HD 163296 est représentatif d'un disque protoplanétaire typique vu par la collaboration DSHARP. Il a un disque protoplanétaire central, des anneaux d'émission externes et des espaces entre eux. Il devrait y avoir plusieurs planètes dans ce système, et on peut identifier un intérieur d'artefact étrange à l'anneau 2e depuis l'extérieur qui peut être un signe révélateur d'une planète perturbatrice. La barre d'échelle en bas à droite est de 10 UA, ce qui correspond à une résolution de seulement quelques milliarcsecondes. Cela ne peut être réalisé que via VLBI. (SM ANDREWS ET AL. ET LA COLLABORATION DSHARP, ARXIV: 1812.04040)

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

C'est la technique, du télescope Event Horizon, qui nous a apporté l'image d'un trou noir. Voici comment cela fonctionne.

Le télescope Event Horizon 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 télescopes indépendantes sur les cinq continents s'est réunie pour réaliser ce triomphe monumental. Bien qu'il existe de nombreuses contributions et contributeurs qui méritent d'être mis en évidence, il existe une technique de physique fondamentale sur laquelle tout dépendait: l'interférométrie à très longue ligne de base, ou VLBI. Le partisan de Patreon, Ken Blackman, veut savoir comment cela fonctionne et comment il a permis cet exploit remarquable, en demandant:

[Le télescope Event Horizon] utilise le VLBI. Qu'est-ce que l'interférométrie et comment a-t-elle été utilisée par [le télescope Event Horizon]? On dirait que c'était un ingrédient clé dans la production de l'image de M87 mais je n'ai aucune idée de comment ni pourquoi. Envie d'élucider?

Vous êtes sur; Faisons le.

Tout télescope réfléchissant est basé sur le principe de la réflexion des rayons lumineux entrants via un grand miroir primaire qui concentre cette lumière jusqu'à un point, où elle est ensuite décomposée en données et enregistrée ou utilisée pour construire une image. Ce diagramme spécifique illustre les trajets lumineux d'un système de télescope Herschel-Lomonosov. (UTILISATEUR WIKIMEDIA COMMONS EUDJINNIUS)

Pour un seul télescope, tout est relativement simple. La lumière entre comme une série de rayons parallèles, tous provenant de la même source éloignée. La lumière frappe le miroir principal du télescope et se concentre sur un seul point. Si vous mettez un miroir supplémentaire (ou un ensemble de miroirs) le long du chemin de la lumière, ils ne changent pas cette histoire; ils changent simplement là où cette lumière finit par converger vers un point.

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

Une petite section du très grand réseau Karl Jansky, l'un des plus grands et des plus puissants réseaux de radiotélescopes au monde. À moins que les plats individuels soient correctement synchronisés ensemble, ils n'atteindront pas une résolution plus élevée qu'un seul plat. (JOHN FOWLER)

Mais que se passe-t-il si vous n'avez pas un seul télescope, mais plusieurs télescopes qui sont mis en réseau ensemble dans une sorte de réseau? Vous pourriez penser que vous pouvez résoudre le problème de la même manière et concentrer la lumière de chaque télescope comme vous le feriez pour un télescope à antenne parabolique. La lumière arriverait toujours en rayons parallèles; chaque miroir primaire concentrerait encore cette lumière vers 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 pourriez bien sûr le faire. Mais cela ne vous donnerait que deux images indépendantes. Vous pouvez les combiner, mais cela ne ferait que faire la moyenne des données. Ce serait comme si vous aviez observé votre cible avec un seul télescope à deux moments différents et ajouté les données ensemble.

Le réseau kilométrique carré sera, une fois terminé, composé d'un ensemble de milliers de radiotélescopes, capables de voir plus loin dans l'Univers que n'importe quel observatoire qui a mesuré tout type d'étoile ou de galaxie. (BUREAU DE DÉVELOPPEMENT DE PROJETS SKA ET SWINBURNE ASTRONOMY PRODUCTIONS)

Cela ne vous aide pas à résoudre votre gros problème, à savoir que vous avez besoin de la résolution améliorée critique fournie avec l'utilisation d'un réseau de télescopes liés avec le VLBI. Lorsque vous reliez avec succès plusieurs télescopes avec la technique VLBI, cela peut vous donner une image qui a la puissance de collecte de lumière des antennes paraboliques individuelles additionnée, mais (de manière optimale) avec la résolution de la distance entre les antennes paraboliques.

Cette technique a été utilisée à de nombreuses reprises, non seulement pour l'imagerie d'un trou noir et même pas avec des radiotélescopes seuls. En fait, l'exemple le plus spectaculaire de VLBI a peut-être été utilisé par le grand télescope binoculaire, qui a deux télescopes de 8 mètres qui sont montés ensemble, se comportant avec la résolution d'un télescope de ~ 23 mètres. En conséquence, il peut résoudre des caractéristiques qu'aucun plat de 8 mètres ne peut faire, comme l'éruption de volcans sur Io alors qu'il subit une éclipse d'une autre lune de Jupiter.

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

La clé pour débloquer ce type de pouvoir est que vous devez être capable de rassembler vos observations aux mêmes moments. Les signaux lumineux qui arrivent aux télescopes arrivent après des temps de déplacement de la lumière légèrement différents, en raison de la distance variable, à la vitesse de la lumière, qu'il faut au signal pour se déplacer de l'objet source aux divers détecteurs / télescopes sur Terre.

