Le télescope Allen est potentiellement capable de détecter un signal radio puissant provenant de Proxima b, ou de tout autre système stellaire avec des transmissions radio suffisamment puissantes. Il a travaillé avec succès avec d’autres radiotélescopes sur des lignes de base extrêmement longues pour résoudre l’horizon des événements d’un trou noir: sans doute son succès suprême. (WIKIMEDIA COMMUNES / COLBY GUTIERREZ-KRAYBILL)

Demandez à Ethan: Comment le télescope Horizon d’événement se comporte-t-il comme un seul miroir géant?

Il est composé de dizaines de télescopes installés dans de nombreux sites à travers le monde. Mais il agit comme un télescope géant. Voici comment.

Si vous souhaitez observer l’Univers plus profondément et avec une résolution plus élevée que jamais, il existe une tactique qui convient parfaitement à tout le monde: construire un télescope aussi grand que possible. Mais l’image la plus haute résolution que nous ayons jamais construite en astronomie ne provient pas du plus grand télescope, mais plutôt d’un vaste choix de télescopes de taille modeste: le télescope Event Horizon. Comment est-ce possible? C’est ce que notre questionneur Ask Ethan de cette semaine, Dieter, veut savoir:

J’ai du mal à comprendre pourquoi le réseau EHT est considéré comme un télescope (qui a le diamètre de la terre).
Lorsque vous considérez l’EHT comme un radiotélescope ONE, je comprends que la résolution angulaire est très élevée en raison de la longueur d’onde du signal entrant et du diamètre de la Terre. Je comprends également que la synchronisation du temps est essentielle.
Mais il serait très utile d'expliquer pourquoi le diamètre de l'EHT est considéré comme un télescope, étant donné qu'il y a environ 10 télescopes individuels dans la rangée.

Construire une image du trou noir au centre de M87 est l’une des réalisations les plus remarquables que nous ayons jamais accomplies. Voici ce qui a rendu cela possible.

La relation distance-luminosité et la façon dont le flux d'une source de lumière diminue sous la forme d'une distance au carré. La température de la Terre est la même qu'en raison de sa distance au Soleil, qui détermine la quantité d'énergie par unité de surface incidente sur notre planète. Les étoiles ou les galaxies lointaines ont l'éclat apparent qu'elles ont en raison de cette relation, qui est exigée par la conservation de l'énergie. Notez que la lumière se propage également dans la zone dès qu’elle quitte la source. (E. SIEGEL / AU-DELÀ DE LA GALAXIE)

La première chose que vous devez comprendre, c'est comment fonctionne la lumière. Lorsque vous avez un objet émettant de la lumière dans l'univers, la lumière qu'il émet se répandra dans une sphère à la sortie de la source. Si vous n'aviez qu'un détecteur photo en un seul point, vous pouvez toujours détecter cet objet émetteur de lumière lointain.

Mais vous ne seriez pas capable de le résoudre.

Lorsque la lumière (c'est-à-dire un photon) frappe votre détecteur ponctuel, vous pouvez enregistrer que la lumière est arrivée; vous pouvez mesurer l’énergie et la longueur d’onde de la lumière; vous pouvez savoir de quelle direction provenait la lumière. Mais vous ne pourriez rien savoir des propriétés physiques de cet objet. Vous ne sauriez pas sa taille, sa forme, son étendue physique ou si différentes parties étaient de couleurs ou de luminosités différentes. En effet, vous ne recevez des informations qu’à un moment donné.

La nébuleuse NGC 246 est plus connue sous le nom de nébuleuse du crâne, en raison de la présence de ses deux yeux brillants. L'œil central est en fait une paire d'étoiles binaires, et le plus petit, le plus faible, est responsable de la nébuleuse elle-même, qui se détache de ses couches extérieures. C’est à seulement 1 600 années-lumière, dans la constellation de Cetus. Voir cela comme plus qu'un seul objet nécessite la capacité de résoudre ces problèmes, en fonction de la taille du télescope et du nombre de longueurs d'onde de la lumière qui s'adaptent à travers son miroir principal. (GEMINI OGM DU SUD, RECTEUR DE TRAVIS (UNIV. ALASKA))

Que faudrait-il pour savoir si vous regardiez un seul point de lumière, tel qu’une étoile comme notre Soleil, ou plusieurs points de lumière, comme dans un système à étoiles binaires? Pour cela, vous devez recevoir de la lumière à plusieurs endroits. Au lieu d'un détecteur ponctuel, vous pourriez avoir un détecteur ressemblant à une antenne parabolique, comme le miroir principal d'un télescope à réflexion.

