Alleni teleskoobi massiiv on potentsiaalselt võimeline tuvastama Proxima b või mis tahes muu tähesüsteemi tugevat raadiosignaali, millel on piisavalt tugev raadiosaatja. See on edukalt töötanud koos teiste raadioteleskoopidega üle pikkade lähtejoonte, et lahendada musta augu sündmushorisont: vaieldamatult selle krooniline saavutus. (WIKIMEDIA COMMONS / COLBY GUTIERREZ-KRAYBILL)

Küsige Ethanilt: kuidas toimib horisondi teleskoop nagu üks hiiglaslik peegel?

See koosneb paljudest teleskoopidest paljudes erinevates kohtades üle maailma. Kuid see toimib nagu üks hiiglaslik teleskoop. Siit saate teada, kuidas.

Kui soovite universumit sügavamalt ja suurema eraldusvõimega vaadata kui kunagi varem, on olemas üks taktika, mille suhtes kõik on nõus: ehitage võimalikult suur teleskoop. Kuid kõrgeima eraldusvõimega pilt, mis me kunagi astronoomias oleme konstrueerinud, ei pärine kõige suuremast teleskoobist, vaid pigem tohutult hulgast mõõduka suurusega teleskoopidest: Event Horizon Telescope. Kuidas on see võimalik? Seda soovib küsida meie selle nädala küsija Ask Ethan, Dieter, öeldes:

Mul on raske aru saada, miks peetakse EHT-massiivi ÜHEKS teleskoobiks (millel on maapinna läbimõõt).
Kui lugeda EHT-d ühe raadioteleskoobiks, saan aru, et nurklihe on sissetuleva signaali lainepikkuse ja maapinna läbimõõdu tõttu väga kõrge. Saan ka aru, et aja sünkroniseerimine on kriitiline.
Kuid see aitaks väga selgitada, miks peetakse EHT läbimõõtu ÜHEKS teleskoobiks, arvestades, et massiivis on umbes 10 üksikut teleskoopi.

M87 keskpunkti musta augu pildi ehitamine on üks silmapaistvamaid saavutusi, mida me eales teinud oleme. See tegi võimalikuks.

Heleduse ja vahemaa suhe ning see, kuidas valgusallikast tulenev valgusvoog ruudu ruudu kohal langeb. Maal on temperatuur, mida ta teeb oma kauguse tõttu Päikesest, mis määrab, kui palju energiat pinnaühiku kohta meie planeedil toimub. Kaugetel tähtedel või galaktikatel on ilmne heledus, mida nad teevad selle suhte tõttu, mida nõuab energiasääst. Pange tähele, et ka valgus levib allikast lahkudes ka piirkonnas. (E. SIEGEL / GALAXIA JÄRGI)

Esimene asi, mida peate mõistma, on see, kuidas valgus töötab. Kui teil on Universumis mõni valgust kiirgav objekt, levib selle kiirgav valgus allikast lahkumisel sfääris. Kui teil oleks ainult fotodetektor, mis oleks üks punkt, saaksite selle kauge, valgust kiirgava objekti ikkagi tuvastada.

Kuid te ei saaks seda lahendada.

Kui valgus (st footon) tabab teie punktitaolist detektorit, saate registreerida, et tuli saabus; saate mõõta valguse energiat ja lainepikkust; saate teada, mis suunas tuli tuli. Kuid te ei saaks selle objekti füüsiliste omaduste kohta midagi teada. Te ei teaks selle suurust, kuju, füüsilist ulatust ega seda, kas erinevad osad olid eri värvi või heledusega. Seda seetõttu, et saate teavet ainult ühes kohas.

Nebula NGC 246 on paremini tuntud kui Kolju udukogu oma kahe hõõguva silma olemasolu tõttu. Kesksilm on tegelikult kahekomponentsete tähtede paar ja väiksem, nõrgem - vastutab udukogu enda eest, kuna see puhub välja selle väliskihid. See on vaid 1600 valgusaasta kaugusel Cetuse tähtkujus. Selle nägemine enam kui ühe objektina eeldab nende omaduste lahendamist, sõltuvalt teleskoobi suurusest ja selle primaarpeeglisse sobivate valguse lainepikkuste arvust. (GEMINI LÕUNA GMOS, TRAVISEKTOR (UNIV. ALASKA))

Kuidas oleks vaja teada, kui vaatate ühte valguspunkti, näiteks sellist tähte, nagu meie Päike, või mitut valguse punkti, nagu leiate binaarses tähesüsteemis? Selleks peate valgust saama mitmest punktist. Punktikujulise detektori asemel võiks teil olla tassisarnane detektor, nagu peegeldava teleskoobi esmane peegel.

