Jupiters Mond Io mit seinen ausbrechenden Vulkanen Loki und Pelé, wie sie Europa verbirgt, ist in diesem Infrarotbild unsichtbar. Dies gelang dem Large Binocular Telescope aufgrund der Technik der Interferometrie. (LBTO)

Der Schlüssel, um diese Art von Kraft freizuschalten, ist, dass Sie in der Lage sein müssen, Ihre Beobachtungen zu den gleichen Zeitpunkten zusammenzustellen. Die Lichtsignale, die an den Teleskopen ankommen, treffen nach geringfügig unterschiedlichen Lichtlaufzeiten aufgrund der unterschiedlichen Entfernung mit Lichtgeschwindigkeit ein, damit das Signal von dem Quellobjekt zu den unterschiedlichen Detektoren / Teleskopen weitergeleitet wird Erde.

Sie müssen die Ankunftszeit der Signale an den verschiedenen Teleskopstandorten auf der ganzen Welt kennen, um sie zu einem einzigen Bild zusammenfassen zu können. Nur durch die Kombination von Daten, die der gleichzeitigen Anzeige derselben Quelle entsprechen, können wir die maximale Auflösung erreichen, die ein Teleskopnetzwerk bieten kann.

Dieses Diagramm zeigt die Position aller Teleskope und Teleskop-Arrays, die bei den 2017 Event Horizon Telescope-Beobachtungen von M87 verwendet wurden. Nur das Südpol-Teleskop konnte M87 nicht abbilden, da es sich auf dem falschen Teil der Erde befindet, um jemals das Zentrum dieser Galaxie zu sehen. Jeder dieser Standorte ist unter anderem mit einer Atomuhr ausgestattet. (NRAO)

Die Art und Weise, wie wir dies praktisch tun, besteht darin, Atomuhren zu verwenden. An jedem der 8 Orte auf der Welt, an denen das Event Horizon Telescope Daten aufnimmt, befindet sich eine Atomuhr, mit der wir die Zeit auf wenige Attosekunden genau (10 ^ -18 s) einstellen können. Außerdem mussten spezielle Computergeräte (Hardware und Software) installiert werden, damit die Beobachtungen zwischen den verschiedenen Stationen auf der ganzen Welt korreliert und synchronisiert werden können.

Sie müssen dasselbe Objekt zur gleichen Zeit mit der gleichen Frequenz beobachten und dabei mit einem ordnungsgemäß kalibrierten Teleskop Umgebungsgeräusche ausgleichen. Es ist eine arbeitsintensive Aufgabe, die enorme Präzision erfordert. Aber wenn Sie dort ankommen, ist die Auszahlung erstaunlich.

Die protoplanetarische Scheibe um den jungen Stern HL Tauri, fotografiert von ALMA. Die Lücken in der Scheibe weisen auf das Vorhandensein neuer Planeten hin. Dieses System ist bereits Hunderte Millionen Jahre alt, und die Planeten dort nähern sich wahrscheinlich ihren Endstadien und Umlaufbahnen. Diese Auflösung ist nur aufgrund der Verwendung von VLBI durch ALMA möglich. (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO))

Das obige Bild mag so aussehen, als hätte es nichts mit einem Schwarzen Loch zu tun, aber es ist tatsächlich eines der berühmtesten Bilder aus der mächtigsten Einzelanordnung von Radioteleskopen: ALMA. ALMA steht für Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array und besteht aus 66 unabhängigen Radiogeräten, deren Abstand von 150 Metern bis zu 16 Kilometern eingestellt werden kann.

Die Lichtsammelkraft wird nur durch die Fläche der einzelnen Gerichte bestimmt, die alle zusammenaddiert werden. das ändert sich nicht Die erreichbare Auflösung wird jedoch durch den Abstand zwischen den Gerichten bestimmt. Auf diese Weise können Auflösungen von nur wenigen Millibogensekunden oder Auflösungen von 1 / 300.000stel Grad erzielt werden.

Das Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) ist eines der leistungsstärksten Radioteleskope der Erde. Diese Teleskope können langwellige Signaturen von Atomen, Molekülen und Ionen messen, auf die kürzere Teleskope wie Hubble keinen Zugriff haben. Sie können aber auch Details protoplanetarer Systeme und möglicherweise auch fremde Signale messen, die selbst Infrarot-Teleskope nicht sehen können. Es war die wichtigste Ergänzung zum Event Horizon Telescope. (ESO / C. MALIN)

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 - können Objekte mit einer Größe von nur etwa 15 Mikrobogensekunden aufgelöst werden. Diese unglaubliche Verbesserung der Auflösung ermöglichte es, den Ereignishorizont des Schwarzen Lochs (42 Mikrobogensekunden Durchmesser) im Zentrum der Galaxie M87 abzubilden.