Quand la lumière entre, ce n’est plus un point, mais un endroit. La lumière qui s'était répandue dans une sphère est maintenant réfléchie par le miroir et focalisée sur un point. Et la lumière provenant de deux sources différentes, même si elles sont proches les unes des autres, sera concentrée à deux endroits différents.

Tout télescope à réflexion est basé sur le principe de la réflexion des rayons lumineux entrants via un grand miroir primaire qui focalise cette lumière sur un point, où elle est ensuite décomposée en données et enregistrée ou utilisée pour construire une image. Ce diagramme spécifique illustre les trajets de lumière pour un système de télescope Herschel-Lomonosov. Notez que deux sources distinctes verront leur lumière focalisée sur deux emplacements distincts (chemins bleu et vert), mais uniquement si le télescope dispose de capacités suffisantes. (UTILISATEUR EUDJINNIUS DE WIKIMEDIA COMMUNES)

Si le miroir de votre télescope est suffisamment grand par rapport à la séparation des deux objets et que vos optiques sont suffisamment performantes, vous pourrez les résoudre. Si vous construisez bien votre appareil, vous pourrez dire qu’il existe plusieurs objets. Les deux sources de lumière sembleront être distinctes l'une de l'autre. Techniquement, il existe une relation entre trois quantités:

  • la résolution angulaire que vous pouvez atteindre,
  • le diamètre de votre miroir,
  • et la longueur d'onde de la lumière que vous regardez.

Si vos sources sont plus proches les unes des autres, si le miroir de votre télescope est plus petit ou si vous regardez avec une longueur d'onde de lumière plus longue, il devient de plus en plus difficile de résoudre ce que vous regardez. Il est plus difficile de déterminer s’il existe plusieurs objets ou non, ou si l’objet que vous visualisez présente des fonctions claires et noires. Si votre résolution est insuffisante, tout n’apparaît que comme un point unique flou et non résolu.

Les limites de résolution sont déterminées par trois facteurs: le diamètre de votre télescope, la longueur d'onde de la lumière à laquelle vous regardez et la qualité de vos optiques. Si vous avez une optique parfaite, vous pouvez résoudre jusqu’à la limite de Rayleigh, ce qui vous garantit la résolution la plus élevée possible autorisée par la physique. (SPENCER BLIVEN / DOMAINE PUBLIC)

C’est donc l’essentiel du fonctionnement de tout grand télescope à une antenne. La lumière provient de la source. Chaque point de l’espace - même un point différent provenant du même objet - émet sa propre lumière avec ses propriétés uniques. La résolution est déterminée par le nombre de longueurs d'onde de la lumière pouvant passer dans notre miroir principal.

Si nos détecteurs sont suffisamment sensibles, nous pourrons résoudre toutes sortes de fonctionnalités sur un objet. Des régions chaudes et froides d'une étoile, comme des taches solaires, peuvent apparaître. Nous pouvons distinguer des caractéristiques telles que les volcans, les geysers, les calottes glaciaires et les bassins sur les planètes et les lunes. Et l'étendue des gaz ou plasma émettant de la lumière, ainsi que leurs températures et leurs densités, peuvent également être visualisées. C’est un exploit fantastique qui ne dépend que des propriétés physiques et optiques de votre télescope.

Le deuxième trou noir vu de la Terre, celui situé au centre de la galaxie M87, est présenté dans trois vues. Au sommet se trouve optique de Hubble, en bas à gauche la radio de NRAO et en bas à droite, les rayons X de Chandra. Ces vues différentes ont des résolutions différentes dépendant de la sensibilité optique, de la longueur d'onde de la lumière utilisée et de la taille des miroirs de télescope utilisés pour les observer. Les observations de rayons X de Chandra offrent une résolution exquise malgré un miroir efficace de 8 pouces (20 cm) de diamètre, en raison de la nature extrêmement courte des rayons X observés. (TOP, OPTIQUE, TELESCOPE ESPACE HUBBLE / NASA / WIKISKY; RADIO BASSE GAUCHE NRAO / TRES GRAND RÉSEAU (VLA); BASSE DROITE RADIOGRAPHIE, NASA / CHANDRA X-RAY TELESCOPE)

Mais vous n’avez peut-être pas besoin du télescope complet. La construction d'un télescope géant est coûteuse et utilise beaucoup de ressources. En réalité, elle a deux objectifs: la construction d'une telle taille.