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

Ce diagramme montre l'emplacement de tous les télescopes et réseaux de télescopes utilisés dans les observations 2017 Event Horizon Telescope de M87. Seul le télescope du pôle Sud n'a pas pu imager M87, car il est situé sur la mauvaise partie de la Terre pour voir le centre de cette galaxie. Chacun de ces emplacements est équipé d'une horloge atomique, entre autres pièces d'équipement. (NRAO)

La façon dont nous le faisons, en pratique, consiste à utiliser des horloges atomiques. À chacun des 8 endroits à travers le monde où le télescope Event Horizon prend des données se trouve une horloge atomique, qui nous permet de garder le temps aux précisions de quelques attosecondes (10 ^ -18 s). Il était également nécessaire d'installer du matériel informatique spécialisé (matériel et logiciel) pour permettre la corrélation et la synchronisation des observations entre les différentes stations du monde.

Vous devez observer le même objet en même temps avec la même fréquence, tout en corrigeant des choses comme le bruit atmosphérique avec un télescope correctement calibré. C'est une tâche à forte intensité de main-d'œuvre qui nécessite une précision énorme. Mais quand vous y arrivez, le gain est étonnant.

Le disque protoplanétaire autour de la jeune étoile, HL Tauri, tel que photographié par ALMA. Les lacunes dans le disque indiquent la présence de nouvelles planètes. Ce système a déjà des centaines de millions d'années, et les planètes là-bas approchent probablement de leurs stades finaux et de leurs orbites. Cette résolution n'est possible que grâce à l'utilisation du VLBI par ALMA. (ALMA (ESO / NAOJ / NRAO))

L'image ci-dessus peut sembler n'avoir rien à voir avec un trou noir, mais c'est en fait l'une des images les plus célèbres de la gamme unique de radiotélescopes la plus puissante du marché: ALMA. ALMA signifie Atacama Large Millimeter / Submillimetre Array, et est composé de 66 antennes paraboliques indépendantes qui peuvent être ajustées pour être espacées de 150 mètres jusqu'à 16 kilomètres.

La puissance de collecte de lumière est juste déterminée par la surface des plats individuels tous additionnés; 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 milli-secondes d'arc ou des résolutions de 1/300 000e de degré.

L'Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA) est l'un des radiotélescopes les plus puissants de la Terre. Ces télescopes peuvent mesurer des signatures à longue longueur d'onde d'atomes, de molécules et d'ions qui sont inaccessibles aux télescopes à longueur d'onde plus courte comme Hubble, mais peuvent également mesurer des détails de 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, 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 - il peut résoudre des objets aussi petits que 15 micro-secondes d'arc. Cette incroyable amélioration de la résolution lui a permis d'imaginer l'horizon des événements du trou noir (qui fait 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 chacun des télescopes avec des observations qui coïncident absolument dans le temps. Pour que cela se produise est simple conceptuellement, mais a nécessité une innovation monumentale pour mettre cela en pratique.

Dans le 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 obtenir la synchronisation des observations correcte. (UTILISATEUR DU DOMAINE PUBLIC / WIKIPEDIA RNT20)

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

  1. Imaginez que vous avez trois antennes (ou radiotélescopes) toutes reliées entre elles et séparées par des distances particulières.
  2. Ces antennes recevront des signaux d'une source éloignée, où les temps d'arrivée relatifs des différents signaux peuvent être calculés.
  3. Lorsque vous mélangez les différents signaux ensemble, ils interfèrent les uns avec les autres, à la fois en raison d'effets réels et d'erreurs.
  4. Ce que Jennison a mis au point - et ce qui est encore utilisé aujourd'hui sous forme d'auto-étalonnage - était la technique pour combiner correctement les effets réels et ignorer les erreurs.

Ceci est connu aujourd'hui sous le nom de synthèse d'ouverture, et le principe de base est resté le même pendant plus de 60 ans.

En avril 2017, les 8 télescopes / réseaux de télescopes associés au télescope Event Horizon pointaient 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 du VLBI que nous pourrions atteindre la résolution nécessaire pour construire une image comme celle-ci. (ÉVÉNEMENT COLLABORATION TELESCOPE HORIZON ET AL.)

Ce qui est fantastique avec cette technique, c'est qu'elle peut être appliquée à n'importe quelle plage de longueurs d'onde. À l'heure actuelle, le télescope Event Horizon mesure les ondes radio d'une fréquence particulière, mais il pourrait théoriquement fonctionner à une fréquence entre trois et cinq fois plus élevée. Étant donné que la résolution de votre télescope dépend du nombre d'ondes pouvant s'adapter au diamètre (ou à la ligne de base) de votre télescope, le passage à des fréquences plus élevées se traduit par des longueurs d'onde 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 peut-être d'arriver il y a quelques jours, mais nous sommes déjà tournés vers l'avenir. Le premier horizon des événements n'est vraiment qu'un début. En plus de cela, le télescope Event Horizon devrait un jour être en mesure de résoudre les caractéristiques de blazars éloignés et d'autres sources radio lumineuses, nous permettant de les comprendre comme jamais auparavant. Bienvenue dans le monde du VLBI, où si vous voulez un télescope de plus haute résolution, il vous suffit de déplacer ceux que vous avez plus loin!

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Starts With A Bang est maintenant sur Forbes, et republié sur Medium grâce à nos supporters Patreon. Ethan est l'auteur de deux livres, Beyond The Galaxy et Treknology: The Science of Star Trek from Tricorders to Warp Drive.