HD 163296 è rappresentativo di un tipico disco protoplanetario visto dalla collaborazione DSHARP. Ha un disco protoplanetario centrale, anelli di emissione esterni e spazi vuoti tra di loro. Dovrebbero esserci più pianeti in questo sistema e si può identificare uno strano artefatto all'interno del secondo anello più esterno che può essere un segno rivelatore di un pianeta perturbante. La barra della scala in basso a destra è di 10 UA, che corrisponde a una risoluzione di pochi milliarcecondi. Ciò può essere ottenuto solo tramite VLBI. (S. M. ANDREWS ET AL. E LA COLLABORAZIONE DSHARP, ARXIV: 1812.04040)

Chiedi a Ethan: In che modo l'interferometria a linea molto lunga ci consente di immaginare un buco nero?

È la tecnica, dall'Event Horizon Telescope, che ci ha portato l'immagine di un buco nero. Ecco come funziona.

Event Horizon Telescope ha realizzato ciò che nessun altro telescopio o array di telescopi ha mai fatto: fotografare direttamente l'orizzonte degli eventi di un buco nero. Un team di oltre 200 scienziati ha utilizzato i dati di otto strutture telescopiche indipendenti in cinque continenti tutti uniti per raggiungere questo monumentale trionfo. Mentre ci sono molti contributi e collaboratori che meritano di essere messi in evidenza, esiste una tecnica fisica fondamentale da cui dipendeva tutto: l'interferometria di base molto lunga o VLBI. Il sostenitore di Patreon Ken Blackman vuole sapere come funziona e come ha permesso questa straordinaria impresa, chiedendo:

[The Event Horizon Telescope] utilizza VLBI. Cos'è l'interferometria e come è stata impiegata da [the Event Horizon Telescope]? Sembra che sia stato un ingrediente chiave nella produzione dell'immagine di M87 ma non ho idea di come o perché. Ti interessa chiarire?

Sei su; Facciamolo.

Qualsiasi telescopio riflettore si basa sul principio di riflettere i raggi di luce in entrata attraverso un grande specchio primario che focalizza quella luce su un punto, dove viene quindi scomposta in dati e registrata o utilizzata per costruire un'immagine. Questo diagramma specifico illustra i percorsi di luce per un sistema di telescopi Herschel-Lomonosov. (UTENTE COMUNE DI WIKIMEDIA EUDJINNIUS)

Per un singolo telescopio, tutto è relativamente semplice. La luce arriva come una serie di raggi paralleli, tutti originati dalla stessa fonte distante. La luce colpisce lo specchio principale del telescopio e viene focalizzata su un singolo punto. Se metti uno specchio aggiuntivo (o una serie di specchi) lungo il percorso della luce, questi non cambiano quella storia; cambiano semplicemente dove quella luce finisce per convergere in un punto.

Tutti questi raggi di luce arrivano allo stesso punto finale allo stesso tempo, dove possono quindi essere combinati in un'immagine o salvati come dati grezzi, per essere successivamente trasformati in un'immagine. Questa è la versione ultra-base di un telescopio: la luce arriva da una fonte, viene focalizzata in una piccola regione e registrata.

Una piccola sezione dell'array molto grande di Karl Jansky, uno dei più grandi e potenti array al mondo di radiotelescopi. A meno che i singoli piatti non siano sincronizzati correttamente insieme, non raggiungeranno una risoluzione più elevata di un singolo piatto. (JOHN FOWLER)

E se non avessi un singolo telescopio, ma più telescopi collegati in rete in una sorta di array? Potresti pensare che potresti semplicemente affrontare il problema in modo simile e focalizzare la luce da ciascun telescopio nel modo in cui lo faresti per un telescopio a piatto singolo. La luce sarebbe ancora arrivata in raggi paralleli; ogni specchio primario focalizzerebbe comunque quella luce su un singolo punto; i raggi luminosi di ciascun telescopio arrivano allo stesso punto nello stesso momento; tutti questi dati possono quindi essere raccolti e archiviati.

Potresti farlo, ovviamente. Ma questo ti darebbe solo due immagini indipendenti. Potresti combinarli, ma ciò significherebbe solo la media dei dati. Sarebbe come se osservassi il tuo obiettivo con un singolo telescopio in due momenti diversi e aggiungessi i dati insieme.