  1. Plus votre télescope est grand, meilleure est votre résolution, en fonction du nombre de longueurs d'onde de la lumière qui s'adaptent sur votre miroir principal.
  2. Plus la zone de collecte de votre télescope est grande, plus vous pouvez collecter de lumière, ce qui signifie que vous pouvez observer des objets plus pâles et des détails plus fins qu'avec un télescope de zone inférieure.

Si vous prenez votre grand miroir de télescope et que vous commencez à assombrir certaines zones, comme si vous appliquiez un masque sur votre miroir, vous ne pourriez plus recevoir de lumière de ces endroits. En conséquence, les limites de luminosité sur ce que vous pourriez voir diminueraient, proportionnellement à la surface (zone de collecte de lumière) de votre télescope. Mais la résolution serait toujours égale à la séparation entre les différentes parties du miroir.

Meteor, photographié sur le Grand tableau millimétrique / millimétrique d’Atacama, 2014. ALMA est peut-être le réseau de radiotélescopes le plus avancé et le plus complexe au monde. Il est capable de reproduire des détails sans précédent sur des disques protoplanétaires. le télescope Horizon de l'événement. (ESO / C. MALIN)

C'est le principe sur lequel reposent les réseaux de télescopes. Il existe de nombreuses sources extrêmement brillantes, en particulier dans la partie radio du spectre, de sorte que vous n’avez pas besoin de toute cette zone de collecte pour construire un énorme plat unique.

Au lieu de cela, vous pouvez créer une gamme de plats. Comme la lumière d'une source lointaine va s'étendre, vous souhaitez collecter la lumière sur une zone aussi grande que possible. Vous n’avez pas besoin d’investir toutes vos ressources dans la construction d’un énorme plat avec le pouvoir de collecte de lumière suprême, mais vous avez toujours besoin de cette même résolution supérieure. Et c’est de là que vient l’idée d’utiliser un grand nombre de radiotélescopes. Avec un réseau de télescopes reliés dans le monde entier, nous pouvons résoudre certains des objets de taille angulaire les plus radio mais les plus petits.

Ce diagramme montre l'emplacement de tous les télescopes et de leurs réseaux utilisés dans les observations du télescope Event Horizon 2017 de M87. Seul le télescope du pôle Sud n’a pas été en mesure d’imager M87, car il est situé dans la mauvaise partie de la Terre pour ne jamais voir le centre de cette galaxie. Chacun de ces endroits est équipé d'une horloge atomique, entre autres équipements. (NRAO)

Fonctionnellement, il n'y a pas de différence entre penser aux deux scénarios suivants.

  1. Le télescope Horizon d’événement est un miroir unique recouvert d’une grande quantité de ruban adhésif. La lumière est collectée et focalisée depuis tous ces endroits disparates de la Terre en un seul point, puis synthétisée en une image qui révèle les différentes luminosités et propriétés de votre cible dans l'espace, jusqu'à votre résolution maximale.
  2. Le télescope Horizon d’événement est lui-même un ensemble de nombreux télescopes individuels et réseaux de télescopes individuels. La lumière est collectée, horodatée avec une horloge atomique (à des fins de synchronisation) et enregistrée en tant que données sur chaque site individuel. Ces données sont ensuite assemblées et traitées ensemble pour créer une image qui révèle les propriétés de luminosité et les propriétés de tout ce que vous regardez dans l’espace.

La seule différence réside dans les techniques que vous devez utiliser pour y arriver, mais c’est la raison pour laquelle nous avons la science du VLBI: l’interférométrie à très longue distance.

