Sterrekunde

Hoe implementeer die Event Horizon Telescope die interferometrie?

Hoe implementeer die Event Horizon Telescope die interferometrie?


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

In die BBC-artikel, Event Horizon Telescope, gereed om 'n swart gat te beeld, word die Event Horizon Telescope beskryf, 'n gekoördineerde waarnemingstegniek met verskeie radioteleskoop-skikkings regoor die wêreld wat 'n sintetiese diafragma met 'n Aardgrootte basislyn vorm.

$$ frac { lambda} {r_ {Earth}} sim frac {r_ {Sag A *}} {D_ {Sag A *}} sim 10 ^ {- 11} $$

... wanneer u 1 millimeter inskakel vir $ lambda $, en met $ r_ {Sag A *} $ en $ D_ {Sag A *} $ die radius van, en afstand vanaf die aarde na Boogskutter A *, die swart gat in die middel van die Melkwegstelsel van onderskeidelik 20 miljoen km en 26 000 ligjare. (waardes geneem uit die artikel).

Die vergelyking wat ek geskryf het, toon dat millimeter golflengte-interferometrie met 'n aarde-grootte basislyn die moontlikheid het om die bestaan ​​van een of ander struktuur op te los, met die skaal van die horison van die swart gat.

My vraag is Hoe implementeer die Event Horizon Telescope die interferometrie? Dit sou beslis onmoontlik wees om alle seine na 'n sentrale plek bymekaar te bring en die interferensie daar intyds uit te voer as analoog seine, en dit is moeilik / duur om dit met toegewyde, gesinkroniseerde digitale optiese vesellyne te doen. Word die groot hoeveelhede data as IP-pakkies via die internet na 'n sentrale korrelator (numeriese interferometer) gestuur?

Die artikel noem atoomhorlosies en baie hardeskywe, en ek dink dit het iets daarmee te doen.

hierbo: "Die uiteindelike EHT-reeks sal 12 deelnemende radiofasiliteite hê." Van BBC.


Gestel ek verstaan ​​u vraag:

Soos in die artikel eintlik genoem word, word alle versamelde data op die hardeskywe gestoor, met 'n atoomklok getik en dan na 'n sentrale plek gevlieg waar die interferometrie eintlik plaasvind.

Verdere leeswerk:


Aanvullende grafiese voorstelling vir die aanvaarde antwoord, vanaf twiet:


Vra Ethan: Hoe kan 'n interferometrie met 'n baie lang basis ons 'n swart gat voorstel?

HD 163296 is verteenwoordigend van 'n tipiese protoplanetêre skyf wat deur die DSHARP-samewerking gesien word. Dit . [+] het 'n sentrale protoplanetêre skyf, buitemissieringe en gapings tussen hulle. Daar behoort verskeie planete in hierdie stelsel te wees, en 'n mens kan 'n vreemde artefakinterieur aan die tweede ring van die buitenste ring identifiseer wat 'n teken van 'n onrusbarende planeet kan wees. Die skaalbalk regs onder is 10 AE, wat ooreenstem met 'n resolusie van slegs 'n paar miljard-sekondes. Dit kan slegs deur VLBI bereik word.

S. M. Andrews et al. en die DSHARP-samewerking, arXiv: 1812.04040

Die Event Horizon Telescope het bereik wat geen ander teleskoop of teleskoopreeks ooit gedoen het nie: die horison van 'n swart gat direk afgebeeld. 'N Span van meer as 200 wetenskaplikes wat data van agt onafhanklike teleskoopfasiliteite oor vyf vastelande gebruik, het almal saamgewerk om hierdie monumentale triomf te behaal. Alhoewel daar baie bydraes en bydraers is wat die moeite werd is om uitgelig te word, is daar 'n fundamentele fisika-tegniek waarop alles afhang: baie lang-basislyn-interferometrie, of VLBI. Patreon-ondersteuner Ken Blackman wil weet hoe dit werk, en hoe dit hierdie merkwaardige prestasie moontlik gemaak het, en vra:

[The Event Horizon Telescope] gebruik VLBI. So, wat is interferometrie en hoe is dit gebruik deur [die Event Horizon Telescope]? Dit lyk asof dit 'n belangrike bestanddeel was in die vervaardiging van die beeld van M87, maar ek het geen idee hoe of waarom nie. Sorg om toe te lig?

Enige weerkaatsende teleskoop is gebaseer op die beginsel om inkomende ligstrale via 'n groot weerkaatsing te gee. [+] primêre spieël wat daardie lig op 'n punt fokus, waar dit dan in data afgebreek word en opgeneem word of gebruik word om 'n beeld te konstrueer. Hierdie spesifieke diagram illustreer die ligpaaie vir 'n Herschel-Lomonosov-teleskoopstelsel.

Wikimedia Commons gebruiker Eudjinnius

Vir 'n enkele teleskoop is alles relatief eenvoudig. Lig kom in as 'n reeks parallelle strale, wat almal van dieselfde bron afkomstig is. Die lig tref die teleskoop se primêre spieël en fokus tot op een punt. As u 'n bykomende spieël (of 'n stel spieëls) langs die pad van die lig plaas, verander dit nie die verhaal nie, maar verander net waar die lig kronkel tot 'n punt.

Al daardie ligstrale kom terselfdertyd tot by die finale punt, waar dit dan gekombineer kan word in 'n beeld of as 'n rou data gestoor kan word om later op 'n beeld te verwerk. Dit is die ultra-basiese weergawe van 'n teleskoop: lig kom van 'n bron af, word gefokus in 'n klein streek en word opgeneem.

'N Klein gedeelte van die Karl Jansky Very Large Array, een van die wêreld se grootste en magtigste. [+] skikkings van radioteleskope. Tensy die individuele geregte behoorlik saam gesinkroniseer is, behaal dit geen hoër resolusie as 'n enkele gereg nie.

Maar sê nou u het nie 'n enkele teleskoop nie, maar meerdere teleskope wat in 'n soort skikking aan mekaar gekoppel is? U sou dink dat u net op 'n soortgelyke manier die probleem sou kon aanpak en die lig van elke teleskoop kon fokus soos u dit sou doen vir 'n enkelskotteleskoop. Die lig sal steeds in parallelle strale aankom, elke primêre spieël sal steeds daardie lig tot op 'n enkele punt fokus, elke teleskoop se ligstrale kom terselfdertyd by die finale punt, al die data kan dan versamel en gestoor word.

U kan dit natuurlik doen. Maar dit gee jou net twee onafhanklike beelde. U kan dit kombineer, maar dit sal die gemiddelde data slegs gemiddeld maak. Dit sou voorkom asof u u mikpunt op twee verskillende tye met 'n enkele teleskoop waargeneem en die data bymekaar gevoeg het.

Die vierkante kilometer-reeks sal, wanneer dit voltooi is, bestaan ​​uit 'n verskeidenheid van duisende radio. [+] teleskope, wat verder in die heelal kan sien as enige sterrewag wat enige soort ster of sterrestelsel gemeet het.

