Le HD 163296 est représentatif d’un disque protoplanétaire typique visualisé par la collaboration DSHARP. Il possède un disque protoplanétaire central, des anneaux d’émission externes et des espaces vides entre eux. Il devrait y avoir plusieurs planètes dans ce système, et on peut identifier un artefact étrange à l'intérieur de l'anneau situé à proximité du deuxième cercle, ce qui peut être un signe révélateur d'une planète perturbée. La barre d'échelle en bas à droite est de 10 UA, ce qui correspond à une résolution de seulement quelques milliarcsecondes. Ceci ne peut être réalisé que par VLBI. (S. M. ANDREWS ET AL. ET LA COLLABORATION DSHARP, ARXIV: 1812.04040)

Demandez à Ethan: Comment l'interférométrie à très longue base nous permet-elle d'imager un trou noir?

C’est la technique du télescope Event Horizon qui nous a donné l’image d’un trou noir. Voilà comment cela fonctionne.

Le télescope Horizon des événements a accompli ce qu'aucun autre télescope ou réseau de télescopes n'a jamais fait: imager directement l'horizon des événements d'un trou noir. Une équipe de plus de 200 scientifiques utilisant les données de huit installations de télescope indépendantes réparties sur cinq continents se sont tous associés pour réaliser ce triomphe monumental. Bien que de nombreuses contributions et contributeurs méritent d’être soulignées, il existe une technique de physique fondamentale sur laquelle tout dépend: l’interférométrie à très longue distance, ou VLBI. Le partisan de Patreon, Ken Blackman, veut savoir comment cela fonctionne et comment il a permis cet exploit remarquable:

[The Event Horizon Telescope] utilise le VLBI. Alors, qu'est-ce que l'interférométrie et comment a-t-il été utilisé par [le télescope Event Horizon]? On dirait que c'était un ingrédient clé dans la production de l'image de M87 mais je ne sais pas comment ni pourquoi. Des soins à élucider?

Vous êtes sur; Faisons le.

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. (UTILISATEUR EUDJINNIUS DE WIKIMEDIA COMMUNES)

Pour un seul télescope, tout est relativement simple. La lumière se présente sous la forme d'une série de rayons parallèles, tous originaires de la même source lointaine. La lumière frappe le miroir principal du télescope et se concentre sur un seul point. Si vous placez un miroir supplémentaire (ou un ensemble de miroirs) sur le trajet de la lumière, ils ne changeront pas cette histoire. ils changent simplement là où cette lumière converge vers un point.

Tous ces rayons lumineux arrivent en même temps à ce point final, où ils peuvent ensuite être combinés dans une image ou enregistrés en tant que données brutes, pour être traités ultérieurement dans une image. C’est la version ultra-basique d’un télescope: la lumière provient d’une source, se concentre dans une petite région et est enregistrée.

Petite section du Karl Jansky Very Large Array, l’un des plus grands et des plus puissants réseaux de radiotélescopes au monde. À moins que les antennes individuelles ne soient correctement synchronisées ensemble, elles n'atteindront pas une résolution plus élevée qu'une antenne unique. (JOHN FOWLER)

Mais que se passe-t-il si vous n’avez pas un seul télescope, mais plusieurs télescopes qui sont mis en réseau dans une sorte de matrice? Vous pourriez penser que vous pourriez simplement traiter le problème de la même manière et concentrer la lumière de chaque télescope comme vous le feriez pour un télescope à une seule antenne. La lumière arriverait toujours dans des rayons parallèles; chaque miroir primaire focaliserait toujours cette lumière sur un seul point; les rayons lumineux de chaque télescope arrivent au point final en même temps; toutes ces données peuvent ensuite être collectées et stockées.

Vous pouvez le faire, bien sûr. Mais cela ne vous donnerait que deux images indépendantes. Vous pouvez les combiner, mais cela ne ferait que moyenner les données. Ce serait comme si vous observiez votre cible avec un seul télescope à deux moments différents et que vous ajoutiez les données.

