Заглянути за горизонт

Вперше в історії вченим вдалося побачити тінь чорної діри. Що особливого в цій події і чому для отримання розмитої чорної плями астрономам усього світу знадобилися кілька років напруженої роботи? Редакція вирішила розповісти про те, як влаштований Телескоп горизонту подій (Event Horizon Telescope, EHT), як йому вдалося заглянути в центр галактики M87 і що астрономам вдалося там розглянути.

Як отримали зображення чорної діри?

Будь - яке електромагнітне випромінювання, в тому числі радіохвилі і видиме світло, являють собою періодичні коливання електричного і магнітного полів. Єдина відмінність між ними - довжина хвилі, яка в разі радіо на кілька порядків більше. З довжиною хвилі пов'язаний ключовий параметр оптичних систем - кутова роздільна здатність, тобто здатність приладу розрізнити два окремих розташованих поруч джерела.

Навіть неспеціалісту зрозуміло, що вивчення прийдешніх хвиль більшої довжини дає більш розмиту картинку. Дійсно, кутова роздільна здатність телескопів прямо пропорційно довжині хвилі і назад пропорційно розміру апертури, тобто діаметру реєстрованого світлового потоку.

І хоча на перший погляд здається, що ефективною стратегією є збільшення розмірів дзеркал і перехід до все більш коротких хвиль, в реальності збільшувати кутову роздільну здатність можна й іншими методами без використання коротких хвиль і будівництва гігантських приймачів.

Одним з таких способів є інтерферометрія, тобто побудова свого роду «віртуального» телескопа. Такий прилад складається з рознесених на великі відстані приймачів, які одночасно спостерігають один і той же об'єкт і точно фіксують час спостереження за допомогою атомного годинника. Виходить, що телескопи фіксують фронт однієї електромагнітної хвилі від джерела, але в різний час.

Потім отримані дані спільно аналізуються і відновлюється вихідний хвильовий фронт, завдяки чому вдається отримати зображення з кутовою роздільною здатністю, відповідною апертурі приймача, рівною відстані між телескопами, а не їх власним розмірам, які можуть бути досить скромними. Таким чином, два телескопи віддалені один від одного на відстань 100 кілометрів, зможуть розгледіти в тисячу разів більше деталей, ніж один телескоп діаметром 100 метрів.

Однак така перевага не дається даром. По-перше, висока роздільна здатність досягається лише вздовж лінії, що з'єднує прилади, - бази інтерферометра, - тоді як у поперечному їй напрямку зображення залишиться нечітким. Частково це можна подолати, рухаючи самі телескопи або проводячи тривалі спостереження - в останньому випадку обертання Землі буде змінювати орієнтацію бази щодо джерела.

По-друге, окремі телескопи все-таки не еквіваленти одному громадному приймачу: один сеанс спостережень на парі приладів дає одну точку на так званій - плоскості - безлічі можливих просторових частот. Так відбувається, тому що при фіксованій відстані між приладами будуть зареєстровані тільки відповідні цій відстані просторові масштаби. Говорячи науковою мовою, вийде одна фур'є-гармоніка.

Безліч спостережень з різними базами дозволяють в достатній мірі заповнити -плоскість, тобто отримати багато фур'є-гармонік, які потім за допомогою зворотного перетворення можна перетворити на єдине зображення. Для порівняння, окреме монолітне дзеркало вимірює відразу все фур'є-гармоніки, аж до граничної, обмеженої розміром апертури, тобто відразу отримує заповнене коло на -плоскості.

У такому випадку стають зрозумілі проблеми інтерферометрії: необхідні тривалі спостереження для отримання безлічі проекцій баз і ресурсомісткі комп'ютерні обчислення для проведення аналізу. Однак джерело може бути змінним, погодні умови і стан атмосфери також нерегулярним чином змінюються, причому ці варіації не узгоджуються для віддалених телескопів, до того ж самі телескопи не є точними копіями один одного - всі ці та багато інших факторів обмежують можливість проведення інтерферометричних вимірювань.

Тому важливо відзначити, що EHT пощастило: у 2017 році протягом усіх чотирьох днів спостереження у всіх телескопів були хороші умови (нам представили аналіз саме цих даних), у 2018-му з погодою пощастило менше, а в 2019 році спостереження взагалі скасували.

Тим не менш, потенційно інтерферометрію можна реалізувати і для більш коротких довжин хвиль, у тому числі оптичного діапазону. Такі проекти є, найбільшим з них є американський прилад CHARA, що складається з шести метрових телескопів, здатних переміщатися по Y-подібних траєкторіях, утворюючи бази від 34 до 331 метра. У результаті вдається досягти граничного дозволу в 200 мікросекунд, що на кілька порядків краще, ніж у космічного телескопа «Хаббл».

Однак у таких приладів є власні проблеми: фотони губляться при русі від окремих телескопів до центру, через що можливе спостереження лише найяскравіших джерел. Атмосферні спотворення і квантові шуми виявляються набагато сильнішими на коротких довжинах хвиль. Також через набагато більшу частоту видимого світла необхідна набагато більш висока точність вимірювання часу і якості синхронізації, що обмежується можливістю сучасного атомного годинника. Тим не менш, в цій області спостерігається швидкий прогрес, так що можна очікувати появи нових проектів оптичних інтерферометрів в майбутньому.

Що зображено на отриманому фото?

На картинці ми бачимо світіння, що обертається по орбіті і поступово падає в дірку речовини - аккреційного диска. Це синхротронне випромінювання рухаються в потужному магнітному полі з навколосвітніми швидкостями електронів. Посередині спостерігається більш ніж десятикратний провал в яскравості - це тінь чорної діри, тобто відсутність випромінювання як від самого надмасивного об'єкта, так і від його найближчого оточення. Якщо посередині кільця провести коло, то її діаметр дорівнюватиме 42 кутовим мікросекундам. При цьому кутова роздільна здатність інтерферометра становить 20 кутових мікросекунд.

Схематичне представлення формування зображення з фотонів, що зазнали сильного заломлення поруч з чорною дірою

Nicolle R. Fuller