Der Schlüssel zum Erhalt dieses Bildes und zur Durchführung dieser hochauflösenden Beobachtungen im Allgemeinen besteht darin, jedes einzelne Teleskop mit Beobachtungen zu synchronisieren, die absolut zeitlich zusammenfallen. Dies zu verwirklichen ist konzeptionell einfach, erfordert jedoch eine monumentale Innovation, um dies in die Praxis umzusetzen.

In VLBI werden die Funksignale an jedem der einzelnen Teleskope aufgezeichnet, bevor sie an einen zentralen Ort gesendet werden. Jeder empfangene Datenpunkt ist neben den Daten mit einer äußerst genauen hochfrequenten Atomuhr versehen, damit die Wissenschaftler die Beobachtungen korrekt synchronisieren können. (PUBLIC DOMAIN / WIKIPEDIA USER RNT20)

Der entscheidende Fortschritt war 1958 zu verzeichnen, als der Wissenschaftler Roger Jennison eine mittlerweile berühmte Veröffentlichung verfasste: Eine phasensensitive Interferometertechnik zur Messung der Fourier-Transformationen räumlicher Helligkeitsverteilungen mit geringem Winkelausmaß. Das klingt nach einem Bissen, aber so können Sie es auf einfache Weise verstehen.

  1. Stellen Sie sich vor, Sie haben drei Antennen (oder Radioteleskope), die alle miteinander verbunden und durch bestimmte Abstände voneinander getrennt sind.
  2. Diese Antennen empfangen Signale von einer entfernten Quelle, wo die relativen Ankunftszeiten der verschiedenen Signale berechnet werden können.
  3. Wenn Sie die verschiedenen Signale zusammenmischen, stören sie sich gegenseitig, sowohl aufgrund realer Effekte als auch aufgrund von Fehlern.
  4. Was Jennison als Pionierarbeit geleistet hat - und was heute noch in Form von Selbstkalibrierung verwendet wird - war die Technik, um die tatsächlichen Effekte richtig zu kombinieren und die Fehler zu ignorieren.

Dies ist heute als Apertursynthese bekannt, und das Grundprinzip ist seit über 60 Jahren dasselbe geblieben.

Im April 2017 richteten sich alle 8 Teleskope / Teleskoparrays des Ereignishorizont-Teleskops auf Messier 87. So sieht ein supermassives Schwarzes Loch aus, bei dem der Ereignishorizont deutlich sichtbar ist. Nur mit VLBI können wir die Auflösung erreichen, die für die Erstellung eines solchen Bildes erforderlich ist. (EREIGNISHORIZONTELESKOP-ZUSAMMENARBEIT ET AL.)

Das Fantastische an dieser Technik ist, dass sie buchstäblich auf jeden Wellenlängenbereich angewendet werden kann. Im Moment misst das Event Horizon Telescope Radiowellen einer bestimmten Frequenz, aber es könnte theoretisch mit einer Frequenz zwischen dem Drei- und Fünffachen arbeiten. Da die Auflösung Ihres Teleskops davon abhängt, wie viele Wellen über den Durchmesser (oder die Grundlinie) Ihres Teleskops passen, bedeutet die Einstellung höherer Frequenzen kürzere Wellenlängen und eine höhere Auflösung. Wir könnten die fünffache Auflösung erreichen, ohne ein neues Gericht bauen zu müssen.

Das erste Schwarze Loch ist vielleicht erst vor ein paar Tagen angekommen, aber wir schauen bereits in die Zukunft. Der erste Ereignishorizont ist eigentlich nur der Anfang. Darüber hinaus sollte das Event-Horizon-Teleskop eines Tages in der Lage sein, Merkmale ferner Blazare und anderer heller Funkquellen aufzulösen, damit wir sie wie nie zuvor verstehen können. Willkommen in der Welt von VLBI. Wenn Sie ein Teleskop mit höherer Auflösung wünschen, müssen Sie nur die Teleskope verschieben, die Sie weiter voneinander entfernt haben.

Senden Sie Ihre Ask Ethan-Fragen an startswithabang at gmail dot com!

Starts With A Bang ist jetzt auf Forbes und dank unserer Patreon-Unterstützer auf Medium neu aufgelegt. Ethan hat zwei Bücher verfasst, Beyond The Galaxy und Treknology: The Science of Star Trek von Tricorders bis Warp Drive.