Une fois terminé, le tableau de kilomètres carrés comprendra un ensemble de milliers de radiotélescopes, capables de voir plus loin dans l’Univers que n’importe quel observatoire ayant mesuré tout type d’étoile ou de galaxie. (BUREAU DE DÉVELOPPEMENT DE PROJETS SKA ET PRODUCTIONS D'ASTRONOMIE SWINBURNE)

Cela ne vous aide pas avec votre gros problème, qui est que vous avez besoin de la résolution améliorée essentielle qui vient avec l’utilisation d’un réseau de télescopes reliés entre eux par VLBI. Lorsque vous associez plusieurs télescopes avec la technique VLBI, vous obtiendrez une image combinant le pouvoir de collecte de la lumière des antennes paraboliques individuelles, mais (de manière optimale) avec la résolution de la distance qui sépare les antennes.

Cette technique a été utilisée à de nombreuses reprises, non seulement pour l'imagerie d'un trou noir, ni même avec les radiotélescopes. En fait, le grand télescope binoculaire, qui possède deux télescopes de 8 mètres montés ensemble, se comporte avec la résolution d’un télescope d’environ 23 mètres, est peut-être l’exemple le plus spectaculaire de VLBI. En conséquence, il peut résoudre des problèmes qu’aucune antenne de 8 mètres ne peut résoudre, comme les volcans en éruption sur Io alors qu’elle subit une éclipse provenant d’une autre des lunes de Jupiter.

L’occultation de la lune de Jupiter, Io, avec ses volcans en éruption, Loki et Pelé, occultée par Europa, invisible dans cette image infrarouge. Le grand télescope binoculaire a pu le faire grâce à la technique de l'interférométrie. (LBTO)

Pour débloquer ce type de pouvoir, il est essentiel que vous puissiez rassembler vos observations au même moment. Les signaux lumineux qui arrivent sur les télescopes arrivent après des temps de déplacement de lumière légèrement différents, en raison de la distance variable, à la vitesse de la lumière, du signal pour se déplacer de l'objet source aux détecteurs / télescopes variables Terre.

Vous devez connaître l'heure d'arrivée des signaux aux différents emplacements de télescope à travers le monde pour pouvoir les combiner en une seule image. Ce n'est qu'en combinant des données correspondant à l'affichage simultané de la même source que nous pourrons obtenir la résolution maximale qu'un réseau de télescopes est capable d'offrir.

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)

Pour ce faire, nous utilisons pratiquement des horloges atomiques. Une horloge atomique est située à chacun des 8 emplacements du télescope Event Horizon dans le monde, ce qui nous permet de garder le temps nécessaire pour obtenir des précisions de quelques attosecondes (10 ^ -18 s). Il était également nécessaire d'installer un équipement informatique spécialisé (matériel et logiciel) pour permettre aux observations d'être corrélées et synchronisées entre les différentes stations du monde.

Vous devez observer le même objet au même moment et à la même fréquence, tout en corrigeant des problèmes comme le bruit atmosphérique avec un télescope correctement calibré. C’est une tâche exigeante en main-d’œuvre qui exige une précision énorme. Mais quand vous y arrivez, le résultat est incroyable.

Le disque protoplanétaire autour de la jeune étoile, HL Tauri, photographié par ALMA. Les espaces dans le disque indiquent la présence de nouvelles planètes. Ce système existe déjà depuis des centaines de millions d’années et les planètes sont sur le point de se terminer. Cette résolution n’est possible que grâce à l’utilisation de VLBI par ALMA. (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO))

L’image ci-dessus n’a peut-être pas l’impression qu’elle n’a rien à voir avec un trou noir, mais c’est en fait l’une des images les plus célèbres du plus puissant réseau de radiotélescopes: ALMA. ALMA signifie Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array. Il est composé de 66 antennes radio indépendantes qui peuvent être ajustées de manière à être espacées de 150 mètres sur 16 kilomètres.

Le pouvoir de collecte de lumière est simplement déterminé par la surface des plats individuels combinés; cela ne change pas. Mais la résolution qu'il peut atteindre est déterminée par la distance entre les plats. C’est ainsi qu’il peut atteindre des résolutions allant jusqu’à quelques millisecondes ou un millionième de degré.