SKA Projekontwikkelingskantoor en Swinburne Astronomy Productions

Dit help u nie met u groot probleem nie, naamlik dat u die kritiese verbeterde resolusie benodig as gevolg van die gebruik van 'n netwerk teleskope wat aan VLBI gekoppel is. As u verskeie teleskope suksesvol met die VLBI-tegniek verbind, kan dit u 'n beeld gee wat die ligversamelingskrag van die individuele teleskoopskottels bymekaar laat tel, maar (optimaal) met die oplossing van die afstand tussen die teleskoopskottels.

Hierdie tegniek is al vele kere gebruik, nie net vir die beelding van 'n swart gat nie en selfs nie met radioteleskope alleen nie. Inteendeel, miskien is die mees skouspelagtige voorbeeld van VLBI gebruik deur die Large Binocular Telescope, wat twee teleskope van 8 meter het wat saam gemonteer is, met die resolusie van 'n

23-meter-teleskoop. As gevolg hiervan kan dit funksies oplos wat geen enkele skottel van 8 meter kan nie, soos uitbarstende vulkane op Io terwyl dit 'n verduistering van 'n ander man van Jupiter ervaar.

Die okkultasie van die maan van Jupiter, Io, met sy uitbarstende vulkane Loki en Pele, soos deur die okkulteer. [+] Europa, wat onsigbaar is in hierdie infrarooi beeld. Die Groot Binokulêre Teleskoop kon dit doen weens die tegniek van interferometrie.

Die sleutel om hierdie soort krag te ontsluit, is dat u op dieselfde tydstip in staat moet wees om u waarnemings saam te stel. Die ligseine wat by die teleskope aankom, kom na effens verskillende lig-reistye, as gevolg van die wisselende afstand, teen die snelheid van die lig, dat dit die sein neem om van die bronvoorwerp na die verskillende detektore / teleskope te beweeg. Aarde.

U moet die aankomstyd van die seine op die verskillende teleskooplokasies regoor die wêreld ken om dit in een enkele prentjie te kan kombineer. Slegs deur die data te kombineer wat ooreenstem met die gelyktydige weergawe van dieselfde bron, kan ons die maksimum resolusie bereik wat 'n netwerk teleskope bied.

Hierdie diagram toon die ligging van al die teleskope en teleskoop-skikkings wat tydens die 2017-geleentheid gebruik is. [+] Horisonteleskoopwaarnemings van M87. Slegs die Suidpoolteleskoop kon M87 nie beeld nie, want dit is aan die verkeerde deel van die aarde geleë om ooit die middestad van die sterrestelsel te sien. Elkeen van hierdie plekke het 'n atoomhorlosie en ander toerusting.

Die manier waarop ons dit prakties doen, is deur gebruik te maak van atoomhorlosies. Op elke een van die 8 plekke regoor die wêreld waar die Event Horizon Telescope data neem, is 'n atoomklok wat ons in staat stel om tyd te hou tot presisie van enkele attosekondes (10-18 s). Daar moes ook gespesialiseerde rekenaartoerusting (sowel hardeware as sagteware) geïnstalleer word om die waarnemings tussen die verskillende stasies regoor die wêreld te laat korreleer en op te pas.

U moet dieselfde voorwerp op dieselfde tyd met dieselfde frekwensie waarneem, terwyl u korrigeer vir dinge soos atmosferiese geraas met 'n behoorlik gekalibreerde teleskoop. Dit is 'n arbeidsintensiewe taak wat enorme presisie verg. Maar as u daar aankom, is die uitbetaling verstommend.

Die protoplanetêre skyf rondom die jong ster, HL Tauri, soos gefotografeer deur ALMA. Die leemtes in die. [+] skyf dui die aanwesigheid van nuwe planete aan. Hierdie stelsel is al honderde miljoene jare oud, en die planete nader waarskynlik hul finale stadiums en wentelbane. Hierdie resolusie is slegs moontlik as gevolg van die gebruik van VLBI deur ALMA.

Die bostaande beeld kan lyk asof dit niks met 'n swart gat te make het nie, maar dit is eintlik een van die beroemdste beelde uit die kragtigste enkele reeks radioteleskope: ALMA. ALMA staan ​​vir die Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array, en is saamgestel uit 66 onafhanklike radioskottels wat verstelbaar kan wees om van 150 meter tot 16 kilometer te spasieer.

Die krag van die ligversameling word net bepaal deur die area van die individuele geregte wat bymekaar gevoeg is en wat nie verander nie. Maar die oplossing wat dit kan bereik, word bepaal deur die afstand tussen die skottelgoed. Dit is hoe dit resolusies kan bereik tot net 'n paar milliboogsekondes, of resolusies van 1 / 300,000ste graad.

Die Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA) is van die kragtigste radio's. [+] teleskope op aarde. Hierdie teleskope kan langgolflengte-handtekeninge meet van atome, molekules en ione wat ontoeganklik is vir korter-golflengte-teleskope soos Hubble, maar kan ook besonderhede meet van protoplanetêre stelsels en moontlik selfs uitheemse seine wat selfs infrarooi-teleskope nie kan sien nie. Dit was die belangrikste toevoeging tot die Event Horizon Telescope.

Maar so indrukwekkend soos ALMA is, gaan die Event Horizon Telescope nog verder. Met basislyne tussen die stasies wat die deursnee van die aarde nader - meer as 10 000 km - kan dit voorwerpe so klein as ongeveer 15 mikroboogsekondes oplos. Hierdie ongelooflike verbetering in resolusie is wat dit moontlik gemaak het om die gebeurtenishorison van die swart gat (wat 42 mikroboogsekondes oor is) in die middel van die sterrestelsel M87 voor te stel.

Die sleutel om die beeld te verkry, en om hierdie hoë-resolusie-waarnemings in die algemeen uit te voer, is om elkeen van die teleskope te sinkroniseer met waarnemings wat mettertyd absoluut toevallig is. Om dit te laat gebeur is konseptueel eenvoudig, maar dit het 'n monumentale vernuwing nodig om dit te laat praktiseer.

In VLBI word die radioseine by elkeen van die teleskope opgeneem voordat dit versend word. [+] 'n sentrale ligging. Elke gegewe punt wat ontvang word, word met 'n uiters akkurate atoomhorlosie met hoë frekwensie saam met die data gestempel om wetenskaplikes te help om die sinchronisasie van die waarnemings reg te kry.

Publieke domein / Wikipedia-gebruiker Rnt20

Die belangrikste vooruitgang was in 1958, toe wetenskaplike Roger Jennison 'n beroemde artikel geskryf het: 'n Fasesensitiewe interferometertegniek vir die meting van die Fourier-transformasies van ruimtelike helderheidsverspreidings met 'n klein hoekige omvang. Dit klink na 'n mondvol, maar dit is hoe u dit reguit kan verstaan.

  1. Stel jou voor dat jy drie antennas (of radioteleskope) het wat almal aanmekaar gekoppel is, en geskei is deur spesifieke afstande.
  2. Hierdie antennas ontvang seine vanaf 'n verre bron, waar die relatiewe aankomstye van die verskillende seine bereken kan word.
  3. As u die verskillende seine saam meng, sal dit onderling inmeng, beide as gevolg van werklike effekte en as gevolg van foute.
  4. Wat Jennison baanbrekerswerk gedoen het - en wat vandag nog in die vorm van selfkalibrasie gebruik word - was die tegniek om die werklike effekte goed te kombineer en die foute te ignoreer.

