HD 163296 ist repräsentativ für eine typische protoplanetare Platte, 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 Artefaktinnere im 2. vom äußersten Ring identifizieren, das ein verräterisches Zeichen für einen störenden Planeten sein kann. Die Skalierungsleiste unten rechts beträgt 10 AE, was einer Auflösung von nur wenigen Millisekunden entspricht. Dies kann nur durch VLBI erreicht werden. (SM ANDREWS ET AL. UND DIE DSHARP-ZUSAMMENARBEIT, ARXIV: 1812.04040)

Fragen Sie Ethan: Wie können wir mit einer Interferometrie mit sehr langer Basislinie ein Schwarzes Loch abbilden?

Es ist die Technik des 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 Teleskop-Array jemals getan hat: den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs direkt abzubilden. Ein Team von mehr als 200 Wissenschaftlern, die Daten von acht unabhängigen Teleskopanlagen auf fünf Kontinenten verwendeten, schlossen sich zusammen, um diesen monumentalen Triumph zu erzielen. Während es viele Beiträge und Mitwirkende gibt, die es verdienen, hervorgehoben zu werden, gibt es eine grundlegende physikalische Technik, von der alles abhängt: Very-Long-Baseline Interferometry oder VLBI. Patreon-Anhänger 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 Interferometrie und wie wurde sie von [dem Event Horizon Telescope] eingesetzt? Es scheint, als wäre es eine Schlüsselzutat bei der Erstellung des Bildes von M87 gewesen, aber ich habe keine Ahnung, wie oder warum. Möchtest du das erklären?

Sie sind auf; Machen wir das.

Jedes reflektierende Teleskop basiert auf dem Prinzip, einfallende Lichtstrahlen über einen großen Primärspiegel zu reflektieren, der das Licht auf einen Punkt fokussiert, an dem 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 GEMEINSAMER 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 Primärspiegel des Teleskops und wird auf einen einzelnen Punkt fokussiert. Wenn Sie einen zusätzlichen Spiegel (oder eine Reihe von Spiegeln) entlang des Lichtwegs platzieren, ändert dies nichts an dieser Geschichte. Sie ändern sich einfach dort, wo das Licht zu einem Punkt konvergiert.

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

Ein kleiner Teil des Karl Jansky Very Large Array, eines der weltweit größten und leistungsstärksten Arrays von Radioteleskopen. Wenn die einzelnen Gerichte nicht richtig miteinander synchronisiert sind, erreichen 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 Einzelschalen-Teleskop tun würden. Das Licht würde immer noch in parallelen Strahlen ankommen; Jeder Primärspiegel würde dieses Licht immer noch auf einen einzelnen Punkt fokussieren. Die Lichtstrahlen jedes Teleskops treffen gleichzeitig am Endpunkt ein. Alle diese Daten können dann gesammelt und gespeichert werden.

Das könnten Sie natürlich tun. Aber das würde Ihnen nur zwei unabhängige Bilder geben. Sie könnten sie kombinieren, aber das würde nur die Daten mitteln. Es wäre, als hätten Sie Ihr Ziel mit einem einzigen Teleskop zu zwei verschiedenen Zeiten beobachtet und die Daten addiert.

Das Quadratkilometer-Array wird nach seiner Fertigstellung aus einer Reihe von Tausenden von Radioteleskopen bestehen, die weiter ins Universum zurückblicken können als jedes Observatorium, das irgendeine Art von Stern oder Galaxie gemessen hat. (SKA PROJECT DEVELOPMENT OFFICE UND SWINBURNE ASTRONOMY PRODUCTIONS)

Das hilft Ihnen nicht bei Ihrem großen Problem, nämlich dass Sie die kritische verbesserte Auflösung benötigen, die mit der Verwendung eines mit VLBI verbundenen Teleskopnetzwerks verbunden ist. Wenn Sie mehrere Teleskope erfolgreich mit der VLBI-Technik verbinden, erhalten Sie ein Bild, das die Lichtsammelkraft der einzelnen Teleskopschalen addiert, 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. Das vielleicht spektakulärste Beispiel für VLBI wurde vom Large Binocular Telescope verwendet, das zwei 8-Meter-Teleskope hat, die zusammen montiert sind und sich mit der Auflösung eines ~ 23-Meter-Teleskops verhalten. Infolgedessen kann es Merkmale auflösen, die kein einzelnes 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 Pele, wie sie von Europa verdeckt wird, ist in diesem Infrarotbild unsichtbar. Das Large Binocular Telescope konnte dies dank der Technik der Interferometrie. (LBTO)