Dans VLBI, les signaux radio sont enregistrés sur chacun des télescopes individuels avant d’être expédiés vers un emplacement central. Chaque point de données reçu est estampillé d’une horloge atomique à haute fréquence extrêmement précise à côté des données, afin d’aider les scientifiques à synchroniser correctement les observations. (DOMAINE PUBLIC / UTILISATEUR WIKIPEDIA RNT20)

Vous pouvez immédiatement commencer à penser à des idées folles, comme lancer un radiotélescope dans l’espace et l’utiliser, en réseau avec les télescopes de la Terre, pour étendre votre ligne de base. C’est un bon plan, mais vous devez comprendre qu’il ya une raison pour laquelle nous n’avons pas construit le télescope Event Horizon avec deux sites bien séparés: nous voulons cette résolution incroyable dans toutes les directions.

Nous voulons obtenir une couverture complète du ciel en deux dimensions, ce qui signifie idéalement que nos télescopes seront disposés dans un grand anneau pour obtenir ces énormes séparations. Bien sûr, cela n’est pas faisable dans un monde de continents et d’océans, de villes et de nations, ainsi que d’autres frontières, frontières et contraintes. Mais avec huit sites indépendants à travers le monde (dont sept étaient utiles pour l’image M87), nous avons été incroyablement performants.

La première image publiée par Event Horizon Telescope a atteint une résolution de 22,5 microarcsecondes, ce qui a permis au réseau de résoudre l’horizon des événements du trou noir situé au centre de M87. Un télescope à une antenne parabolique devrait mesurer 12 000 km de diamètre pour obtenir la même netteté. Notez les différences d'aspect entre les images des 5 et 6 avril et celles du 10 avril / 11, qui montrent que les caractéristiques autour du trou noir changent avec le temps. Cela aide à démontrer l'importance de la synchronisation des différentes observations, plutôt que de simplement les étaler dans le temps. (COLLABORATION DE TÉLESCOPES D'ÉVÉNEMENT HORIZON)

À l'heure actuelle, le télescope Event Horizon est limité à la Terre, limité aux antennes paraboliques qui sont actuellement en réseau et limité par les longueurs d'onde particulières qu'il peut mesurer. S'il pouvait être modifié pour observer à des longueurs d'ondes plus courtes, et dépasser l'opacité atmosphérique à ces longueurs d'ondes, nous pourrions atteindre des résolutions plus élevées avec le même équipement. En principe, nous pourrions être en mesure de voir des caractéristiques trois à cinq fois plus tranchantes sans avoir besoin d'un seul nouveau plat.

En effectuant ces observations simultanément dans le monde entier, le télescope Event Horizon se comporte réellement comme un télescope unique. Il ne fait qu'ajouter la puissance lumineuse des plats individuels, mais permet de réduire la distance entre les plats dans le sens de la séparation des plats.

En couvrant simultanément le diamètre de la Terre avec de nombreux télescopes (ou matrices de télescopes) différents, nous avons pu obtenir les données nécessaires pour résoudre l'horizon des événements.

Le télescope Event Horizon se comporte comme un télescope unique en raison des progrès incroyables des techniques utilisées, de la puissance de calcul accrue et des nouveaux algorithmes qui nous permettent de synthétiser ces données en une seule image. Ce n’est pas une mince affaire, et il a fallu une équipe de plus de 100 scientifiques travailler de nombreuses années pour y arriver.

Mais optiquement, les principes sont les mêmes que l’utilisation d’un seul miroir. Nous avons de la lumière provenant de différents endroits sur une même source, toutes s'étalant et arrivant toutes aux divers télescopes du réseau. C’est comme s’ils arrivaient à différents endroits le long d’un très grand miroir. La clé est de savoir comment nous synthétisons ces données ensemble et les utilisons pour reconstruire une image de ce qui se passe réellement.

Maintenant que l’équipe Event Horizon Telescope a réussi à faire exactement cela, il est temps de viser le prochain objectif: en apprendre le plus possible sur tous les trous noirs que nous sommes capables de regarder. Comme vous tous, je suis impatient.

Envoyez vos questions Ask Ethan à startswithabang à gmail dot com!

Débute avec un coup est maintenant sur Forbes, et republié sur moyen grâce à nos partisans de Patreon. Ethan est l'auteur de deux livres, Beyond The Galaxy et Trreknology: La science de Star Trek, de Tricorders à Warp Drive.