Dit staan ​​vandag bekend as diafragma-sintese, en die basiese beginsel bly al meer as 60 jaar dieselfde.

In April 2017 het al 8 die teleskope / teleskoop-skikkings wat verband hou met die Event Horizon. [+] Teleskoop wys na Messier 87. Dit is hoe 'n supermassiewe swart gat lyk, waar die gebeurtenishorison duidelik sigbaar is. Slegs deur VLBI kon ons die nodige resolusie bereik om 'n beeld soos hierdie te konstrueer.

Event Horizon Telescope-samewerking et al.

Wat fantasties aan hierdie tegniek is, is dat dit op letterlik enige golflengte toegepas kan word. Op die oomblik meet die Event Horizon Telescope radiogolwe van 'n spesifieke frekwensie, maar kan dit teoreties teen 'n frekwensie van drie tot vyf keer so hoog werk. Aangesien die resolusie van u teleskoop afhang van hoeveel golwe oor die deursnee (of basislyn) van u teleskoop kan pas, vertaal u hoër frekwensies in korter golflengtes en hoër resolusie. Ons kan vyf keer die resolusie kry sonder om 'n nuwe gereg te bou.

Die eerste swart gat het pas 'n paar dae gelede aangebreek, maar ons kyk reeds na die toekoms. Die eerste geleentheidshorison is eintlik net die begin. Daarbenewens moet die Event Horizon Telescope eendag die funksies van verre baadjies en ander helder radiobronne kan oplos, sodat ons dit kan verstaan ​​soos nog nooit tevore nie. Welkom in die wêreld van VLBI. As u 'n teleskoop met 'n hoër resolusie wil hê, moet u diegene wat u het verder verwyder!


Event Horizon Telescope Beelde van 'n swartgat aangedrewe straler

Iets skuil in die hart van Quasar 3C 279. 'n Jaar gelede het die Event Horizon Telescope (EHT) Collaboration die eerste beeld van 'n swart gat in die nabygeleë radiostelsel M 87 gepubliseer. Nou het die samewerking nuwe inligting uit die EHT-data gehaal. op die verre kwasar 3C 279: hulle het die fynste besonderhede waargeneem wat nog ooit gesien is in 'n straal wat deur 'n supermassiewe swart gat geproduseer is. Nuwe ontledings, onder leiding van Jae-Young Kim van die Max Planck Instituut vir Radiosterrekunde in Bonn, het die samewerking in staat gestel om die straal terug te voer na sy beginpunt, naby waar gewelddadige veranderlike straling van regoor die elektromagnetiese spektrum ontstaan.

Die EHT-samewerking gaan voort met die onttrekking van inligting uit die baanbrekende data wat in April 2017 in sy wêreldwye veldtog versamel is. Een teiken van die waarnemings was 'n sterrestelsel van 5 miljard ligjare weg in die sterrebeeld Maagd wat wetenskaplikes as 'n kwasar klassifiseer omdat 'n ultraligte bron van energie in sy middelpunt skyn en flikker soos gas in 'n reusagtige swart gat val. Die teiken, 3C 279, bevat 'n swart gat wat ongeveer 'n miljard keer massiewer is as ons son. Tweeling vuurspoelagtige stralings van plasma breek uit die swart gat en skyfstelsel met snelhede naby aan die ligspoed: 'n gevolg van die enorme kragte wat ontketen word terwyl materie in die enorme swaartekrag van die swart gat daal.

Om die nuwe beeld vas te lê, gebruik die EHT 'n tegniek genaamd Very Long Baseline Interferometry (VLBI), wat radioskottels regoor die wêreld sinkroniseer en verbind. Deur hierdie netwerk te kombineer om een ​​groot virtuele aarde-teleskoop te vorm, is die EHT in staat om voorwerpe van so klein as 20 mikroboogsekondes aan die hemel op te los - die ekwivalent van iemand op aarde wat 'n lemoen op die maan identifiseer. Data wat op al die EHT-webwerwe regoor die wêreld aangeteken word, word na spesiale superrekenaars by MPIfR in Bonn en na die Haystack Observatory van MIT vervoer, waar dit saamgevoeg word. Die gekombineerde datastel word dan noukeurig gekalibreer en deur 'n kundige span geanaliseer, wat EHT-wetenskaplikes dan in staat stel om beelde met die fynste besonderhede van die aardoppervlak te produseer.

Vir 3C279 kan die EHT funksies fyner meet as 'n ligjaar, sodat sterrekundiges die straal na die aanwasskyf kan volg en die straal en skyf in aksie kan sien. Die nuut ontleed data toon dat die normaalweg reguit straal 'n onverwagte gedraaide vorm aan die basis het en kenmerke vertoon wat loodreg op die straal is wat geïnterpreteer kan word as die pole van die aanwasskyf waar die strale uitgeskiet word. Die fyn besonderhede in die beelde verander oor opeenvolgende dae, moontlik as gevolg van die draaiing van die aanwasskyf, en versnippering en die versuim van materiaal, verskynsels wat van numeriese simulasies verwag word, maar nog nooit tevore nie.

Jae-Young Kim, leier van die ontleding, is entoesiasties en terselfdertyd verbaas: & # 8220Ons het geweet dat elke keer as u 'n nuwe venster na die heelal oopmaak, u iets nuuts kan vind. Hier, waar ons verwag het om die streek te vind waar die straal vorm deur na die skerpste beeld moontlik te gaan, vind ons 'n soort loodregte struktuur. Dit is soos om 'n heel ander vorm te vind deur die kleinste Matryoshka-pop oop te maak. & # 8221 Verder het die feit dat die beelde so vinnig verander, ook sterrekundiges verbaas. & # 8220Relativistiese stralers toon bewegings wat blykbaar vinniger as lig is, as 'n optiese illusie, maar dit, loodreg op die verwagting, is nuut en verg noukeurige ontleding. & # 8221

& # 8220Hierdie resultaat is 'n droom wat bewaarheid word vir almal wat studeer hoe vliegtuie van stapel gestuur word & # 8221 sê Violette Impellizzeri, hoofsterrekundige vir ALMA VLBI-waarnemings. & # 8220Ik is veral opgewonde dat ek hierdie waarnemings ondersteun het & # 8211. Ek het my doktorsgraad by hierdie groep gedoen en ons was al 15 jaar gelede besig met die oplossing van die straalvoetpunt. Met die hulp van ALMA en alle ander teleskope in die reeks, kom die EHT regtig daar! & # 8221

As gevolg van hierdie vinnige beweging, blyk dit dat die straal in 3C 279 ongeveer 20 keer die ligspoed beweeg. & # 8220Hierdie buitengewone optiese illusie ontstaan ​​omdat die materiaal na ons toe jaag, die lig wat dit uitstraal, agtervolg en laat lyk asof dit vinniger beweeg as wat dit is, & # 8221 verduidelik Dom Pesce, 'n postdoktorale genoot aan die CfA. Die onverwagse meetkunde dui op die teenwoordigheid van bewegende skokke of onstabiliteite in 'n gebuigde, draaiende straal, wat ook die uitstoot van hoë energie soos gammastrale kan verklaar.

