Dünyanın ilk kara delik fotoğrafı yayınlandı Çinli bilim adamları ne gibi katkılarda bulundu?
(Kaynak: shao.ac.cn)
Yazar | Rusen Lu (Şangay Astronomik Gözlemevi, Çin Bilimler Akademisi; Max Planck Radyo Astronomi Enstitüsü, Almanya)
Zuo Wenwen (Şangay Astronomik Gözlemevi, Çin Bilimler Akademisi)
Editör | Jin Zhuangwei
10 Nisan 2019, Pekin saatiyle saat 21: 00'de, Kara Delik Olayı Ufuk Teleskobu (EHT), dünyanın büyüklüğündeki sanal bir teleskopun insanlar tarafından ilk kez kullanıldığını duyurmak için altı kişilik bir küresel ortak basın konferansı düzenledi ve koordine etti. Komşu dev eliptik gökada M87'nin merkezi, dünyanın ilk kara delik görüntüsünü başarıyla yakaladı (Şekil 1).
Bu görüntünün anlamı olağanüstüdür: Kara deliklerin varlığının doğrudan "görsel" kanıtını sağlayarak, güçlü bir çekim alanı altında Einstein'ın genel görelilik teorisini doğrulamayı ve kara deliğin yakınındaki madde birikimini ve göreceli jetleri ayrıntılı olarak incelemeyi mümkün kılar.
Öyleyse kara delikler neden görüntülenebilir? Nasıl görüntülenir? Bu makale, kara delik görüntülemenin önünü ve arkasını deneyimli bir kişinin bakış açısından yorumlamaya çalışmaktadır.
Şekil 1. M87 galaksisinin merkezindeki süper kütleli kara deliğin (M87 *) görüntüsü. Yukarıdaki görüntü 11 Nisan 2017'deki görüntüdür ve aşağıdaki üç görüntü 5, 6 ve 10 Nisan 2017'deki M87 * görüntüsüdür. Resmin merkezindeki loş alan, "kara delik gölgesidir" (aşağıya bakınız) ve çevreleyen halka şeklindeki asimetrik yapı, güçlü yerçekimi mercekleme etkisinden ve göreceli ışınlama etkisinden kaynaklanmaktadır. Bu yukarı (kuzey) ve aşağı (güney) asimetriden kara deliğin dönüş yönü belirlenebilir. (Resim kaynağı: referans materyal)
Yüz yıldan daha uzun bir süre önce, Einstein, zaman ve uzayı dört boyutlu bir uzay-zamanda birleştiren genel göreliliği önerdi ve yerçekiminin uzay-zamanın bir çarpıtması olarak kabul edilebileceğini öne sürdü. Bu teori birçok önemli öngörüde bulunur; bunlardan biri, bir nesnenin kütlesi çökmeye devam ettiğinde, olay ufkunun içinde - bu kara deliğin "etki alanı" içinde gizlenebileceğidir. , Yerçekimi kuvveti o kadar güçlü ki ışık bile kaçamaz.
Genel göreliliğin doğrulanması bir asır öncesine kadar izlenebilir. 29 Mayıs 1919'da, Arthur Eddington ve arkadaşlarının toplam güneş tutulması sırasında güneşe yakın ışığın sapmasının deneysel ölçümü (Şekil 2), geçen yüzyılda genel göreliliğin doğrulanmasının başlangıcını açtı ve Einstein'ı bilimsel "Altar".
Şekil 2. 29 Mayıs 1919'daki güneş tutulması sırasında, İspanya Gine'sindeki Principe Adası ve Kuzey Brezilya'daki Sobral'daki genel göreliliği doğrulamak için yıldız ışığı sapması ilk kez kullanıldı. (Kaynak: The Illustrated London News)
Bir asırdır, genel görelilik, birbirini izleyen deneysel doğrulamalara dayandı ve kara deliklerin varlığı, giderek daha fazla astronomik gözlemle de doğrulandı.
Şu anda, gökbilimciler genellikle, kütleli sabit yıldız kara deliklerinden güneşin düzinelerce katına kadar, milyonlarca hatta milyarlarca güneş kütlesine sahip süper kütleli kara deliklere kadar, evrende kara deliklerin var olduğuna inanıyorlar. . Dahası, neredeyse tüm galaksilerin merkezinde süper kütleli kara delikler bulunur.