Der Schlüssel zum Freischalten dieser Art von Kraft besteht darin, dass Sie in der Lage sein müssen, Ihre Beobachtungen zu denselben Zeitpunkten zusammenzustellen. Die Lichtsignale, die an den Teleskopen ankommen, kommen nach geringfügig 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 kombinieren 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 Teleskoparrays, die in den Event Horizon Telescope-Beobachtungen 2017 von M87 verwendet wurden. Nur das Südpol-Teleskop konnte M87 nicht abbilden, da es sich im falschen Teil der Erde befindet, um jemals das Zentrum dieser Galaxie zu sehen. Jeder dieser Standorte ist unter anderem mit einer Atomuhr ausgestattet. (NRAO)

Wir tun dies praktisch unter Verwendung von Atomuhren. An jedem der 8 Orte auf der ganzen Welt, an denen das Event Horizon Telescope Daten erfasst, befindet sich eine Atomuhr, mit der wir die Zeit bis zur Genauigkeit von wenigen Attosekunden (10 ^ -18 s) einhalten können. Es bestand auch die Notwendigkeit, spezielle Computerausrüstung (sowohl Hardware als auch Software) zu installieren, damit die Beobachtungen zwischen den verschiedenen Stationen auf der ganzen Welt korreliert und synchronisiert werden können.

Sie müssen dasselbe Objekt zur selben Zeit mit derselben Frequenz beobachten und dabei mit einem richtig kalibrierten Teleskop beispielsweise atmosphärische Geräusche 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 zeigen 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 aufgrund der Verwendung von VLBI durch ALMA möglich. (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO))

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 Radioteleskop-Arrays da draußen: ALMA. ALMA steht für das Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array und besteht aus 66 unabhängigen Radiogerichten, die so eingestellt werden können, dass sie einen Abstand von 150 Metern bis zu 16 Kilometern haben.

Die Lichtsammelkraft wird nur durch die Fläche der einzelnen Gerichte bestimmt, die alle zusammen addiert werden. das ändert sich nicht. Die Auflösung, die erreicht werden kann, 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 erreicht 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, die für kürzerwellige Teleskope wie Hubble nicht zugänglich sind, können aber auch Details von protoplanetaren Systemen und möglicherweise sogar 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 ihm, den Ereignishorizont des Schwarzen Lochs (mit einem Durchmesser von 42 Mikrobogensekunden) im Zentrum der Galaxie M87 abzubilden.

Der Schlüssel zum Erhalten dieses Bildes und zum Durchführen dieser hochauflösenden Beobachtungen im Allgemeinen besteht darin, jedes der Teleskope mit Beobachtungen zu synchronisieren, die zeitlich absolut übereinstimmen. Dies zu erreichen 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 Wissenschaftler die Synchronisation der Beobachtungen korrekt durchführen können. (PUBLIC DOMAIN / WIKIPEDIA USER RNT20)

Der entscheidende Fortschritt kam 1958, als der Wissenschaftler Roger Jennison eine inzwischen berühmte Arbeit schrieb: Eine phasensensitive Interferometer-Technik zur Messung der Fourier-Transformationen räumlicher Helligkeitsverteilungen mit geringer Winkelausdehnung. Das klingt nach einem Schluck, 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 miteinander mischen, stören sie sich gegenseitig, sowohl aufgrund realer Effekte als auch aufgrund von Fehlern.
  4. Was Jennison Pionierarbeit geleistet hat - und was heute noch in Form der Selbstkalibrierung verwendet wird -, war die Technik, 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 zeigten alle 8 mit dem Event Horizon Telescope verbundenen Teleskope / Teleskop-Arrays auf Messier 87. So sieht ein supermassereiches Schwarzes Loch aus, bei dem der Ereignishorizont deutlich sichtbar ist. Nur durch VLBI konnten wir die Auflösung erreichen, die erforderlich ist, um ein solches Bild zu erstellen. (EVENT HORIZON TELESCOPE COLLABORATION ET AL.)

Das Fantastische an dieser Technik ist, dass sie buchstäblich auf jeden Wellenlängenbereich angewendet werden kann. Derzeit misst das Event Horizon Telescope Radiowellen einer bestimmten Frequenz, könnte aber theoretisch mit einer Frequenz arbeiten, die drei- bis fünfmal so hoch ist. Da die Auflösung Ihres Teleskops davon abhängt, wie viele Wellen über den Durchmesser (oder die Grundlinie) Ihres Teleskops passen können, führt das Wechseln zu höheren Frequenzen zu kürzeren Wellenlängen und einer höheren Auflösung. Wir könnten die fünffache Auflösung erreichen, ohne ein einziges neues Gericht bauen zu müssen.

Das erste Schwarze Loch ist vielleicht erst vor ein paar 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 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 weiter auseinander bewegen!

Senden Sie Ihre Fragen an Ethan an Startwithabang bei gmail dot com!

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