Anton Zensus, direkteur van die MPIfR en voorsitter van die EHT-samewerkingsraad, beklemtoon die prestasie as 'n wêreldwye poging: & # 8220Verlede jaar kon ons die eerste beeld van die skaduwee van 'n swart gat bied. Nou sien ons onverwagte veranderinge in die vorm van die straal in 3C 279, en ons is nog nie klaar nie. Ons werk aan die ontleding van data uit die middel van ons Melkweg in Sgr A *, en aan ander aktiewe sterrestelsels soos Centaurus A, OJ 287 en NGC 1052. Soos ons verlede jaar gesê het: dit is net die begin. & # 8221

Die EHT-reeks verbeter altyd, verduidelik Shep Doeleman, stigterdirekteur van EHT. & # 8220Hierdie nuwe kwasarresultate toon aan dat die unieke EHT-vermoëns 'n wye verskeidenheid wetenskaplike vrae kan aanspreek, wat net sal groei namate ons voortgaan om nuwe teleskope by die skema te voeg. Ons span werk nou aan 'n volgende generasie EHT-skikking wat die fokus op swart gate baie sal verskerp en ons die eerste swartgatflieks kan maak. & # 8221

Kanse om EHT-waarnemingsveldtogte uit te voer, vind een keer per jaar in die vroeë Noord-lente plaas, maar die veldtog Maart / April 2020 moes gekanselleer word in reaksie op die CoViD-19 wêreldwye uitbraak. In die aankondiging van die kansellasie het Michael Hecht, sterrekundige van die MIT / Haystack Observatory en EHT Adjunk-projekdirekteur, tot die gevolgtrekking gekom dat: & # 8220 Ons sal nou ons volle konsentrasie wy aan die voltooiing van wetenskaplike publikasies uit die 2017-gegewens en gaan in op die ontleding van data verkry met die verbeterde EHT-skikking in 2018. Ons sien uit na waarnemings met die EHT-skema wat in die lente van 2021 tot elf sterrewagte uitgebrei word & # 8221.

Bykomende inligting

Die Event Horizon Telescope-internasionale samewerking het op 10 April 2019 die eerste beeld van 'n swart gat in die hart van die radiostelsel Messier 87 aangekondig deur 'n virtuele teleskoop op aarde te skep. Ondersteun deur aansienlike internasionale investering, koppel die EHT bestaande teleskope met behulp van nuwe stelsels - dit skep 'n nuwe instrument met die hoogste hoekoplossingsvermoë wat nog bereik is.

Die teleskope wat hiertoe bygedra het, was: die Atacama Large Millimeter / submillimeter Telescope (ALMA), die Atacama Pathfinder EXplorer (APEX), die Groenland Telescope (sedert 2018), die IRAM 30 meter Telescope, die IRAM NOEMA Observatory (verwagte 2021) , die Kitt Peak Telescope (verwag 2021), die James Clerk Maxwell Telescope (JCMT), die Large Millimeter Telescope (LMT), die Submillimeter Array (SMA), die Submillimeter Telescope (SMT), en die South Pole Telescope (SPT).

Die EHT-konsortium bestaan ​​uit 13 belanghebbende institute, die Academia Sinica Institute of Astronomy and Astrophysics, die Universiteit van Arizona, die Universiteit van Chicago, die Oos-Asiatiese Sterrewag, Goethe-Universität Frankfurt, Institut de Radioastronomie Millimétrique, Large Millimeter Telescope, Max-Planck- Institut für Radioastronomie, MIT Haystack Observatory, National Astronomical Observatory of Japan, Perimeter Institute for Theoretical Physics, Radboud University en die Smithsonian Astrophysical Observatory.

  • Animasie wat 'n zoom in 3C 279 en die straalbewegings binne een week wys [Movie, 7Mb, mp4]
  • Portretweergawe van figuur 1 [PNG, 400 kb] [JPG, 200 kb]
  • Diagram van die EHT-netwerk wat vir die waarnemings in 2017 gebruik is [JPEG, 2.9 Mb]

Die Atacama Large Millimeter / Submillimeter Array (ALMA), 'n internasionale sterrekundige fasiliteit, is 'n vennootskap van die Europese Organisasie vir Astronomiese Navorsing in die Suidelike Halfrond (ESO), die Amerikaanse Nasionale Wetenskapstigting (NSF) en die National Institutes of Natural Sciences ( NINS) van Japan in samewerking met die Republiek Chili. ALMA word gefinansier deur ESO namens sy lidstaten, deur NSF in samewerking met die National Research Council of Canada (NRC) en die Ministerie van Wetenskap en Tegnologie (MOST) en deur NINS in samewerking met die Academia Sinica (AS) in Taiwan en die Korea Astronomy and Space Science Institute (KASI).

ALMA-konstruksie en -bedrywighede word gelei deur ESO namens sy lidstaten deur die National Radio Astronomy Observatory (NRAO), bestuur deur Associated Universities, Inc. (AUI), namens Noord-Amerika en deur die National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ ) namens Oos-Asië. Die Joint ALMA Observatory (JAO) bied die eenvormige leierskap en bestuur van die konstruksie, inbedryfstelling en werking van ALMA.

Beeld en video

Illustrasie van multigolflengte 3C 279 straalstruktuur in April 2017. Die waarnemende tydperke, skikkings en golflengtes word by elke paneel aangetoon. Krediet: J.Y. Kim (MPIfR), Boston Blazar-program (VLBA en GMVA), en samewerking met Event Horizon Telescope.

Gemeenskap

Sirkel van Astrobiologie van die Universiteit
The Circle of University Astrobiology (CiAsU) aan die Universiteit van Puerto Rico, Río Piedras-kampus, is 'n studente-organisasie vir wetenskaplike en nie-wetenskaplike hoofvakke wat belangstel in astrobiologie. Ons bied verskeie projekte aan op ons kampus, soos mikrometeorietjagte en geotagging van kampusflora, asook aktiwiteite soos praatjies deur astrobioloë en ons beroemde Quantum Poetry Night. As vise-president van CiAsU help ek om die groep te organiseer en 'n projek te lei waarin ons die geskiedenis van die eerste sterrekundige sterrewag van Puerto Rico ontdek, wat verlate sit en wat ons hoop om te herstel. Lees meer oor hierdie inisiatief hier, en kyk gerus op Facebook en Instagram!

Gemeenskapsdeelname aan PHL-waarnemings
Die Planetary Habitability Laboratory nooi studente en lede van die gemeenskap uit om deel te neem aan ons waarnemings by die Arecibo-sterrewag. As 'n PHL-waarnemer help ek belangstellendes om ons waarnemings te bring, bied hulle praatjies oor ons projekte en die werking van die teleskoop aan, gee hulle rondleidings deur die beheerkamer en wys hulle hoe die teleskoop intyds bedryf word. As u in Puerto Rico is en daaraan wil deelneem, stuur vir my 'n e-pos!