Bununla birlikte, bugün bile LIGO / Başak yerçekimi dalgalarını tespit ettiğinde ve böylelikle kara deliklerin varlığını otoriter bir şekilde kanıtladığında, insanlar hala aşırı koşullar altında uzay ve zamanın sırlarını açığa çıkarabilecek "deliği" doğrudan görmemişlerdir - "kara delik olay ufku".
Bu, kara deliğin kendisinin büyülenmesinden kaynaklanıyor olabilir - kara deliğin yoğunluğu düşünülemez! Dünya bir kara deliğe sıkıştırılırsa, boyutu yaklaşık olarak bir hamur tatlısıyla aynıdır; dünyadan 1 kpc (yaklaşık 3262 ışıkyılı) uzaklıkta ve güneşin kütlesinin 10 katı uzaklıkta bulunan sabit bir yıldız kara delik, olay ufkunun açısal çapı sadece 0,4'tür. Nanoarc saniye. Bu, Hubble Teleskobunun çözünürlüğünden yaklaşık 100 milyon kat daha küçüktür ve mevcut hiçbir astronomik gözlem yönteminin böyle bir çözme gücü yoktur!
Kara delikler "kara" olduğuna ve ışık bile kaçamayacağına göre, kara delikleri nasıl görebiliriz?
Aslında kara delikler tek başlarına mevcut değil, çevrelerinde çok fazla gaz var. Kara deliğin güçlü yerçekimi nedeniyle, gaz kara deliğe doğru düşecektir. Bu gazlar milyarlarca dereceye kadar ısıtıldıklarında yoğun radyasyon yayarlar. Aynı zamanda karadelikler madde ve enerjiyi jetler ve rüzgar şeklinde dışarı atarlar.
Genel görelilik teorisi, orta bölgede, toplanma veya jet radyasyonunun neden olduğu bir hale ile çevrili, kara delik ufku tarafından oluşturulan bir kara delik gölgesi (kara delik gölgesi) göreceğimizi öngörüyor - bir hilal gibi görünüyor ve boyutu kara deliğe dayanıyor. Gözlemcinin görüş hattının dönüşü ve yönü, Schwarzschild'in yarıçapının 4,8-5,2 katı arasındadır (Not: Schwarzschild'in yarıçapı, spinsiz bir kara deliğin olay ufku yarıçapıdır; güneş kütlesindeki bir kara deliğin olay ufku yarıçapıdır. Yaklaşık 3 kilometre).
Kara deliğin görülmediği yıllarda, bilim adamları kara deliğin "görünümünü" anlamak için hesaplamalar yaptılar.
1910'ların sonlarında, büyük matematikçi David Hilbert, kara deliklerin etrafındaki ışığın bükülmesini ve yerçekimi merceğini hesapladı.
1970'lerde James Bardeen, Jean-Pierre Luminet ve diğerleri kara deliğin görüntüsünü hesapladılar (Şekil 3, solda).
1990'ların sonlarında Heino Falcke ve diğerleri Samanyolu'nun merkezindeki kara delik üzerinde ayrıntılı hesaplamalar yaptı ve kara delik gölgesini tanıttı. Ayrıca, kara delik gölgesi çevreleyen parlak, optik olarak ince (yani, belirli bir gözlem dalgaboyuna göre saydam) sıcak gaza "gömülmüşse", çok uzun temel interferometri teknolojisi (alt) milimetre dalga tarafından "görülebileceğini" belirttiler. .
O zamandan beri, insanlar kara delik görüntülemesi üzerine birçok araştırma yapmak için genel görelilik manyetohidrodinamik sayısal simülasyonları kullandılar ve bunların tümü kara delik gölgelerinin varlığını öngördü (Şekil 3, sağda). Bu nedenle, bir kara deliğin gölgesinin görüntülenmesi, bir kara deliğin varlığının doğrudan "görsel" kanıtını sağlar.
Şekil 3. Kara delik gölge görüntüsü (soldaki görüntü referans malzemelerden alınmıştır, sağ görüntü yazar tarafından sağlanmaktadır)
Bir kara deliğin gölgesi "görülebilmesine" rağmen, tüm kara delikler görüntüleme koşullarını karşılamıyor. Yukarıda belirtildiği gibi, kara delikler çok çok küçüktür. Hiç şüphe yok ki görüntülenebilecek bir kara deliğin açısal çapının yeterince büyük olması gerekir. Bir kara deliğin olay ufkunun boyutu kütlesiyle orantılı olduğundan, bu aynı zamanda kara deliğin kütlesi ne kadar büyükse olay ufku da o kadar büyük ve görüntüleme için daha uygun demektir. Bu nedenle, yakınımızdaki süper kütleli kara delik, kara delik görüntüleme için mükemmel bir adaydır.