Le grand réseau millimétrique / submillimétrique d’Atacama (ALMA) est l’un des radio-télescopes les plus puissants du monde. Ces télescopes peuvent mesurer les signatures d'atomes, de molécules et d'ions inaccessibles aux télescopes plus courts comme Hubble, mais ils peuvent aussi mesurer les détails des systèmes protoplanétaires et, potentiellement, même des signaux étrangers que même les télescopes infrarouges ne peuvent pas voir. C'était l'ajout le plus important au télescope Event Horizon. (ESO / C. MALIN)

Mais aussi impressionnant qu'ALMA soit, le télescope Event Horizon va encore plus loin. Avec des lignes de base entre les stations approchant le diamètre de la Terre - plus de 10 000 km -, elle peut résoudre des objets aussi petits que 15 micro-secondes d’arc environ. Cette incroyable amélioration de la résolution lui a permis d'imager l'horizon des événements du trou noir (d'une épaisseur de 42 micro-secondes d'arc) au centre de la galaxie M87.

La clé pour obtenir cette image et pour effectuer ces observations à haute résolution en général est de synchroniser chaque télescope avec des observations qui coïncident parfaitement avec le temps. Pour y arriver, le concept est simple, mais il faut une innovation monumentale pour le mettre en pratique.

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)

L'avancée clé est survenue en 1958, lorsque le scientifique Roger Jennison écrivit un article désormais célèbre: Une technique d'interféromètre sensible à la phase pour la mesure de la transformée de Fourier des distributions de luminosité spatiale de petite étendue angulaire. Cela ressemble à une bouchée, mais voici comment vous pouvez le comprendre de manière simple.

  1. Imaginez que vous ayez trois antennes (ou radiotélescopes) toutes reliées ensemble et séparées par des distances particulières.
  2. Ces antennes recevront des signaux d'une source distante, où les temps d'arrivée relatifs des différents signaux peuvent être calculés.
  3. Lorsque vous mélangez les différents signaux, ils s’interféreront les uns avec les autres, en raison d’effets réels et d’erreurs.
  4. Ce que Jennison a mis au point - et que l’on utilise encore aujourd’hui sous forme d’auto-étalonnage - est la technique permettant de combiner correctement les effets réels et d’ignorer les erreurs.

C'est ce qu'on appelle aujourd'hui la synthèse d'ouverture, et le principe de base est resté le même depuis plus de 60 ans.

En avril 2017, les 8 télescopes / réseaux de télescopes associés au télescope Event Horizon pointaient vers Messier 87. Voici à quoi ressemble un trou noir supermassif, où l'horizon des événements est clairement visible. Ce n’est que par le biais de VLBI que nous pourrions obtenir la résolution nécessaire pour construire une image comme celle-ci. (ÉVÉNEMENT HORIZON TELESCOPE COLLABORATION ET AL.)

Ce qui est fantastique avec cette technique, c’est qu’elle peut être appliquée littéralement à n’importe quelle plage de longueurs d’onde. À l'heure actuelle, le télescope Event Horizon mesure les ondes radioélectriques d'une fréquence donnée, mais il pourrait théoriquement fonctionner à une fréquence trois à cinq fois plus élevée. Étant donné que la résolution de votre télescope dépend du nombre d’ondes pouvant tenir sur le diamètre (ou la ligne de base) du télescope, le passage à des fréquences plus élevées se traduit par des longueurs d’ondes plus courtes et une résolution plus élevée. Nous pourrions obtenir cinq fois la résolution sans avoir besoin de construire un seul nouveau plat.

Le premier trou noir vient d’arriver il ya quelques jours, mais nous nous tournons déjà vers l’avenir. Le premier horizon d’événement n’est vraiment que le début. En plus de cela, le télescope Event Horizon devrait un jour pouvoir résoudre les caractéristiques des blazars distants et d'autres sources radio brillantes, nous permettant ainsi de les comprendre comme jamais auparavant. Bienvenue dans le monde de VLBI, où si vous voulez un télescope à haute résolution, il vous suffit de déplacer ceux que vous avez plus éloignés l'un de l'autre!

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 Treknology: La science de Star Trek, de Tricorders à Warp Drive.