Puerto Rico Wetenskapsbeleid-aksienetwerk
Die Puerto Rico Science Policy Action Network (PR-SPAN) is 'n koalisie van Puerto Ricaanse wetenskaplikes wat hulle beywer vir bewyse-gebaseerde beleid op plaaslike, staats- en federale vlak. As 'n PR-SPAN-ambassadeur help ek met die redigering en voorbereiding van die maandelikse PR-SPAN-nuusbrief en dra ek daartoe by om direk by beleidmakers te pleit. Sien 'n paar van ons opdaterings hier!


Sheperd S. Doeleman

Beeldkrediet: EHT Collaboration, Nijmegen, 2018.

Sheperd S. Doeleman is 'n astrofisikus by die Sentrum vir Astrofisika | Harvard & amp Smithsonian en stigterdirekteur van die Event Horizon Telescope (EHT), 'n gesinkroniseerde wêreldwye radio-sterrewag wat ontwerp is om die aard van swart gate te ondersoek. Hy is ook 'n senior navorsingsgenoot van Harvard en 'n projekleier van Harvard se onlangs gestigte Black Hole Initiative (BHI). Die BHI is 'n eersteklas interdissiplinêre program aan die Universiteit wat die dissiplines Astronomie, Fisika, Wiskunde, Filosofie en Wetenskapgeskiedenis bymekaarbring om die swartgatwetenskap as 'n nuwe vakgebied te definieer en daar te stel.

As een van die stigterslede van die BHI lei Doeleman 'n span wat supermassiewe swart gate bestudeer met voldoende resolusie om die gebeurtenishorison self direk waar te neem. Met behulp van baie lang basislyninterferometrie (VLBI) -metodes neem die EHT-teleskoopnetwerke astronomiese radiobronne waar op golflengtes van 1,3 millimeter (mm). Hierdie bronne sluit in die supermassiewe swart gate in die middelpunte van ons eie Melkweg, genaamd Boogskutter A * (SgrA *), asook in Messier 87 (M87), die superreuse elliptiese sterrestelsel in die sterrebeeld Maagd.

Doeleman is 'n Guggenheim-genoot (2012) en was die ontvanger van die DAAD German Academic Exchange-toekenning vir navorsing aan die Max Planck Institute für Radioastonomie. Hy dien as 'n portuurbeoordelaar vir die Astrofisiese joernaal, Wetenskap, en Aard, onder andere. Doeleman lei en lei ook navorsingsprogramme wat ondersteun word deur toekennings van die National Science Foundation, die National Radio Astronomy Observatory (NRAO) ALMA-NA Development Fund, die Smithsonian Astrophysical Observatory, die MIT International Science & amp Technology Initiatives (MISTI), die Gordon en Betty Moore Foundation, en die John Templeton Foundation. Hy het klas gegee by MIT en mentor studente en post-doktorale genote aan MIT en Harvard.

Doeleman het sy B.A. in 1986 aan die Reed College, en kort daarna vir 'n jaar in Antarktika vertrek waar hy verskeie ruimte-wetenskaplike eksperimente by die McMurdo-stasie op die Ross-ysrak gedoen het. Met 'n waardering vir die uitdagings en belonings van instrumentale werk in moeilike omstandighede, keer hy terug om 'n Ph.D. in astrofisika aan MIT. Nadat hy die Max Planck-instituut as ontvanger van die DAAD besoek het, het hy in 1995 teruggekeer na MIT vir 'n postdoktorale genootskap en uiteindelik dien as assistent-direkteur van die MIT Haystack Observatory.

Doeleman se belangstellings fokus op astrofisika-probleme wat ultra-hoë oplossingskrag benodig - die vermoë om fyn besonderhede van kosmiese voorwerpe waar te neem. Sy navorsing gebruik die tegniek van Very Long Baseline Interferometry (VLBI), waarin wyd geskeide radioskottels gekombineer word om 'n virtuele teleskoop op aarde te vorm. Hy het hierdie tegniek gebruik om die atmosfeer van sterwende sterre, sowel as sterre wat pas gebore is, te bestudeer. Sy groep by die MIT was 'n baanbreker vir die ontwikkeling van instrumentasie wat VLBI in staat stel om die grootste oplossingkrag moontlik vanaf die aarde te bereik. Hy het die eerste wêreldwye eksperimente met behulp van hierdie nuwe stelsels uitgevoer wat die grootte van die supermassiewe swart gat in die middel van die Melkwegstelsel en in die M87-sterrestelsel suksesvol gemeet het. Hy lei nou die internasionale Event Horizon Telescope-projek, met die doel om die gebeurtenishorison van 'n swart gat te beeld, die grens waar swaartekrag so sterk is dat selfs lig nie kan ontsnap nie. Hierdie projek behandel verskeie fundamentele vrae rakende die heelal: bestaan ​​daar horisonne? Hou Einstein se swaartekragteorie naby 'n swart gat? Hoe beïnvloed swart gate die evolusie van sterrestelsels?


Sterrekundiges hoop om innovasies uit die subatomiese wêreld te gebruik om asemrowende skikkings optiese sterrewagte te konstrueer

'N Paar jaar gelede het navorsers wat die radiogebaseerde Event Horizon Telescope (EHT) gebruik, buitengewone waarnemings gedoen, waarvan die meeste 'n droom bly vir die meeste ander sterrekundiges. Die EHT-span het in April 2019 aangekondig dat hulle die skaduwee van 'n supermassiewe swart gat in 'n nabygeleë sterrestelsel suksesvol afgebeeld het deur waarnemings van agt verskillende radioteleskope oor ons planeet te kombineer. Hierdie tegniek, wat interferometrie genoem word, het die EHT effektief die resolusie gegee, of die vermoë om bronne in die lug te onderskei, van 'n aarde-grootte teleskoop. Op die optiese golflengtes wat die pragtige prente van die Hubble-ruimteteleskoop en baie ander beroemde fasiliteite ten grondslag lê, kan die interferometers van vandag net lig kombineer van instrumente wat hoogstens 'n paar honderd meter van mekaar af is. Dit sal moontlik verander namate sterrekundiges hulle na kwantumfisici wend vir hulp om optiese teleskope wat tien, selfs honderde kilometers van mekaar af is, te verbind.

Sulke optiese interferometers sal afhang van die vordering op die gebied van kwantumkommunikasie - veral die ontwikkeling van toestelle wat die delikate kwantumtoestande van fotone wat by elke teleskoop versamel word, berg. Hierdie kwantum-hardeskywe (QHD's) word fisiek na 'n gesentraliseerde plek vervoer waar die data van elke teleskoop opgespoor en met die ander gekombineer word om gesamentlik besonderhede oor 'n verre hemelse voorwerp te openbaar.

Hierdie tegniek herinner aan die ikoniese dubbelspleet-eksperiment, wat die eerste keer deur fisikus Thomas Young in 1801 uitgevoer is, waarin die lig val op 'n ondeursigtige versperring met twee splete waardeur dit kan beweeg. Die lig kombineer weer aan die ander kant van die versperring en skep 'n interferensiepatroon van helder en donker strepe, ook bekend as 'n interferogram. Dit werk selfs as individuele fotone een vir een deur die gleuwe druip: met verloop van tyd sal die steuringspatroon steeds na vore kom.