Kui tuli sisse tuleb, ei löö see enam punkti, vaid pigem piirkonda. Sfääris laiali valgunud peegeldub nüüd peeglist ja keskendub punkti. Ja kahest erinevast allikast tulev valgus, isegi kui need asuvad üksteise lähedal, on suunatud kahele erinevale kohale.

Mis tahes peegeldav teleskoop põhineb põhimõttel, et sissetulevad valguskiired peegeldatakse suure primaarse peegli kaudu, mis fokuseerib selle valguse punkti, kus see kas jaotatakse andmeteks ja salvestatakse või kasutatakse pildi konstrueerimiseks. See konkreetne diagramm illustreerib Herscheli-Lomonosovi teleskoobisüsteemi valgusteid. Pange tähele, et kahel erineval allikal on valgus fokuseeritud kahele erinevale kohale (sinine ja roheline rada), kuid ainult siis, kui teleskoobil on piisavalt võimalusi. (WIKIMEDIA ÜHINE KASUTAJA EUDJINNIUS)

Kui teie teleskoobipeegel on kahe objekti eraldamisega võrreldes piisavalt suur ja teie optika on piisavalt hea, saate need lahendada. Kui ehitate oma seadme õigesti, saate öelda, et objekte on mitu. Need kaks valgusallikat paistavad üksteisest eristuvat. Tehniliselt on kolm kogust omavahel seotud:

  • nurkkihe, mida saate saavutada,
  • teie peegli läbimõõt,
  • ja valguse lainepikkus, mida vaatate.

Kui teie allikad asuvad lähemal või kui teie teleskoobipeegel on väiksem või kui vaatate pikema valguse lainepikkusega, on kõik, mida te vaatate, lahendada üha keerukamaks. See teeb keerukamaks lahenduse, kas objekte on mitu või mitte, või kas teie vaadataval objektil on heledad ja tumedad funktsioonid. Kui teie eraldusvõime pole piisav, näib kõik muud kui udune ja lahendamata üksikkoht.

Eraldusvõime piirid määravad kolm tegurit: teie teleskoobi läbimõõt, teie valguse lainepikkus ja teie optika kvaliteet. Kui teil on täiuslik optika, saate selle lahendada kuni Rayleighi piirini, mis tagab teile füüsika poolt võimaldatud kõrgeima eraldusvõime. (SPENCER BLIVEN / AVALIK DOMAIN)

Nii et see on põhiline, kuidas iga suur ühe nõudega teleskoop töötab. Valgus tuleb sisse allikast, kusjuures igas ruumis asuv punkt - isegi samast objektist tulenevad erinevad punktid - kiirgab oma valgust, millel on oma unikaalsed omadused. Eraldusvõime määratakse valguse lainepikkuste arvu järgi, mis mahub meie primaarsesse peeglisse.

Kui meie detektorid on piisavalt tundlikud, suudame lahendada objekti igasugused omadused. Tähe kuumad ja külmad piirkonnad, nagu päikeseplekid, võivad ilmuda. Saame välja pakkuda selliseid funktsioone nagu vulkaanid, geisrid, jääkapslid ja basseinid planeetide ja kuude ajal. Ja samuti saab kuvada ka valgust kiirgava gaasi või plasma ulatust koos nende temperatuuride ja tihedusega. See on fantastiline saavutus, mis sõltub ainult teie teleskoobi füüsikalistest ja optilistest omadustest.

Maalt vaadatuna suuruselt teine ​​must auk, galaktika M87 keskel asuv auk, on siin kolmes vaates. Ülaservas on Hubble'i optiline seade, vasakus alumises nurgas on NRAO raadio ja alumises paremas servas on röntgenikiirgus Chandrast. Nendel erinevatel vaadetel on erinevad eraldusvõime sõltuvalt optilisest tundlikkusest, kasutatava valguse lainepikkusest ja nende vaatlemiseks kasutatavate teleskoobipeeglite suurusest. Chandra röntgenikiirguse vaatlused pakuvad suurepärast eraldusvõimet, vaatamata sellele, et neil on efektiivne 8-tollise (20 cm) läbimõõduga peegel, kuna röntgenikiirgus on tema vaatlusel väga lühikese lainepikkusega. (ÜLEMINE, OPTILINE, HÕBELISE RUUMIGA TELESKOOP / NASA / WIKISKY; ALASEM VASAK, RADIO, NRAO / VÄGA SUUR ARRAY (VLA); ALASEM ÕIGE, Röntgen, NASA / CHANDRA Röntgenteleeskoop)

Kuid võib-olla pole teil vaja kogu teleskoopi. Hiiglasliku teleskoobi ehitamine on kallis ja ressursimahukas ning nende nii suure ehitamiseks on tegelikult kaks eesmärki.