La serie Square Chilometre sarà, una volta completata, composta da una serie di migliaia di radiotelescopi, in grado di vedere più indietro nell'Universo rispetto a qualsiasi osservatorio che abbia misurato qualsiasi tipo di stella o galassia. (UFFICIO DI SVILUPPO DEL PROGETTO SKA E PRODUZIONI DI ASTRONOMIA DI SWINBURNE)

Ciò non ti aiuta a risolvere il tuo grosso problema, ovvero che hai bisogno della risoluzione critica potenziata fornita dall'utilizzo di una rete di telescopi collegati con VLBI. Quando si collegano con successo più telescopi insieme alla tecnica VLBI, può darti un'immagine che ha il potere di raccolta della luce dei singoli piatti del telescopio aggiunti insieme, ma (in modo ottimale) con la risoluzione della distanza tra i piatti del telescopio.

Questa tecnica è stata notoriamente utilizzata molte volte, non solo per l'imaging di un buco nero e nemmeno con i soli radiotelescopi. In effetti, forse l'esempio più spettacolare di VLBI è stato usato dal Large Binocular Telescope, che ha due telescopi da 8 metri che sono montati insieme, comportandosi con la risoluzione di un telescopio di ~ 23 metri. Di conseguenza, è in grado di risolvere caratteristiche che nessun singolo piatto da 8 metri può fare, come l'eruzione di vulcani su Io mentre subisce un'eclissi da un'altra delle lune di Giove.

L'occultazione della luna di Giove, Io, con i suoi vulcani in eruzione Loki e Pele, come occultato da Europa, che è invisibile in questa immagine a infrarossi. Il Large Binocular Telescope è stato in grado di farlo grazie alla tecnica dell'interferometria. (LBTO)

La chiave per sbloccare questo tipo di potere è che devi essere in grado di mettere insieme le tue osservazioni negli stessi momenti nel tempo. I segnali luminosi che arrivano ai telescopi arrivano dopo tempi di spostamento della luce leggermente diversi, a causa della distanza variabile, alla velocità della luce, che impiega il segnale a viaggiare dall'oggetto sorgente ai vari rivelatori / telescopi su Terra.

È necessario conoscere l'ora di arrivo dei segnali nelle diverse posizioni del telescopio in tutto il mondo per poterli combinare insieme in un'unica immagine. Solo combinando i dati che corrispondono alla visualizzazione simultanea della stessa fonte possiamo ottenere la massima risoluzione che una rete di telescopi è in grado di offrire.

Questo diagramma mostra la posizione di tutti i telescopi e gli array di telescopi utilizzati nelle osservazioni del M87 di Event Horizon Telescope 2017. Solo il telescopio del Polo Sud non è stato in grado di immaginare M87, poiché si trova nella parte sbagliata della Terra per vedere il centro di quella galassia. Ognuna di queste posizioni è dotata di un orologio atomico, tra le altre attrezzature. (NRAO)

Il modo in cui lo facciamo, praticamente, è usando gli orologi atomici. In ognuna delle 8 posizioni in tutto il mondo in cui Event Horizon Telescope prende i dati è un orologio atomico, che ci consente di tenere il tempo di precisione di alcuni attosecondi (10 ^ -18 s). C'era anche la necessità di installare apparecchiature computazionali specializzate (sia hardware che software) per consentire la correlazione e la sincronizzazione delle osservazioni tra le diverse stazioni in tutto il mondo.

Devi osservare lo stesso oggetto allo stesso tempo con la stessa frequenza, il tutto correggendo cose come il rumore atmosferico con un telescopio correttamente calibrato. È un compito ad alta intensità di lavoro che richiede un'enorme precisione. Ma quando ci arrivi, il payoff è sorprendente.

Il disco protoplanetario attorno alla giovane stella, HL Tauri, come fotografato da ALMA. Gli spazi nel disco indicano la presenza di nuovi pianeti. Questo sistema ha già centinaia di milioni di anni e probabilmente i pianeti si stanno avvicinando alle loro fasi e orbite finali. Questa risoluzione è possibile solo grazie all'uso di VLBI da parte di ALMA. (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO))

L'immagine sopra potrebbe sembrare che non abbia nulla a che fare con un buco nero, ma in realtà è una delle immagini più famose della più potente serie di radiotelescopi là fuori: ALMA. ALMA è l'acronimo di Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array ed è composto da 66 antenne radio indipendenti che possono essere regolate per essere distanziate da 150 metri fino a 16 chilometri.

Il potere di raccolta della luce è semplicemente determinato dall'area dei singoli piatti tutti sommati; ciò non cambia. Ma la risoluzione che può raggiungere è determinata dalla distanza tra i piatti. È così che può raggiungere risoluzioni fino a pochi milli-arc-secondi o risoluzioni di 1/300.000 di grado.