"As ons twee teleskope het wat kan maak dat hulle soos Young se splete optree, en ons 'n interferogram op 'n ligbron kan kry, soos 'n ster in die lug, vertel die interferogram baie dinge oor die bron," says astronomer Jonathan Bland-Hawthorn of the University of Sydney, whose team is proposing the use of quantum hard drives to build optical interferometers. Such instruments could one day help astronomers measure the sizes and intrinsic motions of stars and galaxies with greater precision, a crucial ingredient in our understanding of the evolution of the cosmos.

Although radio astronomers have already built impressive interferometers such as the EHT, that is mainly because interferometry is easier to achieve in radio than at optical frequencies in three important ways: First, radio antennas are cheaper to build than optical telescopes, so one can construct large numbers of them (to increase the signal collecting area and hence sensitivity) and spread them apart (to increase resolution). Second, astronomical objects emit powerful radio waves, making it simpler to record these signals at individual antennas for subsequent correlation. Optical sources, however, are usually much, much fainter—so faint, in fact, that telescopes often must accumulate a celestial target’s light literally one photon at a time, turning interference into a quantum-mechanical phenomenon. Third, Earth’s atmosphere distorts optical light, leaving telescopes little time in which to collect the photons before the overlying layers of turbulent air disrupt their phase or coherence.

Such constraints have limited the baselines of optical interferometers—that is, the longest separations between any linked telescopes. For example, the Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA) is an array of six one-meter optical telescopes operating at Mount Wilson Observatory in California, and it boasts a maximum baseline of 330 meters. And the European Southern Observatory’s GRAVITY interferometer, which connects four 8.2-meter telescopes at Paranal Observatory in Chile, has a maximum baseline of 130 meters. “The most impressive interferometer of any kind in the world is the ESO Gravity instrument,” Bland-Hawthorn says. “Now imagine ESO Gravity [with a baseline of] over a kilometer, three kilometers or 10 kilometers.”

With conventional optics technology, such concepts would remain elusive. The photons collected by each telescope have to be sent via optical fibers to some location where they can be combined. Also, photons from some telescopes may have to be kept in abeyance in “delay lines,” often involving optical fibers, to ensure that the light from all telescopes has traveled the same distance. If the transmission or delay lines get too long—which occurs well short of kilometer scales—the photons are eventually absorbed or scattered, making interference impossible.

It is impossible, at least, without a helping hand from quantum physics. In 2011 Daniel Gottesman of the Perimeter Institute for Theoretical Physics in Ontario and his colleagues suggested putting a source of entangled photons midway between two distant telescopes. The source sends one of a pair of entangled photons to each telescope, where is the particles are made to interfere with another photon received from a celestial target. The interference measurements in each telescope can be recorded and later used to reconstruct an interferogram. Although this may sound simple in principle, longer baselines for optical interferometry would require quantum repeaters—expensive and complex custom-built devices for distributing entanglement over great distances that are the antithesis of off-the-shelf tech.

Now Bland-Hawthorn has teamed up with quantum technologist John Bartholomew of the University of Sydney and Matthew Sellars of the Australian National University in Canberra to design optical interferometers that avoid the use of entangled photons and quantum repeaters. The basic idea is simple: Consider two eight-meter telescopes separated by tens of kilometers. The quantum states of the photons collected by each telescope—meaning the amplitude and phase of light as a function of time—are stored in quantum hard drives. Astronomers would physically transport these QHDs—by road, rail or air—to one location, where the quantum states would be read out and made to interfere, generating an interferogram.

Bartholomew and his colleagues have been working together on QHDs that could one day be used to build such an interferometer. In 2015 the group argued that photonic states could be stored in the nuclear spin states of certain ions in a crystal of europium-doped yttrium orthosilicate (or, more simply, Eu:YSO). In theory, in a crystal kept at a frosty temperature of two kelvins, the spin states should remain coherent for up to a month and a half, Bartholomew says. In a lab-based demonstration, his team managed a more modest but still impressive result, showing it could keep the spin states coherent for six hours. “We used to joke about putting the memory system in the back of a Toyota Corolla and driving down the highway,” he says. “You’d be able to go quite a distance.”

But the 2015 experiment did not store photonic states in the spin states and retrieve them later. It merely demonstrated that the spin states remained coherent for hours. In a December 2020 preprint study, Chuan-Feng Li of the University of Science and Technology of China and his colleagues reported using Eu:YSO crystals to store the coherent states of photons and retrieve them after an hour, verifying their fidelity via interference experiments. “It is a great idea to connect distant optical telescopes via QHDs,” Li says. “It should be feasible to do so using the quantum memories based on Eu:YSO that we are working on. The QHD can be transported by trucks and helicopters.”

Nora Tischler, a quantum physicist at Free University Berlin, who was not involved with any of this work, is also impressed by the idea of using QHDs to build optical interferometers. “Even though the proposal is technically very demanding, it is worth noting that this can take advantage of already (and independently) existing developments and efforts,” she says. “The quantum community is working hard to optimize quantum memories as part of the effort to build future quantum networks.” These memories could form the basis of quantum hard drives.

Bartholomew says that the next step is to ensure that QHDs are resilient against the vibrations and accelerations they would experience during transport. “The impact of those forces on the quantum storage needs to be characterized,” he says. “But the reason for optimism is that these nuclear spin states are very insensitive to those types of perturbations.”

Even so, there is no guarantee the technique will be a practical success. And it has a competitor. In 2019 Johannes Borregaard, now at Delft University of Technology in the Netherlands, and his colleagues augmented Gottesman’s 2011 solution by designing a method to compress the information being received by telescopes, keeping only the relevant photons and discarding the rest. This would then require interactions with far fewer entangled photon pairs, which are difficult to produce at rates necessary for interferometry if the incoming information at the telescopes is not first compressed. And even with compression, longer baselines would still warrant quantum repeaters. Borregaard says it is still unclear whether QHDs or a combination of entangled photons and quantum repeaters will be the first to solve the problem of optical interferometry. “Both of them are challenging,” he says.

Even if the quantum side of the equation can be solved, astronomer John Monnier, an expert in optical and infrared interferometry at the University of Michigan, is circumspect. Optical interferometers with longer and longer baselines will be observing smaller and fainter objects, meaning fewer photons per unit of time. To counter the atmosphere’s deleterious effects, astronomers always have the very expensive option of making telescopes bigger—or the extraordinarily expensive one of putting them in space, where there is no atmosphere at all. Alternatively, they can use adaptive optics, which involves using the light of a bright reference object that is close in the sky to the star or galaxy being observed to correct for the atmosphere’s blurring effects. But unlike in radio astronomy, where luminous sources are relatively abundant, in optical wavelengths, “it’s super rare to find a bright object [close to] whatever you want to study,” Monnier says.