Samanyolu'nun Yay burcu yönündeki merkezi kara deliği Yay A * ve komşu radyo galaksisi M87'nin merkezi kara deliği M87 * en iyi bilinen iki adaydır.
Samanyolu'nun merkezi radyo kaynağı Sgr A *, 1974'te Bruce Balick ve Robert Brown tarafından Ulusal Radyo Astronomi Gözlemevi'nin İnterferometresi kullanılarak keşfedildi (keşif ve adlandırma öyküsü için bkz.). Şu anda, kütlesinin Güneş'in yaklaşık 4 milyon katı kütleye sahip bir kara delik olduğuna dair giderek daha fazla kanıt var. Dünya'dan uzaklığı yaklaşık 26.000 ışıkyılı olduğu için, Samanyolu'nun merkezindeki kara deliğin Schwarzschild yarıçapı yaklaşık 10 mikroark saniye ve kara delik gölgesinin açısal çapı 47-50 mikroark saniyeye karşılık gelir ki bu aydaki bir elmanın açısına eşdeğerdir. Çap boyutu (ayın açısal çapı yaklaşık 0,5 derecedir).
M87, Dünya'dan yaklaşık 55 milyon ışıkyılı uzaklıkta, Başak yönünde bulunan dev bir eliptik gökadadır. 1918 gibi erken bir tarihte, Heber Curtis, galaksinin merkezine bağlanan tuhaf bir koşutlanmış ışın "meraklı düz ışın" olduğunu fark etti. Aslında bu koşutlanmış ışın, merkezden yayılan ve binlerce ışıkyılı boyunca uzanan ve M87'nin en göz alıcı özelliği haline gelen M87'nin jetidir. Bu aynı zamanda onu jetlerle sertifikalandırılan ilk galaksi yapar (Şekil 4).
Samanyolu'nun merkezinde olduğu gibi, M87'nin merkezinde de (galaktik kara deliğin isimlendirme geleneğine göre şimdi M87 * olarak adlandırılan) kütlesi güneş kütlesinin yaklaşık 6,5 milyar katı olan süper kütleli bir kara delik var. Bu kara deliğin kütlesi Yay A * 'dan 1500 kat daha büyük olmasına rağmen, aynı zamanda 2000 kat daha uzaktır, bu nedenle galaktik bir kara delikten biraz daha küçük görünür - Schwarzschild yarıçapı yaklaşık 7,6 mikroarksaniye, yani kara deliğin gölgesinin boyutu Karşılık gelen 37-40 mikro ark saniyedir.
Şekil 4. M87'nin farklı ölçeklerdeki radyo jetleri (kaynak: referans)
Hedef seçildi, "bıçağı savaşta öğütme" zamanı geldi. Eskiler şöyle demişti: "İşçiler işlerini iyi yapmak istiyorlarsa önce aletlerini keskinleştirmelidirler." Bir kara deliği görüntülemek için en iyi araç Çok Uzun Temel Girişimölçer (VLBI) teknolojisidir.
VLBI, istasyonlar arasındaki maksimum mesafeye eşdeğer bir boyut elde etmek için, her istasyondaki sinyallerin bağımsız olarak kaydedilmesi ve sonraki aşamada sinyallerin kapsamlı korelasyon işlemesi yoluyla geniş çapta dağıtılmış radyo teleskopları (onbinlerce veya yüzbinlerce kilometreye kadar mesafeler) kullanır. Dev (sanal) teleskop. Bu teknoloji, gözlem dalga boyu ve D'nin en uzun taban uzunluğu olduğu / D çözünürlükle astronomik araştırmalarda en yüksek çözünürlüğü elde edebilir. 1 milimetre dalga boyunda gözlem varsayarsak, 10.000 kilometre uzunluğundaki bir taban çizgisi (yaklaşık dünyanın çapı) yaklaşık 21 mikro ark saniyelik bir çözünürlük elde edebilir. VLBI, teleskop tarafından toplanan ve kaydedilen sinyallerin zaman içinde senkronize edilmesini ve sinyallerin kararlılığını sağlamak için yüz milyonlarca yılda bir yalnızca bir saniye doğru olan atomik saatler kullanır.
