Впервые в истории ученым удалось увидеть тень черной дыры. Что особенного в этом событии и почему для получения размытого черного пятна астрономам всего мира потребовались несколько лет напряженной работы? Редакция решила рассказать о том, как устроен Телескоп горизонта событий (Event Horizon Telescope, EHT), как ему удалось заглянуть в центр галактики M87 и что астрономам удалось там рассмотреть.
Как получили изображение черной дыры?
Любое электромагнитное излучение, в том числе радиоволны и видимый свет, представляют собой периодические колебания электрического и магнитного полей. Единственное различие между ними — длина волны, которая в случае радио на несколько порядков больше. С длиной волны связан ключевой параметр оптических систем — угловое разрешение, то есть способность прибора различить два отдельных находящихся рядом источника.
Даже неспециалисту понятно, что изучение приходящих волн большей длины дает более размытую картинку. Действительно, угловое разрешение телескопов прямо пропорционально длине волны и обратно пропорционально размеру апертуры, то есть диаметру регистрируемого светового потока.
И хотя на первый взгляд кажется, что эффективной стратегией является увеличение размеров зеркал и переход ко все более коротким волнам, в реальности увеличивать угловое разрешение можно и другими методами без использования коротких волн и строительства гигантских приемников.
Одним из таких способов является интерферометрия, то есть построение своего рода «виртуального» телескопа. Такой прибор состоит из разнесенных на большие расстояния приемников, которые одновременно наблюдают один и тот же объект и точно фиксируют время наблюдения при помощи атомных часов. Получается, что телескопы фиксируют фронт одной электромагнитной волны от источника, но в разное время.
Затем полученные данные совместно анализируются и восстанавливается исходный волновой фронт, благодаря чему удается получить изображение с угловым разрешением, соответствующим апертуре приемника, равной расстоянию между телескопами, а не их собственным размерам, которые могут быть достаточно скромными. Таким образом, два телескопа удаленные друг от друга на расстояние 100 километров, смогут разглядеть в тысячу раз больше деталей, чем один телескоп диаметром 100 метров.
Однако такое преимущество не дается даром. Во-первых, высокое разрешение достигается лишь вдоль линии, соединяющей приборы, — базы интерферометра, — в то время как в поперечном ей направлении изображение останется нечетким. Отчасти это можно преодолеть, двигая сами телескопы или проводя длительные наблюдения — в последнем случае вращение Земли будет менять ориентацию базы относительно источника.
Во-вторых, отдельные телескопы все-таки не эквиваленты одному громадному приемнику: один сеанс наблюдений на паре приборов дает одну точку на так называемой -плоскости — множестве возможных пространственных частот. Так происходит, потому что при фиксированном расстоянии между приборами будут зарегистрированы только соответствующие этому расстоянию пространственные масштабы. Говоря научным языком, получится одна фурье-гармоника.
Множество наблюдений с различными базами позволяют в достаточной мере заполнить -плоскость, то есть получить много фурье-гармоник, которые затем при помощи обратного преобразования можно превратить в единое изображение. Для сравнения, отдельное монолитное зеркало измеряет сразу все фурье-гармоники, вплоть до предельной, ограниченной размером апертуры, то есть сразу получает заполненный круг на -плоскости.
В таком случае становятся ясны проблемы интерферометрии: необходимы длительные наблюдения для получения множества проекций баз и ресурсоемкие компьютерные вычисления для проведения анализа. Однако источник может быть переменным, погодные условия и состояние атмосферы также нерегулярным образом меняются, причем эти вариации не согласуются для удаленных телескопов, к тому же сами телескопы не являются точными копиями друг друга — все эти и многие другие факторы ограничивают возможность проведения интерферометрических измерений.
Поэтому важно отметить, что EHT повезло: в 2017 году на протяжении всех четырех дней наблюдения у всех телескопов были хорошие условия (нам представили анализ именно этих данных), в 2018-м с погодой повезло меньше, а в 2019 году наблюдения вообще отменили.
Тем не менее, потенциально интерферометрию можно реализовать и для более коротких длин волн, в том числе оптического диапазона. Такие проекты есть, крупнейшим из них является американский прибор CHARA, состоящий из шести метровых телескопов, способных перемещаться по Y-образным траекториям, образуя базы от 34 до 331 метра. В результате удается достичь предельного разрешения в 200 микросекунд, что на несколько порядков лучше, чем у космического телескопа «Хаббл».
Однако у таких приборов есть собственные проблемы: фотоны теряются при движении от отдельных телескопов к центру, из-за чего возможно наблюдение лишь самых ярких источников. Атмосферные искажения и квантовые шумы оказываются намного сильнее на коротких длинах волн. Также из-за гораздо большей частоты видимого света необходима намного более высокая точность измерения времени и качества синхронизации, что ограничивается возможностью современных атомных часов. Тем не менее, в этой области наблюдается быстрый прогресс, так что можно ожидать появления новых проектов оптических интерферометров в будущем.
Что изображено на полученном фото?
На картинке мы видим свечение вращающегося по орбите и постепенно падающего в дыру вещества — аккреционного диска. Это синхротронное излучение движущихся в мощном магнитном поле с околосветовыми скоростями электронов. Посередине наблюдается более чем десятикратный провал в яркости — это тень черной дыры, то есть отсутствие излучения как от самого сверхмассивного объекта, так и от его ближайшего окружения. Если посередине кольца провести окружность, то ее диаметр будет равен 42 угловым микросекундам. При этом угловое разрешение интерферометра составляет 20 угловых микросекунд.
Схематичное представление формирования изображения из фотонов, испытавших сильное преломление рядом с черной дырой
Nicolle R. Fuller