It is possible that in the future, optical interferometers with large baselines will also employ the kind of adaptive optics used by individual telescopes today, which involves firing powerful lasers to create artificial reference stars, or guide stars, in the sky. But today’s laser guide stars are not suitable for interferometers with baselines of tens of kilometers. Given such constraints, building optical interferometers is going to require more than QHDs, Monnier says. “[QHDs] could be a very interesting piece of a future that also involves some kind of new laser guide star for interferometers or large telescopes.”

If that future comes to pass, Bland-Hawthorn says that a whole new era of optical astronomy will open up, particularly with interferometers using 30-meter and 39-meter telescopes that are being built in Hawaii and Chile, respectively.

Bland-Hawthorn also envisages being able to resolve white dwarfs such as Sirius B and binary systems into their component stars, measure stars’ size and their intrinsic speed across the sky (also called proper motion) with greater precision and resolve, in finer detail, the stars moving around the black hole at our galactic center. “Tracking the stars around the black hole will allow us to probe the general theory of relativity in new way,” Bland-Hawthorn says.

Outside the Milky Way, -he thinks 40-meter-class telescopes connected by QHDs will resolve stars in galaxies out to the Virgo cluster and also measure the proper motions of these galaxies. “This last experiment has key implications for the study of how large-scale structure evolves with cosmic time due to the underlying dark matter and the emergence of dark energy,” Bland-Hawthorn says.


How does the Event Horizon Telescope implement the interferometry? - Sterrekunde

I've read that you can translate a telescope array to the distance the telescopes are apart. For instance, say you use 10 telescopes in tandem, coast to coast in the US, you essentially get a "United States" sized telescope.

How does this work? What would adding even more telescopes do? By that I mean, if I increased the amount of telescopes to 20, but they were all still in the US, would that increase resolution or some other statistic? What does increasing the distances effective increase (say now they're spread over all of Earth. )?

Thank you for your time. (Ithaca represent!)

This map shows all of the telescopes that were linked to create the Event Horizon Telescope--the telescope that captured the first picture of a black hole. Image courtesy of the EHT Collaboration. This is a very good question, and relevant to the recent release of the first-ever picture of gas near a black hole's event horizon! What you are describing is a technique called "interferometry". You've described it very well--telescopes that are far apart can be linked by this technique to create a "virtual telescope" with a resolution equal to a single telescope with a size equal to the distance between the linked telescopes. First, I'll answer what would happen if you (1) spread the telescopes farther apart, and (2) added more telescopes, then I'll explain why.

If you add more-distant telescopes to the array, you can see smaller details in the resulting image. That's why they used telescopes from all parts of the world to take the picture of the black hole--the black hole is very small and far away and appears extremely tiny, so we need telescopes that are very far from each other.

If you add more telescopes, but don't increase the farthest distance between any pair, you'll acomplish two things. The first is that you will have to stare at the source you're observing for less time, because more telescopes means more light-collecting area, so you collect light faster. The objects we observe with these techniques are often quite dim, meaning the exposure time for the image has to be quite high to collect enough light. The second is that the quality of the image goes up, but in an unintuitive way. The size of the smallest details that you can make out doesn't improve, but the amount of detail you can see goes up. I think I can explain best with a demo.

This is what an image of a single dot would look like if you took an image with just 2 linked telescopes. It doesn't look like a dot at all! This striped pattern is the result of the same physics that cause a pattern of dots when you shine a laser through a double-slit. These images are courtesy of Andrea Isella.

With three linked telescopes, you start seeing all kinds of dots, even though we're only taking a picture of one dot.

With four linked telescopes, there are less of these artificial dots.

With eight linked telescopes you can start to see that the dot in the center (the real dot) is brighter than all the artificial dots.

There are other ways to get rid of the artificial dots too. When you take long exsposures, the Earth will rotate while you are observing your target, which helps a lot. The image below includes the rotation of the Earth over like 6 hours.

A diagram of delay time between telescopes. The green lines connect photons that were emitted at the same time, illustrating the fact that light arrives at the telescope on the right first. The length "L" is directly related to the delay time between telescopes. Image courtesy of Bob Emery. The physics behind this are kind of complicated. The short version is that these arrays of telescopes measure the delay of the arrival of light between pairs of telescopes. If there is no delay, i.e. the light arrives at both telescopes at the same time, that means the line to the source has to be exactly perpindicular to the line between the two telescopes. If the delay time equals the distance between the two telescopes divided by the speed of light, that means that the source must lie on the line that connects the two telescopes. Every angle to the source corresponds to a delay time, so if you can measure this delay time, you can measure the angle to the source. If you use telescopes that are farther away from each other, the delay times are larger and easier to measure, resulting in more precise angles to the source. Combining more than two telescopes requires the use of fancy math, namely Fourier Transforms and Correlation Functions to produce images like the ones I showed above or the first images of the black hole.

Oor die skrywer

Christopher Rooney

Christopher Rooney is a fourth-year grad student at Cornell and was editor-in-chief of Curious from 2018-2020 (meaning that anything wrong on the website could very likely be his fault). Christopher studies galaxies far, far away trying to find the galaxy where Star Wars took place trying to characterize star-formation at a time in the history of the Universe when stars were being formed extremely quickly. He also works on the detectors used to measure the light from these galaxies.


Down the mouth of a monster: Event Horizon Telescope stares down a blazar's jet

Just one year ago, the amazing Event Horizon Telescope team released the highest-resolution images of a nearby supermassive black hole — well, "nearby" meaning 55 million light years away in the center of the huge galaxy M87 — revealing unprecedented detail in features just outside the Point of No Return.

Around the same time they took that data in April 2017, they also pointed this powerful array of individual radio telescopes at a far more distant galaxy: 3C279. This galaxy is a blazar, blasting out energy across the electromagnetic spectrum, from radio waves to super-high-energy gamma rays. Like M87, the source of its power is a supermassive black hole, one with 800 million times the mass of the Sun.

More Bad Astronomy

And oh yeah, 3C279 is over 5 billion light years from Earth. Now you can see why we call M87 "nearby."

3C279 is what we generically call an active galaxy, its nucleus generating more energy than the rest of the galaxy combined. Like many of these kinds of overachievers, it's blasting out a pair of jets, vast beams of matter and energy that scream away from the center at brain-frying velocities: Much of this material is moving at 99.5% the speed of light, fast enough to cross our entire solar system in a matter of hours.

And that’s why the Event Horizon Telescope (or EHT) aimed its sharp eye 3C279's way: Astronomers don't really understand how these jets are generated, so we want to peer as closely to their source as possible. The resolution of this telescope is so amazingly sharp that it could see features as small as 0.4 light years across — mind you, this is in an object that’s halfway across the observable Universe!

A jet of material is seen erupting from the core of the galaxy 3C279 (left, top and bottom. The Event Horizon Telescope view of the innermost part (right) reveals a blob of material moving away at nearly the speed of light. Credit: J.Y. Kim (MPIfR), Boston University Blazar Program (VLBA and GMVA), and Event Horizon Telescope Collaboration

The two images on the left are wider field views taken by different radio telescope, with the EHT image on the right. The two blobs represent radio wave emission from the jet. The bottom blob is elongated in the direction the material is moving, as you’d expect. But the top blob, that’s different. Buried somewhere in there, presumably at the center, is the supermassive black hole. But the blob is clearly elongated perpendicularly to the other one, almost at a right angle. That's… weird.