1960'ların sonlarında VLBI teknolojisinin hayata geçirilmesinden bu yana, teknolojik ilerleme ile performansı sürekli iyileştirilmiş ve dalga boyu kapsamı da santimetre dalga bandından şu anda uluslararası gelişimin ön saflarında yer alan (alt) milimetre dalga bandına doğru genişlemiştir.
Tıpkı TV programlarını izlemek için doğru kanalı seçmeniz gerektiği gibi, kara delik görüntüleme için de VLBI gözlemlerini doğru bantta yapabilmek çok önemlidir. Kara delik ufkunu gözlemlemek için en iyi dalga bandı, sadece yüksek çözünürlük yetenekleri nedeniyle değil, aynı zamanda aşağıdaki önemli hususlar / avantajlar nedeniyle yaklaşık 1 mm'dir:
Ayrıca istasyonların yerleşimi ve hassasiyetteki artış gibi dikkate alınması gereken birçok önemli faktör vardır.
Bu nedenle, VLBI dizisinin çözünürlüğü kara deliğin başarıyla fotoğraflanmasına yetecek kadar yüksek olmadığı sürece bizim için zor değil!
Son yıllarda, 1.3 mm VLBI gözlemleri, sırasıyla Sgr A * ve M87 * 'de kara delik olay ufku ölçeğinde yapılar tespit etti ve bu, kara delik görüntüleme için çok cesaret verici. Ancak istasyon sayısı ve duyarlılıkla sınırlı olduğundan ayrıntılı görüntüleme gözlemleri yapılmamıştır.
Küresel 1.3 mm-VLBI dizisine yeni, son derece hassas milimetre altı dalga istasyonlarının (özellikle Atacama Büyük Milimetre / milimetre altı Dizisi, vb.) Eklenmesiyle, kara deliklerin görüntüleme gözlemleri mümkün hale geldi.
İlk kara delik görüntüsünü yakalamak için Çin dahil bir düzineden fazla ülkeden (bölgeden) 200'den fazla bilim adamı, büyük bir uluslararası işbirliği projesi olan EHT'yi oluşturdu. EHT gözleminde kullanılan teknoloji, şu anda 1.3 mm'de çalışan ve 0.8 mm'ye genişlemesi beklenen (alt) milimetre dalgası VLBI'dır.
EHT, kara deliği görüntüleyerek, Einstein'ın güçlü bir yerçekimi alanının aşırı ortamında genel görelilik teorisini doğrulayabilir ve kara delik etrafındaki madde birikimini ve jetlerin oluşumunu ve yayılmasını dikkatle inceleyebilir.
Eddington ve arkadaşlarının 100 yıl önce genel görelilik doğrulamasının bir yankısı olarak, EHT işbirlikçileri Nisan 2017'de Einstein'ın asla düşünemeyeceği bir türle dünyanın en yüksek ve en uzak radyo astronomi gözlemevlerini ziyaret ettiler. Genel görelilik teorisini test etmenin yolu.
Bu gözleme katılanlar, dünya çapında 6 yerde bulunan 8 istasyonu içermektedir (Tablo 1, Şekil 5).
Tablo 1. EHT gözlemlerine katılan teleskopların bilgileri Bunlar arasında, ALMA, LMT, SMA ve SPT'nin etkili açıklıkları yalnızca 2017'deki gözlemler içindir.
Şekil 5. Nisan 2017'de EHT gözlemine katılan 8 VLBI istasyonu. Kesintisiz çizgi M87'nin gözlemlendiği 5 konuma bağlanır (7 istasyon; konum kısıtlamaları nedeniyle Güney Kutbu'ndaki SPT teleskopu M87'yi gözlemleyemez), noktalı çizgi Bağlı istasyon bir kalibrasyon kaynağı (3C279) gözlemliyor. (Yazar tarafından sağlanan resim)
Algılama hassasiyetini artırmak için, EHT tarafından kaydedilen veri miktarı çok fazladır. Nisan 2017'deki gözlemlerde, her bir istasyonun veri hızı şaşırtıcı bir şekilde 32Gbit / s'ye ulaştı ve 8 istasyon, 5 günlük gözlem süresi boyunca toplamda yaklaşık 3.500 TB veri kaydetti (3.5 milyon filme eşdeğer ve en az birkaç yüz yıl alacaktı. Okumayı bitirin!).