  1. Mida suurem on teie teleskoop, seda parem on teie eraldusvõime, tuginedes valguse lainepikkuste arvule, mis sobivad üle teie peamise peegli.
  2. Mida suurem on teie teleskoobi kogumisala, seda rohkem valgust saate koguda, mis tähendab, et saate jälgida õhemaid objekte ja peenemat detaili, kui saaksite madalama ala teleskoobiga.

Kui võtaksite oma suure teleskoobipeegli ja hakkaksite teatud kohti pimendama - nagu näiteks peeglile maski kandmisega -, ei saaksite te enam nendest kohtadest valgust. Selle tulemusel vähenevad teie nägemise heleduse piirid võrdeliselt teie teleskoobi pindalaga (valguse kogumise ala). Kuid eraldusvõime oleks siiski võrdne peegli eri osade eraldamisega.

Meteoor, pildistatud Atacama suure millimeetri / alam-millimeetrise massiivi kohal, 2014. ALMA on võib-olla kõige arenenum ja keerukaim raadioteleskoopide massiivi maailmas, võimeline kuvama protoplaneetilistes ketastes enneolematuid detaile ja on ka lahutamatu osa Event Horizon teleskoop. (ESO / C. MALIN)

See on põhimõte, millel teleskoopide massiivid põhinevad. Seal on palju allikaid, eriti raadiospektri osas, mis on eriti heledad, nii et te ei vaja kogu seda kogumisala, mis on seotud tohutu ühe taldriku ehitamisega.

Selle asemel saate luua hulga nõusid. Kuna kaugest allikast tulev valgus levib laiali, soovite koguda valgust võimalikult suurele alale. Te ei pea investeerima kõiki oma ressursse tohutu roa ehitamiseks, millel on ülim valguskogumisjõud, kuid teil on vaja ikkagi sama suurepärast eraldusvõimet. Ja just sealt pärinebki idee kasutada hiiglaslikku raadioteleskoope. Ühendatud teleskoopide hulgaga üle kogu maailma saame lahendada mõned raadio-eredaimad, kuid väikseimad nurga suurusega objektid.

See diagramm näitab kõigi teleskoopide ja teleskoobimassiivide asukohta, mida kasutati M87 2017. aasta sündmuse horisontaalteleskoobi vaatlustes. Ainult lõunapooluse teleskoop ei suutnud M87-d pildistada, kuna see asub Maa vales osas, et kunagi vaadata selle galaktika keskpunkti. Kõik need asukohad on muude varustuse hulgas varustatud aatomkellaga. (NRAO)

Funktsionaalselt pole vahet kahe järgneva stsenaariumi üle mõtlemisel.

  1. Event Horizon teleskoop on üks peegel, mille osadel on palju varjatud linti. Valgus kogutakse ja fokuseeritakse kõigist nendest erinevatest kohtadest üle Maa ühte punkti ja sünteesitakse seejärel pildiks, mis paljastab teie sihtmärgi erinevad heledused ja omadused ruumis kuni teie maksimaalse eraldusvõimeni.
  2. Event Horizon Telescope on iseenesest paljude erinevate üksikute teleskoopide ja üksikute teleskoopide massiivide massiiv. Valgus kogutakse, aatomkellaga märgistatakse ajaliselt (sünkroonimiseks) ja registreeritakse andmetena igas kohas. Seejärel õmmeldakse neid andmeid ja töödeldakse neid vastavalt, et luua pilt, mis paljastab kõik, mida te kosmoses vaatate.

Ainus erinevus on tehnikates, mida peate selle teostamiseks kasutama, kuid see on põhjus, miks meil on VLBI teadus: väga pikk algtaseme interferomeetria.