What you're seeing there is the base of the jet, the place where the particles are being accelerated to very nearly the speed of light. I'd expect it to be aligned with the jet itself, but the fact that’s it's not could be due to many different things. The authors of the paper (of which there are quite a lot) propose many possible reasons.

Did I mention there are a lot of authors to this paper? Credit: Kim et al.

One is that the jet is bent near the base, with a big kink in it. Coincidentally, we are looking almost exactly down the maw of this beast the jet is a mere 2° away from being aimed reg at us. A small bend in it that happens to go across our line of sight could explain the weird elongations.

Incidentally, because we are looking down along its length and see it foreshortened, the entire jet's physical length is millions of light years. We're only seeing the very innermost part of it in the EHT shot.

The orbiting Chandra X-ray Observatory observed 3C279 some years ago, with a very wide angle view compared to the Event Horizon Telescope: The Chandra image is 50,000 times wider. Credit: NASA/CXC, J.Y. Kim (MPIfR), Boston University Blazar Program (VLBA and GMVA), and Event Horizon Telescope Collaboration

Another possibility — and I love this — is that the jet itself is helical, spiraling away as it moves out like a corkscrew! The sculpting force behind the jet may be an extremely powerful magnetic field embedded in a disk of material swirling around the black hole, called an accretion disk. The magnetic field gets wound up as the material orbits in the disk. As matter is lofted away from the disk it takes the spinning magnetic field with it, creating this vortex. If that’s the case, we may be seeing different blobs of material ejected from the disk, smeared out along the corkscrew, making it look elongated.

Incredibly, this gets even more mind-bending: Over the four days of EHT observations, the material can be seen to physically move:

Holy magnetohydrodynamics! You can actually see that lower blob move away from the galaxy's center over the course of less than a week! Brightness changes in the upper blob may be due to changes in the accretion disk as it whirls madly around the black hole, too.

Reminder: This is happening 50 billion triljoen kilometers away.

The eight telescopes across the Earth that comprise the Event Horizon Telescope. Credit: University of Arizona / Dan Merrone

Observations like this will hopefully help astronomers what powers these jets, what focuses them, and how they're coupled to the black hole and the accretion disk. It’s not known if the rapidly spinning black hole powers the jet, or the accretion disk, or both. Sometimes there are powerful flares of gamma rays that erupt from the central source, and then blobs of energy are seen moving up along the jet. How does that work? It may be generating shock waves or turbulence in the jet, but no one really knows.

More observations of 3C279 are planned for EHT, and maybe more clues to this process will be found. Eventually more telescopes will be added to the array, too, increasing its ability to see faint, small sources, even ones billions of light years away. This is just the start for EHT. Imagine what it'll be able to do when it regtig gets going


The Event Horizon Telescope has Revealed the Magnetic Field Lines Around M87's Central Black Hole

In 2019 astronomers captured the first direct image of a black hole. It was an image of the supermassive black hole at the heart of M87. And when many folks saw it, their reaction was “that’s it?” Which is understandable, given that the image is just a blurry, donut-shaped smudge. It isn’t much to look at. But an astronomical image is a small fraction of the data gathered by astronomers. Recently more of that data has been analyzed, including both the polarization of the light and the magnetic field surrounding the black hole.

Polarization is a basic property of light, just like wavelength or intensity. If you imagine light as a wave that oscillates as it travels through space, then polarization is the orientation of that oscillation. Light waves may oscillate up and down, left and right, or even spiralling clockwise or widdershins. When light comes from hot source, such as the material surrounding a black hole, lots of polarizations are jumbled together so that the light is basically unpolarized. But when light passes through ionized gas, different polarizations interact with the gas more strongly or more weakly. As a result, the light that reaches Earth is polarized. By studying the polarization of light near the M87 black hole, we can learn about the surrounding material.

M51 (Hubble) overlaid by 6cm radio intensity contours and polarization vectors (Effelsberg and VLA) Credit: MPIfR Bonn

In the case of radio astronomy, there is also a polarized source of light known as synchrotron radiation. This occurs when electrons are trapped by magnetic field and move along the field lines in tight spirals. The polarization of sychrotron radiation tells us the orientation of the magnetic field lines.

In this latest work, astronomers measured the polarization of light observed near the M87 black hole, and found it had a twisted spiral pattern. This is somewhat expected, because we know the black hole rotates. As it does, it drags nearby space around it. The overall pattern is indicative of the gravitational structure of the black hole.

An image of the M87 black hole with polarization indicated. Credit: EHT Collaboration

But what’s interesting is that most of the light observed isn’t polarized. Only about 15% or so of the light is polarized. Most of the light from near the black hole is unpolarized. That’s unexpected, because ionized gas near the black hole should be highly magnetized, so we’d expect the light reaching us to be strongly polarized. So what gives?

It seems that gas near the black hole is magnetized, but rather than having a magnetic structure that is large and simple, the magnetization is a chaotic jumble at smaller scales. The scale at which the magnetization has a random-like orientation is smaller than the resolution of the Event Horizon Telescope. So things blur out. All the small scale polarizations blur together to appear unpolarized.

Results like these are important because they give us tremendous insight on the material and magnetic fields near black holes. As we understand more, we will be able to the complex processes that creates active black holes and how they interact with the surrounding galaxy. All of that information is buried in the data, and it’s more than meets the eye.

Verwysing: Akiyama, Kazunori, et al. “First M87 Event Horizon Telescope Results. VII. Polarization of the Ring.” The Astrophysical Journal Letters 910.1 (2021): L12.


Optical intensity interferometry with the Cherenkov Telescope Array

With its unprecedented light-collecting area for night-sky observations, the Cherenkov Telescope Array (CTA) holds great potential for also optical stellar astronomy, in particular as a multi-element intensity interferometer for realizing imaging with sub-milliarcsecond angular resolution. Such an order-of-magnitude increase of the spatial resolution achieved in optical astronomy will reveal the surfaces of rotationally flattened stars with structures in their circumstellar disks and winds, or the gas flows between close binaries. Image reconstruction is feasible from the second-order coherence of light, measured as the temporal correlations of arrival times between photons recorded in different telescopes. This technique (once pioneered by Hanbury Brown and Twiss) connects telescopes only with electronic signals and is practically insensitive to atmospheric turbulence and to imperfections in telescope optics. Detector and telescope requirements are very similar to those for imaging air Cherenkov observatories, the main difference being the signal processing (calculating cross correlations between single camera pixels in pairs of telescopes). Observations of brighter stars are not limited by sky brightness, permitting efficient CTA use during also bright-Moon periods. While other concepts have been proposed to realize kilometer-scale optical interferometers of conventional amplitude (phase-) type, both in space and on the ground, their complexity places them much further into the future than CTA, which thus could become the first kilometer-scale optical imager in astronomy.

Highlights

► The large CTA light-collecting area enables also optical astronomy. ► Kilometer-scale optical interferometry resolves stellar surfaces. ► Telescopes connect only through electronic signals, insensitive to atmospheric turbulence or telescopic imperfections. ► Stellar observations are not limited by moonlight.