Gli array Atacama Large Millimeter / submillimeter (ALMA) sono alcuni dei più potenti radiotelescopi sulla Terra. Questi telescopi possono misurare le firme a lunghezza d'onda lunga di atomi, molecole e ioni che sono inaccessibili ai telescopi a lunghezza d'onda più corta come Hubble, ma possono anche misurare i dettagli dei sistemi protoplanetari e, potenzialmente, persino segnali alieni che persino i telescopi a infrarossi non possono vedere. È stata l'aggiunta più importante all'Event Horizon Telescope. (ESO / C. MALIN)

Ma per quanto ALMA sia impressionante, Event Horizon Telescope va ancora più lontano. Con linee di base tra le stazioni che si avvicinano al diametro della Terra - oltre 10.000 km - può risolvere oggetti piccoli fino a circa 15 micro-secondi d'arco. Questo incredibile miglioramento della risoluzione è ciò che gli ha permesso di immaginare l'orizzonte degli eventi del buco nero (che è di 42 micro-arco-secondi di diametro) al centro della galassia M87.

La chiave per ottenere quell'immagine, e per eseguire queste osservazioni ad alta risoluzione in generale, è sincronizzare tutti i telescopi con osservazioni assolutamente coincidenti nel tempo. Realizzare ciò è concettualmente semplice, ma per metterlo in pratica è necessaria un'innovazione monumentale.

In VLBI, i segnali radio vengono registrati su ciascuno dei singoli telescopi prima di essere spediti in una posizione centrale. Ogni punto dati ricevuto è contrassegnato da un orologio atomico ad alta frequenza estremamente accurato accanto ai dati, al fine di aiutare gli scienziati a ottenere la sincronizzazione corretta delle osservazioni. (DOMINIO PUBBLICO / UTENTE WIKIPEDIA RNT20)

Il progresso chiave arrivò nel 1958, quando lo scienziato Roger Jennison scrisse un articolo ormai famoso: una tecnica di interferometro sensibile alla fase per la misurazione delle trasformate di Fourier delle distribuzioni di luminosità spaziale di piccola estensione angolare. Sembra un boccone, ma ecco come puoi capirlo in modo semplice.

  1. Immagina di avere tre antenne (o radiotelescopi) collegate tutte insieme e separate da distanze particolari.
  2. Queste antenne riceveranno segnali da una fonte distante, dove è possibile calcolare i tempi di arrivo relativi dei diversi segnali.
  3. Quando mescoli insieme i diversi segnali, questi interferiranno l'uno con l'altro, sia a causa di effetti reali sia a causa di errori.
  4. Ciò che Jennison ha aperto la strada - e ciò che è ancora usato oggi sotto forma di autocalibrazione - è stata la tecnica per combinare correttamente gli effetti reali e ignorare gli errori.

Questo oggi è noto come sintesi di apertura e il principio di base è rimasto lo stesso per oltre 60 anni.

Nell'aprile del 2017, tutti e 8 gli array di telescopi / telescopi associati all'Event Horizon Telescope puntavano verso Messier 87. Ecco come appare un buco nero supermassiccio, dove l'orizzonte degli eventi è chiaramente visibile. Solo attraverso VLBI potremmo ottenere la risoluzione necessaria per costruire un'immagine come questa. (EVENT HORIZON TELESCOPE COLLABORATION ET AL.)

La cosa fantastica di questa tecnica è che può essere applicata letteralmente a qualsiasi intervallo di lunghezze d'onda. Al momento, Event Horizon Telescope misura le onde radio di una particolare frequenza, ma potrebbe teoricamente operare a una frequenza compresa tra tre e cinque volte più alta. Poiché la risoluzione del telescopio dipende da quante onde possono adattarsi al diametro (o alla linea di base) del telescopio, passare a frequenze più alte si traduce in lunghezze d'onda più brevi e risoluzione più elevata. Potremmo ottenere una risoluzione cinque volte senza dover costruire un nuovo piatto unico.

Il primo buco nero potrebbe essere appena arrivato pochi giorni fa, ma stiamo già guardando al futuro. Il primo orizzonte degli eventi è davvero solo l'inizio. Inoltre, un giorno il telescopio Event Horizon dovrebbe essere in grado di risolvere le caratteristiche di blasoni distanti e altre fonti radio luminose, permettendoci di capirli come mai prima d'ora. Benvenuto nel mondo di VLBI, dove se vuoi un telescopio ad alta risoluzione, devi solo spostare quelli che hai più lontano!

Invia le tue domande a Ethan a startwithabang su gmail dot com!

Starts With A Bang è ora su Forbes e ripubblicato su Medium grazie ai nostri sostenitori di Patreon. Ethan ha scritto due libri, Beyond The Galaxy e Treknology: The Science of Star Trek da Tricorders a Warp Drive.