VLBI-s registreeritakse raadiosignaalid igas üksikus teleskoobis enne nende kesksesse asukohta saatmist. Iga vastuvõetud andmepunkt on andmete kõrval templitud ülitäpse kõrgsagedusliku aatomkellaga, mis aitab teadlastel vaatluste sünkroonimist õigesti saavutada. (AVALIK DOMAIN / WIKIPEDIA KASUTAJA RNT20)

Võite hakata mõtlema metsikute ideede peale, näiteks lasta raadioteleskoop sügavasse kosmosesse ja kasutada seda Maa peal asuvate teleskoopidega ühendatud baasjoone laiendamiseks. See on suurepärane plaan, kuid peate mõistma, et on põhjust, miks me ei ehitanud ainult Event Horizon teleskoopi kahe hästi eraldatud saidiga: me soovime seda uskumatut lahutust kõigis suundades.

Tahame saada taeva täieliku kahemõõtmelise katvuse, mis tähendab, et ideaalsel juhul oleks meie teleskoobid paigutatud suuresse rõngasse, et saada need tohutud eraldused. See pole mandrite ja ookeanide ning linnade ja rahvaste ning muude piiride, piiride ja piirangutega maailmas muidugi teostatav. Kuid kaheksa iseseisva saidiga kogu maailmas (neist seitse olid M87 pildi jaoks kasulikud) saime uskumatult hästi hakkama.

Event Horizon Teleskoobi esmakordselt välja antud pilt saavutas eraldusvõimega 22,5 mikrosekundit, mis võimaldab massiivil lahendada M87 keskel asuva musta augu sündmuse horisondi. Ühe teraga teleskoobi läbimõõt peaks olema 12 000 km, et saavutada sama teravus. Pange tähele erinevat esinemist aprillis 5/6 ja 10/11 toimuvatel piltidel, mis näitavad, et musta augu ümbritsevad omadused aja jooksul muutuvad. See aitab näidata erinevate vaatluste sünkroniseerimise olulisust, mitte ainult aja keskmistamist. (ÜRITUSTE HORIZONI TELESKOOPIDE KOOSTÖÖ)

Praegu on Event Horizon Telescope piiratud Maaga, piiratud tassidega, mis on praegu omavahel võrku ühendatud, ja piiratud konkreetse lainepikkusega, mida see saab mõõta. Kui seda saaks modifitseerida vaatlema lühematel lainepikkustel ja suudaksime ületada atmosfääri hägususe nendel lainepikkustel, võiksime sama seadmega saavutada kõrgemad eraldusvõimed. Põhimõtteliselt võime ehk näha funktsioone kolm kuni viis korda teravamana, ilma et oleks vaja ühte uut rooga.

Tehes neid üheaegseid vaatlusi kogu maailmas, käitub Event Horizon Telescope tõepoolest ühe teleskoobina. Sellel on ainult üksikute roogade kokkusobiv valgust koguv jõud, kuid selle abil saab roogade vahelise kauguse lahutada selles suunas, et nõud oleksid eraldatud.

Maa-ala läbimõõdu laiendamisega paljude erinevate teleskoopide (või teleskoobimassiividega) üheaegselt suutsime hankida andmeid, mis on vajalikud sündmuse horisondi lahendamiseks.

Event Horizon teleskoop käitub nagu üksik teleskoop meie kasutatavate tehnikate uskumatute edusammude ning arvutusvõime suurenemise ja uudsete algoritmide tõttu, mis võimaldavad meil sünteesida need andmed üheks pildiks. See ei ole lihtne etendus ja selle elluviimiseks kulus üle saja teadlase meeskonna, kes töötas aastaid.

Kuid optiliselt on põhimõtted samad kui ühe peegli kasutamisel. Valgus tuleb erinevatest punktidest ühe allika kaudu, kõik levib ja kõik saabuvad massiivi erinevatesse teleskoopidesse. See on just nii, nagu nad saabuvad eri asukohtadesse äärmiselt suure peegli ääres. Põhiline on selles, kuidas me neid andmeid koos sünteesime ja kasutame neid reaalse pildi pildi rekonstrueerimiseks.

Nüüd, kui Event Horizon Teleskoobi meeskond on selle täpselt edukalt teinud, on aeg seada oma eesmärgid järgmisele eesmärgile: õppida võimalikult palju iga musta augu kohta, mida võime vaadata. Nagu te kõik, ei suuda ma vaevalt oodata.

Saatke oma küsimusi küsige Ethanilt aadressile gwip dot com!

Starts With A Bang on nüüd Forbesil ja tänu meie Patreoni toetajatele uuesti keskkonnas avaldatud. Ethan on kirjutanud kaks raamatut "Beyond The Galaxy" ja "Treknology: The Star of Treki teadus Tricordersist Warp Drive'i".