EHT, verileri kaydetmek için özel bir sabit disk kullanır ve ardından bunları işlenmek üzere veri merkezine geri gönderir. Burada araştırmacılar, farklı teleskoplara gelen elektromanyetik dalgalar arasındaki zaman farkını düzeltmek için süper bilgisayarlar kullanıyor ve sinyal tutarlılığı amacına ulaşmak için tüm verilerin çapraz korelasyonlu kapsamlı işlemesini gerçekleştiriyor.
Bu temelde, bu verilerin yaklaşık iki yıl sonradan işlenmesi ve analiz edilmesinden sonra, insanlık nihayet ilk kara delik görüntüsünü yakaladı.
Çin'deki bilim adamları uzun zamandır yüksek çözünürlüklü kara delik görüntüleme araştırmalarına dikkat ediyorlar ve EHT uluslararası işbirliğinin kurulmasından önce, uluslararası görünürlüğü olan birçok ilgili çalışmayı gerçekleştirdiler. Bu EHT işbirliğinde, Çinli bilim insanları erken aşamada EHT işbirliğini ortaklaşa tanıttılar ve EHT teleskopunun gözlem süresi uygulamasına katıldılar, aynı zamanda JCMT teleskopunun gözlem yapmasına yardımcı oldular ve EHT kara delik görüntülemesine katkıda bulunan sonuçların veri işleme ve teorik analizlerine vb. Aktif katkı.
M87'nin merkez kara deliğinin kütlesinin farklı ölçüm yöntemlerinin (gaz dinamiklerine karşı yıldız dinamikleri) sonuçları neredeyse 2 kat daha kötü olduğundan, M87 * 'yi görüntüleme yeteneği biraz şaşırtıcıdır. Bununla birlikte, M87 kara deliğinin düzgün görüntülenmesi kesinlikle EHT'nin sonu değildir. Aksine, bu heyecan verici sonuç kesinlikle kara delik araştırması için daha fazla ilgi ve coşku uyandıracaktır.
Şu anda, M87'nin 2017'deki gözlem verileri hala analiz ediliyor. Araştırmacılar, madde birikimini ve kara delik çevresinde jet oluşumunu anlamak için gerekli olan radyasyonun kutuplaşmasını inceleyerek kara deliğin etrafındaki manyetik alanın özelliklerini elde etmeyi umuyorlar.
Başka bir en iyi görüntüleme adayı - Samanyolu'nun merkezindeki kara deliğin kalitesi daha kesindir ve önceki EHT gözlemleri, kara deliğin etrafında "ortada karanlık ve parlak çevreleyen (bir tarafta)" bir yapı olduğunu ve genel özellik boyutunun tarihin 5 katı olduğunu göstermiştir. Wassi yarıçapı, genel görelilik tahminleriyle tutarlıdır (referans malzemeler ve Şekil 6).
Daha fazla gözlem istasyonu (Kuzey Genişletilmiş Milimetre Dizisi, Kitt Tepe Teleskobu gibi) EHT'ye katıldıkça ve veri kalitesi (hassasiyet) arttıkça, EHT'nin yakın gelecekte daha net bir galaktik kara delik elde edebileceğine inanmak için her türlü nedenimiz var. Resim.
bekleyelim ve görelim!
Şekil 6. 2013 yılında 4 konumda bulunan 6 VLBI istasyonunu kullanan galaktik bir kara deliğin 1.3 mm VLBI gözlemlerinin şematik diyagramı. Gömülü görüntü, gözlemlerle tutarlı olan en olası iki radyasyon yapısı modelini göstermektedir. Not: VLBI geliştirmenin erken aşamasında veya temel kapsam genellikle ideal olmadığında, genellikle gözlemlenen (görünürlük) veriyi basit bir geometrik modelle (Gauss gibi) uydurduğu kabul edilir. Görünür süper lümen hareketi gibi birçok erken keşif, çok sınırlı sayıda (hatta bir) taban çizgisine sahip basit bir geometrik modele dayanılarak yapılmıştır. (Kaynak: Max Planck Topluluğu)
(Bu makale bir ağ alıntı veya yeniden basımdır, telif hakkı orijinal yazara veya yayın medyasına aittir. Çalışmanın telif hakkına dahilseniz, lütfen bizimle iletişime geçin.)
